FICHA LUNAR DE LOS
DIAS 5-6
CON DETALLE ESPECIAL DEL AREA DE LACUS MORTIS (LAGO DE LA MUERTE), DEL VALLE DE TAURUS-LITTROW (Apollo XVII), Y DE STATIO
TRANQUILLITATIS (Apollo XI).
Esta noche tiene el atractivo especial de incluir,
dentro de la misma faja de visibilidad, los sitios de alunizaje de la primera y
la ultima visita humanas a nuestra vecina cósmica. Desgraciadamente, estos lugares, y mucho de
lo mencionado en esta ficha lunar, no son observables con telescopios de
aficionado, e incluso hay detalles no visibles desde nuestro planeta, por haber
sido captados in situ por los astronautas, o mediante vuelos orbitales, o
conocido a partir del analisis de los ultimos descubrimientos. He incluido esta
información, de todos modos, para ofrecer un panorama mas real, integral e
interesante del objeto descripto, y del paisaje lunar autentico, ademas de
estimular la imaginación y motivar un mayor interes por lo que se observa. Las fotos que se incluyen estan orientadas para
un observador del Hemisferio Sur que observare con un telescopio newtoniano
/dobsoniano, es decir con el
Norte arriba, y el Este a la derecha.
El numero que precede al nombre del crater da una idea aproximada
de su ubicación latitudinal, estando el 01 (Nansen) cerca del Polo Norte, y 104
(Nobile + Faustini) cerca del Polo Sur. Entre 35 (Littrow) y 63 (Polybius)
estaria comprendida grosso modo la zona ecuatorial de la Luna (ya que no tuve en
cuenta las coordenadas). Como ayuda visual adicional, la region boreal esta coloreada
en rojo. La zona ecuatorial en azul, y la austral en verde.
En los dos mapas simetricos que inician este trabajo se
han marcado solamente los accidentes primarios estudiados en detalle, no
estando incluidos los cráteres secundarios, cuyo número excede los 100, o los
que sólo se mencionan. Los cráteres principales
se resaltan como puntos rojos, los
accidentes diversos (montañas, mares, promontorios, fallas, etc) se señalan
como puntos amarillos, y finalmente,
las 5 misiones que el hombre ha enviado a esta region están señalados como
puntos verdes de mayor tamaño. Estos
mapas difieren especularmente, es decir, en la posición del Este, siendo el
primero, que lo tiene a la izquierda, adecuado para los observadores del
Hemisferio Norte que usen telescopios que usen prisma diagonal, como refractores
o reflectores catadióptricos. El de la
derecha, que tiene el Este a la derecha,
es util tanto para observadores del Hemisferio Sur que usen reflectores
newtonianos (incluidos, obviamente, los dobsonianos), como para los del Norte
que observen con binoculares. En nuestro hemisferio meridional, como los
compañeros seguramente saben, la luna siempre muestra, a simple vista (o con
binoculares), el Polo Sur hacia arriba. Finalmente les aclaro que en varias ocasiones
encontraran que un crater ya descripto aparece nuevamente mencionado, con sus
datos métricos y cronológicos (xx /yy /zz) en el párrafo de una nueva
estructura que se esta analizando en ese momento. La razón de esa repetición no
es porque ya me este volviendo senil, sino para que, mientras están estudiando
el nuevo rasgo lunar, no tengan que buscar el párrafo del otro para recordar
esos datos, y asi no pierdan, en la búsqueda, el hilo de la atención. Los datos,
que siguen el mismo esquema que en los trabajos anteriores, son diametro medio
en km (xx), altura media sobre los fondos interiores (yy) y periodo
selenológico en que la estructura analizada se formó (zz), según los
conocimientos actuales y el consenso cientifico.
Antes de inicial la descripción de los accidentes, les dejo la escala selenológica actualmente aceptada, y mas abajo, la nomenclatura de clases ideada por el selenólogo R. Baldwin en 1963 en funcion de la antigüedad relativa de las estructuras tal como se las ve hoy en día. Esta última, sólo la incluyo como un dato informativo adicional, siendo hoy poco usada a pesar de su utilidad.
A) Pre-Nectariano Abarca los tiempos entre 4560 y 3920 MA
atrás. Formacion de la corteza lunar con alta frecuencia de impactos.
Se forman las cuencas que mas tarde se llenaran de lava,
creandose asi los mares mas antiguos (Smythii, Tranquillitatis, Nubium y
Procellarum). En este trabajo, a veces
aparece abreviado como PN.
B) Nectariano o Nectárico:
C) Imbrico: 3850- 3200 MA. Se produce el llenado de las cuencas marinas, a gran escala. Disminuye la frecuencia de impactos. Se forman los mares Orientale e Imbrium. Este periodo se subdivide en Imbrico Inferior o temprano (3850-3800 MA) e Imbrico Superior o tardío (3800-3200 MA). El primero abarca el tiempo entre la formación de las ultimas dos cuencas multianulares de la luna, es decir la que formó a Mare Imbrium y la que produjo Mare Orientale. Para entonces, los mares mas antiguos (PN + N) ya estaban llenos de lava. En la segunda etapa del período Imbrico (I. Sup.) se habria producido la ultima fase de intensa craterización, siendo desde entonces los grandes impactos un fenómeno mucho mas raro y ocasional. Al final de este periodo, todos los mares selenitas estan inundados de basaltos, y aparecen ya casi con el aspecto que nos muestran hoy.
D) Eratostheniano: 3200-1100 MA. Ya no se forman mares, pero hay un gran numero de cráteres con sistemas de rayos, que luego se iran degradando, aunque todavía pueden percibirse. (e.g. crateres Eratosthenes, Diophantus, Delisle, Timocharis, Plinius, etc.). En general, se considera que en esta etapa de la historia de la Luna la mayoria de los grandes crateres fue perdiendo sus rayos de eyecta por procesos relacionados con la meteorizacion, y probablemente aunque en mucho menor medida, por la actividad sísmica de aquel mundo. Las estructuras de este periodo llevan la abreviatura E dentro de los datos métrico-cronológicos.
E) Copernicano: 1100 MA hasta hoy. Incluye los cráteres mas recientes de la luna, con sistemas de rayos perfectamente visibles y conservados. Muy pocos son grandes cráteres. (e.g. Tycho, Aristarchus, Kepler, Copernicus, Pytheas, Bürg, etc.). La abreviatura usada para este período es C.
Las CLASES (1 al 5) se basan, como dije, en la nomenclatura de R. Baldwin (1963), que clasificó mas de 300 crateres lunares segun su antigüedad relativa.
Asi, los que él llamó de Clase 1 son las formaciones mas nuevas, de rasgos mas definidos y bien conservados. Son todos posteriores al llenado de las cuencas de los mares. Son muy recientes, con menos de
Clase 2 son los mas recientes de los cráteres pre-mare. Incluiria las estructuras coetaneas con el periodo Imbrico. Con antigüedad creciente a medida que progresan en la clasificación, los cráteres evidencian gran deterioro. La Clase 3 corresponde a estructuras que exceden los
NORTE ARRIBA, OESTE
DERECHA
NORTE ARRIBA, ESTE
DERECHA
Desgraciadamente, aunque las fotografias originales se mencionan, este archivo es demasiado grande para incluirlas. MAS ABAJO he anexado el link a Dropbox desde donde se puede descargar esta ficha completa en formato .PDF, incluyendo las imagenes. (en total cerca de 95 Mb). La región que es
visible esta noche tiene un notable predominio de los mares (maria) sobre las
tierras altas (terrae). Yendo desde el
Polo Norte hacia el Sur, encontraremos:
02 DE SITTER (65 km, PN). Este crater, como todos los que se encuentran en la vecindad de los polos, se ve distorsionado, muy aplanado , y siempre iluminado débilmente (cuando lo esta) por un sol rasante. Forma estructuralmente un triple crater, con De Sitter (DS) asentado sobre el borde NE de De Sitter L (69 km), y sobre la cresta S de De Sitter M (81 km). Donde DS se intruye sobre los otros dos, los muros exteriores se han derrumbado, colapsado. La cresta de DS es mas aguda y esta mejor conservada hacia el SE. Los suelos son irregulares y agrestes, con una suave serrania en la zona central. Hay muchos pequeños cratercitos. Algunas grietas y fallas cerca de las paredes interiores, posiblemente de origen volcanico, algo inusual lejos de los mares y tan cerca del polo. Su nombre recuerda a un astrónomo danes que vivio entre 1872 y 1934.
03 SCORESBY (56 km, 2400m, E) Este crater, formado durante tiempos eratosthenianos (3200-1100 M), tambien se muestra elipsoidal por la ilusion de la perspectiva, debido a su posicion sobre las proximidades del Polo N, del que lo separan unos 200 km, aunque en realidad es casi perfectamente circular. Se encuentra entre Challis (56 km), al N y por tanto aun menos discernible, y el enorme, precioso Meton, por el Sur. Dada su relativa juventud, en terminos selenologicos, sus elevadas paredes exteriores tienen todavia sus crestas netas, agudas, filosas, sin deterioro significativo. Posee un gran baluarte o terraplen que sobresale por casi 25 km, como una lengua, exceptuando en la parte de las murallas que son intersectadas por Challis, por el N. Las amplias paredes interiores parecen haber sido aterrazadas, pero estas terrazas, si existieron, hoy aparecen pulverizadas practicamente a escombros por la plétora de impactos acaecidos a lo largo de los tiempos. Los fondos, inundados de lava, se ven por tanto nivelados, planos y uniformes, exceptuando la parte NE, donde el terreno aparece surcado de grietas, cañadones o desfiladeros, con un relieve muy aspero y rugoso. En el centro hay un prominente sistema orografico que consiste en 3 cordones montañosos, y apariencia de un doble pico central. Hay un pequeño cratercito justo hacia el W de estas montañas centrales, y otro algo mayor recostado sobre la pared septentrional interior. Repartidos hay tambien algunos pozos y pequeñas dunas. Su epónimo refiere al explorador ingles que vivió entre 1789 y 1857.
04 EUCTEMON (62 km, 2100m, PN). Aunque es un crater antiquisimo (PN), ha intruido las murallas de Baillaud, al SE, por lo cual sabemos que aquel es aun mas viejo. Hacia el SW de Euctemon esta la enorme planicie amurallada de Meton, y hacia el NE aparece De Sitter. Como todo crater del area limbica, aparece visualmente deformado por la perspectiva. Tiene paredes altas (especialmente al Este, donde alcanza alturas de 3100m, y el SSW) y abruptas, con laderas empinadas. El crater Euctemon H (16 km) se asienta sobre las murallas al W, y tiene una brecha en su pared oriental que hace que sus fondos se comuniquen con los del crater principal, como una dentellada, o una minuscula bahia. Los fondos interiores han sido reformados por la inundación lavica que ocurrio tiempo después del cataclismo creador del crater, por lo cual hoy se ven homogeneos y bastante lisos, marcados solamente por algunos pocitos, y el crater Euctemon K (7 km) cerca de la pared SW. Mas hacia el norte, sobre los riscos abruptos que separan Euctemon con Baillaud, se observa el crater Euctemon N (8 km). Mas alla de Euctemon, hacia el limbo, hay montañas aisladas muy imponentes, como Nansen Beta (3400m) y Nansen Gamma (2500m). El nombre de este gran crater evoca al astrónomo y matematico griego (del que solo se sabe que era amigo de Meton) que vivio en el siglo V antes de Cristo.
05 BAILLAUD (91 km, 2000m, PN). Las crestas de este crater estan tambien muy
derruidas por una larguisima historia de impactos, por lo cual hoy en lugar de
imponentes murallas de bordes agudos, solo hay un anillo montañoso y agreste,
rodeando un interior plano. Sobre los muros NW se ha asentado Euctemon, en
tanto Baillaud A (56 km) lo hace mas alla de las laderas del NE.
Estas paredes aparecen tambien muy derruidas por el Sur, en donde hay una
brecha que conecta el interior, inundado de lava, con el exterior del crater. En estos
muros meridionales hoy inexistentes se ven las huellas de algunos cráteres
inundados y abiertos, como Baillaud B (16 km) hacia el Sur, y otro sin nombre y
aun mas deteriorado y con amplias brechas, situado hacia el SE. Los pisos
interiores se ven lisos, marcados solamente por pequeños alfilerazos,
exceptuando el crater Baillaud E (14 km) que se asienta algo al
Sur del punto medio. No existen hoy rastros de un pico central, o de cordones
montanos de altura apreciable. Lleva el nombre del astrónomo francés fallecido,
como De Sitter, en 1934. Por su posición
sobre el limbo, se ve con forma oblonga desde la Tierra. Cerca de el
encontramos a Meton (al SW), y a Petermann, mas hacia el E, este ultimo no examinado hoy
por verse mucho mejor los primeros dias de la lunacion.
06 METON (123 km, 2600m, PN).
Formacion extraordinaria de increible antiguedad, planicie amurallada ruinosa,
consistente en la fusion de al menos 3
grandes crateres inundados de lava: Meton (124 km, al NE), Meton C (77
km, al Sur) y Meton
D (78 km, al SE), dejando como
resultado una estructura trilobada, con
las murallas de interseccion perdidas.
Hacia el NW de esta maravilla se encuentra Scoresby, y entre este y Meton esta Meton
E (43 km).
Hacia el E estan Baillaud y Euctemon, y Barrow hacia el SW, esta
noche dificil de apreciar. El complejo
conserva hoy poco de lo que fueron sus altas murallas de abrupta pendiente. Sus
suelos, de un color gris muy claro y vastisimos por la ausencia de muros
medianeros, son planos, con algunas colinas y cratercitos. Meton F (51 km) es otro satelite, de
la inmensa formación multilobada, en este caso, ubicado entre Meton y Barrow, y
con elevadisimas murallas, exceptuando en su porción Norte, mas bajas y con
oquedades. El famoso observador lunar
Charles Wood menciona la presencia de bandas claras en los suelos de esta
formacion trifoliar, principalmente un rayo de luz hacia el crater Barrow, y
otro algo al N de aquel, ambos causados aparentemente por el pasaje del sol
(que es aquí siempre rasante) por una
hendidura en la pared W de Meton, justo al N del crater Barrow C (28 km). El decia que esta
ultima franja de luz, de unos 60
km de longitud, se extendia al amanecer en direccion N
desde el W de Meton, hacia una region anonima ubicada entre Barrow y Scoresby
M (53 km).
Al pasar los minutos, el veia que ese
rayo se iba ampliando hasta que toda esa zona quedaba iluminada casi por
completo. El observador Larry Smith informó haber observado esta misma secuencia de rayo engrosandose hasta
cubrir de luz el area, durante el atardecer, lo que constituye una interesante
rareza. El nombre de este crater
grandioso recuerda al astrónomo y matematico griego Meton, colaborador y amigo
de Euctemon, que habiendo vivido en fechas imprecisas en el siglo V antes de
Cristo, no dejo ningún trabajo escrito. Como interesante curiosidad, este
astrónomo aparece fugazmente como un personaje de la obra de Aristofanes “Las
Aves” que cruza la escena raudamente, llevando presuroso sus instrumentos de
calculo.
07
BARROW (92 km, 3200m, N) Antiguo crater del periodo Nectarico o
Nectariano (3850-3200 M),
ubicado entre las planicies amuralladas de Goldschmidt, por el NW, y Meton, por
el NE. Hacia el SW esta el crater W.Bond, hoy invisible, como casi todo este
crater y Goldschmidt.
Las paredes exteriores de este circo han sido
fuertemente erosionadas por los impactos, y estan muy desvencijadas por los
crateres que se asientan sobre ellas, con lo cual lo que hoy vemos parece un
anillo de montañas contiguas, redondeadas, con algunas crestas, rodeando un
interior plano. El crater Barrow A (28 km) yace sobre el borde
SW, en tanto Barrow C (28
km) lo hace sobre el NE. Barrow K (46 km) se extiende
inmediatamente hacia el SE. Las murallas alcanzan su maxima altura y extension
hacia el NW, donde se une con el gran Goldschmidt. Sobre el extremo oriental de Barrow existe
una angosta brecha que comunica los fondos de este crater con los de su vecino
Meton. El interior del crater esta completamente inundado por sedimentos
lavicos, y su superficie aparece
acribillada de minusculos pozos y cratercillos.
Hay trazas debiles de eyecta, proveniente de los rayos de Anaxagoras, ubicado unos 100 km hacia el WNW, que
forman como rayones claros y suaves atravesando los pisos del crater. Los rayos de ese crater, que se asienta sobre
la pared occidental de Goldschmidt, ambos invisibles esta noche, alcanzan hasta
900 km
de extensión. Su nombre inmortaliza a un matematico ingles del siglo XVII,
fallecido en 1677.
08 NEISON (53 km). Este crater se encuentra
al Sur de Meton. Sus bordes exteriores
estan casi completamente destruidos,
castigados por los impactos desde tiempo inmemorial, de tal modo que hoy solo
queda un cordon anular montañoso bajo, desuniforme, rodeando el interior del
crater. Esta cresta tiene muchas brechas, y los riscos que dan hacia el
interior del crater tienen profundas indentaciones producidas por los impactos.
Las murallas, aunque altas en algunos lugares, son en general poco
impresionantes. Los fondos han sido reciclados y reformados
por las masas de lava oscura que los inundaron hace miles de millones de años,
viendose hoy como una planicie uniforme y lisa, rodeada de murallas de poca
altura, con algunos acantilados hacia el SW, SE y ENE. Unos pocos cratercitos alteran el aspecto de
monotonia de estos suelos de otro modo carentes de rasgos. Se llama asi en
memoria del astrónomo y selenógrafo ingles fallecido en 1940.
09 ARNOLD (96 km, 2000m) Formacion circular, muy antigua, con crestas
derruidas, especialmente en la parte meridional, y romas por eones de bombardeos e impactos.
Hay una brecha en la muralla SW, donde se asienta el crater Arnold
J (6 km,
de fondos muy oscuros), y las paredes son bajas a lo largo de todo el borde
oriental. El lado norte de los muros del crater son los mejor conservados,
particularmente hacie el NE, en donde se encuentra el crater satelite Arnold
A (57 km).
Hacia el Oeste y el Sur hay sendos cratercitos.
Los pisos interiores estan recubiertos de lava, y son en general
planos,con alguna depresion y algunos pozos o alfilerazos. El accidente mas
notable es el crater Arnold F (10 km) sobre los fondos del
crater, en el sector NNW. Si alguna vez
existio una montaña central, hoy no quedan rastros de dicha estructura. Los
pisos son oscuros y están acribillados de cratercitos minúsculos, y algunas
colinas aisladas. Un area muy aspera y llena de hoyos y montículos es la que se
encuentra mas alla de las murallas de Arnold, hacia el N y NW. Su nombre recuerda a un astrónomo alemán que
vivio entre 1650 y 1695.
10 KANE (55 km, 3300 m, IMBR)
Se trata de los restos de un crater muy
destruido, pero del que aun persisten algunas murallas, ubicado en las costas
NE de Mare Frigoris, completamente inundado por las lavas de ese mare. Es una
estructura circular, del periodo Imbrico Inferior (3850-3800 MA), con paredes
altas, y pendientes empinadas por el N y el E.
Por el Sur las murallas estan colapsadas, exhibiendo marcado deterioro,
con brechas por las que han ingresado las masas lavicas, desde el mare. Los
fondos interiores son muy lisos y sin rasgos, a excepcion de algunos pocos
cratercitos. Si alguna vez un monte se erigio altivo en medio de este crater,
hoy no quedan vestigios de tal montaña. Su nombre recuerda a E. Kane,
explorador americano del Artico, que murio en 1857.
11 DEMOCRITUS
(40 km,
1950m) Formacion aproximadamente circular (aunque presenta algunas salientes o
indentaciones que recuerdan una concha marina) originada en el Imbrico Superior
(3800-3200 millones de años). Crestas
bastante bien definidas y conservadas, con poco rastro de erosion. Las laderas son de pendiente abrupta, con
terrazas, a veces complejas (dobles). Al SW las laderas interiores estan
destruidas por un gran crater anonimo. Fondos interiores lisos, con un pequeño
cerro cerca del centro, y algunos montículos dispersos. Wilkins & Moore lo
consideran muy profundo, para ellos es el crater que ostenta la máxima
depresión en toda la region, y por esto siempre es fácil de localizar. Su
nombre evoca al famoso y muy longevo (para la época) filosofo tracio
presocrático que vivio entre los años 460 y 370 antes de Cristo.
12 GÄRTNER (103 km, 1300m) Estructura
circular formada en el periodo Imbrico (hace entre 3850 y 3200 millones de
años). Se trata de un crater en ruinas, completamente inundado de lava, y cuya
mitad meridional ha desaparecido, siendo hoy nada mas que una bahia semicircular
abierta, integrada a las costas del NE de Mare Frigoris. Las partes aun
visibles de este derruido crater estan muy erosionadas, con huecos, brechas y
hendiduras que produjeron los impactos en el pasado, quedando como testimonio Gärtner
A (14 km)
asentado sobre las abruptas laderas del NE, y Gärtner G (33 km) hacia el E.
Paisaje entre Meton y Barrow (Lunar Reconnaisance Orbiter LRO). Tomado de una postal subastada en Internet.
Los fondos de Gärtner, rebosantes de lava, muestran un marcado
contraste entre la mitad Sur, muy lisa y uniforme, y la parte Norte, de
asperísimo relieve y lleno de pequeñas colinas y montículos en numero casi
infinito, con una textura que recuerda a la piel de una gallina cosmica. La
parte meridional del crater ostenta un crater con forma de palangana o tazon (Gärtner
D, de 8 km),
ubicado algo descentrado hacia el S.
Notable tambien es una grieta o falla
(Rima Gärtner) que
corre desde el centro del crater hacia las paredes interiores del NE del
crater. Su longitud total es de unos 30 kilometros. Las murallas del NW del
crater todavía conservan su imponencia, y donde este gran arco montañoso termina
por el Sur, justo al W del crater, se encuentra el pequeño Gärtner C (8.5 km). Unos 22 km al SSW de se encuentra
el profundo crater Gärtner F (14 km) en el cual se ha
descubierto un pico central. Lleva el
nombre del geólogo alemán fallecido en 1813.
En la imagen de abajo, se observa una angosta grieta corriendo en
sentido W-E, llamada Rima Sheepshanks (por el
crater homonimo (25 km,
2000m, Imbr.) que aparece en el extremo izquierdo superior de la fotografia) que
se curva y ingresa en el crater Gärtner, al E, haciendo como un rulo interior,
cambiando entonces su nombre por el de la ya mencionada Rima Gärtner. El crater en sombras al N de Gärtner, es Democritus
(40 km,1950m,
IS), y unos 80 km
hacia el E de Democritus se halla el ruinoso Kane. Otros 65 km hacia el Este se situa el profundo crater
C. Mayer (38 km, 2250m, Imbr. Sup.).
Contiguo hacia el SE de este, se encuentran las ruinas de C. Mayer D (65 km), un crater que al
haber sido deformado por un impacto en su cresta SE, exhibe hoy un contorno
casi cuadrangular. Hacia el Sur, en todo el ancho de la imagen, se extienden
las aceradas planicies de Mare Frigoris.
A continuación definimos un concepto harto frecuente en la Luna: la rima
(plural rimae).
La definición
de rima
es compleja. Su aspecto puede
variar desde un surco o raya mas o menos lineal o viboreante, mas o menos larga
o ancha, pero generalmente una depresion acanalada, generalmente desde unos
cientos de metros a muy pocos kilómetros de ancho, y muchas decenas, a veces
cientos de kilómetros de longitud. Los mecanismos de formación son todavía
conjeturales, pero podrían ser canales o tubos de lava colapsados por haberse
desplomado su cubierta o techo, o por subsidencia del subsuelo de la cuenca por
el peso de la masa de lava suprayacente, por fenómenos de origen tectonico, o
lo que se conoce como nube piroclastica, entre otras posibles y todavía no
contempladas razones. Este tipo de accidentes ha sido encontrado tambien en
otros cuerpos rocosos, como Marte, Venus y varias lunas planetarias. En la Luna encontramos 4 tipos de rimae, a
saber:
a) sinuosas:
son depresiones curvas, largas, cuya forma recuerda, por sus meandros, a
los rios amazonicos. Se piensa que son
los restos de conductos o tubos de lava que han colapsado. Generalmente nacen
cerca de un volcan extinto, luego van retorciendose, a veces bifurcandose, a lo
largo de su extensión.
Vallis Schröteri, en el Oceanus
Procellarum, es la mas larga rima sinuosa conocida. Sobre su origen hay todavía muchas
controversias. Por ejemplo, Rima Hadley, que corre cerca del
monte homonimo en los Apeninos lunares, tiene 1500m de anchura y casi 300m de
profundidad.
Probablemente era un
gigantesco conducto de lava cuya parte superior se ha derrumbado, que corria
desde una caldera volcanica en las inmediaciones del crater Béla, al SW, hasta terminar cerca
de Mons Hadley, casi 80 km
al NE. En algun lugar de esta enorme
grieta, proximo a esa gran montaña de 4600 m de altura, fue dejada como homenaje a
los astronautas fallecidos durante la carrera espacial, una placa conmemorativa
cuando alunizo alli la mision Apollo XV, un dia de Agosto de 1971.
b) arqueadas: estas depresiones son de curvas mas suaves, y
generalmente se encuentran en los bordes (costas) de los mares lunares mas
oscuros. Se cree que se forman cuando
los flujos de lava que llenaron el mare se enfrian, se contraen, y se asientan
(hunden) por su peso dentro de la cuenca.
Se han registrado por toda la luna, y ejemplos de este tipo los podemos
encontrar en la costa SW de Mare tranquillitatis, y en el SE de Mare Humorum.
c) lineares o rectas: estas rimae siguen recorridos largos y sin
desviaciones o curvas. Se supone que son analogas a los grabens terrestres, es
decir, secciones de la corteza que se han hundido, entre 2 fallas que corren
paralelas. Pueden detectarse fácilmente, cuando atraviesan crateres o cordones
montañosos, Vallis Alpes es por lejos el mayor graben encontrado en la Luna, aunque en realidad se considera que
es demasiado grande para considerarlo una rima, ya que esta él mismo recorrido
por una rima linear. Rupes Recta, y varias otras que se estudiaran hoy, son
ejemplos mas adecuados.
d) hibridas o mixtas: exhiben mas de un
tipo de los mencionados. Las causales de los distintos tramos pueden ser
diferentes. Por ejemplo, en las primeras partes de su recorrido fueron
originadas por una falla del terreno, mas adelante, fueron alteradas
morfológicamente por la actividad volcanica de otras regiones que fue
atravesando. Rima Hyginus, en Sinus Medii, es un ejemplo de este tipo de
rima o grieta lunar. En la seccion que se analiza hoy hay varios casos, como Rimae
Burg, en Lacus Mortis, y Rima Cauchy, cerca del crater
homónimo.
Unos 150 km directamente hacia el
Este de Gärtner, encontraremos al bello duo desigual integrado por Strabo y Thales.
13
STRABO (55 km, 3800m) es un crater con paredes muy altas, de
pendientes interiores aterrazadas, con un pequeño crater asentado en sus
murallas orientales. El interior,
inundado de lava, es relativamente liso y homogeneo. Unos 50 km hacia el Norte hay una cadena de 3
crateres menores: Strabo L (26
km), Strabo
B (23 km) y Strabo N (25 km). No ha podido determinarse con certeza su
periodo formativo. Según el LunarMap HD, parece tener un pequeño monte central,
somero y algo descentrado hacia el Este. Parece ser el centro de un sistema
radial menor. Su nombre remite al gran geógrafo griego que vivio en tiempos de
Jesus, entre los años 54 AC
y 24 DC. Hacia el sur esta vinculado con la planicie amurallada en ruinas De La Rue, y hacia el Oeste se
encuentra el crater Thales.
14 THALES (31 km, 1800m). Este crater del periodo Eratostheniano es
remarcable por la diversidad de rasgos geologicos que exhibe. Tiene crestas y contornos netos, precisos,
poco erosionados, lo que demuestra su origen relativamente reciente. Alrededor del crater, sobre la superficie
lunar circundante, hay un sistema de rayos que se extiende por mas de 600 km. Algunos de estos rayos, según Wilkins y
Moore, parecen provenir de mas alla del limbo lunar, es decir, de algún crater
del Farside (= lado oculto de la Luna).
El mas brillante de estos rayos se extiende desde Thales hacia el W,
hasta alcanzar el borde N de Democritus (40 km, 1950m, Imbrico
Sup.) pasando al S del profundo y
deforme Schwabe (25
km). Un rayo mas palido se prolonga hacia el NW. Otro rayo angosto y recto se dirige al SW
entre Democritus y Thales F (37 km). Un amplio ramillete
de rayos parece conectar a Thales F con De La Rue J (14 km), en el centro del gran
multicrater De La Rue. El rayo mas oriental de este grupo, es decir el mas
cercano a DLR J, es el mas brillante de todos.
Finalmente, un debil rayo va hacia el NE mas alla del borde W de Strabo
(55 km,
3800m), terminando cerca de un brillante terreno anguloso de difícil
caracterización.
La zona que se encuentra inmediatamente al NNW de Thales esta desprovista
de estos rayos, evdencia de que este crater debió haberse formado por un
impacto rasante proveniente de esa direccion.
Las paredes interiores son aterrazadas, particularmente en su parte
meridional, y muchas de estas terrazas se han producido por desmoronamiento de
los bordes por encima de ellas. En los pisos se han encontrado planicies de
rocas lavicas fluidas al instante del impacto, mas tarde fracturadas y
sembradas de escombros que cayeron de la cresta del crater. Esta roca liquida, viscosa, es consecuencia
de las colosales energias liberadas, y que produjeron riadas que desde las
paredes fueron bajando formando terrazas o escalones, o acumulandose en los
fondos, y de algun modo rebalsando las
paredes exteriores para formar pequeños lagos lavicos en torno al crater recien
creado. Cuando este material solidificó
a lo largo de los millones de años, se fue contrayendo, formandose grietas. Según Wilkins et al., en el interior hay un pequeño monte central.
Otra montaña aparece fuera del crater, unos 5 km hacia el SE, mas alla de la
cual un áspero terreno desciende en De La Rue . A los costados de Thales, el
albedo (luminosidad reflejada por los pisos) es mas elevado que en los crateres
lunares tipicos. Otra curiosidad de este
crater es que es muy mencionado por haberse observado en el con cierta
frecuencia los llamados fenómenos lunares transitorios (TLP). En 1892, E. E. Barnard, (el famoso astronomo norteamericano descubridor, entre
otras cosas, de la Estrella
de Barnard), observo una palida luminosidad cubriendo el interior del crater,
que se veia brumoso, en tanto el exterior estaba bien nitido y claro. En la primera imagen se contempla este crater
inusual, y en las dos siguientes, detalles texturales de sus paredes y fondos. Lleva el nombre del genial filosofo y
matematico griego fallecido circa 546 BC.
