La Luna

Unico satellite naturale della Terra, l’orbita della Luna è quasi circolare, con un’eccentricità di 0,0549, per cui la distanza della Luna dalla Terra varia tra 356.400 km al perigeo e 406.700 km all’apogeo, con un valore medio di 384.400 km (60,3 volte il raggio della Terra). Il piano dell’orbita lunare è inclinato di 5º9¢ sull’eclittica.

Il disco lunare osservato dalla Terra ha un diametro apparente medio di 1865², 2, con oscillazioni, tra perigeo e apogeo, di 204², 8; il raggio medio della Luna è di 1738 km, con deviazioni dalla forma sferica inferiori a 2 km.

I movimenti della Luna

Il periodo di rivoluzione della Luna attorno alla Terra è detto mese. Secondo i sistemi di riferimento usati per misurare tali periodi, si distingue tra: mese sidereo e mese sinodico. Il mese sidereo, è l’intervallo di tempo impiegato dalla Luna a compiere una rivoluzione completa attorno alla Terra rispetto alle stelle fisse, ovvero rispetto al punto g. Ha una durata di 27d 7h 43m 11s,5.

Il mese sinodico, o mese lunare, o lunazione, è l’intervallo di tempo compreso fra due successive lunazioni o fasi lunari, p. es. fra due successive fasi di Luna nuova. Se la Terra fosse ferma nello spazio, il mese sinodico sarebbe uguale al mese siderale, ma poiché la Terra si sposta di moto diretto attorno al Sole, la Luna deve inseguire la Terra; il mese sinodico dura quindi più del mese siderale e precisamente 29d12h44m2s,9; il mese sinodico sta alla base dei calendari lunari e lunisolari. Il moto di rivoluzione della Luna intorno alla Terra e quello di rotazione intorno a se stessa avvengono in sincronismo, per cui dalla Terra non è possibile osservare tutta la superficie della Luna. Tuttavia il fenomeno della librazione rende visibile dalla Terra fino al 59% della superficie, cioè 22,4 su 38 milioni di km2; il 18% della superficie lunare può essere alternativamente visibile o invisibile, mentre il 41% è perennemente invisibile; le prime osservazioni della faccia nascosta della Luna sono avvenute nel 1959, con i rilievi fotografici della sonda Lunik 3.

La librazione è da considerare come un’irregolarità sovrapposta al regolare moto della Luna attorno alla Terra, dovuta proprio alla forza di attrazione di quest’ultima. Secondo la porzione di superficie lunare che risulta illuminata dal Sole si hanno le seguenti fasi lunari: Luna piena, o plenilunio, quando la Luna è in opposizione con il Sole e viene illuminata tutta la faccia visibile; Luna calante, quando sono illuminati ca. 3/4 della faccia visibile, dopo il plenilunio; ultimo quarto, quando è illuminata metà della faccia visibile, dopo il plenilunio; Luna vecchia, quando è illuminato ca. 1/4 della faccia visibile, prima del novilunio; Luna nuova, o novilunio, quando è in congiunzione con il Sole e non è illuminata nessuna parte della faccia visibile; Luna crescente, quando è illuminato ca. 1/4 della faccia visibile, prima del plenilunio; primo quarto, quando è illuminata metà della faccia visibile prima del plenilunio; Luna gobba, quando sono illuminati ca. 3/4 della faccia visibile, prima del plenilunio.

Caratteristiche della Luna

Le osservazioni dell’accelerazione dei satelliti artificiali in caduta libera hanno fissato in 81,302±0,001 il valore del rapporto fra le masse della Terra e della Luna. L’assenza di fenomeni di ossidazione nel materiale lunare portato sulla Terra dagli astronauti americani e dalle sonde automatiche sovietiche mostra, inoltre, che sulla Luna non è mai stata presente acqua. La luce proveniente dalla superficie della Luna è in massima parte luce solare riflessa; essa ha la stessa composizione della luce solare, con un’intensità leggermente accentuata per le lunghezze d’onda più lunghe. La Luna assorbe la maggior parte della luce solare incidente: ne viene riflesso ca. il 7% (l’albedo visuale è ca. 0,07). La Luna mostra una debole luminosità anche nel novilunio per effetto della luce riflessa dalla Terra su di essa (luce cinerea). La temperatura della superficie lunare, causa l’assenza di atmosfera e la bassissima conduttività termica del suolo lunare, ha oscillazioni di ca. 270 ºC nell’arco di un giorno lunare (14 giorni terrestri): raggiunge massimi di 120 ºC, quando è esposta al Sole, e minimi di -150 ºC all’ombra.

