Che cos'è la Luna?

Versione attuale delle 19:16, 29 feb 2020

                                                                        Formazione e caratteristiche fisiche della Luna

La Luna è l’unico satellite naturale della Terra, e si è formato circa 4,6 miliardi di anni fa.
Da complessi studi effettuati, sembrerebbe ormai molto probabile che la Luna si sia formata in conseguenza di un immane e catastrofico impatto che la Terra all’epoca ancora molto calda e fluida, ebbe con un planetoide delle dimensioni simili al pianeta Marte. Questo grosso oggetto celeste proveniente dalle profondità del Sistema Solare primordiale e avente un’orbita di collisione con quella della Terra, si sarebbe scontrato con il nostro pianeta (Fig.1) strappando così una parte del mantello terrestre, che insieme al materiale del planetoide stesso avrebbe formato in questo modo una importante massa che successivamente all’urto si sarebbe messa ad orbitare attorno al nostro pianeta.

                                                                                                     Fig.1 - La simulazione della formazione della Luna

Con il passare del tempo essa si sarebbe stabilizzata assumendo una forma pressocchè sferica ed un’orbita fissa attorno alla Terra, e raffreddandosi poi lentamente e progressivamente questa massa avrebbe così formato la nostra Luna come la conosciamo oggi (Fig.2).

                                                                                                            Fig.2 - La Luna, l'unico satellite naturale della Terra

Le dimensioni della Luna sono poco più di 1/3 di quelle terrestri, con un diametro di 3.476 km contro i 12.756 km della Terra (Fig.3). Sulla Luna l’atmosfera è pressocchè inesistente, esistono solamente delle tracce di alcuni gas a bassissima densità come l’idrogeno, l’elio, il neon e l’argon. La temperatura sulla sua superficie varia da un massimo di circa +120°C nella parte esposta al Sole fino ad arrivare ad un minimo di circa -160°C nella parte in ombra, cioè non illuminata dalla radiazione solare. Esistono però alcune zone situate presso i poli lunari dove il Sole non arriva mai con la propria luce, e dove la temperatura può scendere fino a valori molto inferiori al valore minimo sopra citato. Da precise osservazioni effettuate negli anni scorsi da alcune sonde automatiche che hanno sorvolato la Luna a bassa quota è risultato che in queste zone estreme situate presso i poli è molto probabile ormai che possano esistere delle grosse quantità di ghiaccio allo stato primordiale, che sarebbe mescolato insieme ai componenti del terreno lunare.

                                                                                          Fig.3 - Le dimensioni in scala della Terra e della Luna

                                                                                         Composizione della Luna

La superficie della Luna è composta da due diversi tipi di terreno, e cioè da zone scure con un basso valore di riflettività della luce (albedo) aventi notevole estensione chiamate Mari, e da zone chiare con più alto valore di albedo chiamate Terre.              .
I Mari lunari (Fig.4) sono formati da grosse colate laviche di basalto ricche di ferro, che fuoriuscirono dalle spaccature della crosta lunare, provenienti a sua volta però da grosse fratture formatesi sul mantello selenico, quindi situate più in profondità. Queste rotture dello strato medio-superficiale del suolo lunare furono provocate dalla caduta a forte velocità sulla Luna di oggetti celesti provenienti dallo spazio come asteroidi o piccole comete. Le dimensioni dei Mari possono essere molto ampie, aventi valori anche di centinaia di migliaia di km quadrati per quelli più grandi. Le superfici dei Mari sono molto liscie con pochi crateri, ma al suo interno abbiamo altre formazioni come i domi, alcune valli sinuose ed altre caratteristiche varie (Fig.4-a). Sotto la superficie di alcuni Mari sono situati i Mascon, che sono delle grosse masse di materiale a più alta densità, ed essi furono scoperti perché influenzavano a livello gravitazionale le sonde automatiche orbitanti attorno alla Luna e dedite allo studio della superficie, perchè quando transitavano sopra queste formazioni erano sottoposte ad una variazione della propria velocità orbitale.

 

                                                                                                                   Fig.4 - I Mari Serenitatis e Tranquillitatis

                                                                                                                        Fig.4-a - Alcuni domi lunari

L’inizio dello studio della Luna tramite le sonde spaziali automatiche iniziò il 2 Gennaio 1959 con il lancio della prima sonda russa Luna1 (Fig.4-b) che dopo appena due giorni, il 4 Gennaio sorvolò la superficie del nostro satellite naturale ad una altitudine di circa 6.000 km. Dagli studi effettuati sui campioni di basalto riportati a Terra dagli astronauti delle varie missioni Apollo, è risultato che l’età dei Mari è mediamente di 3,4 miliardi di anni fa.

