Luna. - Satellite della Terra, da cui probabilmente ha avuto origine per suddivisione della massa terrestre ancora fluida (v. Cosmogonia). Secondo la teoria dell'astronomo G. Darwin (figlio del naturalista Ch. Darwin), nei primi tempi la L. sarebbe stata molto vicina alla Terra e avrebbe compiuto la sua rivoluzione intorno a questa in sole cinque ore. Poi se ne sarebbe allontanata per effetto delle maree, ed anzi continuerebbe ancora ad allontanarsi, fino ad arrivare ad una distanza uguale a ca. una volta e mezza l'attuale, in cui compirà una rivoluzione in cinquantacinque giorni. Si dimostra che allora anche la Terra compirà una rotazione nello stesso tempo, onde alla fine il giorno ed il mese nare diverranno uguali a 55 giorni attuali. Probabilmente anche quando la L. si solidificò, la sua distanza era minore dell'attuale. Armellini anzi ha dimostrato che ciò spiegherebbe esattamente la forma lievemente ellissoidea allungata (simile ad uovo) del globo lunare. Attualmente la L. ruota intorno alla Terra da ponente a levante (senso diretto), lungo un'orbita ellittica, avente per fuoco il baricentro terrestre, ad una distanza media di 384.440 km., compiendo un giro in 27° 7' 43" 11".
Questo intervallo di tempo si chiama rivoluzione siderea, da non confondersi con la rivoluzione sinodica, che è il tempo che la L. impiega per tornare in congiunzione col Sole (intervallo tra due noviluni consecutivi = 20° 12' 44" 3') che determina la fasi lunari e le conseguenti feste mobili. Il punto dell'orbita lunare più vicino alla Terra si chiama perigee e dista 363.000 km.; il più lontano apogee e dista 406.000 km. La congiunzione di perigee con l'apogee si chiama linea degli abisidi e ruota sul piano dell'orbita lunare da ponente a levante in 8 anni e 310 giorni. Il piano dell'orbita lunare taglia il piano dell'elliptica lungo una linea detta linea dei nodi che ruota sul piano dell'elliptica da levante a ponente in 18 anni e 219 giorni. La L. ruota rivolgendo alla Terra sempre la stessa faccia, il che vuol dire che essa ruota intorno al proprio asse in un tempo uguale alla durata della rivoluzione siderea. Però, essendo l'orbita lunare di forma leggermente ellittica, per la legge delle aree (v. Kepler), la velocità di rivoluzione non è uniforme, mentre invece è uniforme quella di rotazione, onde il disco lunare sembra subire piccole oscillazioni (che gli astronomi chiamano librazioni in longitudine) mostrando e celando delle regioni presso i bordi per un'ampiezza di ca. 8°. Inoltre, essendo l'asse lunare di rotazione inclinato di 83° 30' sull'orbita della L. intorno alla Terra, si ha una librazione in latitudine per cui si scorrono ora l'uno, ora l'altro dei due poli lunari per una ampiezza di ca. 6°. E ancora per il fatto che l'osservatore è alla superficie, e non al centro della Terra, si ha una terza forma di oscillazione apparente, detta librazione diurna per un'ampiezza di ca. 1°. Tutte queste librazioni (scoperte da Galileo) fanno sì che si possa osservare ca. 6/10 della superficie lunare. Nel suo moto di rivoluzione intorno alla Terra, la L. si trova due volta allineata con la Terra stessa e col Sole: una volta in congiunzione (cioè tra il sole e la Terra) ed allora essa mostra la faccia in ombra e si ha il novilunio; mentre un'altra volta in oppo-sizione (e cioè dalla parte opposta al Sole) ed allora essa mostra la faccia illuminata e si ha il plenilunio. Si hanno invece le quadrature (cioè il primo e l'ultimo quarto) quando la congiunzione Terra-Sole forma un angolo retto con la congiunzione Terra-L. Se i noviluni od i pleniluni avvengono in vicinanza della linea dei nodi, vi può essere eclisse di Sole o di L.
