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Argomenti della pagina
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Termini da conoscere
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Afelio,
Albedo,
Apogeo,
Asteroide,
Atmosfera,
Campo magnetico,
Caos,
Corpo celeste,
Declinazione,
Eclittica,
Emisfero,
Equatore,
Equinozio,
Gravità,
Latitudine,
Longitudine,
Librazione,
Massa,
Meteora,
Meteorite,
Nebulosa,
Perielio,
Perigeo,
Pianeta,
Orbita,
Polvere,
Precessione,
Rivoluzione,
Rotazione,
Satellite |
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La Luna: Generalità e Dati |
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Movimenti della Luna -
Osservazione della Luna |
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Dati Fisici |
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Diametro |
Equatoriale: 3476,2 km
Polare: 3472,0 km |
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Schiacciamento |
0,001208 |
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Masse terrestri |
0,0123 |
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Densità media |
3,33 g/cm3 |
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Gravità |
1,62 m/s2 |
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Velocità di fuga |
2,38 km/s |
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Rotazione siderale |
27,321662 giorni |
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Obliquità su eclittica |
1,559° |
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Albedo |
0,12 |
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Magnitudine minima |
-12,74 |
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Temperatura superf. |
da -190°C a +110°C |
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Dati Orbitali |
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Distanza media dalla Terra |
384.399 km |
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Perigeo |
356.371 km |
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Apogeo |
406.720 km |
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Eccentricità |
0,0549 |
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Inclinazione su eclittica |
5,145° |
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Mese sinodico |
29,530589 giorni |
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Mese siderale |
27,321662 giorni |
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Mese tropico |
27,321582 giorni |
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Mese anomalistico |
27,554550 giorni |
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Mese draconico |
27,212221 giorni |
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Velocità media |
1,023 km/s |
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Librazione in latitudine |
6,8° |
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Librazione in longitudine |
7,7° |
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Librazione diurna |
1,0° |
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Massimo diametro |
34,1' |
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Minimo diametro |
29,8'' |
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La Luna è il satellite
della Terra, di forma pressoché sferica, caratterizzato dal fatto di porgere sempre
la stessa faccia al nostro pianeta
e di influenzarlo in maniera molto cospicua. Il rivolgere sempre la stessa faccia
alla Terra è dovuto al fatto che il periodo di rotazione della
Luna è pressoché uguale al periodo di rivoluzione
della stessa intorno al nostro pianeta. Per tale motivo si parla di faccia vicina,
ad indicare quella visibile dalla Terra, e di faccia lontana ad indicare quella
non visibile (anche detta lato oscuro).
Ciò non toglie che sulla Luna, comunque, giorno e notte si succedono
in maniera normale su ogni suo punto, se è vero che alla luce solare si segnano
100°C circa mentre al buio i gradi scendono a circa -100°C. Sebbene la faccia lunare
rivolta a noi sia sempre la stessa, dalla Terra è possibile vedere un po' di
più del 50% della superficie lunare grazie ai moti di librazione
della Luna: dal momento che anche la Terra ruota intorno
al Sole, la Luna a volte deve accelerare la velocità durante la
sua
orbita
e questo consente di arrivare a vedere piccole zone altrimenti non visibili. La
Luna influenza notevolmente la vita sulla Terra: il nostro pianeta
tende ad accentuare la forma ellittica in direzione della posizione della Luna e
del suo opposto, e di questo risentono notevolmente i mari che tendono a gonfiarsi
generando le maree.
Un piccolo mondo coperto di finissima polvere, scosso da circa 3.000 deboli scosse
endogene ogni anno ed incapace di tenere a sé una atmosfera di qualsiasi entità.
L'entità degli effetti che si sviluppano mutuamente tra Terra e Luna
sono dovuti
essenzialmente al fatto che, nel Sistema Solare, non esistono coppie pianeta-satellite
come quella Terra-Luna, dove il satellite ha una massa inferiore di sole 81 volte
rispetto a quella terrestre e dove il diametro è soltanto quattro volte minore.
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Storia della Luna |
L'origine della Luna è fatta risalire ad un
impatto sulla Terra
di un asteroide
grande più o meno quanto Marte.
La collisione avrebbe creato del materiale che,
con il tempo e la forza di gravità, si è accorpato dando vita al nostro satellite.