                                                                                                                         Fig.4-b - La sonda russa Luna 1

Le Terre (Fig. 5) sono invece delle zone lunari che sono completamente piene di crateri da impatto, sempre provocati dalla caduta sulla Luna a forte velocità di oggetti cosmici di natura cometaria o asteroidale. Il tipo di roccia più diffuso delle Terre è la breccia, un composto formato da uno o più tipi diversi di roccia tenuti insieme da un materiale più fine proveniente dai processi di formazione dei crateri da impatto. Da esami approfonditi effettuati sui campioni di breccia riportati sulla Terra dalle varie missioni Apollo, è risultato che l’età di essi sarebbe tra 3,9 e 3,8 miliardi di anni fa, antecedenti quindi la formazione dei Mari. Inoltre, se per ipotesi questa stima fosse valida per tutti i crateri esistenti sul suolo lunare, essi si sarebbero formati quindi in un tempo geologicamente molto breve, e cioè in appena 100 milioni di anni che corrisponde al 2,3% dell’età totale della Luna.

                                                                                                                 Fig.5 - Una zona della Terre

Questo farebbe pensare che in quel periodo il nostro satellite sarebbe stato fortemente bombardato da oggetti cosmici. Le dimensioni dei crateri sono molto variabili, partendo da quelli aventi pochi metri di diametro, fino ad arrivare ai più grossi con dimensioni superiori ai 100 km (Fig.6). Un cratere da impatto è formato dalle pareti che ne definiscono la forma circolare, le quali possono avere altezze anche di molte centinaia di metri. Una formazione che è quasi sempre presente nei crateri è il caratteristico picco centrale, formatosi al momento dell’impatto dall’espulsione dei materiali presenti sulla superficie lunare, e talvolta in alcuni crateri i picchi presenti possono essere anche più di uno. Queste formazioni che sono sempre collocate al centro del cratere possono raggiungere talvolta anch'esse le altezze di molte centinaia di metri. Sulla Luna inoltre vi sono anche delle vere e proprie catene montuose come ad esempio gli Appennini e le Alpi, con delle formazioni che possono avere un’altitudine che può superare i 5.000 metri.

                                                                                                                Fig.6 - Il cratere Copernico

Per quanto riguarda invece la composizione dello strato più superficiale del suolo lunare, quello su cui gli astronauti hanno impresso le loro impronte durante le passeggiate sul suolo selenico (Fig.7), esso è composto da uno strato di materiale chiamato regolite, avente lo spessore di diversi metri. La regolite è molto simile ad una polvere finissima formatasi con il tempo dallo sgretolamento della crosta superficiale sottoposta agli innumerevoli e continui bombardamenti di oggetti provenienti dallo spazio. Questa particolare specie di polvere lunare creò non pochi problemi alle tute ed agli strumenti scientifici degli astronauti (Fig.8), i quali furono costretti molto spesso ad effettuare delle vere e proprie operazioni di pulizia all’equipaggiamento durante i periodi di pausa all’interno del Modulo Lunare (LEM).

                                                                                                  Fig. 7 - Il piede di Aldrin (Apollo 11) sul suolo lunare

                                                                                                   Fig.8 - L'astronauta Schmitt dell'Apollo 17, da notare la tuta ricoperta di polvere grigia 

                                                      Caratteristiche orbitali della Luna

La Luna ha una distanza media dalla Terra di 384.400 km, che può arrivare ad un minimo di circa 356.400 km (Perigeo), fino ad un massimo di circa 406.700 km (Apogeo), e possiede un’orbita quasi circolare con un’inclinazione di circa 5° 8’ rispetto all’eclittica (il piano orbitale terrestre, Fig.8-a), che percorre attorno al nostro pianeta in 27 giorni, 7 ore e 43 minuti (periodo Siderale), con una velocità orbitale media di 1 km/sec. Oltre a questo vi è anche l’importante periodo Sinodico, cioè il tempo necessario alla Luna per tornare a formare ogni volta con la Terra ed il Sole la stessa configurazione geometrica, ed esso vale per la precisione 29 giorni, 12 ore e 49 minuti, e quindi con più esattezza tra una fase della Luna e quella immediatamente successiva (ad esempio il tempo che intercorre tra due Lune Piene) è di 29 giorni e mezzo.

