Introduzione

I domi lunari sono l’equivalente dei vulcani a scudo terrestri ma, a causa della bassa altezza, non sono strutture facili da osservare, tanto è vero che furono descritti per la prima volta solo nel 1932 da R. Barker.
Un domo lunare tipico è una struttura cupoliforme del diametro medio di 10-20 km e altezza di 300-400 m. Sulla cima, a volte, si può osservare un piccolo cratere del diametro di circa 1 km (la "bocca" del vulcano). Non tutti i domi presentano il cratere, perché può anche trattarsi di una semplice intrusione di materiale lavico che ha provocato un rigonfiamento della crosta lunare. Le pareti dei domi possono essere più o meno ripide, ma l'inclinazione media è compresa fra 1°-5°. Di solito i domi tendono a presentarsi in gruppi, le strutture isolate sono poco frequenti (un esempio è il Mons Gruithuisen Gamma nel Mare Imbrium). Una delle regioni lunari più note per il numero di domi sono le Marius Hills (vicino al cratere Marius di 41 km di diametro), nell'Oceanus Procellarum. Domi si trovano vicino ai crateri Hortensius e Milichius. Il più esteso insieme di domi sono i Mons Rümker, un complesso vulcanico del diametro di 70 km, sempre nell'Oceanus Procellarum. Per il basso rilievo, un domo è visibile solo quando si trova in prossimità del terminatore. Per questo motivo molti domi lunari restano ancora da scoprire. Questo articolo è il resoconto delle osservazioni CCD del domo Milichius p, compiute durante condizioni ideali di illuminazione con il domo sul terminatore lunare mattutino, la sera del 20 marzo 2005 dalla provincia di Parma.

Strumenti e osservazione

Come strumento è stato usato un rifrattore acromatico del diametro di 150 mm (f/8) a cui è stato abbinato il Chromacor-I N, inserito nel focheggiatore su un diagonale a specchio di elevata qualità ottica. Il Chromacor è un gruppo di lenti aggiuntive che si vengono a trovare prima del fuoco dell’obiettivo e servono per la correzione dell’aberrazione cromatica residua del rifrattore. In questo modo si evita l’utilizzo di filtri extra per l’eliminazione della parte blu dello spettro visibile.
L’osservazione CCD si è svolta il giorno 20 marzo 2005, fra le 19:32 e le 19:47 UT. Questa serata è stata caratterizzata da cielo sereno, Luna ad un’altezza di oltre 69° sull’orizzonte e un seeing mediamente buono (fra I e II della scala di Antoniadi). Per la ripresa delle immagini è stata utilizzata una webcam ToUcam Pro I (usata in modalità B/N), preceduta da una Barlow apo 2x e da un filtro IR-Cut, per l’eliminazione della radiazione infrarossa non focalizzata dall’obiettivo.

Con la web e K3CCD sono stati acquisiti quattro filmati AVI non compressi a 10 fps della durata di 30 secondi ciascuno (per totale di 300 frame a filmato), alle 19:32, 19:45, 19:46 e 19:47 UT. L’ora media di acquisizione, a cui si è fatto riferimento nei calcoli per l’altezza del domo, è 19:39 UT.

Dai quattro filmati acquisiti sono stati scelti, allineati e sommati solo i frame migliori (circa il 90% del totale), con Iris 4.33. Sui file FIT così ottenuti sono state eseguite le misure.

Fig.1 - Il domo Milichius p  ripreso alle 19:45 UT. Ben visibile il craterino sulla sommità del domo. Sono visibili anche i domi dei crateri Hortensius e Tobias Mayer. Il nord è in alto e l'est a sinistra (unsharp masking + resample 1.5x con Iris 4.33).

