Geomorfologia martedì 19 settembre 2017 Registrazione Login

GEOMORFOLOGIA Riduci

Nonostante l’assenza di atmosfera, acqua e organismi viventi, alcuni fenomeni importanti di meteorizzazione (weathering) e mutamenti della crosta lunare avvengono ugualmente. Il principale agente responsabile dell’ alterazione di superficie e’, com’e’ noto,  l’impatto dei meteoroidi. Inoltre, i fenomeni di trasporto per convezione del mantello (creazione e subduzione della litosfera) sono largamente assenti (anche se in passato vi furono fenomeni tettonici e di vulcanismo); ne consegue che la maggior parte delle rocce presenti sulla crosta terrestre hanno meno di 200 milioni di anni mentre il 99% di quelle lunari hanno almeno 3 miliardi di anni! La superficie lunare può dunque considerarsi abbastanza stabile rispetto agli standard terrestri, dove il ciclo delle rocce altera in continuazione la morfologia del nostro pianeta. La relativa stabilità della crosta lunare ci ha consentito però di renderci conto della frequenza con cui il nostro satellite, ma di conseguenza anche il nostro pianeta, venga bombardato da meteoroidi di varia grandezza e velocità’ compresa fra 15 e 25 Km/s  – da questo punto di vista, la superficie lunare e’ un “nastro” su cui viene registrata, attraverso la formazione dei crateri, la storia degli “incontri” con altri corpi celesti.

 

Processi da impatto

I meteoroidi responsabili degli impatti sulla luna sono principalmente gli asteroidi, o frammenti di essi, e comete – le loro dimensioni variano da alcuni chilometri a pochi centimetri ma la maggior parte sono i cosiddetti micro-meteoroidi, dalle dimensioni dell’ordine del micron e massa del centesimo di grammo. La morfologia tipica del processo d’impatto meteoritico e’ quella di una depressione (cratere) a forma di ciotola o scodella; le dimensioni e le forme dei crateri variano a seconda della potenza dell’impatto. Sono stati individuati tre tipi morfologici principali:

-crateri semplici: di dimensioni inferiori ai 4 km di diametro, hanno una forma a scodella con fondo piatto e bordi lisci ben definiti e poco increspati.
-crateri complessi: qui le dimensioni aumentano notevolmente fino a parecchi km di diametro e il fondo presenta un’accentuazione collinare, che si eleva sul fondo piatto, dovuta al rimbalzo elastico a seguito dell’impatto; i bordi sono terrazzati e caratterizzati da increspature e  picchi centrali iniziano ad apparire in diametri maggiori di 35 km.
-bacini: si tratta di crateri molto grandi del diametro di più di 100 km, con al centro un anello di picchi al posto del picco centrale. A loro volta, i bacini sono stati suddivisi in tre sottogruppi: bacini con picco centrale (140-175 km di diametro), bacini con anello di picchi (175-450 km di diametro) e bacini multi-anelli (più di 450 km di diametro, con fino sei anelli concentrici).

Conseguenza naturale di questi tre tipi di crateri d'impatto sono i crateri secondari; questi si formano a seguito della dispersione radiale del materiale roccioso, a seguito dell'impatto, che ricade sulla superficie lunare. La distribuzione areale e le dimensioni di questi crateri variano a seconda della potenza dell'impatto.

Nel video sotto, una breve ma efficace descrizione della formazione dei crateri d'impatto e dei mari

 

Il lavoro più intenso e dettagliato sui crateri lunari e’ stato effettuato da Wood e Andersson (1978); analizzando le foto del Lunar Orbiter, hanno catalogato 11.462 crateri di varie dimensioni e morfologie. Nel loro lavoro, hanno anche utilizzato nuovi criteri di classificazione, tenendo conto del livello di degradazione dei crateri, da classe 1 a classe 5 (da meno erosi a più erosi).