Il diametro del globo lunare è di ca. 3470 km.; e cioè poco maggiore della quarta parte del diametro terrestre che è di ca. 12.700 km. La massa lunare risulta di ca. 1/81 della massa terrestre, onde la densità media della L. rispetto all'acqua risulta eguale a 3,33 ossia notevolmente inferiore alla densità terrestre che è uguale a 5,52. La gravità alla superficie della L. è ca. 1/6 della gravità alla superficie terrestre, onde un uomo del peso di 72 kg., peserebbe sulla superficie selenica ca. 12 kg. La L. non ha atmosfera, o ne ha tracce talmente minime da non potere essere messe in evidenza dai nostri strumenti. Ciò è mostrato al cannocchiale dalla assoluta mancanza di nubi, dalla nitidezza del rilievo lunare anche presso i bordi, dalla assoluta mancanza di fenomeni di rifrazione nelle eclissi di Sole, dalla sparizione istantanea senza cambiamento di colore delle stesse eventualmente occultate, ed infine dall'esame spettroscopico della luce riflessa dalla superficie lunare. Si ritiene però che la L., data la probabile comune origine con la Terra, abbia avuto inizialmente un'atmosfera simile alla terrestre, che però è andata presto dispersa nello spazio anche a causa della debole forza attrattiva del globo lunare. Ne consegue sopra la L. la mancanza di acqua, che altrimenti evaporerebbe formando un'atmosfera di vapore.
La L. riflette la luce del Sole, e le moderne ricerche fotometriche hanno precisato che la sua albedine (potere riflettente) è di ca. 0,07; e cioè che la L. piena riflette ca. il 7% della luce che riceve dal Sole. La luminosità diminuisce molto rapidamente con le fasi e al crescere dell'elongazione (distanza angolare della L. dal Sole) ciò che fa pensare ad una grande rugosità del suolo lunare. Si è trovato pure che la temperatura superficiale della L., esaminata con la pila termoelettrica posta al fuoco dei grandi telescopi, varia da ca. 80° sopra zero durante il giorno lunare, che ha la durata di mezza lungaione e cioè di 14 giorni terrestri, a ca. 200° sotto zero e forse anche meno durante la notte lunare. Questo forte salto di temperatura, si spiega ricordando che le rocce lunari sono esposte a 14 giorni di continua illuminazione solare non attenuata dallo schermo dell'atmosfera e a 14 giorni di notte, in cui l'irraggiamento del calore immagazzinato non è impedito da alcun ostacolo atmosferico; come pure ricordando che la notevole porosità della superficie del pianeta rende lenta la conduzione del calore assorbito, sia verso l'interno che verso l'esterno.
Esaminata ad occhio nudo o con piccoli cannocchiali, la L. mostra regioni chiare di un colore giallo citrino, dette Terre lunari; e regioni più oscure, di colore grigio che Galileo chiamò Mari lunari e che gli antichi ritenevano regioni meno dense, opinione confutata da Dante (cfr. segni bui in Dante, Paradiso, 11, 49 sg.).
La vicinanza alla Terra e l'assenza di atmosfera ha facilitato l'osservazione telescopica e fotografica della superficie lunare, che i moderni mezzi di indagine portano alla distanza di 50 km. ca. Ma bastano anche modesti cannocchiali per scorgere la forma scoscesa delle montagne lunari, la cui altezza è stata dedotta dall'ombra che esse proiettano ed è stata trovata in qualche caso fino a misurare 7600 metri ca. Ed anzi l'osservazione della superficie lunare appare oltremodo suggestiva, sia nella smagliante luminosità del plenilunio che ne fa splendere i crateri
minori come conche d'argento; sia nella luce radente del primo ed ultimo quarto che mette in evidenza le montagne ed i rilievi del suolo.