Morfologia: la superficie della Luna.

Anche a occhio nudo la superficie lunare appare coperta da formazioni chiare e scure che, osservate con uno strumento pur di piccola potenza, presentano numerosi interessanti particolari. Tutte le formazioni appaiono sovrapposte a due tipi fondamentali di suolo, uno lucido, piano e scuro (con potere riflettente attorno al 6%) e l’altro corrugato e più chiaro (con un potere riflettente attorno al 15%); quest’ultimo è associato ai “continenti” lunari, sopraelevati rispetto ai “mari” collegati invece al primo tipo di suolo. Le denominazioni citate sono, ovviamente, del tutto convenzionali, essendo la Luna priva d’acqua e di atmosfera, ed ebbero origine nei sec. XVI e XVII, quando nacque la selenologia scientifica. La ragione principale per cui le aree “continentali” hanno una riflettività maggiore (e quindi risultano più chiare) delle aree corrispondenti ai “mari” è che nelle anortositi delle prime è presente un’alta percentuale di composti di alluminio, mentre nelle rocce basaltiche delle seconde predominano i composti di magnesio. Le regioni continentali occupano 2/3 della faccia visibile e quasi tutta la faccia invisibile. Il suolo della Luna, come si è constatato nelle operazioni in loco effettuate in sei missioni Apollo, che hanno consentito la raccolta di ca. 400 kg di campioni minerali, appare cosparso di pietre immerse più o meno profondamente entro uno strato di polveri color ruggine (prodotte per erosione meteoritica), che presenta spessore variabile fra l’ordine dei mm e quello di alcune decine di cm.

Al di sotto si estende il cosiddetto “regolite”, il normale suolo lunare, consistente in brecce e rocce frantumate; lo spessore, a seconda delle località, oscilla fra i 2 e i 20 metri accrescendosi di compattezza con la profondità. L’osservazione al telescopio mostra che la superficie lunare è fittamente ricoperta di crateri, così chiamati per analogia con quelli della Terra; i maggiori hanno diametri di qualche centinaio di chilometri: quelli che hanno diametro superiore al chilometro sono oltre 300.000 sulla faccia visibile e molti di più sulla faccia nascosta. I maggiori fra i crateri assumono il nome di circhi montuosi, anche se talvolta il nome viene impiegato per indicare quei crateri riempiti di materia lavica di cui sono visibili solo i bordi. Quasi tutti i crateri hanno il fondo a livello più basso che le zone circostanti il cratere stesso. La distinzione fra cratere e mare non è affatto netta e alcuni fra i mari minori sono senza dubbio crateri riempiti di materiale fuso in seguito a eventi non conosciuti; ne è un esempio il Mare Imbrium. Alcuni crateri possiedono un picco centrale, la cui natura non è ancora conosciuta. Di alcuni circhi montuosi il bordo è visibile solo in particolari condizioni di illuminazione: si parla allora di crateri fantasma. Tutti i crateri sono accomunati dal fatto di avere una profondità ridotta rispetto al diametro, nonché nell’essere distribuiti totalmente a caso: questo fatto, unito alla scoperta dei mascon (il nome è l’acronimo di mass concentration) e alle osservazioni sismiche, fa propendere per un’origine meteorica dei crateri stessi, confermata dall’esistenza di formazioni, sulla Terra e su altri pianeti, aventi caratteristiche analoghe a quelle dei crateri lunari.