Al SW de Thales, y al S de Strabo (que lo intruye por el N), se
encuentra la magnifica planicie amurallada en ruinas De La Rue.
15
DE LA RUE (136 km). Esta gran estructura es todo lo que
queda de un viejisimo crater, o mucho mas probablemente, de varios crateres apelmazados
y parcialmente encimados o superimpuestos en un conglomerado groseramente
circular por ulteriores impactos e inundaciones de lava, El perimetro de esta formacion esta
constituido por un amasijo informe de colinas, suelos irregulares, y restos de
viejos crateres desintegrados. Los bordes son irregularmente redondeados a lo
largo de la mitad NW, en tanto que al SE el aspecto es mas rectilineo,
acentuado este efecto por un crater que se ha intruido sobre ese flanco. El
contorno global recuerda, por su forma de pera, a un triangulo de vértices
redondeados, con murallas bajas y en algunos sectores, faltantes o
discontinuadas. Hay ruinas de pequeños y antiquisimos crateres a lo largo de la
cresta SSE, y varios crateres fantasma
en los pisos aledaños, junto a las laderas interiores de la muralla
NW, como uno muy somero y de unos 22 km, sin nombre, abierto
hacia el SSE.
Otro crater doble de unos 10 km de diámetro se ubica en
los fondos , al NE, y hacia las laderas orientales de DLR. Junto a esta
estructura hay una extraña montaña que se eleva
solitaria en medio de la planicie.
Cerca del centro de estos fondos mas bien planos, se encuentra el crater
DeLa
Rue J (14 km), con forma de cuenco o
taza. El piso que rodea este crater por el sur es aspero y accidentado, y hacia
el Oeste el area adyacente tiene colinas bajas, de algunos cientos de metros de
altura. Los fondos de DLR son abruptos,
especialmente en el sector SE, en donde parece haber existido un crater algo
cuadrangular, de gruesisimas murallas, de unos 28 km de diametro. Se ven tambien en estos fondos innumerables
alfilerazos, con un notable par hacia el NE.
Rükl, el gran estudioso de la
Luna, describe a De La
Rue como un circo desintegrado, aunque parece que el plural
estaria mas ajustado a la realidad. Zac
dice que esta estructura es probablemente un conglomerado de viejos crateres
superimpuestos y derruidos. Existen evidencias de un enorme crater, con los
bordes abiertos hacia el Sur, de unos 110 km de diámetro (que seria toda la parte N
de DLR). Por dentro de esta estructura, hay otra de bordes mas bajos, de unos 75 km de diámetro (cuya
muralla S corre justo al Sur de DeLa Rue J) y hacia el Sur hay un
arco que sugiere un mal definido crater de unos 65 km de anchura (la parte
meridional de DLR). Lleva el nombre de
un astrónomo ingles del siglo XIX, fallecido en 1889.
Los primeros cartografos lunares
consideraron erróneamente que todos
estos trozos curvos de bordes habian pertenecido a una unica estructura, y los
ensamblaron en un unico, improbable crater de 136 km de diametro lo que es
en realidad una colección de crateres fosiles.
Por el SE,
los fondos de DLR están abiertos hacia un circo de unos 35 km de diámetro. Este, a su
vez, esta franco en su extremo meridional a otro anillo de tamaño parecido, DLR
E (32 km)
aunque mejor conservado. Entre ambos cráteres hay un pequeño crater de unos 5 km de diámetro, y varias
colinas que son en realidad parte de las murallas medianeras originales. Todo
el Sur de DLR esta tapizado de circos abiertos o fantasmales, con al menos 3 de
mas de 20 km
de diámetro.
Unos 75 km hacia el W, entre DLR y
Gärtner,
encontramos a Thales F (37
km). el somero
crater inundado de lava, que tiene 2 montañas interiores situadas casi sobre sus paredes
interiores ENE, cuya naturaleza es desconocida, ya que no parecen ser
volcánicos, ni deberse a derrumbes, encerrando gran misterio. Este crater no
alcanza a verse en la primera de las fotos siguientes, pero si en la segunda.
Thales fotografiado por el LRO
Detalle de flujos lávicos en el interior de sus laderas
Detalle de los fondos interiores de Thales
Detalle de flujos lávicos en el interior de sus laderas
Detalle de los fondos interiores de Thales
MARE FRIGORIS Uno de los mares lunares mas
antiguos, se formo durante el indefinido periodo Pre-Imbrico (que incluye tanto
al PN como al Nectarico, es decir, desde poco después de la formación de la
Luna, hace entre 4550 y 3850 millones de
años). Muy alargado, angosto y sinuoso, sus dimensiones son aproximadamente
1800 x 200 km,
cubriendo un area imprecisa de unos 320.000 km2, es decir apenas
mayor a los 307.000 km2 que tiene la Provincia de Buenos Aires
(Argentina). Sus lavas son muy oscuras,
y fue bautizado por Giovanni Riccioli en 1651.
Previamente se lo conocia como Mare Hyperboreum, nombre que le habia
puesto J. Hevelius. En la foto que sigue se ve un area de Mare
Frigoris al sur de Kane. Este mare posee
areas de muy alto albedo (reflectancia) lo que es atípico de los basaltos
marinos, y probablemente se relacione con un menor contenido en hierro y
titanio respecto a los mares lunares típicos.
Dos imágenes del area en que
se encuentra el multicirco De La Rue. En la segunda, observar las
sombras de las montañas de los crateres al E.
Mare Frigoris esta
lleno de misterios respecto a su relación con el vulcanismo lunar. Aparentemente, este inusual mare tiene sus oscuros rellenos
basálticos marinos cubiertos por una delgada película de material mas claro,
como un barniz, proveniente de los materiales eyectados en los impactos que
formaron las tierras altas al Norte de el. El verdadero mare estaria entonces por
debajo de esta capa mas clara (es el criptomare subyacente). El
area de la foto que aparece señalada por la flecha blanca muestra el interior
de un pequeño cratercito típico de este mare, de entre 1 y 2 km de diámetro, visto en
detalle en la fotografía siguiente, a la izquierda. La imagen tiene una anchura
de 510m. Otra estructura muy interesante
es la tercera fotografía, que muestra un domo volcánico de unos 400m de
diámetro, como los que luego se mencionan en Lacus Mortis, en la zona en que
Rimae Bürg se une con la margen WSW del Lacus.
16
GALLE (22 x 21 km, 2300m, E) Pequeña
estructura casi circular, de tiempos eratosthenianos (3200-1100 MA), ubicado
sobre el E de Mare Frigoris, al NNE del gran crater Aristoteles. Tiene crestas netas, precisas, poco gastadas
por la erosion, atestiguando su relativa juventud. Estos bordes muestran algunas salientes por
el N y el NE, exceptuando las cuales, los contornos serian bastante simetricos
y circularidad. Su nombre recuerda a un astrónomo alemán muerto en 1910.
17 ARISTOTELES
(88x 87 km,
3400m, E) Hermosa planicie amurallada
próxima a la margen SE de Mare Frigoris, producto de un colosal impacto
acaecido en eras eratosthenianas (3200-1100 MA). Hacia el Sur se halla el ligeramente menor Eudoxus,
con el cual forma un remarcable duo al telescopio. Un arco de montañas en
general bajas (aunque mas altas cerca de Eudoxus) corre al Oeste entre ambos
crateres, y tuerce casi al final hacia el Este hasta las proximidades de
Aristoteles. Por el W se halla Egede
(34 km, 420m, Imbr. Inf.), un
crater inundado y somero. Los
observadores han notado que los contornos de Aristoteles no son circulares,
asemejandose mas a un hexagono de vertices redondeados. Este crater, a diferencia de su vecino y tal
vez algo mas reciente Eudoxus, carece de un sistema de
rayos visible, aunque exhibe un
magnifico sistema de colinas de baja altura que mas o menos anárquicamente
irradian desde sus murallas, especialmente hacia el NE. Tiene paredes muy altas (pico mas alto 3410m,
sobre sus muros SW) y castigadas por los impactos, que hacia el Este están encimadas
sobre la cresta occidental de Mitchell, crater mas antiguo, que Aristoteles ha
obliterado. Estas crestas están en muchos lugares escindidas por cañadas que
han abierto brechas en ellas. Laderas interiores amplias, y delicadamente
aterrazadas, con aspecto de escaloncitos, especialmente el arco que va entre el
NE y el SSE. Sobre las murallas exteriores, muy asperas, y de terreno
extremadamente abrupto, se observa un patron generalmente radial de eyecta,
constituido por cordoncitos muy alargados de colinas bajas. Hay una gran escarpa y la pared parece
colapsada hacia el NW sobre la ladera interior occidental. Los fondos del crater son desparejos, y
cubiertos de serranias que tienen el aspecto de arrugas en el terreno. Existe un grupo de montañas centrales, pero
en una posición algo desfasada hacia el S. El pico mas alto supera los 300m. Hacia
el Sur de este grupo estarían los restos de un viejo anillo. El suelo del
crater parece estar lleno con una capa de material que parcialmente ha
enterrado estas serranias y estos picos centrales. El espesor de esta lava se supone que seria
de aproximadamente 1 km, y por esto los picos centrales parecen tan
someros, y la lava llega a cubrir los basamentos de las murallas interiores.
Este material no parece ser lava del Mare Frigoris, porque no se ve tan oscuro
cuando hay luna llena, aunque tiene el aspecto de los suelos lavicos. El nombre
de este magnifico crater conmemora al gran astrónomo y filosofo griego
discípulo de Platon que vivio en el s. IV BC.
18 MITCHELL (30 km, 1300m, IMB) Profundo crater originado probablemente por
un impacto en el periodo Imbrico (3800-3200 MA), sobre cuya cresta occidental
esta intruido el mas reciente Aristoteles.
La edad real del crater, sin embargo, parece imposible de precisar, ya
que se encuentra muy desfigurado por el material eyectado cuando se formó
Aristoteles. Hay una ligera indentacion en el borde sur, donde hay un
cratercito deformado. Los pisos son muy asperos y accidentados, prácticamente
sin espacios de planicie, y tiene un pico central muy somero y poco notable.
19 EUDOXUS
(69 km,
3350m, E-C?) Hermoso crater circular,
probablemente formado cerca del limite entre los periodos Eratostheniano y
Copernicano (2500-1500 MA), que hace un bonito duo con Aristoteles, situado unos
100 km
hacia el N. Hacia el SSW se encuentra el ruinoso Alexander (83 km, 1300m, Pre-Imbr.), y al
SW el pequeño crater Lamech (13 km, 1460m, C). Como el
impacto que excavó Eudoxus lo hizo sobre un basamento de material imbrico poco
consolidado, hoy es difícil reconocer sus crateres secundarios. Este crater posee un sistema radial de eyecta
que se extiende por varios cientos de kilómetros, y todavía es visible. Tiene paredes elevadisimas y muy empinadas
(3400m, al W, mas bajas hacia el E) y erosionadas por impactos, incluyendo a Eudoxus
B (8 km)
por el NNE, y Eudoxus G (7
km) y A (14 km) hacia el NE.
Un grueso risco rectilíneo de unos 25 km
de largo, sobre el cual se eleva la mayor altura de la cresta, constituye el
borde WSW de Eudoxus. Laderas interiores formando terrazas, y exteriores con
suaves salientes o terraplenes. Pisos
inundados, sin rasgos notables, exceptuando un conjunto de montículos centrales
de poca altura, dispuestos mas o menos en circulo, probablemente los restos de
un crater interior hoy desaparecido. El
terreno exterior al crater se hace muy irregular y montañoso hacia el SE, y
unos 50 km en esa dirección se halla un par de montañas de unos 2100m de altura
cada una. Se piensa que el impacto que creo este crater (o el que creó a
Aristoteles) podría haber tenido alguna incidencia en la formación de un notable
sistema de fallas (Rimae Bürg) que aparece en Lacus Mortis, ubicado unos 110 km hacia el E. Según algunos observadores, al amanecer las
sombras interiores del crater son mas negras que las de Aristóteles. Lleva el nombre de un astrónomo griego del siglo
IV AC.
Aristoteles (N) y Eudoxus (S)
Aristoteles en detalle
Eudoxus en detalle
Baily (N) y Baily A (S)
Aristoteles en detalle
Eudoxus en detalle
Baily (N) y Baily A (S)
20
BAILY (26 km, 500m
Imbr.) Crater ruinoso, ubicado en
el area fronteriza entre Mare Frigoris, por el N, y Lacus Mortis hacia el Sur.
Solamente la mitad septentrional de las murallas permanece todavía
relativamente intacta, alcanzando una altura maxima de unos 500m sobre el borde
NW. Se observa una saliente en la cresta del crater, hacia el NE, probablemente
el remanente de un impacto, hoy muy desmantelado.
La parte Sur de las
murallas esta casi completamente destruida. Existe una formacion algo menor (19 km) y desmantelada, aunque
mas reciente y mejor conservada, que se ha instruido sobre las murallas NE de
Baily, obliterandolas completamente, y dejando un considerable terraplen de
derrumbe en el interior de Baily, sobre ese sector. La estructura general parece un 8, con la
esfera superior algo mayor que la inferior.
El resto de los fondos del crater estan inundados de lava, son lisos y
sin impactos notorios. Hay una pequeña grieta cerca del centro. Contiguo al crater, por el Oeste, hay un amplio
plateau de unos 40x 25 km
infestado de hoyos y cratercitos.
Unos 13 km hacia el SE se
encuentra el pequeño crater Baily A (16 km). Su nombre recuerda a un astrónomo
ingles fallecido en 1844.
No
confundir este pequeño crater lunar con el colosal circo Bailly, el mayor de la
Luna (303 km,
4300m, Nect.), de diámetro casi 12 veces mayor, situado a casi 2900 km de distancia, cerca del limbo SW de la
Luna, y cuyo epónimo es un homenaje al astrónomo francés Jean Sylvain Baily,
muerto en 1793.
Unos 150
kilometros al ESE de Baily, encontramos al precioso duo constituido por Atlas
(E) y Hercules (W).
21 ATLAS (87 km, 2100 m). Formacion circular, formada en el
periodo Imbrico Superior (3800-3200 millones de años). Forma un duo remarcable con Hercules. Murallas
de pendiente abrupta, con terrazas a veces multiples, que soportan un
cratercito en las laderas del Sur. Estos muros alcanzan, por el E, los 3100m de
altura sobre los fondos interiores, los 2800m por el Oeste, y los 3400m al
Norte. En algunas partes la cresta se ha desplomado al interior, quedando
bordes filosos, netos. Hay dos areas oscuras (probablemente un grupito de
crateres de aureola oscura, o dark-halo craters) en estas laderas interiores,
uno entre el borde N y el NE, y el otro junto a la cresta SE, probablemente
producidos por erupciones volcanicas. El piso del crater, muy resquebrajado y
agrietado, tiene un albedo mas claro que los alrededores, y esta muy
fracturado, según se cree, por el intenso vulcanismo. Es muy abrupto, con
colinas y serranias, y algunos cratercitos.
Estas fracturas, fallas o
barrancos, probablemente tambien producto de procesos magmaticos de
enfriamiento y contracción, o de levantamiento del piso del crater, cruzan los
fondos de Atlas en multiples direcciones, y se llaman colectivamente Rimae
Atlas. Se piensa que estas estructuras tienen pisos planos, anchos,
como un amplio surco o graben. Hay dos teorias que explicarian el levantamiento
de los suelos. Una es por un lento reajuste post-impacto de la corteza. Al
momento de la colision, la energia liberada comprime la corteza, que con el
tiempo vuelve a su tension y volumen original previa al cataclismo. Al regresar
al estado pre-impacto, se produciria el levantamiento que forma las grietas y
fracturas en el suelo del crater. Otra posibilidad es que las fracturas se
produzcan por intrusión de magma desde el subsuelo subyacente al crater, que
eleva, convexa y desgarra el suelo a medida que asciende. Cerca del centro del
crater, algo descentrado hacia el NW, hay un grupo de cerros bajos, dispuestos
en forma anular, como un pico central multicuspide. Estas 6 montañas parecen ser reliquias de un
viejo anillo del cual serian todo lo que queda. Uno de estos cerros es mas alto
que los demás, y se eleva abruptamente para rematar en una punta redondeada, aunque
no supera en total unos pocos cientos de metros de altura. Otros detalles de
los pisos de este precioso crater incluyen algunas depresiones alargadas, hacia
el Sur, probablemente formadas por impactos encadenados, que por su aspecto recuerdan
los cauces secos de algunos ríos terrestres.
Unos 60 km
hacia el ESE, cerca del crater Chevallier (53 km, Pre Imbrico) que
analizaremos en otra oportunidad), se encuentra el profundo crater Atlas
A (23 km),
con una montaña central.
Algunos observadores han reportado que con
luz cenital, ciertos accidentes localizados en los fondos interiores de Atlas
parecen refulgir de forma remarcable.
Las fotos muestran este crater, y el detalle textural de una de las
numerosas grietas que surcan su torturado interior. El ancho de la ultima
imagen es de unos 5 km
y corresponde al area del rectangulo rojo de la imagen precedente, tomada por la Lunar (Reconnaisance) Orbiter.
Su nombre evoca al mitico gigante, que segun las leyendas griegas, era el titan
que sostenía al mundo sobre sus espaldas.
Hercules (W) y Atlas (E) Atlas y area ampliada en detalle a
continuación Detalle del fondo de una grieta en
Atlas
22 HERCULES (70 km, 3400 m). Formacion circular, originada en el
periodo Eratostheniano (3200-1100 millones de años). Hace un bonito par con su
vecino Atlas, hacia el E. Murallas abruptas, elevadas, soportando a Hercules
D (8 km)
sobre el SE, y a Hercules E (9
km) hacia el SW. Estas laderas interiores tienen
multiples terrazas, formando sistemas complejos, escalonados o derrumbados.
Puede observarse una pequeña saliente en las murallas, como un terraplen. Los
pisos del crater estan inundados de sedimentos lavicos, y tienen varias
regiones con bajo albedo (oscuros). Los pisos, planos y bastante parejos y
nivelados por estar inundados, contienen al profundo Hercules G (14 km) apenas algo al SSE del
centro. En estos suelos hay tres cerros. El pico central esta casi completamente
sepultado por lava, quedando emergida solo su cumbre, una colina de poca altura
cerca del centro del crater. En el pasado, se reportaron varios casos de
fenómenos lunares transitorios (TLP) en este crater. Su nombre, también de la
mitología grecorromana, recuerda al semidios hijo de Jupiter, famoso por su
prodigiosa fuerza, y quien llevó a cabo los famosos Doce Trabajos encargados
por el rey Euristeo.
LACUS MORTIS
A unos 120 km al WSW de Hercules, y
unos 40 Km
hacia el SW de Baily, se situa esta
fascinante y compleja estructura, el Lago de la Muerte. En
realidad se trata de un enorme cráter hexagonal
de unos 153 km
de diámetro, y 21000 km2 de superficie, (el selenógrafo J.Whitford-Stark, en su
trabajo de 1982, le asignaba 34.000 km2) , que se habría originado
en tiempos pre-nectarianos (hace mas de 3920 millones de años). Fue bautizado
hacia 1651 por el selenógrafo italiano Giovanni Riccioli, sin dar explicaciones
sobre las razones de tan macabro como sugestivo nombre. Este gran circo se encuentra completamente
inundado de lava marina, razón por la cual hoy su pared nor- oriental es inexistente. La colision que lo formo
debió haber sido espectacular. Baste
recordar que ese impacto, equivalente al de Chicxulub (Yucatan) que aquí en la Tierra provoco la extinción
de los dinosaurios y oculto el sol por varios años, sumiendo al planeta en una
verdadera edad de hielo, en la
Luna, carente del poder moderador que aquí ejercen la mucho
mayor superficie de nuestro planeta, y la presencia de una atmosfera, debió de
conmocionar a nuestro satélite. El cataclismo produjo la ruptura de la corteza
selenita, y el afloramiento de ingentes masas de magma que inundaron la cavidad
original (también llamada crater transitorio) con lava basáltica, hasta sepultar
toda la orilla oriental del circo y hacerla desaparecer por completo, dejando
hoy visibles solamente las cumbres de los picos mas altos de aquel arco
oriental de la muralla original, como vestigio de las otrora elevadas murallas.
Este llenado de la cuenca se habría producido en tiempos nectaricos, hace unos
3900 millones de años. La primera de las imágenes que se adjuntan muestran a
Lacus Mortis en la vastedad del Norte lunar. Tres de las imágenes siguientes
muestran este fascinante Lacus bajo distintos niveles de iluminación.
Bella imagen del N lunar, mostrando a
Lacus Mortis, (centro), Aristoteles y Eudoxus, a la izquierda (W), y
Hercules y Atlas, a la derecha (E)
Se observa también
en detalle el interesantísimo sistema de fallas que surcan la mitad occidental
de este magnifico circo lunar. En las fotos 2, 3, 4 y 5 se nota que el sistema
de arrugas que va desde la costa Norte hasta el crater Bürg limita por el Oeste a un grueso cordon
sobreelevado sobre el piso de Lacus Mortis.
En la imagen 6 se observan ademas 2 pequeños domos volcánicos como el que
ilustra una de las fotos en el parrafo correspondiente a Mare Frigoris.
Vistas
de Lacus Mortis con distinta iluminación
Rimae Bürg y dos domos volcanicos
crater Bürg
Rimae Bürg y dos domos volcanicos
crater Bürg
La región W
del Lacus ha sido motivo de varios estudios, por la extraña configuración del
suelo. Cuando el terminador menguante se encuentra próximo a la pared W del
Lacus Mortis, las sombras que proyectan las montañas de esa misma pared sobre
el suelo del Lacus, se curvan notoriamente. La explicación para este fenómeno
casi único es que el suelo del Lacus Mortis seria mucho mas convexo que lo
esperable en función de la curvatura general de la superficie lunar.
En respaldo de esta suposición, es
posible ver que las sombras proyectadas por el cráter Bürg también se curvan
cuando el terminador creciente está próximo a el. Lo mismo se observa en fase
menguante, ya que además de curvarse las sombras proyectadas por la pared W del
Lacus, también se forman sombras muy oscuras y definidas al W, SW y NW de Bürg.
Todas estas observaciones parece confirmar que el Lacus tiene en verdad una
convexidad notable.
Aunque en general el
paisaje muestra a priori un aspecto uniforme y llano, veremos que algunas
partes de esta antiquísima estructura están surcadas de fracturas, fallas y
grietas, consecuencia de las combaduras del piso mencionadas mas arriba, debido
al afloramiento del magma desde el subsuelo y llenado de la cuenca (con
posterior enfriamiento y contracción), y subsidencia de ciertas regiones
producto del enorme peso suprayacente.
Con luz rasante puede observarse esta concavidad como un abultamiento
central del Lacus, que recuerda al gran cráter Petavius, inmenso circo (184 km) situado al S de Mare
Fecunditatis, y él mismo una de las visiones mas gloriosas de la Luna.
Colinas
divisiorias entre Mare Frigoris y Lacus Mortis
Costa oriental fantasma de Lacus Mortis
Costa oriental fantasma de Lacus Mortis
Ingresando al Lacus
desde el Noreste, una somera cadena montañosa lo separa del extremo oriental de
Mare Frigoris. Es necesario aplicar grandes aumentos para observar esta sutil
elevación, que se hara mas evidente al
amanecer, o al anochecer. Forma parte de
las desaparecidas murallas NE de Lacus Mortis.
Algo desplazado
hacia el E del centro de este bello Lacus, aparece su rasgo mas notable, el
cráter Bürg.
Bürg es el centro de un sistema de
arrugas o grietas lunares, que llegan hasta su pared W desde el N, y desde ali
se desvían hacia el SW. Tambien hay 2 amplias fallas llamadas colectivamente Rimae
Bürg. La mas corta, que
corre en sentido NNE-SSW, se llama también
Rima
Bürg II o Rupes Bürg. Produce una amplia sombra al amanecer, mientras que al atardecer se ve
bien brillante y delgada. El dibujo de la izquierda esquematiza la hipotetica
vista de las bases de este colosal paredón de varios cientos de metros de altura,
y varias decenas de kilómetros de longitud. La segunda imagen muestra, en
detalle, la parte superior del precipicio, en una imagen de 500 m de amplitud.
23 BŰRG
(42
km, 1900m). Formado casi 3000 millones de años mas tarde
que el circo en el cual se asienta, es consecuencia de un impacto producido en
el periodo Copernicano, hace entre 800 y 900 millones de años. Sus bordes son
casi circulares, con relativamente poco deterioro. Las murallas de este
bellísimo crater son altas (y algunas fuentes dicen que alcanzan una cota
máxima de unos 4000m sobre el interior), con profundos barrancos que merecen
el escrutinio del observador. En la
cresta norte hay un cráter, y otro al SE. Las laderas interiores tiene un
interesante complejo de terrazas, que con sol bajo se aprecian claramente. Al
Oeste, estas terrazas aparecen
deformadas, muy derrumbadas, dando al cráter en esta parte un contorno
mas poligonal que circular. El interior,
profundamente cóncavo, tiene forma de palangana o cuenco, y posee una gran
montaña central con doble cúspide, la del Norte siendo la mas prominente, y en
una de cuyas cumbres, algunos observadores han reportado la presencia de un
pequeño cratercito. En sus pisos, hacia
el Oeste, hay un pequeño cráter, y hacia el oriente hay un sistema de serranías
concéntricas con la pared del cráter. Numerosos desfiladeros y grietas
atraviesan los fondos, algunos concéntricos con las paredes del crater, y son
visibles aun con telescopios pequeños (A. P. Lenham reporta haber visto 9 con
un telescopio de 8.5 cm). Contiguo a este crater, por el ENE, se ven
los vestigios de un crater fantasma de aproximadamente su mismo tamaño, abierto
hacia el ENE, y del cual solo las murallas WSW lo recuerdan hoy. Una de las
fotos precedentes muestra este hermoso crater de contorno ligeramente irregular. La flecha marca areas de derrumbe. El nombre del crater recuerda a un astronomo austriaco fallecido en 1834.
Bürg es único entre
los cráteres complejos, por el hecho de no tener un contorno circular, sino en
cambio ondulante e indentado. Como dijimos, la pared occidental es la que
exhibe mayor deterioro y desmoronamiento, mayor frecuencia y complejidad de las
terrazas y zocalos, y menor circularidad de bordes y crestas. En la Tierra, el
famoso Meteor Crater de Arizona (también llamado crater Barringer o Canyon
Diablo) tiene una forma poligonal parecida, aunque solo tiene 1 km de diámetro, obviamente
carece de pico central, y fue formado por un impacto de mucho menor magnitud.
Bürg posee un
sistema de rayos (eyecta) bien definido, en marcado contraste con los pisos
oscuros y deteriorados del antiquísimo circo que lo rodea. Se halla situado en
la parte mas oriental de una pequeña meseta oscura cruzada por numerosas grietas o fallas del
terreno mencionadas mas arriba. Toda la
mitad occidental de los pisos de Lacus Mortis, de NNE a SW, esta surcada por
este sistema de barrancos conocido como Rimae Bürg. Una de las
principales componentes, llamada Rima Bürg II, se inicia precisamente
en las murallas SW de Lacus Mortis, surgiendo al principio como un precipicio
rectilíneo, que luego en su curso hacia el Norte va perdiendo altura y
grandiosidad para terminar siendo un angosto desfiladero cerca ya del centro
del lago. En sus comienzos se parece mucho al Muro Recto (Rupes Recta), la famosa
falla (de probablemente menor altura) ubicada al SE de Mare Nubium, y a Rupes
Cauchy, cerca del cráter homónimo, en Mare Tranquillitatis. La cara oriental de esta escarpa, al Sur de
Bürg, que juntamente con las dos recién nombradas es una de las rarísimas fallas
genuinas que pueden encontrarse en la Luna, aparece esta noche iluminada
brillantemente por el sol naciente, cerca de las costas (murallas) meridionales
del Lacus. El terreno a occidente de esta falla es mas bajo altitudinalmente
que hacia Oriente. El origen de esta falla es desconocido, aunque se supone que
pueda haberse producido como consecuencia de los impactos que formaron los
cercanos cráteres Aristoteles y Eudoxus, situados a poniente. Tampoco se sabe la razón por la cual
disminuye paulatinamente de altura y de pendiente, desde sus crestas de 400m
(con algunas cotas puntuales de hasta 800m) y 19 grados en el extremo SE, hasta
llegar a hundirse en el subsuelo, con 8 grados cerca del final, al N, donde se
convierte en una simple hondonada, surco o zanjon. Su longitud total es de unos
55 km, y
su ancho medio es de 2 km. Esta estructura es muy inusual porque es una
combinación de grieta y escarpa, es decir que presenta relieve negativo en
algunos lugares, y positivo en otro. En
su parte mas alta, debe verse como un murallón o precipicio imponente. A medida que sigue hacia el Norte, se va
convirtiendo en una simple y angosta grieta, para abruptamente cambiar de
dirección y empalmar hacia el NW con el tramo principal de Rimae Burg (I). Este
sistema de fallas, sigue luego mas alla de las paredes SW del Lacus, donde se
pierde para mas adelante reaparecer como un barranco, en las zonas altas y montanas
al SE de Eudoxus. La longitud total es de unos 90 km. Morfologicamente es lo que se conoce como
graben, es decir una falla por hundimiento tectónico del terreno. En Lacus
Mortis también existen las llamadas fallas lineales, motivadas por levantamientos
localizados del terreno. Hacia el centro
del Lacus hay otro conspicuo y profundo barranco, que va en el sentido N-S,
marcado en una de las fotos con las letras D y E, porque estas grietas están
bloqueadas en la zona media, es decir se ven como dos tramos aislados de unos 7 km cada uno, interrumpidos
por unos 6 km.
Otras fallas existentes en la zona son
mas difíciles de observar por su menor envergadura.
Ejemplo de fallas y
grietas de esta zona son las que aparecen en una de las fotos marcadas con las
letras A, B, C y F. Tres de las fallas lineales, en particular, parecer radiar
de un nodo en el centro del Lacus.
Ademas de estas estructuras lineales, aparecen también grupos de colinas
y algunos cratercitos. Donde el canal
principal de Rimae Bürg alcanza las tierras altas en las costas SW del Lacus, pueden
verse los dos pequeños conos volcánicos de unos 2 km de diámetro que se ven en
la fotografía que los menciona, en donde aparecen iluminados desde la derecha
(sol naciente) y fotografiados desde una altitud de 163 kilometros. Hacia el N de Bürg, con iluminación adecuada
y altos aumentos, pueden verse otros dos pequeños domos o colinas lunares. Unos
200 km
directamente hacia el E, junto al cráter Hercules, en condiciones de
excelente seeing puede encontrarse otro domo.
