APPUNTI DI ASTRONOMIA 2011-2012
Domenico D’Amato
Andrea Miccoli
INDICE
11 – LA LUNA
La Luna è l’unico satellite della Terra. È un corpo celeste roccioso con un diametro di circa 3.500 km.
Orbita intorno al nostro pianeta seguendo una traiettoria ellittica e mostra sempre la stessa faccia in virtù del suo moto di rotazione sincrono: fa un giro su se stessa nello stesso tempo che impiega per effettuare un’orbita completa.
La minima distanza dalla Terra (perigeo) è di 356.000 km, mentre la massima distanza (apogeo) è di 406.000 km. La distanza media è 384.400 km.
La Luna ha origini incerte. Sono state formulate varie ipotesi per la sua genesi, tra cui:
1 – accrescimento dalla nube protoplanetaria,
2 – distacco dalla Terra,
3 – corpo esterno catturato dalla gravità terrestre,
4 – collisione di un corpo celeste con la Terra.
ACCRESCIMENTO
Il sistema solare ha avuto origine da una nube protoplanetaria che aveva al suo centro il nostro Sole, una stella residua della fine di un’altra stella che aveva terminato il suo ciclo vitale.
Il materiale espulso si era riunito in un disco roteante intorno all’astro centrale superstite.
Col tempo i pezzi più grandi hanno attratto pezzi più piccoli dando vita alla formazione dei protopianeti.
Attraverso scontri ed aggregazioni successive si sono formati gli attuali pianeti ed i relativi satelliti.
La forma tonda è dovuta all’azione gravitazionale che comprime il materiale aggregato e ne fa innalzare la temperatura sino a far fondere il suo nocciolo.
Le attività telluriche e vulcaniche, insieme al campo gravitazionale, ne hanno modellato la forma.
La Luna potrebbe essere nata in questo modo.
La Terra, posta nelle vicinanze, l’avrebbe poi catturata gravitazionalmente per farne un suo satellite (vedi fig 11.1).
Fig. 11.1 – La nascita del sistema solare, e della Luna in particolare, per accrescimento da una nube protoplanetaria.
DISTACCO
L’ipotesi del distacco dal nostro pianeta non è molto plausibile: la densità superficiale è troppo diversa anche se la composizione chimica della parte superficiale dei due corpi ha fatto pensare a questa possibilità.
Questa ipotesi prevede che, all’epoca della fase di protopianeta, la Terra avesse una velocità di rotazione elevata: circa 1 giro in 4 ore. L’alta forza centrifuga, unita alla plasticità della crosta terrestre, avrebbe permesso l’espulsione di una grossa parte del nostro pianeta, che sarebbe rimasto in orbita intorno ad esso (vedi fig 11.2).
Fig 11.2 – Il distacco di una parte della Terra per effetto centrifugo avrebbe dato origine alla Luna.
CATTURA
Una terza ipotesi, sull’origine della Luna dalla nube protoplanetaria, prevede che essa si sia formata altrove rispetto alla Terra, ma, transitando nelle vicinanze del nostro pianeta, sia stata catturata dal suo campo gravitazionale, rimanendo intrappolata e diventandone il suo satellite.
Tale ipotesi è di difficile accettazione, perché esiste una legge dinamica (limite di Roche) secondo cui un corpo proveniente dall’esterno, se si avvicina ad un pianeta al disotto di una distanza pari a circa due volte e mezzo il raggio del pianeta maggiore (la Terra in questo caso), viene letteralmente sbriciolato dalla forza gravitazionale del pianeta principale.
Una verifica a tale previsione teorica si è avuta nel 1994 con la cometa Shoemaker-Levy 9 precipitata su Giove: nelle vicinanze del pianeta la cometa si è frantumata in 21 pezzi.
Per le sue dimensioni la Luna, se fosse arrivata da lontano, sarebbe dovuta entrare nel limite di Roche per essere catturata dalla gravità terrestre per cui non sarebbe sopravvissuta allo sconquasso gravitazionale (vedi fig 11.3).
