LUNA

"La Luna che rischiara la notte col suo quieto fulgore è stata da sempre fonte di ispirazione per poeti, pittori e musicisti di tutti i tempi e di tutte le nazioni."

Caratteristiche generali
La Luna è l'unico satellite naturale della Terra, da cui dista mediamente 384.400 km, ed è anche il satellite più interno del Sistema Solare.
Ha forma ellissoidale a tre assi, con il diametro maggiore rivolto verso la Terra; ha un raggio medio pari a 1.737.10 km, poco più di 1/4 di quello terrestre, ed una massa di 7.348 X 1022 kg, pari ad 1/81 di quella terrestre.
Il sistema Luna-Terra ruota attorno al centro di massa, interno della Terra, in media a 4670 km dal suo centro, in 27.32 giorni rispetto alle stelle (rotazione siderale).
Formazione e geologia
Studi effettuati col metodo del decadimento radioattivo sui campioni di roccia lunare riportati sulla Terra, hanno portato a stimare l'età della Luna in 4,526 miliardi di anni, 42 milioni di anni dopo la formazione del Sistema Solare; durante questo periodo la storia del nostro satellite può essere suddivisa in sei fasi:
La faccia della Luna sempre visibile dalla Terra
La roccia di anortosite riportata sulla Terra dalla missione Apollo 15 denominata Gengis Rock

1-Origine 2-Creazione della crosta 3-prima epoca di vulcanesimo, con creazione dei mari

4-Era di bombardamento da parte di corpi celesti 5-Seconda epoca di vulcanesimo 6-Quiescenza, l'attuale epoca

