Valle Taurus-Littrow: differenze tra le versioni

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Labeled aerial photo of the Taurus–Littrow valley (north is at the bottom).

La valle Taurus-Littrow è una valle lunare situata nella faccia visibile alle coordinate 20°00′N 31°00′E / 20.0°N 31.0°E / 20.0; 31.0. È servita come sito di allunaggio per la missione statunitense Apollo 17 nel dicembre del 1972, attualmente l'ultima missione lunare con equipaggio.[1][2] La valle si trova sul confine sud-orientale del Mare Serenitatis lungo un anello di montagne formatosi intorno ai 3,8-3,9 miliardi di anni fa quando un grande corpo impattò la Luna, formando il bacino del Serenitatis e spingendo le rocce verso l'esterno e verso l'alto. La valle prende il nome dal fatto che si trova nella catena montuosa Taurus a sud del cratere Littrow. Il nome della valle, coniato dall'equipaggio dell'Apollo 17, fu in seguito approvato dall'International Astronomical Union nel 1973.

I dati raccolti da Apollo 17 mostrano che la valle è composta principalmente da rocce sedimentarie clastiche ricche di feldspato nei grandi gruppi montuosi che la circondano e da basalto alla base della valle, coperto da uno strato non omogeneo di regolite, o da materiali misti formati dopo vari eventi geologici.[3] La Taurus–Littrow fu scelta come il sito di atterraggio dell'Apollo 17. Il sito fu scelto con l'obiettivo di campionare materiale dalle highland e del materiale recente di origine vulcanica.[4]

Il lander lunare ALINA di PTScientists fu pianificato per atterrare nella valle Taurus–Littrow distante dai 3 ai 5 km dal modulo lunare di Apollo 17 all'inizio del 2020,[5][6] poi posticipato nella seconda metà del 2021.[7]

Geologia

Formazione e geografia

Molti milioni di anni dopo la formazione del bacino del Serenitatis, cominciò ad emergere lava dall'interno della Luna, riempiendo il bacino e formando quello che ora è noto come Mare Serenitatis. Come conseguenza di questa lava, i campioni di rocce e di suolo dall'area che furono raccolti dagli astronati dell'Apollo 17 Eugene Cernan e Harrison Schmitt diedero informazioni riguardanti la storia naturale e la cronistoria geologica della Luna.[1]

L'astronauta Harrison Schmitt vicino a un grande masso nella valle Taurus–Littrow durante la missione Apollo 17 nel 1972. A destra è visibile il massiccio sud.

In un certo momento tra 100 e 200 milioni di anni dopo la formazione del bacino Serenitatis e della Taurus–Littrow, la lava che cominciò a filtrare attraverso la crosta lunare cominciò a riversarsi sulle aree sottostanti.[1] Questi flussi di lava venivano spesso accompagnati da fontane di fuoco che coprirono l'area circostante con piccole perle di vetro. Alcune di queste perle erano di colore arancione, il che spiega il suolo arancione scoperto dagli astronauti dell'Apollo 17 nel cratere Shorty. La maggior parte di queste perle, tuttavia, erano di colore scuro, per questo il Mare Serenitatis appare scuro dalla Terra.

Primo piano del suolo arancione scoperto da Apollo 17, risultato di perline di vetro vulcaniche.

La valle stessa è allungata lungo un asse che punta verso il centro del Mare Serenitatis.[1] Grandi gruppi montuosi si trovano in entrambi i lati della valle, chiamati i massicci Nord e Sud, per la loro posizione geografica. L'altitudine di questo massiccio fanno alla valle una profondità maggiore di quella del Grand Canyon negli Stati Uniti.[8] Lungo il massiccio Sud si trova la Bear Mountain, chiamata così per l'omonima montagna vicino alla città natale di Harrison Schmitt, Silver City, nel Nuovo Messico. Le colline e il massiccio Est compongono il confine est della valle e ad ovest, una scarpata incrocia la base della valle e si alza di circa due chilometri rispetto ad essa. I massicci Nord e Sud si incanalano nello sbocco principale della valle verso il Mare Serenitatis, parzialmente bloccato dalla montagna Family.[9]

Basandosi sulle osservazioni di Apollo 17, il fondo della valle è generalmente un piano leggermente inclinato. Massi di varie grandezze e altri depositi geologici sono sparsi per tutta la valle. Nell'area dell'esperimento ALSEP, a ovest del sito di atterraggio, i massi hanno una grandezza media di quattro metri e hanno una concentrazione più alta rispetto ad altre zone della valle.[10]