Questa teoria è peraltro avvalorata dal fatto che la composizione lunare sembra
del tutto simile a quella dello strato più esterno della Terra, al netto delle sostanze
più volatili sfuggite alla forza di gravità.
I modelli al computer hanno cercato di tener conto di tutti i dati acquisiti finora:
il pianetino avrebbe sconvolto la giovane Terra in termini di crosta e di mantello,
provocando la formazione di due grandi protuberanze di materiale vaporizzato. Il
materiale si sarebbe poi condensato intorno alla Terra. Secondo questo modello il
tempo necessario alla formazione della protoluna sarebbe stato di sole 23 ore (!!).
Un'altra teoria, tra quelle meno accreditate, vedono la Luna formarsi come parte
scissa dalla Terra subito dopo la sua formazione: la Luna
sarebbe originata quindi
da una goccia di Terra ancora allo stato semifluido, staccatasi a causa
della veloce rotazione della giovane Terra.
Ancora, la Luna potrebbe essere stato un corpo già esistente, che è entrato successivamente
nell'orbita terrestre.
Ultima teoria possibile, vede la Luna formarsi dalla stessa nebulosa dalla quale
ha avuto origine la Terra: in tali circostanze, la Terra avrebbe avuto un disco
di polveri, simile a quello di Saturno,
che poi si è aggregato a formare il nostro
satellite.
La tesi più accreditata, come detto, è la prima e sembra che sia anche raro che
un satellite possa formarsi in questo modo. La maggior parte degli altri si è formata,
infatti, per consolidamento di un disco di materiale risalente al periodo di formazione
del pianeta oppure per cattura gravitazionale da parte dei pianeti.
La Luna ha attraversato differenti ere geologiche, proprio come la nostra Terra.
Ogni era è legata ad un determinato impatto, e nella scala geologica si riscontrano
ad oggi sei ere:
ERA PRE-NECTARIANA: estesa da 4,5 a 3,92 miliardi di anni fa è caratterizzata dalla
formazione dei crateri Grimaldi, Ptolemaeus e dal Mare Tranquillitatis.
In pratica
il periodo di questa era è quello della formazione ed accrescimento del nostro satellite,
durante il quale la Luna è stata soggetta a moltissimi bombardamenti dai corpi ancora
vaganti nel Sistema Solare. Al cessare dei frequenti bombardamenti, alcune strutture
craterizzate sono potute resistere fino ad oggi.
ERA NECTARIANA: estesa da 3,92 a 3,85 miliardi di anni fa, con la formazione
del
Mare Crisium e dei crateri Cleomedes e Clavius. Ovviamente è questa la fase di creazione
del Mare Nectaris, che dà origine al nome.
ERA IMBRIANO INFERIORE: estesa da 3,85 a 3,75 miliardi di anni fa e caratterizzata
dal Mare Imbrium (da cui il nome) e dai crateri Petavius, Arzachel
e Cassini.
ERA IMBRIANO SUPERIORE: estesa da 3,75 a 3,20 miliardi di anni fa, è caratterizzata
dai crateri Archimedes, Plato e Posidonius. In questa fase i bacini vengono riempiti
dalla lava proveniente dal centro della Luna.
ERA ERATOSTENIANA, estesa dai 3,20 a 1,10 miliardi di anni fa, è caratterizzata
dai crateri Eratosthenes, Bullialdus e Langrenus. E' l'era più lunga, che
vede il riempimento lavico del Mare Imbrium e dell'Oceanus
Procellarum. I crateri
che risalgono a questo periodo presentano ancora una circonferenza scura data dal
materiale espulso dall'impatto (ejecta),
ma non presentano raggiera.
ERA COPERNICANA: estesa da 1,10 miliardi di anni fa ad oggi, vede la formazione
di crateri Copernicus, Tycho ed Aristarchus. Il periodo è privo di colate laviche
mentre i crateri nati presentano ancora raggiere evidenti.
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Atmosfera e Campo magnetico |
L'unica forma atmosferica
presente sulla Luna è dovuta al vento solare, che comunque non
viene ritenuto, e dal rilascio di gas da parte delle sue rocce. Più che di atmosfera
si parla quindi di esosfera. La mancanza di atmosfera fa raggiungere temperature
che vanno da 100°C a -190°C, rende assenti i fenomeni atmosferici noti sulla Terra
come pioggia, vento, nuvole, e rende impossibili fenomeni visivi come le meteore.
