Porto Cesareo, Lecce - malachia

PUBBLICATO DA: 

Associazione Naturalistica Malachia (A.N.M.) 

Registrata presso A.E. Roma in data 11/01/2012 

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DIRETTORE RESPONSABILE: Domenico Ramazzotti 

VICE DIRETTORE RESPONSABILE: Raffaele Petrone 

RESPONSABILE COMITATO SCIENTIFICO: 

Malacologia: Edoardo Perna 

Astronomia: Roberto Mura 

Pubblicazione semestrale: 

Anno I numero 1 – 2012 

Copertina AcherontiaLab 

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Le versioni cartacee vanno richieste a redazione@malachia.it 

Supplementi ed allegati: 

serie 

I Quaderni di Malachia

Indice 

DANIELE TRONO. La malacofauna dell’Insenatura La Strea (Porto Cesareo, Lecce)…………….…2 

RAFFAELE PETRONE. Micromolluschi delle Filippine - Parte I. …...……………………………….18 

CLAUDIO FANELLI. Un sito al giorno leva il ... dubbio di torno…………………………………….27 

ROBERTO MURA. La storia geologica della Luna…………………………………………………...43 

Il Notiziario di Malachia A. I n. 1 - 2012 

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La malacofauna dell’Insenatura La Strea 

(Porto Cesareo, Lecce) 

Daniele Trono 

Parole Chiave: Molluschi, checklist, La Strea, Mar Ionio 

Riassunto 

Ricevuto 20/06/2012 

Accettato 01/07/2012 

Viene fornito un elenco delle specie di molluschi viventi all’interno dell’insenatura de La Strea, 

a Porto Cesareo (LE), dando una descrizione dell’ambiente e delle biocenosi presenti. I dati 

provengono dalla letteratura e da ricerche dell’Autore. 

Introduzione 

L’insenatura de La Strea si affaccia sul Golfo di Taranto, Mar Ionio; occupa la parte di costa a 

Sud Est del centro abitato di Porto Cesareo (LE). È limitata nell’entroterra dalla linea di costa che, 

spostandosi verso Sud, va da P. Cesareo a S. Isidoro (LE), verso il mare da una lingua di terra lunga 

circa 1.5 Km, denominata penisola de La Strea. La comunicazione con il mare è assicurata da 

un’apertura, posta tra l’estremo lembo della suddetta penisola e l’isolotto detto “Lo Scoglio” (su cui 

sorge un ristorante), prospiciente il centro abitato di P. Cesareo. La profondità media è di 1.35 m, 

con punte di 2 m. 

Le biocenosi presenti sono essenzialmente cinque: biocenosi fotofile infralitorali di substrato 

duro e prateria di Posidonia oceanica nella parte esterna della penisola de La Strea; prateria mista a 

Caulerpa e Cymodocea nella parte centrale e nella zona compresa tra il fondo dell’insenatura e il 

centro abitato, con popolamenti nitrofili di substrato duro nella parte ad esso immediatamente 

prospiciente; associazioni fotofile e termofile di substrato duro e mobile, quest’ultimo caratterizzato 

da una bassa granulometria, dovuta al limitato idrodinamismo presente in questa zona (AA.VV., 

1988). 

Una ricerca promossa dalla Regione Puglia e commissionata alle Università di Lecce, Modena e 

Pisa (AA.VV., 1988) ha investigato vari parametri, sia abiotici (temperatura, salinità, ossigeno 

disciolto, etc), sia biotici (plancton e benthos), 

dimostrando che l’insenatura de La Strea non 

presenta caratteristiche proprie di una laguna. 

Nonostante ciò la presenza di polle di acqua dolce, il 

limitato idrodinamismo e la scarsa comunicazione 

con il mare, fanno sì che, almeno la zona più interna, 

presenti caratteristiche particolari. Questo è 

testimoniato dalla presenza di tre organismi, un’alga, 

Anadyomene stellata (Agardh, 1823), un porifero, 

Geodia cydonium O. F. Mueller, 1798, e 

Foto 1: Holoturia impatiens

un’echinoderma, Holoturia impatiens (Forskaal, 1775), specie termofile ad affinità subtropicale 

(Parenzan P., 1983). (Foto1-4) 

Foto 2: Holoturia impatiens 

Foto 3: Anadiomene stellata 


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Foto 4: Associazione tra Holuturia impatiens e Anadiomene stellata. 

Dal 1997, anno di istituzione dell’Area Marina Protetta di Porto Cesareo (D.M. 12 dicembre 

1997), l’area esterna la penisola, quella che si affaccia sul mare aperto, è zona A della suddetta 

AMP, mentre l’insenatura oggetto del presente lavoro è stata esclusa da tale protezione per l’intenso 

traffico diportuale dovuto alla presenza di tre darsene. 

L’accesso da terra sulla penisola è disagevole ma, nonostante ciò, la presenza umana è massiccia 

in special modo nel periodo estivo. Dal 2006 la penisola de La Strea fa parte della Riserva Naturale 

Orientata “Palude del Conte e Duna Costiera – Porto Cesareo”, istituita con legge regionale della 

Regione Puglia 15 marzo 2006, n. 5. Tale legge istituisce in realtà una zona protetta terrestre ma, 

grazie a questa misura, è stato interdetto l’accesso alla penisola, salvaguardando quindi 

indirettamente anche la costa. È quindi particolarmente importante conoscere la consistenza delle 

popolazioni malacologiche al fine di verificare nel tempo le variazioni quali-quantitative che 

eventualmente possono verificarsi, soprattutto considerando l’importanza che i molluschi ricoprono 

come indicatori della salute delle biocenosi. 

Materiali e metodi 

La ricerca si è svolta nell’arco di circa 10 anni, dal 1995 al 2005 in modo non sistematico, con 

raccolta di detrito, spiaggiato e campionato a varie profondità e in diverse zone, lavaggio di alghe e 

immersioni in apnea e con autorespiratore. 

Si è inoltre tenuto conto delle specie raccolte dalla già citata campagna promossa dalla Regione 

Puglia (AA.VV., 1988), e da Parenzan (1984).

Per quanto riguarda la sistematica si è seguito il CLEMAM. 

Discussione 

Come detto, da circa tre anni la penisola de La Strea è riserva naturale, anche se solo da un anno 

sono state fattivamente prese misure atte ad interdire completamente l’accesso ed è stata apposta 

l’opportuna segnaletica. 

Appare quindi importante segnare un punto zero per verificare, negli anni, l’efficacia della tutela 

sulle popolazioni di molluschi presenti. 

In Tab. 1 sono comprese tutte le specie fino ad ora rinvenute nell’insenatura da Parenzan (1984), 

AA. VV. (1988) e dall’Autore; sono riportate la specie, la fonte, l’abbondanza relativa e 

l’indicazione degli esemplari rinvenuti viventi. Per quanto riguarda l’abbondanza essa è ricavata 

solo dall’incrocio dei dati personali dell’Autore con quelli di Cinelli et al., in quanto Parenzan 

(1984) non riporta dati di frequenza. 

La parte più interna dell’insenatura è soggetta a fenomeni estremi di marea, con momenti di 

totale emersione (Foto 5 e 6) in relazione alle basse maree ed è interessata da risorgive di acqua 

Foto 5: Durante la bassa marea la parte più interna dell’insenatura rimane emersa. 


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Foto 6: Durante la bassa marea la parte più interna dell’insenatura rimane emersa 

dolce, quindi gli organismi presenti sono caratterizzati da spiccate caratteristiche di euritermia ed 

eurialinità. In questa zona è dominante Cerastoderma glaucum (Poiret, 1789), raccolto 

massicciamente a scopo alimentare; nelle polle di acqua dolce (Foto 7)

Foto 7: Salicornieto con polle di acqua sorgiva. 

è abbondante Potamides conicus (Blainville, 1829) e sulle rocce litorali sono presenti in gran 

numero Cerithium lividulum Risso, 1826 e Osilinus articulatus (Lamarck, 1822) (Foto 8 e 9). 

Foto 8 e 9: Osilinus articulatus e Cerithium lividulum. 


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In condizioni normali di marea C. lividulum colonizza i primi centimetri di acqua, adagiato sul 

fondo sabbioso in centinaia di esemplari, O. articulatus occupa il suo abituale habitat, sulle rocce 

all’interfaccia aria-acqua; durante i frequenti abbassamenti del livello dell’acqua C. lividulum ha un 

comportamento peculiare: raggiunge O. articulatus condividendone l’habitat, forse cercando 

l’umidità residua delle nicchie negli scogli e del tappeto algale. 

A partire dalla zona centrale l’insenatura perde le caratteristiche lagunari grazie all’abbondante 

ricambio assicurato dall’ampia comunicazione con il mare aperto. In tale zona dominanti sono 

Tapes decussatus (Linnè, 1758) e Paphia aurea (Gmelin, 1791) con numerosi individui per metro 

quadro. 

Nella parte centrale dell’insenatura si rinviene Cerithium vulgatum Bruguiere, 1792 nella forma 

peculiare delle lagune (foto 10, 11 e 12). 

Foto 10, 11 e 12: Cerithium vulgatum

Posizione geografica di Porto Cesareo e dell’Insenatura La Strea (Foto satellitari da Google Map). 


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Conclusioni 

Parenzan (1984) segnala 114 specie rinvenute nell’insenatura. Rimangono dubbi sulla 

segnalazione di Siphonium afrum (Gmelin, 1791) di cui lo stesso Parenzan (1970) fornisce questa 

descrizione: “Minuscolo vermetide, di 5 mm di apertura, noto per il mare dell’Africa occidentale 

fino al Gabon. Repertato sulla Costa Neretina (det. Nordsieck). Una costola prominente e molte 

strie longitudinali. Linee di accrescimento ondulate”. 

AA.VV. (1988) durante i campionamenti necessari alla loro indagine rinvengono 47 specie. 

Strana la segnalazione di Caecum glabrum (Montagu, 1803), molto probabilmente confuso con 

Caecum armoricum De Folin, 1869 (Panetta, 1980). 