La topografia lunare appare molto diversa da quella terrestre, giacché scarseggiano le catene di montagne, mentre sono numerosissimi i cratemi, simili in parte ai cratemi vulcanici terrestri, ma estremamente più numerosi e più estesi e con caratteristiche diverse. Infatti, mentre i più grandi cratemi terrestri raramente superano i 12 km. di diametro, qualche cratere lunare supera i 200 km. Inoltre questi numerosissimi cratemi, spesso aggruppati e sovrapposti, hanno generalmente il fondo situato ad un livello inferiore a quello delle terre circostanti (contrariamente alla generalità dei vulcani terrestri), presentano molte volte un conetto centrale, ed anche più coni, sono cinti di un anello di rocce più o meno scoscese e mancano assolutamente di qualsiasi traccia di attività vulcanica. Anzi questi caratteri fanno dubitare parecchi astronomi sopra l'origine vulcanica dei cratemi lunari, che alcuni (come, p. es., l'astronomo americano J. J. See) credono invece prodotti dalla caduta di grandi meteoriti.
Le zone oscure della superficie lunare, denominate mari da Galileo, sono costituite probabilmente da grandi estensioni di lava raffreddata. Ciò venne confermato dalle ricerche eseguite all'Osservatorio di Roma, dove con una lunga serie di misure fotometriche si determinò l'albedine delle terre e dei mari lunari, e si trovò che mentre l'albedine delle terre era molto simile a quello del materiale vulcanico più leggero (pomice o trachite) l'albedine dei mari si poteva paragonare a quello delle lave basaltiche del Vesuvio. Più tardi l'astronomo russo Barabascheff trovò che anche l'angolo di polarizzazione delle rocce costituenti i mari lunari era quasi uguale a quello delle lave e dei basalti ciò che conferma la nostra opinione. Deve notarsi però che queste distese di lava raffreddata appaiono solcite da profondi crepacci dovuti probabilmente a fenomeni di contrazione. Inoltre da alcuni cratemi lunari partono spesso delle striature che si estendono a grande distanza, formando una specie di raggera. Caratteristica è la raggera di strie partenti dal cratere di Tycho, presso il polo nord lunare, che può scorgersi osservando la L. piena anche con un semplice binocolo.
Sulla superficie lunare non è stata mai notata alcuna manifestazione di vita animale o vegetale, che del resto sarebbe impossibile per la mancanza di acqua e di atmosfera e per i fortissimi sbalzi di temperatura.
Esistono vari attenti riproducenti l'aspetto della superficie lunare, sia in disegno libero che in fotografia. Uno dei primi astronomi che disegnò una carta della L. fu Hevel di Danzica, il quale dette ai mari lunari nomi tratti dalla credenza che la L. influisse sulle condizioni meteorologiche e su altri fatti. Si hanno così sulla L. il Mare Serenitatis, il Mare Tranquillitatis, il Mare Imbrium, ecc. Ai cratemi lunari furono posti dal p. Riccioli nomi di grandi astronomi e filosofi: Aristotele, Platone, Copernico, Tycho, ecc. Alle poche catene di montagne sono stati dati nomi tratti dalla orografia terrestre: si hanno così sopra la L. la catena degli Appennini, delle Alpi, ecc.
Oggi le migliori carte lunari, eseguite visualmente col cannocchiale, sono quelle di Schmidt dell'Osservatorio di Atene e quelle più antiche degli astronomi tedeschi Beer e Maedler. Tra i moderni attenti fotografici lunari, il più importante è forse quello dell'Osservatorio di Parigi dovuto a Loewy ed a Puiseux ed a cui può aggiungersi quello dell'Osservatorio di Lick. Presentemente si sta cercando di eseguire un atlante della L. con fotografie colorate, in modo da riprodurre esattamente le tinte delle diverse regioni lunar
i. I tentativi fin qui eseguiti, per mezzo di filtri di luce di diverso colore, sembrano piuttosto incrociati
Vedi tav. CXVII.