La crosta lunare ha uno spessore di ca. 60 km nell’emisfero rivolto verso la Terra e di più di 100 km in quello opposto. Questa anomalia di non facile spiegazione è probabilmente legata all’altra per cui il centro di massa della Luna non coincide con il suo centro geometrico. Il raggio medio della Luna è infatti oggi noto con una precisione di ±10 km e, mentre per un verso essa ha una forma quasi perfettamente sferica (al contrario della Terra che è schiacciata ai poli), dall’altro presenta una depressione rispetto al livello medio di 2,6 km nell’emisfero rivolto verso la Terra . L’esame della densità delle rocce lunari a disposizione dei laboratori terrestri, dal quale risulta che le rocce superficiali hanno una densità praticamente uguale a quella media della Luna, porta alla conclusione che la Luna ha una struttura molto più uniforme e omogenea di quella della Terra. Gli studi, condotti per analogia su materiale roccioso di origine terrestre, fanno supporre che la Luna sia costituita di materiali affini ai silicati. Nel complesso, fatte le debite proporzioni, la Luna è molto più rigida della Terra. Ciò deriva dalla presenza di caratteristiche anomalie gravitazionali, i mascon, e dalle proprietà sismiche del nostro satellite. I mascon sono forti concentrazioni di massa, scoperti nel 1968 in base alla misurazione delle accelerazioni subite dai satelliti artificiali orbitanti intorno alla Luna. Per produrre accelerazioni dell’entità di quelle misurate, i mascon devono essere di dimensioni ridotte (un centinaio di chilometri) e devono trovarsi a bassa profondità rispetto alla superficie lunare (un centinaio di chilometri). Oggetti aventi tali caratteristiche non sono mai stati riscontrati sulla Terra. Se la Luna non avesse una grande rigidità, essi sarebbero affondati già da molto tempo sino al centro del nostro satellite.

L’altro dato a favore della forte rigidità della Luna deriva dalle caratteristiche del suo comportamento sismico, caratteristiche note attraverso lo studio dei dati dei sismometri portati sulla sua superficie dalle diverse missioni lunari, che furono in grado di registrare vibrazioni prodotte sia dall’urto di meteoriti e micrometeoriti, sia da quello del terzo stadio del Saturno 5. Le oscillazioni sismiche tendono ad amplificarsi nel giro di 10 minuti, e giungono a perdurare fino a 3-4 ore (diversamente da quelle telluriche che si estinguono entro alcuni minuti), dimostrando ipocentri situati a profondità massime di 1100 km, incomparabilmente maggiori che nella Terra. Gli eventi sismici lunari appaiono prodotti anche da sommovimenti che hanno luogo all’interno della Luna stessa. Che siano presenti anche questi ultimi è dimostrato dal fatto che gli eventi sismici si manifestano con maggior frequenza quando la Luna si trova più vicina alla Terra: come la Luna produce maree sul nostro pianeta, così anche la Terra determina effetti materiali sulla Luna.

Prendendo a fondamento i dati sismografici, diviene possibile proporre per la Luna il seguente modello di struttura interna:

A) una crosta multistratificata il cui spessore è compreso fra i 60 km (in corrispondenza dell’emisfero rivolto alla Terra) e 100-120 km (per l’emisfero opposto);

B) un mantello ricco di silicati dello spessore di ca. 1100 km;

C) un nucleo centrale di 700 km di raggio contenente minerali ferrosi e ferro nativo, il cui stato fisico dovrebbe risultare più o meno pastoso, vista la sua temperatura stimata sui 1500 ºC.