Questa breve nota permette di portare il numero di specie viventi all’interno dell’insenatura a 

201, cui vanno eventualmente aggiunte alcuni cefalopodi di cui non si hanno a disposizione dati. 

Questo numero rappresenta circa il 26 % delle specie viventi nel Salento (Trono & Macrì, in 

lav.), ed è un dato considerevole, tenendo conto della limitatezza dell’area oggetto della ricerca e, 

conseguentemente, delle poche biocenosi presenti. 

Checklist 

Specie Fonte Frequenza 

PATELLIDAE 

Patella caerulea Linné, 1758 1 C 

Patella ulyssiponensis Gmelin, 1791 

FISSURELLIDAE 

1,2 C 

Diodora gibberula (Lamarck, 1822) 1,2 C 

Diodora italica (Defrance, 1820) 1 R 

Fissurella nubecula (Linné, 1758) 

HALIOTIDAE 

1 R 

Haliotis tuberculata tuberculata Linné, 1758 

TURBINIDAE 

1,2 C 

Bolma rugosa (Linneo, 1767) 1,2 R 

Homalopoma sanguineum (Linné, 1758) 

PHASIANELLIDAE 

1 R 

Tricolia tenuis (Michaud, 1829) 

TROCHIDAE 

1,3 R 

Clanculus corallinus (Gmelin, 1791) 1 C 

Clanculus cruciatus (Linné, 1758) 1 C 

Clanculus jussieui (Payraudeau, 1826) 1 R 

Gibbula adansonii adansonii (Payraudeau, 1826) 1,2 A 

Gibbula ardens (Von Salis, 1793) 1,2 C 

Gibbula divaricata (Linné, 1758) 1 PC 

Gibbula guttadauri (Philippi, 1836) 2 

Gibbula philberti (Récluz, 1843) 1 PC 

Gibbula racketti (Payraudeau, 1826) 1 PC 

Gibbula umbilicaris nebulosa (Philippi, 1848) 1 C 

Gibbula varia (Linné, 1758) 1 C 

Jujubinus exasperatus (Pennant, 1777) 2 

Jujubinus striatus striatus (Linné, 1758) 1 A 

Osilinus articulatus Lamarck, 1822 1 A 

Osilinus turbinatus (Von Born, 1778) 1 PC 


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CALLIOSTOMATIDAE 

Calliostoma laugieri (Payraudeau, 1826) 1 PC 

NERITIDAE 

Smaragdia viridis (Linné, 1758) 1,2 A 

RISSOIDAE 

Rissoa decorata Philippi, 1846 1 R 

Rissoa guerini Récluz, 1843 1,2 C 

Rissoa labiosa (Motagu, 1803) 1 R 

Rissoa similis Scacchi, 1836 1 C 

Rissoa variabilis (Von Muehlfeldt, 1824) 1 C 

Rissoa violacea Récluz, 1843 1,2 C 

Alvania cancellata (Da Costa, 1778) 1 C 

Alvania cimex (Linné, 1758) 1,2 R 

Alvania discors (Allan, 1818) 1 A 

Alvania hirta Monterosato, 1884 1 C 

Alvania lactea (Michaud, 1832) 1 PC 

Alvania lineata Risso, 1826 1 PC 

Alvania mamillata Risso, 1826 1 C 

Pusillina lineolata (Michaud, 1832) 1 PC 

BARLEEIDAE 

Barleia unifasciata (Montagu, 1803) 1 A 

CAECIDAE 

Caecum auriculatum De Folin, 1868 3 R 

Caecum trachea (Montagu, 1803) 3 PC 

Caecum glabrum (Montagu, 1803) 3 R 

HYDROBIIDAE 

Hydrobia acuta (Draparnaud, 1805) 1 

TORNIDAE 

Tornus subcarinatus (Montagu, 1803) 1,3 R 

CERITHIIDAE 

Bittium lacteum (Philippi, 1836) 1 

Bittium reticulatum (Da Costa, 1778) 1,2 A 

Cerithium lividulum Risso, 1826 1,2 A 

Cerithium vulgatum Bruguière, 1792 1,2 C 

POTAMIDIDAE 

Potamides conicus (de Blainville 1829) 1 A 

VERMETIDAE 

Petaloconchus glomeratus (Linné, 1758) 1,2 R 

Serpulorbis arenaria (Linné, 1767) 2 

Vermetus semisurrectus Bivona Ant., 1832 1 R 

Vermetus sp. 2 

Siphonium afrum (Gmelin, 1791) 2 

LITTORINIDAE 

Melaraphe neritoides (Linné, 1758) 1,2 A 

TRUNCATELLIDAE 

Truncatella subcylindrica (Linné, 1767) 1 A 

FOSSARIDAE 

Fossarus ambiguus (Linné, 1758) 1 R 

CYPRAEIDAE

Luria lurida (Linné, 1758) 1,2 PC 

TRIVIIDAE 

Trivia pulex (Solander in Gray, 1828) 1 PC 

NATICIDAE 

Espira guillemini (Payraudeau, 1826) 1,2,3 R 

Natica hebraea (Martyn, 1784) 1,2 PC 

Natica stercusmuscarum (Gmelin, 1791) 1,2,3 PC 

Neverita josephinia Risso, 1826 3 R 

Tectonatica rizzae (Philippi, 1844) 3 R 

CERITHIOPSIDAE 

Cerithiopsis minima (Brusina, 1865) 3 R 

TRIPHORIDAE 

Monophorus perversus (Linné, 1758) 2 

EPITONIIDAE 

Epitonium commune (Lamarck, 1822) 1 R 

Epitonium pulchellum (Bivona Ant., 1832) 1 R 

Gyroscala lamellosa (Lamarck, 1822) 2 

MURICIDAE 

Bolinus brandaris (Linné, 1758) 1,2,3 C 

Dermomurex scalaroides (Blainville, 1829) 2 

Hexaplex trunculus (Linné, 1758) 1,2 A 

Muricopsis cristata (Brocchi, 1814) 1,2 R 

Ocinebrina aciculata (Lamarck, 1822) 2 

Ocinebrina edwardsii (Payraudeau, 1826) 1,2 PC 

Orania fusulus (Brocchi, 1814) 2 

Typhinellus labiatus (Cristofori & Jan, 1832) 1 R 

CORALLIOPHILIDAE 

Coralliophila meyendorffii (Calcara, 1845) 1 R 

BUCCINIDAE 

Engina leucozona (Philippi, 1843) 1 R 

Pisania striata (Gmelin, 1791) 1,2 C 

Pollia dorbignyi (Payraudeau, 1826) 1,2 PC 

BUCCINIDAE 

Euthria cornea (Linné, 1758) 1,2 PC 

Colubraria reticulata (Blainville, 1826) 1 R 

COLUMBELLIDAE 

Columbella rustica (Linné, 1758) 1,2 A 

Mitrella minor (Scacchi, 1836) 1 PC 

Mitrella scripta (Linné, 1758) 2 

NASSARIIDAE 

Cyclope neritea (Linné, 1758) 1,2 A 

Cyclope pellucida Risso, 1826 1,2 A 

Nassarius corniculus (Olivi, 1792) 2 

Nassarius cuvierii (Payraudeau, 1826) 1,2 A 

Nassarius incrassatus (Stroem, 1768) 1,2 A 

Nassarius mutabilis (Linné, 1758) 1,2,3 C 

Nassarius nitidus (Jeffreys, 1867) 1 C 

Nassarius unifasciatus (Kiener, 1835) 2 

FASCIOLARIIDAE 


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Fasciolaria lignaria (Linné, 1758) 1,2 R 