Al Sur de Bürg hay
también algunas sierras bajas y depresiones, y una interesante catena (cadena
de cratercitos) hacia el borde SW del Lacus Mortis, producida por un impacto rasante
con multiples rebotes consecutivos, cada uno de los cuales fue dejando un
cráter de progresivamente menor magnitud y profundidad. Hacia el Oeste hay un
viejo anillo, del cual hoy solamente queda la pared occidental. La oscura planicie de Lacus Mortis se
extiende hacia el Norte. La observacion
de algunas de las grietas de este enorme circo devenido Lacus requiere en forma
sine qua non absoluta transparencia y
estabiidad atmosférica. Los pisos de la parte elevada de la falla (que muestra
la fotografía en detalle) son planos, evidencia de un origen similar a los
graben.
El limite sur de Lacus Mortis es muy
interesante, sobre todo por la presencia de dos cráteres (Plana y Mason) que sirven de frontera entre
este Lacus y el considerablemente mayor
Lacus Somniorum, su vecino meridional.
Ambos cráteres están separados por una enigmatica formación montañosa triangular
que tal vez sea el resto del antiguo anillo perimetral del cráter Lacus
Mortis. Otra posibilidad, es que esta region
de unos 23 km
de diametro podria ser es un gigantesco domo volcanico, por lo inusitado de su
aspecto y su textura. Un area geologicamente tan llamativa como poco
comprendida hasta hoy.
24 PLANA al Oeste, es el mayor de los dos, con sus 44 km de diámetro, aunque es
poco profundo (1000 m),
y el piso es ligeramente convexo. Tiene un
pico central de unos 1100m de altura, en cuya cima y laderas se han visto
algunos cratercitos. Los bordes del cráter tienen algunas interrupciones sobre
el NW, y las paredes son mas bajas en la cara SW. Estas murallas están muy
erosionadas por impactos (como Plana C, de 14 km, al NW), al igual que sus fondos planos y
llenos de lava, casi carentes de rasgos a excepción de un pequeño cratercito
cerca de las paredes orientales.
Periodo Nectárico o Nectariano (3920-3850 millones de años). La muralla meridional tiene un notable
engrosamiento hacia el SE, luego del cual se abre Lacus Somniorum. Sus laderas
orientales están compartidas con su vecino Mason, y entre ambos cráteres existe
una estructura montañosa mas o menos triangular, con el vértice apuntando hacia
el Sur, para la cual no existe todavía una explicación satisfactoria. Al Sur de Plana, y atravesando Lacus
Somniorum en dirección hacia Daniell, se extiende un notable sistema de fallas
y acantilados lunares, que tiene numerosas bifurcaciones. El precipicio
principal parece alcanzar las proximidades de Eudoxus. Lleva el nombre de un aristócrata italiano
del siglo XIX, el barón geómetra y astrónomo italiano Giovanni Antonio Amedeo
Plana.
25 MASON (33 km, 1900m), también del
periodo Nectárico, muy deteriorado, de
contorno algo irregular, alargado en sentido E-W. Los bordes del cráter
consisten en un desintegrado anillo de cumbres, que se han fundido (hacia el S
y el E) con el aspero terreno circundante, y en el que la lava ha llegado casi hasta
el borde mismo del crater. Exceptuando en esta parte meridional, las murallas
son bastante elevadas, aunque destruidas, colapsadas, especialmente hacia el
SW, en donde se ha asentado Mason B (10 km), y hacia el NE, donde
hay una amplia brecha que lo franquea, mas alla de algunos cordones montañosos,
con los fondos de Lacus Mortis. Hay
barrancos o pequeños vallecitos sobre el borde W, que llegan hasta el borde
oriental de Plana. Los pisos interiores son planos y están rebosantes de
depósitos lávicos. En esos fondos, hacia
el NW, se encuentra el cráter Mason A (5 km), y numerosos pozos
menores, con algunas serranías. La zona triangular delimitada entre Mason y
Plana (por el Sur) y Lacus Mortis (por el Norte), es muy peculiar y su
formación difícil de explicar. Su nombre
recuerda al astronomo britanico que vivio entre 1730 y 1787.
26 WILLIAMS (36 km, 700m pre IMBR)
Formacion muy desvencijada, de tiempos pre-imbricos (PN + N, hace 4550-3850
millones de años), de la que muy poco se
conserva, exceptuando una larga cresta curva de lo que alguna vez fueron sus
murallas, y que tiene, por tanto, el aspecto de una herradura irregular, con la
parte occidental adosada a una serie de crestas y riscos informes que se extienden hacia el Oeste.
Estas ruinosas paredes estan completamente colapsadas hacia el N-NW. Los fondos
son planos, inundados de lava, con algunas colinas, y muy pocos rasgos
visibles, exceptuando un par de minusculos cratercitos cerca del borde NE. Parece haberse asentado sobre un crater
menor, anónimo, de unos 25 km de diámetro, cuya pared WNW ha destruido. Este
extraño crater sin nombre tiene un monte central algo desplazado hacia el WNW,
y la impronta de un crater fantasma sobre el tercio oriental de sus fondos.
Ademas sobre su pedemonte del ESE, yace el
cóncavo Williams M (6 km).
Su epónimo recuerda al astrónomo ingles Arthur Stanley Williams
(1861-1938).
Inmediatamente al
sur de estos ultimos cráteres, se abre el enorme LACUS SOMNIORUM (Lago del Sueño), notablemente mas
extenso que Lacus Mortis, y al mismo tiempo, con sus casi 77.000 km2,
es el mayor de los lagos lunares (No confundir con el mucho menor Palus
Somni, el Pantano de los Sueños, que veremos en Mare Tranquillitatis). Es
en realidad una bahía de Mare Serenitatis. Con un contorno muy irregular, su
diámetro varia (según el criterio de calculo aplicado) entre 310 y 425 km, con un espesor profundidad de sedimentos lávicos que podría
llegar a los 2400m. La parte mas
oriental del Lacus, mas alla de Maury C (31 km) y el
deformadisimo y ruinoso Hall
(40 km, 1140m, Pre-Imbr.), se
conoce extraoficialmente en algunos
circulos observacionales como Lacus Locusta (o Lago de las Langostas).
Lacus Somniorum, a
bajo aumento, muestra una engañosa superficie casi carente de rasgos, y lisa. Sin
embargo, por todas partes pueden notarse, a veces difícilmente, la presencia de
anillos fantasmales que un dia fueron circos importantes. En su interior se
observa una formación grande pero difícil de acotar, encajonada entre dos
cráteres: hacia el NE se encuentra el
pequeño cráter Grove, en tanto por el Sur se situa Daniell.
27 GROVE (28 km, 2400m, PN), de bordes
muy claros y precisos. El material no consolidado se ha desmoronado hasta el
fondo del crater, formando como un anillo perimetral al pie de las laderas
interiores. A pesar de la buena
conservación general de sus formas originales, el Virtual Moon Atlas (VMA) le
asigna una enorme antigüedad (4550-3920
millones de años, es decir, tiempos Pre Nectáricos). Las murallas son muy elevadas por el W, donde
pueden superar los 2170m sobre el interior cóncavo, en el cual Wilkins y Moore
describen tres montañas, una de las cuales esta en posición casi central, y
tiene pocos cientos de metros de altura.
En la zona que rodea el crater son numerosas las montañas alargadas,
solitarias o formando cordones de unos 3 a 15 km de largo, generalmente posicionados en
sentido SSE-NNW, y que parecen apuntar en dirección hacia Mason y Plana, unos 100 km hacia el NNW. Todavia dentro de Lacus Somniorum, pero unos
150 km
hacia el sur de Grove, encontramos a Daniell.
28 DANIELL (23
x30 km, 2070m, PN), de forma oval (orientado en sentido NNW-SSE), y con sus dos pequeños satélites Daniell
X ( 5 km)
y W
(3 km),
hacia el NE. Tiene elevadas murallas,
bastante bien conservadas pese a su enorme antigüedad (mas de 3900 MA),
exceptuando algunos desmoronamientos en el tramo sur que parecen quitarle la
circularidad. Tiene un suelo muy plano con numerosas grietas o fallas, y carece de pico central.
Este piso tiene, además, un albedo menor (es mas oscuro) que el entorno exterior, y tiene algunas estructuras barrancosas.
Parece una meseta inclinada que cayera hacia el Norte. El borde meridional de
este plateau es brillante, pudiendo ser una escarpa, que parece correr hasta
una grieta que cruza el piso de Sur a Norte. Algunas otras grietas curvas
existen a lo largo de los bordes W y N, y una rajadura semicircular corta el
area occidental. Las grietas mas grandes tienen hasta 1 km de ancho.
El color oscuro de los
fondos de Daniell parecen deberse a los depósitos de lavas volcánicas, aunque
no se comprende por qué este material piroclástico se halla confinado a su
interior sin encontrarse para nada fuera del cráter. Probablemente la meseta
interior tiene varios cientos de metros de espesor, y se presume que el
material derrumbado desde el sur tuvo implicancias en la inclinación de estas
planicies hacia el norte, y consecuentemente, en la aparicion de rajaduras y
levantamientos en varios puntos, con posible erupción de lava a través de
ellos. En verdad este es un cráter
sumamente inusual. Por las laderas
interiores corre un angosto vallecito que da la vuelta a todo el interior del
crater. Hacia el Norte de Daniell hay
una catena (o cadena de cratercitos),
mientras que al Este hay un barranco que atraviesa un viejo crater.
Hacia
el W y NW de este crater puede verse otro complejo sistema de cárcavas y
grietas, misteriosas quebradas llamadas grupalmente Rimae Daniell. Parecen ser,
como minimo, cuatro, y entre ellas, a unos 60 km al NE de Daniell, hay
un pequeño domo o colina, en medio de un area agreste. Estos zanjones son rimae del tipo arqueado, es decir,
formadas como consecuencia del desplome o hundimiento de las capas subyacentes
debido al enorme peso de los depósitos de basalto que soportan, ocurrido
seguramente durante el llenado la cuenca del Serenitatis, hace mas de 3850
millones de años. Esto parece quedar demostrado por estar muy salpicadas con
eyecta proveniente de la formación del Mare Imbrium, que fue muy posterior. En su
mayoría, estas estructuras son angostas (anchura máxima, cerca de Plana G, unos 2 km), de fondos muy lisos y
planos, y mas o menos concéntricas con la cuenca del Mare Serenitatis, por lo
cual podrían ser similares en su naturaleza a las fallas de Littrow y Chacornac,
hacia el E de la cuenca. Estas fallas corren atravesando Lacus Somniorum diagonalmente.
Parecen
surgir unos 40 km
al NE de Daniell, alcanzar mayor profundidad
(o altura, según desde donde se observe) y notoriedad 10
km mas adelante, y perderse en medio de las tierras
altas y muy accidentadas al NE de Lacus Somniorum (en lo que es una gran
península sin nombre, formada por eyecta imbrica) 200 km mas adelante, mas
alla de Plana G (9.3
km) luego de haber cambiado el aspecto, y de ser
inicialmente un barranco solitario, probablemente con varios cientos de metros
de altura, a bifurcarse en Y, en sendos valles de poca altitud, un poco mas
alla de Daniell D (6
km). Este
cratercito fue bautizado extraoficialmente en Octubre del 2009 como Crater
de la Paz, en homenaje a John
Lennon. Pegada al mencionado Plana G, por el norte, corre otra grieta
mas sutil, por unos 85 km,
y en su punto de mayor anchura alcanza los 900m. Unos 20 km directamente al S de
Plana G, el canal principal de la Rimae Daniell, aquí con unos 2-3 km de anchura, parece chocar
con dos grandes masas montañosas, y proseguir mas alla de ellas, hacia el NE
(demostrando su origen mas reciente).
Esas montañas, como toda la gran península en que se asientan, fueron
formadas por eyecta proveniente de la formación del Mare Imbrium, formado hace
entre 2800 y 3900 millones de años. Es realmente fascinante pensar que, si bien
estas montañas (y la península) son de aparición mas reciente que las lavas que
cubren Lacus Somniorum y Mare Serenitatis,
el material de que están formadas es mucho mas antiguo, ya que el
impacto que socavo la cuenca del Imbrium (es decir, el cráter original donde
luego se formo el Mare), arranco materiales mas profundos (y mas antiguos) que
estas lavas, y esos materiales son los que forman estas eyectas. Nada parecido
puede encontrarse hoy en la Tierra.
Unos 5 km
al N del cañadón principal de Rimae Daniell, directamente al N de Daniell
D, se halla una curiosa catena, una estructura que delata un impacto rasante, con rebotes multiples
del impactor o sus restos, a lo largo de
unos 7 km
en dirección SW-NE. Lleva el nombre
del fisico y meteorologo ingles John Frederick Daniell, fallecido en 1843.
Al SW
de Lacus Somniorum, se extiende el Mare Serenitatis, del que se observa hoy toda
su region oriental.
MARE SERENITATIS.
Formado en el periodo Nectarico, hace entre 3920 y 3850 millones de
años. Tiene una forma mas o menos circular, con un diametro medio de 650 km. Fue tambien
bautizado por el astronomo italiano Giovanni Riccioli, en 1651. El Mare Serenitatis es una
cuenca de impacto completamente llena de lava, con un diámetro de 580 x 707 km, un perímetro de unos
2900 km,
y una superficie (imprecisa) de entre 353.000 y 385.000 kilómetros
cuadrados, algo asi como nuestras provincias de Cordoba, Santa Fe y Entre Rios unidas.
Aunque la cuenca
donde se asienta el Mare Serenitatis es de época Nectarica (hace 3850 a 3920 millones de
años), los terrenos circundantes son del Imbrico Inferior (3800 a 3850 millones de
años), mientras que el material de relleno del mare es del Imbrico Superior (3200-3800 MA), mas
probablemente entre 3700-3800 MA. Los basaltos cubren la mayor parte de la
cuenca, y rebalsan dentro del Lacus Somniorum, al NE. Se piensa que el espesor
de la lava esta en general entre 1 y 1.5 km de profundidad. Hoy se sabe que la Cuenca del Serenitatis
contiene un volumen minimo de lava basaltica del orden de los 500.000 km3.
Este mare tiene suelos altitudinalmente
mas bajos que los del vecino Mare Tranquillitatis. Sus pisos son cóncavos, y el centro se halla
a unos 6500m por debajo de la superficie lunar media. Otra curiosidad de este mare es el
rayo blanquecino procedente del cráter Tycho, situado a mas de dos mil
kilómetros hacia el Sur, y que divide este mare por la mitad. Es característico su fondo oscuro,
asi como un curioso accidente: la Cordillera Serpentina o Sinuosa, o
Serpentine Ridge.
Esta formación, de
escasa altura (maximo 250m, cerca del centro), atraviesa el mare de N a S por
su mitad oriental, a lo largo de unos 10 grados (unos 580 km), y es muy evidente
con luz rasante, desapareciendo cuando el sol esta mas alto. Se divide en dos tramos principales, Dorsa Smirnov (N) y Dorsa
Lister (S).
A la
altura de Posidonius, y a unos 120
km (mar adentro) de la costa, puede verse la parte norte
de este complejo de arrugas sobreelevadas que corre mas o menos paralelo a la
costa E del mare. Es la llamada Dorsa Smirnov . En la cresta de este cordon montañoso de 156 km de extensión hay un
pequeño cratercito copernicano (Posidonius Y) de unos 2 km de diámetro, que tiene la
particularidad de estar rodeado de un manchon de terreno elevado y muy claro,
de alto albedo. Este lugar se conoce como Posidonius Gamma, y fue observado
por primera vez por el selenocartografo J. Schmidt en 1857.
Otros
cordones importantes que se ven sobre el Mare Serenitatis, además de la Dorsa
Smirnov, son las siguientes:
Dorsa Lister , con una extension de 203 km, corre paralela a la
margen SE, a unos 100 km
de la costa del mare. Constituye el tramo meridional de la Cordillera
Serpentina.
Dorsa Aldrovandi , de 136 km, se situa, igual que
Dorsa Smirnov, sobre la costa oriental del mare, pero mucho mas cerca de ella,
a escasos 30 km.
Dorsum Azara, de 105 km de longitud, es un cordon solitario, y se
encuentra en el centro del mare, a unos 240 km de la costa. El crater Sarabhai, descripto mas abajo, se encuentra asentado sobre ella.
Llama la atención la escasez, en este antiguo mare,
de cráteres de importancia. El mayor de ellos, BESSEL (17
km, 1740m, C), es muy profundo en relacion a su
diametro. Es un crater aislado, con sus pisos inundados por las lavas marinas,
y algunos cratercitos insignificantes.
29 LUTHER (9 km, 1900m) es una formacion
circular, del periodo Eratostheniano (3200-1100 millones de años), con forma de
cuenco o palangana, situado en el margen oriental de una gran estructura
cuadrangular amurallada, formada por cordones de colinas bajas. Se encuentra a unos 150 km al SW de Daniell, y
unos 90 km
al W de Posidonius. La pared N esta conectada, mediante un cadena de
sierras someras, a un promontorio montañoso que forma parte de las cumbres que
bordean el Mare por el N. Murallas
elevadas, con pendiente pronunciada. Pisos redondeados. No se percibe mucho deterioro por
impactos. Se halla situado sobre un
cordon que constituye una rugosidad o
plegamiento del terreno, sobre el Mare.
Sobre las costas NE de Mare Serenitatis, al Sur de Lacus Somniorum, y a
unos 60 km
hacia el SSE de Daniell, encontramos al fantástico cráter Posidonius. El nombre de este crater es un homenaje al
astronomo aleman Carl Theodor Robert Luther, fallecido en 1900.
Mare Serenitatis y Cordillera Serpentina (Dorsa Smirnov es la parte septentrional)
Cordillera Serpentina
30 POSIDONIUS (96 km, 2300m), es un cráter muy hermoso, una
autentica gloria de la Luna,
bautizado en honor del famoso filosofo y astrónomo griego que vivio hacia el
año 100 antes de Cristo. Se formo en el Imbrico tardio, es decir en pleno
periodo de llenado de las cuencas marinas de la Luna (3800-3200 MA). Fue, por tanto, grandemente
afectado por procesos de vulcanismo y de procesos de subsidencia o desplome de
capas subyacentes del terreno, siendo entonces inundado por masas de lava.
Luego, en algunos lugares, el terreno se elevó, se fracturó, y las murallas
sufrieron un torcimiento o inclinacion hacia Mare Serenitatis. Este volcado
paulatino de las paredes hacia el Mare puede haber sido la causa de que el
tramo oriental de ellas se haya desgajado y parcialmente derrumbado.
La forma
de este circo es algo asimétrica, y con paredes que a primera vista parecen
dobles, y en algunos sectores, triples. Las murallas, en general de poca altura, son
anchas al W, y especialmente angostas hacia el E, en que rápidamente se afinan
hasta terminar en una gran brecha que las discontinua. Hacia Oriente, extramuros, se observan
pequeñas colinas en la planicie. Las
murallas exteriores de Posidonius todavía impresionan, especialmente hacia el Sur y SE (donde llegan hasta unos
2500m, con varios picos de unos 1000m sobre sus fondos), siendo mas bajas hacia
el Norte.
La gran
variabilidad en la altura de las paredes se adivina por la notable irregularidad de
las sombras que producen con sol rasante.
Por el NE estas murallas están interrumpidas
por Posidonius
B (14 km),
y el duo de estructuras unidas Posidonius O e I, (de difícil
visualizacion), mas antiguas y someras, ambas de unos 8 km cada una.
Dentro de
este circo, puede verse todavía el grueso borde de lo que fue un cráter
interior, concéntrico aunque desplazado
hacia el E dentro del principal, y de cuya cresta solo se conserva, como una
preciosa medialuna que apuntara hacia el NNW, su mitad SW, estando sus fondos
completamente inundados.
Estas
ruinas habran tenido, cuando el cráter estaba intacto, unos 80 km de diámetro. Es muy
evidente este rasgo al observador, y se ve como una enorme masa de pared que se
hubiera escindido del borde interior del cráter principal, y que continua como
un arco mas o menos concentrico con la pared de Posidonius, como si fuera un
falso borde mas interno. Este cráter interior carece hasta hoy de denominacion.
La relativamente poca altura de sus paredes (1500 a 2000m) parece señalar
que es un accidente antiguo.
En donde
la media luna de sus murallas meridionales parece contactar con el anillo exterior,
es decir el del cráter principal, hay un diminuto cráter de menos de 1 km de diámetro, rodeado de
una aureola blanca, de terrenos muy claros, probablemente producto de la eyecta
de los materiales de su propia formación.
Aunque Posidonius
carece de un pico central relevante, hay varios montículos de baja altura en la
zona centrica, ligeramente descentrados hacia el E. Los pisos, que parecen
estar en dos niveles, son muy rugosos y prodigos en cordones montanos, domos y
grietas sinuosas (graben) o lineares, que como finísimos arañazos sobre un
fondo gris homogéneo, surcan sus fondos, y parecen ser el resultado de
levantamientos del suelo durante el llenado del cráter, en que las masas de
lava del subsuelo pujaban por emerger a la superficie con fuerza inexorable. Un sistema de grietas (Rimae Posidonius)
es especialmente notable, y corre a lo largo de unos tortuosos 130 km bordeando las laderas
occidentales interiores de Posidonius, a las que parece unirse por el NW casi
al final de su serpenteante camino. Su anchura oscila entre los 100 y los 600m,
y su trazado recuerda los meandros de los ríos amazónicos. Se adjuntan fotos tomadas por el LROC que
muestran en detalle este curioso rasgo. Algunos consideran que las grietas mas
angostas podrían ser tubos de lava colapsados.
Otra
grieta, mas ancha (1 km)
pero mas corta (unos 65 km)
y de traza lineal, cruza los fondos del cráter aproximadamente en sentido N-S.
A unos 2 km
de su punto medio, hacia el W, se encuentra el cráter Posidonius A (11 km). Esta grieta cruza el
centro de Posidonius justo entre Posidonius A y los pequeños cerros centrales.
Unos 10 km
hacia el S de Posidonius A hay otro intruso, Posidonius C (2 km). Un observador uruguayo que dibujo el
crater, comentaba en Internet que el de Posidonius fue uno de los dibujos mas
difíciles que hizo, principalmente, por la velocidad con
la que se cambiaban las sombras; media hora antes de comenzar el dibujo,
Posidonius estaba en casi total oscuridad. Tan alta velocidad podría
relacionarse con la escasa altura de sus paredes. Uno de
los detalles que mas llamaba su atención fue una notable sombra de forma
columnar,muy delgada, que pasaba por el medio del cráter en ocasión de
dibujarlo, y que era proyectada por uno de los picos centrales de Posidonius.
Vista orbital de Posidonius
Detalle del borde del crater (amplitud 250m)
Rimae Posidonius (ancho de la imagen 500m)
Detalle del borde del crater (amplitud 250m)
Rimae Posidonius (ancho de la imagen 500m)
Afuera de
Posidonius, hacia el SE, están los restos de un gran crater, de cuyo borde SE
surge un gran cordon montañoso que corre hacia el Sur, viboreante, a través de
Mare Serenitatis. En algunos lugares alcanza los 250m de altura.
Pegado a la
pared Norte esta su satélite Posidonius J (22 km). Este crater tiene un cerro en su interior, al
SW, y un cordon serrano en sus fondos,
al NE. Como curiosidad humorística, les
adjunto un link con importantes novedades concernientes con este crater (Posidonius J), ya que en reunión especial
llevada a cabo en la mañana del Lunes 6 de Julio del año 2009 por la cúpula
directiva de la Sociedad de la Republica de la Luna, ha sido rebautizado Michael
Jackson, en memoria del famoso cantante norteamericano, quien era
dueño de títulos inmobiliarios sobre una parcela de 486 hectareas
adyacentes al cráter ahora homónimo, y
que había adquirido en 2005. El artista, de acuerdo con el texto del link, era
uno de los principales terratenientes de este bizarro mundo, y poseía también
otra parcela algo menor sobre el Mare Vaporum.
http://astronomer.proboards.com/index.cgi?board=Lunar&action=display&thread=2516
Los terrenos
exteriores que rodean a Posidonius, hacia el mare, se hallan cuajados de domos.
Los 2 mas fáciles de localizar son los que se hallan entre este cráter y el
pequeño Luther aunque junto a
este hay nada menos que otros 3.
31
CHACORNAC (51 km, 1450m). Estructura
ruinosa irregular, algo pentagonal, pre-imbrica (4550-3850 millones de años),
sobre la costa oriental de Mare Serenitatis. Hace un notable contraste con
Posidonius, asentado sobre sus murallas NW, que han quedado por esto completamente
destruidas. Escasas paredes en pie,
elevadas. Sus fondos inundados son irregulares y de forma y relieve desparejos,
estan muy mal conservados, y en ellos se asientan algunos cratercitos, como Chacornac
A (5 km),
con algunas colinas a cada lado, un sistema de debiles grietas (Rimae
Chacornac), y algunos cerros, aunque carece de pico central.
Un vallecito recorre los fondos interiores
bordeando la pared W que linda con Posidonius, probablemente formado en parte
por una cadena de cratercitos fusionados. No hay trazas de un sistema de rayos.
El area alrededor de este crater es de tierras muy accidentadas, rugosas, con
un terraplen muy empinado hacia el Oeste. Su nombre recuerda al astronomo
frances fallecido en 1873.
Entre los Montes Taurus, al N, E y S, y la
Dorsa Smirnov, al W, hay una bahía semicircular, que es en realidad un cráter
cuya pared occidental ha desaparecido. Se trata de Le Monnier, que nos muestra sus
fondos lisos casi indistinguibles por su textura y color de los del Mare
Serenitatis.
32 LE MONNIER (61 km, 2400m, N) Crater circular nectariano
(3920-3850 MA), ubicado al SSW de Chacornac, y abierto a las amplias
planicies de Mare Serenitatis, que ha disuelto en antiguas masas de lava sus
murallas occidentales, transformándolo
asi en una de sus bahías. Solamente unos suaves montículos quedan de lo que
fueron sus paredes sud-occidentales. Uno
de los pocos restos que quedan de los muros SE alcanzan los 950m. Los muros de
su mitad oriental, que aun persisten,
están muy erosionados y tienen brechas y disloques por pasados impactos. De
altura despreciable, pueden, sin embargo, ser detectados fácilmente. Las
pendientes interiores son pronunciadas terminando en fondos lisos,
completamente inundados por la oscura lava marina. En estos pisos, que estan
entre los mas lisos encontrados hasta ahora en la Luna, no se perciben
alteraciones en su casi monótona uniformidad, exceptuando ligeras colinas y
arrugas del terreno en donde alguna vez estuvieron las murallas occidentales, y
dos regiones de suelos notoriamente mas blanquecinos que los del resto del
crater.
Situacion de Posidonius Y en Dorsa Smirnov
Rima Posidonius
Meandros de Rima Posidonius
Grupo de cráteres satélites al N
de Posidonius
Grietas y fallas de Posidonius y Chacornac
Grietas y fallas de Posidonius y Chacornac
Su epónimo recuerda al astronomo frances Pierre Charles Le Monnier (1715-1799)
contemporaneo de Charles Messier y de William Herschel.
Cerca de
la unión de las laderas interiores con los fondos del cráter, en sus murallas
meridionales (25°51'N 30°27'E) alunizo, el dia 15 de Enero de 1973 a las 22:35 UTC, la
sonda rusa no tripulada Luna XX1 (Lunik XXI), con 1900 kg de peso, y medidas
de 2,3 x 3,3m, que había sido lanzada desde la Tierra una semana antes, y cuya
finalidad fue transportar el vehiculo automatico Lunokhod 2, (en ruso “caminante lunar”) de 840 kg, que habría de
cumplir varias tareas, entre ellas fotografiar el paisaje lunar, analizar los
niveles de luz ambiental, estimar la posibilidad de establecer un observatorio
astronómico automatico en la luna, realizar experimentos de calibración laser con la Tierra, para el
calculo de distancias precisas, cuantificar los rayos X provenientes del sol,
estimar el campo magnetico de la luna, y estudiar las propiedades mecanicas del
suelo selenita.
La sonda,
de casi 6 toneladas de peso, llevaba una insignia con el escudo soviético y un
grabado en bajorrelieve de Vladimir Lenin.
Habia sido lanzada desde la Tierra cuando todavía no se había cumplido
un mes desde que la misión Apollo XVII,
la ultima que piso la Luna, habia abandonado ese mundo muerto para siempre. El punto de alunizaje estaba a unos 6 km de las zonas altas tras
las cuales se abre Mare Serenitatis.
Esas colinas se pueden observar a la distancia, en una de las fotografias
adjuntas.
El rover
Lunokhod 2 opero por unos 4 meses, recorrió mas de 37 km (el recorrido vehicular
mas largo llevado a cabo en otro planeta hasta hoy, superando incluso al rover
tripulado de la Apollo XVII y al robot Opportunity, en Marte, ninguno de los
cuales alcanzo los 36 km),
transmitió unas 80.000 imágenes de TV, y 86 fotografias panoramicas, y cientos
de experimentos químicos y mecanicos. El Lunokhod 2 llego a la
luna 2 años despues que su predecessor. Traia camaras de mas resolucion, y
equipo mucho mas avanzado. Como aquel, era controlado por los ingenieros rusos
durante el dia, y estacionado sin funcionar durante la larga noche lunar que
dura una quincena terrestre.
Durante su travesia de 37
km el vehiculo enfilo hacia el Sur desde el lugar de
alunizaje, hacia las colinas que marcan el borde meridional del crater. La parte de Le Monnier visitada por
el Lunokhod tiene el aspecto horizontal típicamente marino, con ocasionales y
suaves ondulaciones, y pocitos y pequeños cráteres. Estos cráteres eran de dimensiones que iban
de pocos centímetros a varios centenares de metros. En este area, la
profundidad del polvo lunar superficial (regolith) era de 1 a 6m. En la segunda lunación (= segundo dia lunar,
ya que en la noche lunar no estaba operativo),
el robot alcanzo el borde meridional de Le Monnier, y ascendió en las
tierras altas. Aquí la capa de regolith llegaba hasta los 10m de
profundidad.
Sonda rusa Luna (= Lunik)
XXI
robot Lunokhod 2 (en la Luna desde el 15 de Enero de 1973)
robot Lunokhod 2 (en la Luna desde el 15 de Enero de 1973)
Sonda rusa Luna
21 fotografiada desde el Lunokhod 2 que se aleja de ella para iniciar su
travesia
Como tenia problemas para subir las pendientes, en la tercera
lunación el rover fue regresando hacia el N, retornando a los fondos del cráter
para
estudiar los basaltos marinos que forman esos suelos. Luego giro hacia el E, eventualmente
encontrando una grieta de 250m de ancho que corria en sentido N-NE, que se
llamo Fossa Recta (Surco Recto). En las
siguientes dos lunaciones, (cada una de 15 dias terrestres de duracion) el
vehiculo investigo la Fossa Recta, que resulto ser un graben cuya profundidad
oscilaba entre los 40 y 80m, y la pendiente de las paredes de la zanja era de 30 a 35 grados.