L'impatto che portò alla formazione del cratere Tycho, che avvenne tra i 15–20 e i 70–95 milioni di anni fa, formò dei gruppi di crateri secondari in varie luoghi della Luna. L'esaminazione di questi gruppi suggeriscono che il gruppo di crateri centrale nella valle si formò in conseguenza di suddetto impatto. In seguito all'analisi dei crateri secondari conosciuti risultanti dall'impatto del Tycho, si scoprì che la maggior parte di questi hanno uno strato di detriti con un distintivo pattern a "zampa di uccello". I dati delle osservazioni di Apollo 17 e la comparazione tra il cratere centrale della valle e i crateri secondari del Tycho mostrano molte similitudini tra i due. Il gruppo di crateri centrale ha un pattern di ejecta a zampa di uccello che punta nella direzione del Tycho e il pattern di detriti del mantello chiaro punta direttamente verso il massiccio Sud. Quest'ultimo indizio è a sostegno dell'ipotesi secondo la quale il mantello chiaro si formò come risultato di una valanga avvenuto nel summenzionato massiccio a causa degli impatti secondari del Tycho. Un'analisi su larga scala suggerisce che il gruppo di crateri potrebbe fare parte di una gruppo secondario più grande, che comprende crateri sul massiccio Nord e altri gruppi tanto a nord quanto il cratere Littrow. Se fossero davvero correlati, i gruppi più piccolo formano un grande gruppo che potrebbe essere parte di un vicino fascio del Tycho.[3]

Mappa geologica della Taurus–Littrow. Legenda:

     Materiale molto scuro del mantello

     Materiale chiaro del mantello

     Materiale scuro del mantello

     Materiale dei pianori

     Materiale delle colline

     Materiali dei gruppi montuosi

     Materiale dei crateri

     Materiale dei crateri

Composizione

I dati raccolti da Apollo 17 mostrano che i gruppi montuosi che circondano la valle sono composti principalmente da rocce sedimentarie clastiche ricche di feldspato e che il basalto soggiace il fondo della valle, risultato della lava che è fluita nel corso del tempo. Studi sismici suggeriscono che il basalto al di sotto del fondo della valle ha uno spessore maggiore di 1400 metri.[11] Sopra lo strato di basalto si trova un deposito di vari materiali non consolidati, da materiali vulcanici a regolite formata da impatti. L'insolitamente bassa albedo del fondo della valle è una diretta conseguenza del materiale vulcanico e delle perline di vetro che lì si trovano. I crateri più profondi nel fondo della valle fungono da 'fori di trivella naturali' e permisero agli astronauti di prendere campioni del basalto. Questi campioni di basalto sono principalmente composti da plagioclasio, ma contengono anche una certa quantità di clinopirosseno e altri minerali.[3]

Lo strato non consolidato di regolite sul fondo della valle ha uno spessore di circa 14 metri (46 ft) e contiene ejecta di molti impatti, tra cui il Tycho. Questo permise di recuperare campioni dell'impatto senza dover visitare il cratere stesso. La possibilità che alcuni crateri nella valle possano essere impatti secondari del Tycho creò ulteriori opportunità per prendere campioni di ejecta da quell'impatto.[3]

Ci sono molti depositi geologici sul fondo della valle originati da molti eventi nella storia geologica della Luna. Una di queste formazioni, il mantello chiaro, è un deposito di materiale chiaro in una serie di proiezioni che si estendono per circa sei chilometri dal massiccio sud lungo il fondovalle. Le analisi pre-missione suggeriscono che questo deposito potrebbe essere il risultato di una valanga originata dal pendio settentrionale del massiccio sud. L'analisi post-missione dei campioni di materiale mostra che è principalmente materiale a grana fine e frammenti di roccia sparsi che presumibilmente si diffusero dal massiccio sud. I campioni e le osservazioni visive effettuati durante Apollo 17 mostrano che il mantello chiaro varia in spessore attraverso la valle. I crateri situati più lontano dal massiccio sud penetrano attraverso il mantello chiaro verso il materiale più scuro sottostante. I crateri vicino al massiccio sud larghi 75 metri (246 ft) non sembrano penetrare il materiale più scuro. Si stima che l'età di questa formazione sia circa la stessa del gruppo di crateri centrale, ovvero circa 70–95 milioni di anni fa.[3]

Troctolite 76535, una troctolite a grana grossa composta primariamente da olivina e da plagioclasio fu recuperata. Questo campione è considerato il più interessante ad essere portato dalla Luna.[12] Questo campione è stato il soggetto di calcoli termocronologici per determinare se la Luna avesse mai generato un nucleo dynamo o formato un nucleo metallico.[13]

Le rocce campionate nell'immediata vicinanza del Modulo Lunare sono per la maggior parte basalto a grana grossa vesicolare, in minor quantità basalto a grana fine. La maggior parte del fondovalle, come evidenziato nelle osservazioni nell'area vicina all'allunaggio, è predominantemente composto da regolite e da frammenti di grandezza variabile scavata da numerosi impatti nella storia della Luna.[10]