I principali gas che compongono l'esosfera sono idrogeno, elio, neon ed argo.
Il 90% degli elementi viene proprio dal vento solare, il resto proviene dalle rocce
lunari.
Altra cosa che manca sulla Luna, oggi, è un campo magnetico propriamente detto.
A meno di alcune zone che hanno caratteristiche magnetiche elevate (un esempio è
il Reiner Gamma, una zona dell'Oceanus Procellarum con forte campo
magnetico), il nucleo metallico della Luna dovrebbe essersi tutto solidificato dal
momento che oggi non esiste un campo magnetico totale. Un simile campo, invece,
avrebbe dovuto esistere fra 3,9 e 3,6 miliardi di anni fa.
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La superficie lunare e la struttura interna |
La Luna è pressappoco una palla: sebbene abbia una gibbosità in direzione della
Terra, dovuta all'attrazione del nostro pianeta, la differenza tra i due assi
è soltanto di 1,5 chilometri, pari allo 0,43%.
La superficie lunare appare, anche ad occhio nudo, come un sterminata distesa di
crateri da impatto, provocati da meteoriti
ed asteroidi che nei tempi di assestamento dopo la creazione del satellite
dilaniarono la superficie sia della Luna
che della Terra. Da Terra le tecniche radar
riescono a spingersi fino a 1300 metri sotto la superficie lunare, il che ha consentito
di scoprire - ad esempio - sacche di ghiaccio sotto il polo sud lunare, forse residuo
di una cometa sprofondata in tempi antichi.
La superficie è simile a quella di un deserto, con una polvere compatta detta regolite
e qualche roccia in evidenza. Proprio la presenza di polvere
è stata resa famosa ed evidente dalle foto scattate durante le missioni Apollo.
La regolite ha una granulometria molto variabile ed ha uno spessore minimo nei bacini
(da pochi centimetri a 5 metri) e massimo sugli altopiani, dove arriva a 30 metri.
Lo strato superficiale lunare è stato a lungo bombardato da asteroidi e meteoroidi
più o meno grandi, che lo hanno frammentato in superficie. A questo si aggiungono,
inoltre, le polveri interplanetarie che regolarmente cadono sul suolo della nostra Luna.
Le superfici più antiche sono ovviamente coperte da uno strato maggiore di regolite:
nelle terre lo spessore è compreso tra 20 e 30 metri
mentre nei mari si va dai 2 agli 8 metri. Sembra un valore molto alto
ma la regolite non è intesa soltanto come polvere sottile ma come l'insieme
dei detriti che coprono il suolo lunare.
La mancanza di una atmosfera in grado di propagare la luce solare fa si che il cielo
visto dalla Luna sia sempre nero e pieno di stelle.
Attraverso la sonda giapponese Kaguya, nel 2009 si è giunti in possesso
della più dettagliata mappa lunare di sempre, ottenuta misurando il tempo di
ritorno di un fascio di luce proiettato dalla sonda stessa sul suolo lunare. La
superficie risulta molto rigida, troppo per avere liquidi al suo interno. Il
punto più alto della Luna si trova sul bordo del bacino Dirichlet-Jackson,
vicino all'equatore (Lat. 14°N, Long. 158°W) in prossimità di una montagna che
raggiunge i 10.750 m rispetto alla quota media lunare. Il punto più basso,
invece, si trova in un affossamento di 9.060 metri sul fondo del cratere Antoniadi,
vicino al Polo Sud.
Andando nello specifico, la superficie lunare si contraddistingue per due classi
di regioni: i mari, macchie scure alla nostra vista, e le terre,
che si presentano più chiare. Poi ci sono altri tipi di strutture.
I MARI O BACINI
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I mari sono ampie regioni che si estendono al di sotto del
livello medio superficiale. Il loro aspetto è liscio, senza crateri né protuberanze
di rilievo. |
La loro origine sembra riconducibile a colate laviche di origine vulcanica,
avvenute all'incirca 3,5 miliardi di anni fa, quindi in epoca più recente rispetto
al resto del suolo lunare. Queste colate laviche sono andate a riempire i crateri
scavati da impatti di piccoli asteroidi: la frantumazione della crosta dovrebbe
aver raggiunto il mantello lunare determinando la fuoriuscita di lava a profondità
di 200-400 chilometri. Questa lava ha coperto il cratere da impatto.