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COLLISIONE
L’ipotesi della collisione prevede che un grande corpo celeste, delle dimensioni del pianeta Marte, si sia scontrato con il nostro pianeta.
A seguito di tale scontro, sarebbe stato espulso del materiale nello spazio che, rimasto in orbita intorno alla Terra, si sarebbe successivamente riaggregato sino a formare la Luna.
È l’ipotesi più accreditata sulla formazione del nostro satellite (vedi fig 11.4).
Fig 11.4 – Formazione della Luna per collisione della Terra con un grande corpo celeste.
MESE LUNARE SIDEREO E SINODICO
Il mese sidereo della Luna si riferisce al periodo di tempo che impiega la Luna a compiere un giro completo intorno alla Terra (=360°), avendo come riferimento una stella fissa; esso dura 27 giorni e 7 ore circa.
Il mese sinodico è invece il tempo necessario alla Luna per fare un giro intorno alla Terra e trovarsi, alla fine di questo giro, nella stessa posizione di partenza sia rispetto alla Terra che rispetto al Sole; esso vale 29 giorni e 12 ore circa (vedi fig 11.5).
Fig.11.5 – Mese sidereo e mese sinodico lunare.
FORMA DELL’ORBITA LUNARE
La Luna orbita intorno alla Terra ad una distanza media di circa 384.000 km.
La Terra non è ferma nello spazio, ma si muove intorno al Sole sull’eclittica e nel periodo di tempo che la Luna impiega a fare un giro completo intorno al nostro pianeta, la Terra si sposta di circa 30° sull’eclittica.
Se allarghiamo la visuale alla curva dell’orbita della Terra, vediamo che la traiettoria della Luna rispetto al Sole si discosta poco dall’eclittica. Lo scostamento appare come un leggero ondeggiamento perché la dimensione dei più o meno 384.000 km è un’inezia rispetto alla distanza media di 150 milioni di km che separano la Terra dal Sole.
La combinazione del movimento di rotazione della Luna intorno alla Terra e lo spostamento contemporaneo della Terra lungo la sua orbita, fa sì che la traiettoria seguita dal nostro satellite sia sempre una curva concava verso il Sole e mai convessa.
La figura che segue cerca di rappresentare questa particolarità ma per le distanze in gioco la scala del disegno non è in grado di rappresentare il tutto in modo visibile, sia la Terra che la Luna sarebbero dei puntini insignificanti, perciò si è volutamente esagerata la rappresentazione solo per illustrare meglio la caratteristica (vedi fig 11.6).
Fig 11.6 – Il moto del sistema Terra-Luna sull’eclittica.
FASI LUNARI
L’orbita della Luna giace su un piano che forma un angolo di 5° rispetto al piano dell’eclittica.
Durante un giro completo, il nostro satellite si trova in diverse posizioni relative al Sole: sia la Luna che la Terra hanno sempre metà globo illuminato, mentre la Terra però alterna la notte ed il giorno sull’intero globo in 24 ore, grazie alla sua rotazione, la Luna compie lo stesso ciclo in 29,5 giorni.
Nel frattempo, mostra ad un osservatore sulla Terra una conformazione della parte illuminata variabile ogni giorno (vedi fig 11.7).
Fig 11.7 – Le fasi lunari.
L’inizio del ciclo è fissato con la fase di Luna Nuova, ossia quando la Luna si trova tra noi ed il Sole, esattamente sulla congiungente (chiaramente un po’ sotto o un po’ sopra, altrimenti si avrebbe una eclisse di Sole). Sorge insieme al Sole.
La Luna di Primo Quarto si ha quando si vede metà superficie lunare illuminata, cioè il terminatore (la linea di demarcazione fra la parte al buio e la parte illuminata) è esattamente a metà; (vale il detto mnemonico: gobba a ponente luna crescente).
In questa fase sorge a mezzogiorno, è al meridiano al tramonto del Sole e tramonta a mezzanotte (alla nostra latitudine).
La Luna Piena è quando ne vediamo illuminata tutta la superficie.
Si trova fisicamente sulla congiungente Sole-Terra, dalla parte esterna della Terra.
