Luna

Il cratere Platone

La Luna è un satellite naturale, l’unico della Terra.

Orbita ad una distanza media di circa 384.400 km dalla Terra, abbastanza vicina da essere osservabile a occhio nudo, il che rende possibile distinguerne alcuni rilievi sulla superficie.

Essendo in rotazione sincrona rivolge sempre la stessa faccia verso la Terra e il suo lato nascosto (vedi Sotto), è rimasto sconosciuto fino al periodo delle esplorazioni spaziali.

Durante il suo moto orbitale, il diverso aspetto causato dall’orientazione rispetto al Sole genera delle fasi chiaramente visibili e che hanno influenzato il comportamento dell’uomo fin dall’antichità. Impersonata dai greci nella dea Selene, fu da tempo remoto considerata influente sui raccolti, le carestie e la fertilità.

Condiziona la vita sulla Terra di molte specie viventi, regolandone il ciclo riproduttivo e i periodi di caccia ed agisce sulle maree e la stabilità dell’asse di rotazione terrestre.

MAPPA ALTIMETRICA LUNARE:

 

Struttura

La Luna è un corpo celeste internamente differenziato: come la Terra ha una crosta geochimicamente distinta, un mantello, la cui astenosfera è parzialmente fusa (di fatto le onde S rilevate dai sismografi non sono in grado di attraversarla) e un nucleo.

La parte interna del nucleo, con un raggio di 240 km, è ricca di ferro allo stato solido ed è circondata da un guscio esterno fluido costituito principalmente da ferro liquido, con un raggio di circa 300 km. Attorno al nucleo si trova una fase parzialmente fusa con un raggio di circa 500 km^. La sua composizione non è stata ancora pienamente identificata, ma si dovrebbe trattare di ferro metallico in lega con piccole quantità di zolfo e nichel; sono le analisi della variabilità della rotazione lunare a indicare che esso è almeno parzialmente fuso.

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QUI SOTTO E’ RAPPRESENTATO IL LATO ”NASCOSTO”^.

Depositi di ghiaccio ai poli

È stato però ipotizzato che quantità significative di acqua, sotto forma di depositi di ghiaccio, possano rimanere sulla Luna, in particolari zone della superficie, cioè in aree perpetuamente all’ombra o inglobate nella crosta.

A causa della modesta inclinazione dell’asse di rotazione lunare (solo 1,5°), alcuni dei crateri polari più profondi non ricevono mai luce dal Sole, rimanendo sempre in ombra. In accordo con i dati raccolti durante la missione Clementine, sul fondo di tali crateri potrebbero essere presenti depositi di ghiaccio d’acqua, come evidenziato in foto.

Le Fasi lunari

Le fasi lunari descrivono il diverso aspetto che la Luna mostra durante il suo moto, causate dal suo diverso orientamento rispetto al Sole.

Vi sono quattro posizioni fondamentali:

–Luna nuova (novilunio) quando la Luna si interpone tra Terra e Sole.

–Primo Quarto.

–Luna piena (plenilunio) quando la Luna di trova dietro la Terra.

–Ultimo Quarto.

La Luna compie una rivoluzione attorno alla Terra in 27 giorni, 7 ore, 43 minuti e 11 secondi. Il mese lunare (ciclo completo di fasi) ha invece una durata di 29 giorni, 12 ore, 44 minuti e 3 secondi. La differenza è dovuta al fatto che nel frattempo sia la Terra che la Luna sono avanzate lungo l’orbita terrestre ed il loro allineamento col Sole è cambiato.

Le Eclissi

Un’eclissi che interessi Sole–Terra–Luna può avvenire solo quando i tre corpi sono perfettamente allineati; ciò avviene solo in determinati momenti perché il piano su cui giace l’orbita del moto di rivoluzione della Luna intorno alla Terra è inclinato di circa 5° 8′ rispetto a quello dell’eclittica (su cui giace l’orbita di rivoluzione della Terra intorno al Sole).

Se i due piani coincidessero perfettamente, in ogni mese lunare si avrebbe un’eclissi di Sole in corrispondenza del novilunio, ed una di Luna in corrispondenza del plenilunio.

Poiché invece i piani non coincidono, la condizione di novilunio o di plenilunio non è sufficiente a determinare un’eclissi, questa avviene soltanto quando i tre corpi sono vicini alla linea di intersezione dei due piani di rivoluzione (linea dei nodi).