I mari riflettono poca luce (la loro albedo si aggira tra 0,05 e 0,1 della luce
solare incidente), quindi appaiono come chiazze scure in contrapposizione alle zone
più riflettenti del satellite. Proprio per questo motivo, queste zone vennero chiamate
mari: si pensava un tempo che fossero coperte di acqua.
La minore brillantezza
è dovuta alla presenza maggiore di ferro ed alla scarsità di alluminio. La composizione
dei mari parla di lava basaltica ricca di ferro, con datazione - come detto - compresa
tra i 3,7 ed i 3,1 miliardi di anni. Dal confronto delle date e dalla stratificazione
verticale dei mari risulta che l'emissione di lava deve aver seguito di un centinaio
di milioni di anni la formazione del bacino e che tale emissione è avvenuta a più
riprese e non in una volta sola.
Sull'emisfero vicino, le zone lisce rappresentano il 31% della superficie lunare
ma nell'emisfero lontano la percentuale scende al 2,6%. Ne risulta che la superficie
lunare è rivestita dal 16,9% dai mari. In aggiunta a ciò, versamenti di lava a coprire
il bacino creato dall'impatto sono tipici della faccia vicina della Luna, mentre
sulla faccia nascosta sono eventi molto rari. Come mai questa differenza tra i due
emisferi? La differenza non sta negli impatti ma nel modo in cui la lava fuoriesce
e nella distanza che deve coprire prima di arrivare in superficie. La crosta lunare
ha uno spessore diverso nei due emisferi: il baricentro lunare è spostato verso
la terra di circa 1,8 chilometri, quindi la lava fa prima ad uscire sul nostro emisfero
rispetto all'altro, visto che deve percorrere più strada.
Le rocce che formano i mari sono più giovani di quelle presenti in altri tipi di
strutture, e risultano più dense (3,4 volte più dense dell'acqua).
LE TERRE O CONTINENTI O ALTOPIANI
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Le terre sono le regioni poste ad una altezza superiore
rispetto al livello medio del suolo. Coprono circa l'85% della superficie lunare,
soprattutto nel suo lato invisibile, e sono formate da rocce meno dense rispetto
a quelle dei bacini (circa 3 volte la densità dell'acqua) e molto più antiche. |
Le terre sono state disastrate dai crateri, che spesso si sovrappongono gli uni
con gli altri consentendo, tra l'altro, di definire una stratigrafia del suolo
lunare mirante ad individuarne le date. I crateri dotati di una raggiera, infatti,
sono i più recenti visto che con il tempo i raggi vengono coperti da nuovo materiale.
I raggi sono formati dal materiale lavico fuoriuscito in seguito ad un forte impatto.
Sulle terre si ergono anche catene montuose, con rilievi fino a 6 km, soprattutto
in prossimità dei mari.
Le catene montuose non hanno la stessa origine tettonica di quelle terrestri, ma
derivano dagli impatti. La minor gravità ha poi contribuito a far sì che molti picchi
raggiungano gli otto chilometri di altezza. Del resto l'assenza di movimenti
endogeni è testimoniata dal fatto che le strutture lunari non si spostano di un
millimetro, e nemmeno il calore interno riuscirebbe a sostenere una dinamica tettonica.
Le misurazioni dell'Apollo 17 hanno indicato il flusso di calore endogeno di
soli 2-4 mW/cm2, la metà di quello terrestre.
La parte delle terre ha un albedo maggiore rispetto ai mari, compresa tra
il 12 ed il 18% della radiazione incidente, il che è dovuto alla scarsezza di ferro
ed all'elevato contenuto di alluminio. Il tipo di roccia prevalente è la breccia,
un coacervo di rocce tenute insieme da un collante più fine generato dagli impatti.
Le zone per le quali sono stati prelevati campioni portano ad una datazione risalente
a 3,8-3,9 miliardi di età. Questo potrebbe significare che queste zone si sono formate
tutte in cento milioni di anni, oppure che i campioni non sono esaustivi.
CRATERI LUNARI
I crateri lunari, come quelli presenti sugli altri corpi rocciosi del Sistema Solare,
si possono suddividere in due macrotipologie, secondo il dettato di M.R.Dance
del
1965.