Sull'origine della Luna sono state proposte quattro ipotesi:
a) Fissione: la Terra più di 4 miliardi di anni fa era allo stato fuso e ruotava su se stessa, compiendo un giro completo in circa quattro ore. A causa della forza centrifuga acquistò la forma di un ellissoide di rotazione, inizialmente schiacciato, poi allungato, come un'immensa mazza da baseball, che ad un certo punto si è rotta dando origine, con l'estremità minore, alla Luna.
Questa teoria però non tiene conto della notevole forza necessaria per superare l'attrito presente nella Terra fusa.
La faccia nascosta della Luna
b) Cattura: in questo caso la Luna viene considerata come un corpo vagante nel Sistema Solare che, passando nei pressi della Terra, venne catturato dal campo gravitazionale di quest'ultima, spiegando così la diversa composizione chimica tra Terra e Luna.
c) Accrescimento: secondo questa ipotesi, materiale ruotante attorno alla Terra appena formata si sarebbe aggregato dando origine alla Luna.
d) Formazione da impatto: è la teoria più recente, ptoposta nel 1975, e maggiormente accreditata, secondo la quale un asteroide chiamato Theia, di massa paragonabile a quella di Marte, cadendo sulla giovane Terra avrebbe sollevato una nube di detriti, che poi si sarebbero accumulati, dando origine alla Luna.
Un'astronauta dell'Apollo 17 di fianco al masso denominato Taurus-Littrow, nel Mare Serenitatis La teoria dell'impatto è supportata da dati sia astronomici che geologici:
- nella composizione della Luna è stata rilevata una bassa percentuale di ferro rispetto alla Terra, fatto giustificabile se si pensa che l'impatto tra l'asteroide e la Terra deve avere asportato da quest'ultima soprattutto materiale del mantello, nel quale la presenza di ferro è già di per sé, carente, a causa della sedimentazione nel nucleo. Questo dato inoltre ci porterebbe ad escludere la teoria dell'accrescimento poichè, se tale teoria fosse vera, la composizione media terrestre e lunare dovrebbe essere simile, invece sulla Luna sono presenti una maggiore quantità di elementi leggeri: proprio quelli che verrebbero espulsi più facilmente dalla Terra in seguito ad un impatto.
- Confrontando inoltre le abbondanze degli isotopi dell'ossigeno presenti nelle rocce terrestri ed in quelle lunari, si trova che tali abbondanze sono identiche.
L'aspetto più debole della teoria risiede nel fatto che essa implica che la Terra si sia fusa dopo l'impatto, mentre la geochimica terrestre non sembra indicare un processo così radicale.
Analizzando la superficie è stato possibile costruire una scala dei tempi geologici lunari, in cui i periodi geologici sono identificati in base alla formazione di alcuni crateri.
i) Periodo Pre-Nettariano: da 4500 a 3920 milioni di anni fa circa, cioè dalla formazione della crosta fino alla formazione del Cratere Nectaris; sono stati identificati 30 bacini d'impatto createsi in tale periodo, tra cui il Bacino Polo Sud-Aitken, il più vecchio di tutti. Le rocce formatesi in questo periodo sono state pesantemente modificate dai successivi impatti meteorici.
ii) Periodo Nettariano: da 3920 a 3850 milioni di anni fa, prende il nome dal Mare Nectaris, Mare del Nettare, il più piccolo mare lunare del lato visibile (333 km di diametro e 100.000 km2 di superficie).
Poichè è spesso difficile distinguere fra le rocce provenienti dal Nettariano e quelle del Pre-Nettariano si usa spesso il termine "Periodo Pre-imbriano".
Fotografia prese dalla sonda Clementine della faccia visibile della Luna con evidenziata la posizione del Mare Nectaris e foto dell'Apollo 16 con in primo piano il Mare Fecunditatis e in alto il Mare Nectaris
Foto della Luna centrata sul Mare Orientale e dettaglio del centro del Mare fotografato dal Lunar orbiter nel giugno 2007; è possibile vedere parte della faccia nascosta della Luna e, in basso sulla destra, il Polo Sud lunare
iii) Periodo Imbriano: diviso in Imbriano inferiore, da 3850 a 3800 milioni di anni fa, che inizia con la formazione, a seguito di un impatto, del bacino o Mare Imbrium e in Imbriano superiore, da 3800 a 3200 milioni di anni fa, che inizia con la formazione del Mare Orientale, un cratere d'impatto che si estende per circa 900 km, in parte sul lato visibile e in parte su quello nascosto. Pure essendo di difficile osservazione è facilmente riconoscibile per la sua forma a "bersaglio". All'Imbriano inferiore si fa risalire la formazione dei bacini lunari più recenti, che poi, durante l'Imbriano superiore, si sarebbero riempiti di rocce basaltiche, in quanto i numerosi impatti meteorici frantumarono le rocce superficiali, facendo fuoriuscire parte del mantello ancora parzialmente fuso, con conseguente riempimento di gran parte dei bacini presesistenti.
iv) Periodo Eratosteniano: da 3200 a 1100 milioni di anni fa; si fa coincidere l'inizio di tale periodo con la formazione del Cratere Eratosthenes, un cratere circolare che confina col Mare Imbrium e le cui pareti interne sono terrazzate.
v) Periodo Copernicano: da 1100 milioni di anni fa ad oggi; è il periodo di formazione dei crateri più giovani e prende il nome dal Cratere Copernico, che si è formato all'inizio del periodo, un cratere da impatto visibile anche con un piccolo binocolo a nord-est del centro del satellite; il suo bordo, leggermente esagonale, mostra scarse tracce di erosione ed è internamente terrazzato, mentre il pianoro interno non è stato invaso da colate laviche. Al suo interno si trovano sia delle colline che tre montagne, sui picchi dei quali è stata trovata dell'olivina. Due foto del cratere Copernicus effettuate durante la missione dell'Apollo 17
Non esistendo sulla Terra rocce risalenti a periodi geologici corrispondenti al Nettariano e all'Imbriano inferiore, spesso sono stati entrambi utilizzati come suddivisione dell'eone Adeano terrestre.