Questo dunque si verifica più raramente, con una frequenza di 4 o 5 eventi ogni anno.

(Eclissi Solare Totale dell’Agosto 1999 – Austria, Oberwarth, Burgerland)

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IO un inferno di vulcani e radiazioni:

Con oltre 300 vulcani attivi, Io è l’oggetto geologicamente più attivo del sistema solare.

L’estrema attività geologica è il risultato del riscaldamento mareale dovuto all’attrito causato al suo interno da Giove e dagli altri satelliti galileani.

Molti vulcani producono pennacchi di zolfo e biossido di zolfo che si elevano fino a 500 km sulla sua superficie.

Questa è costellata di oltre 100 montagne che sono state sollevate dalla compressione della crosta di silicati, con alcuni di questi picchi che arrivano ad essere più alti dell’Everest.

A differenza di molti satelliti del sistema solare esterno, che sono per lo più composti di ghiaccio d’acqua, Io è composto principalmente da rocce di silicati che circondano un nucleo di ferro o di solfuro di ferro fusi.

La maggior parte della superficie di Io è composta da ampie piane ricoperte di zolfo e anidride solforosa congelata.

Ha un diametro di 3642 km con una massa di 0,01495 Mt ed una densità di 3,528 kg/dm3, ha una gravità di 1,79 m/s2 ed una velocità di fuga di 2,600 km/s.

Orbita a 421.700 km da Giove in soli 1,799137786 giorni in rotazione sincrona.

Sulla sua superficie si registra una forte radiazione di 36 Sv, dovuta all’interazione con il campo magnetico gioviano, mortale per le forme di vita con pochi minuti di esposizione.

SCHEDA DI IO:

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Europa:

Leggermente più piccolo della Luna, Europa è composto principalmente da silicati con una crosta costituita da acqua ghiacciata, probabilmente al suo interno è presente un nucleo di ferro-nichel ed è circondato esternamente da una tenue atmosfera, composta principalmente da tracce di ossigeno.

A differenza di Ganimede e Callisto, la sua superficie si presenta striata e poco craterizzata ed è la più liscia di quella di qualsiasi oggetto noto del sistema Solare, testimonianza di un rinnovamento continuo .

L’apparente giovinezza e la morbidezza della sua superficie hanno portato ad ipotizzare l’esistenza di un oceano d’acqua presente sotto la crosta, che potrebbe essere dimora per la vita extraterrestre.

In questa ipotesi viene proposto che Europa, sia riscaldato internamente dalle forze mareali causate dalla sua vicinanza a Giove e dalla risonanza orbitale con i vicini Io e Ganimede, e quindi rilasci il calore necessario per mantenere un oceano liquido sotto la superficie e stimolando al tempo stesso un’attività geologica simile alla tettonica a placche.

L’8 settembre 2014, la NASA riferì di aver trovato prove dell’esistenza di un’attività della tettonica a placche su Europa, la prima attività geologica di questo tipo su un mondo diverso dalla Terra, sono poi stati ripresi pennacchi di vapore che si sprigionano dalla sua superficie.

Ha un diametro di 3.121,6 km con una massa di 0,008 Mt ed una densità di 3,013 kg/dm3 una gravità 1,314  m/s2 ed una velocità di fuga pari a 2,025 km/s.

Orbita intorno a Giove a 671.034 km in 3,551811041 giorni con rotazione sincrona.

SCHEDA DI EUROPA:

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Ganimede:

Ganimede è il principale satellite del pianeta Giove e il più grande dell’intero sistema solare, supera per dimensioni (ma non per massa) lo stesso Mercurio.

Ganimede completa un’orbita attorno a Giove in poco più di sette giorni ed è in risonanza orbitale 1:2:4 con Europa ed Io rispettivamente.

Composto principalmente da silicati e ghiaccio d’acqua, è totalmente differenziato con un nucleo di ferro fuso.

Si ritiene che un oceano di acqua salata esista a circa 200 km di profondità dalla superficie, compreso tra due strati di ghiaccio.

La superficie ganimediana presenta due principali tipi di terreno: le regioni scure, antiche e fortemente craterizzate, che si ritiene si siano formate 4 miliardi di anni fa e che coprono un terzo della luna e le zone più chiare, di formazione leggermente più recente, ricche di scoscendimenti e scarpate che coprono la restante parte.

