La storia della Luna

La Luna, l'unico satellite naturale della Terra, rappresenta un archivio geologico di inestimabile valore per la comprensione delle dinamiche primordiali e dell'evoluzione del Sistema Solare interno. La sua superficie, quasi priva di alterazioni atmosferiche o tettoniche, conserva le tracce di miliardi di anni di storia cosmica, offrendo una finestra unica su processi che sulla Terra sono stati in gran parte cancellati. L'assenza di un'atmosfera densa e di tettonica a placche sulla Luna ha avuto una conseguenza profonda sulla sua superficie. A differenza della Terra, dove i processi geologici attivi come l'erosione, il vulcanismo e la tettonica a placche rimodellano costantemente il paesaggio, cancellando le tracce degli eventi primordiali , la superficie lunare è rimasta straordinariamente ben conservata. Questa condizione ha trasformato la Luna in un vero e proprio "archivio geologico" del Sistema Solare interno. Le sue caratteristiche superficiali, in particolare i crateri da impatto, agiscono come una registrazione quasi intatta del bombardamento primordiale che ha colpito tutti i corpi rocciosi del sistema solare. Pertanto, lo studio della Luna non si limita alla comprensione del nostro satellite, ma fornisce una chiave essenziale per decifrare la storia geologica di altri pianeti, inclusa la Terra stessa, il cui record è stato in gran parte obliterato. 

L'origine della Luna è rimasta uno dei misteri più profondi della scienza planetaria per secoli. Comprendere la sua formazione è cruciale non solo per decifrare il sistema Terra-Luna, ma anche per ottenere conoscenze più ampie sui processi di formazione planetaria nel sistema solare primordiale. Le prime ipotesi erano in gran parte speculative, prive di dati empirici. L'avvento dell'esplorazione spaziale, in particolare le missioni Apollo, ha fornito i campioni lunari critici che hanno rivoluzionato la comprensione scientifica e permesso una rigorosa verifica delle teorie esistenti.

Oggi, la comunità scientifica sostiene in modo schiacciante l'ipotesi dell'impatto gigante come la spiegazione più robusta per la formazione della Luna. 

La teoria dell'impatto gigante

La formazione della Luna è stata oggetto di dibattito scientifico per secoli, con diverse teorie proposte nel tempo. Tuttavia, l'ipotesi oggi più ampiamente accettata e supportata dalle evidenze scientifiche è quella dell'impatto gigante, spesso definita anche "Big Splash".

L'evento si sarebbe verificato in una fase molto precoce della storia del Sistema Solare, circa 4,5 miliardi di anni fa. Alcune stime suggeriscono che questa collisione sia avvenuta circa 150 milioni di anni dopo la nascita del nostro sistema planetario, mentre altre indicano un intervallo di circa 60 milioni di anni dopo l'inizio della formazione del Sistema Solare. Indipendentemente dalla tempistica esatta, si trattò di un evento primordiale che plasmò irreversibilmente il sistema Terra-Luna. 

Il processo di formazione fu intrinsecamente violento. L'impatto generò un'enorme quantità di detriti, costituiti da materiale fuso e vaporizzato, che furono scagliati in orbita attorno alla proto-Terra. Mentre una porzione di questi detriti fu riattratta dalla Terra, contribuendo alla sua massa, un'altra parte si aggregò gradualmente in orbita, dando origine dapprima a una struttura transitoria chiamata sinestia lunare che poi, raffreddandosi, si è aggregata gravitazionalmente dando vita alla Luna. In questa fase iniziale, la Luna era probabilmente una massa incandescente, coperta da un profondo oceano di magma che persistette per decine o centinaia di milioni di anni prima di solidificarsi. Recenti perfezionamenti suggeriscono che la formazione potrebbe essere avvenuta in un breve lasso di tempo, forse in poche ore, con il materiale della proto-Terra e del corpo delle dimensioni di Marte lanciato direttamente in orbita.