Moti della Luna
I movimenti principali della Luna sono:
a) Moto di rivoluzione attorno alla Terra su un'orbita abbastanza eccentrica (e=0.0549) ed inclinata rispetto all'eclittica di 5o11'. Il punto dell'orbita lunare più lontano dalla Terra è detto apogeo, 405.696 km, quello più vicino perigeo, 363.104 km.
Le perturbazioni causate dal Sole e dagli altri pianeti provocano lo spostamento del perigeo nel piano dell'orbita lunare attorno alla Terra in senso diretto (cioè nello stesso del moto terrestre). Di conseguenza l'asse maggiore dell'ellisse dell'orbita lunare ruota lentamente sul piano orbitale: tra due successivi passaggi al perigeo intercorrono 27.55 gg.
La retta, intersezione tra il piano orbitale terrestre e quello lunare, è detta linea dei nodi.
Rappresentazione di 1 periodo sinodico
Il moto di rotazione della Luna ottenuto riunendo le immagini prese dalla sonda Clementine I nodi ruotano lentamente in senso opposto rispetto al moto dell'asse maggiore, perciò, la Luna, impiega solo 27.21 gg. per tornare allo stesso nodo, mentre il Sole impiega 346.62 gg.(anno draconico). La Terra intanto si è spostata sull'eclittica, perciò tra due uguali fasi lunari intercorrono 29.53 gg. Riassumendo, i "mesi" lunari sono denominati:
- siderale: 27.32 giorni; rotazione rispetto alle stelle, tempo impiegato a ruotare di 360o attorno alla Terra.
- anomalistico: 27.55 giorni; rotazione rispetto al perigeo.
- draconico: 27.21 giorni; rotazione rispetto ai nodi
- sinodico (lunazione): 29.53 giorni; rotazione rispetto alle fasi lunari: da novilunio a novilunio
b) Moto di rotazione: è compiuto da ovest verso est attorno al proprio asse, inclinato di 1.5o rispetto al piano orbitale, in 27gg 7h 43' 11"; la durata del giorno e della notte è appossimativamente di 14 giorni terrestri ciascuno, inoltre, a causa la piccola inclinazione dell'asse di rotazione, sulla Luna non ci sono le stagioni.
Essendo il periodo di rotazione uguale a quello di rivoluzione (risonanza spin-orbita la Luna rivolge alla Terra sempre la stessa faccia.
Esistono però delle oscillazioni minori, dette librazioni, dovute all'ellitticità dell'orbita lunare, che ci permettono di vedere un po' più della metà di tutta la superficie lunare: il 59%.
Le fasi lunari e le librazioni durante 1 mese draconico
c) Moto di rivoluzione attorno al Sole: nNel compiere la sua rivoluzione attorno alla Terra, la Luna si sposta, assieme ad essa, attorno al Sole; la traiettoria risultante dai 2 moti, descritta nello spazio non è più un'ellisse, ma una epicicloide ed ha la caratteristica peculiare di rivolgere la sua concavità sempre dalla parte del Sole.
d) Assieme alla Terra ed al Sole la Luna partecipa al moto di traslazione verso la stella n Herculis, alla rotazione attorno al centro della Galassia ed ai moti di quest'ultima rispetto alla Radiazione Cosmica di Fondo.