La causa delle striature visibili nelle zone chiare non è ancora totalmente compresa, sebbene esse siano probabilmente il risultato dell’attività tettonica attivata dal riscaldamento mareale.

Ha un diametro di 5.262,2 km ed una massa di 0,025 Mt con una densità di 1,936 kg/dm3, ha una gravità di 1,428 m/s2 ed una velocità di fuga di 2,741 km/s.

Ha una magnitudine di +4,6 che lo porterebbe ad essere visibile ad occhio nudo se non fosse così vicino a Giove, possiede un albedo superficiale di 0,43.

Orbita a 1.070.412 km da Giove con un periodo di rivoluzione di 7,15455296 giorni che corrisponde anche al periodo di rotazione che risulta sincrono.

Ganimede è l’unico satellite a possedere un campo magnetico, Il valore del momento magnetico è di circa 1,3×10¹³ T·m³ , un valore tre volte superiore a quello del pianeta Mercurio. L’asse del dipolo magnetico è inclinato rispetto all’asse di rotazione di Ganimede di 176°, opponendosi quindi al campo magnetico di Giove; quindi è possibile che si verifichino episodi di riconnessione magnetica. Il polo nord magnetico si trova al di sotto del piano orbitale.

Il campo magnetico di Ganimede raggiunge un’intensità di 719 ± 2 nT all’equatore della luna, mentre il campo magnetico di Giove ha un’intensità di circa 120 nT in corrispondenza dell’orbita di Ganimede.

In corrispondenza dei poli il campo magnetico di Ganimede raggiunge un’intensità doppia di quella misurata all’equatore pari a 1440 nT.

SCHEDA DI GANIMEDE:

MAPPA GEOLOGICA DI GANIMEDE:

LA MAGNETOSFERA DI GANIMEDE:

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Callisto:

Scoperto da Galileo Galilei nel 1610, Callisto ha un diametro di 4821 km, equivalente al 99% del diametro del pianeta Mercurio ma solo circa un terzo della sua massa.

È la quarta luna galileiana in ordine di distanza da Giove, trovandosi a circa 1.880.000 km dal pianeta.

Callisto non partecipa alla risonanza orbitale che coinvolge gli altri 3 satelliti galileiani: Io, Europa e Ganimede, quindi non subisce i riscaldamenti mareali, che originano i fenomeni endogeni presenti su Io ed Europa.

Privo di campo magnetico interno e appena al di fuori della fascia di radiazioni del gigante gassoso, non interagisce particolarmente con la magnetosfera di Giove.

Callisto , che ha un diametro di 4.820,6 km è composto, più o meno in egual misura, da rocce e ghiacci, con una densità media di circa 1,83 kg/dm³, la più bassa tra i satelliti medicei, la sua gravità risulta essere di 1,236 m/s2 mentre la sua velocità di fuga è pari a 2,441 km/s.

Sulla sua superficie è stata rilevata spettroscopicamente la presenza del ghiaccio d’acqua, del biossido di carbonio, di silicati e composti organici.

Studi condotti dalla sonda Galileo hanno rivelato che Callisto potrebbe avere un piccolo nucleo di silicati e forse uno strato di acqua liquida al di sotto della superficie, a profondità superiori a 100 km.

La superficie di Callisto è la più antica e la più pesantemente craterizzata del sistema solare.

Non risultano tracce di processi del sottosuolo, come tettonica a placche o vulcanismo; non c’è alcun segno che un’attività geologica si sia mai verificata in passato e l’evoluzione della sua superficie si è prodotta principalmente per gli impatti meteoritici.

Le principali caratteristiche superficiali includono strutture con multipli anelli concentrici, con scarpate, creste e depositi ad essi associati, crateri da impatto di varie forme e catene di crateri.

Le età delle diverse morfologie non sono note.

SCHEDA DI CALLISTO:

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Titano:

Titano è il più grande satellite del pianeta Saturno ed uno dei corpi rocciosi più massicci dell’intero sistema solare; supera in dimensioni (ma non per massa) il pianeta Mercurio mentre per dimensioni e massa è il secondo satellite del sistema solare dopo Ganimede.

Ha un diametro di 5150 km con una massa pari a 0,0225 Mt che determina una densità di 1,88 kg/dm3, una gravità di 1,35 m/s2 ed una velocità di fuga di 2,630 km/s.