Fusinus syracusanus (Linné, 1758) 1,2 R 

CYSTISCIDAE 

Gibberula miliaria (Linné, 1758) 1,2 C 

Gibberula philippi (Monterosato, 1878) 1,3 C 

Granulina boucheti Gofas, 1992 1 C 

Granulina marginata (Bivona, 1832) 2,3 R 

MARGINELLIDAE 

Volvarina mitrella (Risso, 1826) 2 

MITRIDAE 

Mitra cornicula (Linné, 1758) 1,2 PC 

COSTELLARIIDAE 

Vexillum ebenus (Lamarck, 1811) 1,2 PC 

Vexillum littorale (Forbes, 1844) 1 R 

Vexillum tricolor (Gmelin, 1790) 1 PC 

TURRIDAE 

Haedropleura septangularis (Montagu, 1803) 2 R 

CONIDAE 

Bela laevigata (Philippi, 1836) 1,3 R 

Bela menkhorsti Van Aartsen, 1988 2,3 R 

Conus mediterraneus Hwass in Bruguière, 1792 1,2,3 C 

Mangelia multilineolata (Deshayes, 1835) 1 PC 

Mangelia taeniata (Deshayes, 1835) 1,3 R 

Mangelia unifasciata (Deshayes, 1835) 1,3 R 

Mangelia vauquelini (Payraudeau, 1826) 1 C 

Raphitoma concinna (Scacchi 1836) 3 R 

Raphitoma echinata (Brocchi, 1814) 2 

Raphitoma linearis (Montagu, 1803) 1 PC 

PYRAMIDELLIDAE 

Odostomia turriculata Monterosato, 1869 1 R 

ACTEONIDAE 

Acteon tornatilis (Linné, 1758) 2 

RINGICULIDAE 

Ringicula conformis Monterosato, 1877 1,2 PC 

BULLIDAE 

Bulla striata Bruguière, 1792 1,2,3 C 

RETUSIDAE 

Cylichnina umbilicata (Montagu, 1803) 1,3 R 

Retusa leptoeneilema (Brusina, 1866) 1 R 

Retusa mammillata (Philippi, 1836) 3 R 

Retusa truncatula (Bruguière, 1792) 1,2 

Volvulella acuminata (Bruguière, 1792) 3 R 

APLYSIIDAE 

Aplysia sp. 2 

NOTARCHIDAE 

Notarchus punctatus Philippi 1836 1 R 

ELLOBIIDAE 

Auriculinella bidentata (Montagu, 1808) 1 R 

Ovatella firmini (Payraudeau, 1826) 1 R

Myosotella myosotis (Draparnaud, 1801) 1 R 

TRIMUSCULIDAE 

Trimusculus mammillaris (Linné, 1758) 1 PC 

BIVALVIA 

NUCULIDAE 

Nucula nucleus (Linné, 1758) 2 

NUCULANIDAE 

Nuculana pella (Linné, 1758) 1 R 

ARCIDAE 

Arca noae (Linné, 1758) 1,2 PC 

NOETIDAE 

Striarca lactea (Linné, 1758) 1,2,3 R 

GLYCYMERIDIDAE 

Glycymeris glycymeris (Linné, 1758) 1,2,3 R 

MYTILIDAE 

Lithophaga lithophaga (Linné, 1758) 1 R 

Modiolus barbatus (Linné, 1758) 1,2 R 

Mytilaster solidus Monterosato, 1872 ex Martin H. ms. 1 C 

Mytilus galloprovincialis Lamarck, 1819 1 R 

PINNIDAE 

Pinna nobilis (Linné, 1758) 1,2 A 

LIMIDAE 

Lima hians (Gmelin, 1791) 2 

Lima lima (Linné, 1758) 1 PC 

OSTREIDAE 

Ostrea edulis (Linné, 1758) 1,2 C 

PECTINIDAE 

Chlamys glabra (Linné, 1758) 1,2 C 

Chlamys varia (Linné, 1758) 1,2 PC 

ANOMIIDAE 

Anomia ephippium (Linné, 1758) 1,2 PC 

LUCINIDAE 

Ctena decussata (Costa O.G., 1829) 1,2,3 PC 

Loripes lacteus (Linné 1758) 1,2,3 A 

Lucinella divaricata (Linné, 1758) 2,3 C 

CARDITIDAE 

Cardita calyculata (Linné, 1758) 1 PC 

Glans trapezia (Linné, 1758) 2 

Venericardia antiquata (Linné, 1758) 1,2,3 C 

KELLIIDAE 

Bornia sebetia (Costa O.G., 1829) 1,2,3 R 

Kellia suborbicularis (Montagu, 1803) 3 R 

LASAEIDAE 

Hemilepton nitidum (Turton, 1822) 3 R 

MONTACUTIDAE 

Tellimya ferruginosa (Montagu, 1808) 3 R 

Mysella bidentata (Montagu, 1803) 3 R 

ASTARTIDAE 

Goodallia triangularis (Montagu, 1803) 3 A 


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CARDIIDAE 

Acanthocardia paucicostata (Sowerby G.B. II, 1841) 1 R 

Acanthocardia tuberculata (Linné, 1758) 1,2 A 

CARDIIDAE 1 R 

Cerastoderma glaucum (Linné, 1758) 1,2 A 

Parvicardium exiguum (Gmelin, 1791) 1,2 R 

Parvicardium minimum (Philippi, 1836) 3 R 

Parvicardius scriptum ((Bucquoy, Dautzenberg & Dollfus, 1892) 1 R 

Papillicardium papillosum (Poli, 1795) 2 

MACTRIDAE 

Mactra stultorum (Linné, 1758) 1 PC 

Spisula subtruncata (Da Costa, 1778) 1,2,3 PC 

TELLINIDAE 

Gastrana fragilis (Linné, 1767) 2 

Tellina balaustina (Linné, 1758) 1 PC 

Tellina distorta Poli, 1791 1,3 R 

Tellina donacina (Linné, 1767) 3 C 

Tellina fabula Gmelin, 1791 2 

Tellina incarnata (Linné, 1761) 1,2 C 

Tellina planata (Linné, 1767) 1,2 C 

Tellina tenuis Da Costa, 1778 2 

SCROBICULARIIDAE 

Scrobicularia cottardi (Payraudeau, 1826) 1,2 R 

SEMELIDAE 

Abra alba (Wood W., 1802) 2 

PSAMMOBIIDAE 

Psammobia depressa (Pennant, 1777) 1 R 

Psammobia fervensis (Gmelin, 1791) 1,3 R 

SOLECURTIDAE 

Solecurtus strigilatus (Linné, 1767) 1,2 C 

DONACIDAE 

Capsella variegata (Gmelin 1791) 3 R 

Donax semistriatus Poli, 1795 1,2 R 

Donax venustus Poli, 1795 1 R 

VENERIDAE 

Callista chione (Linné, 1758) 1 A 

Chamelea gallina (Linné, 1758) 1,3 C 

Dosinia lupinus (Linné, 1758) 1,3 PC 

Gouldia minima (Montagu, 1803) 1,2,3 PC 

Irus irus (Linné, 1758) 1,2,3 R 

Venerupis aurea (Gmelin 1791) 1,2 A 

Venerupis senegalensis (Gmelin 1791) 1,2 C 

Tapes decussatus (Linné, 1758) 1,2 A 

Venus verrucosa Linné, 1758 1,2 A 

PETRICOLIDAE 

Mysia undata (Pennant, 1777) 2 

Petricola lajonkairii (Payraudeau, 1826) 1 R 

Petricola lithophaga (Retzius, 1786) 1 R 

CORBULIDAE

Corbula gibba (Olivi, 1792) 3 PC 

HIATELLIDAE 

Hiatella arctica (Linné, 1767) 1 R 

THRACIIDAE 

Thracia papyracea (Poli, 1791) 1 R 

Legenda: 1: Coll. Trono; 2: Parenzan, 1985; 3: AA. VV., 1988 R: rara 1-3 es; PC: 4-10 es.; C: 

11-20 es; A: > 20 es 

Le specie in grassetto sono state rinvenute viventi. 

Ringraziamenti 

Ringrazio Italo Nofroni e il Dott. Paolo D’Ambrosio (Direttore della AMP Porto Cesareo) per le utili 

informazioni e Domenico Ramazzotti per la composizione delle tavole. 

Bibliografia 

AA.VV., .Studio Ecologico dell’area marina di Porto Cesareo. Congedo Editore. 138 pp. 

CLEMAM (Check List of European Marine Mollusca); 

URL: www.somali.asso.fr/clemam/index.php 

Panetta P., 1980. La famiglia Caecidae nel Mediterraneo. Bollettino Malacologico, 16 (7-8): 277- 

300 

Parenzan P., 1970. Carta d’identità delle conchiglie del Mediterraneo. Vol. 1 Gasteropodi. Bios 

Taras, Taranto. 283 pp. 

Parenzan P., 1984. L’insenatura della Strea di Porto Cesareo. Thalassia Salentina, 14: 28-38 

Trono D. & Macrì G.. Trono, 2006: errata corrige e nuovi dati. In stampa. 


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Introduzione: 

Micro conchiglie delle Filippine 

Parte I 

Raffaele Petrone 

Ricevuto il 10/07/2012 

Approvato il 15/07/2012 

Questo è il primo dei lavori dove tratterò varie specie di piccole dimensioni che riguardano 

alcune famiglie, quali Rissoidae, Turridae, Columbellidae, Triphoridae, ecc. Non è un lavoro 

scientifico basato sullo studio del mollusco della radula o del DNA, anche perché non ho ne le 

competenze ne gli strumenti adatti per questo tipo di studio. Mi limito a descrivere (anche attraverso 

lavori già esistenti) e fare delle osservazioni per rendere più facile la determinazione di queste 

micro conchiglie, quindi lo scopo è di far meglio conoscere queste piccole e affascinanti conchiglie 

attraverso una più chiara trattazione correlata da fotografie perlomeno corrispondenti alla 

descrizione (visto che con l’avvento di internet si è creato un po’ di confusione). 

Sto esaminando centinaia di micro conchiglie di conseguenza descriverò quelle che prima 

riuscirò a classificare. Non prenderò in esame una famiglia per volta ma diverse famiglie, partendo 

da quelle di più facile determinazione. Questo lavoro si è realizzarlo grazie all’amico Luciano 

Petruccioli, che tornato dalle Filippine, mi ha fornito le conchiglie per lo studio. 

Il materiale è stato dragato dai pescatori locali a circa 50 metri di profondità, a largo di 

Aliguay una piccolissima isola al centro delle Filippine (vedi foto) 

purtroppo non è stato possibile sapere su quali sedimenti è stato raccolto, Aliguay comunque è un 

isola con spiagge sabbiose, e fondale corallino. 

Superfamiglia: Conoidea 

Famiglia: Raphitomidae Genere: Microdaphne McLean, 1971 

Microdaphne morrisoni Rehder, 1980 

OIotipo: USNM 758.390 [Raroia, Tuamotus] 

Conchiglia: piccola 2 - 3 mm di altezza, elongata e fusiforme con i giri a spalla angolata, e una 

serie di noduli spinosi su tutta la superficie della teleoconca.

Protoconca: di un giro e mezzo papillata di color marroncina; a forte ingrandimento si osservano 

circa 8 cordoncini spirali intersecate da numerose costolature assiali che formano una reticolatura 

quadrangolare. 

(Protoconca dell’olotipo) 

Teloconca: formata da sei giri convessi con sutura distinta, con costole assiali e cordini spirali che 

formano una scultura clatrata spinosa, tre serie di spine per ogni giro di cui la prima più grande e la 

seconda e terza più piccole distanti dalla prima. 

Il colore varia dal giallo vitreo al grigio bianco con occasionalmente delle macchie sparse rostrate, e 

la riga periferica di spine spesso bianca opaco. 

Il seno del labbro esterno dietro la sutura è come una U profonda e arrotondata, con una forte 

varice spinosa dietro il bordo. Nel labbro interno sono visibili 6 dentelli; il canale anteriore è 

moderatamente lungo. 