Le Eclissi

La Terra, illuminata dal Sole, produce nello spazio un lungo cono d’ombra che oscura qualunque corpo si trovi all’interno di esso. Attorno a questo cono c’è un’area piuttosto estesa di ombra parziale che viene detta penombra. Complessivamente la lunghezza approssimativa dell’ombra è di 1.379.200 km e alla distanza media dalla Luna, cioè circa 384.600 km, essa ha diametro di 9170 km. Un’eclissi lunare totale si verifica nella fase di plenilunio, quando la Luna entra completamente nel cono d’ombra prodotto dalla Terra. Se il satellite attraversa esattamente l’asse dell’ombra, il fenomeno si protrae per circa due ore; in generale, tuttavia, la durata dipende dalle posizioni occupate dalla Luna e può essere praticamente nulla se essa passa proprio in prossimità del bordo dell’ombra. Un’eclissi parziale si verifica quando solo una porzione della Luna entra nel cono d’ombra della Terra. L’intensità del fenomeno può variare dalla quasi totalità, quando è oscurata la maggior parte del satellite, a valori minimi, quando solo una piccola porzione di ombra è visibile sul disco lunare. Storicamente, la vista dell’ombra circolare della Terra sul disco della Luna diede la prima indicazione della forma del nostro pianeta. Prima di entrare nell’ombra, durante un’eclissi, la Luna appare molto meno brillante a causa della vasta regione di penombra che circonda il cono. Durante un’eclissi totale, il disco lunare viene debolmente illuminato dalla luce rossa rifratta dall’atmosfera terrestre (che invece trattiene la luce blu proveniente dal Sole) e non appare quindi completamente scuro. Un’eclissi totale di Sole si verifica quando l’ombra della Luna, che si trova in posizione intermedia tra la Terra e il Sole, raggiunge il nostro pianeta, occultando il disco solare. La lunghezza del cono d’ombra della Luna varia tra 367.000 e 379.800 km al variare della distanza Terra-Luna (tra 357.300 e 407.100 km) e il diametro della regione d’ombra proiettata sulla superficie terrestre non supera mai i 268,7 km. La zona del nostro pianeta dalla quale l’eclissi è visibile, pertanto, non è mai più ampia di questa regione. Sensibilmente maggiore, invece, è l’ampiezza della penombra, che può raggiungere i 4800 km e corrisponde alla zona della superficie terrestre da cui l’eclissi è visibile come parziale. In alcuni casi il disco lunare non riesce a occultare completamente il Sole e si verifica un’eclissi anulare, durante la quale è visibile solo un anello brillante di Sole attorno al disco scuro del satellite. L’ombra della Luna si muove sulla superficie terrestre in direzione est. Poiché anche la Terra ruota verso est, la velocità con cui l’ombra della Luna “spazza” la superficie della Terra è uguale alla differenza tra la velocità orbitale del satellite e la velocità di rotazione terrestre. All’equatore tale differenza è di circa 1706 km/h, mentre nei pressi dei poli, dove la velocità di rotazione è praticamente nulla, è di circa 3380 km/h. Il percorso di un’eclissi totale di Sole e la sua durata possono essere calcolati esattamente se si conoscono la dimensione dell’ombra lunare e la velocità con la quale essa si sposta sulla superficie terrestre; la durata media è di circa tre minuti, mentre quella massima, osservabile molto raramente, è di circa 7,5 minuti. Durante un’eclissi totale, l’immagine della Luna inizia a sovrapporsi al disco solare circa un’ora prima della totalità. La luce diminuisce gradualmente e, vicino e durante la totalità, si riduce pressoché a quella della Luna piena. La luminosità residua è dovuta essenzialmente alla corona solare, la parte più esterna dell’atmosfera del Sole, che si rende visibile quando il disco del Sole è completamente occultato. Negli istanti che precedono e seguono la totalità, sul bordo del disco solare appaiono dei brillanti punti di luce, detti grani di Baily, che sono prodotti dal passaggio della luce emessa dal Sole attraverso le valli e le irregolarità della superficie lunare. Appena prima, appena dopo e a volte anche durante il fenomeno, sono visibili strette strisce di ombra che si muovono sulla superficie terrestre. Queste ombre, la cui natura non è ancora stata perfettamente interpretata, sono probabilmente dovute alla rifrazione irregolare della luce nell’atmosfera terrestre. Prima e dopo la totalità, un osservatore che si trovi sulla cima di un rilievo oppure su un aereo, può vedere l’ombra della Luna muoversi verso oriente sulla superficie della Terra come l’ombra di un veloce banco di nubi.

Se l’orbita che la Terra descrive intorno al Sole, cioè l’eclittica, fosse nello stesso piano dell’orbita della Luna, vi sarebbero due eclissi totali ogni mese lunare: in particolare la Luna sarebbe oscurata nella fase di plenilunio e il disco solare sarebbe occultato durante il novilunio. I piani delle due orbite, tuttavia, formano un angolo di circa 5°, perciò le eclissi avvengono solo quando la Luna o il Sole si trovano in prossimità dei loro punti di intersezione, detti nodi. Sia il Sole sia la Luna ritornano periodicamente nella stessa posizione rispetto a uno dei nodi, quindi le eclissi ricorrono a intervalli di tempo regolari, nell’ambito del cosiddetto ciclo di Saros. Questo ciclo, noto già agli antichi babilonesi, ha periodo poco maggiore di 6585,3 giorni, cioè circa 18 anni, 9-11 giorni (a seconda del numero di anni bisestili coinvolti) e 8 ore, e corrisponde quasi esattamente a 19 passaggi del Sole nello stesso nodo, a 242 passaggi della Luna nello stesso nodo e a 223 mesi lunari. La differenza tra il numero di passaggi della Luna e il numero di mesi lunari è causato dal movimento dei nodi verso occidente che si verifica con un ritmo di 19,5° all’anno. Le eclissi che avvengono a distanza di un ciclo di Saros hanno caratteristiche identiche, ma sono visibili 120° più a ovest sulla superficie terrestre, a causa della rotazione che la Terra compie nel cosiddetto terzo di giorno, cioè nelle otto ore del periodo di Saros. Durante un ciclo di Saros avvengono circa 70 eclissi, di cui in genere 29 lunari e 41 solari; di queste ultime solitamente 10 sono totali e 31 parziali.
Ogni anno si verificano in media quattro eclissi, con un minimo di due e un massimo di sette. Alla fine del XX secolo saranno avvenute, nei cento anni, 375 eclissi.