 

Vulcanismo

La presenza di basalti sulla crosta lunare e’ sintomo evidente dell’esistenza di un’attività’ vulcanica nel passato; per formarsi, queste rocce necessitano di temperature di fusione nel mantello di almeno 1100°C a profondità di 200 km, ma l’ultima volta che questo processo di fusione parziale si e’ verificato e’ stato circa 3 miliardi di anni fa. I campioni di rocce lunari raccolti dalle missioni Apollo hanno confermato quello che Baldwin predisse nel 1948, cioè che le grandi pianure scure, dette mari, furono certamente formate da  potenti eruzioni vulcaniche che produssero colate laviche a bassa viscosità. Queste colate sono visibili in varie foto ravvicinate scattate durante le missioni Apollo 15-17; nella figura sotto si riconoscono i lobi di alcuni ordini di colate. Misurandone le dimensioni, si nota come queste colate abbiano viaggiato per chilometri, ricoprendo aree piuttosto vaste, il che risulta strano perché lo spessore relativamente piccolo dei flussi lavici avrebbe dovuto favorire un raffreddamento repentino e quindi una diffusione limitata. Questa apparente inconsistenza si spiega col fatto che le lave progenitrici dei basalti lunari presentano una viscosita’ particolarmente bassa, il che consente alla roccia fusa di viaggiare per molto tempo, anche su superfici pianeggianti, prima di solidificarsi. Certamente, l’attività’ eruttiva doveva essere particolarmente copiosa.

 

Attraverso rilievi fotometrici (basati sul fatto che basalti diversi hanno un albedo diverso) e’ stato possibile distinguere colate laviche avvenute in differenti periodi storici; dato che le colate più superficiali tendono ad obliterare quelle più profonde, si deduce che le prime sono più recenti. La comparazione relativa di diversi episodi effusivi, connessa allo studio della distribuzione dei crateri (i basalti più antichi ne hanno una maggiore densità rispetto ai più recenti) ha permesso di ricostruire una stratigrafia vulcanica della Luna. Le grandi pianure basaltiche, comunque, non sono le uniche morfologie presenti sulla Luna; vi sono anche strutture minori come gli anelli di cenere o i domi di lava. Di seguito, si riportano le formazioni morfologiche più importanti.

Rima sinuose. Sono canali meandriformi che solitamente si dipartono da un cratere per “sfociare” a ridosso dei mari basaltici. Queste “trincee” possono avere larghezza variabile da pochi metri fino a 3 km e lunghezza da alcuni km fino a 300 km. La sezione trasversale può avere forma a V o U e profondità fino a 100 m. Osservabili dalla terra, queste strutture avevano interessato non poco gli astronomi; le teorie più interessanti sulla loro formazione si basavano su: a) tunnel scavati dalla lava e poi collassati, b) erosione da flussi piroclastici e c) erosione dell’acqua. La missione Apollo 15, i cui astronauti atterrarono proprio vicino una rime,  chiarì che la prima teoria era quella giusta e cioè che si tratta dei cosiddetti tunnel di lava presenti anche sulla terra, anche se non ha chiarito del tutto alcuni dettagli del meccanismo di formazione. Ad esempio, non e’ chiaro il fatto che le strutture presenti sulla Luna siano fino a 50 volte più grandi rispetto a quelle terrestri.

Rima sinuose: a sinistra una rime campionata dall'equipaggio Apollo 15; a destra, la stessa rime ripresa dall'alto.