Distribuzione: conosciuta dalle Isole Tuamotus alle Filippine, non troppo comune 

Discussione: Conchiglia spesso confusa con Microdaphne trichodes Dall, 1919 (vedi bibliografia) 

che è specie simile, dalla quale si differenzia per la protoconca, per il giro della spalla meno 

angolata e dalle spine meno pronunciate. La distribuzione dovrebbe essere ridotta dal Sud della 

California alle Galapagos. 


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Superfamiglia: Conoidea 

Famiglia: Horaiclavidae Genere: Carinapex Dall, 1924 

Carinapex minutissima (Garrett, 1873) 

Sinonimo: Drillia minutissima Garrett, 1873 

Conchiglia: di 3 mm, clavifore minuta, solida, spira con andamento rettilineo moderatamente alta, 

di colore marroncino percossa da noduli. 

Protoconca: è molto grande con 3 giri e mezzo con apice liscio e bombato. La scultura è di due 

spire distanti con granuli ravvicinati. 

Teloconca: di 4 giri con costole assiali arrotondate e divise in due noduli da un solco profondo. I 

noduli apicali sono generalmente arrotondati, mentre quelli sub-apicali sono più allungati inoltre i 

noduli apicali spesso non sono in ordine nella spirale, si notano 4 cordoni spirali alla base della 

columella. 

Il seno è profondo posto sotto un callo parietale sub suturale massiccio, apertura stretta e ovale il 

labbro esterno è sottile e internamente non ci sono dentelli.

L’opercolo è a forma di foglia con nucleo apicale. 

Distribuzione: Pacifico, dalle Filippine alle isole Marchesi, comune 

Discussione: I campioni delle Filippine sembrano essere più grandi di quelli delle Isole Marchesi. 

Specie affine è Carinapex papillosus (Garrett, 1873) che sarà descritto prossimamente. 

Carinapex minutissima 


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Superfamiglia: Triphoroidea 

Famiglia: Triphoridae Gray, 1847 Subfamiglia: Triphorinae Gray, 1847 

Sinonimi: Mastonia triticea auct. 

Triphoris triticea Pease, 1861 

Triphoris crassula Martens, 1880 

OIotipo: B.M.(N.H.) Reg. N° 1962844 

Genere: Opimaphora Laseron, 1958 

Opimaphora triticea (Pease, 1861) 

Descrizione originale: “Shell minute, fusiformly ovate, ornamented throughout by spiral rows of 

regular-sized granules; aperture oval and in a line with the axial of the shell, lip slightly recurved 

and thickened (plicate on the inner side?); canal posterior, enclosed, tubular. Color dark purplishred, 

granules dusky white.” 

Descrizione: 

Conchiglia: di 3 mm, fusiforme, spesso di forma pupoidale come una botticella allungata. La 

colorazione di fondo è bruno-rossastro con le perline circolari blue – bianco e le spirali apicali 

bianche. 

Protoconca: di 3 giri e mezzo di colore marrone chiaro bicarinata ornata da linee assiali, apice 

liscio . 

Teloconca: di 8 giri circa; tre o quattro rigonfi, di colore marrone scuro ornati da due cordoni di 

granuli spirali papillati (perline circolari) blue –bianco, solo l’ultimo ne ha tre ; queste perline sono 

unite da un cordoncino assiale; il resto dei giri apicali sono bianchi; sutura superficiale e indistinta. 

Due cordoni basali il primo granulato il secondo liscio. 

Apertura subcircolare, il canale anteriore è chiuso corto e tubolare ricurvo posteriormente; cordoni 

soprannumerari dietro il peristoma

Distribuzione: Hawaii, Chrismas Is., Australia, Fiji, Taiwan, Okinawa, Amami of Japan, Filippine 

Opimaphora triticea 

Superfamiglia: Rissoidea 

Famiglia: Rissoidae Gray, 1847 Subfamiglia: Rissoininae Gray, 1847 

Genere: Rissoina Laseron, 1958 


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Rissoina (Apataxia) cerithiiformis Tryon, 1887 

Sinonimi: 

Rissoina erythraea Philippi, 1851 

Rissoa strigillata Gould, 1861 

Rissoina costulata Pease, 1868 (ANSP, MCZ) 

Rissoina seguenziana Issel, 1869 

Rissoina balteata Pease, 1869 Am.Journ. Conchology. V. 5 p. 72 

Rissoa cerithiiformis Tryon, 1887 

Rissoina cerithiiformis (Dunker in Schmeltz, 1861) nome nudum (HUM) 

Rissoina miltozona Tomlin, 1915Journ. Conchology. V. 14 p. 321 (BMNH) (fi.3) 

Rissoina harperi Dautzenberg&Bouge, 1933 

Apataxia erecta Laseron, 1956specie tipo (AMS) 

Apataxia eripona Laseron, 1956 (AMS) 

Conchiglia: 3 mm di altezza piccola e sottile con spire e fianchi quasi piatti. Colore di fondo bianco, 

con tutti i giri ornati da una banda gialla o arancio-bruno immediatamente al di sopra della sutura 

Protoconca: di due giri e mezzo apparentemente lisce, ma a forte ingrandimento si vedono 7-8 

giri di cordoncini finemente papillati, apice liscio 

Teloconca: circa sette spire quasi piatte con sutura strettamente canalizzata, scolpite da robuste 

coste assiali (circa 19 sull’ultimo giro), ortocline (con interspazi leggermente più grandi) intersecate 

da 4 larghe coste spirali divise da un fine solco, queste coste spirali sono a loro volta finemente 

striate, il tutto da luogo a un disegno di noduli allungati ma non ben definiti . Le coste assiali e 

spirali raggiungono la columella. 

Apertura piccola, lenticolare con tre (raramente quattro o cinque denti allungati), in basso 

all’interno del labbro. Labbro esterno sottile, dando l’impressione di rottura e poi una ricrescita, 

varice dietro il peristoma, canale anteriore obliquo, moderatamente stretto e profondo.

Distribuzione: Intera area indo-pacifica, personalmente ho esemplari dal Madagascar alle Is. 

Marchesi, in quest’ultima questa specie si rinviene sempre con dimensioni minori. 

Olotipo di Rissoina miltozona 

Rissoina cerithiiformis 

Discussione: conchiglia tormentata da sinonimi nel tempo. Riporto gli originali di due discussioni e 

relative riviste. 

Ann. Naturhist. Mus. Wien, Serie A 113 pag. 416 

Remarks: Sleurs (1993) considered R. erythraea Philippi, 1851 a nomen dubium and placed this 

taxon only tentatively into the synonymy of R. cerithiiformis, but Dekker & Orlin (2000) listed the 

species under that name. The interpretation of R. erythraea mainly was based on a figure given by 

Schwartz von Mohrenstern (1860: Pl. 8, Fig. 59) under that name. This figure clearly shows R. 

cerithiiformis. However, later authors apparently overlooked Jickeli’s (1884: p. 256) observation 

that Philippi’s original specimens agree with R. seguenziana Issel, 1869! The identity of R. balteata 

Pease is dubious because all type material is lost. 


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Chen-Kwoh Chang - Small Mollusks from Lutao, Taiwan pag. 570 -571 

Remarks:. Cernohorsky (1978) used Rissoina (Phosinella) balteata Pease and indicated Rissoina 

Cerithiformis (Dunker) is a synonym of R. (P.) balteata, but Rissoina balteata Pease has grooves at 

the base according to (Pease, 1870, p.72), while A cerithiformis Dunker does not have basal 

grooves. Cernohorsky’s (plate 12-7) is A. cerithiformis Dunker rather than R. balteata Pease. 

R balteata (Maes, 1967) is A. cerithiformis (Dunker) too, but not R. balteata Pease. Kay (1979, 

page 84) stated that R. cerithiformis Dunker is a synonym of Rissoina miltozona Tomlin, 1915. The 

below figure is the holotype of R. miltozona Tomlin which has basal grooves. Kay’s figure (1979, 

29D) is A. cerithiformis Dunker without grooves rather than R. miltozona Tomlin. Rissoina 

miltozona Tomlin 1915 (Fig. 3 Hototype) this is a synonym of R. balteata Pease. 

Ringraziamenti 

Desidero ringraziare gli amici Italo Nofroni per tutti i consigli e la rilettura del testo, e Claudio 

Fanelli per le foto e le ultime correzioni. 

Bibliografia: 

Kay E. Alison (1979) - Hawaiian marine shells pag. 144, 150, 344, 345 

Poppe G. T. (2008) - Philippines Marine Mollusks volume I pag. 504, 505 

Poppe G. T. (2008) - Philippines Marine Mollusks volume II pag. 742, 743, 762, 763 

Rehder Harald A. (1980) Smithsonian Contributions To Zoology • N° 289 The Marine Mollusks of 

Easter Island (Isla de Pascua) and Sala y Gómez pag. 88, 89, 150, 151 

Okutani (2000) - Marine Mollusks in Japan pag. 158, 159, 316, 317, 640, 641, 660, 661 

Cernohorsky Walter O. (1978) - Tropical Pacific Marine shells pag. 47, 171, 214, 215, 310, 311 

Keen A. Myra (1971) - Sea Shells of Tropical West America (Second edition) pag. 762, 763 

Chen-Kwoh Chang (2005) - Small Mollusks from Lutao, Taiwan pag. 540, 541, 791, 1002 

Ponder W. F. (1985) - Record of the Australian Museum – A Review of the Genera of the Rissoidae 

supplement 4 - 12 Februaey 1985 - pag.84 

Salvat & Rivers (1975) - Conquillages de Polynésie pag. 264 

Kay E. Allison (1965) - Marine Molluscs in The Cuming Collection, British Museum (Natural 

History) described by W.H. Pease E. Supplement 1 – London, pag. 69, 69 Plat 10 

Jarrett Alnan G. (2000) – Marine Shells of the Seychelles pag. 13, 

Sasaki Takenori (2008) - Micromolluscs in Japan - Zoosymposia 1: 147–232 (2008) pag. 179, 180, 

181 

Ronald Janssen , Martin Zuschin and Christian Baal (2011) - Gastropods and their habitats from the 

northern Red Sea - Ann. Naturhist. Mus. Wien, Serie A - 113 - Wien, Mai 2011 Pag. 484, 485 

Sleurs Willy J. M. (1993) – Bulletin de l’Istitut Royal des Sciences Naturelles de Belgique vol. 63 A 

revision of the Recent species of Rissoina pag. 105 - 112

Un sito al giorno leva il…dubbio di torno 

Claudio Fanelli 

Ricevuto il 01/07/2012 

Accettato il 05/07/2012 


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Quasi sicuramente ci siamo trovati nella spiacevole situazione di essere in viaggio in luoghi 

sconosciuti per, disponendo di tempo ristretto, cercare una cala o una spiaggia dove raccogliere le 

nostre tanto amate conchiglie. 

