Il paesaggio lunare è caratterizzato da crateri da impatto, i loro ejecta, alcuni vulcani, colline, colate di lava e depressioni riempite da magma.
HighlandsEdit
L’aspetto più caratteristico della Luna è il contrasto tra le sue zone chiare e quelle scure. Le superfici più chiare sono gli altipiani lunari, che ricevono il nome di terrae (singolare terra, dal latino per Terra), e le pianure più scure sono chiamate maria (singolare mare, dal latino per mare), da Johannes Kepler che introdusse il nome nel XVII secolo. Gli altipiani sono di composizione anortositica, mentre le marie sono basaltiche. I maria spesso coincidono con le “pianure”, ma è importante notare che le pianure (come nel bacino del Polo Sud-Aitken) non sono sempre coperte dai maria. Gli altipiani sono più vecchi dei maria visibili, e quindi sono più pesantemente craterizzati.
MariaEdit
I principali prodotti dei processi vulcanici sulla Luna sono evidenti agli osservatori della Terra sotto forma di maria lunare. Si tratta di grandi flussi di lava basaltica che corrispondono a superfici a basso albedo che coprono quasi un terzo del lato vicino. Solo una piccola percentuale del lato lontano è stata interessata dal vulcanismo delle marie. Anche prima che le missioni Apollo lo confermassero, la maggior parte degli scienziati pensava già che i maria fossero pianure riempite di lava, perché hanno modelli di flusso lavico e collassi attribuiti a tubi di lava.
Le età dei basalti di mare sono state determinate sia dalla datazione radiometrica diretta che dalla tecnica del conteggio dei crateri. Le età radiometriche più antiche sono circa 4,2 Ga, mentre le età più giovani determinate dal conteggio dei crateri sono circa 1 Ga (1 Ga = 1 miliardo di anni). Volumetricamente, la maggior parte del mare si è formato tra circa 3 e 3,5 Ga prima di oggi. Le lave più giovani hanno eruttato all’interno dell’Oceanus Procellarum, mentre alcune delle più antiche sembrano essere situate sul lato lontano. I maria sono chiaramente più giovani degli altipiani circostanti, data la loro minore densità di crateri da impatto.
Una grande porzione di maria ha eruttato all’interno, o è fluita nei bacini di impatto a bassa quota sul lato lunare prossimo. Tuttavia, è improbabile che esista una relazione causale tra l’evento dell’impatto e il vulcanismo di mare perché i bacini di impatto sono molto più vecchi (di circa 500 milioni di anni) rispetto al riempimento di mare. Inoltre, Oceanus Procellarum, che è la più grande distesa di vulcanismo di mare sulla Luna, non corrisponde a nessun bacino da impatto conosciuto. Si suggerisce comunemente che la ragione per cui la marea ha eruttato solo sul lato vicino è che la crosta del lato vicino è più sottile di quella del lato lontano. Anche se le variazioni nello spessore della crosta potrebbero agire per modulare la quantità di magma che alla fine raggiunge la superficie, questa ipotesi non spiega perché il bacino di Farside South Pole-Aitken, la cui crosta è più sottile di Oceanus Procellarum, sia stato solo modestamente riempito da prodotti vulcanici.
Un altro tipo di deposito associato alla maria, sebbene copra anche le aree di altopiano, sono i depositi di “mantello scuro”. Questi depositi non possono essere visti ad occhio nudo, ma possono essere visti in immagini prese da telescopi o da veicoli spaziali in orbita. Prima delle missioni Apollo, gli scienziati prevedevano che fossero depositi prodotti da eruzioni piroclastiche. Alcuni depositi sembrano essere associati a coni di cenere scuri e allungati, rafforzando l’idea di piroclasti. L’esistenza di eruzioni piroclastiche è stata successivamente confermata dalla scoperta di sferule di vetro simili a quelle trovate nelle eruzioni piroclastiche qui sulla Terra.
Molti dei basalti lunari contengono piccoli fori chiamati vescicole, che si sono formati da bolle di gas che si sono dissolte dal magma alle condizioni di vuoto incontrate in superficie. Non si sa con certezza quali gas siano fuoriusciti da queste rocce, ma il monossido di carbonio è un candidato.
I campioni di vetri piroclastici sono di colore verde, giallo e rosso. La differenza di colore indica la concentrazione di titanio che la roccia ha, con le particelle verdi che hanno le concentrazioni più basse (circa l’1%), e le particelle rosse che hanno le concentrazioni più alte (fino al 14%, molto più dei basalti con le concentrazioni più alte).