Le prove a sostegno dell'impatto gigante sono molteplici e provengono da diverse discipline scientifiche:

• Somiglianze e differenze composizionali:
  • Isotopi dell'ossigeno: I campioni lunari riportati dalle missioni Apollo mostrano una notevole e quasi identica composizione isotopica dell'ossigeno rispetto alle rocce terrestri. L'ossigeno, come molti altri elementi, può esistere in più forme, note come isotopi. Diversi tipi di meteoriti provenienti dagli asteroidi rimasti nel sistema solare dopo la formazione dei pianeti presentano proporzioni diverse di ciascuno di questi isotopi di ossigeno. Misurando gli isotopi di ossigeno di un dato pianeta, gli scienziati planetari possono calcolare i diversi tipi di asteroidi che si sono scontrati per formare il pianeta. Questa somiglianza è un indizio cruciale. Se la Luna si fosse formata indipendentemente o fosse stata catturata da lontano, la sua firma isotopica dell'ossigeno sarebbe probabilmente molto diversa da quella della Terra. La teoria dell'impatto gigante spiega questa somiglianza in due modi: Theia si è formata nella stessa regione generale del sistema solare della Terra, portando a una composizione iniziale simile, oppure le temperature estreme e la miscelazione durante l'impatto e la successiva formazione della sinestia lunare avrebbero omogeneizzato completamente il materiale sia della proto-Terra che di Theia, cancellando eventuali differenze isotopiche originali. La capacità di questo modello di spiegare un'omogeneizzazione isotopica così profonda in seguito a un evento di estrema energia rafforza la sua validità, suggerendo che tali eventi possono lasciare firme diagnostiche distintive.  
  • Deplezione di elementi volatili: La Luna è significativamente impoverita di elementi volatili (ad esempio, potassio, zinco, sodio, acqua) rispetto alla Terra. Gli elementi volatili sono quelli con bassi punti di ebollizione che evaporano facilmente ad alte temperature. L'impatto gigante fornisce le condizioni di alta temperatura necessarie per spiegare questa deplezione. L'immensa energia dell'impatto avrebbe vaporizzato questi elementi, consentendo loro di sfuggire nello spazio dalla Luna calda in formazione, specialmente data la sua gravità inferiore e la mancanza di atmosfera rispetto alla Terra. Questa osservazione è difficile da spiegare senza un impatto gigante ad alta energia. 
  • Discrepanza del nucleo di ferro: La Luna ha un nucleo di ferro molto piccolo rispetto alle sue dimensioni e una densità complessiva inferiore (3,34 g/cm³) rispetto alla Terra (4,45 g/cm³). La Terra ha un nucleo sostanziale di ferro-nichel, e se la Luna si fosse formata dallo stesso materiale indifferenziato della Terra o fosse un prodotto diretto di fissione, ci si aspetterebbe che avesse una proporzione simile di ferro. L'impatto gigante postula che la Luna si sia formata principalmente dal materiale del mantello silicatico sia della proto-Terra che di Theia, che è stato espulso dopo che il nucleo della Terra si era già in gran parte differenziato. L'impatto - avvenuto in obliquo - avrebbe coinvolto principalmente i mantelli, lasciando intatto la maggior parte del nucleo di ferro della proto-Terra.  
• Momento angolare del sistema Terra-Luna: Il sistema Terra-Luna possiede un momento angolare totale elevato. Spiegare l'attuale velocità di rotazione della Terra e il periodo orbitale della Luna è una sfida chiave per qualsiasi teoria di formazione. La natura obliqua dell'impatto gigante è cruciale per impartire il momento angolare osservato al sistema Terra-Luna. Le simulazioni al computer degli impatti giganti mostrano che una tale collisione può naturalmente impartire il momento angolare osservato al sistema Terra-Luna. Questa capacità di spiegare la dinamica osservata è un punto di forza significativo dell'impatto gigante.  
• Simulazioni al computer: Numerose simulazioni al computer ad alta risoluzione hanno riprodotto con successo i risultati chiave dell'impatto gigante, dimostrando che un impattore delle dimensioni di Marte che colpisce la proto-Terra può effettivamente generare un disco di detriti da cui un corpo simile alla Luna potrebbe accrescersi. Queste simulazioni forniscono un forte supporto numerico per la plausibilità fisica dell'evento.  
• Sistema isotopico hafnio-tungsteno: L'analisi del sistema isotopico Hf-W nei campioni lunari fornisce prove per una rapida formazione della Luna dopo la formazione del nucleo sulla Terra. L'afnio (Hf) è un elemento litofilo (preferisce la roccia), mentre il suo prodotto di decadimento, il tungsteno (W), è un elemento siderofilo (preferisce il metallo). La tempistica della formazione del nucleo in un pianeta influenza il rapporto Hf/W nel suo mantello. L'impatto gigante fornisce le condizioni necessarie per la miscelazione e la successiva differenziazione che spiega i rapporti Hf-W osservati, suggerendo un evento di riequilibrio (l'impatto) dopo la formazione del nucleo della Terra primordiale. Questo fornisce un vincolo cronologico, supportando un evento di miscelazione su larga scala nelle prime fasi della storia del sistema solare. 