Vistas panoramicas del area de alunizaje, mostrando el paisajes interior y
las murallas meridionales de Le Monnier
En los bordes de la Fossa Recta la película de
regolith se reducia a su minima expresión. El rover pudo descender dentro de la grieta,
atravesarla y salir del lado opuesto (E), para luego torcer al N hasta alcanzar
su posición final.
El dia 9
de Mayo, el Lunokhod 2 inadvertidamente cayó adentro de un cráter, y el polvo
cubrió los paneles solares y los radiadores, anulando el escudo térmico del
vehiculo, que comenzo a sobrecalentarse. Otra opinión es que el rover rozo la
pared del crater, quedando cubierto con
regolith, que obstruyo los radiadores, con el mismo resultado desastroso. Intentos por revertir esta situación y salvar
al rover fallaron, y finalmente, el 3 de Junio, la misión fue declarada
oficialmente concluida.. Rusia prepara un nuevo
vehiculo robotico para explorer la luna, en sociedad con India, que podria alunizar en 2013 o 2014.
Sitio del alunizaje y recorrido del Lunokhod
2
Travesia del rover en detalle, y situación actual de ambas maquinas
Travesia del rover en detalle, y situación actual de ambas maquinas
Como
curiosidad, tanto la sonda Lunik 21 como el vehiculo Lunokhod 2 fueron
comprados en subasta en Sotheby`s de Nueva York, por Richard Garriott,
excéntrico millonario local, aunque ambos ingenios permanecen en la Luna. El Lunokhod 2, que permanecera eternamente
estacionado en Le Monnier, continua
siendo detectado ocasionalmente por los detectores laser, y su posición se
conoce con precisión submetrica. Las
coordenadas de alunizaje, en donde todavía se encuentra la sonda Luna XXI, es 26.005°N, 30.406°E. Las del Lunokhod 2,
que se halla detenido a 16,3
km hacia el ESE, es 25.830°N, 30.914°E.
33
SARABHAI (8 km, 1700m, E). Este
pequeño crater del Eratostheniano ubicado en medio del Mare Serenitatis lo he
incluido para probar la capacidad resolutoria de un telescopio mediano. Es una
pequeña palangana de enormes pendientes, aislada en medio de lavas marinas, y
tiene la particularidad de encontrarse montado a uno de los extraños cordones
montañosos de poca altura que surcan este mare, como arrugas de su de otro modo
liso relieve.
Estas
cadenas de medanos se llaman individualmente dorsum (plural dorsa). Sarabhai se
encuentra sobre la Dorsum
Azara, al NE de Bessel, por lo cual en un tiempo se lo
considero como un satelite de aquel (Bessel A). Sus pisos son concavos, con
murallas interiores que son altisimas en relacion a su diametro. Tiene el nombre de un astrofisico indio
fallecido en 1971.
Vista del interior de la Fossa Recta tomada por Lunokhod 2
Lunokhod 2 estacionado (fotografia de Lunar Orbiter)
Lunokhod 2 estacionado (fotografia de Lunar Orbiter)
MONTES
TAURUS (longitud
175 km,
altura maxima 3000m). Zona de terreno alto, antiguo, muy accidentado y
escabroso, montañosa, situada sobre la margen oriental de Mare Serenitatis. Es
mas una meseta serrana que una verdadera
cordillera. Aunque con fronteras poco claras, se extiende desde las
proximidades de Le Monnier, Littrow, Sinus Amoris, al E, dirigiendose hacia el
NE, hasta Geminus y Berselius, en las costas de Lacus Somniorum. En las cercanias
de Berzelius estan las cotas mas altas, con montañas de unos 3100m, aunque
normalmente apenas llegan a los 950m, generalmente bastante menos. Es un
sistema orografico poco notable, uno de los menos impresionantes que hay en la
Luna, y consiste mas
en un area de caoticas tierras altas,
una masa
informe de colinas,
que en un autentico cordon montañoso. Fue bautizado por Johannes Hevelius en 1647,
en recuerdo del sistema montañoso homonimo situado al sur de Turquia, aunque
las razones que llevaron al gran astronomo polaco a asignarle status cordillerano a esta zona son todavía difíciles
de entender. Muchos de los grandes
sistemas orograficos de la Luna son imponentes formaciones estructurales: los
Apenninos, los Montes Altai y los Montes Cordillera, por ejemplo, son todos
ellos los autenticos bordes de grandisimas cuencas de impacto. Los Montes
Taurus son solamente acumulaciones de eyecta excavada durante la formación de
la cuenca del Serenitatis, y no constituyen la cresta de esa cuenca sino
simplemente depositos del material excavado por el impacto. Y subyacente a esos
residuos , hay tambien acumulaciones de eyecta proveniente de la formación de
mare Crisium. Ambas cuencas son muy antiguas, y esta es otra de las razones por
las cuales estos Montes constituyen hoy
montículos redondeados poco impactantes visualmente, ya que estan
extraordinariamente erosionasos por ulteriores impactos.
En un valle cercano
a este sistema montañoso alunizo la sexta y ultima mision tripulada a la Luna, la Apollo XVII, que
estuvo alli entre el 11 y el 14 de Diciembre del año 1972. Hay numerosos crateres incrustados en este
informe macizo montañoso. Al SW esta el crater Römer, en tanto Newcomb (40 km, 2880m) esta en el
extremo opuesto de este sistema orografico, al NE.
34
RÖMER (40 km, 3300m, C) Hermoso crater de contornos circulares y bien
conservados, por ser muy reciente (1100- 0 MA), con murallas altísimas
(especialmente al E y al W con cotas de casi 3600m), y laderas exteriores de
gran inclinación, sobre las que se ha intruido Römer D (13 km) por el SE, y otro cratercito
menor, Römer A (35
km) ahora llamado
Atatűrk
(en homenaje al fundador de la moderna Turquia), por el Norte , que posee
un pico central y murallas que por el E se elevan 1150m, y por el W alcanzan los 1850m. Las
masivas paredes interiores tienen amplias terrazas, y alcanzan los 3600m tanto
al E como al W. Piso muy agreste, con una gran montaña central alargada hacia
el Norte (que tiene un pequeño cratercito en su cumbre) , e incluyendo también
varios cratercitos. Römer ha obliterado un crater mas antiguo, intruyendo su
porción septentrional.
Surgiendo desde un
area al NW de Römer, y corriendo hacia el Norte por unos 110 km, esta el antiguo
complejo de fallas lineares llamado justamente Rimae Römer, visible en condiciones de baja
luminosidad o luz rasante, y observables aun con telescopios pequeños. Este
sistema de fallas parece relacionarse, mas al Norte, con un complejo similar a
occidente del crater con forma de tazon G.
Bond (20 km,
2800m), por lo cual entonces se conoce como Rimae
Bond, y que tiene 150
km y corre en direccion N-S.
Todas estas fallas
tiene el aspecto de canales o tubos inundados de lava, a veces elevados sobre
el terreno como si hipotéticos y enormes gusanos estuvieran socavando galerias subterraneas y
elevando masas cordiformes de basalto lunar.
Su nombre recuerda al
astronomo danés que vivio entre 1644 y 1710.
35 LITTROW
(31 km,
1200m, PI) Formacion de contornos
circulares y fondos profundos, de tiempos pre-imbricos (4550-3850 MA) ubicada
unos 130 km
directamente al Sur de Le Monnier. Hacia el W se ve un antiguo anillo con su
pared septentrional abierta en una
amplia brecha, y con un cratercito interior, sobre el NW. Otro crater antiguo
pero mayor a este, se ve todavía mas al W.
Una catena de anillos corre desde las laderas exteriores septentrionales
de Littrow, pendiente abajo. Littrow tiene
murallas muy derruidas, especialmente por el Sur, en donde se han colapsado,
dejando una gran oquedad. Las murallas
al E, en cambio, son amplias y mejor conservadas. Las laderas son empinadas, y sobre ellas esta incrustado el crater Littrow
A (28 km)
por el NE. Suelos muy planos, llenos de lavas oscuras, colinas bajas y
cratercitos. No se observa ningun pico o elevación central. A unos 30 km hacia el SSW, en un
pequeño vallecito, alunizo en 1972 la Apollo XVII, ultima mision tripulada que visito la Luna.
Justo al
NW de este crater, desde su pedemonte y por unos 118 km en direccion Oeste,
existe un sistema de grietas, fallas o cañadones de baja altura (Rimae
Littrow), que son arqueadas y parecen ser 7 en total, y son en
general bastante difíciles de localizar.
El pequeño y solitario
crater Clerke (7 km, 1430m, C), con forma de cuenco y pisos concavos, al W de
Littrow, esta asentado sobre uno de estos cordones. Al Norte de Clerke esta Catena
Littrow, una hilerita de pequeños crateres fusionados, en
seguidilla y de corta extensión. Otra
rama de este complejo de fallas (Rima Littrow III) llega hasta
los basamentos de Mons Argaeus, unos 70 km hacia el SW. Su nombre recuerda al astronomo checo Johann
von Littrow, fallecido en 1840.
VALLE DE TAURUS - LITTROW
Este
lugar, ubicado en 20*N 31*E, es el angosto valle lunar en el cual alunizó la
ultima misión tripulada a la Luna
(Apollo XVII) el 11 de Diciembre de 1972. Esta ubicado en el extremo SE del
Mare Serenitatis, ya sobre el limite con Mare Tranquillitatis, a continuación
de un anillo montañoso formado entre 3800 y 3900 millones de años atrás, cuando probablemente un asteroide de unos 70 km de diámetro excavó la
cavidad en que decenas o cientos de millones de años mas tarde se formó Mare
Serenitatis, lanzando ingentes masas de rocas en sus vecindades, y creando
entre muchas otras estructuras, las montañas de este valle. Varios (100-200) millones de años después de
esta violentísima colision, del suelo comenzó a rezumar lava (a veces aflorando
con gran violencia, como las llamadas fuentes de lava) proveniente del
interior lunar, y a llenar las cuencas, valles y areas deprimidas aledañas al
Mare, incluyendo a este valle en particular. En general, estas lavas son de color
muy oscuro, lo que podría explicar el intenso color gris negruzco que exhibe
este Mare al observador terrestre.
Valle
de Taurus-Littrow: SM (South Massif), NM (North Massif), SH (Sculptured
Hills). Se observa una falla zigzagueante desde la parte NW del Macizo Norte hacia
la cara SE del Macizo Sur: es la escarpa de Lee-Lincoln, la unica visitada por
el Hombre. La flecha marca el sitio del alunizaje.
El
nombre de este valle, situado mas o menos equidistante entre el cráter Littrow, unos 35 km hacia el norte, y el
Monte Argaeus, otro tanto hacia el sur, fue acuñado por la tripulación de la
nave Apollo XVII y mas tarde aceptado por la IAU en 1973. Los contrafuertes de
Taurus se hallan a unos 180
km hacia el NNE.
La gran
riqueza y variabilidad geologica del lugar fue la razón de su eligibilidad para
esta misión, que buscaba recoger muestras del
material que llenó la cuenca del Serenitatis, del suelo oscuro típico
del Mare, de las rocas del subsuelo
inmediato, expuestas por los impactos, y finalmente del subsuelo mas profundo,
que constituía el suelo original previo a la gran colision que creo este Mare,
esto ultimo, a partir de las muestras petrológicas obtenidas de los macizos
Norte y Sur.
Llamaba
mucho la atención de los seleccionadores de areas de alunizaje la presencia de
enormes peñascos en las laderas de estos
macizos, vistos en fotos tomadas en orbita por la Apollo XV. Algunos de
estas inmensas piedras yacían al final de marcas o senderos que mostraban que habian rodado cuesta
abajo desde lo alto de las montañas a cuyos pies se encontraban. Tambien les
intrigaba la presencia de un gran abanico de material claro al pie del Macizo
Sur, que luego se comprobó era una avalancha ocasionada por el impacto, en la
cumbre del South Massif, de enormes peñascos eyectadas en la colision que hace
100 millones de años creo el cráter Tycho, ubicado unos 2000 km hacia el SSW. La
formación de Tycho se consideraba también el origen de un grupo de cráteres de
200-600 m
de diámetro existentes en el centro del valle.
Al elegir este lugar, se buscaba definir los bordes de la cuenca del
Serenitatis, y comprobar si el fin del vulcanismo lunar había tenido lugar
recientemente o en tiempos muy antiguos.
Por ejemplo el extraño minicrater
Shorty, con su oscurísimo color en medio del material mas claro que lo
rodea, hizo pensar que aquí podría
encontrarse una joven grieta volcánica, prueba de que el vulcanismo estuvo
activo hasta una fecha reciente en términos selenológicos.
Al
Macizo Norte, de 1500m de altura, y constituido completamente por
eyecta consolidada, continua hacia el Este un grupo de
extrañas montañas, bautizadas como Colinas Espulpidas (Sculptured Hills). Estos
cerros no parecían, vistas desde orbita, relacionarse con los macizos vecinos
ni con las causales de la cuenca del Serenitatis, sino que se pensaba que
podrían haberse formado por materiales eyectados durante el impacto que formo
el Mare Imbrium, mas reciente. Sin embargo, la orogénesis de estas
misteriosas montañas permanece todavía incierta, y podrían ser mas antiguas que
el propio Mare Serenitatis. Ellas obstruyen
parcialmente el acceso a un vallecito aledaño al de Taurus-Littrow, hacia el
NE, de unos 10 km2. Finalmente, la
existencia de una falla o escarpa, contribuyó a convertir este lugar en un
paraíso para los geólogos lunares.
Este
pequeño valle es alargado, de unos 25 km de largo y unos 10 km de amplitud, con su eje
mayor apuntando hacia el centro de Mare Serenitatis, es decir hacia el NE, y se
halla encuadrado por dos grandes masas montañosas de entre 1500 y 2000 m de altura, una
ubicada por el norte y otro al sur (North
& South Massifs,
respectivamente. Hacia el extremo SE, el
valle se choca contra otra gran masa montañosa (East Massif = Macizo Oriental),
aunque a través de una abertura de unos 6 km entre esta montaña y el South Massif, continua hacia otro valle, algo mayor y de
pisos mas rugosos, por el SE. La altura
de estos macizos montañosos y lo
estrecho del valle, le dan al lugar un aspecto impresionante, mas profundo que
el Gran Cañon del Colorado.
Hacia el
Oeste, hay un pasaje de unos 7 km de anchura, parcialmente
bloqueada por una pequeña montaña de 1 km de altura (Family Mountain), que es la
principal salida del valle, hacia el Mare Serenitatis.
Vistas del Valle de Taurus-Littrow desde el
Mare Serenitatis (izq.) y desde el WNW (der.)
El punto celeste marca el lugar del alunizaje.
El
Macizo Sur (South Massif) es una gran masa montañosa de unos 16 km de largo y 2000m de
altura, aislada, en el medio de lo que sin ella seria un valle mucho mayor, del
cual el Taurus-Littrow seria solo la parte mas septentrional. Otro rasgo fascinante de este valle, es una
larga escarpa o acantilado que discurre desde la base del Macizo Sur, hasta
perderse hacia el extremo W del Macizo
Norte, a lo largo de unos 20
km, y que en algunos lugares llega a tener unos 80 m de altura. Los astronautas la recorrieron en el vehiculo
(Rover) que finalmente quedo para siempre en la luna. La falla, llamada escarpa Lee-Lincoln, esta justo al oeste del lugar de
alunizaje,y es la única falla
extraterrestre recorrida y explorada (aunque solo en una pequeña parte) por el
hombre. Era un camino sinuoso, anfractuoso, en altura creciente hacia el Macizo
Norte, muy agreste y ondulado. El Rover
tuvo que ir a muy baja velocidad (5 km/ h) y frecuentemente, desandar camino (con marchas y contramarchas)
para poder recorrer la parte del precipicio que pudo ser explorado.
En varios lugares, había pequeños huecos y
grandes peñascos. La escarpa no era un rasgo lineal, sino que sus paredes eran
de espesores y alturas distintas según el lugar analizado.
Lo que
era invariable en ella era la textura del terreno, que era igual en todo el
trayecto, tanto en la parte baja, como en la pendiente, como en lo mas alto.
Tampoco se encontraron diferencias en la morfología de los pequeños cráteres, o
en su cubierta rocosa. No puedo recordar
la fuente, pero en algún lugar se describia este accidente como si se
tratase de un larguísimo camino ondulante hecho con gigantescas bolsas de arena
de tamaño variable aunque de gran altura, en fila una después de otra. En la foto adjunta, tomada por
las cámaras de la
Lunar Reconaissance Orbiter, se la puede observar
zigzagueando, ondulante a traves de los suelos volcánicos del valle, para
perderse cerca del North Massif.
La
flecha indica el lugar preciso del alunizaje de la Apollo XVII.
Basandose
en las observaciones de los astronautas, los pisos de este valle son planicies
ligeramente onduladas, con rocas de varios tamaños, desde granulos de polvo
hasta grandes masas rocosas de mas de 8m de diámetro y 3 de altura, como la
llamada Tracy’s Rock, del tamaño de una casa pequeña, fotografiada junto al
astronauta Harrison
Schmitt. El South Massif
puede verse a la derecha.
Esta
mision permitio conocer que el valle esta constituido por material eyectado durante
los impactos que formaron las grandes cuencas marinas cercanas. Asi, los
depositos de eyecta que se ven hoy sobre la superficie del valle se originaron
casi seguramente en la cuenca de Mare Imbrium. Yendo desde lo mas superficial a
lo mas profundo, hay una capa superficial, muy somera, de regolith pulverizado
y no consolidado. Subyacente a esta, varios metros mas abajo, y por un espesor
de 1500 metros,
hay basaltos marinos. Mas abajo, material proveniente del impacto mas antiguo,
que creo Mare Serenitatis tiene un espesor que excede el kilometro. Tanto esta información,
como la recabada en otras misiones, como Apollo XV (Apeninos
lunares) y XVI (crater Descartes), parecen demostrar que las zonas altas de la
luna estan compuestas, hasta una profundidad de muchos cientos de metros o
kilómetros, de material eyectado en la
formación de los mares, probablemente sobreyacentes a una corteza
original de anortosita.
Aunque
se pensaba que suelos oscuros indicaban
juventud, hoy esto esta en duda. Se sabe que, unos 50-100 millones de años
despues del impacto que formo la cuenca donde hoy esta el Mare Serenitatis,
lava liquida, viscosa y oscura comenzó lentamente a rezumar del interior lunar
y a llenar las zonas mas bajas. En algunos lugares, aparecieron también lo que
se llaman fuentes de fuego, es decir manantiales de lava menos viscosa, mas
explosiva, que tapizaron sus alrededores de minúsculas esferas de vidrio, casi
siempre, de color negruzco muy oscuro y brillante, pero en rarísimos casos, de
coloración anaranjada.
La roca Tracy es este enorme peñasco de casi 6m de
largo, al pie del Macizo Norte, del cual rodo cuesta abajo en tiempos
inmemoriales.
El misterioso crater Shorty, sospechado de
tener origen volcanico
Detalle del extraño suelo anaranjado encontrado en Shorty
Vista a traves
del crater Camelot, mirando hacia el Norte
Detalle del extraño suelo anaranjado encontrado en Shorty
Basicamente
es un mismo material, pero el llamado suelo naranja (solo encontrado en un
pequeño cráter de 100m de diámetro y 14m de profundidad, llamado Shorty) es la
forma vítrea (cristalizada, en tanto el color negro es material amorfo (sin
cristalizar) Este material seria la razón por la cual el Mare Serenitatis se ve
tan oscuro desde la Tierra, y es un estrato piroclastico muy antiguo,
probablemente contemporáneo con el llenado de la cuenca. Este suelo naranja no es material oxidado,
sino un tipo de vidrio piroclastico rico en titanio, formado y depositado in
situ hace miles de millones de años.
La
presencia de este material cuenta una
vívida historia selenologica en esta
parte de la luna: en este valle habia grandes
fuentes volcanicas, con erupciones muy violentas de lava, en chorros que
alcanzaban muchos cientos de metros de altura, impregnando el terreno en muchos
kilómetros a la redonda.
La
altura eran tanta porque habia grandes cantidades de gas disuelto en el magma,
que se exsolvia rapidamente al ir acercandose, desde el subsuelo, hacia la
superficie, del mismo modo que surge violentamente una gaseosa cuando sacudimos
intensamente la botella que la contiene.
En este
valle, se encontraron muchos cráteres menores a los 600m de diámetro, muchos de
los cuales estaban sembrados de rocas inmensas de entre 2 y 4m de diámetro,
encontrándose algunas de hasta 10m. Tambien había cráteres tan someros, que
nunca producían sombras, por lo cual jamás habían sido cartografiados.
En el
pequeño cráter Nansen, a los pies del Macizo Sur, se encontró la roca mas
antigua de las traídas a la
Tierra. Su edad oscilaba entre los 4400 y 4600 millones de
años, es decir tan vieja como la misma Luna. El cráter se halla en medio de un
abanico de material blanco que llamo mucho la atención de los científicos, y que al parecer es
consecuencia de una antigua avalancha de material del Macizo Sur, producida en
tiempos de la creación de Tycho. Este Macizo es el mas alto del valle, y
debe gran parte de su imponencia al
hecho de estar completamente aislado, como una mole separada de todas las demás
alturas. Parece una isla en medio del valle.
Aspecto de un crater rocoso anonimo
Es interesante notar que
los grupos de pequeños craters en el centro del valle fueron efectivamente originados
por enormes rocas disparadas durante el cataclismo que creo el cráter
Tycho. Esto estaria confirmado por
encontrarse esta parte del valle sobre uno de los rayos de la eyecta, y por
estar este cumulo de cratercitos distribuidos en la misma direccion que
llevaría un proyectil proveniente de Tycho, y por la mineralogía de los
materiales mas superficiales y recientes.
A su vez estas enormes piedras provenientes del cráter sureño habrían
también impactado sobre el Macizo Sur, produciendo la gran avalancha de
materiales mas claros, hoy distribuidos al pie del monte, mencionada mas arriba. Aquel cataclismo creador del cráter Tycho
debió haber sido una visión gloriosa, de haber habido humanos en la Tierra para observarlo,
aunque en aquellos tiempos del periodo Cretácico, hace unos 100 millones de
años, a los dinosaurios dificilmente les habrá interesado el evento.
Luego de
que el ascenso del Challenger llevando a bordo a los astronautas que regresaban
a casa fuera filmado desde el vehiculo rover, que quedó para siempre
estacionado en el valle, el módulo se acoplo provisoriamente con la nave madre America,
que esperaba en orbita. Pocos minutos
mas tarde, Challenger se desprendió de la nave nodriza y se estrello
intencionalmente contra el suelo del Mare, en coordenadas 19.96N 30.50E,
produciendo un cráter por el impacto de unos 8.6m.
Dejando
este valle de Taurus-Littrow y yendo mas hacia el Sur, entraremos en el Mar
de la Tranquilidad (Mare Tranquillitatis), que esta noche exhibe mas de
la mitad de su area, y tiene pisos mas claros que su vecino norteño, aunque sus
limites están mas confusos, menos demarcados que Mare Serenitatis. Ademas los suelos de Mare Tranquillitatis
están sobreelevados altimétricamente con respecto a los de Mare Serenitatis,
debido a considerables fenómenos de subsidencia que se produjeron en este
ultimo probablemente por el enorme peso de sus basaltos marinos. El limite entre ambos maria es rico en
accidentes interesantes.
MARE TRANQUILLITATIS.
Tambien muy
antiguo, se formó en el periodo Pre-Nectarico,hace entre 4550 y 3920 millones
de años. Su diametro medio es de 700
km , con una amplitud máxima de 874 km, y una superficie de
entre 421.000 y 436.000 km2.
Su nombre fue acuñado en 1651, en que aparece incluido por Francesco
Grimaldi y Giovanni Battista Riccioli en su mapa lunar Almagestum Novum.
Exceptuando a
Mare Frigoris (que no obstante su gran antigüedad es de edad mas imprecisa), este mare es
probablemente el mas antiguo de los visibles esta noche. El material marino contenido en la cuenca del Tranquillitatis es basalto del Imbrico
Superior. Se piensa que las montañas que rodean el mare son del Imbrico
Inferior, en tanto la cuenca propiamente dicha seria del Pre Nectarico. Esa
cuenca tiene márgenes muy asimetricos, y carece de una estructura multi-anular
concéntrica (propia de todo gran impacto) visible hoy. La topografía tan intricada,
tanto de la cuenca como de sus aledaños, se debe a que se intersectan en este
lugar varias cuencas formadas en diferentes momentos selenologicos. La cavidad
original del cráter de este Mare se encuentra desdibujada porque se le han encimado
y entreverado parcialmente de las de los mares vecinos (Nectaris, Crisium,
Fecunditatis y Serenitatis) y se sabe que los dos anillos exteriores de la
cuenca del Oceanus Procellarum tambien pasarían
por esta zona. Mare Tranquillitatis tiene
tintes ligeramente azulados en comparación con el resto de la luna,
probablemente debido a un mayor contenido metalico en los basaltos que lo
constituyen, respecto a los otros maria.
Debido a lo irregular de sus
contornos, Mare Tranquillitatis forma
numerosas salientes o bahías en su periferia.
Algunas, como Sinus Honoris, al NW, no son
visibles esta noche, pero otras que estan hoy bien destacadas por estar en la
parte oriental del Mare, se describen mas abajo, incluyendo los rasgos
principales que pueden verse en cada una de ellas.
La
imponente mole del Macizo Sur se halla a mas de 4 km de distancia. La foto de
abajo la inclui para mostrar en detalle el aspecto de una montaña lunar desde
cerca.
El astronauta se halla todavia a casi un par de kilometros de su base.
El astronauta se halla todavia a casi un par de kilometros de su base.
SINUS AMORIS
La Bahia del Amor se extiende hacia el N
desde el borde NE de Mare Tranquillitatis. Tiene una amplitud de 130 km, y se encuentra cerrada
al norte por los Montes Taurus. En las
márgenes nor-occidentales se encuentra el cráter Maraldi, con su famoso Mons
Maraldi (Monte Maraldi).
36 MARALDI (40 km, 1300m, NECT). Viejisimo crater de
contornos sumamente erosionados y mal conservados, de orígenes nectaricos
(3920-3850 MA) situado en el margen W del Sinus Amoris, haciendo angulo entre
los cráteres Littrow, al NW, y Vitruvius, al WSW, y a unos 100 km directamente al E del
Valle de Taurus-Littrow, en donde tuvo lugar la ultima visita humana a la luna,
en 1972. Unos 15 km
hacia el NE de este cráter, sobre sus faldeos mas alejados, hay una montaña que
parece un gran domo, llamada justamente Mons Maraldi, de unos 16 km de diametro.
Sus murallas exteriores tienen profundas
hendiduras e incisiones, y recuerdan mas a una cordillera anular de montañas
alrededor de un area central, que a la cresta de un cráter. El crater es un anillo oscuro, abierto por el
SSW, y con cratercitos a cada lado de esa abertura, donde alguna vez estuvieron
sus murallas SSW. El anillo satélite Maraldi
F (18 km)
esta hacia el E de Maraldi, del que lo separa un grueso terraplen. Este cráter
esta abierto hacia el E, en lo que parece haber sido un cráter mayor, de unos 25 km de diámetro, hoy casi
indiscernible, aunque quedan de el, además de trazas de tramos de murallas
someras, unas montañas bajas, descentradas hacia el W, cerca de la unión con F.
Hacia el ESE de Maraldi hay otra interesante
estructura fantasmal, que recueda tres cráteres sucesivos, fusionados, y de
tamaño creciente con el alejamiento de Maraldi.
La primera formación, anonima y de unos 22 km de diámetro, tiene
algunas colinas centrales en sus fondos, y los restos de imponentes murallas
hacia el Sur, como un macizo arco solitario. Continua el cráter E
(31 km),
del cual solo persisten las murallas NE y un arco por el S. Finalmente, el mas alejado de Maraldi, el
cráter Maraldi D (67
km), conserva un bellísimo arco de murallas fosiles,
hacia el SSW. En la zona hay varios
pequeños cráteres fantasmales, inundados casi hasta los bordes (de los que a
veces solo se detectan simples huellas o impresiones) por lavas marinas. Los fondos de Maraldi también están llenos
de sedimentos basálticos, muy sombrios (bajo albedo). La superficie de estos
suelos es lisa, con algunas rugosidades o cordones serranos ubicados algo al NW
del centro del cráter. Pocitos y
alfilerazos tapizan los pisos del crater por todas partes.
Su nombre inmortaliza el del astronomo
franco-italiano Giovanni Maraldi, otro coetáneo de Messier, fallecido en 1788.
Mons Maraldi
(= Maraldi Gamma) La existencia
de esta pequeña meseta circular lisa y aparentemente plana sobre la margen
occidental de Sinus Amoris, en las proximidades del cráter Maraldi, ha llamado
la atención de los investigadores por lo extraño de su aspecto y lo incierto de
su origen.
Probablemente es un edificio volcánico formado por la
efusión de lavas muy viscosas y densas, por lo tanto no estaría asociado al
vulcanismo tipico de los mares lunares.
De acuerdo con mediciones altimétricas
realizadas por la Apollo
XVII, la montaña alcanza los 1150m de altura, sobre su ladera
W. La estructura real de esta montaña-plateau no es plana, sino que desciende
hacia el E. Se piensa que es en realidad un gran domo volcánico. Sinus Amoris
es una region rica en domos de basaltos marinos y frentes de lava, pero Mons
Maraldi parece ser de una naturaleza distinta, parecida a los volcanes
terrestres que arrojan lava fluida, como los hawaiianos.
Una de las fotos muestra en detalle la textura
de la pared interior de Maraldi. La imagen tiene unos 20 km de ancho. Las demas
permiten apreciar el aspecto del area en torno a Maraldi, incluyendo al crater
Gardner y el misterioso megadomo de Gardner.
37 GARDNER (18 km, 3000m, E). Bello cráter circular del periodo
Eratostheniano (3200-1100 MA), ubicado en una region muy escarpada, de terrenos
fragosos al N de Mare Tranquillitatis.
Los bordes están bien conservados, con poco deterioro por impactos. Tiene
paredes interiores de pendientes muy abruptas, especialmente al N, y con un
pequeño cratercito encajado en la cresta SW. Las paredes interiores son
elevadísimas. Los pisos están llenos
de sedimentos lávicos, y parecen elevarse ligeramente en su parte meridional,
antes de unirse con las laderas interiores por ese cuadrante. Fotografias orbitales de estas paredes
interiores muestran copiosos chorreados y avalanchas de materiales desde los
bordes hacia el fondo interior. Se halla 40 km al SSW del cráter Maraldi, y antiguamente
se lo llamaba Vitruvius A. El
nombre del crater es un homenaje al fisico norteamericano Irvine Gardner, que
murió en 1972.
Hay una estructura especialmente curiosa, al
Sur de Gardner, conocida por los investigadores como Megadomo de Gardner,
y cuyo nucleo se piensa que es una
amplia caldera volcanica de 22
km de diámetro, cuyo limite oriental coincide con los
contrafuertes occidentales del fantasmal cráter Maraldi D (67 km).