RillesEdit
Le Rilles sulla Luna sono talvolta il risultato della formazione di canali di lava localizzati. Questi rientrano generalmente in tre categorie, consistenti in forme sinuose, arcuate o lineari. Seguendo questi meandri a ritroso fino alla loro sorgente, spesso conducono a una vecchia bocca vulcanica. Uno dei più notevoli rilievi sinuosi è la caratteristica Vallis Schröteri, situata nell’altopiano di Aristarchus lungo il bordo orientale di Oceanus Procellarum. Un esempio di rilievi sinuosi esiste nel sito di atterraggio dell’Apollo 15, Rima Hadley, situato sul bordo del Bacino Imbrium. Sulla base delle osservazioni della missione, si pensa generalmente che questo rille sia stato formato da processi vulcanici, un argomento a lungo dibattuto prima che la missione avesse luogo.
DomesEdit
Una varietà di vulcani a scudo può essere trovata in luoghi selezionati sulla superficie lunare, come sul Mons Rümker. Si pensa che questi siano formati da lava relativamente viscosa, probabilmente ricca di silice, che erutta da bocche localizzate. Le cupole lunari risultanti sono ampie, arrotondate, caratteristiche circolari con una leggera pendenza che sale in altezza di poche centinaia di metri al punto medio. Sono tipicamente 8-12 km di diametro, ma possono essere fino a 20 km di diametro. Alcune delle cupole contengono una piccola fossa al loro apice.
Creste rugoseModifica
Le creste rugose sono caratteristiche create da forze tettoniche di compressione all’interno del maria. Queste caratteristiche rappresentano la deformazione della superficie e formano lunghe creste attraverso parti del maria. Alcune di queste creste possono delineare crateri sepolti o altre caratteristiche sotto la maria. Un primo esempio di tale caratteristica delineata è il cratere Letronne.
GrabensEdit
Grabens sono caratteristiche tettoniche che si formano sotto stress estensionali. Strutturalmente, sono composti da due faglie normali, con un blocco in discesa tra loro. La maggior parte dei graben si trovano all’interno della maria lunare vicino ai bordi dei grandi bacini d’impatto.
Crateri da impattoModifica
L’origine dei crateri della Luna come caratteristiche da impatto è stata ampiamente accettata solo negli anni ’60. Questa presa di coscienza ha permesso di elaborare gradualmente la storia dell’impatto della Luna per mezzo del principio geologico della sovrapposizione. Cioè, se un cratere (o il suo ejecta) si sovrappone ad un altro, deve essere il più giovane. La quantità di erosione subita da un cratere era un altro indizio della sua età, anche se questo è più soggettivo. Adottando questo approccio alla fine degli anni ’50, Gene Shoemaker tolse lo studio sistematico della Luna agli astronomi e lo mise saldamente nelle mani dei geologi lunari.
Il cratere da impatto è il processo geologico più notevole sulla Luna. I crateri si formano quando un corpo solido, come un asteroide o una cometa, si scontra con la superficie ad alta velocità (la velocità media di impatto per la Luna è di circa 17 km al secondo). L’energia cinetica dell’impatto crea un’onda d’urto di compressione che si irradia dal punto di ingresso. Questa è seguita da un’onda di rarefazione, che è responsabile della spinta della maggior parte dell’ejecta fuori dal cratere. Infine c’è un rimbalzo idrodinamico del pavimento che può creare un picco centrale.
Questi crateri appaiono in un continuum di diametri su tutta la superficie della Luna, con dimensioni che vanno da piccole fosse all’immenso bacino del Polo Sud-Aitken con un diametro di quasi 2.500 km e una profondità di 13 km. In un senso molto generale, la storia lunare del cratere da impatto segue una tendenza alla diminuzione delle dimensioni del cratere con il tempo. In particolare, i bacini di impatto più grandi si sono formati durante i primi periodi, e questi sono stati successivamente sovrapposti da crateri più piccoli. La distribuzione di frequenza delle dimensioni (SFD) dei diametri dei crateri su una data superficie (cioè il numero di crateri in funzione del diametro) segue approssimativamente una legge di potenza con un numero crescente di crateri con dimensioni decrescenti. La posizione verticale di questa curva può essere usata per stimare l’età della superficie.
Gli impatti più recenti si distinguono per caratteristiche ben definite, compreso un bordo a spigoli vivi. I piccoli crateri tendono a formare una forma a scodella, mentre gli impatti più grandi possono avere un picco centrale con pavimenti piatti. I crateri più grandi in genere mostrano caratteristiche di slittamento lungo le pareti interne che possono formare terrazze e sporgenze. I bacini di impatto più grandi, i bacini multiring, possono anche avere anelli concentrici secondari di materiale sollevato.
Il processo di impatto scava materiali ad alta albedo che inizialmente danno al cratere, agli ejecta e al sistema di raggi un aspetto luminoso. Il processo di erosione spaziale diminuisce gradualmente l’albedo di questo materiale in modo tale che i raggi sbiadiscono con il tempo. Gradualmente il cratere e i suoi ejecta subiscono l’erosione da impatto di micrometeoriti e impatti più piccoli. Questo processo erosivo ammorbidisce e arrotonda le caratteristiche del cratere. Il cratere può anche essere coperto da ejecta di altri impatti, che possono sommergere le caratteristiche e persino seppellire il picco centrale.