Scoperto dall’astronomo olandese Christiaan Huygens nel 1655, all’epoca Titano è stata la prima luna osservata intorno Saturno e la quinta nell’intero sistema solare.

Si trova ad orbitare a 1.222.000 km da Saturno compiendo una rivoluzione in 15,945421 giorni che corrisponde alla rotazione sincrona del satellite.

Si tratta inoltre dell’unico satellite del sistema solare in possesso di una densa atmosfera.

Titano è composto principalmente di ghiaccio d’acqua e materiale roccioso.

La sua spessa atmosfera ha impedito l’osservazione della superficie, fino all’arrivo della missione spaziale Cassini-Huygens nel 2004, che ha permesso di raggiungere la superficie con un veicolo d’atterraggio.

L’esplorazione con la Cassini-Huygens ha portato alla scoperta di laghi di idrocarburi liquidi nelle regioni polari del satellite, alcuni estesi come mari, il Ligeia ed il Kraken.

APPROFONDIMENTO:

https://it.wikipedia.org/wiki/Titano_(astronomia)#Cassini-Huygens

(A lato foto della superficie dal lander Huygens).

Geologicamente la sua superficie è giovane e sono presenti alcune montagne e dei possibili criovulcani, ma è generalmente piatta e liscia con pochissimi crateri da impatto finora osservati.

L’atmosfera di Titano è composta al 95% da azoto; sono presenti inoltre componenti minori quali il metano e l’etano, che si addensano formando nuvole, con una Pressione di 1.476 mBar ed una densità atmosferica di 108.667 kg/m2.

La temperatura superficiale media è molto vicina al punto triplo del metano dove possono coesistere le forme liquida, solida e gassosa di questo idrocarburo (-179°c)

Il clima, che include vento e pioggia di metano, ha creato caratteristiche superficiali simili a quelle presenti sulla Terra, come dune, fiumi, laghi e mari, e, come la Terra, presenta le stagioni.

Con i suoi liquidi e la sua spessa atmosfera, Titano è considerato simile alla Terra primordiale, ma con una temperatura molto più bassa, dove il ciclo del metano sostituisce il ciclo idrologico presente invece sul nostro pianeta.

SCHEDA DELLA SUPERFICIE:

SCHEDA DELL’ATMOSFERA:

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Tritone:

Tritone possiede un diametro di 2.706,8 km con una massa di 0,0035 Mt, il che indica una densità di 2,061, una gravità di 0,78 m/s2 ed una velocità di fuga di 1,50 km/s.

Orbita a 354.760 km da Nettuno in 5,87685 giorni in modo retrogado, completamente immerso nel forte campo magnetico del pianeta gigante e con forti radiazioni in superficie.

La sua superficie è composta in gran parte da azoto ghiacciato, la crosta e il mantello da acqua congelata e il nucleo, che costituisce i due terzi della massa totale, da rocce e metalli.

La superficie è relativamente giovane, in quanto è caratterizzato da un’attività geologica particolarmente intensa, con numerosi geyser visibili che eruttano azoto ed ha una tenue atmosfera con una pressione di 1/70.000 di quella terrestre.

Inoltre combinando l’inclinazione del suo asse di rotazione con quello di Nettuno (circa 30^o) risulta che l’asse di rotazione di Tritone punta in certi periodi, quasi direttamente verso il Sole, da ciò segue che i poli di Tritone, seguendo Nettuno nell’orbita attorno al Sole, si espongono alternativamente alla luce solare diretta, dando probabilmente luogo a drastici cambiamenti stagionali.

Tritone è stato sorvolato da un’unica sonda spaziale, la Voyager 2, nel 1989, ed i dati e le immagini inviate a terra hanno permesso di stimarne con precisione i parametri fisici e orbitali, di individuarne le principali formazioni geologiche e di studiarne la tenue atmosfera con una pressione di 0,016 mBar ed una densità di 1,282 kg/m2, composta in gran parte da Azoto.

L’analisi orbitale di Tritone ha indotto a ipotizzare che entro i prossimi 100 milioni di anni tale satellite potrebbe collidere con Nettuno, oppure frantumarsi originando un nuovo anello attorno al pianeta; infatti a causa del moto retrogrado le forze mareali presenti fra Nettuno e Tritone tolgono energia al pianeta abbassando la sua orbita.

SCHEDA DI TRITONE:

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A cura di ANDREOTTI ROBERTO.