I crateri semplici sono circolari, con sezione parabolica
e l'unica caratteristica morfologica è data da eventuali frane che dalle pareti
cadono sul fondo del cratere. La profondità si attesta sulla percentuale del 20%
del diametro del cratere stesso. La grandissima parte dei crateri inferiori ai 15
chilometri di diametro sono di questo tipo.
I crateri complessi sono quelli che presentano un picco
centrale e la cui profondità aumenta in maniera inversamente proporzionale rispetto
al diametro del cratere. Maggiore è il diametro, in pratica, e maggiore è la profondità
ma l'aumento di quest'ultima rallenta all'aumentare del diametro. Non
basta: maggiore è il diametro e maggiore è l'anello di montagne che circonda
il picco centrale.
A volte i crateri di questo tipo sono riempiti di lava, ed in
tal caso si parla di circo. La lava può addirittura arrivare
a sommergere il picco centrale, ed in tal caso il circo appare come una piazza liscia
circondata da un bordo montagnoso. Ad esempio, i mari spesso nascondono dei crateri,
visibili soltanto attraverso dei ghost rings, anelli fantasma che appaiono
in condizioni di luminosità favorevole e che sono il bordo del cratere che sporge
appena dalla colata lavica.
Il diametro che sulla Luna segna il confine tra un tipo e l'altro è, come accennato,
15 chilometri e dipende dalla gravità esercitata dal satellite. E' un fenomeno
che si verifica anche su Mercurio,
ad esempio, con una soglia di 7 chilometri di
diametro.
A volte la lava esce in maniera molto lenta e quindi più densa. La densità fa sì
che non riesca ad uscire dalle fessure del terreno, con la conseguenza che si formano
delle strutture a cupola con una bocca di uscita del diametro tipico di un chilometro.
Queste strutture sono chiamate domi.
A volte il flusso di lava riesce a scavare dei canali, in un meccanismo ancora ignoto.
In tal caso si creano strutture tipo valli, chiamate rimae.
Le dorsali marine invece sono conseguenze della tettonica
lunare, provocate da fenomeni di compressione di zolle tettoniche. Raggiungono i
100 metri rispetto al terreno, quindi sono visibili soltanto nelle prossimità del
terminatore (la zona di transito tra falce illuminata e parte oscura della Luna).
Quando la crosta lunare anziché corrugarsi si dilata, invece, si formano le
faglie o rupes. A volte le
faglie sono parallele, con una bassa striscia di terreno a separarle. In tal caso
si parla di graben.
Il suolo lunare, come dimostrano i sismografi lasciati dall'uomo e dalle sonde,
è soggetto a svariati terremoti, sia superficiali sia in profondità, forse dovuti
alla forza mareale che la Terra imprime sul suo satellite. Inoltre, proprio sotto
i mari si verificano concentrazioni di massa ancora inspiegabili ma i cui effetti
sono resi evidenti dal fatto che i satelliti in orbita lunare vengono deviati. Si
parla di mascon proprio ad indicare questi accumuli particolari
di massa, in grado di creare anomalie gravitazionali negative, forse derivanti dallo
sprofondamento antico di grandi asteroidi.
STRUTTURA INTERNA
La struttura interna della Luna è stata resa nota grazie allo studio
delle onde sismiche derivanti dai frequenti lunamoti che la Luna ospita, sebbene
nessuno sia superiore al II Grado Richter. I lunamoti possono essere di vario tipo:
- superficiali: dovuti a sbalzi di temperatura;
- artificiali: dovuti ad atterraggi di moduli o cariche fatte esplodere
durante le visite umane;
- meteorici;
- profondi: dovuti alla residua attività endogena o alle forze mareali.
Gli ipocentri dei sismi endogeni si trovano tra 600 e 950 chilometri di profondità,
che forse è la profondità che separa la crosta dall'interno plastico. L'interruzione
delle onde sismiche lascia pensare che esistano delle discontinuità.
Ricapitolando:
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Strato
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Caratteristiche
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Regolite
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Polvere a granulometria molto variabile ed ha uno spessore minimo nei bacini (da
pochi centimetri a 5 metri) e massimo sugli altopiani, dove arriva a 30 metri.