Particolarità
Fasi lunari ed eclissi
A sinistra riproduzione di un coccio trovato in una tomba irlandese del 300 AC, a destra un petroglifo Poichè le distanze del Sole e della Luna dalla Terra sono proporzionali ai loro diametri, essi ci appaiono mediamente sotto lo stesso angolo visuale (circa 32').
Le posizioni reciproche di Luna, Terra e Sole determinano le fasi lunari e le eclissi.
La regolarità dell'alternarsi delle fasi ha sempre avuto una grande importanza nell'immaginario dell'umanità, la Luna veniva infatti raffigurata dalle antiche popolazioni con cerchi pieni, vuoti o, piú spesso, delle falci crescenti.
Nei giorni attorno al novilunio la parte oscura del disco lunare, che dovrebbe essere invisibile, è rischiarata da una luce cinerea causata dai raggi solari riflessi dalla superficie terrestre.
Se Luna, Terra e Sole si trovassero sullo stesso piano, ogni mese avremmo un'eclisse di Sole al novilunio ed una di Luna al plenilunio, ma il piano dell'orbita terrestre e quello lunare sono inclinati di 5o11', quindi le eclissi si verificano solo quando la Luna si trova in prossimitá dei nodi.
Eclisse di Luna: la luce solare che attraversa l'atmosfera terrestre viene diffusa più nel blu che nel rosso, quindi il bordo esterno della penombra e dell'ombra appaiono sfumati e di colorazione rosso-rame.
Foto di una eclissi totale di luna e filmato dell'eclissi totale del 21 febbraio 2008
Sequenza dell'ombra della luna sull'Europa durante l'eclisse del 1999 presa dal Meteosat Eclisse di Sole: poiché 223 lunazioni corrispondono quasi esattamente a 19 anni draconici, cioè 18 anni tropici, 11 gg e 8 ore circa, dopo questo intervallo di tempo, detto Ciclo di Saros (scoperto dai Caldei nel II millennio A.C.) il Sole, la Luna e la Terra riacquisteranno le stesse posizioni rispetto ai nodi e le eclissi, verificatesi in precedenza, si ripeteranno con poche differenze.
In un Saros si verificano 43 eclissi solari, di cui 12 totali e 28 eclissi lunari, di cui 13 totali. Fra un'eclisse totale di Sole e quella dopo un Saros, la sola differenza è solo nella zona terrestre di visibilità che si sposterà di 8 ore, cioè 120o in longitudine verso occidente.
Perciò, trascorsi 3 Saros, un'eclisse si verificherà nello stesso luogo quasi alla stessa ora.
Questo ciclo è detto Ciclo di Exeligmos ed era già conosciuto dalla Scuola alessandrina nel III sec. A.C..
Se la Luna si trova vicina all'apogeo, il cono d'ombra non è abbastanza lungo da raggiungere la superficie della Terra; il Sole in questo caso non viene oscurato completamente, ma le regioni più esterne rimangono visibili e l'eclisse è detta anulare.
Foto di una eclissi anulare di Sole
Disegno che mostra come e in quali situazioni avvengono le maree
Maree
L'attrazione gravitazionale lunare è responsabile del fenomeno delle maree, periodiche oscillazioni del livello delle acque terrestri, ma presenti anche sulle rocce, pur con valori minimi. Vengono innalzate anche le acque che si trovano dalla parte opposta della Terra rispetto alla Luna. Le basse maree e le alte si alternano in un ciclo continuo di 24h 45m, perchè la Luna si sposta nel cielo in senso diretto di circa 12o/giorno.
Colonizzazione
Essendo l'oggetto celeste più vicino al nostro pianeta è naturale che si sia pensato di colonizzarlo, ma a causa dei risultati delle missioni Apollo alcuni ritengono che sarebbe più facile colonizzare Marte: mancano sulla superficie gli elementi chimici leggeri necessari alla vita, anche se sono stati scoperti minerali rari sul nostro pianeta; inoltre i sismografi installati su di essa hanno registrato segnali che indicano l'impatto di 70/150 meteoriti con masse comprese tra 100 g e 1000 kg ogni anno. Quindi la Luna è ancora bombardata dallo spazio, benché meno intensamente che nel passato, e ciò può rappresentare un problema per l'eventuale installazione di basi permanenti sul suo suolo. La sospetta presenza di ghiaccio ai poli ha portato la NASA, budget permettendo, a preventivare un ritorno umano sulla Luna entro il 2020, per realizzarvi una base stanziale, che fungerebbe da trampolino verso Marte dal 2024, mentre la Cina ha previsto una missione lunare con equipaggio nel 2017. Modellino della base lunare Alpha del telefim italo-britannico Spazio 1999, realizzato nel 1973