Misura caratteristiche fisiche del domo

Dalle immagini CCD si possono misurare i parametri principali del domo: diametro, altezza e pendenza media. Il primo passo da compiere è la misura della scale dell’immagine, cioè a quanti km corrisponde un singolo pixel. Per ottenere questo valore conviene non utilizzare il valore della focale nominale dello strumento, ma lavorare direttamente sulle immagini misurando il diametro di crateri di dimensioni note. Per la calibrazione sono stati usati crateri entro ±26° dall’equatore lunare (per evitare deformazioni prospettiche) prossimi al terminatore (quindi non troppo lontani dai domi), ripresi nella stessa serata e con lo stesso strumento entro pochi minuti dalla ripresa dei domi. Nel caso specifico sono stati usati Copernicus, Eratosthenes, Bullialdus, Kies, Konig, Lansberg e Reinhold. Per ricavare la scala dell’immagine basta dividere il diametro reale del cratere per il valore in pixel della stessa quantità. Il valore medio che si ottiene è una scala di 0.76±0.03 km/pixel.

Visto che la distanza topocentrica della Luna, al momento della ripresa, era di 398 579 km significa che ogni pixel sottende un angolo di circa 0.4". Tenendo conto che i pixel della ToUcam Pro sono dei quadrati con 5.6 micrometri di lato, si ottiene una focale equivalente del sistema di 2976 mm.

Il valore medio del diametro del domo Milichius p, misurato contando i singoli pixel nel senso nord-sud, è di 12.7±0.5 pixel. Usando la scala ricavata sopra, il diametro risulta pari a 9.6±0.4 km. La lunghezza media dell’ombra proiettata dal domo, contata dal bordo ovest del craterino centrale fino al suolo (in senso est-ovest), risulta di 7.2±0.5 pixel, pari a 5.5±0.4 km. L’ombra proiettata all’interno del craterino sommitale ha un diametro di 4 pixel, equivalenti a circa 3 km. Al momento della ripresa, il Sole era a circa 2.06° sull’orizzonte del domo (azimut di 91°), quindi l’altezza della struttura è di 220±15 m. Facendo il rapporto fra altezza e raggio, la pendenza media delle pareti del domo è 2.6±0.2°. Secondo la classificazione di Westfall (1964), adottata dall’ALPO, questo domo è del tipo DW/2a/6g/7j (D=isolato, W=in un mare, 2=diametro fra 5 e 20 km, a=circolare, 6=pendenza fra 2 e 5°, g=sommità piatta, 7j=con craterino centrale). In Tab.1 sono riassunte le caratteristiche fisiche del domo e la sua classificazione. Chiaramente, i dati si riferiscono alle sole osservazioni presentate qui.

Fig.2 - Ingrandimento del domo di Milichius dall’immagine delle 19:45 UT. Il cratere sommitale è completamente illuminato e l’ombra proiettata è di circa 7 pixel.

Tab.1 - Caratteristiche fisiche del domo Milichius p. I calcoli sull’altezza del domo sono stati eseguiti usando l’ALPO Tool kit di Harry Jamieson (versione DOS), mentre per i conteggi diretti dei pixel è stato usato Astroart 3.0.

Nella stessa immagine del domo Milichius p, ripresa alle 19:45 UT, sono ben visibili anche i domi in prossimità dei crateri Hortensius e Tobias Mayer. Di questi domi, ben sei presentano il craterino sommitale riconoscibile (sette con il domo Milichius). Fra i diametri della base dei domi (b) e dei craterini (c) esiste una relazione lineare stabilita da Head-Gifford ( c=0.16*b+0.52 in km ) che si può ritrovare anche in questa immagine (vedi Fig.3).

Fig.3 - La relazione fra diametro della base e del craterino centrale per i sette domi ripresi il 20 marzo 2005, c=0.15*b+1.6, molto simile a quella di Head-Gifford.

Bibliografia

AAVV, Basaltic Volcanism on the Terrestrial Planets, Pergamon Press, New York 1981.

AAVV, Conoscere e osservare la Luna, manuale Sezione Luna UAI (2002)

Ferri F., Domi lunari: morfologia, geologia e osservazione amatoriale, Astronomia, n.3 (2001).

Head J.W., Gifford A., Lunar Mare Domes: Classification and Modes of Origin, Moon and Planets, V.22, 235-258 (1980)

Rükl A., Atlas of the Moon, Kalmbach (1996)

Wood C.A., The Modern Moon, Sky Pub. Corp. (2003)