Ricordiamo con disagio l’affannosa ricerca di una accesso al mare tra ville, muri, scogliere 

impraticabili. 

La delusione provata quando, giunti in riva al mare o, se in acqua, vicino ad uno scoglio, ne 

siamo tornati con un bel nulla o con qualche brutto e insignificante esemplare. 

La beffa finale è poi quella dell’aver letto su una rivista o in forum tra amici che qualcuno, 

proprio cento metri più avanti di dove eravamo andati noi, aveva raccolto cose di eccezionale 

bellezza e qualità. 

Quanti i dubbi, i se e i ma. Se avessi dedicato qualche minuto in più, se mi fossi spostato un 

chilometro più in la; ma se avessi… 

Ecco quindi il titolo di questo articolo derivato dalla parafrasi di un noto proverbio: 

“un sito al giorno … leva il dubbio di torno” 

Ed ecco la mia idea e la mia sfida a tutti gli amici: descrivere un sito, magari quello a noi più 

vicino o a noi più noto, o del quale ricordiamo la presenza di questa o quella specie. 

Un ostacolo a questa iniziativa potrebbe essere dato dalla meschina “privatizzazione” che taluni 

fanno dei propri luoghi di raccolta. 

Naturalmente non parliamo di descrivere i luoghi dove reperire questa o quella specie protetta o 

quella rara specie che, purtroppo, può cadere nelle mani di certi spregiudicati rivenditori. 

Lo scopo, nella mia mente, sarebbe quello di offrire una grande facilitazione al lettore o 

all’amico che, trovandosi a passare in quella certa zona, può usufruire della nostra esperienza diretta 

su quel luogo e, magari, riuscire a raccogliere buoni esemplari senza sprecare tempo per cercare 

inutilmente e con grande dispendio di tempo questa o quella spiaggia più idonea.

PALO LAZIALE 

Inizio quindi con questa descrizione della località denominata Palo Laziale. 

Come mostra la mappa si tratta di una zona situata circa 30 km ad ovest di Roma e facilmente 

raggiungibile dalla capitale in una trentina di minuti. 

Per raggiungere i punti di più facile raccolta si può accedere al mare dal centro residenziale di 

Marina di S. Nicola, poco a sud di Palo, oppure dal comune di Ladispoli che è situato invece un 

poco più a nord. 

Questa zona è stata da noi molto usata nelle attività didattiche condotte con i ragazzi del Museo 

Naturalistico “Francesco Settepassi”. 

Posso rassicurare il lettore che questo sito non deluderà mai il raccoglitore data la ricchezza di 

biodiversità delle sue coste. 

Nelle nostre visite didattiche gli alunni, età comprese tra gli 11 e i 13 anni e neofiti della 

malacologia, hanno sempre effettuato una piccola sfida con le altre classi e con quelle degli anni 

precedenti. Si trattava di spianare un metro quadrato di sabbia e deporvi sopra, in bell’ordine, tutte 

le specie rinvenute in un ora di raccolta. Il totale delle specie non è mai sceso sotto le 120 e, in 

alcuni casi, ha superato le 150. 

L’ambiente è tale che ci è stato possibile condurre visite guidate di ricerca anche in giornate 

piovose e disturbate dalle intemperie. 

In questo articolo indicherò due punti ben precisi come i più adatti alla “raccolta rapida” da parte 

di un viaggiatore con scarsa disponibilità di tempo. 

Vorrei però far presente che una zona lunga circa un chilometro a partire dalle case a nord del 

“Castello Odescalchi” fino a poco più a sud della “Posta vecchia”, è quella complessivamente più 

indicata per raccolta e studio. 


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ACCESSO DA MARINA DI SAN NICOLA 

Per il primo accesso al mare si percorre la via Aurelia da Roma verso nord (Civitavecchia) e in 

prossimità del Km 34 si trova uno svincolo sulla destra con l’indicazione di Marina di San Nicola. 

Nella mappa ho indicato il percorso, tutto asfaltato, che vi porta vicino al luogo di ricerca. 

Si procede a sinistra sul cavalcavia soprastante la via consolare e si gira a destra davanti alla 

guardiola della vigilanza ricordando che l’accesso è libero. Si procede per circa 500 m fino alla 

prima rotonda nella quale si gira sulla sinistra per scavalcare la ferrovia. Subito dopo il ponte altra 

rotonda, si gira a destra e si percorre il viale alberato fino in fondo dove, incontrando il “secondo 

centro commerciale” si devia sulla destra per via Marte. Dopo 300 m si gira a destra per via Diana e 

la si percorre fino in fondo dove c’è un ampio parcheggio e una rotonda sul mare. 

Adeguati cartelli segnalano quando il parcheggio è a pagamento. 

Si scende al mare e si punta decisamente sulla destra verso la Posta Vecchia e il Castello. 

Trovate subito materiale spiaggiato di un certo interesse ma vi consiglio di proseguire per circa 

trecento metri dove si trova una piccola lingua di scogli affioranti in direzione del mare aperto. 

Qui potete fermarvi per tutto il tempo che avete e raccogliere grandi quantità di detrito grosso e 

buoni esemplari. 

Poco più avanti, altri trecento metri, vedrete l’albergo “Posta Vecchia” e, a seguire, il “Castello 

Odescalchi”. 

Siete quindi a sud di Palo Laziale. 

Ecco come appare in estate il punto indicato. Sullo sfondo, come detto, appaiono il lato sud della 

Posta Vecchia e le nuove barriere frangiflutti.

Come potete vedere, la quantità di detrito, come in quasi tutta la zona, è decisamente 

rimarchevole e le possibilità di trovare pezzi importanti è elevata. 


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ACCESSO DAL COMUNE DI LADISPOLI 

Proseguendo sulla via Aurelia per altri 3-4 chilometri, oltrepassando l’uscita prima detta, trovate 

sulla destra lo svincolo per Ladispoli. Lo prendete e vi districate nelle rotatorie per arrivare al primo 

nucleo di villette (sulla sinistra) dove, al primo incrocio, prendete a sinistra per via dei Delfini che 

vi conduce in riva la mare. Anche qui ampi parcheggi, alcuni a pagamento altri liberi. 

Prendete la costa verso sinistra e dopo circa 600 m incontrate, dopo i resti di una garitta militare 

del periodo bellico, una zona a scogli bassi che si protendono verso il mare. 

Questo è il primo e il miglior punto di raccolta, il secondo dopo quello dal lato Marina di San 

Nicola. 

Ecco, in una visita didattica condotta con un gruppo di scout di Roma, i primi scogli che 

appaiono in acqua mentre sullo sfondo si notano le case di Ladispoli. 

Per chi non volesse affrontare la fatica di camminare sulla sabbia, sulla destra, a ridosso della 

rete, c’è un più facile sentiero battuto posto a tre metri sopra il livello del mare.

Qui si vedono bene, durante una lezione di malacologia, gli scogli di cui si parla. Sullo 

sfondo si può vedere, sulla sinistra, il Castello Odescalchi. 

Questa immagine rende bene l’idea della ricchezza del detrito disponibile in questa zona. 


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Tornando a guardare l’immagine del titolo, che mostra i due complessi edilizi del Castello 

Odescalchi e della Posta Vecchia, potrete ora facilmente orientarvi: sulla destra c’è l’albergo che 

quindi è più vicino a Marina di San Nicola mentre il castello, sulla sinistra, è più vicino a Ladispoli. 

La zona è tutta collegata via costa e si può percorre a piedi la distanza tra l’abitato di Marina e la 

città di Ladispoli in meno di un ora. 

Si può incontrare qualche difficoltà nel percorrere la costa sotto il muro di sostegno della Posta 

Vecchia solo in questo punto, quello in primo piano, dove, dopo i lavori di costruzione delle 

barriere frangiflutti, hanno rotto gli scogli affioranti addossandoli lungo la stretta battigia.

COSA TROVARE 

Difficile fare al momento un elenco di cosa offre questo sito: con alcuni amici stiamo preparando 

un articolo che sarà pubblicato sulla rivista Argonauta dell’AMI entro la prima metà del 2013, nel 

quale inseriremo anche una lista di quanto fin qui raccolto. Posso però proporvi, in anteprima, 

alcune immagini su cose viste e facilmente visibili. 

Da giugno a luglio Aplysia depilans Gmelin, 1791 è abbondantissima: si avvicina alla costa per 

la riproduzione e la deposizione delle uova. 

Senza disturbare animali vivi, si possono raccogliere belle conchiglie interne come questa, 

eccezionale, che misura 57,43 mm. 


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Le rocce appena sommerse sono l’habitat ideale, in quasi tutte le stagioni, per molte comunità di 

molluschi. Convivono assieme e per lunghi periodi in grandi quantità: cosa che dovrebbe indicare 

l’assenza di competitività alimentare. Ecco due belle comunità di Patella caerulea Linné, 1758 e di 

Mytilus galloprovincialis (Lamarck, 1819). 

Abbondanti anche Nodilittorina punctata (Gmelin, 1719) e Mytilus galloprovincialis,

Nella foto seguente Osilinus turbinatus (Von Born, 1791), Patella caerulea e Mytilus 

galloprovincialis. 