 

Duomi di mare. I duomi sono delle formazioni semi-ovali di varia larghezza che si trovano sui mari lunari; strutture simili esistono sui vulcani terrestri ma la loro composizione differisce in quanto questi ultimi sono formati da lava ad alta viscosità, in opposizione ai basalti a bassa viscosità della Luna. Ne sono stati contati circa ottanta, la maggior parte dei quali sulla Colline Marius; il loro diametro basale varia da 2 a 24 km e l’altezza da 100 a 250 m. Il meccanismo di formazione rimane al momento misterioso anche se alcuni autori  ipotizzano che possa trattarsi di intrusioni poco profonde tipo laccoliti. Anche per quanto riguarda la nomenclatura, non e’ stata ancora assegnata tranne che per generiche lettere greche. Vi sono anche duomi extra-mare che si formano sui rilievi, come ad esempio i duomi Gruithuisen nell’Oceanus Procellarum; queste strutture sono di particolare interesse poiché sono caratterizzati da lave più viscose e hanno un albedo molto alto.

 

 

 

Terrazze laviche. Alcuni crateri presentano queste strutture tipiche da ‘lungomare’ al confine fra mare e alture; si pensa siano dovute ad una parziale erosione causata da un movimento ‘a marea’ del fronte lavico e conseguente ritiro prima della solidificazione.

 

Coni di cenere. Anche detti ‘coni di scorie’, sono depositi vulcanici di misure e origine (cenere, vetri, lapilli, etc.) diverse che si depositano intorno al camino principale durante eruzioni violente a formare una collina a forma di tronco di cono a pareti ripide molto simili ai vulcani a cono terrestri. Queste strutture sono alte non più di 100 m e possono avere un diametro di base di 2-3 km; sono riconoscibili perché il cratere, contrariamente a quelli dovuti ad impatto, e’ alla sommità del cono, hanno un albedo molto basso e sono spesso associate alle rima sinuose.

 

 

Crateri scuri e depositi piroclastici. Lungo i margini dei mari di bacino e delle rima si possono trovare dei crateri caratterizzati da un alone scuro; sono generalmente poco profondi con un diametro di base da 2 a 10 km e morfologicamente simili ai coni di cenere. Gli astronauti Cernan e Schmitt (Apollo 17) riuscirono a raccogliere campioni dal cratere Shorty nella valle di Taurus-Littrow; le analisi successive rivelarono che l’origine del cratere debba additarsi ad impatto meteorico, a seguito del quale un misto di materiale vetroso e microcristallino di colore arancione (il famoso “suolo arancione” che eccitò Schmitt e i geologi collegati in diretta da Houston perche’ pensavano inizialmente fosse la prova di un processo ossidativo) era stato eiettato fuori e ridepositato a formare un cono di materiale piroclastico a basso albedo. Esistono anche altri crateri simili ma composti da materiale basaltico.

 

Formazione dei mari. E’ stato rilevato, dallo studio dei campioni raccolti dagli astronauti dell’Apollo 15, che esiste un intervallo di tempo piuttosto lungo fra la formazione del bacino dovuto ad impatto e il suo riempimento con lava. In particolare, il bacino del Mare Imbrium si e’ formato a seguito dell’impatto con un meteorite avvenuto 3.9 miliardi di anni fa ma i campioni di basalto mostrano un’età’ di 3.3 miliardi di anni. Il meccanismo di riempimento lavico non e’ stato del tutto chiarito ma sembra chiaro che la maggior parte delle eruzioni vulcaniche basaltiche avvengono nello stesso modo. E’ stato inoltre osservato che a volte il bacino si riempiva fino all’orlo in modo che fiumi di lava potevano riversarsi nelle zone circostanti. E’ stato inoltre riscontrato che questi eventi di inondazione lavica si concentrarono maggiormente sulla faccia visibile del nostro satellite. Per quanto riguarda i gas contenuti nella fase fusa, le vescicole testimoniano che il volatile principale era il monossido di carbonio (CO) mentre la presenza dell’acqua era praticamente irrilevante – al contrario di quanto avviene sulla terra. Il CO era anche responsabile della attività esplosiva all’interno della camera magmatica.