L’origine della Luna

La composizione chimica del materiale che costituisce la crosta lunare è abbastanza simile a quella della crosta terrestre. Tutte le rocce riportate dalla Luna sono di composizione basaltica, con minerali del tipo già conosciuto sulla Terra. Solo tre nuovi minerali sono stati rinvenuti nelle rocce lunari: la loro struttura cristallina indica che si sono solidificati a temperature comprese fra 1000 e 1200 ºC, in presenza, spesso, di forti onde d’urto. Quasi sicuramente le origini di tali temperature sono locali: attività vulcanica o, più probabilmente, urto meteorico quale, p. es., quello che ha dato origine al Mare Imbrium e al suo riempimento di lava. È da escludere l’ipotesi che 4600 milioni di anni fa la Luna fosse completamente fluida, perché in tal caso non sarebbe ancor oggi solidificata. L’abbondanza di alcuni elementi come zinco, oro, piombo e metalli alcalini risulta però inferiore sulla Luna. Nelle rocce lunari c’è inoltre una minore abbondanza di elementi volatili, come idrogeno, elio, ossigeno e azoto, ma questo è spiegabile in ragione della bassa gravità lunare per cui essi si disperdono facilmente nello spazio.

Per quanto concerne l’origine della luna, vi sono fino ad oggi 4 gruppi di ipotesi: la fissione, la cattura, l’accrescimento e l’impatto. L’idea che la luna si fosse staccata dalla terra fu avanzata da George Darwin (figlio del naturalista Charles Darwin) già nel XIX secolo. Nella sua ipotesi originaria, questa ipotesi della fissione presupponeva che un tempo la terra si trovasse allo stato fuso e ruotasse su se stessa molto velocemente, compiendo un intero giro in 4 ore. In tali condizioni, essa avrebbe potuto scindersi in due corpi a causa di ripetuti e alternati rigonfiamenti prodotti dall’azione gravitazionale del sole sulla massa fusa terrestre; queste maree si sarebbero succedute ogni 2 ore e sarebbero andate via via aumentando di ampiezza, cioè avrebbero prodotto nella terra dilatazioni e contrazioni sempre maggiori. In questo modo le maree terrestri sarebbero diventate sempre più alte ad ogni rotazione, fino a che una grossa goccia di materiale fuso si sarebbe staccata dalla terra e avrebbe formato la luna. Quando fu enunciata, l’idea di Darwin riscosse molti successi, ma in seguito a calcoli più approfonditi, venne abbandonata.

Una teoria più moderna della fissione, sostenne che l’origine dell’instabilità rotazionale della terra, responsabile del distacco della luna, non sarebbe stata nelle maree, ma nel processo di formazione del nucleo terrestre. Cosicché, quando il materiale più pesante si concentrò verso il centro della terra, questa aumentò la propria velocità di rotazione, fino a compiere un intero giro in meno di 2,6 ore; avvicinandosi cos’ al suo asse di rotazione. In tal modo la Terra primordiale sarebbe divenuta instabile ed avrebbe modificato la propria forma da quella di uno sferoide schiacciato a quella di una pera, finché il collo della pera si sarebbe rotto, dando origine alla luna. Secondo l’ipotesi della cattura, un tempo la luna era un corpo indipendente che si muoveva liberamente nell’ambito del sistema solare; ad un certo momento essa sarebbe giunta tanto vicina alla terra da esserne attratta e messa in rotazione su un’orbita ellittica, secondo le leggi di Keplero. Il terzo gruppo di ipotesi sull’origine della luna considera il sistema Terra-Luna come un pianeta doppio. Per i sostenitore dell’ipotesi dell’accrescimento la Luna si sarebbe formata dopo la Terra dalla riunione di diversi materiali, che un tempo erano in orbita intorno al nostro pianeta. Il quarto gruppo di ipotesi collega la nascita della Luna ad un evento catastrofico, ossia alla violentissima collisione che sarebbe avvenuta fra la Terra ancora in formazione e uno o più corpi di grosse dimensioni.