La famiglia Trochidae è rappresentata anche da ricche comunità di Porchus richardi (Von Born, 

1778), Gibbula varia (Linné, 1758), Gibbula philberti (Recluz, 1843) e Gibbula divaricata (Linné, 

1758), con maggiore o minore presenza e diverso posizionamento su rocce separate le une dalle 

altre. 


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Abbonda Conus mediterraneus (Hwass in Bruguiere, 1791) ma con esemplari sempre di piccole 

dimensioni, non più di 30 mm. 

Abbondante anche Stramonita haemastoma (Linné, 1767), nonostante la raccolta indiscriminata, 

sacchi con centinaia e centinaia di esemplari, che ne fanno i locali. Fino a una ventina di anni fa era 

anche possibile rinvenire la forma consul (Chemnitz, 1795).

Nelle ore più calde si rinvengono grandi quantità di Fissurella nubecula (Linné, 1758) che 

brucano tra i banchi di Mytilus. 

Ovviamente non è possibile rinvenire intera Ostreola stentina (Payraudeau, 1826) piuttosto 

comune in queste località ma sempre ben nascosta tra le rocce. 


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Questa grande biodiversità, più di trecento specie di molluschi, deriva e si riflette in altrettanta 

biodiversità sia nelle alghe, che nei pesci, negli Echinodermi e nei Crostacei che nelle “piante 

marine”: Cymodocea e Posidonia. 

Ancora qualche foto, tanto per gradire, ma soprattutto l’invito a visitare questo interessantissimo 

“Sito Malacologico” (naturalistico). 

Nelle foto seguenti, per la maggior parte senza classificazione per mia manifesta ignoranza, vi 

propongo quanto si può osservare a vista in una manciata di minuti. 

Faccio rilevare che anche il Codium bursa è piuttosto frequente, mentre tra gli Echinodermi è 

comune la presenza di Arbacia lixula e Paracentrotus lividus.

La presenza di ville romane in zona porta poi spesso alla “visione” di pezzi di antiche anfore 

(naturalmente “intoccabili” ma nessuno lo sa). 

Si aggiunge infine una nota “festosa” per gli amanti della natura: una nuova (prima) piantina di 

Posidonia oceanica si è sviluppata nell’acqua bassa sotto l’albergo. 


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RIASSUMENDO E CONCLUDENDO 

Se vi trovate a Roma e avete l’auto, o un amico che possa accompagnarvi, vi occorreranno 70-90 

minuti per andare sul luogo di raccolta, quelli indicati in riva al mare, e tornare. 

Dipenderà poi dal vostro budget di tempo a disposizione per stabilire quanto dedicare alla 

ricerca. 

Come si consiglia sempre, quando si ha poco tempo, è meglio dedicarne una buona parte a 

selezionare e ridurre al minimo volume il detrito locale, piuttosto che raccogliere, “ventre a terra”, i 

singoli esemplari. 

Ricordo l’amico Francesco Settepassi che mi mostrava esemplari di Giroscala lamellosa 

(Lamarck, 1822), provenienti da Palo, di più di 50 mm. Nel tempo ne ho raccolti molti ma mai così 

grandi, però ho aggiunto alla mia collezione tre ottimi esemplari di Epitonium pulchellum (Bivona 

Ant., 1832). Tutto questo però, debbo ammetterlo, standomene steso su una stuoia e spulciando il 

detrito. 

Nella foto seguente il raccolto dell’amica Angela Pierullo in una uscita di alcuni malacologi del 

Forum Natura Mediterraneo in questa zona: mentre Lutraria magna (Da Costa, 1778) è molto 

frequente Cabestanea cutacea (Linné, 1767) e Cymatium corrugatum (Lamarck, 1822), insieme ad 

altre rarità quali Bursa scrobilator (Linné, 1758) o Trivia multilirata (Sowerby, 1870) sono il frutto 

dei ripascimenti effettuati in zona a partire dal 2003 e mai raccolti in precedenza.

La storia geologica della Luna 

Roberto Mura 

(Naturalista e astrofilo) 

Ricevuto in data 08/01/2012 

Accettato in data 05/05/2012 

Abstract 

The geological history of the Moon has been defined into six major epochs, called the lunar 

geologic timescale. The first important event after Moon’s formation was the cooling and the 

crystallization of its surface, previously totally molten. The first minerals to form were the iron and 

magnesium silicates olivine and pyroxene. Because these minerals were denser than the molten 

material around them, they sank. After crystallization was about 75% complete, less dense 

anorthositic plagioclase feldspar crystallized and floated, forming a crust about 50 km in thickness. 

The lunar surface went under a heavy meteoric bombardment that created many large craters; a 

strong volcanic activity filled these craters of basalt, creating the so called “lunar maria”. Today the 

geological activity on the Moon is thought to have effectively ceased. 

Introduzione 

La Luna è l’unico satellite naturale della 

Terra. Con un diametro medio di 3474 km, è il 

quinto satellite naturale del sistema solare come 

dimensioni, dopo Ganimede, Titano, Callisto e 

Io. La Luna compie attorno alla Terra un'orbita 

ellittica che viene completata circa ogni 27 

giorni, 7 ore, 43 minuti e 11 secondi (periodo 

chiamato mese siderale); tuttavia per 

l'osservatore sulla Terra si contano circa 29,5 

giorni tra una Luna nuova e la successiva, per 

via del contemporaneo movimento di 

rivoluzione terrestre. Nel corso di un'ora si 

muove nel cielo di una distanza prossima alla 

sua dimensione apparente, circa mezzo grado. 

La Luna rimane sempre in una regione del cielo 

chiamata Zodiaco, che si estende circa 8 gradi a 

nord e a sud dell'eclittica. Essa viene 

attraversata dalla Luna ogni 2 settimane. 

La Luna come appare vista da Terra; le aree scure sono i 

cosiddetti “mari”, in realtà vaste pianure basaltiche. 

Poiché il periodo di rotazione della Luna è esattamente uguale al suo periodo orbitale, noi 

vediamo sempre la stessa faccia della Luna, rivolta verso la Terra. Questa sincronia è il risultato 

dell'attrito gravitazionale che ha rallentato la rotazione della Luna nella sua storia iniziale. A causa 

di queste forze, dette anche forze di marea, anche la rotazione della Terra viene gradualmente 

rallentata, e la Luna si allontana lentamente dalla Terra mentre il momento rotazionale di 

quest'ultima viene trasferito al momento orbitale della Luna. L'attrazione gravitazionale che la Luna 


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esercita sulla Terra è la causa delle maree del mare. Le variazioni della marea sono sincronizzate 

con l'orbita della Luna attorno alla Terra. 

La faccia visibile della Luna è l’emisfero che è sempre rivolto in direzione della Terra. Essa 

appare attraversata da numerose macchie scure, denominate mari lunari; in realtà si tratta di grandi 

aree pianeggianti ricoperte da uno spesso strato di una roccia lavica chiamata basalto. Le aree più 

chiare invece sono costituite principalmente da una roccia intrusiva chiamata anortosite; queste aree 

sono costellate da un gran numero di crateri dalla forma e dalle dimensioni più svariate. 

L’emisfero della Luna rivolto in direzione opposta alla Terra è noto anche con il nome di faccia 

nascosta. La maggior parte della faccia nascosta non può essere vista dalla Terra, perché la 

rivoluzione della Luna attorno alla Terra e la rotazione attorno al suo asse hanno lo stesso periodo. 

Una sua piccola porzione può comunque essere vista grazie a un fenomeno noto come librazione, 

che rende irregolare il moto di rotazione della Luna; nel complesso dalla Terra è pertanto visibile 

circa il 59% della superficie lunare (il 100% della faccia visibile e il 18% della faccia nascosta). 

Sequenza che mostra l'intera superficie della Luna. La prima immagine a sinistra mostra la faccia visibile, la terza 

mostra la faccia nascosta. Le altre due immagini sono riprese da una posizione intermedia e mostrano metà della 

faccia visibile e metà della faccia nascosta.

A differenza della faccia visibile, questo 

lato della Luna presenta pochissimi mari e la 

sua superficie appare quasi interamente 

ricoperta da crateri. Prima del 1959, quando 

venne lanciato il primo satellite verso la Luna, 

l'aspetto e le proprietà della faccia nascosta 

erano ignote, in quanto non era mai stata 

osservata. 

La ragione per cui i mari lunari, e quindi le 

colate basaltiche, si trovino principalmente 

sulla faccia visibile è ancora oggetto di accesi 

dibattiti nella comunità scientifica. Basandosi 

sui dati raccolti dalla missioni scientifiche 

lunari sembrerebbe che una grande quantità di 

elementi che producono calore (nella forma di 

minerali di tipo KREEP – vedi più avanti) si 

Le rocce più abbondanti sul suolo lunare sono i feldspati 

anortositici, le rocce di tipo KREEP e i basalti. 

trovano in corrispondenza dell’Oceanus Procellarum e del Mare Imbrium, formanti un’unica 

provincia geochimica chiamata Procellarum KREEP Terrane. Nonostante il cambiamento della 

produzione di calore all’interno di questa provincia sia quasi certamente connessa con la lunga 

durata e l’intensità dell’attività vulcanica cui il Terrane è stata soggetta, il meccanismo per cui le 

rocce di tipo KREEP si concentrarono in quest’area resta oggetto di studio (vedi più avanti). 

La superficie della Luna è stata soggetta per miliardi di anni a collisioni con corpi celesti di 

dimensioni variabili. Col tempo questi impatti hanno polverizzato il materiale superficiale formando 

uno strato a grana molto fine denominata regolite. Lo spessore di questo strato varia da 2 metri fino 

a 20 metri, a seconda che si trovi su giovani colate basaltiche o su aree con rocce molto antiche. 