 

 

Un altro interrogativo importante concerne il comportamento del mantello a seguito dell’impatto meteoritico – sappiamo che la lava che ha invaso i bacini formatisi a causa dell’impatto si e’ originata dalla fusione di una parte del mantello superiore, ma in quale misura? Dalla misurazione stimata della superficie totale del basalto, che e’ circa il 17% della superficie lunare, e da altre misure elettromagnetiche si possono fare deduzioni sulle caratteristiche volumetriche del mantello. Secondo una tecnica sviluppata da DeHon (1974), il volume totale del basalto eruttato e’ di 6.5x106 km3, vale a dire meno del l’1% del volume del mantello.  Il che induce a ritenere che il coinvolgimento del mantello, in termini di volume, nel processo di fusione sia stato molto limitato.

 

Attività tettonica

Com’e’ noto, l’attività’ tettonica comprende tutti quei processi di superficie che hanno a che fare con l’alterazione delle rocce di un pianeta a causa di forze interne e/o esterne. Queste forze sono in grado di formare una serie di fenomeni di deformazione come faglie, pieghe, catene montuose e vulcanismo. Questi fenomeni, a loro volta, danno informazioni sulla meccanica interna e le caratteristiche fisiche del pianeta. Le informazioni più rilevanti sulla Luna provengono dalle fotografie orbitali e dai sismometri posizionati dagli astronauti delle missioni Apollo. Diversamente dalla terra, la Luna non presenta processi tettonici molto attivi; i ‘lunamoti’ (‘moonquakes’) rilasciano un energia sismica inferiore a quella terrestre di almeno un fattore 10-12.

 

Forze esterne. L’impatto violento con corpi esterni (meteoriti, comete) e’ la causa principale di sconvolgimenti e terremoti sulla superficie lunare. La creazione di crateri e bacini e la successiva proiezione di materiale clastico che si irradia dal punto d’impatto crea sicuramente dei movimenti ad alta intensità energetica, con conseguente formazione di fratture e faglie che possono rimanere attive anche per molto tempo. Il riempimento dei bacini da parte delle colate laviche ne provoca un espansione iniziale e una conseguente contrattura, provocando corrugamenti della crosta. Inoltre, il peso stesso della lava può provocare il collasso o il piegamento verso il basso del bacino; ulteriori movimenti sono connessi agli aggiustamenti isostatici dei bacini. Un altro agente esterno e’ costituito dalle forze di marea che agiscono sul corpo lunare da parte della terra; il nostro satellite, infatti, ha subito delle deformazioni gravitazionali che lo hanno trasformato da una sfera ad un ellissoide a tre assi. Queste deformazioni cicliche sono responsabili dei cosiddetti “lunamoti”.

Forze interne. Durante le fasi di formazione lunare post-collisone, il nostro satellite ha subìto una forte espansione termale e, successivamente, un raffreddamento progressivo che ha provocato una contrazione della crosta causando, nell’ordine, stress tensionale e di compressione con formazione di  graben e faglie normali (molte di queste sono visibili nel Mare Humorum) e sovrascorrimenti. La maggior parte delle dorsali che circondano i mari si pensa siano stati prodotti da questi stress da compressione ma alcuni scienziati pensano possano essersi formati da intrusioni magmatiche.

Nel 2010, i dati raccolti dalla sonda LRO hanno evidenziato la presenza di strutture graben e scarpate lobate in tutta la superficie lunare. La presenza dei primi e’ sintomo che la Luna si vada allargando , mentre le seconde proverebbero che la Luna si stia contraendo. Questo dualismo di forze e stress, che provoca espansione e contrazione del satellite, conferma  che l’attivita’ geologica lunare e’ più viva di quello che si pensava fino a qualche anno fa.

Scarpate lobate nel cratere Mandelshtam. Si noti come l'avanzamento del tetto della faglia inversa inglobi i piccoli crateri. Questo tipo di attivita' e' sintomo della contrazione della Luna, in alcune sue zone (foto NASA, grafica J. Moore).