Struttura interna
La presunta struttura della Luna Essendo la densità lunare 3.34 gr/cm3, 3/5 della terrestre, si pensa che non esista un nucleo metallico esteso come all'interno della Terra, ma si suppone ci sia la seguente struttura a strati concentrici.
Un nucleo, probabilmente di ferro, sia metallico che legato a piccole quantità di nichel e zolfo, di 340 km di raggio.
Un mantello, suddiviso in inferiore, intermedio e superiore, formato soprattutto di olivina e che contiene più ferro del mantello terrestre.
Tra il mantello inferiore e quello intermedio, sulla congiungente Luna-Terra, a circa 1000 km dalla superficie, si è rilevata la presenza di lunamoti, sismi di intensità notevolmente minore rispetto a quelli terrestri, non hanno a quasi mai superato il secondo grado della scala Richter. Raramente si verificano dei lunamoti a soli 100 km dalla superficie.
Una crosta, avente uno spessore variabile dai 30 ai 100 km, composta di ossigeno, silicio, magnesio, ferro, calcio e alluminio, ma con traccie di titanio, uranio, torio, potassio e idrogeno. Nella faccia nascosta il suo spessore medio è doppio rispetto a quello della faccia visibile, spiegando forse perchè il baricentro lunare non di trova al centro del satellite.
Il mantello intermedio, quello superiore e crosta fanno parte di una litosfera rigida, che ha uno spessore di 1000 km, spessore che aumenta col raffreddarsi del nucleo lunare.
Il mantello inferiore e il nucleo fanno invece parte di una astenosfera plastica.
Si pensa che questa struttura differenziata avalli l'ipotesi chela Luna si sia formata in seguito ad un grande impatto, in quanto sarebbe dovuta al processo di cristallizazione "frazionata" di un oceano di magma.
Animazione che mostra la formazione di Theia e il successivo impatto con la Terra che ha portato alla formazione della Luna
Mascons
Anomalie gravitazionali nelle due facce lunari, a destra quella nascosta; i mascons sono le zone in rosso È ormai accertata la presenza dei mascons (acronimo di MASs CONcentration), delle notevoli concentrazioni di massa che producono una grande anomalia gravitazionale e che furono osservate per la prima volta nel 1968, in seguito alla rilevazione di perturbazioni nelle traiettorie dei satelliti artificiali posti in orbita attorno alla Luna. In base all'analisi di tali perturbazioni, si ritiene che queste aree ad elevata densità abbiano un diametro non superiore a 100 km e siano situate a circa un centinaio di chilometri al di sotto della superficie lunare. La loro origine non è ancora chiara, secondo alcuni studiosi sarebbero i nuclei sepolti di meteoriti o asteroidi precipitati sulla Luna, secondo altri sarebbero invece i serbatoi magmatici in cui si sono consolidate le rocce ignee più dense. Sono dei bacini mascons i bacini da impatto Imbrium, Serenitatis, Crisium e Mare Orientale.

Superficie
Le prime osservazioni dettagliate della superficie lunare vennero effettuate nel 1609 d.C. da Galileo Galilei; durante il XVII secolo numerosi astronomi si dedicarono alla realizzazione di accurate mappe lunari, tra questi i gesuiti bolognesi Giovanni Battista Ricciòli e Francesco Maria Grimaldi, ideatori della nomenclatura dei luoghi della Luna che è alla base di quella ancor oggi usata, e infine Gian Domenico Cassini. La prima immagine fotografica, anche se molto scadente, risale al 1840, quando Daguerre ottenne il primo dagherrotipo della Luna. Le prime immagini dettagliate della superficie si ebbero nel 1959, grazie alla sonda sovietica Lunik 3, che il 7 ottobre prese la prima immagine della faccia opposta alla Terra.
In alto a sinistra il disegno della Luna di Galileo presente nel Sidereus Nuncius del 1610, in basso a sinistra prima la mappa disegnata da Cassini, poi quella disegnata da Riccioli; a destra un dagherrotipo della Luna del 1851
La targa lasciata sulla superficie lunare in ricordo del primo passo sulla luna Le missioni spaziali proseguirono, fornendo immagini e informazioni sempre più dettagliate sul nostro satellite, fino allo sbarco dell'uomo sulla Luna: il 20 luglio 1969 l'impronta di Neil Armstrong è rimasta indelebile nella polvere lunare.
Sulla Luna sono presenti molte strutture morfologiche, le più evidenti e conosciute sono i crateri, le catene montuose, i mari e le fenditure.