Sorge al tramonto del Sole, è al meridiano a mezzanotte e tramonta al sorgere de Sole.
Ultimo Quarto quando è illuminata la metà orientale (anche qui vale il detto mnemonico: gobba a levante luna calante). Terminatore ancora al centro; sorge a mezzanotte, è al meridiano al sorgere del Sole e tramonta a mezzogiorno.
La Luna è visibile ad occhio nudo interamente illuminata per due o tre giorni, e non solo il giorno di Luna Piena, perché l’occhio umano non percepisce facilmente la riduzione della superficie illuminata.
L’intero ciclo delle fasi lunari dura 29,5 giorni, perciò tra una fase e l’altra intercorrono poco più di sette giorni.
La Luna ha una velocità angolare di circa 360° in 27,7 giorni, per cui ogni giorno (24 ore) si muove in cielo di circa 13°; ciò significa che ogni giorno la troveremo in cielo spostata verso est di 13° rispetto alla posizione che aveva il giorno prima alla stessa ora.
Possiamo anche affermare che la Luna percorre ogni ora una distanza angolare pari a circa il suo diametro apparente (30’).
LA SUPERFICIE
La Luna ha forma sferica e non possiede un’atmosfera. La sua superficie si presenta molto varia e ben distinguibile nei particolari all’osservazione telescopica.
Essa presenta una grande varietà di crateri e zone pianeggianti.
I crateri sono per la maggior parte causati da impatti di corpi esterni vaganti per il sistema solare: comete, meteoriti o piccoli asteroidi.
Qualcuno, più antico, ha avuto origini vulcaniche ma questi risalgono all’epoca della formazione quando la sua superficie era rotta da eventi tellurici di consolidamento della forma.
Le zone che appaiono di colore uniforme, e che sono per lo più pianeggianti, vengono dette mari, anche se non vi è assolutamente né acqua né alcun altro liquido.
I crateri hanno dimensioni varie che possono raggiungere e superare i 200 km di diametro ed i 6.000 metri di altitudine.
L’OSSERVAZIONE LUNARE
L’alta luminosità superficiale della Luna ne permette l’osservazione anche da siti non particolarmente bui, come quelli cittadini.
Le notti migliori sono quelle in assenza di vento e poca turbolenza atmosferica.
Quest’ultimo fattore viene indicato con la Scala di Antoniadi che consiste in una serie di cinque valori assegnati al “seeing”, ossia ai livelli di turbolenza dell’atmosfera che limita la corretta visione dei particolari superficiali.
La Scala di Antoniadi è così strutturata:
Seeing I – Eccezionale. Immagine perfetta e immobile. Tollerate lievi e rare ondulazioni che non pregiudicano la definizione anche nei particolari più minuti.
Seeing II – Buono. Lunghi intervalli con immagine ferma, alternati a brevi momenti di leggero tremolio.
Seeing III – Medio. Immagine disturbata da tremolii, con alcuni momenti di calma.
Seeing IV – Cattivo. Immagine costantemente perturbata da persistenti tremolii.
Seeing V – Pessimo. Immagine molto perturbata che a stento permette di eseguire uno schizzo
approssimativo.
Nonostante la Luna ci mostri sempre la stessa faccia, una osservazione continuativa permette la visione di oltre metà del globo lunare.
L’asse della Luna non è perpendicolare alla sua orbita, ma è inclinato di mezzo grado, producendo un effetto, detto librazione, che ci consente di vedere elementi del suolo lunare poco oltre il bordo, variabile a seconda della posizione della Luna.
L’osservazione telescopica della Luna è migliore quando il nostro satellite è parzialmente illuminato.
Lungo il terminatore la luce radente provoca delle ombre allungate che permettono una visione prospettica più dettagliata della sua superficie.
Comunque, qualunque fase lunare merita l’attenzione dell’astrofilo.
Ognuna di esse ha delle particolarità che la rendono degna di essere osservata.
Ad esempio, la luce solare della Luna Piena appiattisce i particolari della sua superficie, ma in queste condizioni di illuminazione risaltano le raggiere di alcuni crateri, come quella del sistema Tycho.