                                                                                         Fig.8-a - L'inclinazione del piano orbitale lunare

Per un effetto di sincronismo nel tempo in cui la Luna compie un’orbita attorno alla Terra, nello stesso tempo compie anche una intera rotazione sul proprio asse, ed è per questo motivo che essa ci rivolge sempre la stessa faccia. Per un particolare fenomeno chiamato librazione, la Luna talvolta ci può mostrare però una porzione di superficie leggermente superiore, ma comunque si può arrivare ad osservare fino ad un massimo del 59% della superficie lunare totale. La librazione può essere in longitudine (L), che è dovuta alla differenza esistente tra la velocità orbitale della Luna attorno alla Terra che è irregolare, cioè che aumenta al perigeo e diminuisce all’apogeo, questo in perfetto accordo con la seconda legge di Keplero, rispetto alla velocità di rotazione della Luna attorno al proprio asse che invece è perfettamente costante, ed in questo caso possiamo osservare alternativamente delle formazioni lunari situate un po’ al di là dei lembi Est ed Ovest. Abbiamo poi la librazione in latitudine (B), dovuta al fatto che l’asse della Luna non è perpendicolare al piano della propria orbita, ma è inclinato invece di circa 6° 40’, e quindi in questo caso possiamo osservare alternativamente dei dettagli della superficie lunare posti un po’ al di là dei lembi Nord e Sud.
Il restante 41% della superficie lunare che compone la faccia nascosta della Luna è quindi perennemente inosservabile dalla Terra, ed essa è molto diversa della parte che possiamo vedere, infatti è totalmente ricoperta da crateri da impatto (Fig.9), con la quasi totale assenza dei Mari, e ciò è dovuto perché lo spessore della crosta lunare della faccia nascosta è superiore di qualche chilometro rispetto a quello della faccia visibile, e quindi gli impatti degli oggetti cosmici non sono riusciti a fratturare il mantello lunare, impedendo così la fuoriuscita della lava basaltica.

                                                                                        Fig.9 - Una parte della faccia nascosta della Luna

                                                                                                    Le fasi lunari

Affrontiamo ora un’argomento molto importante dal punto di vista orbitale e sicuramente facile e propedeutico da osservare, quello delle fasi lunari. (Fig.10). Il ciclo inizia con la fase di Luna nuova, cioè quando essa è inosservabile perché si trova esattamente fra la Terra ed il Sole (congiunzione). Pianificando ora nel modo più semplice possibile un piano di osservazione usando uno strumento che abbiamo in dotazione naturale, e cioè i nostri occhi, si potrà capire però meglio le cose:

                                                               Fig.10 - Come si formano le fasi lunari

se ci rechiamo nel giorno successivo al giorno di Luna Nuova ad osservare la posizione del Sole al tramonto verso Ovest quando è vicino all’orizzonte, vedremo nei pressi di esso una falce di Luna appena illuminata, ed è da questo momento che ha inizio la nuova lunazione con il periodo di Luna crescente. Successivamente con il passare dei giorni se ci recheremo ogni giorno e sempre al tramonto del Sole nello stesso punto di osservazione, riusciremo a vedere (condizioni meteo permettendo) la Luna che cambierà sempre posizione nel cielo allontanandosi inoltre sempre di più dal Sole, alzandosi progressivamente sull’orizzonte e con un accentuato spostamento verso Est, e contemporaneamente a tutto questo diventare sempre più illuminata. Con il passare dei giorni arriveremo quindi alla fase di Primo Quarto, cioè quando la Luna è illuminata esattamente per metà superficie (Fig.11). Continuando con lo scorrere dei giorni arriveremo poi alla fase di Luna Piena, cioè quando la Luna si trova in opposizione al Sole ed è totalmente illuminata, ed infatti se ci recheremo sempre al tramonto del Sole e allo stesso punto di osservazione potremo nel giorno di Luna Piena (plenilunio), osservare dalla parte opposta a dove tramonta il Sole il sorgere del nostro satellite naturale illuminato per intero.