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Suolo omogeneo
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Onde a 100-900 m/s
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Discontinuità
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20 chilometri. Onde a 6,7 km/s
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Crosta solida
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20-60 chilometri: onde a 6,7 km/s
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Discontinuità
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60 chilometri: onde a 9 km/s
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Mantello solido
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60-150 km: onde a 7,8 km/s
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Mantello forse solido
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150-1000 km
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Nocciolo centrale fluido
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1000-1500 km: temperature di circa 1100°C
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Moti lunari: rivoluzione, rotazione e librazione |
RIVOLUZIONE E MAREE
La Luna, come gli altri corpi celesti non caotici, segue le leggi
di Keplero,
descrivendo una ellisse intorno al fuoco-Terra con
un raggio medio di 384.000 Km. Il moto lunare, tuttavia, è molto eccentrico e risente
della gravità
terrestre oltre che di quella solare, con il risultato che anche la velocità è abbastanza
atipica. In sintesi, il moto lunare è davvero complicato e per semplificare è stato
scomposto in movimenti singoli più semplici.
Uno degli effetti più evidenti del movimento lunare intorno alla Terra è legato
al noto fenomeno delle maree: sono provocate dall'azione gravitazionale
di Luna e Sole e dalle forze di rotazione del sistema Terra-Luna.
 Nei
punti di novilunio
e di plenilunio si ha l'altezza massima della marea, mentre nei
momenti di quadratura (primo ed ultimo quarto) le maree sono minime. Il motivo è
presto spiegato: nei punti di plenilunio e novilunio, Sole, Terra e Luna sono perfettamente
allineati quindi la forza di attrazione del Sole viene ad aggiungersi a quella terrestre,
sollevando quindi masse d'acqua maggiori in direzione dell'asse di allineamento.
Nei punti di quadratura, invece, l'attrazione terrestre tira da una parte mentre
quella solare tira dall'altra. Non bisogna commettere l'errore di pensare che le
maree siano fenomeni che ricadono soltanto sulle masse d'acqua terrestri, però.
Anche i continenti, l'atmosfera e la crosta lunare risentono di questi influssi
mareali, e non ultimo ne risente il centro di massa che si sposta in direzione del
nostro pianeta.
 Tra apogeo
(massima distanza dalla Terra) e perigeo (minima distanza dalla Terra) la
velocità della Luna cambia del 25% circa, mentre - ad esempio - la velocità di
rivoluzione terrestre varia soltanto del 7% tra lefasi di afelio
e perielio . Dal momento che la Terra gira intorno al Sole in orbita ellittica inclinata di
5°8' e che la Luna ruota intorno alla Terra, ne segue che l'orbita
della Luna intorno al Sole segue quella terrestre ma non è dritta: la Luna effettua
una sorta di spirale molto allungata durante la quale rivolge sempre la concavità
dell'orbita verso il Sole.
In realtà Terra e Luna orbitano intorno al loro baricentro comune, che si trova
1740 chilometri sotto la crosta terrestre e proprio per questo motivo, alla luce
dei fatti, la Luna orbita intorno alla Terra.
Ruotando intorno al Sole ed intorno al centro di massa del sistema Terra-Luna (per
quanto contenuto sotto la sua stessa crosta), la Terra viene a trovarsi, rispetto
al centro di massa stesso, più avanti o più indietro, il che determina la cosiddetta
inuguaglianza lunare, che si configura come uno scarto periodico nella
posizione del Sole di 6,4''. Questo fattore complicherebbe i calcoli in maniera
davvero drastica, quindi solitamente viene accantonato visto che il punto di centro
di massa si trova, comunque, dentro la Terra stessa.
ROTAZIONE
La Luna ruota intorno al proprio asse polare nello stesso tempo, più o meno,
che le occorre a fare un giro intorno alla Terra, e non è un caso raro per quanto
riguarda i satelliti. Si parla di rotazione sincrona e, come detto, è per
questo che la Luna ci mostra sempre la stessa faccia. Questo fatto fu spiegato da
Lagrange nel 1764, e fu ricondotto dal matematico-astronomo alla gravità terrestre
che avrebbe frenato la rotazione lunare originaria, più veloce. Quindi oggi il giorno
lunare medio è di 708 ore.
Dal momento che l'asse polare lunare è inclinato di soli 6,41°, il giorno lunare
risente di piccolissime variazioni stagionali, contrariamente a quanto avviene per
la Terra dove il Sole varia da un Tropico all'altro, con declinazioni intorno ai
+23° ed i -23°. I raggi del Sole colpiscono la Luna quasi sempre con la stessa incidenza
in una zona di perpendicolarità che varia in un range di soli 12° contro i nostri
46°.