El
megadomo de Gardner (bautizado asi por el archiconocido selenografo
norteamericano Charles Wood) es una estructura compleja y no bien comprendida
aun, con una extensión E-W de 70km situada en el borde norte de Mare
Tranquilitatis. Es
una meseta elevada y todavía llena de misterio, y uno de los destinos probables
de futuras misiones tripuladas a la Luna.
Aspecto
del pedregoso crater Van Sergh
Grandes peñascos caidos del Macizo Norte
Grandes peñascos caidos del Macizo Norte
Bajo
el punto rojo se halla estacionado el Challenger (modulo de alunizaje de la Apollo XVII)
Bordeando la margen oriental de Sinus
Amoris, están los cráteres Carmichael (20 km, 3640m, C) y Hill
(17 km,
3340m, C). Algo mas al Sur de este duo
de cráteres, se encuentra el pequeño cráter Theophrastus (9 km, 1500m, E). En la
parte central de la bahía hay algunas colinas y montañas bajas, pero
fuera de estos accidentes, es bastante uniforme y lisa. Su margen SE esta
definido por Palus Somni, el Pantano de los Sueños. En el extremo SE, en donde
la bahía se abre a las planicies del Mare, se encuentra Mons Esam, (Monte Esam)
una pequeña montaña de unos 500 m de altura que yace en medio de algunos
pequeños domos. Se encuentra
aislada, al SE de Vitruvius, WNW de Lyell, y al SW de Sinus Amoris. Diametro
basal de unos 8 km,
y consiste en un cono formado por procesos de tipo tectónico todavia no muy
bien comprendidos. Un par de minúsculos hoyos de 1 y 2 km de diametro
respectivamente, llamados Grace y Diana, yacen al Sur de este monte . La
montaña se yergue unos 30 km
al W del cráter Lucian (7
km, 1490m, E).
38
VITRUVIUS (30 km, 1550m, Imbr. Superior) Formacion groseramente circular situada al W
de Gardner, y al SSE de Mons Vitruvius, una montaña alargada. Mas alla de Mons
Vitruvius, esta el valle donde alunizo la Apollo 17.
Los bordes de este pequeño crater son toscos y desparejos, especialmente
al N y al E. La cresta es mas alta hacia el NW, y esta parcialmente colapsada
hacia el SW. Sobre las murallas exteriores del S hay asentado un
cratercito. Aunque las paredes del
crater son bastante brillantes, los pisos son oscuros. El interior esta
inundado y es muy desnivelado, con un pico central somero, y algunas colinas
bajas al SW. De los terrenos
circundantes al crater, los del N son sumamente escabrosos.
Wilkins
et al. dicen que Vitruvius A (= Gardner), ubicado al E, tiene pico
central, y que al S de Vitruvius hay algunas catenae (cadenas) de cratercitos.
Unos 45 km
al SSE estan las ruinas de un crater ya casi desaparecido, de unos 35 km de diametro (Vitruvius
D), abierto por el SW al Mare, como un pequeño golfo.
MONS
VITRUVIUS (15 km, 2300m, pre-Imbr) Montaña muy arrasada por los impactos, cuya
cima se halla desplazada hacia su extremo NE.
Esta situada al NNW del crater homonimo, cuyo nombre evoca al ingeniero
y constructor romano Marcus Vitruvius, fallecido ca. 25 AC.
MONS ARGAEUS Macizo montañoso situado en la costa SE de
Mare Serenitatis, epónimo del actual Monte Erciyes, al Sur de Cappadocia
(Turquia), cuyo nombre en tiempos grecorromanos era Mons Argaeus. Se extiende por unos 50 km en direccion SE,
alcanzando una altura maxima de unos 2500m sobre los oscuros basaltos lunares que
tiene a sus pies. Una profunda cañada divide el macizo. Al Norte hay un antiguo
crater atravesado por un risco o precipicio, que probablemente conecta con los
valles angostos que llegan hasta las cercanías de Plinius. Los contrafuertes de
esta montaña llegan hasta las proximidades del crater Vitruvius E = Fabbroni (11 km,
2100m). A unos 30 km
al ENE de este monte, alunizo en 1972 la mision Apollo XVII.
La flecha marca el inicio de la escarpa Lee-Lincoln, mirando hacia el Norte
Siempre me llamo la atención que las montañas lunares sean redondeadas, cuando ese mundo carece de atmosfera y presumiblemente, los rasgos deberian ser eternos e inmutables. No existen alli montañas con rasgos filosos, puntiagudos, como las nuestras. Imposible encontrar en la Luna algo parecido al Monte Cervino (frontera suizo-italiana), el Cerro Torre (Argentina), o la montaña Kirkjufell (Islandia).
Por su aspecto, las
lunares se asimilan mucho mas a las dunas o medanos terrestres
que abundan en las zonas costeras del mundo.
Sin embargo, son demasiado inmensas para compararlas con estas
estructuras arenosas de la Tierra. La razon de esta morfologia, inexistente en
nuestro planeta, es muy simple: una persistente lluvia de microimpactos que se
ha venido produciendo en la Luna (y en todo mundo rocoso carente de atmosfera)
desde el comienzo de los tiempos. Particulas de infinidad de tamaños, que
golpean y desgastan con una velocidad media de 10 kilometros por segundo. Este abrasivo cosmico, a lo largo de miles de
millones de años, desgastó las aristas filosas y las puntas, transformandolas
en suaves curvas. Una prueba de esto es
el hecho de que los astronautas, cuando levantaban una piedra parcialmente
enterrada en el polvo, veian que la parte inferior, que habia estado protegida
de los impactos por el suelo en que estaba inmersa, conservaba su angulosidad y
sus bordes netos, en tanto la cara que sobresalia del suelo, y que por tanto
estaba expuesta a los micrometeoritos era, en cambio, suave y pulida.
Area de Sinus Amoris y Lacus Bonitatis
Megadomo de Gardner
Megadomo de Gardner
Mons Esam y pequeños cratercitos cercanos
Rimae Littrow y Mons Argaeus
Rimae Littrow y Mons Argaeus
Sin embargo, las
lunares son enormes montañas, que solo se parecen a las terrestres en su
altura. En una de las fotos que adjunto tomada durante la mision Apollo XVII,
se ve el piedemonte del Macizo Sur, en el valle de Taurus-Littrow. La montaña
parece una duna muy cercana, que estuviera situada a unas pocas decenas o
cientos de metros, pero en realidad esta
a varios kilómetros de distancia, es decir parece
una duna, pero de dimensiones inmensas. que en ese caso, tiene casi 2000 m de altura, mientras que
en nuestro planeta, los enormes medanos de Namibia, que estan entre los mayores
del mundo, no superan los 170m de altura.
Y el Macizo Sur es solo una montaña mediocre. Las mayores alturas de la Luna
podrían superar los 10000m.
Tampoco hay
similitud alguna en la composición. En aquel caso, son inmutables masas de
piedra, mientras que nuestras dunas se desplazan con los fuertes vientos, cambiando de forma y principalmente de posición (aunque
muy lentamente), y son de arena.
39 DAWES (18 km, 2300m, C) Formacion circular a ligeramente oval,
aislada, ubicada justo en el centro del istmo que separa Mare Serenitatis, al
Norte, de Mare Tranquillitatis, por el Sur. Tiene bordes bien conservados, que
se eleva 1800m sobre la planicie circundante. Se situa sobre un extremo de
Rimae Plinius. Formado durante el
Copernicano (1100-0 MA), se situa en medio de un viejísimo crater muy
desdibujado. Tiene murallas elevadas, con pendientes abruptas, sin aterrazado.
Las paredes interiores son altísimas,
sin vestigios de erosion, exceptuando algunas muescas y hoquedades en sus
crestas, como areas donde había material que ya no esta, porque ha ido cayendo
masivamente, como aludes, al interior del cráter, dejando en las paredes esos
huecos o cavidades. Esas oquedades
tienen el aspecto de barrancos abruptos hacia el interior de Dawes, un fenómeno
también observado en algunos cráteres de Marte. Suelo muy plano, inundado de
lava. Posee una pequeña estructura central, un cerro de baja altura y difícil
de observar.
Tiene suelos oscuros llenos de lava
marina, aunque hoy están casi totalmente cubiertos por sedimentos que cayeron
de las paredes interiores, por gravedad. Algunos observadores dicen haber visto
un pequeño cratercito sobre las laderas interiores occidentales, y un delicado
precipicio que cruza los fondos, conectando este cratercito con las laderas al
SE. Lleva el nombre del astronomo
ingles William Dawes, fallecido en 1868.
Dawes visto po el Lunar Orbiter
Detalle de las paredes interiores de Dawes
Plinius (E) y Promontorio Ancherusia (W)
40 PLINIUS
(42 km, 3200m, E), es el mas notable de los rasgos
que separan Mare Serenitatis del Tranquillitatis, y se encuentra a unos 75 km al SW de Dawes. Es un
cráter Clase 1, del periodo Eratostheniano (1100-3200 millones de años),
aislado, con forma de circulo algo irregular, con contornos muy precisos,
ligeramente ovales. Tiene empinadas
laderas exteriores sobre las que cruza un sistema de grietas (Rimae
Plinius) por el Norte, aparentemente en numero de 3. La mas cercana a
Plinius es mas ancha, y en parte esta formada por una catena (= cadena de
impactos).
Al extremo NW de estas grietas se encuentra el Promontorio Ancherusia, un cabo que, como un
baluarte, cierra el Mare Serenitatis por el Oeste, confinando a Mare
Tranquillitatis por el NW. Se eleva
unos 1500m sobre la planicie circundante, y en su extremo oriental se abre en 3
cabos apenas divergentes, que encierran entre ellos oscuros y estrechos
vallecitos.
Las
murallas septentrionales tienen un gran
complejo de terrazas muy hermosas, que en gran medida han colapsado,
desmoronándose. Exteriormente,se
observan laderas con contrafuertes
irregulares. Aunque carece de un sistema de rayos visible, segund Wilkins &
Moore, por todo su alrededor se ven cordoncitos radiales (eyecta?). Según
estos mismos autores, una pequeña montaña circular se encuentra cerca de la
pared del crater, al NE, y usando un telescopio de 33” descubrieron que en su
cumbre existe un pequeño cratercito . Los pisos de Plinius son rugosos, aunque
bastante planos y homogéneos, con serranias bajas. Posee un pico central
irregular (algunos autores dicen que 2), que bajo ciertos angulos de
iluminacion, tiene la aparencia de un doble crater, y no de una montaña. La razón de esa ambigüedad visual se atribuye a que este pequeño cerro esta muy
derruido por un cráter inusualmente grande que se ha instalado en su cima. La
ladera norte de este pico muestra un curioso barranco. La parte oriental de los fondos del crater es
mucho mas lisa y pareja que la occidental, aspera y fragosa. Se ven algunas
colinas y cratercitos, y acumulaciones de eyecta en los pisos del Norte.
Cuando
lo atraviesa el terminador, puede verse
una cresta angosta pero brillante, como un débil circulito de luz, estando su
interior en negra sombra. En algunos días mas, sus fondos se mostraran mas
brillantes que los suelos aledaños al cráter, que aparecerán con una luz mas
mortecina.
Su
nombre recuerda al escritor y naturalista romano Plinio el Viejo, muerto cerca
de Pompeya tratando de asistir a las victimas durante aquella fatídica erupcion
del Vesuvio del año 79 AD, y cuyo triste final se conoce en detalle gracias a
dos conmovedoras cartas en que su sobrino Plinio el Joven lo narra a un amigo.
41 AL-BAKRI (12 km, 1000m IMBR) Pequeño crater circular, aislado,
ubicado sobre la margen NW de Mare Tranquillitatis, justo al Sur del brazo
oriental de los Montes Haemus que limitan a Mare Serenitatis por el Norte, y al
WSW de Plinius. Las murallas, bastante
empinadas, tienen en su parte meridional dos líneas de crestas orientadas en
sentido N-S. El piso del cráter esta lleno de lava. Al sur de Al-Bakri hay unas grietas y
cañadas pertenecientes al complejo de Rimae MacLear. Lleva el nombre de un geografo arabe-español
medieval que vivió entre 1010 y 1094.
PALUS SOMNI
El
Pantano de los Sueños no es una bahía de Mare Tranquillitatis, pero se
ubica como un zocalo entre el Sinus Amoris y la próxima bahía, Sinus Concordia
(Bahia de la Concordia o de la Armonia), que se describe después. Pallus
Somni tiene forma de abanico abierto
hacia el ENE, y tiene un diámetro de unos 143 km. Esta lleno de
basaltos que desbordaron de la cuenca del Tranquillitatis hacia su
interior. La superficie de esta region
es rugosa, con cadenas montañosas muy someras, y algunos sectores de suelo
plano. Tiene un albedo mas alto (color mas claro) que el suelo marino contiguo,
hacia el Oeste, con un sombreado grisaceo típico de las tierras altas
(=continentales). No confundir con el mucho mayor Lacus Somniorum, visto mas
arriba. En 1907 este color fue descripto como único, ya que no se encuentra en ninguna otra parte de la luna,
algo asi como un marron muy claro, bastante diferente a la tonalidad de
cualquier otra planicie o area montañosa selenita.
Muy pocos y pequeños cráteres yacen
dentro de sus limites, particularmente Lyell, (que veremos después),
sobre el borde occidental, Crile (8
km, 1500m, I) hacia el Este, y Franz (27 km, 590m, Pre I), hacia el
NW.
42 LYELL (31 km, 1000, Pre-I)
Crater muy destrozado, con forma irregular, que se encuentra ubicado en
la margen centro-oriental de Mare Tranquillitatis, sobre la parte Norte de
Sinus Concordiae, y al Oeste de Palus Somni.
Es un objeto antiquísimo, de tiempos Pre-Imbricos (4550-3850 MA). Paredes abruptas, con el intruso Lyell
A (7 km)
asentado sobre las laderas NW, y Proclus A ( 15 km) sobre las orientales.
Las murallas están muy dañadas hacia el Oeste. Las crestas exteriores del
cráter forman un rejunte irregular de cordones montañosos con un aspecto burdamente
anular. Hay multiples brechas y
hendiduras atravesando radialmente estos abruptos bordes, especialmente por el
Oeste, donde las murallas están muy dañadas, habiendo pasos que comunican el
interior del cráter con el Mare, en cambio las paredes son mas gruesas y
masivas en la parte oriental.
Los pisos,
reciclados y reformados por la lava marina que los ha inundado, son planos, prácticamente
carentes de rasgos importantes, y francos al Tranquillitatis por el Oeste. La
parte central del piso del cráter tiene un albedo menor (mas oscuro) que
el resto de los fondos, y se asemeja mas
al color típico del Mare. El nombre
evoca al geologo escoces Sir Charles Lyell, fallecido en 1875.
SINUS CONCORDIAE
La
Bahia de la Concordia o de la Armonia se
situa en el borde oriental del Mare Tranquillitatis, a continuación hacia el
sur desde el Sinus Amoris, sirviendo como limite entre ambos el cráter Lyell,
descripto mas adelante, Todo su margen
norte esta limitado y definido por Palus Somni. Por el sur, esta contenida por
un terreno muy irregular que incluye al ruinoso cráter Da Vinci, al SE.
Tiene un diámetro global de unos 142 km.
Ya en las afueras de esta bahía se encuentra Cauchy con su bello
complejo de grietas y rayones sobre el suelo del mare.
43 DA
VINCI (38 km,
Pre I) Ruinosa formacion
extremadamente arcaica y hoy casi indistinguible, ubicada sobre una zona de
transición que comunica Mare Tranquillitatis (a través de Sinus Concordiae) con
las tierras altas al NW de Mare Fecunditatis, hacia el SE. Tiene un contorno irregular, con muy
destrozadas murallas que se han colapsado hacia el Sur, en donde hay enormes
brechas. Tambien hay indentaciones sobre
la cresta N. Tantos impactos ha sufrido en su historia, y tanto lo han
deformado, que hoy es difícil reconocerlo como un crater, conservando solamente
tramos de sus someras paredes E, y
porciones de los muros NW, aunque parecen mas montañas en arco que las paredes
de un viejo cráter. Los pisos, muy atormentados por impactos, son muy
irregulares, e incluyen una montaña central, algunas colinas y cratercitos.
En su vecindario, unos
45 km hacia
el SW, se encuentra el pequeño cráter Lawrence (24
km, 1000m, Pre I) en cuya cresta N termina por el Sur
Rima Cauchy. Hacia el ESE, un cordon montañoso de baja altura separa a Da Vinci
de Watts
(15 km,
900m, Pre I), ubicado unos 12
km mas alla de sus bordes. Las tierras
aledañas por el N y el W son muy asperas, abruptas y montañosas.
Contiguos por el Norte hay dos cráteres extremadamente ruinosos: uno sin
nombre, de unos 14 km
de diametro, con el que se conecta por una brecha en la muralla N de Da Vinci,
y otro, muy profundo y deformado, casi pegado sobre las murallas NW de Da
Vinci, de unos 17 km
(Da
Vinci A). Sobre las murallas SSE del crater principal se asienta Da
Vinci D (6 km),
deformado. Varias catenas y algún anillo abierto por el W y el S
respectivamente. El nombre de este crater recuerda al artista, inventor y
matematico italiano, gran genio del Renacimiento, fallecido en 1519.
44 CAUCHY
- RUPES + RIMA CAUCHY
(13
km, 2600m, C) Brillante
crater circular, simetrico, con forma de palangana, ubicado entre una notable y
genuina escarpa o precipicio lunar sobreelevado
sobre el terreno circundante (Rupes Cauchy) que corre al
SW, y una grieta o zanjon (Rima Cauchy), que pasa por el
NE, y que otra teoria dice que era un
canal por el cual fluia lava en aquellos lejanos tiempos. Ambas fallas tectónicas corren casi paralelas
entre si. El cráter es de formación muy
posterior (Copernicano, 1100-0 MA) a ambas estructuras, que se formaron en el
periodo Imbrico (hace entre 3850 y 3200 MA), cuando ya inmensas cantidades de
lava habían inundado la cavidad donde hoy esta Mare Tranquillitatis, y al irse
enfriando estas masas basálticas, comenzaron a contraerse y a resquebrajarse en
determinados lugares, con subsidencia del terreno en algunas partes, y ascenso
en otros. Este cráter tiene murallas altas, con suelos cóncavos. Por tener un
albedo alto, es particularmente llamativo en plenilunio. Algunos observadores
notan variaciones aparentes de identidad: con luz rasante parece un crater
redondo y profundo, en tanto con luz cenital parece una montaña. Apenas mas alla de las paredes SSE del crater
hay una delicada catena de cratercitos, que parecen conectarlo visualmente con
el pequeño Cauchy E (3.4
km) ubicado 15 km al Sur de Cauchy.
Rupes Cauchy
(en un principio llamada Fossa Casals) es una escarpa o
precipicio de entre 150 y 170
km de extensión, con su pared vuelta al SW, y que
alcanza una altura máxima de 343m (Wöhler
et al.), cerca del centro, con pendientes de 12 grados, bajando hasta unos
200m o menos en el tramo meridional. Hacia el Norte, la altura decrece hasta
que la falla desaparece en la planicie del Mare. Por eso se considera esta
falla como un hibrido entre escarpa y grieta. Este enorme barranco es bastante
parecido tanto en altura como en pendiente, a la famosa Rupes Recta, al E de
Mare Nubium, cuya altura en su tramo N se estima en unos 500m, con un gradiente
de 8.7 grados. Ambas son espectaculares,
pero al parecer, son menos imponentes que Rima Bürg II.
Al igual que la
corteza de la Tierra,
la de la luna puede, hasta cierto punto, deformarse como consecuencia de
presiones o tensiones. En muchos mares lunares existen arrugas surgidas como
consecuencia de la reaccion de la corteza lunar a las multiples presiones
soportadas.
Pero mas alla de
cierto nivel critico de compresión o tensión, la corteza repentinamente se
quebrara, dando lugar a los barrancos, los precipicios, las fosas, las grietas,
en fin, a todo tipo de falla tectónica.
Algunas de estas fallas tienen basamentos muy profundos, como la Rupes Recta ya
mencionada, que indudablemente atraviesa todos los estratos lávicos hasta
llegar a la roca madre en la base de la cuenca de Mare Nubium. Tal vez ocurra lo
mismo con Rupes Cauchy, aunque difiere de aquella en que esta es de menor
altura y porque tiene algunos tramos curvos.
Cauchy B y un tramo de Rupes Cauchy El
desnivel va de -470m (W) a -740m (E) en 1.6 km Detalle de la pared meridional de R. Cauchy
Con el sol
poniente, Rupes Cauchy resalta como una línea blanca y brillante, por estar su
pared occidental completamente iluminada. Cuando amanece, produce una
prominente sombra hacia el W (con lo cual deducimos que el murallón del
desfiladero mira hacia el W).
Algunos
observadores consideran que es mucho mas difícil de ver que Rupes Recta, y que
con una luna de 5 dias ya es casi invisible. Este enorme barranco comienza al
NW junto a un par de pocitos ovalados (domos?)
ya visibles en un telescopio de 6”, y varios cráteres algo mayores yacen a lo
largo de su recorrido, que se extiende casi rectilíneo hacia el SE para
perderse en una zona muy aspera y montañosa en las costas del Mare
Tranquillitatis, aunque parece que continua a través de estas serranías. NW a SE, acompañan su recorrido los cráteres Cauchy
B (6 km),
F
(4 km), E
(4 km) y C
(4 km). Seguramente en toda esta zona han abundado
los fenómenos volcánicos, ya que justo al Sur de Rupes Cauchy estan esos dos pequeños
domos volcánicos (es decir volcanes que tienen el aspecto de simples
montículos), designados Tau (τ) y Omega (ω) Cauchy (el ultimo,
tiene incluso un pequeño cratercito en su cumbre) mencionados mas arriba. Se
situan respectivamente al S y al SW del cráter Cauchy, del que toman el nombre.
Rima
Cauchy Justo al NE del
borde del crater existe esta amplia grieta-barranco, como una cuchillada de 210 km de largo, como
tallada a cincel en el suelo lunar, que sigue hacia el NW. Con una anchura
máxima de 4 km,
corre de SE-NW, pasando al NE de las laderas de Cauchy, con un trazado en
general rectilíneo, a excepción de un corto trecho en forma de S en el medio. Se interna en las tierras altas al E, perdiendose
cerca de la cresta N del pequeño cráter ruinoso Lawrence (24 km, 1000m, Pre-I).
Al SE de Cauchy se
puede ver una montaña proyectando una larga sombra. Al W de este cerro vemos un domo de poca
altura, lo que se evidencia porque no proyecta sombra. Al Sur hay otro domo, de
unos 10 km
de diametro, que posee un cratercito (tambien, casi con certeza, de origen
volcanico) en su cumbre. Al Este de este ultimo domo hay una montaña somera. Unos 70 km al ENE de Cauchy se encuentra Cauchy
D (9 km),
y al N y NW de este crater hay algunas
montañas aisladas. El nombre del crater
principal recuerda al matematico frances Augustin Cauchy (1789-1857).
Ya hacia el centro
del Mare, y continuando mas al Sur, localizaremos numerosos cráteres, muchos de
ellos muy desvencijados y destruidos. En torno a JANSEN (23 km, 620m, I), que se eleva
solo unos 100m sobre los oscuros suelos a su alrededor, hay decenas de domos o
colinas, como el que aparece pegado a su pared merdiional. Tambien hay
profusión de cordones curvos, y antiguos anillos (cráteres), especialmente al
SW y al Norte. Un poco mas al SE encontramos a SINAS (13 km, 2300m, E) en una
planicie aparentemente lisa, pero que con la luz rasante del amanecer lunar se
muestran numerosas elevaciones sobre el fondo liso del mare, y algunas grietas
conspicuas a la luz rasante. El nombre del crater recuerda a un mecenas y
benefactor griego muerto en 1876.
Cerca de este ultimo crater (y en otros
rarisimos lugares de la Luna) se encuentran algunas estructuras no muy bien
explicadas hasta hoy, como el extraño cratercito de unos 100m de diametro y
casi 100m de profundidad, absolutamente inusual porque parece analogo a las
dolinas terrestres, es decir grandes cavernas o camaras del subsuelo lunar que
quedan expuestas por derrumbe o colapso de la estructura suprayacente. Otra
estructura parecida, conocida como Pozo
de Haruyama, tiene unos 34x 65m de diametro, y 34m de profundidad, y se
encuentra en el Oceanus Procellarum (Hoyo de las sierras de Marius). Se ha
descubierto una tercera en el Farside, de unos 120m de diametro y unos 55m de
profundidad, en el Mare Ingenii, inaccesible a los observadores terrestres. La
sonda japonesa Kaguya parece haber descubierto otros 3 objetos parecidos. Les
dejo los links respectivos con imágenes de estos extrañisimos, fascinantes
objetos.
Unos 250 km al SSW de Sinas, y ya
muy cerca del ecuador selenita, se situa Maskelyne.
45 MASKELYNE (24km, 2500m,
E) es un crater con forma de taza, con pendientes aterrazadas y pisos
deprimidos, que aparece algo mas de 200 km al S de Sinas. Esta rodeado de varios
accidentes, como Maskelyne D (que con 32 km de diámetro, es mayor
que el propio Maskelyne), en realidad una bahía abierta al W, que alguna vez
fue un crater, ubicado 50 km
hacia el E. Contiguo a Maskelyne, hacia en NE se ve la huella de otro crater
vestigial innominado, del que tan solo ha quedado una débil impronta abierta
hacia el SE, en el suelo lunar. Debio tener unos 18 km de diámetro. Continuando
otros 10 km
hacia el NE se halla otro crater fantasma, Maskelyne R (12 km). Entre este ultimo crater y Maskelyne D hay un
interesante paisaje de angostas gargantas y promontorios, probablemente lo que originalmente
fue un grupo de cratercitos apelmazados, hoy completamente disgregados o desaparecidos. Lleva el nombre de un astronomo ingles que murió en 1811.
A unos 130 km hacia el WSW de Maskelyne,
sobre las costas sudoccidentales del Mare Tranquillitatis, el hombre piso por
primera vez nuestra vecina celeste, en1969 (Apollo XI), en una planicie carente
de montañas a la vista, que Neil Armstrong describiría admirablemente como una magnifica
desolacion.
Sin embargo, para entonces, en esta parte
del Mare Tranquillitatis, los restos de otros dos ingenios humanos quedaban abandonados
para siempre sobre la superficie. Las
sondas norteamericanas Ranger VIII (1965)
y la Surveyor
V (1967). Ambas estaban relativamente cerca de donde dos años mas
tarde (1969), como se dijo, alunizo la primera misión tripulada a la Luna, lugar que se llamo
desde entonces Base Tranquilidad (Statio Tranquillitatis).
SURVEYOR 5
La sonda norteamericana Surveyor
V alunizo en Mare Tranquillitatis el 11 de Septiembre de 1967, con un peso de 281 kg. Los retrocohetes que
reducían la velocidad de aterrizaje dejaron de funcionar cuando la sonda, que
descendia, estaba recien a 1,5m del piso, por lo cual debió haber sido un contacto
muy brusco con la superficie. Aparentemente el artefacto se poso en las laderas
de un pequeño cráter sin bordes netos, de 9x 12m, con pendientes de casi 20
grados, el mas grande de una pequeña catena de hoyos sin cresta. La maquina analizo la química del suelo,
envio miles de fotos con gran detalle, y permanece todavía en aquel lugar,
ubicada a casi 25 km
al NNW de Statio Tranquillitatis (Apollo XI), y a casi 590 km al SSW de
Taurus-Littrow (Apollo XVII).
Surveyor
V antes de ser enviada a la Luna
situacion actual de la sonda, en una fotografia del Lunar Orbiter
situacion actual de la sonda, en una fotografia del Lunar Orbiter
RANGER 8
Esta sonda americana, que pesaba
unos 367 kg,
impactó deliberadamente contra la luna el dia 20 de Febrero de 1965 a las 9:57 UTC, luego
de haber transmitido mas de 7100 fotografias de alta calidad en los últimos 23
minutos de su misión. Su objetivo era la toma de imágenes con gran nitidez, y
detalle creciente a medida que la maquina se aproximaba a su violentisimo
encuentro final con la superficie, estrellándose en Mare Tranquillitatis con
una velocidad de 2.68 km/ segundo (casi 10000 km/h), creando, con el impacto, un cráter de unos
13.5m de diámetro, mas tarde fotografiado por el también destruido Orbiter IV.
La utima imagen la tomo unos 2 segundos antes de estrellarse, cuando estaba a
unos 4.2 km
de altura. Las fotos que envio a la Tierra la Ranger VIII permitieron comprender que los suelos que se veian lisos
y sin rasgos, estaban en realidad acribillados de cráteres de todo tamaño. Hoy su cráter y lo que pudiera quedar de ella
yacen a cerca de 70 km
al NNE de Statio Tranquillitatis, unos 59 km al NNE de Surveyor V, y a unos 533 km al SSW del valle de
Taurus-Littrow.
Ranger VIII
Ultima foto tomada por la sonda 60 km (2 seg.) antes de chocar
foto del lugar (Orbiter IV)
Ultima foto tomada por la sonda 60 km (2 seg.) antes de chocar
foto del lugar (Orbiter IV)
Vistas del crater de 13.5 m formado por el
impacto de la sonda al estrellarse contra el suelo lunar
STATIO
TRANQUILLITATIS (BASE TRANQUILIDAD)
El nombre de esta planicie
yerma ubicada al SW de Mare Tranquillitatis, fue acuñado por el primer hombre
en pisar la Luna, Neil Armstrong, en aquella memorable epopeya del 20 de Juliio
del año 1969, y que constituyó a mi entender la aventura mas grandiosa e importante de la Humanidad, digna de marcar el
inicio o el final de una Era, y esa primera
caminata en el suelo lunar, constituyó, como lo dijo acertadamente Armstrong,
un salto inmenso en la historia de la especie humana, la culminación de sus
seis milenios de cultura.
Selenologicamente formada en tiempos
imbricos (3850-3200 MA), esta bordeada, en la distancia, por el Sur por una falla llamada Rimae
Hypatia, en las vecindades del crater homónimo. El cráter Sabine
(30 km, 1500m, Imbr. Inferior), que forma un
hermoso duo con su contiguo Ritter (31 km, 1300m, Imbrico), mas oriental, se ubica unos 85 km hacia el W. Una grieta menor, oficialmente bautizada U.S.