Nel video sotto, una spiegazione della contemporanea contrazione ed espansione della Luna

 

 

Stratigrafia

I principi della stratigrafia applicati sulla terra sono gli stessi che sono stati applicati alla Luna, nonostante certe evidenti difficoltà di mappatura e rilevamento. La stratigrafia, com’e’ noto, si occupa dell’ identificazione di formazioni litologiche diverse e delle loro relazioni geometriche allo scopo di ricostruire la storia geologica e le origini, nella fattispecie,  della Luna;  la norma stratigrafica più semplice e’ la legge della sovrapposizione, secondo cui in una successione indisturbata le rocce più recenti si trovano sopra (o intrudono) le rocce più antiche. Questa legge consente di ricostruire l’età’ relativa delle rocce; per quanto riguarda l’età’ assoluta, almeno sulla terra, bisogna basarsi su interpolazioni, studi e analisi che includono misure del decadimento radioattivo, l’inversione della polarità del campo magnetico  e il contenuto fossile. E qui sorgono i primi problemi, visto che sulla Luna non vi sono ne’ fossili ne’ campo magnetico particolarmente apprezzabile; si usano quindi i crateri e la loro distribuzione areale associati con gli studi isotopici dei pochi campioni raccolti dalle sonde e dagli astronauti. Si capirà che , nonostante alcune datazioni di rocce e formazioni lunari siano state identificate, vi sono  ancora aree che necessitano ulteriori studi.

I pionieri della stratigrafia lunare sono stati Shoemaker e Hackman; questi scienziati, nel 1962, pubblicarono un primo tentativo di riconoscimento geo-cronologico. Osservando la foto lunari telescopiche intuirono che la creazione del cratere Copernico era probabilmente uno degli eventi più recenti, dato che gli ejecta (materiale roccioso irradiato dal cratere) obliteravano tutti gli altri crateri e formazioni. Da questo assunto, risalirono alla seguente ricostruzione stratigrafica, dall’evento più recente al più antico:  impatto Copernico, impatto Eratostene, riempimento dei mari con lava, impatto Archimede, formazione dorsale appenninica e rilievi e montagne del bordo del bacino mare Imbrium. Lo studio dei crateri della loro distribuzione areale e del loro livello di degradazione dovuto a impatti limitrofi successivi (obliterazione dei raggi di ejecta, riempimento del cratere e abbassamento del bordo) ha permesso di identificare una relazione fra questi fattori e l’eta’ dei crateri; questi sono riassunti nella seguente foto.

 Primo tentativo di stratigrafia lunare; in evidenza, i sistemi riconosciuti da Shoemake e Hackman (foto dell'autore)

 

Successivamente, grazie alle rocce raccolte dagli astronauti Apollo, si e’ potuta verificare con certezza anche l’eta’ assoluta di questi terreni. I dati furono utilizzati da Wilhelms (1985) per sviluppare la seguente scala geo-cronologica:

SYSTEMA

UNITA’ TIPICHE

ETA’ (miliardi di anni)

Copernicano

Crateri nuovi con raggi evidenti; pochi mari

1.2 - presente

Eratosteniano

Crateri leggermente degradati, mari in numero significativo

3.2 – 1.2

Imbriano

Bacini Orientale e Imbrium; pianura di Cayley; crateri degradati, molti mari

3.85 – 3.2

Nectariano

Nectaris e altri 12 bacini; molti crateri degradati; poche pianure

3.92 – 3.85

Pre-Nectariano

Bacini e crateri; rocce vulcaniche intrusive; megaregolite e crosta

Più di 3.92

 

Questi principi furono successivamente estesi ad altre aree della Luna fino ad arrivare alla composizione di una prima mappa geologica in scala 1:1.000.000 per merito di Wilhelms. In aggiunta, furono realizzate altre mappe più dettagliate con scale variabili da 1:1.000 a 1:1.000.000, specialmente per le aree interessate dalle missioni Apollo. Dopo queste missioni, fu prodotta una grande mappa sinottica in scala 1:5.000.000 pubblicata in sei parti (quattro equatoriali più due polari, realizzate da Wilhelms, El-Baz, Scott, Stuart-Alexander, McCauley, Lucchitta e altri).