Composizioni minerali dei basalti dell'Apollo 17[3]
Minerale Volume microscopico % Volume megascopico %
Plagioclasio 22–45 20–50
Clinopirosseno 31–51 30–70
Olivina 0–7 0–10
Ilmenite 13–26 5–25
Cristobalite 0–6 –
Spinello Tracce –
Vetro Tracce –

Selezione del sito di atterraggio

Dato che Apollo 17 sarebbe stata l'ultima missione lunare del programma Apollo, furono individuati molti obiettivi scientifici per massimizzare l'utilità scientifica della missione. Furono di nuovo presi in considerazione i siti di atterraggio rifiutati nelle missioni precedenti. La Taurus–Littrow era uno dei molti siti candidati per l'Apollo 17, insieme, tra gli altri, al cratere Tycho, al cratere Copernico, al cratere Tsiolkovskiy nella faccia nascosta. Gli altri furono rifiutati per motivi scientifici e/o operativi. Si pensava che un atterraggio nel Tycho sia troppo pericoloso a causa del territorio irregolare; per un atterraggio nella faccia nascosta nel Tsiolkovskiy si sarebbe dovuto tenere in conto l'aumento di spesa dovuto ai satelliti di comunicazione necessari per mantenere il contatto con l'equipaggio e il controllo da terra durante le operazioni in superficie; inoltre, un atterraggio nel Copernico fu considerato di scarsa priorità.[4]

Fu infine scelta la Taurus–Littrow con gli obiettivi di prendere campioni del materiale antico delle highland e materiale recente vulcanico nello stesso sito di atterraggio. Il sito Taurus–Littrow permetteva di prendere entrambi i materiali.[4]

Crateri dentro la Taurus–Littrow

 

Voci correlate

 

Note

  1. ^ a b c d Apollo 17 Lunar Surface Journal, National Aeronautics and Space Administration, https://history.nasa.gov/alsj/a17/a17.site.html. URL consultato il 7 September 2010.
  2. ^ Gazetteer of Planetary Nomenclature, International Astronomical Union, http://planetarynames.wr.usgs.gov/Feature/5881?__fsk=-350546068. URL consultato il 7 September 2010.
  3. ^ a b c d e f Wolfe, Lucchitta e Reed, Geology of the Taurus-Littrow valley floor, in Lunar Science Conference, 6th, vol. 3, 1975, pp. 2463–2482, Bibcode:1975LPSC....6.2463W.
  4. ^ a b c lpi.usra.edu, Lunar and Planetary Institute, http://www.lpi.usra.edu/lunar/missions/apollo/apollo_17/landing_site/. URL consultato il 7 September 2010.
  5. ^ collectSPACE.com, http://www.collectspace.com/news/news-112916a-ptscientists-moon-rover-apollo17.html. URL consultato il 6 febbraio 2019.
  6. ^ (EN) SpaceNews.com, 22 gennaio 2019, https://spacenews.com/arianegroup-and-ptscientists-to-study-lunar-lander-mission-for-esa/. URL consultato il 6 febbraio 2019.
  7. ^ SpaceNews.com, 9 July 2019, https://spacenews.com/german-lunar-lander-company-files-for-bankruptcy-protection/. URL consultato il 15 March 2020.
  8. ^ Apollo 17 Lunar Surface Journal, National Aeronautics and Space Administration, https://history.nasa.gov/alsj/a17/a17.landing.html. URL consultato il 7 September 2010.
  9. ^ James Head, Morphology and structure of the taurus-littrow highlands (Apollo 17): evidence for their origin and evolution, in Earth, Moon, and Planets, vol. 9, 3–4, 1974, pp. 355–395, Bibcode:1974Moon....9..355H, DOI:10.1007/BF00562579.
  10. ^ a b Bailey, Lucchitta e Muehlberger, The Geologic Investigation of the Taurus-Littrow Valley: Apollo 17 Landing Site. URL consultato il 19 September 2010.
  11. ^ Yosio Nakamura, Timing problem with the Lunar Module impact data as recorded by the LPSE and corrected near-surface structure at the Apollo 17 site, in Journal of Geophysical Research, vol. 116, E12, 2011, DOI:10.1029/2011JE003972.
  12. ^ curator.jsc.nasa.gov, National Aeronautics and Space Administration, http://curator.jsc.nasa.gov/lunar/lsc/76535.pdf. URL consultato il 26 October 2010.
  13. ^ Ian Garrick-Bethell, Weiss e Shuster, Early Lunar Magnetism, in Science, vol. 323, n. 5912, January 2009, pp. 356–359, Bibcode:2009Sci...323..356G, DOI:10.1126/science.1166804, PMID 19150839.

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