Crateri
Ricoprono l'intera superficie e si sono originati in piccola parte dall'attività vulcanica, in gran parte dagli impatti con grossi meteoriti: risulta infatti che le più recenti eruzioni vulcaniche risalgono a 1.2 miliardi di anni fa.
La faccia visibile della Luna è coperta da circa 30.000 crateri, non considerando quelli con un diametro inferiore ad 1 km. Attorno ad un cratere generalmente sono presenti dei raggi, formati dai detriti vetrosi creati dal calore sviluppatosi nell'impatto del meteorite con il suolo lunare. I crateri più grandi, con diametro di oltre 200 km, sono chiamati circhi o anfiteatri.
Alle volte i crateri si presentano allineati, formando delle catenae, a cui sono assegnati dei nomi femminili o quello di un cratere: Catena Brigitte, Catena Mendeleev.
Foto della Mendeleev Catena Foto della Davy Catena
Mosaico di immagini prese dalla sonda Clementine della regione attorno al Polo Sud lunare e foto del Bacino Polo Sud-Aitken fatta dalla missione Apollo 12 Il bacino Polo Sud-Aitken è il cratere d'impatto lunare più grande, avendo un diametro di circa 2500 km e 13 km di profondità; si trova a sud dell'equatore, nella faccia nascosta ed è visibile solo il suo margine meridionale, una grande catena montuosa vicino al Polo Sud, la Montes Leibnitz. È l'unico bacino paragonabile all'Hellas Planitia di Marte in tutto il Sistema Solare; occupa la zona che va dal cratere Aitken vero e proprio al Polo Sud, da cui il nome composto, e vi si trova un'alta concentrazione di laghi di basalto.
Si sospettava la sua esistenza già nel 1962, ma solo grazie alle sonde Galileo e Clementine si è scoperto che il bacino contiene più ossido di ferro, di titanio e torio degli altipiani lunari; questa diversa composizione chimica può essere spiegata se a causa dell'impatto che ha formato il bacino, una grande porzione della superficie lunare si è fusa. Dalle simulazioni risulta che per ottenere un bacino simile occorre che un asteroide abbia colliso con la superficie a bassa velocità e con un piccolo angolo rispetto all'orizzonte (circa 30o o meno), ottenendo uno scavo poco profondo.
Catene montuose
Non essendoci acqua liquida, le altezze non possono essere riferite al livello del mare, ma solo ai punti più bassi della sua superficie.
Sulla Luna sono presenti vere e proprie catene montuose, come i Montes Doerfel, nelle quali si possono trovare vette alte fino a 7000 m, ma anche rilievi isolati, come Mons Blanc e Mons Pico. Le prime separano i mari lunari, i secondi si trovano al centro dei crateri e sono alti come i loro bordi.
Immagine della parte nord del Mare Imbrium con indicato il Monte Pico
Foto della Dorsum Zirkel, l'increspatura in alto a sinistra, al centro si vede il cratere Lambert Nei mari sono anche presenti creste, o dorsa, ad esempio le Dorsa Aldrovandi e la Dorsum Scilla, alte meno di 1 km, lunghe diverse centinaia di chilometri e larghe pochi chilometri, che sono affiancate da colline tondeggianti dette cupole o domi, testimonianza di un antico vulcanesimo lunare.
Mari
Sono vaste aree di colore più scuro rispetto al resto della superficie, delle antiche cavità riempite a più riprese da colate di basalto fuso, denominati "maria", come il Mare Frigoris e il Mare Australe, e originatesi da antiche eruzioni di roccia fusa causate dall'impatto di asteroidi particolarmente massicci. Ricoprono circa il 16% della superficie lunare e si trovano soprattutto nella faccia visibile.
Il Mare Imbrium, dal latino Mare delle Piogge, con i suoi 1123 km di diametro è, per dimensioni, il secondo mare della Luna, dopo l'Oceanus Procellarum (2.568 km), ma è quello più grande associato con dei crateri da impatto; si trova nella facia visibile ed è circondato da 3 cerchi concentrici di montagne, formatesi col materiale che è stato proiettato fino ad 800 km dal gigantesco impatto che lo ha originato. L'anello più interno di montagne, di soli 600 km di diametro, è stato quasi completamente sommerso dal basalto, l'anello intermedio forma la catena dei Montes Alpes; l'anello più esterno ha un diametro di 1300 km ed è diviso in varie catene: Montes Carpatus, Montes Apenninus e Montes Caucasus. Attorno al bacino si trovano delle incisioni radiali, dette la "scultura dell'Imbrium", probabilmente dovute allo "sfregamento" sul suolo dei grandi massi, espulsi quasi orizzontalmente, durante l'impatto. Posizione del Mare Imbrium e sua foto effettuata dall'Apollo 17; la catena montuosa visibile è quella dei Mones Carpatus, oltre la quale si vede il cratere Copernicus, nella parte alta dell'immagine
Zona di allunaggio dell'Apollo 15 e alcune foto effettuate nell'occasione Sull'intera superficie del satellite sono presente tracce della formazione di questo mare; ovunque sono infatti visibili strutture radiali e/o concentriche al bacino, così come la regione di terreno caotico che si trova esattamente agli antipodi del Mare Imbrium.
L'Apollo 15 il 30 luglio 1971 è allunato nella parte sud-ovest del Mare Imbium, nel "ruscello di Hadley", situato negli Appennini lunari.