                                                                                                              Fig.11 - La Luna nella fase crescente

Da qui in poi per i giorni che seguono la Luna inizierà ad ogni sera a non essere più totalmente illuminata e a sorgere inoltre sempre più tardi con un ritardo giornaliero di circa 50 minuti, e sorgendo poi a notte fonda entrando così nel periodo di Luna calante. Avremo infine la fase di Ultimo Quarto dove la Luna è illuminata esattamente per metà ma questa volta dalla parte opposta rispetto alla Luna al Primo Quarto (Fig.12), ed infine proseguendo con i giorni la Luna sarà sempre meno illuminata tornando così alla fase di Luna Nuova quando si renderà nuovamente invisibile. Il ciclo ripartirà così dall’inizio ripetendosi nuovamente. Fra due fasi successive della Luna (ad esempio fra la Luna Nuova e la Luna al Primo Quarto) ci sono all’incirca 7 giorni, e come già spiegato in precedenza il tempo che intercorre tra l’istante dell’inizio di una lunazione e l’istante dell’inizio della lunazione successiva è uguale a 29,5 giorni, ed è chiamato periodo sinodico.

                                                                                                                  Fig.12 - La Luna nella fase calante

                                                                                                  Le eclissi di Luna

Le eclissi di Luna sono state fra i fenomeni celesti che hanno maggiormente interessato l’uomo fin dall’antichità, e seguite molto attentamente talvolta per motivi di superstizione ma anche per motivi scientifici. Infatti grazie all’osservazione di questo importante fenomeno gli antichi studiosi delle varie epoche passate hanno potuto fare scoperte importanti che hanno aperto la strada a conoscenze diventate poi fondamentali, come ad esempio essere riusciti a capire che la Terra possiede una forma rotonda, questo dedotto perché durante l’eclisse di Luna il nostro pianeta proietta la propria ombra sulla superficie lunare, rendendo così ben visibile la propria forma geometrica.
Una eclisse di Luna si manifesta quando la Terra si viene a trovare tra il Sole e la Luna stessa (Fig.13), che scherma così la luce che invece normalmente illumina per intero il nostro satellite naturale, e quindi l’eclisse avviene quando la Luna è in fase piena. In questa particolare condizione i tre importanti corpi celesti sono perfettamente allineati fra di loro.

                                                        Fig.13 - Schema rappresentativo di come avviene una eclisse di Luna

Ma perché ciò avvenga, e necessario che la Luna percorrendo la propria orbita si trovi a transitare in prossimità di un nodo, cioè il punto in cui il piano orbitale lunare e terrestre si incrociano, e più preciso sarà il passaggio della Luna al nodo più l'eclisse sarà profonda, e nel caso invece di passaggi al nodo non troppo precisi l'eclisse potrà essere parziale (quando solo una parte del disco lunare viene coperta dall'ombra della Terra), o addirittura di penombra (con un'oscuramento del disco lunare appena percettibile). Questa particolare condizione in media si può verificare circa 2-3 volte all’anno, dando luogo quindi a questo numero di eclissi. Questo avviene perché il piano dell’orbita lunare non è complanare (cioè sullo stesso piano) con quello dell’orbita terrestre, ma è inclinato di circa 5° 8’. Se per ipotesi invece i due piani orbitali fossero stati complanari, allora avremmo avuto una eclisse di Luna ogni mese esattamente nel giorno di plenilunio.
Una eclisse di Luna può essere dunque di tre tipi, di penombra, parziale o totale.
Nella Fig.13 l’oggetto più grosso a sinistra è il Sole, abbiamo poi con il numero 2 indicata la Terra, e con le lettere A, B, C la Luna, ed infine il numero 3 indica la zona d’ombra della Terra (zona più scura), mentre il numero 4 indica la zona di penombra sempre della Terra (zona più chiara).
Nel caso che la Luna si trovi nella posizione A allora vediamo che essa è nella zona di penombra terrestre, e quindi l’eclisse sarà di penombra.
Quando la Luna si viene a trovare invece nella posizione B vediamo che una sua metà è nella zona di penombra e l’altra metà invece in quella d’ombra, ed in questo caso l’eclisse sarà quindi parziale (fig.13-a).

                                                                                Fig.13-a - La Luna come appare durante la fase parziale dell'eclisse. Da notare la forma circolare del terminatore

Mentre invece quando la Luna si viene a trovare nella posizione C, cioè interamente immersa nella zona d’ombra, allora l’eclisse sarà totale. In questo caso per effetto però che una parte dei raggi solari vengono filtrati dall’atmosfera terrestre e vanno comunque ad irradiare lo stesso la superficie lunare, durante una eclisse totale di Luna il nostro satellite apparirà di un color rosso sfumato che potrà variare come tonalità da eclisse ad eclisse, dando così origine al fenomeno della “Luna rossa” (Fig.14).

                                                                                Fig.14 - Il caratteristico colore rosso assunto dalla Luna durante l'eclisse totale

                                                                                                                     A cura di Antonio Mercatali

                                                                                                              Sezione Nazionale di Ricerca Luna