Nonostante non vi sia alcuna attività tettonica, la superficie lunare è soggetta a deboli scosse 

sismiche, il cui numero si aggira mediamente attorno alle 3000 all’anno. La causa di questi 

movimenti, denominati lunamoti, è data in parte all’impatto con piccole meteore e in parte alla 

forza mareale che si instaura a causa dell’attrazione terrestre; quest’ultimo tipo di scosse si 

generano in particolare quando la Luna 

raggiunge il punto della sua orbita più 

vicino alla Terra e sono provocate dalla 

fessurazione della superficie lunare o 

dallo scorrimento di faglie già esistenti. 

La superficie solida lunare, denominata 

crosta, si estende fino a una profondità 

media di circa 50 km ed è costituita in 

prevalenza da silicati, costituenti rocce 

feldspatiche. Più in profondità si estende 

il mantello esterno e successivamente il 

mantello medio, il quale raggiunge una 

profondità di circa 1000 km; in questa 

regione si originano i lunamoti più profondi. Il limite di fusione parziale (partial melting) delle 

rocce è compreso fra il mantello medio e il mantello interno, a una profondità di circa 1150 km. Il 

nucleo esterno, molto ricco di ferro, si trova in uno stato fluido a una profondità di circa 1390 km, 

mentre il nucleo interno, a 1580 km di profondità, sarebbe composto da ferro puro allo stato solido. 


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La formazione della Luna 

Le origini della Luna sono al centro di un dibattito scientifico non 

ancora risolto definitivamente. La teoria più accreditata suggerisce 

uno scenario secondo cui la Luna si sarebbe formata circa 4,5 

miliardi di anni fa, quando la Terra, appena formatasi, venne colpita 

da un pianeta chiamato Theia, delle dimensioni di Marte. Questo 

ipotetico pianeta si sarebbe formato in un punto di Lagrange relativo 

alla Terra, ossia in una posizione gravitazionalmente stabile lungo la 

stessa orbita del nostro pianeta attorno al Sole. Qui Theia si sarebbe 

accresciuto come un qualsiasi pianeta, inglobando i planetesimi e i 

detriti che occupavano in gran numero le regioni interne del sistema 

solare poco dopo la sua formazione. Quando Theia crebbe fino a 

raggiungere la dimensione di Marte, la sua massa divenne troppo 

elevata per mantenere la sua posizione in maniera stabile. In accordo 

con questa teoria, 34 milioni di anni dopo la formazione della Terra, 

questo corpo precipitò sul nostro pianeta, andandolo a collidere con 

un angolo di 45°; nell'impatto, Theia si distrusse producendo un 

enorme cratere sulla superficie terrestre. I frammenti di Theia, 

assieme a una porzione significativa del mantello terrestre, vennero 

sparati nello spazio formando un denso anello di detriti attorno alla 

Terra; una parte del suo nucleo invece potrebbe essere precipitato 

nelle profondità della Terra fondendosi col nucleo terrestre. Entro 

circa un secolo dall’impatto, la quasi totalità di questi frammenti si 

erano già fusi fra loro formando un nuovo corpo celeste in orbita 

attorno alla Terra, la Luna. 

Gli indizi che avvalorano questa teoria derivano dalle rocce 

raccolte durante gli atterraggi delle missioni Apollo, che mostrarono 

composizioni di isotopi di ossigeno quasi uguali a quelle terrestri. 

Inoltre la presenza di campioni di rocce di tipo KREEP (ovvero 

contenenti K = potassio, REE = Terre rare (in inglese Rare Earth 

Elements), P = fosforo) indicano che in un periodo anteriore una grande parte della Luna fosse in 

uno stato fluido e la teoria dell'impatto gigante spiega facilmente l'origine dell'energia richiesta per 

formare un tale oceano di lava. 

Una teoria sviluppata nel 2011 spiega il maggiore spessore della crosta lunare osservabile sul 

lato nascosto con un particolare evento di fusione che avrebbe coinvolto un secondo satellite della 

Terra. Secondo questa teoria, in origine i frammenti di Theia in orbita attorno alla Terra si riunirono 

non in uno, ma in due corpi maggiori: quello presente attualmente e uno con una massa molto più 

piccola, pari a 1/30 di quella lunare; il secondo satellite si sarebbe formato in un punto di Lagrange 

della stessa orbita lunare, fatto che determinò il progressivo avvicinamento dei due satelliti fino alla 

loro collisione. Poiché l’impatto sarebbe avvenuto a una velocità relativamente molto bassa, il 

materiale del satellite minore si sarebbe semplicemente unito a quello della Luna senza creare 

crateri, distribuendosi principalmente sulla faccia nascosta. Il maggiore spessore della crosta lunare 

sulla faccia nascosta potrebbe fra l’altro fornire una spiegazione sul perché su questo lato non si 

sono verificati fenomeni vulcanici di una certa rilevanza. 

Poiché sulla Luna è del tutto assente l’attività tettonica che caratterizza la superficie terrestre, 

l’età media delle rocce lunari è nettamente maggiore di quelle della Terra; non essendoci per altro

un’atmosfera, gli unici fenomeni di disgregazione e alterazione (weathering) delle rocce sono gli 

impatti con meteore e comete. 

Come per la Terra, si è soliti suddividere la storia della Luna in ere geologiche, definite qui in 

base al periodo di formazione di rocce o strutture superficiali caratteristiche del suolo lunare. Le 

definizioni esatte dei periodi sono tuttora in discussione, per via della difficoltà di collocare con 

precisione nel passato gli eventi geologici più significativi che hanno interessato la Luna. In 

generale, sono stati distinti cinque periodi geologici maggiori, elencati qui sotto dal più recente al 

più antico. 

Periodo Copernicano: da 1100 milioni di anni fa ad oggi 

Periodo Eratosteniano: da 3200 a 1100 milioni di anni fa 

Periodo Imbriano: da 3850 a 3200 milioni di anni fa 

Imbriano superiore: da 3800 a 3200 milioni di anni fa 

Imbriano inferiore: da 3850 a 3800 milioni di anni fa 

Periodo Nectariano: da 3920 a 3850 milioni di anni fa 

Periodo Pre-Nectariano: da 4550 a 3920 milioni di anni fa 

Il periodo Pre-Nectariano – la crosta si solidifica 

Il periodo Pre-Nectariano è compreso fra 4,55 e 3,92 miliardi di anni fa e coincide con le 

primissime fasi della storia della Luna dopo la sua formazione. In quel periodo la Luna si trovava 

molto più vicina alla Terra e, almeno inizialmente, aveva un moto di rotazione differente dal suo 

moto di rivoluzione attorno alla Terra, mostrando così tutta la sua superficie al nostro pianeta. 

Lentamente la rotazione lunare rallentò al punto tale da sincronizzarsi perfettamente col periodo di 

rivoluzione, fenomeno noto come rotazione 

sincrona; la conseguenza più importante di ciò fu 

che da allora la Luna avrebbe mostrato alla Terra 

sempre lo stesso emisfero. Si ritiene che questo 

processo si sia completato entro 10 milioni di anni 

dalla formazione della Luna. 

La superficie della Luna, inizialmente fusa a 

formare un oceano di magma profondo fino a 500 

km, si solidificò rapidamente e iniziò ad essere 

pesantemente bombardata da corpi celesti come le 

meteoriti, all’epoca molto più abbondanti 

dell’attuale. A causa del fenomeno della 

cristallizzazione frazionata, i primi minerali 

condensatisi sulla Luna furono l’olivina e i 

pirosseni, i quali, essendo più densi, precipitarono lentamente al di sotto della crosta in formazione, 

formando un mantello sottoposto a temperature e pressioni elevate, similmente e come avviene sulla 

Terra; sulla superficie restarono così rocce meno dense, principalmente plagioclasi anortositici. 

Questo processo terminò in un periodo compreso fra 4,4 e 4,2 miliardi di anni fa; la crosta 

mantenne però un’elasticità tale da rendere possibile una discreta attività tettonica, con fenomeni di 

subsidenza e di fratturazione. 


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Le rocce risalenti a questo periodo sono piuttosto rare sulla superficie lunare; esse si rinvengono 

principalmente sulle aree più elevate, lontano dai mari lunari, e sono state sottoposte a profondi 

mutamenti della loro struttura originaria a causa del costante impatto di corpi celesti cui è stata 

soggetta la Luna. L’effetto di questi ripetuti impatti è ben evidente anche nel materiale che 

costituisce i depositi attorno al Mare Nectaris e al Mare Imbrium, che appare fortemente brecciato 

ed è stato probabilmente sottoposto a temperature così elevate da aver subito una fusione parziale 

(partial melting). 

Il limite superiore del periodo Pre-Nectariano è tracciato dall’impatto che formò il cratere 

Nectaris, situato sulla faccia visibile della Luna. Fra le strutture generatesi durante questo periodo vi 

sono i grandi bacini depressi oggi occupati dai basalti dell’Oceanus Procellarum, sulla faccia 

visibile, e il bacino del Polo Sud-Aitken, situato sulla faccia nascosta. 

Il periodo Nectariano – la formazione dei grandi crateri 

L’odierno Mare Nectaris ricopre per intero l’antico 

bacino del cratere Nectaris, formatosi quasi 4 

miliardi di anni fa. 

Il periodo Nectariano è compreso fra 3,92 e 

3,85 miliardi di anni fa; esso ha inizio dopo la 

formazione del cratere Nectaris e ha termine con 

l’evento da impatto che creò il cratere Imbrium. In 

questo breve periodo la Luna subì degli impatti 

meteorici di grande portata che formarono crateri 

di dimensioni ragguardevoli; fra questi sono 

compresi 12 crateri che presentano ai loro bordi 

delle catene montuose ad anello, fra le quali 

spiccano il Cratere Serenitatis e il cratere Crisium, 

entrambi sulla faccia visibile. 