Le pianure basaltiche, quindi di colore scuro, non sono tutte raggruppate nella categoria dei mari, ma, a seconda della loro dimensione, sono denominate oceani, o "Oceanus", gli unici più estesi dei mari, come l'Oceano delle Tempeste, laghi, o "lacus", ad esempio il Lago della Speranza, le 3 paludi, o "palus", (Palude delle Epidemie, Palude della Decadenza e Palude del Sonno), infine i golfi, o "sinus", come il Golfo della Fede e il Golfo della Concordia).
Fenditure
Sono spaccature larghe dai 500 m ai 2000 m e lunghe centinaia di chilometri; quelle relativamente rettilinee sono denominate rupes, come l'Altai Rupes e la Toscanelli Rupes. La maggior parte delle spaccature hanno un aspetto sinuoso, come se fossero state scavate dal passaggio di un fluido e sono denominate rima; le più grandi sono la Rimae Pettit e le Rimae Riccioli, che si estendono per oltre 400 km. Le spaccature che sembrano dei canyons sono denominate valles, per esempio la Vallis Baade o la Vallis Plank.
Foto della sonda Lunar Orbiter della Rupes Altai
posizione e la foto del Mare della Tranquillità Foto del Promontorio Kelvin, in alto sulla sinistra
Altre strutture
Sulla Luna ci sono anche i promontorium, come il Promontorium Agassiz o il Promontorium Kelvin, zone dei mari, o degli oceani, più chiare che ricordano i promontori terrestri; sono zone più ricche di regolite, che è particolarmente riflettente.
Tra i mari sono visibili dei "continenti", o altopiani, che ufficiosamente sono denominate terra, ad esempio la Terra Manna e la Terra Siccitatis.
Esistono infine le Stationes, che non sono delle vere strutture geologiche, ma le zone in cui sono scese delle missioni spaziali con equipaggio umano, ad esempio la Statio Tranquillitatis, situata nella parte sudoccidentale del Mare della Tranquillità, dove è sceso l'Apollo 11.
Mineralogia
Grazie alle meteoriti lunari scoperte sulla Terra, (complessivamente oltre 48 kg) e ai campioni lunari riportati sulla Terra da alcune missioni spaziali, le sei missioni Apollo (11,12,14,15,16,17) hanno riportato 382 kg, le tre missioni sovietiche Luna (16,20,24) 326 gr, si è potuto stabilire che nei mari lunari sono presenti dei basalti dal colore scuro, meno viscosi dei basalti terrestri, con concentrazioni di ferro più alte e in alcuni è presente del titanio sottoforma d'Ilmenite (un ossido di titanio e ferro); contrariamente nei rilievi e negli altopiani sono stati trovati delle anortositi dal colore più chiaro.
I primi si sono formati per solidificazione di rocce fuse, le seconde da rocce ignee meno dense costituite da plagioclasio. L'equipaggio dell'Apollo 11 ha scoperto una nuova lega metallica, l'Armalcolite, dalle iniziali dei 3 astronauti ARMstrong, ALdrin e COLlins, costituito da magnesio o ferro legati all'ossido di titanio ((Mg,Fe++)Ti2O5).
A sinistra un campione d'Ilmenite, a destra l'Anortesite raccolto dall'Apollo 16 vicino al cratere Decartes
Campioni di armalcolite Tutti i campioni di rocce raccolte dalle sonde sono più antichi delle rocce terrestri: 3.16 miliardi di anni per i campioni basaltici provenienti dai mari e 4.5 miliardi di anni per quelli raccolti nei continenti.
Sulla Luna risultano più abbondanti, rispetto alla Terra, gli elementi poco volatili, come Cr, Ti, Ba, Zr, terre rare, e meno abbondanti gli elementi più volatili, come Cl, Na, K, B; sono inoltre presenti l'alluminio, il silicio, quantità minime di carbonio e una notevole quantità di He3. L'ossigeno è presente in abbondanza: si stima che la sua percentuale sia del 45%, contrariamente l'idrogeno risulta scarso e concentrato ai poli.
Altra caratteristica della superficie lunare è la regolite, cioè uno strato di sabbia finissima, prodotta da micrometeoriti che hanno staccato dal suolo lunare frammenti di roccia e che ricopre completamente la superficie con uno spessore di 3-5 cm nei mari e 10-20 m sulle alture. La regolite è composta da sferule di basalti, anortositi e brecce.
La gravità sulla superficie lunare è circa 1/6 rispetto a quella terrestre, ciò comporta l'assenza di un'atmosfera e di conseguenza anche la mancanza d'acqua sulla superficie, poiché il riscaldamento solare ne ha provocato l'evaporazione e la dispersione delle molecole nello spazio; nonostante ciò per lungo tempo si è sospettato che in qualche riposto anfratto lunare potesse essere presente dell'acqua o del ghiaccio.
Particelle di regolite lunare
Disegno e animazione NASA creati al computer dell'impatto dell'LCROSS sulla Luna L'esperimento del 9 ottobre 2009, che ha fatto cadere su una regione della Luna permanentemente in ombra vicino al Polo Sud lo stadio superiore del razzo vettore Centaur, che ha portata in orbita la sonda LCROSS, ha accertato definitivamente la presenza di acqua sotto forma di ghiaccio sul suolo lunare. Nel "pennaccho" di polveri espulso a seguito dell'impatto, è stato trovato l'idrossile che viene prodotto dalla scissione dell'acqua causata dalla radiazione solare. Probabilmente l'acqua rilevata proviene dalle comete che in passato hanno pesantemente bombardato la Luna, in quanto quantità significative di acqua possono essere rimaste in superficie o inglobate nella crosta, nei crateri polari più profondi che, rimanendo sempre in ombra, possono averne conservato una notevole quantità.