Highway nr. 1, pasa por las proximidades. El nombre (latinizado) de Base
Tranqulilitatis le fue asignado por el astronauta Neil Armstrong al area en la
cual el modulo lunar Eagle, de la misión Apollo XI, se poso en la Luna el dia 20 de Julio de
1969, y donde minutros mas tarde dos hombres (Neil Armstrong y Buzz Aldrin)
pisaron el suelo de otro mundo por primera vez, mientras el tercer tripulante
de la misión, Michael Collins, permanecia en orbita. Tres pequeños cratercitos
cercanos al punto de alunizaje, cada uno con menos de 5 km de diámetro, llevan sus
nombres, los únicos de ese mundo que llevaban los nombres de personas vivas al
momento del homenaje. Armstrong (4.45 km), Aldrin
(3.25 km)
y Collins
(2,32 km)
podrían verse con un telescopio de 6”
bajo buen seeing y con elevados aumentos (>200). (ver foto de ubicación).
El sitio de
alunizaje fue seleccionado atendiendo básicamente a la ausencia de riesgos para
esta primera misión tripulada a la luna. Una planicie suavemente ondulada o
lisa, nivelada, carente de masas montañosas, barrancas o grietas, grandes
cráteres o abruptas pendientes que pudieran inducir errores en los altímetros
del modulo de descenso, o dificultar los desplazamientos en el suelo
lunar. Relativamente pocos cráteres u
hoyos, y escasos (o ninguno) peñascos de gran tamaño. Pendientes menores a 2 grados, en todas las
direcciones.
El terreno ofrecido a la vista de los
astronautas era un paramo de infinita y solemne monotonía, una inmensidad
muerta y silenciosa sembrada por todas partes por cantidades infinitas de
piedras medianas y pequeñas, de todas las formas, angularidades ytexturas
imaginables. Ese espectáculo era, como lo describió tan maravillosa como
concisa y adecuadamente Neil Armstrong, una magnifica desolación. Abajo
un panorama del area de alunizaje, con el crater Little West, de 25 m de diametro, a la derecha
del fotografo, y el modulo lunar Challenger en la distancia, a la izquierda.
Hacia el N del
sitio de alunizaje había un campo de grandes piedras. Las mismas habían sido
eyectadas de un cráter ubicado unos 400m hacia el Este (aunque se lo ha llamado
West Crater, por situarse al Oeste del lugar inicialmente elegido para posarse
en la superficie selenita), que tenia unos 150m de diámetro. Neil Armstrong tuvo que maniobrar el modulo
lunar minutos antes del alunizaje, para superar el obstáculo que representaban
tanto este cráter como parte del campo de grandes piedras que yacian en su
vecindario, para finalmente alunizar en donde lo hizo, que parecia
operativamente mucho mas segura. La mayoría de las muestras minerales que trajo
de regreso la Apollo XI
se cree que provienen de material eyectado en la formación de West Crater, hace
unos 100 millones de años.
Mas abajo, dejo seis vistas del sitio del alunizaje, para dar una idea de la extraña belleza del lugar.
Mas abajo, dejo seis vistas del sitio del alunizaje, para dar una idea de la extraña belleza del lugar.
Ubicación de Statio Tranquillitatis (E
derecha N arriba)
Sabine y Richter. (N derecha, W arriba)
Sabine y Richter. (N derecha, W arriba)
Zona del alunizaje de la Apollo 11 y de la
Surveyor 5 (E derecha, N arriba)
crater West, a unos 400m al E de ST
crater West, a unos 400m al E de ST
Unos 60m hacia el Este del sitio de
alunizaje hay otro cráter, mucho mas pequeño, llamado Little West Crater. Fue
brevemente examinado por Neil Armstgrong al final de su caminata lunar. Tiene
unos 33m de diámetro y unos 4m de profundidad, con muchas grandes piedras
sembradas en sus fondos. Se piensa que tanto estos cráteres, como en
general todos los ubicados hacia el N y
W del sitio de alunizaje se formaron como consecuencia del impacto que produjo el
cráter Sabine, a unos 85 km
al Oeste de Statio Tranquillitatis
En el siguiente link un video muestra el
area de alunizaje, actualmente, captado por las cámaras del Lunar Reconnaissance
Orbiter.http://lroc.sese.asu.edu/news/index.php?/archives/142-Apollo-11-Landing-Site.html
A continuación se
dan las coordenadas decimales de alunizaje de las misiones y sondas
descriptas en esta ficha, con algunas distancias relativas:
-Ranger VIII 02.638N
24.787E (estrellada
intencionalmente a 69.50 km
al NNE de Statio Tranquillitatis).
-Surveyor V 01.461N
23.195E (situado a 24.30 km al NNW de Statio
Tranquillitatis). SV esta a 59 km al WSW de R8.
-Luna XXI 26.003N
30.408E Lunokhod 2 estacionado en
25.827N 30.919E (ambos están a unos 775 km al NNE de ST).
(Lunokhod 2 esta a unos 16.38 km al ESE de su
sonda madre Luna XXI). Luna XXI esta a 169 km al NNE de
Taurus-Littrow.
Lunokhod 2 esta ubicado a 164 km al NNE del sitio de
alunizaje de la misión Apollo XVII (valle de Taurus-Littrow).
-Apollo XI 00.6741N
23.473E (alunizo a unos 610 km hacia el SSW del Valle de Taurus-Littrow)
-Apollo XVII 20.1908N
30.7717E Challenger se estrello intencionalmente en
19.960N 30.500E, es decir a 10.8 km al SW.
46
CENSORINUS (4 km, 380m, C) es un crater
liliputiense con forma concava, como una bacinilla o la taza de una fuente, ubicado en un area agreste, muy accidentada.
El cráter, demasiado pequeño para ser fácilmente distinguible, solo es
interesante por el albedo muy elevado en torno a su borde, lo que lo hace muy detectable con el sol
cenital siendo uno de los objetos mas brillantes de la luna durante el mediodia
lunar.
Un notable sistema
de rayos que salen radialmente del cráter, contrasta con el suelo marino, mas
oscuro. Al E se encuentra Censorinus
A (7 km),
y otros 7 km
hacia el ENE, el comparativamente “enorme”
Maskelyne A (29 km). Unos 40 km hacia el WSW se encuentra un duo de cráteres unidos como un 8, sin nombre,
y de unos 10x 15 km,
contiguo al exiguo Censorinus J (5 km) ubicado al E de este par. Su nombre
recuerda a un astrónomo romano fallecido en AD 238. Unos 150 km hacia el SW de
Censorinus se halla Torricelli.
47 TORRICELLI (23 km,
2100m, IMBR ), extraña formación con su parte occidental destruida, arrasada
por un impacto mas reciente, con lo cual el conjunto tiene la forma de una
pera. El crater mas grande, ubicado al E
(19 km)
tiene una ligera brecha por el Sur. El
occidental tiene cerca de 8km de diámetro, y las paredes de unión estre ambos
cráteres están derrumbadas. Este par de cráteres asi fusionados se encuentra
dentro de un circo fantasma, muy antiguo, como lo demuestran sus paredes
obliteradas o inexistentes, especialmente por el N y el Oeste, llegándose con
gran dificultad a distinguir los restos de lo que fuera su muro oriental. Todo
su interior aparece inundado por los flujos de lava, y solo algunas alturas
someras recuerdan lo que fueron sus contornos dentro del Mare. Esta gran estructura fantasma se llama Torricelli
R (87 km),
y el cráter piriforme se ubica en el sector NE del mismo. Unos 20 km hacia el Este de Torricelli, sobre las
murallas orientales del espectral Torricelli R, se encuentran Torricelli
A (10 km)
y 3 km al
NW de este, Torricelli F (9 km).
El gran crater carece, como se dijo, de todo el arco de sus murallas entre
el N y el W, abierto completamente al Tranquillitatis. Torricelli tiene paredes
colapsadas hacia el S, con grietas y hendiduras y algún cratercito, por el E.
Los pisos del cráter están comunicados con los de este pequeño hoyo. La parte oriental de Torricelli (la mas
antigua de ambas) es del periodo Imbrico (3850-3200 MA). Este singular cráter marca
un limite entre el Mare Tranquillitatis, que se extiende hacia el Norte, y el
Sinus Asperitatis (Bahia de las Asperezas), hacia el Sur. Lleva el nombre del
poco longevo físico italiano Evangelista Torricelli (1608-1647).
48 HYPATIA (41x
28 km,
1400m IMBR) Es un crater ruinoso ubicado
al NW de Sinus Asperitatis, al NNW del gran cráter Theophilus, en plena zona
ecuatorial de la Luna. Es una formación asimétrica, claramente triangular (mas
alargada en sentido SE-NW ) con un borde externo irregular, como un
engrosamiento o saliente hacia el NNW, que esta atravesada por angostas brechas en muchos puntos de sus
paredes. Las murallas son mas altas al E
(2170m), y bajas y con brechas al W y al N.
Torricelli (imagen orbital)
Zona entre Torricelli e Hypatia
Hypatia (N arr. /E der.)
Zona entre Torricelli e Hypatia
Hypatia (N arr. /E der.)
Hypatia parece ser el resultado de la
fusión de varios cráteres, ahora con un fondo común, en donde se ve una colina.
Tiene pendientes abruptas, y en sus laderas SW se encuentra intruido el cráter
satélite Hypatia A (15
km, con forma de cuenco, profundo). Hypatia D (6 km) y otro crater anónimo se
encuentran unos 20 km
hacia el NNE, y el cráter fantasma M (28 km) se situa al SE. Suelos
inundados de lava, con algunas colinas y grietas. Unos 70 km hacia el N existe un sistema de fallas
lineales llamado Rimae Hypatia, que
corre a lo largo de unos 180
km atravesando el Mare Tranquillitatis, generalmente
siguendo un sentido SSE. Unos 15
km hacia el NW, a continuación de una masa montañosa que
separa este complejo de fallas de Hypatia, existe lo que parece un vallecito de
unos 30 km
de extensión y unos 3-5 de ancho, encajonado entre 2 elevaciones paralelas del
terreno, como un raspon en la superficie lunar. Podria ser tambien lo unico que
queda de la doble muralla W de un circo de unos 100 km de diametro, contiguo
por el N a Hypatia, y hoy absolutamente irreconocible. Unos 5 km al W de Hypatia hay una
pequeña montaña aislada, cruzando la cual se encuentra Hypatia F (8 km).
Su nombre recuerda a una matematica
egipcia fallecida en el año 415 de nuestra Era.
SINUS ASPERITATIS
La Bahia de las Asperezas es una
prolongacion, directamente hacia el Sur, de Mare Tranquillitatis, a traves de la
cual este Mare se une a su vecino meridional Mare Nectaris, hacia el SE. Tanto por el E como por el W se halla
encuadrado por masas continentales de terreno muy escabroso e irregular. Tiene
un diámetro aproximado de 206
km.
Por el Norte,
el crater Torricelli marca la unión del Mare Tranquillitatis con el
Sinus Asperitatis. En su extremo Sur, se
asienta el maravilloso circo Theophilus. En el limite entre esta
bahía y Mare Nectaris se encuentra el cráter Mädler.
Es una region de apariencia relativamente
lisa pero que en realidad esta infestada de roquedales y cráteres derruidos.
Este golfo de suelos tan rugosos y accidentados constituye una zona de transición
entre ambos maria.
Hacia el Este de Sinus Asperitatus hay una
enorme masa de tierras altas, de contorno aproximadamente rectangular y unos 200 km de anchura, que como
una enorme península separase a la mencionada Bahia de las Asperezas y el Mare Nectaris, por el Oeste, del Mare
Fecunditatis, hacia el Este. Deja,
además, al Mare Tranquillitatis confinado hacia el Norte.
Sobre este gran rectangulo de tierras altas,
se situan los cráteres Capella, y
contiguo a aquel, sobre el WSW, Isidorus.
49 CAPELLA (49 km, 3300m, PN) es una formación con murallas anchas e irregulares que forman
un gran promontorio que deforma su circularidad por el costado SE, ingresando
en su interior. Las pendientes son empinadas, con terrazas muy dañadas, con un
cráter sobre la ladera N. El cráter esta
atravesado por la profunda y amplisima
grieta conocida como Vallis Capella, que lo penetra desde el borde N, saliendo por
el SE, se bifurca y extiende hacia el SE y SW, en sendas direcciones alejándose
del cráter, con una longitud total de unos 110 km. Este objeto, cuya mayor anchura (14 km) esta justo al NW de
Capella, estaria formado en realidad por una catena o seguidilla de cráteres
parcialmente encimados o fusionados (como probablemente, y a mucho mayor
escala, seria también Vallis Rheita).
Otra teoria propone que se trataria de una falla por compresión y
desplazamiento horizontal del terreno, sin otra igual en la Luna.
Por el SE se extiende unos 40 km mas alla de Capella,
hasta llegar a un crater-herradura anónimo, de unos 30 km de diámetro, abierto
hacia el NE, en cuyo interior esta el pequeño Capella B (8 km). Hacia el SW de este crater fantasma hay
varios circos fantasmas de tamaño algo menor, sobre la costa NE de Mare
Nectaris. En los fondos de Capella
existe una montaña central piramidal, algo redondeada, conspicua, de unos 1200m
de altura, con un minúsculo cratercito en la cima. Algunas cadenas de
cratercitos se ven con esfuerzo al E y el W del monte central. El borde
occidental del cráter esta cubierto de abundante eyecta, que forma grupos de
pequeñas colinas o domos. Esta formación
lleva el nombre de un orador y jurista romano-cartagines que vivio hacia el año
450 en la colonia romana que se construyo sobre las ruinas de la ciudad fenicia
destruida por Roma durante las guerras púnicas.
50 ISIDORUS (42 km, 1580m, PN), un cráter Clase 3 en cuyo
interior, en la parte occidental, es posible detectar el pequeño cratercillo Isidorus
A (10 km)
con forma de cuenco o bowl. Pegado a este, hacia el N, tiene un insignificante
hoyo de unos 5km de diámetro. Isidorus
tiene a Capella asentado sobre sus
murallas orientales y ENE, delatando su mayor antiguedad. Esta a su vez rodeado por completo por
formaciones muy poco definidas, como la miríada de pozos sobre la cresta
norte. Paredes aterrazadas, de aspecto texturalmente mas
suave al E, mas irregular al W. Pisos en planicie, recubiertos de lava, con
algunos pequeños cráteres intrusos. También grietas y cordones de poca altura
surcan los fondos. Carece de pico
central. Pegado a Isidorus por el SE se
encuentra Isidorus F (19 km), mas alla del cual se ve ese profundo y
enorme barranco ya descripto, que corre en forma curva desde Capella hasta el
SW, a las costas de Mare Nectaris, por unos 106 km (tramo occidental de Vallis
Capella). Al NW de Isidorus existe
un conglomerado de tal vez 5 crateres fusionados, con algunos restos de paredes
intermedias todavía visibles, que habrian tenido unos 20 km de diámetro cada uno.
Unos 35 km al Sur de Isidorus,
como un promontorio saliente sobre Mare Nectaris, esta la desembocadura de
Vallis Capella en el Mare.
En esta zona hay varias montañas
interesantes, y al menos 5 circos fantasmas inundados por la lava del Nectaris,
de entre 15 y 30 km
de diametro. Su nombre recuerda a San Isidoro de Sevilla, astronomo y enciclopedista
fallecido en el año 636 de nuestra Era.
51 GUTENBERG (75x 70
km, 2300m, pre IMBR)
Este crater de contornos
oblongos, ubicado sobre la margen occidental de Mare Fecunditatis, tiene hacia
el SE a Goclenius (55 km, 1500m, N), Magelhaens
(41 km,
1960m, Pre-I) y Colombo (76
km, 2400m, IMBR), y hacia el WSW a Gaudibert (33 km, 1600m, Pre-I), ya en los Montes
Pyrenaeus, que se extienden directamente hacia el S desde Gutenberg.
Por el NE corre tangencialmente un
sistema de fallas de unos 150
km de extension, originado en el borde NW de Goclenius, llamado
por tanto Rimae Goclenius. Desde Gutenberg, hacia el NW, también
existe un importtlante complejo de zanjones de origen tectónico, llamado Rimae
Gutenberg, que atraviesa la aspera zona montañosa entre Capella y
Censorinus, perdiéndose en esas agrestes tierras altas unos 200 km mas adelante.
Las crestas del cráter están sumamente
erosionadas por impactos de todo tamaño, especialmente al NE, donde se ha
encimado el cráter Gutenberg E (28 km). Este crater intruso, a su vez, tiene
también hoquedades y brechas en sus muros SSE y SW, formando un pasaje que
conecta directamente con Mare Fecunditatis, ubicado al Este. Este crater posee un pequeño monte central. Hay también varios barrancos y vallecitos en
el borde meridional, donde Gutenberg se une con su satélite Gutenberg
C (45 km)
. El crater intruso Gutenberg A (15 km) ha obliterado sus murallas CSW.
Los pisos de Gutenberg y Gutenberg E
están inundados por sedimentos lávicos, formando una planicie común
relativamente plana y lisa. Esa uniformidad esta interrumpida a lo largo del NE
por un par de larguísimos acantilados que forman parte de la ya descripta Rimae
Goclenius. Existe un complejo de
montañas centrales en Gutenberg, con forma de un cordon semicircular de cerros,
mas prominentes hacia el S, estando dicho sistema orográfico algo descentrado
hacia el SE, y abierto hacia el E. Estos picos centrales son en realidad las
murallas occidentales de un antiguo anillo muy deformado y ya casi
indistinguible como tal. En la cima de alguna de esas montañas centrales se han
reportado la presencia de 3 cratercitos. Las laderas interiores occidentales,
justo debajo de Gutenberg A, tienen un hermoso complejo de terrazas y son muy
anchas. Los terrenos al Sur de Gutenberg
C consisten en una gran masa montañosa de forma mas o menos triangular
hacia el SSE, de unos 65 km
de extensión máxima, y varios cientos de metros de altura.
Lleva el nombre del genial inventor
aleman Johannes Gutenberg, creador de la imprenta de tipos móviles, fallecido
en 1468.
Sinus Asperitatus, al N de
Theophilus
Isidorus (W= izquierda) y Capella (E)
Gutemberg con sistemas de grietas al E y N.
Isidorus (W= izquierda) y Capella (E)
Gutemberg con sistemas de grietas al E y N.
Como un conspicuo baluarte situado justo al
Sur de Sinus Asperitatis, y separando
esta bahía de Mare Nectaris, encontramos el magnifico cráter de Clase 1 Theophilus.
52 THEOPHILUS
(101 km, 4600m, Eratosteniano). Este bellisimo
crater tiene un macizo central imponente, enorme, multicuspide, visible aun con
binoculares. No hay sectores planos en el interior de este gran circo, todo su
fondo es rugoso, y exceptuando la zona montañosa central, tiene una curvatura
parabolica, como una palangana invertida, convexa, como Lacus Mortis. Cuando lo atraviesa el terminador, el
interior del majestuoso cráter esta en completa oscuridad, exceptuando un punto
de luz que marca la cumbre mas alta de sus picos centrales. No obstante, la
formidable muralla oriental, con un espesor cercano a los 20 km, y la brillante pared
interna de los muros occidentales, que alcanzan los 5600m de altura sobre los
fondos interiores, resaltan impactantes.
El
macizo montañoso del centro de Theophilus, como ya se mencionó, es espectacular, y se extiende a lo largo de 30 km alcanzando cotas de 2000 metros. La montaña mas occidental se ha designado
como Theophilus
Psi (ψ), la del Norte Alpha
(α), y la oriental es Phi (φ). Las laderas sur-occidentales de estos cerros centrales
son mas anchas e irregulares, con valles y desfiladeros y larguísimos
piedemontes, mientras que los picos descienden mas abruptamente hacia el piso
del crater por el N y NW. La mision
Apollo XVI (que alunizo a unos 270
km hacia el WNW, en las tierras altas al N de Descartes),
recogió muchas muestras de basaltos que se cree que provienen de la eyecta de
formación de Theophilus, hace entre 3200 y 1100 millones de años. Este cráter es uno de los más sobresalientes
de la cara visible de la Luna,
presenta los tres elementos clásicos de la compleja morfología de los cráteres
similares a Tycho: paredes con terrazas, fondo plano y un gran pico
central. Hasta la fecha, en este enorme
crater se han registrado 11 TLP.
Las
enormes murallas de Theophilus tienen un complejo sistema de terrazas
interiores, que muestran señales de desmoronamientos masivos en muchos
sectores. Sobre las laderas interiores del NW se ha intruido Theophilus
B (8 km,
1300m). Las paredes exteriores tienen
amplios contrafuertes que se elevan unos 1400m sobre el mare adyacente (un
observador habla de picos individuales de 2000, 2500 y 7000m de altura, sin
mencionar su fuente). La mayor parte de su sistema de rayos de eyecta ha
desaparecido, aunque algunos son todavía visibles. El famoso astrónomo ingles
Reverendo T.Webb consideraba a Theophilus como el mas profundo de todos los
cráteres lunares visibles. Es conveniente recordar, sin embargo, que a pesar de
su enorme profundidad, esta representa solo un 4-5% del diámetro del crater,
con lo cual estas estructuras no dejan de ser en realidad depresiones mas bien
someras. Toda la zona SW interior del
crater es rugosa, con inmensos desmoronamientos y areas de derrumbe, en tanto
hacia el NE el piso es mucho mas plano y nivelado. Un gran barranco de varios
cientos de metros de altura y unos 12 km de extensión, parece unir las montañas
centrales con las paredes del SW. Las
murallas de Theophilus son elevadísimas por todas partes, sin interrupción,
ofreciendo un panorama tan impresionante
como imposible de ser comparado con algo existente aquí en la Tierra.
Desde la muralla SE de Theophilus, hacia el
Sur, mas o menos intermitentemente a lo
largo de unos 150 km
hasta las proximidades del cráter Beaumont, directamente hacia el Sur, corre
una estructura que parece un cordon montañoso,
mucho mas ancha (unos 40
km) en la mitad septentrional, y mucho mas angosta
(menos de 5 km)
hacia el sur. Este accidente delimita por el Este un area de un tamaño algo
mayor a Theophilus , y se extiende desde estas colinas hasta Cyrillus y Cyrillus B, por el
Oeste, y Theophilus por el Norte. Como este ultimo esta íntimamente relacionado
con los otros 2 enormes cráteres, en parte invisibles al comienzo de esta
noche, se describen a continuación.
En contacto con Theophilus, que lo intrusiona
por el NE, hay un circo ligeramente menor, Cyrillus.
53 CYRILLUS
(96 km,
3700m) es de contornos cuadrados, y mucho mas antiguo (Clase 3 del
sistema selenologico de Baldwin, Nectariano).
Esto ultimo podrá comprobarse mañana, cuando sus murallas quebradas y
dilapidadas sean contrastables con las las de Theophilus, nítidas y mucho mejor conservadas. No
obstante este deterioro por su mucho mayor antigüedad, en general las paredes
de Cyrillus están bastante intactas, exceptuando el cuadrante NE, en que están
arrasadas por Theophilus. La pared W es finamente aterrazada, y el arco de las
murallas NW constituyen un borde monañoso imponente.
Theophilus visto por
Kaguya
Complejo de montañas centrales de Theophilus
Detalle de una de las cumbres
Complejo de montañas centrales de Theophilus
Detalle de una de las cumbres
El pico central de Cyrillus, mas pequeño que
el de su vecino del norte, es en realidad un grupo de 3 cerros redondeados y
algo descentrados hacia el NE, con
alturas de hasta 1000m, llamados Cyrillus Alpha, Delta
y Eta, siendo el mas alto el
ubicado hacia el W. Este bonito monte central
tricúspide, brillará al final de esta noche como una estrella en medio de la
negrura intensa de sus fondos (en condiciones de buena luz, dicen Wilkins &
Moore, se podrá ver un magnifico
vallecito situado al W del pico mas alto).
Ademas de este pequeño monte central, los
fondos de Cyrillus incluyen el gran crater intruso Cyrillus A (17
km), asentado en las laderas interiores SW, que tiene un
brillante pico central. Al SW de Cyrillus A, la pared del crater principal se
hace doble y tal vez mas compleja. La
imponente muralla SE de Cyrillus sirve de limite N-NW a una estructura muy
interesante, encuadrada entre un cordon montañoso que la encierra por el E-NE,
y un negro valle que se prolonga desde Cyrillus hacia el sur, hasta confundirse
con las complejas murallas NE del gran Catharina, detallado mas abajo.
Aunque se lo conoce como Cyrillus F, parece mas bien un valle rectangular que un
cráter. Tiene una superficie de unos 30 x 45 km. y unos 2500m de profundidad, y esta rodeado de cordones montañosos. Desde Cyrillus, atravesando sus oscuros
fondos y corriendo hacia el sur mas alla de su quebrada pared meridional, se
vera el oscuro valle mencionado recien, acotado como un grueso rayon de unos 30 km de anchura, entre las
tierras mas elevadas de Cyrillus E, por el E, y las serranías que unen
directamente Cyrillus con Catharina, por el Oeste.
Entre Cyrillus y Catharina (situado unos 45 km hacia el SSW) hay un
amplio valle montañoso, cuyos detalles requieren la suave luz rasante del
amanecer, que acentua las sombras y quiebres del aspero terreno, aunque algunos
detalles se vean mejor con un sol mas elevado.
Con sol poniente, sin embargo, las sombras parecen menos impactantes.
Wilkins et al. mencionan que al SE de
este valle esta el remarcable Cyrillus R, aparentemente un
antiguo crater partido en dos por una cadena de montículos de poca altura, y
que exhibe un cratercito en cada sección. Al Sur de este objeto hay otro
cratercito con pico central, y en sus fondos trazas de lo que fue otro anillo,
concéntrico, en su interior.
Luego de unos 40 km de recorrido,
directamente hacia el Sur, llegamos al mencionado Catharina.
54 CATHARINA, mas grande, antiguo y destruido (103 km, 3130m, Clase 4,
Nectariano) que los anteriores. Que Cyrillus es más reciente que Catharina lo demuestra la existencia
en este ultimo de terrazas y de un
macizo central, que se han conservado, y que en cambio en Catharina practicamente
han desaparecido. Se
trata de una planicie amurallada ruinosa, extremadamente desvencijada, que
forma un remarcable trio de grandes circos alineado en sentido SSW-NNE. Se
encuentra en una franja muy montañosa y abrupta de terreno, entre la inmensa
escarpa Rupes Altai, al WSW, y Mare Nectaris, al ENE. Hacia el WNW se encuentra Tacitus (40 km, 2840m, ISup), en tanto
que hacia el Este, ya sobre las costas del Mare Nectaris encontramos a Beaumont (53 km, Pre- I), inundado de lava. Hacia el SSE aparece Polybius (41 km,
2050m, Pre-I).
Catharina
tiene murallas que según algunas fuentes, en ciertos lugares superan los
5000m de altura por encima de los fondos interiores. Las laderas exteriores,
por el NE están completamente deformadas por valles y depresiones (que podrían
ser, al menos en parte, una cadena de impactos ) y zonas bajas entremezcladas
con cratercitos de tamaño diverso.
En su
interior vemos un cráter casi fantasmal, Catharina
P (46 km), que se encuentra a un
nivel altitudinal mas bajo que el propio Catharina, y que ha desmantelado casi toda la cresta N del crater y gran parte
de sus fondos septentrionales. La muralla meridional de Catharina P atraviesa el crater
principal por su punto medio, pasando
justo por donde estaba el pico central, ahora casi indistinguible de las
laderas australes del intruso, aunque vestigios del mismo todavía podrian
adivinarse, y habría tenido unos 800m de altura. Este crater P ocupa casi un tercio del area
interior de Catharina, y tiene un
cratercito en su interior. La
masiva pared exterior sud-oriental de Catharina, casi linear, puede perfilarse
esta noche, y su desvencijado fondo, sumido todavia en negras tinieblas,
comenzara a apreciarse con el progreso de la mañana lunar.
Pendientes muy abruptas y arrumbadas por
el NE, y al NW se ha intruido el crater Catharina
D (9 km). Catharina A (14 km) por el SW, y Catharina
C (28 km)
por el SE, donde las murallas del crater principal son mas altas. Sobre las murallas del NE se halla el crater B (24 km), y G
(17 km)
lo ha hecho sobre la
ENE. Catharina S
(16 km)
ha obliterado las laderas internas del SSW, ocupando parcialmente los fondos
interiores del gran circo que lo contiene. El crater es de murallas muy
someras, con una brecha por el N, e incluye un pequeño monte central.
Los
pisos de Catharina son llanos por el Este,
y accidentados y mas abruptos por el Oeste, presentando gran
desuniformidad tanto en aspecto como en textura y topografia. Cratercitos, hoyos, quebradas, grietas y colinas abundan en
este amplísimo interior. Como se dijo al principio, a diferencia de
Cyrillus, aquí no quedan restos de terrazas interiores, y los terraplenes y
salientes exteriores que alguna vez existieron, hoy han prácticamente desaparecido,
exhibiendo este gran circo un contorno bastante irregular, siendo algo mas
ancho (E-W) que largo. La altura de las murallas también varia grandemente,
siendo mas delgada y somera al NW (2450m), y mucho mas masiva y alta hacia
el SE y NE (5100m). La pendiente
interior es muy suave al SW, con un par de brillantes cratercitos, y aquí
parece haber tenido terrazas, hoy completamente destruidas.
Este maravilloso trio de grandes cráteres
lunares, que representan 3 instancias cronológicas diferentes, con antigüedad
decreciente de S a N, tiene mucho que mostrar al observador paciente. Los
tres grandes cráteres llevan los nombres de filosofos-religiosos griegos
luego santificados, que vivieron en la antigua ciudad griega (aunque en
territorio egipcio) de Alejandria. Theophilus fue obispo de esa ciudad hacia el año 385.
Cyrillus lo sucedió en el cargo, y era un teólogo copto que fue mas tarde San
Cirilo. Catharina fue Santa Catalina de Alejandria, la santa patrona de los
filosofos cristianos que vivió en el siglo III de nuestra era, presumiblemente
muerta en Alejandria hacia AD 307, de renombrada erudición y fama.
55 IBN RUSHD (33 km, 1410m IMBR). Crater circular, muy deteriorado y desmantelado por
impactos, ubicado a unos 15 km
al NW del gran circo Cyrillus. Unos 20 km hacia el N se encuentra un promontorio montañoso, el Mons Penck, de
4000m de altura. Unos 25 km
hacia el NW se encuentra Kant ( 32 km, 3100m, Imbr. Sup), un crater mas reciente que Ibn Rushd, y
de murallas seguramente mas altas y mejor conservadas. El borde sur del crater tiene un par de
pequeños cráteres, Cyrillus B y C,
ambos de 12 km
de diámetro (Ibn Rushd se llamaba antiguamente Cyrillus B). Por el E las pendientes son mas
abruptas, en tanto por el Sur las murallas están destruidas por los cráteres
mencionados. Fondos relativamente
planos, llenos de lava, con algunos cratercillos. No se ven rastros de una
montaña central, si es que hubo alguna .
Lleva el nombre de un famoso filosofo árabe, medico y abogado en la
corte de la España
musulmana, que vivio entre 1126 y 1198, conocido también como Averroes.
MONS PENCK (30
x 20 km,
4000m, pre-Imbr) Cabo o promontorio montañoso aislado, ubicado al SW de
Sinus Asperitatis, a unos 90
km al W de Theophilus.