Periodo Copernicano (1.2 miliardi di anni fa a oggi). Il cratere Copernico e’ uno dei più recenti e larghi (Ø 96 km) della superficie lunare; i suoi raggi coprono un’area piuttosto larga e si possono usare per fare datazioni relative delle varie strutture lunari. Infatti, tutto quello che e’ ricoperto dal materiale eiettato a raggiera, a seguito dell’impatto col meteorite, e’ da considerarsi più antico. Crateri come Tycho e Keplero sono probabilmente più giovani ma non sono stati presi in considerazione come riferimento stratigrafico perché l’area in cui si trovano non si prestava bene ad una ricostruzione geo-cronologica. Durante questo periodo vengono registrati continui ma modesti impatti che hanno però causato enormi volumi di polveri depositatisi sul suolo lunare (regolite). Non si registrano colate laviche di alcun genere mentre sono possibili sovrascorrimenti.

Periodo Eratosteniano (da 3.2 a 1.2 miliardi di anni fa). Il cratere Eratostene e’ grande quanto il Copernico ma e’ più antico in quanto il suo sistema radiale e’ stato quasi del tutto obliterato e i suoi materiali eiettati si trovano al di sotto di quelli copernicani. Sebbene Eratostene stesso non sia coperto da colate laviche, la maggior parte dei crateri coevi lo sono; i basalti in cui Eratostene si e’ formato sono più antichi di queste colate. Grazie ai campioni raccolti dagli astronauti della missione Apollo 12, sappiamo inoltre che la maggior parte del regolite che ricopre i mari si e’ formato in questo periodo.

Periodo Imbriano (da 3.8 a 3.2 miliardi di anni fa). La formazione del gigantesco bacino del Mare Imbrium fu uno degli eventi più significativi avvenuti sulla faccia visibile della Luna; i suoi ejecta sono diffusi in un’area molto grande e rappresentano un marker stratigrafico importante. Questo periodo e’ stato diviso in due epoche, caratterizzate da attività geologiche diverse: (a) Imbriano Iniziale, in cui si sono formati i crateri Imbrium, Orientale e moltissimi altri e (b) Tardo Imbriano, con un minor numero di impatti e in cui prevalentemente si sono verificati i riempimenti lavici dei mari.

Periodo Nectariano (da 3.9 a 3.8 miliardi di anni fa). Il bacino Nectaris e’ tipico e rappresentativo di una categoria di crateri sostanzialmente degradati, anche se alcuni (per esempio, Serenitatis) sono piu’ recenti e altri (per esempio, Smythii) sono piu’ antichi. Questo periodo, relativamente breve, e’ fortemente caratterizzato da un grande numero di impatti (circa 1700) molto energetici, una dozzina dei quali erano bacini. Alcuni ejecta del bacino Nectaris perfettamente conservati sono stati individuati, fra gli altri, nella Formazione Janssen e sono stati raccolti da diverse missioni Apollo.

Periodo Pre-Nectariano (da 4.6 a 3.9 miliardi di anni fa). Questo periodo comprende quanto accaduto dalle origini al periodo Nectariano; la complessita’ e la violenza energetica degli eventi e’ tale che non e’ stato finora possibile effettuare una ricostruzione stratigrafica dettagliata. E’ comunque certa la formazione di crateri e bacini di grande ampiezza; Wilhelms ne ha riconosciuti almeno 30, anche se la maggior parte di essi e’ ormai erosa o degradata mentre e’ difficile capire quanti sono andati completamente distrutti. Naturalmente, si sono anche verificati fenomeni di fusione, cristallizzazione, differenziazione chimica e solidificazione della crosta.


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