Sono quindi le analisi delle rocce lunari riportate dalle missioni Apollo che hanno fornito prove cruciali a sostegno di questa ipotesi. Inoltre, la natura ad alta energia dell'impatto gigante ha avuto ripercussioni significative sulla composizione iniziale della Luna. La scarsità di elementi volatili e il minore contenuto di ferro rispetto alla Terra non sono semplici dettagli composizionali, ma hanno influenzato profondamente la sua evoluzione interna. Un nucleo con meno ferro e una massa complessiva ridotta hanno probabilmente accelerato la perdita di calore interno della Luna, portando a una rapida solidificazione e all'incapacità di generare e mantenere un campo magnetico globale significativo. Questa precoce perdita di calore ha anche contribuito alla cessazione relativamente rapida dell'attività vulcanica diffusa, come si osserverà nell'analisi delle ere selenologiche. La composizione iniziale, dettata dall'impatto formativo, ha quindi predeterminato gran parte della successiva storia geologica e morfologica della Luna, distinguendola nettamente dalla Terra. 

La teoria della fissione

Il bacino dell'Oceano Pacifico era talvolta ipotizzato come la "cicatrice" lasciata. Esistono diversi punti sui quali questa teoria cade, come vediamo di seguito.

I calcoli moderni dimostrano che la Terra avrebbe dovuto ruotare a una velocità incredibilmente elevata (un giorno della durata di sole 2-3 ore) per espellere un frammento delle dimensioni della Luna. Anche se lo facesse, la scissione spontanea di un corpo così grande è fisicamente impossibile in condizioni realistiche;

La quantità di momento angolare richiesta per un tale evento di fissione supera di gran lunga il momento angolare attuale del sistema Terra-Luna. Non esiste un meccanismo noto per spiegare la dissipazione di questo eccesso di momento angolare dopo la fissione. Questo sottolinea che le leggi fondamentali della fisica, come la conservazione del momento angolare, fungono da filtri assoluti per le teorie scientifiche. Se una teoria viola queste leggi, è intrinsecamente difettosa, indipendentemente da quanto possa sembrare intuitivamente plausibile. 

Se la Luna avesse avuto origine direttamente dal mantello terrestre, dovrebbe avere una composizione chimica quasi identica, comprese proporzioni simili di elementi e un nucleo di ferro paragonabile. Tuttavia, i campioni lunari rivelano differenze significative. La Luna è notevolmente impoverita di elementi volatili e manca di un grande nucleo di ferro, a differenza della Terra. Queste discrepanze sono difficili da conciliare con un distacco diretto dal materiale della Terra.

Parlando di meccanica orbitale, infine, la teoria della fissione prevede che il materiale espulso formerebbe un anello di lune più piccole o volerebbe via per poi ricadere sulla Terra, rendendo altamente improbabile una singola grande luna stabile in un'orbita circolare. Inoltre, l'orbita attuale della Luna non è allineata con l'equatore terrestre, come ci si aspetterebbe da un evento di fissione diretta.