Por el Norte esta bordeado por Kant C (20 km). Ibn Rushd esta a unos
20 km,
directamente enfrentado a este cabo, por el Sur. Unos 25 km hacia el WSW,
probablemente invisible hoy, se encuentra Kant (32 km, 3100m, Imbr.
Sup.). Se cree que seria un tramo
solitario de lo que fue el borde original de la cuenca del Nectaris, al igual
que Rupes Altai, que viene en la misma direccion que esta montaña, pero cuyo
extremo N dista unos 160 km
hacia el Sur. Serian tal vez los unicos restos de este antiquisimo impacto que
todavia se conservan.
Estando el sol poniente sobre el horizonte a una altura de 4 grados (días 20-21 de la lunacion), este macizo montañoso de 30 km de extension muestra 4 pequeños montes que formarian la cumbre de la montaña, que parece tener una pequeña planicie en la cima. La mole de 4000m de altura tiene una larga sombra de unos 60 km de longitud, hacia el E. En esas condiciones de iluminacion, algunos observadores han reportado un fino rayo de luz atravesando las sombras al Este del monte, probablemente luz del sol filtrándose a traves de alguna brecha en el macizo mas oriental, hasta la cumbre mas alta de la montaña.
Estando el sol poniente sobre el horizonte a una altura de 4 grados (días 20-21 de la lunacion), este macizo montañoso de 30 km de extension muestra 4 pequeños montes que formarian la cumbre de la montaña, que parece tener una pequeña planicie en la cima. La mole de 4000m de altura tiene una larga sombra de unos 60 km de longitud, hacia el E. En esas condiciones de iluminacion, algunos observadores han reportado un fino rayo de luz atravesando las sombras al Este del monte, probablemente luz del sol filtrándose a traves de alguna brecha en el macizo mas oriental, hasta la cumbre mas alta de la montaña.
Mons
Penck, Kant e Ibn Rushd
Mons Penck, Kant, Ibn Rushd, Theophilus,Cyrillus y Mädler
Daguerre y el crater fantasma hacia el W.
Mons Penck, Kant, Ibn Rushd, Theophilus,Cyrillus y Mädler
Daguerre y el crater fantasma hacia el W.
Varios cordoncitos
bajos de colinas informes (probablemente eyecta de formacion de Cyrillus y
Theophilus) yacen en la zona. La cresta lineal de Mons Penck parece continuar
con las altisimas regiones que corren hacia el N desde el crater Kant (32 km, 3100m, Imbrico S),
escarpas que probablemente también sean restos de la muralla original de la
cuenca del Nectaris. Por las sombras que hacen estas montañas ubicadas al N de
Kant, deben tener unos 3000m de altura, aunque un corto tramo doble de este
cordon montañoso, como a 50 km
al N de Kant, tiene una sombra casi tan larga como Mons Penck, por lo cual debe
tener también unos 4000m, seguramente otro sector aislado del borde de la
cuenca primigenia del Nectaris. Entre Mons Penck y Kant se hallan los restos de
un crater ruinoso (Kant E), cuyo impacto formativo debe haber contribuido a
separar esta montaña de Rupes Altai.
El nombre, de autor
desconocido, recuerda al geógrafo alemán Albrecht Penck (1858 – 1945).
Unos 200 km directamente al ESE
de Mons Penck, mas alla del colosal Theophilus, esta situado el pequeño Mädler.
56 MÄDLER (27
km, 2700m, E) Pequeño crater aislado, ubicado al Sur de
Sinus Asperitatis, y a unos 25
km de las murallas orientales de Theophilus. Es producto
de un impacto ocurrido en tiempos eratosthenianos, hace entre 3200 y 1100 millones
de años. Su nombre inmortaliza al astronomo aleman Johann Mädler, muerto en
1874. El borde del crater es irregular, algo oblongo, y tiene elevadas
murallas, muy dañadas hacia el Norte. Hacia el Este alcanzan los 1900m (con
algunos picos aislados de mayor altura) bajando paulatinamente hasta lllegar a
los 930m por el W. Las laderas son bastante inclinadas (la pared E tiene una
pendiente de 44 grados), y tienen un crater alargado al Este con la
particularidad de tener mucho brillo (alto albedo). Existe una pequeña montaña central de unos
800m de altura, que se une a un cordon serrano que cruza el fondo del crater, producto
de desmoronamientos de las paredes interiores, y que constituye una cresta
central que parece dividir el interior en 3 sectores. Los pisos son
accidentados y desnivelados. Hacia el Este del crater se ven marcas de rayos, y
una silueta anular, fantasmal, hacia el NE. Aunque se pensaba que este crater
era mas antiguo que su colosal vecino Theophilus, no se han detectado en sus
paredes materiales provenientes del impacto que creo el gran crater al W, que
en cambio produjo numerosos cratercitos secundarios en las proximidades de
Mädler. Hacia el Sur del crater se ven algunas delicadas cadenas de
cratercitos, y algunas líneas de montículos que se internan en Mare Nectaris.
57 DAGUERRE (46
km, 0-1500m,
pre-Imbr) Crater circular antiquisimo, casi fantasmal, con
murallas casi al ras del Mare Nectaris, ubicado al Sur, hacia el cual sus pisos
están abiertos como una bahía, hacia el SW. Parece una versión pequeña del
enorme Fracastorius, al que se halla enfrentado, y que se ubica a unos 250
kilometros de distancia, del otro lado del Mare, sobre su costa Sur. Hacia el
WNW se encuentra Mädler, a unos 65
km, del cual llega un rayo que cruza el borde W de
Daguerre. Toda la region esta sembrada de hoyos y cratercitos secundarios
producidos por la eyecta de formacion del inmenso Theophilus, ubicado otros 25 km al W mas alla de Mädler. Contiguo hacia el NW, de la que la separa un angosto
desfiladero, existe una estructura fantasmal, aun mas ruinosa que Daguerre,
completamente cubierta por las lavas del Nectaris, al que se abre por el Sur.
Daguerre tiene pendientes casi nulas, con un cratercito asentado al SE.
Murallas prácticamente inexistentes, las australes completamente rebalsadas y
anegadas por las lavas marinas que entraron por el Sur. La máxima altura que
alcanzan las paredes que todavía subsisten, hacia el NW, es de 1500m. Los
fondos completamente cubiertos de lava, son muy lisos, con algunas grietas y
cratercitos, y una pequeña montaña central que debió de haber sido mucho mas
alta, antes de que sus basamentos originales fueran cubiertos por los basaltos
marinos. El crater lleva el nombre de quien tomo la primera fotografía de la Luna, en 1839, Louis
Daguerre, gran pintor, inventor y pionero de la fotografia. Descendiendo mas hacia el Sur, entramos ya en el Mare Nectaris.
Formado, obviamente, en el Periodo
Nectarico, que toma su nombre (3920-3850 MA).
Parece una bahia del Mare Tranquillitatis, y tiene forma aproximadamente
circular. Parece haber sido reformado y achicado en el pasado. De su silueta
original, hoy solo quedaria un resto de murallas, Rupes Altai, cuyo origen
se cree que fue el impacto que creó la cuenca del Mare
Nectaris y desplazó suficiente material de la superficie lunar para formar
una amplia estructura circular, de la cual, ahora, solo es perfectamente
reconocible el arco suroccidental. Esta cordillera, de 480 km de longitud, tiene
picos de hasta 3000m de altura.
Actualmente, y a semejanza de lo que se
observa en la formacion del mucho mas reciente Mare Orientale, se proponen tambien como anillos concentricos
de la cuenca original del Mare Nectaris, interiores a Rupes Altai, a dos
fragmentos de arcos de murallas, visibles en una de las fotografias adjuntas,
teoria que se discutira luego. El diametro actual medio del mare es de unos 340 km, con una superficie
que, dependiendo del método de cálculo, esta entre los 84.000 y 101.000 km2.
Este mare es de fondos aparentemente bastante lisos (aunque
con gran aumento y luz rasante se pueden formaciones como Daguerre U (4 km), Z (4 km), Y (4 km) y X (3 km), que no son mas que
simples pozos o alfilerazos), estimándose que en ella, la capa de lava
solidificada es de solo un kilómetro de espesor. Actualmente el Mare Nectaris, que
ocupa la parte central de su amplia cuenca de impacto inundada de lava, se
halla encajonado entre grandes formaciones, como la cordillera de los Montes
Pyrenaeus (Pirineos) que lo flanquea completamente por el Este, la
enorme península montañosa donde yacen Capella e Isidorus, por el Norte
(e inclyendo como limite boreal también
a los cráteres Mädler y Daguerre), el inmenso Fracastorius, por el
Sur, y una accidentada zona que
ocupa el espacio oriental entre los cráteres Theophilus y Beaumont, por el Ooeste. La cuenca original del Nectaris era de unos 900 km de diámetro, y tenia
unos límites bien definidos en su parte suroeste por Rupes Altai,
y por una escarpadura al este del cráter Censorinus, en el
norte. Este límite resulta algo menos evidente en el borde occidental del Sinus Asperitatis y en Mons
Penck y las montañas que lo unen con el cráter Kant, por el Oeste.
Aspecto de la topografia de
Cyrillus y Catharina
Mädler (W) sobre un rayo de Theophilus y brillante hoyo dentro de Daguerre (E)
Daguerre
y al fondo, Fracastorius Mädler (W) sobre un rayo de Theophilus y brillante hoyo dentro de Daguerre (E)
interior de un cratercito vecino a Daguerre, de algunos cientos de metros. (foto Apollo XVI)
MONTES PYRENAEUS (PIRINEOS LUNARES)
Cadena montañosa ubicada al Oriente de Mare Nectaris, que se extiende en sentido N-S desde los bordes SW del crater Gutenberg, por el Norte, hasta las inmediaciones del crater Santbech (65 km, 4500m, pre-Imbr), por el Sur, a lo largo de unos 400 km, y una amplitud que alcanza los 165 km. La altura máxima se encuentra en el Norte, y alcanza los 3700m. Por el Sur, las cotas mas altas llegan a los 2000m. Forma parte del borde oriental de la primitiva cuenca del Mare Nectaris, formada probablemente por el impacto de un cuerpo de unos 50 o 60 km de diámetro, hace unos 3900 millones de años. Otra teoría dice que durante este impacto, la corteza lunar estalló en pedazos, cayendo alrededor del crater original (tambien llamado cavidad transitoria), revuelta e invertida, acumulándose en algunos lugares, creándose asi los Montes Pyrenaeus, formados de materiales muy antiguos. El resto de la corteza y su subsuelo que no habían sido despedidos por el aire, se fracturo hasta gran profundidad dentro de la cavidad que se había formado, y por esas fracturas profundas, mucho tiempo después fue aflorando el magma basáltico, llenando la cuenca y formando las planicies de basalto oscuro que exhibe hoy este Mare. Tanto estos materiales como la cordillera misma son entonces muy antiguos, de origen Nectarico (3920-3850 MA). Las alturas ascienden rápidamente desde la planicie al Este, y en algunos lugares hay dos cordones paralelos, como ocurre cerca de Böhnenberger.
Cadena montañosa ubicada al Oriente de Mare Nectaris, que se extiende en sentido N-S desde los bordes SW del crater Gutenberg, por el Norte, hasta las inmediaciones del crater Santbech (65 km, 4500m, pre-Imbr), por el Sur, a lo largo de unos 400 km, y una amplitud que alcanza los 165 km. La altura máxima se encuentra en el Norte, y alcanza los 3700m. Por el Sur, las cotas mas altas llegan a los 2000m. Forma parte del borde oriental de la primitiva cuenca del Mare Nectaris, formada probablemente por el impacto de un cuerpo de unos 50 o 60 km de diámetro, hace unos 3900 millones de años. Otra teoría dice que durante este impacto, la corteza lunar estalló en pedazos, cayendo alrededor del crater original (tambien llamado cavidad transitoria), revuelta e invertida, acumulándose en algunos lugares, creándose asi los Montes Pyrenaeus, formados de materiales muy antiguos. El resto de la corteza y su subsuelo que no habían sido despedidos por el aire, se fracturo hasta gran profundidad dentro de la cavidad que se había formado, y por esas fracturas profundas, mucho tiempo después fue aflorando el magma basáltico, llenando la cuenca y formando las planicies de basalto oscuro que exhibe hoy este Mare. Tanto estos materiales como la cordillera misma son entonces muy antiguos, de origen Nectarico (3920-3850 MA). Las alturas ascienden rápidamente desde la planicie al Este, y en algunos lugares hay dos cordones paralelos, como ocurre cerca de Böhnenberger.
Aunque es cierto que la abundancia de
cráteres indica antigüedad, también es cierto que los mares muestran mayor
cantidad de pequeños impactos que las tierras altas. La respuesta a esta
aparente anomalía es la fragilidad del material mas abundante en las tierras
altas y la corteza lunar original: la anorthosita, mucho mas debil y quebradiza
que el basalto de los mares, y mucho mas vulnerable a la erosion de los
microimpactos, y a la acción de los sismos lunares o a las vibraciones por
impactos cercanos. Este sistema orográfico tiene al cráter Böhmenberger
a sus pies, con su cráter satélite Böhmenberger
A (30 km) inmediatamente hacia
el Sur.
58 BÖHNENBERGER
(33 km,
1060m, pre-Imbr) Crater circular, muy antiguo, formado hace
4550-3920 millones de años, situado entre los bancos orientales de Mare
Nectaris, por el Oeste, y el piedemonte de los Montes Pirineos, hacia el Este.
Mas alla de las montañas, hacia el E, se encuentra el ya mencionado Colombo
(76 km,
2400m, Imbr). Las murallas, de mediana altura, son bajas o están destruidas
hacia el N, en donde se ha intruido F (10 km).
Sobre sus laderas
australes se asientan G (12 km) y el ya mencionado A
(30 km).
En las paredes occidentales interiores yace un pequeño cratercito. Los fondos
son muy accidentados y rugosos, irregulares, con un cordon montañoso
atravesándolo. Tiene un doble pico central. Se cree que estos fondos, hoy muy
cuarteados y agrietados, sufrieron en algún momento del pasado un gran
afloramiento de magma desde el subsuelo, que produjo las fracturas que hoy
vemos, y una ligera convexidad en los pisos del crater. Lleva el nombre de un astronomo aleman muerto
en 1831.
59 ROSSE
(12km, 2400m, E) es un pequeño y profundo cráter Eratostheniano ubicado en algo
al sur del centro del Mare, conectado por cordones de montículos con
Fracastorius, al SW. El cráter muestra hoy una delicada silueta
casi desprovista de sombras debido a la intensa luz solar, como una delicada
medialuna celeste. Su nombre recuerda a
un astrónomo italiano del Renacimiento, que vivio entre 1483 y 1553.
60 BEAUMONT (53 km, 1700m, pre-Imbr) Crater ruinoso ubicado
sobre la margen SW de Mare Nectaris. Unos 80 km al SE se encuentra el bellisimo
Fracastorius, y a similar distancia directamente hacia el W se situa el tambien
hermoso Catharina. Los bordes de Beaumont estan colapsados por el ENE, con una
gran brecha por la que la lava marina ha ingresado, inundando su interior. De los muros orientales exteriores actualmete solo queda una parte muy
deteriorada y llena de impactos. Hacia el N son tan bajas que cuesta definir donde
estaban. Las murallas hacia el S y el W son continuas y estan en general bien
conservadas, siendo el tramo mas imponente y elevado el que va del SW al SSW.
Al SSE tiene interrupciones o discontinuidades separadas por unos 3 km, y otra gran brecha hacia
el Sur, mas ancha, por la cual pasa un vallecito que termina en un crater de
unos 6 km,
unos 7 km
directamente al S de Beaumont.
Sobre las
laderas NE encontramos a Beaumont K (16 km), sobre las SW a Beaumont
E (18 km),
y un cratercito doble (como el signo infinito o el nro. 8) sobre la cresta Sur.
Otro cratercito se encuentra asentado sobre el NW. Sobre los fondos color gris claro de Beaumont
se encuentra un crater con forma de herradura, hacia el E, ademas de una
infinidad de formaciones diminutas como cratercitos, hoyos, túmulos y colinas. Si alguna vez existio un pico central,
hoy no se ven rastros de este objeto. Algo al E del centro hay un doble crater,
y un pequeño cordon montañoso algo al S del area central. Hay algunos
desfiladeros interiores muy dificiles de observar, uno terminando cerca de las
paredes NW, y el otro, muy delicado, corre serpenteante debajo de las murallas occidentales. Directamente desde las murallas del N de
Beaumont hacia las proximidades de las paredes SE de Theophilus discurre una
pequeña cordillera de sierras de mediana a baja altura, de unos 150 km de extension, que
tiene la forma de una S muy alargada y estilizada, con suaves curvas extremas,
extraoficialmente conocida como Dorsum
Beaumont, y oficialmente como Rima Beaumont I. Este somero macizo hace una sombra prominente
al atardecer, mostrando que la parte mas elevada mira hacia Oriente. Otro cordon mas bajo corre al W del anterior,
mas visible al amanecer. Entre ambos hay
una region cubierta de pequeños monticulos, y muy agreste, incluyendo
cratercitos conicos, que según el Dr. Klein de Colonia (Alemania) son analogos
a cierto tipo de volcanes terrestres.
Muchas de estas estructuras, sin embargo, se ven ramificadas y siguiendo un patron radial desde Theophilus,
por lo que podrian ser acumulaciones de eyecta del impacto creador del gran crater. Al extremo N de Dorsum Beaumont, un complejo
de areas deprimidas muy irregulares separan esta formacion de las paredes de
Theophilus, interrumpiendo su conexión fisica con el gran crater. Al SE de Beaumont hay una region atiborrada de
crateres, y algo mas alla del glacis (pedemonte) del crater, atravesado por un
delicado desfiladero y una cadena de impactos, hay un pequeño anillo con
paredes perfectas pero muy someras, que tiene un pequeño pico central. Su nombre recuerda al geólogo francés de nombre
interminable Jean Baptiste Armand Louis Léonce Elie de Beaumont, fallecido en
1874.
Esta noche, Mare Nectaris aparece en toda su
gloria, a unos 2/5 de la distancia del
Polo Sur al Norte, con el terminador cruzándolo
de N a S. En sus costas meridionales encontramos uno de mis objetos lunares
favoritos: el bellísimo cráter Fracastorius.
61 FRACASTORIUS (96 km, 2400m), del periodo
Nectariano, cuyas paredes septentrionales están hundidas en las lavas marinas,
por lo cual hoy parece por su forma de
herradura una bahía al sur del Nectaris, contrastando notablemente con las bien
conservadas y definidas paredes meridionales.
En la porción norte del muro desaparecido,
como si fuera a la entrada de la bahía que es hoy Fracastorius, aparece un
pequeño cordon montañoso, de poca altura, consistente en suaves y someras
colinas o medanos, y con dos o tres cimas someras y de escasa importancia
observacional. Es todo lo que queda de la muralla original septentrional del
cráter, y para ser detectados requieren sol rasante. Esta abertura al mare se extiende por unos
46 kilometros.
La sección E de la muralla esta
prácticamente completa y bien conservada, alcanzando en uno de las cotas mas
altas los 1850m por encima de los fondos interiores. Con el sol alto, bajo esta
pared oriental interior se ve un sector del piso mas oscuro, cubierto de una
especie de redecilla de delicadas estrias de luz y puntos blancos, parecido a
lo que se ve en los pisos de Plato.
Los muros son muy gruesos y macizos hacia el
S, y su ladera interior desciende suavemente hacia el llano. Hacia el N, las paredes se adelgazan muy
rápidamente, aunque no tanto en altura, hasta llegar al brillante extremo N.
Las murallas son muy altas, irregulares e imponentes hacia el W, llegando a
alcanzar (al rincón N de la gran estructura triangular, conocida hoy como Fracastorius
D y antiguamente como Romana) los 2170m. Hacia el
SW llega a superar holgadamente los 2500m sobre la planicie interior de esta
misteriosa bahía lunar.
Aunque muy probablemente existió uno, hoy no
se ve ningún pico central, a pesar de que el Virtual Moon Atlas menciona la
presencia de ruinas de lo que fue seguramente la montaña central, además de una
grieta que corre por el medio del cráter, en sentido E-W. El selenógrafo
japonés N. Sekiguchi (en su Catalogue of Central Peaks & floor Objects of
the Lunar Craters on the Visible Hemisphere, 1972), dice que el mas evidente de
los cerros del interior detectable hoy tiene forma conica, y una altura de
600m. Wilkins & Moore dicen que en el centro del crater están los
restos de la montaña central, ahora reducidos a 4-6 colinas aisladas y someras,
que hoy no alcanzan los 300m de altura. Estos diminutos cerros se ven, al
amanecer, en una pequeña area circular iluminada (que se piensa es un plateau o
meseta mas alta) en medio de los fondos en tinieblas. Un desfiladero, que parte de la pared
interior oriental, cruza los pisos del crater hasta terminar al Sur de estas
montañas centrales. Otro desfiladero
corre paralelo a la muralla interior SW, bifurcándose hacia el SE.
El observador español F. A.
Violat (10”, 300X) describe asi a
Fracastorius: fondo liso, de un tono gris casi homogéneo, en el cual pueden
verse los cratercitos M (4 km, en el centro), y L
(5 km,
hacia el Norte). Ambos se ven como puntos
blancos brillantes, aislados. Hay una
finísima rima que, corriendo de E-W, deja al cráter M en el medio, muy difícil
de observar exceptuando grandes aperturas y excelente seeing. Muy curioso es el pequeño cratercillo tipo
“Linne”, es decir un pequeño pozo con una brillante aureola, bien visible en su
parte NE, y a Occidente del cual aparecen dos pequeñas colinas casi pegadas,
como una pequeña montaña bicúspide. En
la parte mas alta del interior de este enorme crater, cerca del centro, hay un
curioso grupito de 4 nodos mas claros que el entorno, dispuestos como un
cuadrado, con un cratercito en el medio, que según la iluminación parecen
cambiar de aspecto. Fracastorius D (28 x 32 km) , llamado antiguamente
Romana (en honor del astrónomo español Antonio Romana) se ubica sobre
sus muros SW, y Fracastorius E (13 km) es un doble cráter,
asentado sobre la pared W. Un rayo de eyecta de la formacion de Tycho alcanza
los limites occidentales del gran circo, pasando por este cratercito, que por
esto es muy brillante.
A Occidente de las dunas que marcan lo que
fue la muralla norte de Fracastorius, hay un cráter fantasma, en realidad una
zona circular mas hundida que el resto del mare, como una palangana poco
profunda, en cuya pared N aparece un par
de huecos, pequeñísimos en relación con el cercano cráter Fracastorius S (5 km). Sin abandonar este sector de la pared S de
Fracastorius, podremos encontrar 3 crateres fusionados (el mayor de ellos
denominado Fracastorius Y, de 12 km), que con luz adecuada forman un valle no
muy alargado ni muy ancho, que recuerda a un reloj de arena en sentido N-S. El profundo crater Fracastorius B (27 km) se ubica unos 35 km hacia el ESE.
Antiguamente se llamaba también Voutzinas a este crater, que posee
un pico central. Hacia el NW se ubica el peculiar objeto Fracastorius K (17 km), un crater deformado
(parece doble), con montaña central.
En
síntesis, Fracastorius es un crater exquisito, que premiara el observador
paciente, contando con el equipo mas potente disponible, en condiciones optimas
de iluminación y estabilidad atmosférica, ofreciendole detalles infinitos en
numero, y maravillosos en significado. Abajo dejo algunas vistas de esta
preciosa herradura de la suerte lunar, que con su nombre honra al medico y
astronomo italiano del Renacimiento Girolamo Fracastoro, fallecido en 1553.
62 SANTBECH
(65 km, 4500m, pre-Imbr) Crater aislado, situado al SW de Mare Fecunditatis y al SE de
Mare Nectaris. De sus murallas NNW, muy
deterioradas, parece surgir, extendiéndose hacia el Norte por casi 400 km, la cordillera de los
Montes Pyrenaeus. Los terrenos linderos al crater, aunque rugosos y
accidentados en algunos lugares, están inundados de lava, por lo cual tienen un
albedo bajo y una superficie relativamente nivelada y homogenea. Las crestas
exteriores del crater se elevan altísimas sobre los suelos aledaños, con
salientes hacia el exterior (como el terraplen en diagonal hacia el SE), y un
contorno ligeramente irregular, producto de los impactos. Las murallas, elevadísimas,
tienen pendientes muy abruptas, pero han sido devastadas por los meteoritos y
los cráteres que se han intruido en ellas, como Santbech E (12 km), bastante asimétrico,
al Sur, J (14
km) al Norte, H
(10 km)
al NW, y D (8 km)
al E. Los fondos del crater están
rebosantes de lava, por lo cual son generalmente lisos, nivelados y casi sin
rasgos ni accidentes, exceptuando algunos cratercitos y colinas bajas. Tiene un
monte central de poca altura, algo descentrada hacia el NNE. Lleva el nombre del matematico y astronomo danés Daniel
Santbech Noviomagus, que murió en 1561.
Fracastorius bajo diferentes angulos y
niveles de iluminación. En la ultima foto aparece Beaumont, hacia el Noroeste
63 POLYBIUS (41 km, 2050m, pre-Imbr.) Crater circular solitario, situado unos 120 km directamente al W de Fracastorius y 65 km al SSE de Catharina. Su nombre recuerda al
historiador griego fallecido en fecha incierta hacia el año 122 antes de
Jesucristo. La imponente Rupes Altai corre tangencialmente a unos 60
km hacia el SW. Muy arcaico (de tiempos preimbricos, 4550-3850 MA), tiene en general sus murallas
bastante intactas, con poca erosion. El borde parece algo distendido al NE,
como un zocalo sobre el que se asientan numerosos crateres menores y en ese
lugar el borde parece en angulo recto. Al SW, en cambio, la pendiente es
suavísima, y las laderas, extensisimas, alcanzan el llano interior 10 km hacia el interior del
crater. Los fondos son planos y casi sin
rasgos, exceptuando algunos hoyos y cratercitos menores, y carece de pico
central. Al Norte, el borde del crater
se ha perdido, y por esa abertura que queda llega hasta el crater un valle
curvo de unos 25 km
de largo por 5 de ancho, que llega a Polybius desde el NW, y que parece ser una
catena de crateres apelmazados y sin bordes medianeros, o una depresion muy
alargada y de piso quebrado. Unos 30
km al WNW del crater hay un grupo de objetos muy
interesante, constituido por 5 crateres vinculados, formando como una mascara africana. La integran,
en distancia creciente, Polybius
C (29 km),
mas al Este, y Polybius F (21 km), al Oeste, y encima de
ellos (es decir al N) Polybius P (17 km), y al Sur de todos Polybius
J (9 km). Un crater central en F, y otro entre C y P
parecen los “ojos” de la mascara africana. Finalmente, un gran
risco medianero entre C y F parece la
nariz.
Detalle del area de Polybius (E)
y la “Mascara Africana” (W)
Rupes Altai (W) entre Polybius (N) y Piccolomini (SE)
Rupes Altai (W) entre Polybius (N) y Piccolomini (SE)
Unos 50 km hacia el SE de Polybius
se encuentra el brillante satelite Polybius A (17 km), con forma de tazon,
por el cual cruza un rayo de eyecta proveniente de Tycho. El mismo rayo cruza
tambien otro crater situado casi 90
km al SSW de Polybius, llamado Polybius B (12 km), al que rodean 2
crateres, uno mas pequeño pero profundo, contiguo, de unos 5 km, sin nombre, hacia el
WSW, y otro al SW, separado por unos
5km, llamado Polybius T (12 km), muy somero. Finalmente, el crater Polybius K (14 km), ubicado unos 50 km al SW de Polybius,
tiene la característica de ser de fondos oscuros, pero con aureola o contornos
muy claros.
Extraoficialmente,
este crater tambien se llama Represa
de Larrieu (Larrieu's Dam).
Mas o menos a dos tercios de la distancia entre A y B, y corriendo en
sentido NW-SE, hay dos bellas cadenas de crateres, de unos 45 km de longitud, que
parecen unir los crateres Polybius E (9 km) con Polybius R (7 km). El primero, de fondo
oscuro, esta casi a mitad de camino entre A y B.
Unos 15 km hacia el SW tanto de K
como de B, corre la impresionante Rupes Altai, siendo esta la parte
mas alta de la cordillera, que como dijimos es en realidad lo que queda en pie
de las murallas originales SW de la cuenca del Mare Nectaris. Justamente frente
a Polybius
T se encuentran las moles mas imponentes de esta cordillera: Polybius Beta, una montaña
colosal de Rupes Altai, ha sido llamada tambien Mount Belukha o Gora Belukha,
como se llama el monte mas alto de la cordillera homonima, en la Tierra, que
con sus 4506 m
se encuentra en la confluencia tetrapartita entre Russia, China, Mongolia y
Kazakhstan. Aquí una espectacular foto de este
sector de la Luna, con las sombras de Rupes Altai sobre los
satelites de Polybius (es la segunda foto, debajo de Janssen). http://www.astrosurf.com/asanz/PL9.htm
RUPES ALTAI
Este notable cordon montañoso, que se
extiende desde Piccolomini (como limite
austral), con dirección mas o menos SE –
NNW a lo largo de unos 480 km,
y cuya amplitud varia entre 10 y 30
km (hasta acercarse a unos 50 km de los flancos SW de
Catharina), hasta mas alla de Pons (donde apenas se eleva algo desde el llano),
es un gigantesco acantilado iregular, con alturas medias oscilan entre 1500 y
2000m, si bien es posible encontrar algunas montañas que llegan hasta los
4000m, y que proyectan largas sombras puntiagudas sobre el suelo lunar.
Se puede dividir en 3 secciones: la del SE, cercana a Piccolomini, luego la
enorme masa montañosa que se halla al SW de Polybius, y finalmente la seccion
NW, que es la mas baja. Los sectores
estan separados por tramos mas bajos. La seccion SE, a partir de la pared W de
Piccolomini, es de considerable altura, y se eleva rapidamente hasta 1850m.
Tiene un cratercito en la cresta de uno de los picos. Entre Piccolomini y donde
se encuientra este crater se ven 4 montañas.
La segunda seccion, la mas elevada, tiene una silueta serpenteante e
incluye otro cratercito en la cumbre, hacia el E. Sobre la planicie, se eleva la que es probablemente la mayor
altura de la cordillera (Altai Alpha = Polybius Beta) al Oeste de Polybius, supera
levemente los 4000m. Ya cerca de Pons, la cordillera es baja, con
una pequeña montaña, pero luego nuevamente se eleva en altura y se curva hacia
el N-NW. Finalmente la cordillera se estrecha hasta concluir en un promontorio
delgado y puntiagudo, como una cuña. Sin embargo, prosigue hacia el NW, ya no
como cordillera sino como montañas aisladas.