Il periodo della formazione dei grandi crateri è 

anche chiamato Intenso bombardamento tardivo (o 

con la sigla LHB, dall’inglese Late Heavy 

Bombardment); esso durò per un periodo compreso 

fra 4,1 e 3,8 miliardi di anni fa, fra il Pre- 

Nectariano e il Nectariano, e le sue cause sono tuttora oggetto di dibattiti e di speculazioni. Fra 

queste vi è la possibile migrazione delle orbite dei pianeti giganti gassosi, che si sarebbero 

avvicinati o allontanati dal Sole in base alle influenze degli oggetti della Fascia di Kuiper 

perturbando così i corpi della Fascia principale degli asteroidi situata fra Marte e Giove; un’altra 

teoria prevede la presenza di un piccolo pianeta fra Marte e la Fascia principale, che avrebbe 

perturbato l’orbita degli asteroidi spingendoli verso i pianeti più interni, prima di essere esso stesso 

catapultato verso il Sole. D’altra parte, alcuni scienziati sostengono che il raggruppamento di rocce 

alterate da eventi da impatto (impattiti) in un lasso di tempo così breve sia un errore di valutazione 

dovuto al fatto che si dispone di campioni provenienti da poche regioni e da un unico sito di 

impatto. 

Oltre ai bacini maggiori, si ritiene che nel periodo Nectariano si siano formati almeno 1330 

crateri con diametro compreso fra 30 e 300 km. A ciò si aggiunge la presenza di una discreta attività 

vulcanica, la quale non può però essere quantificata con precisione in quanto manca un’abbondante 

determinazione delle unità geologiche vulcaniche di questo periodo; la scarsità di queste importanti 

unità potrebbe essere dovuta anche alla pesante alterazione causata dall’Intenso bombardamento 

tardivo.

Il limite inferiore del Nectariano è oggetto di dibattito, dal momento che non è ben definito il 

periodo in cui si formò il cratere Nectaris: la maggior parte degli scienziati indicano un periodo 

attorno a 3,92 miliardi di anni fa, sebbene si sia avanzata l’ipotesi che possa essere più antico, fino a 

4,1 miliardi di anni fa. 

Il periodo Imbriano – un vulcanismo diffuso 

Il Mare Orientale, situato a cavallo fra la faccia 

visibile e quella nascosta della Luna. 

Il periodo Imbriano è compreso fra 3,85 e 3,2 

miliardi di anni fa. Esso viene di solito suddiviso 

in due epoche, denominate a loro volta Imbriano 

inferiore e Imbriano superiore; la prima, piuttosto 

breve, è compresa fra 3,85 e 3,8 miliardi di anni 

fa, mentre la seconda si estende da 3,8 a 3,2 

miliardi di anni fa. 

L’Imbriano inferiore è caratterizzato dalla 

formazione degli ultimi grandi crateri, fra i quali 

sono compresi il cratere Imbrium, che ne 

determina l’inizio, e il cratere Orientale, situato in 

gran parte sulla faccia nascosta, che ne indica la 

fine; quest’ultimo impatto sancì inoltre la fine 

dell’epoca dei grandi impatti meteorici. 

L’Imbriano inferiore si estende dal momento della formazione del cratere Orientale fino al 

periodo in cui i processi erosivi hanno causato l’obliterazione dei crateri di diametro maggiore. 

L’età del cratere Orientale non è stata 

determinata con certezza, ma deve essere 

necessariamente più antica di 3,72 miliardi di 

anni, età basata sull’età media dei mari lunari. 

L’Imbriano superiore è caratterizzato da 

un’intensa attività vulcanica che ha coinvolto 

(e sconvolto) in prevalenza la parte 

settentrionale della faccia visibile della Luna; 

sebbene l’attività vulcanica fosse presente già 

4,1 miliardi di anni fa, è a partire da 3,5 

miliardi di anni fa che il vulcanesimo lunare 

assume proporzioni di grande portata. Il 

vulcanesimo lunare è dovuto alla fuoriuscita 

di magma proveniente direttamente dal 

mantello ed è pertanto di natura basaltica, 

molto simile al basalto di cui sono costituiti i 

vulcani a scudo terrestri, sebbene sia più ricco 

di ferro e minerali ricchi di titanio (come 

Il Mare Imbrium è costituito da una grande colata 

basaltica che ricopre per intero il fondo del cratere 

Imbrium, uno dei crateri da impatto più grandi situati sulla 

superficie lunare. 

l’ilmenite). Il basalto, avente una viscosità molto bassa, fluì velocemente e formò dei grandi fiumi 

di lava che inondarono e colmarono progressivamente le grandi depressioni dei crateri lasciati dagli 

impatti maggiori; tutti i crateri più grandi vennero così inondati, formando immense aree 

pianeggianti e di colore scuro che costituiscono i cosiddetti mari lunari. Le eruzioni interessarono 


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anche una vasta area depressa estesa sul bordo della faccia visibile, che venne completamente 

colmata di basalto formando una grandissima pianura nota come Oceanus Procellarum. 

Il cratere Orientale, a differenza degli altri grandi crateri vicini, si presenta solo parzialmente 

inondato da colate laviche; ciò può essere spiegato dal fatto che esso si trova in una regione che non 

fu interessata da altri grandi eventi da impatto in grado di assottigliare la crosta e favorire così la 

fuoriuscita del basalto. 

Alla fine dell’Imbriano superiore, circa 2/3 dell’attività vulcanica lunare si era ormai conclusa. 

Il periodo Eratosteniano – le ultime eruzioni 

Il cratere Aristarco giace al centro della 

grande provincia basaltica dell’Oceanus 

Procellarum. 

Il periodo Eratosteniano è compreso fra 3,2 e 1,1 

miliardi di anni fa; il suo inizio coincide con la 

formazione del cratere Eratostene, un periodo in cui le 

strutture generatesi dall’impatto di corpi celesti di grandi 

dimensioni si erano ormai quasi completamente 

consumate dai fenomeni erosivi. Questi fenomeni 

furono di fatto causati principalmente dalla 

sovrapposizione di nuovi crateri di taglia minore su 

quelli più antichi, che progressivamente erosero e 

smantellarono le formazioni montuose precedenti; una 

causa minore di quest’erosione potrebbe essere stata 

l’azione di scosse sismiche, dovute sia all’impatto con 

meteore che all’attività vulcanica. 

Durante l’Eratosteniano proseguirono le eruzioni basaltiche, che colmarono ulteriori aree 

depresse sovrapponendosi in parte a colate preesistenti; la gran parte di quest’attività si concluse 

entro 3 miliardi di anni fa, mentre sporadiche eruzioni proseguirono occasionalmente, fino a 

estinguersi completamente verso la fine del periodo, circa 1,2 miliardi di anni fa, 

contemporaneamente all’attività tettonica, da tempo sempre più ridotta. 

Le lave più recenti si rinvengono nei pressi del cratere Aristarco, situato sull’Oceanus 

Procellarum, il quale fu interessato da una vivace attività vulcanica persistente. Altro magma fluì 

contemporaneamente sul Mare Imbrium. 

Il periodo Copernicano – la Luna nel presente 

Il periodo Copernicano iniziò circa 1,1 miliardi di anni fa e perdura fino al presente. Il suo inizio 

è individuato dalla comparsa degli ultimi crateri, i quali presentano un colore molto chiaro dovuto 

probabilmente all’assenza di fenomeni di erosione e di alterazione; fra questi vi è il cratere 

Copernico, formatosi circa 800 milioni di anni fa (e che quindi non individua l’inizio del periodo), 

che presenta una struttura raggiata ben evidente che si estende fin sulle pianure basaltiche 

circostanti. L’idea che il colore chiaro corrisponda all’assenza di alterazione è stata tuttavia messa 

in dubbio da alcuni scienziati, poiché questo colore potrebbe dipendere anche soltanto da ragioni 

composizionali che possono essere slegate dall’alterazione meteorica; in particolare, è stato fatto 

notare che il materiale anortositico resta chiaro anche se sottoposto ad alterazione dovuta a eventi di 

impatto.

Sulla Luna sono del tutto assenti rocce basaltiche 

con un’età inferiore a 1,1 miliardi di anni, per cui 

durante il periodo Copernicano non vi è stato alcun 

evento vulcanico; si ritiene pertanto che l’attività 

geologica lunare sia di fatto cessata del tutto. 

L’ultima attività conosciuta avvenne in corrispondenza 

dell’Oceanus Procellarum; successivamente, il 

raffreddamento globale, l’esaurimento della fonte di 

calore generata dal decadimento radioattivo e il 

conseguente ispessimento della crosta impedirono 

ulteriori risalite di magma. Si ritiene che l’unica 

fascia in cui sono ancora presenti rocce allo stato 

fuso si trovi a una profondità di oltre 1000 km, in 

corrispondenza del punto in cui si generano i 

lunamoti più profondi. 

Bibliografia 

La grande struttura raggiata del cratere 

Copernico si estende sopra i basalti. Si tratta di 

uno dei crateri più giovani della superficie lunare. 

Kleine, T.; Palme, H.; Mezger, K.; Halliday, A.N. (2005). Hf–W Chronometry of Lunar Metals and 

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Units: Chronological Standards for the Inner Solar System. Space Sci. Rev. 96: 9–54. 

doi:10.1023/A:1011937020193. 

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moon. Nature (476): 69–72. DOI:10.1038/nature10289. 

Le immagini delle singole regioni lunari, l’immagine globale e la mappa lunare sono tratte dal file 

disponibile su Wikimedia Commons http://commons.wikimedia.org/wiki/File:FullMoon2010.jpg. 

La sequenza di immagini della superficie lunare è ottenuta unendo i quattro file seguenti: 

http://commons.wikimedia.org/wiki/File:Moon_PIA00302.jpg 



http://commons.wikimedia.org/wiki/File:Moon_PIA00305.jpg. 

Gli schemi strutturali nella lingua originale sono disponibili ai seguenti indirizzi: 

http://commons.wikimedia.org/wiki/File:BigSplashItalian.svg 

http://commons.wikimedia.org/wiki/File:Lunar_rocks_distribution_lmb.jpg 

http://commons.wikimedia.org/wiki/File:Moon_Schematic_Cross_Section.svg 

http://commons.wikimedia.org/wiki/File:Moonhighlandsformation_lmb.png. 


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Porto Cesareo, Lecce - malachia

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