Atmosfera
La Luna non ha una vera atmosfera, ma è circondata da uno strato tenuissimo di atomi di sodio, potassio, elio, argon, radon ed idrogeno, che produce una pressione superficiale media pari a 3x10-15 atmosfere, simile a quella su Mercurio.
Tali atomi sono quelli del vento solare catturati dal satellite, che a causa della bassa gravità lunare non vengono trattenuti, ma provengono anche dalla superficie del satellite per "degassamento".
All'inizio del 2009 la sonda Chandrayaan 1 ha rilevato del vapore acqueo, che probabilmente deriva dalla sublimazione del ghiaccio d'acqua presente nella regolite, e la cui concentrazione varia con la latitudine: il massimo si trova a 60-70 gradi di latitudine.
L'assenza di una vera atmosfera impedisce il verificarsi di fenomeni crepuscolari, come aurore e tramonti; il passaggio dal dì alla notte avviene quindi in modo brusco, causando una notevole escursione termica: da –173 C della notte a +127 C del giorno.
Immagini infrarosse prese dalla sonda Chandrayaan 1, in cui risulta evidente la presenza di acqua al polo sud lunare

Campo magnetico
I dati relativi alle zone magnetiche rilevate dalla sonda Lunar Prospector nel 2006; in grigio sono indicate le zone non analizzate. La Luna possiede un campo magnetico, non dipolare, che vale meno di 1/100 di quello terrestre, infatti alcune rocce lunari sono debolmente e intrinsecamente magnetiche, quindi si solidificarono in presenza di un campo magnetico più intenso di quello attuale.
Si pensa che un campo magnetico transitorio potrebbe essersi formato a seguito di un gigantesco impatto, anche perchè la parte più estesa di crosta magnetizzata, la zona denominata Rima Sirsalis, si trova agli antipodi di giganteschi bacini d'impatto.
La sonda indiana Chandrayaan 1 ha mappato nei primi 6 mesi del 2009 una mini-magnetosfera che si estende fino a 360 km dalla superficie, circondata da una zona, spessa 300 km, contenente il plasma del vento solare che "scivola" attorno alla mini-magnetosfera.

 

Tabella riassuntiva sul Sistema Solare



© Loretta Solmi, 2011