La Teoria della Cattura

Anche qui, sono diversi i punti di vulnerabilità ma quello determinante riguarda la modalità di cattura: catturare un oggetto grande come la Luna (che è circa 1/81 della massa della Terra) in un'orbita stabile è estremamente difficile e altamente improbabile. Affinché un corpo venga catturato, deve perdere una quantità significativa di energia cinetica mentre si avvicina al pianeta che lo cattura. Senza un terzo corpo o un mezzo denso e resistente (come una spessa atmosfera) per dissipare l'energia, il corpo in arrivo si scontrerebbe con la Terra o verrebbe scagliato via su una traiettoria di fuga. La probabilità che una perdita di energia così precisa si verifichi naturalmente per un oggetto così massiccio è astronomicamente bassa. Questa difficoltà evidenzia un problema fondamentale nella meccanica orbitale: la cattura stabile di grandi corpi è rara e richiede condizioni specifiche, spesso improbabili, per la dissipazione dell'energia. 

La Teoria della co-formazione o co-accrescimento

Se la Terra e la Luna si fossero formate dallo stesso materiale, dovrebbero avere composizioni di massa molto simili, inclusa una proporzione comparabile di ferro e quindi densità simili. Tuttavia, la Luna è significativamente meno densa della Terra e ha un nucleo di ferro molto più piccolo e meno ricco di ferro. La densità non compressa della Luna (3,34 g/cm³) è considerevolmente inferiore a quella della Terra (4,45 g/cm³), indicando una grave carenza di materiale denso e ricco di ferro. Questa disparità composizionale è una contraddizione diretta alla premessa della co-formazione. La densità e la composizione del nucleo di un corpo sono riflessi diretti del materiale da cui si è accresciuto e delle condizioni della sua formazione. Una differenza significativa in questi parametri tra due corpi implica processi di accrescimento o materiali di origine diversi, rendendo altamente improbabile la co-formazione da un disco uniforme. Similmente alla teoria della fissione, se si fossero formate insieme dallo stesso disco, il loro contenuto di elementi volatili dovrebbe essere più simile. Tuttavia, la Luna è significativamente impoverita di volatili rispetto alla Terra. 

La storia geologica della Luna ("geologica" è un termine che fa etimologicamente riferimento alla Terra, quindi sarebbe più corretto dire "selenologica") è convenzionalmente suddivisa in una scala dei tempi che comprende cinque ere principali: Pre-Nettariana, Nettariana, Imbriana (suddivisa in Inferiore e Superiore), Eratosteniana e Copernicana. I confini di queste ere sono definiti da eventi di impatto su larga scala che hanno modificato la superficie lunare, da variazioni nella frequenza di formazione dei crateri e dalla distribuzione delle dimensioni dei crateri sovrapposti alle unità geologiche. È fondamentale riconoscere che queste divisioni si basano su marcatori geomorfologici e non implicano necessariamente cambiamenti fondamentali nei processi geologici ai loro confini, ma piuttosto riflettono periodi distinti di attività prevalente.

1. Era Pre-Nettariana

Questa è l'era geologica più antica e distinta della Luna, che si estende dalla sua formazione circa 4,6 miliardi di anni fa (Ga) fino a circa 4,1 Ga, o da 4,55 a 3,92 Ga secondo altre fonti, o da 4,5 a 3,9 Ga. Durante questo periodo, la Luna, inizialmente fusa, iniziò a solidificarsi. Il processo vide la cristallizzazione del feldspato dall'oceano di magma primordiale; essendo meno denso, il feldspato galleggiò verso l'alto, formando una crosta solida di rocce anortositiche che oggi costituiscono gli altipiani lunari. L'Era Pre-Nettariana fu caratterizzata da un intenso e massiccio bombardamento meteoritico, parte di quello che è noto come il "Late Heavy Bombardment" (Intenso Bombardamento Tardivo), che si estese anche nelle ere successive. Questo bombardamento cancellò le strutture superficiali preesistenti e portò alla formazione dei più grandi bacini da impatto visibili oggi, come Mare Nubium, Mare Tranquillitatis, Mare Smythii e Mare Serenitatis.