Il giorno lunare, quindi, è quasi uguale a tutte le latitudini in termini di durata
ed il Sole arriva sempre all'orizzonte dei Poli lunari.
LIBRAZIONE
Come quasi tutti gli altri satelliti
del Sistema Solare, anche la Luna possiede un movimento sincrono tra rotazione
e rivoluzione, con la conseguenza che rivolge verso la Terra sempre la stessa faccia.
Quindi, da Terra, dovremmo poter vedere sempre e soltanto il 50% della superficie
lunare. Non è realmente così, dal momento che la Luna è sottoposta a due particolari
oscillazioni, uno in longitudine e l'altro in latitudine
, che consentono di vedere un po' di più.
 La librazione in latitudine,
che consente di vedere il nostro satellite un po' più sotto ed un po' più sopra
rispetto alla visione normale, è dovuta al fatto che l'asse di rotazione lunare
non è perfettamente perpendicolare al piano dell'orbita lunare. Se così fosse, vedremmo
il nostro satellite sempre parallelamente al punto dell'equatore
ed invece a volte lo vediamo da più in basso ed altre volte da una posizione più
alta. L'inclinazione dell'asse di rotazione lunare rispetto al piano dell'orbita
lunare è di 6° 40'.
Quando il piano dell'orbita interseca l'asse di rotazione, vediamo precisamente
il disco lunare che ci aspettiamo. Quando lo interseca più in basso riusciamo a
vedere una parte di Polo Sud lunare che prima non vedevamo, pur perdendo ovviamente
parte della visione del Polo Nord lunare. Quando lo interseca più in alto accade
il contrario. Sommando il tutto, riusciamo a vedere zone di Polo Nord e di Polo
Sud lunare che altrimenti non potremmo vedere (angolo tra asse di perpendicolarità
in nero ed asse di rotazione in rosso nella figura, molto semplificata).
 La librazione in longitudine,
invece, ci consente di vedere zone laterali aggiuntive a quelle che vediamo dal
disco lunare solito.
La causa di questo è dovuta essenzialmente ai due moti, rivoluzione e rotazione,
della Luna rispetto alla Terra. Sappiamo che in media i due moti durano lo stesso
tempo, tuttavia la rotazione ha una durata media che è pari alla durata assoluta
della rotazione, ed il fatto che si tratta di una media rende possibile il fenomeno
della librazione in longitudine. Spieghiamo meglio: la rivoluzione segue le
leggi di Keplero, quindi la sua velocità è maggiore in prossimità del
perigeo
e minore in prossimità dell'apogeo
.
Ne segue che, quando la Luna si avvicina al perigeo, l'angolo del tratto percorso
in rivoluzione è maggiore dell'angolo percorso in rotazione, con la conseguenza
che vediamo una zona lunare prima nascosta.
Allo stesso modo, quando la Luna si avvicina all'apogeo l'angolo di rotazione percorso
in un determinato momento (in disegno, spostamento del punto rosso sulla superficie
lunare) sarà maggiore (perché il movimento è più veloce) dell'angolo A del segmento
di rivoluzione percorso (in apogeo la Luna va più lenta, seconda legge di Keplero).
Quindi, i due movimenti nel giro completo hanno lo stesso tempo (sincronia), ma
nel breve periodo i tempi subiscono disallineamenti che consentono di scoprire una
parte di suolo lunare.
In tutto, da Terra possiamo vedere circa il 59% della superficie lunare.
Oltre alle librazioni canoniche finora descritte, ne esiste un altro tipo dovuto
al fatto che l'osservatore terrestre non risiede al centro della Terra ma sulla
sua superficie e quindi il suo punto di osservazione, per un oggetto relativamente
vicino come la Luna, risente dell'effetto di parallasse. La librazione parallattica
deriva quindi dalla posizione di osservazione, quindi la rotazione terrestre farà
variare il punto di vista di una quantità uguale alla parallasse lunare che è circa
1° (la parallasse è l'angolo sotto il quale dalla Luna vediamo il raggio terrestre).
Quindi potremo osservare al sorgere della Luna un po' di superficie oltre il lembo
Est e al tramonto un po' verso il lembo Ovest.
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