L’ejecta di grandi impatti può includere grandi blocchi di materiale che reimpattano la superficie per formare crateri da impatto secondari. Questi crateri si formano a volte in modelli radiali chiaramente distinguibili, e generalmente hanno una profondità inferiore rispetto ai crateri primari della stessa dimensione. In alcuni casi un’intera linea di questi blocchi può impattare per formare una valle. Questi si distinguono dalla catena, o catene di crateri, che sono stringhe lineari di crateri che si formano quando il corpo di impatto si rompe prima dell’impatto.
In generale, un cratere lunare ha una forma approssimativamente circolare. Esperimenti di laboratorio all’Ames Research Center della NASA hanno dimostrato che anche gli impatti ad angolo molto basso tendono a produrre crateri circolari, e che i crateri ellittici iniziano a formarsi ad angoli di impatto inferiori a cinque gradi. Tuttavia, un impatto a basso angolo può produrre un picco centrale che è spostato dal punto medio del cratere. Inoltre, gli ejecta da impatti obliqui mostrano modelli distintivi a diversi angoli di impatto: asimmetria a partire da circa 60° e una “zona di evitamento” a forma di cuneo libera da ejecta nella direzione di provenienza del proiettile a partire da circa 45°.
I crateri dark-halo si formano quando un impatto scava materiale con albedo inferiore da sotto la superficie, quindi deposita questo ejecta più scuro intorno al cratere principale. Questo può accadere quando un’area di materiale basaltico più scuro, come quello che si trova sul maria, è successivamente coperto da ejecta più chiaro derivato da impatti più lontani negli altipiani. Questa copertura nasconde il materiale più scuro sottostante, che viene poi scavato da crateri successivi.
Gli impatti più grandi hanno prodotto fogli di roccia fusa che hanno coperto porzioni di superficie che potrebbero essere spesse fino a un chilometro. Esempi di tale fusione da impatto possono essere visti nella parte nord-orientale del bacino da impatto del Mare Orientale.
RegolithEdit
La superficie della Luna è stata soggetta a miliardi di anni di collisioni con materiali asteroidali e cometari sia piccoli che grandi. Nel corso del tempo, questi processi di impatto hanno polverizzato e “giardinizzato” i materiali di superficie, formando uno strato a grana fine chiamato regolith. Lo spessore del regolith lunare varia tra i 2 metri sotto i maria più giovani, fino a 20 metri sotto le superfici più antiche degli altipiani lunari. Il regolith è composto principalmente da materiali trovati nella regione, ma contiene anche tracce di materiali espulsi da crateri da impatto lontani. Il termine mega-regolith è spesso usato per descrivere il bedrock pesantemente fratturato direttamente sotto lo strato di regolith vicino alla superficie.
Il regolith contiene rocce, frammenti di minerali dal bedrock originale, e particelle vetrose formate durante gli impatti. Nella maggior parte del regolith lunare, la metà delle particelle è costituita da frammenti di minerali fusi dalle particelle vetrose; questi oggetti sono chiamati agglutinati. La composizione chimica del regolite varia a seconda della sua posizione; il regolite degli altipiani è ricco di alluminio e silice, proprio come le rocce di quelle regioni. Il regolith nel maria è ricco di ferro e magnesio ed è povero di silice, come le rocce basaltiche da cui è formato.
Il regolith lunare è molto importante perché conserva anche informazioni sulla storia del Sole. Gli atomi che compongono il vento solare – soprattutto elio, neon, carbonio e azoto – colpiscono la superficie lunare e si inseriscono nei grani minerali. Analizzando la composizione del regolith, in particolare la sua composizione isotopica, è possibile determinare se l’attività del Sole è cambiata nel tempo. I gas del vento solare potrebbero essere utili per le future basi lunari, perché l’ossigeno, l’idrogeno (acqua), il carbonio e l’azoto non solo sono essenziali per sostenere la vita, ma sono anche potenzialmente molto utili nella produzione di carburante. La composizione della regolite lunare può anche essere usata per dedurre la sua origine.
Tubi di lava lunariModifica
I tubi di lava lunari costituiscono una posizione potenzialmente importante per costruire una futura base lunare, che può essere utilizzata per l’esplorazione e lo sviluppo locale, o come avamposto umano per servire l’esplorazione oltre la Luna. Un potenziale di grotta lavica lunare è stato a lungo suggerito e discusso in letteratura e nelle tesi di laurea. Qualsiasi tubo di lava intatto sulla Luna potrebbe servire come riparo dal severo ambiente della superficie lunare, con i suoi frequenti impatti di meteoriti, la radiazione ultravioletta ad alta energia e le particelle energetiche, e le estreme variazioni di temperatura diurne. In seguito al lancio del Lunar Reconnaissance Orbiter, sono stati ripresi molti tubi di lava lunari. Queste fosse lunari si trovano in diverse località della Luna, tra cui Marius Hills, Mare Ingenii e Mare Tranquillitatis.