2. Era Nettariana

L'Era Nettariana è datata da circa 4,1 a 3,9 Ga, o più precisamente da 3,92 a 3,85 Ga, o da 3,9 a 3,8 Ga. Durante questo periodo, si formarono altri grandi bacini da impatto, tra cui il bacino Nectaris, che dà il nome a questa era, e altri come Mare Fecunditatis, Mare Humorum, Mare Moscoviense e Mare Crisium. Questa fase segna la conclusione del periodo di bombardamento più intenso, sebbene impatti significativi continuassero a verificarsi.

3. Era Imbriana (Inferiore e Superiore)

L'Era Imbriana si estende da 3,9 a 3,4 Ga, o da 3,85 a 3,2 Ga. È convenzionalmente suddivisa in due epoche: Imbriano Inferiore e Imbriano Superiore. L'Imbriano Inferiore è definito come il periodo tra la formazione dei bacini da impatto Imbrium e Orientale. Questa era fu il periodo di maggiore emissione di materiale lavico dal sottosuolo lunare. Gigantesche inondazioni di lava basaltica riempirono i grandi bacini da impatto formatisi nelle ere precedenti, dando origine ai vasti e scuri "mari" lunari, come Mare Imbrium e Mare Orientale.

4. Era Eratosteniana

L'Era Eratosteniana è compresa tra 3,4 e 3 Ga, o da 3,2 a 1,1 Ga. Questa fase segna la fine dell'emissione diffusa di lave dal sottosuolo, in particolare dal Mare Imbrium. Durante questo periodo, si formarono grandi crateri con strutture simili a quella di Copernico, come il cratere Eratosthenes, che dà il nome all'era. Sebbene l'attività vulcanica su larga scala fosse cessata, si ritiene che livelli bassi di vulcanismo possano essere proseguiti per parte di questo periodo. Con la diminuzione del calore interno, la Luna divenne essenzialmente un mondo geologicamente inattivo.

5. Era Copernicana

L'Era Copernicana è il periodo più recente della storia geologica lunare, estendendosi da 1,1 miliardi di anni fa fino ai giorni nostri. Questa era è definita dalla formazione del cratere Copernico e dai suoi brillanti sistemi di raggi, che si sovrappongono chiaramente a caratteristiche più antiche. È un periodo di relativa calma geologica, caratterizzato da impatti più recenti e di dimensioni generalmente minori rispetto ai bombardamenti primordiali. La superficie lunare continua a essere modificata da piccoli impatti e da processi di "space weathering".

La seguente tabella riassume la scala dei tempi geologici lunari.

L'analisi della sequenza delle ere geologiche lunari rivela una chiara progressione: si osserva una diminuzione sia dell'intensità dei grandi impatti sia dell'attività vulcanica interna nel corso del tempo. Questa tendenza è una diretta conseguenza del progressivo raffreddamento e della solidificazione dell'interno lunare. Inizialmente, la Luna era in uno stato fuso, fornendo il calore necessario per un'estesa attività vulcanica. Con il passare dei miliardi di anni, il calore interno si è dissipato, portando a una contrazione del corpo celeste e alla conseguente riduzione e poi cessazione delle eruzioni laviche diffuse. Parallelamente, il "Late Heavy Bombardment", responsabile della formazione dei grandi bacini, è diminuito man mano che i detriti primordiali del Sistema Solare si sono ridotti o sono stati incorporati nei corpi celesti maggiori. Questa progressione da un'attività geologica molto elevata a una fase di relativa quiescenza è una caratteristica distintiva dell'evoluzione lunare.

La scala dei tempi geologici lunari, basata prevalentemente sugli eventi di impatto, assume un ruolo fondamentale come "registratore fossile" per la ricostruzione della storia del bombardamento primordiale del Sistema Solare interno: dal momento che la Terra e la Luna si sono formate nello stesso ambiente e hanno subito un bombardamento simile nelle prime fasi del Sistema Solare, la cronologia lunare, in particolare la documentazione del "Late Heavy Bombardment", fornisce una finestra unica e insostituibile sulla storia geologica precoce della Terra, un periodo che altrimenti sarebbe inaccessibile. Lo studio della geologia lunare, quindi, trascende il mero interesse per il nostro satellite, diventando uno strumento fondamentale per la planetologia comparata e per la comprensione dell'evoluzione di tutti i pianeti rocciosi interni.