Esta zona es ideal para observarla a
altos aumentos (250-400X). Como esta imponente cresta se ve muy luminosa esta
noche, y muy negra durante el cuarto
menguante, suponemos que sus pendientes mas suaves están hacia Mare Nectaris.
Su sorprendente paralelismo con la costa del Nectaris hacia suponer una
formación coetánea con ese Mare.
Hoy se piensa que la cuenca formada por
el impacto que creo Nectaris era mucho mayor que el propio Mare que vemos
hoy. Rupes Altai constituye la muralla
exterior de lo que habrían sido sus primitivas costas sudoccidentales. En esto,
la cuenca del Nectaris es muy parecida a la del Mare Orientale (mucho mas
reciente, del periodo Imbrico, 3850-3200 MA) por presentar alguna evidencia de
anillos concéntricos, aunque por su enorme antigüedad y consecuente desgaste,
hoy son mucho menos evidentes y parecen conservarse tan solo fragmentos del
tramo SW. Asi, Rupes Altai constituye los restos del anillo mas externo de esta
cuenca. Hacia el interior habría otro
anillo intermedio, observable en la bellísima foto del link que se adjunta, que
uniria los cráteres Santbech con Cyrillus, y el mas interior, el que vincularía
a los Montes Pyrenaeus (Pirineos
lunares) con Fracastorius. El primer circulo, aquel cuyo borde SW es Rupes
Altai, habría tenido unos 860
km de diámetro. El intermedio, 620 km, y el mas céntrico, 400 km. Una sola duda parece
persistir todavía, y es que Rupes Altai
parece muy bien conservada, con picos altísimos,casi sin desgaste, a pesar de lo antigua que es la Cuenca
Nectaris.
El
siguiente link muestra una hermosa fotografía de esta cordillera, e
interiormente, los otros dos hipotéticos bordes de la Cuenca Nectaris.
Rothmann
G (SW), Rupes Altai y Piccolomini (SE)
Detalle de los 3 probables anillos que se conservan del SW de la Cuenca Nectaris
Detalle de los 3 probables anillos que se conservan del SW de la Cuenca Nectaris
64 PONS (44x 31 km,
2300m, pre IMBR). Bautizado en honor de
un astronomo francés muerto en 1831, este crater se encuentra a unos 20 km
al SW de Rupes Altai, y a 75
km al SW de Polybius, situado del otro lado de la
cordillera. La cresta del crater es algo
alargada en sentido NE-SW, y la pared exterior es muy irregular, extraordinariamente
gruesa, y presenta muchas indentaciones
y proyecciones como terraplenes, especialmente al ESE, donde se han asentado Pons
D (15 km)
y multiples formaciones menores, algunas parecen la union de dos crateres. Sobre las laderas al N se asienta un hermoso
grupo de cratercitos, y estan colapsadas hacia el Sur. Los fondos, en general extraordinariamente
asperos y riscosos, son muy atormentados en la parte Norte, y mas lisos y
nivelados hacia el Sur. Existe una montaña central. Una gran masa de material
como una lengua de piedra parece conectar las laderas interiores del N con el
centro del crater, formando sendos valles a cada lado.
Justo donde
comienza Rupes Altai, por el SE, y unos 230 km hacia el SSW de
Fracastorius y aproximadamente la misma distancia al SE de Polybius,
encontramos al hermoso circo Piccolomini, cuyo nombe recuerda al
astronomo y arzobispo italiano del siglo XVI Alessandro Piccolomini.
65 PICCOLOMINI (87 km, 4300m, Clase I, Imbr. Sup.). Este cráter, circular y aislado, es
relativamente reciente (3800-3200 MA), lo que se evidencia en sus bordes
bastante bien conservados, y se
caracteriza por sus altisimas murallas,
con picos cuya altura oscila entre los 3700 y 4500m. Paredes abruptas, atiborradas de cratercitos, entre ellos Piccolomini
M (23 km)
y C
(26 km)
por el Norte, y Piccolomini S (21 km) por el Sur, y laderas interiores aterrazadas. Estas terrazas estan en
muchos lugares suavizadas por derrumbes, muy probablemente debidos a la
actividad sismica lunar. Gran cantidad
de material ha caido hasta los fondos del crater desde la cresta norte. Los
pisos del crater son muy claros y bastante llanos, con algunas pequeñas colinas
y cratercitos. El complejo central es
imponente, formado por un enorme pico tetracuspide (cuya maxima altura es de
unos 2000m por sobre la planicie circundante), rodeado por varios cerros mas
bajos.
Cuando el terminador lo atraviesa al
amanecer, exhibe una brillante pared interior occidental, en tanto la oriental
es un negro arco. De los contrafuertes nor-occidentales de Piccolomini parece emerger
(aunque en realidad el crater se intruyó sobre ella) una fascinante estructura,
una enorme, sinuosa y escarpadisima
cordillera, la ya mencionada Rupes Altai, parcialmente visible esta noche, y que, como
vimos, seria el tramo SW del anillo exterior del enorme crater primigenio de la
Cuenca Nectaris.
Unos 85 km al NW de este crater
existe una interesante estructura, un domo de tierras altas. Tiene unos 10 km de diametro, y se ubica
al SE del crater Polybius D (9
km). Este rasgo
de muy probable origen volcanico, se describe brevemente a continuación.
Los domos lunares
Son suaves
abultamientos de entre 3 y 60
Km de diámetro que tienen alturas de a lo sumo, unos pocos
cientos de metros. Los ubicados en zonas marinas (la mayoría de los
visibles) tiene pendientes muy someras, de no más de unos pocos grados. Muchos tienen un cráter central que se forma
luego de la contracción del tapón de lava y su posterior colapso. También hay domos en las tierras altas,
pero generalmente son mucho mas difíciles de observar debido al brillo y
rugosidad de esos terrenos. Son de albedo más elevado que los situados en las
cuencas de los mares. Un ejemplo tipico de domo de tierras altas es el
Gruithuisen gamma, que tiene un albedo considerablemente mayor que el
del suelo circundante del Mare Imbrium. La mayor reflectividad de estos domos podria
deberse a una distinta mineralogía, tal vez un tipo de lava con un menor
contenido de titanio y hierro. Esto, a su vez, sugiere que estos domos tienen
una fuente de magma distinta que la usual en los mares lunares. Dados los
minerales involucrados, probablemente su origen sea la corteza inferior, y no
el manto superior del que se formaron los mares.y probablemente se hayan
formado antes de cualquiera de los mares ahora visibles.
Más aún,
esto sugeriría que los domos de tierras altas son estructuras relativamente
antiguas, y por lo tanto, habrían experimentado más erosión por impacto que los
domos de zonas marinas. Este ultimo tipo de domo es el que se encuentra al
NW de Piccolomini.
66 NEANDER (55 (N-S) x 50
(E-W) km, 3400m, Imbr. Sup.) Crater aislado, con
contornos algo alargados en sentido N-S,
bautizado en recuerdo del matematico alemán Neumann Neander, fallecido en 1581.
Unos 90 km hacia el WNW de esta formacion se
encuentra el gran crater Piccolomini.
La porcion NW de Vallis Rheita llega hasta unos 100 km al SSW de Neander. Los contornos de este crater son algo
aguzados y estan bastante bien conservados, aunque existen algunas cornisas o
terraplenes sobre las laderas interiores, particularmente al N, donde hay una
brecha. Tiene paredes anchas y
aterrazadas, que trepan por el W hasta los 2500m por sobre la planicie
interior. Donde las terrazas interiores
de la muralla SW alcanzan el piso, se ven los restos de un crater fantasma de
unos 9 km
de diámetro.
Unos 10 km hacia el NE se asienta
el profundo crater Neander E (25
km). Las elevadas murallas interiores soportan al tambien
profundisimo Neander A (11
km), con forma de palangana, por el NW. Los fondos son
desuniformes, muy accidentados, con una montaña ubicada precisamente en el
centro, que alcanza los 780m de altura, y según Wilkins & Moore, tiene un
cratercito a cada lado. Hay además
algunas colinas, tres cratercitos y accidentes menores.
Neander F (22 km) es muy profundo, y se ubica unos 20 km hacia el SW. Neander
N (17 km),
contiguo al anterior hacia el SW, tiene rayos muy brillantes. El muy deprimido Neander L (21 km) se ubica unos 15 km al E del crater
principal. Esta también a 40
km al Sur de Neander E, y entre ambos satélites hay un
gran amasijo de cráteres agrupados, en un area que parece haber sido un gran
crater de unos 50 km
de diámetro, y del que hoy solo quedan trazas de su contorno NW (tocando a Neander E por el S).
Adyacente a Neander L, por el NW,
existe lo que parece una pisada de pato que apuntara
hacia el NE, consistente al parecer en 3 cratercitos con paredes medianeras
compartidas. Partiendo hacia el Sur desde este rasgo, por unos 65 km, discurre una extraña
falla conocida como Rima Neander (que
parece el signo > pero de angulo mucho mas abierto), y que alcanza las
laderas NE de Neander G(18
km), al que luego bordea por el SE. Esta estructura esta
ubicada unos 50 km
al ESE de Neander.
Vecino a Neander L por el Sur hay otro
cratercito Neander S (12
km). Este crater es importante porque entre el y Neander
hay una gran hondonada donde corre un grupo de barrancos paralelos a la pared
SE de Neander. Esta gran hondonada
parece ser en realidad un crater anónimo, muy deformado y de unos 20 km de diámetro medio, que
se ubica contiguo a las murallas SE del crater principal. En su interior hay un
cordon montañoso de unos 15 km
de extensión, con sendos precipicios a sus costados, que corre en sentido
NE-SW, tangencialmente a la pared SE de Neander. Una gran montaña parece
existir unos 15 km
al SW de Neander S, que seria en realidad la pared SW del crater anónimo y
deformado ya mencionado.
Neander S es también una buena
referencia para encontrar un gran valle profundo que lo alcanza
proveniente de la pisada del pato, 15 km hacia el NE. Otro valle mas amplio y tambien muy profundo se extiende a unos 10-15 km hacia el Sur de este
crater, corriendo a mitad de camino entre este crater y Neander H (13 km), ubicado otros 15 km adicionales hacia el
Sur. El mencionado valle, de unos 25
km de anchura, esta saturado de cratercitos , y por el
medio de el, en sentido ENE-WSW, discurre un profundo cañadón. Finalmente, entre Neander H y Neander G corre
otro profundo valle, que termina en la pared N de Neander J (13 km), y que parece haberse
intruido sobre el, que ya muy deformado, parece continuar con algunas
interrupciones directamente hacia el sur, para fusionarse con el gran Vallis
Rheita.
Justo donde inicia Rupes Altai, por el
sur, hay un cráter casi completamente
destruido, de forma oval en el sentido E-W,
conocido como Rothmann G (92 x 115 km,
PN?). Este circo, del que Rupes Altai parece emerger directamente de (o
constituir) sus murallas NNE, ha sufrido
incontables impactos que lo han destruido en gran medida, incluyendo un cráter
de unos 15 km,
que lo oblitera desde el sur dándole a la vieja estructura una apariencia de
riñon o donut. Este gran crater
extremadamente ruinoso, aparece truncado en su parte oriental por Rupes Altai,
por lo que debería ser anterior a esta cordillera, que es Nectarica. Justo en
esa intersección, el macizo montañoso alcanza sus menores cotas. A pesar de las similitudes entre las cuencas
Nectaris y Orientale, en esta ultima cuenca, sólo 70 km mayor que la del
Nectaris, todos los cráteres cercanos a los bordes fueron completamente
sepultados en gruesos mantos de eyecta. Por esto no se entiende como Rothmann
G, siendo mas antiguo, solo haya sufrido apenas la destrucción de su cresta
oriental, aplastada bajo Rupes Altai.
Esta circunstancia, y el hecho de que Rupes Altai luce demasiado fresca y
bien conservada para ser una estructura Nectarica, son las únicas dudas que desafian la teoría
de queesta cordillera sea en verdad parte del anillo exterior de la Cuenca de
Mare Nectaris. Unos 45 km al SE de este gran crater,
hay un terreno muy agreste, en que se encuentra el cráter Rothmann.
67 ROTHMANN (41 km, 1300m, Eratostheniano) Crater con terrazas y
abruptas murallas, fondos muy irregulares, y un pico interior desplazado hacia
el norte, con doble cúspide. Un profundo
desfiladero corre desde las laderas meridionales hasta la montaña central. Su nombre recuerda al astronomo alemán
Christopher Rothmann, quien murió en el año 1600.
Inmediatamente al SW de estos terrenos
escabrosos aledaños a Rothmann, aparece otro objeto fascinante: se trata de un
cráter fantasma, anónimo y antiquísimo, de unos 155 km de diámetro y muros
de hasta 2850m de altura, que esta noche se ve conspicuo con el terminador
atravesando sus murallas occidentales. Solo se ve su brillante contorno, ya que
su interior esta en tinieblas, exceptuando las iluminadas crestas de un pequeño
cráter intruso situado en su parte occidental.
Este grandisimo cráter sin nombre es tan viejo y tan próximo a su
completa desaparicion, que solo puede distinguirse cuando el terminador acentúa
los relieves, como esta noche. En su extremo mas Occidental se halla
asentado Lindenau, que ltambien lleva el nombre de un teutónico, el astrónomo
Bernhard von Lindenau, fallecido en 1854.
68 LINDENAU (53
km, 2900m, Imbr.
Sup.) es un crater Clase 1 que ha intruido esta gran estructura recien
mencionada, ocupando su cuarto NW. Se trata de un cráter del Imbrico Superior
(hace entre 3200 y 3800 millones de años), que en comparación con los cráteres
vecinos, conserva bastante bien sus murallas y bordes. Las paredes se elevan
hasta los 3700m por el Este, en tanto por el Oeste alcanzan los 2500m. Una
imponente cresta montañosa une su muralla W con la pared N de Rabbi Levi, y esta estructura es en realidad parte
de la muralla W de aquel enorme y viejo crater anónimo mencionado mas arriba,
en el que Lindenau se halla intruido, y que parece haber tenido un contorno mas
cuadrangular que circular. En sus muros SW hay como una saliente o terraplen
hacia Rabbi Levi, que le quita circularidad.
En este sector, precisamente, hay un acomplejamiento de las murallas y
las terrazas interiores, increíblemente escabrosos, con montículos y colinas, probablemente
por derrumbamientos de material desde las
laderas hacia el fondo. Internamente,
las paredes son imponentes por su altura, cayendo a pico especialmente por el E
y el SW, Los fondos son sumamente rugosos, finamente aterrazados, y con largas
depresiones o valles, colinas, y líneas de crestas o desfiladeros formando
arcos paralelos/ concéntricos entre si, con un imponente grupo de montañas
centrales. En las laderas interiores
australes se hallan los vestigios de un crater fantasma. Un cordon montano corre concéntrico con la
pared occidental interior. Algunos cratercitos satélites se asientan en las
laderas exteriores, hacia Rothmann (NE), como Lindenau F (10 km), E (8 km), y el mas grande,
profundo y alejado, unos 20 km
hacia el NE, Lindenau H (11 km).
Yendo desde Piccolomini unos 150 km en dirección ESE,
encontramos un fascinante caos de crateres grandes y muy antiguos, el que he
dado en llamar por cuestiones mnemotécnicas el Grupo de los Filosofos. El primero de ellos, el mas Nor-oriental,
lleva el nombre de un filósofo judeo-español que vivio hacia 1400.
69 ZAGUT (85 km, 3200m,PN). Tiene fondos muy complejos e interesantes, con el cráter Zagut A (13 km) casi en su centro. Su
pared NE esta invadida por el cráter Zagut E (35 km), con una pequeña
montaña central. Los fondos de este crater parecen
estar mas abajo altimétricamente que los de Zagut. Las fotos orbitales muestran que Zagut tiene
una silueta que recuerda a un corazón, con la saliente hacia el Sur. Los mapas muestran, en cambio, un interior
tortuoso, especialmente en su flanco meridional, con una amplia terraza o
terraplen intermedio entre la cresta y los fondos. Al Norte el crater esta abierto en dirección
a Rothmann G, y entre ambos cráteres hay varias cadenitas de cratercitos en
arco, en sentido SW-NE. Ya sobre la
entrada a Rothmann G hay una enorme montaña solitaria y triangular, a unos 45 km al NE de Zagut. Su nombre recuerda a. Contiguo hacia el Sur de Zagut esta el
hermoso Rabbi Levi.
70 RABBI
LEVI (82 km,
3500m, PN), crater grande pero irregular, con al menos una docena de
cratercitos importantes en sus fondos, entre los cuales destacan dos grupos, el primero, por el Norte, incluye el duo con
forma de palangana de RL A (11 km) y RL L (12 km), este ultimo cerca de
su centro. El otro grupo de cráteres
esta en la mitad sur, y se hallan mas encimados, siendo los mayores RL M (11 km) y RL D (10 km), continuando en gran
numero y menor tamaño hacia la pared interior SSE. Otro gran conglomerado de cratercitos
interiores esta sobre las laderas orientales.
Esta antiquísima estructura circular, bautizada en honor de un sabio
judío español de la Jerusalem medieval (s. XIII), tiene murallas que son mas altas
hacia el E. Sus bordes y paredes estan llenos de cratercitos de todo tipo y
tamaño, siendo los principales RL B (14 km) intruido sobre la
cresta Este, y su similar RL
P (14 km,
otros 8 km
mas al Este), RL T (10
km) al SW, y RL U (14 km) al WSW. Mas al SW de RL T, a unos 15 km al SW de Rabbi Levi, se
encuentra una muy interesante estructura, Rabbi Levi E (35 km), cuyos rasgos son
maravillosamente variados, incluyendo un profundo crater (RL G, de 11 km) en su interior. Los fondos
de RL son generalmente planicies llenas de lava, con numerosos
cráteres, algunas colinas y depresiones. Adosada a este gran crater por el NE
estan las ruinas de esa antiquisima formacion anonima encimada sobre Rabbi
Levi, estudiada con Lindenau. Esta casi
completamente destruida, y se encuentra a su vez intruida por los ya
mencionados Lindenau, (en su interior, por el NW), y Rothmann, que se asienta
sobre sus laderas exteriores por el NE.
Unos 25 km al SE de Rabbi Levi se
encuentra Riccius (71 km, 1800m, PN), que tiene
profusión de pequeños cráteres asentados sobre sus murallas orientales.
71 RICCIUS
(71 km, 1800m, PN) Crater pre-nectarico (4550-3920 MA) y por
tanto muy desvencijado, de contorno circular casi irreconocible por los
impactos. Es tan grande el deterioro de esta estructura, que es, de los
crateres lunares que tienen nombre , probablemente el que se encuentra mas
proximo a su completa desaparicion. Solamente conserva intactos una pequeña
seccion de la muralla SW y casi toda la del Oeste, de considerable altura sobre
los fondos. Las laderas orientales han
sido demolidas por una cadena de crateres, entre los cuales estan Riccius
H (20 km)
y Riccius
A (24 km).
Sobre la cresta ESE se halla Riccius
B
(19 km).
Sobre el NW, a unos 15 km, se halla Rabbi
Levi (81 km,
3500m , PN). Los fondos estan
completamente arrasados por crateres, especialmente un grupo de crateres sin
nombre al NNW, y Riccius M (14
km) por el Sur. Hay tambien colinas y sierras bajas. Este es el único de los cuatro grandes crateres
del grupo cuyo nombre no recuerda especificamente a un filósofo, sino a un
astronomo y matematico italiano muerto en 1610.
Sin embargo, siendo la astronomia una ciencia tan cercana a la filosofia
que, especialmente en el pasado, eran una misma cosa, lo he incluido en este
Grupo de los Filósofos para recordarlo mas facilmente.
72 STIBORIUS (44 km,
3700m, Imbrico Sup.) Crater mas o menos circular del Imbrico superior (3800-3200 MA) ubicado a
mitad de camino entre Piccolomini (situado unos 100 km al NNE) y Wöhler (localizado 100 km hacia el SSW). El epónimo latinizado recuerda al filósofo,
teólogo y astrónomo alemán Andreas
Stöberl fallecido
en 1515.
Los bordes del crater estan bien
definidos, con poca erosion. Sus contornos estan deformados por el NE por un
terraplen, y alli la cresta se ha ido desmoronando hacia el interior del
crater, creandose como un escalon o terraza intermedios entre la cresta y el
fondo, a lo largo de todo el arco N-SE. Las paredes occidentales son muy
abruptas y elevadas, cayendo hacia el fondo velozmente. En la parte oriental
estan muy deformadas por derrumbes y grietas. Mas o menos en el centro del
crater hay un macizo central amplio,
como de 20 km
de diametro, pero de baja altura, conectado con la pared NE por masas de
materiales derrumbados. En medio de ese amasijo de derrumbe corren dos
profundos precipicios entre la montaña central y la muralla NE. Sobre la pared oriental interior corre
tambien un barranco paralelamente a esta pared, como una repisa, a lo largo de
unos 25 km,
en sentido SW-NE. Los fondos son suaves y planos unicamente hacia el SW, siendo
extremadamente irregulares en todo el resto. Hay varios cratercitos de unos 7-9 km hacia el E. En contacto con las paredes exteriores al NE
se encuentra el profundo crater Stiborius C (20 km), con elevadas
murallas. Inmediatamente al NE de este crater hay 3 montañas aisladas, siendo
la mas alta y grande la mas cercana al crater.
En contacto con la muralla exterior de Stiborius hay una depresión
cuadrangular de unos 10 km
de diámetro, mas alla de la cual se encuentra el diminuto pero muy hondo crater
Stiborius
L (8 km).
73 WÖHLER (27 km, 2100m, pre IMBR)
Pequeño crater lunar muy arcaico, al ESE de
esa ruina lunar llamada Riccius. El crater,
de contornos aproximadamente circulares, tiene un borde interior
levemente erosionado, lo que es inusual dada su enorme antigüedad. Sobre la cresta occidental aparece un cratercito. Esta asentado en una estructura deprimida,
algo alargada en sentido ENE-WSW, como de 60 x 40 km, en la mitad WSW de esa
formación. En el extremo opuesto (ENE) hay dos
elongaciones o salientes de este extraño objeto que protruyen todavía
mas hacia el ENE. Todo el conjunto,
según la iluminación con que se lo observe, da la impresión de una cara
estilizada de un sapo, siendo Wöhler la boca abierta, y las protrusiones los
ojos saltones. Volviendo a Wöhler, tiene contorno circular, con sus bordes
ligeramente erosionados. Hay tres
pequeños cratercitos de unos 2
km de diametro sobre la cresta NE. Pequeño crater de
unos 7 km, sobre la ladera exterior W, deformado por
algunos pequeños impactos agrupados cerca del borde. Las paredes interiores
caen abruptamente hacia un suelo prácticamente carente de rasgos, exceptuando
algunos hoyos de pocos cientos de metros, visibles en fotografias.
Lleva el nombre del químico alemán muerto en 1882.
74 BRENNER (97 km, 3300m, PN) Esta antigua formacion profundamente erosionada
tiene mas de 3920 millones de años. Su nombre evoca el pseudónimo literario (Leo
Brenner) del astrónomo y escritor serbio-austriaco Spiridon Gopcevic, fallecido
en 1928. Tan desvencijada se encuentra, que solamente conserva la forma tipica de un crater en su parte occidental,
quedando de la oriental solamente una depresion en el terreno. De todos modos, la cresta occidental esta
tambien muy derruida. Lo que era su borde oriental es hoy solamente un area de
terreno abrupto, con algunos valles confluyen
que caen hacia el interior del crater. Uno de ellos lo hace desde el NNE, y
otro, que es en realidad la union de 2 o 3 cratercitos de unos 8 km de diametro cada uno, de
altas paredes, ingresa al crater como un ancho canal desde el N. Tambien desde el N (corriendo unos 20 km al W del anterior), hay
un desfiladero de unos 45 km
de largo y unos 10 km
de ancho.
La cresta SE ha sido
destruida por un crater tambien bastante antiguo, Brenner A (32 km), asentado sobre ella,
que tambien presenta considerable deterioro.
Las laderas interiores del W y NW son abruptas y muy altas, Sobre el E se ha intruido Brenner
E (14 km). Hacia este ultimo crater, parece desembocar
hacia sus inmediaciones ENE un profundo barranco arqueado de unos 40 km de largo , en lo que
parecen haber sido las murallas occidentales muy deformadas de un crater del
que hoy es el unico vestigio que lo recuerda.
El piso de Brenner, muy irregular,
muestra un extenso plateau o meseta sobre el sector N, de forma
triangular, que recuerda por su forma y posición a la Peninsula del Sinaí. Un
grueso cordon montañoso atraviesa el crater de SSW a NNE, alcanzando su maxima
altura en un engrosamiento de este cordon cerca del centro. Varios cratercitos
y algunas colinas se ven tambien repartidos por esos fondos.
75 METIUS (88 km, 3000m, N) crater ubicado unos 25 km al SE de Brenner, y
unido por su cresta S al vecino crater Fabricius
(78 km,
2500m, E), de dimensiones parecidas pero bastante mas reciente (3200-1100 MA).
Su nombre recuerda al famoso astrónomo holandés fallecido en 1635.
Unos 70 km hacia el NE, cruzando
el imponente valle Vallis Rheita, se encuentra el crater del mismo nombre
(Rheita, 70 km, 4000m, N). Los bordes de Metius estan desvencijados,
especialmente por el NE, en donde hay sobre su contorno una gran indentacion
triangular de unos 20 km,
como un zocalo que desciende gradualmene desde la superficie lunar hacia el
fondo del crater. Las laderas interiores
son abruptisimas en todo el tramo que va desde el N hasta el WSW, y en cambio,
sobre el arco desde el SW hasta el NNE son muy suaves, y si hubo terrazas, hoy
estan demasiado erosionadas para ser fácilmente discernibles, aunque Wilkins
las menciona. En las paredes, una de las
montañas de la cresta alcanza los 4000m de altura. Sobre el borde N se asienta Metius
F (8 km), y Metius E (7 km) lo hace en las laderas
interiores, hacia el NW. El crater mas prominente en los fondos es Metius
B (15 km),
sobre el cuadrante NE. Mas arriba, sobre
la cresta del crater, al E, se encuentra Metius G (10 km). Un grupo de unos 5 montes centrales (uno de
ellos con un cratercito en la cima), de unos pocos cientos de metros de altura,
se encuentra algo descentrado hacia el NE.
76 FABRICIUS (79 km, 2500m, E) Crater de contornos circulares, formando un
bonito duo con Metius (88 km,
3000m, N) al que tiene adyacente hacia el NE, y sobre cuyos contrafuertes se ha
intruido, ya que es mucho mas reciente que aquel. Este crater ocupa parte dei
interior de la colosal planicie amurallada Janssen (200 km, 2900m, PN)
incluyendo el lugar donde estaban sus murallas NE, que ha destruido. Los bordes del crater exhiben areas de
derrumbes, particularmente en las crestas SW y S. Las pendientes son en general
altas (hasta 3000m en algún sector de las murallas SE) y abruptas, y
aterrazadas hacia el interior. Tiene
algunas otras montañas notables sobre la cresta, como Fabricius Delta
(2300m) al NW, y Fabricius Beta (2600m), hacia el ENE. El crater es muy
irregular y accidentado. Desde el NE una enorme lengua montañosa ingresa hacia
el centro por unos 45 km,
dejando un valle encajonado entre ella y las murallas NW del crater. Mas o menos paralela a ella, en el centro de
este circo,hay una montaña central muy alargada (unos 10 o 12 km) en sentido NE-SW, que
se eleva sobre el fondo del crater unos 800m, alcanzando la maxima cota
probablemente sobre su extremo NE. Entre
este macizo montañoso central y aquella lengua de piedra hay un cañadon que en
situ debe ofrecer una vision impresionante. En estos fondos hay multitud de
montañas menores, como una aislada que se alza unos 5 km mas alla del extremo
meridional de ese enorme promontorio interior lingüiforme recien descripto. Tambien
algunas grietas angostas y zigzagueantes (como la que corre al sur del macizo
central, concentricamente al borde meridional del crater) que parecen ser
rajaduras producidas cuando las grandes planicies de lava fundida se fueron
solidificando y enfriando. La gran grieta que llega desde el Sur (Rimae
Janssen) corta el margen Sur de Fabricius, por lo cual es mas reciente que el
crater. Sin embargo, la ausencia de rayos y eyecta fresca sugiere que el crater
debe tener mas de 1000 millones de años de antigüedad, tal vez hasta unos 3500
millones de años, que es la edad probable de la mayoria de las fallas y grietas
de la Luna. El crater lleva el nombre de David Fabricius, astronomo aleman del
siglo XVI.
Imagen estereoscopica de Fabricius (SE) y
Metius (NW)
Janssen, Fabricius, Metius, Lockyer y Vallis Rheita
Janssen, Fabricius, Metius, Lockyer y Vallis Rheita
77 NICOLAI (42 km, 1860m, N) esta unos 120 km hacia el Sur de
Riccius, y unos 280 km
al W de Fabricius. Es un crater aislado,
circular, con un cratercito asentado sobre sus laderas SSW (Nicolai
B, de 13 km), otro intruido sobre la cresta Norte (Nicolai
D, 6 km), y varios menores y sin nombre también sobre este
cuadrante, aunque ya sobre las laderas exteriores del crater. Sobre el pedemonte al SSE se encuentra Nicolai
H (18 km) cuyos restos conservan una bonita forma de herradura. Los pisos son bastante uniformes , y hay un
cratercito en los pisos septentrionales.
Unos 50 km hacia el W y NW, están los
restos de varios circos de tamaño parecido, aunque evidentemente mucho mas
antiguos. Producto de un cataclismo que ocurrió hace 3920-3850 MA (millones de
años), hoy su nombre evoca al astronomo alemán Friedrich Nicolai (1793-1846).
78 JANSSEN (200 km, 2900m, PN) Planicie amurallada colosal, y personalmente
uno de los objetos mas fascinantes de la Luna. Producto de un cataclismo
formidable probablemente ocurrido cuando en nuestra vecina cosmica todavia no
habia mares, es tan antiguo y esta tan
castigado por los impactos, que sólo los imprecisos contornos circulares encerrando
una vastisima depresion permiten reconocer este gran circo ancestral. Las paredes definen
un hexágono, bastante evidente en la superficie
lunar, con una pequeña curvatura en sus vértices. En la ladera meridional se asienta un
grupito de unos 6 cratercitos con tamaños que oscilan entre Janssen
R (20 km)
hacia el SW, hasta Janssen F (35
km), directamente al Sur. Entre estos dos crateres, tenemos (en sentido
creciente de E-W): Janssen T (30
km), Janssen
D (29 km),
que se ha intruido sobre aquel, y Janssen
E (24 km). Por el NW se asientan Janssen B (21 km), Janssen X (24 km), contiguo a este hacia el W, y Janssen
M (16 km)
algo mas al Norte. Muy cerca, pero dentro de las laderas interiores, esta Janssen
J (26 km). Cerca de este ultimo crater es que las
murallas de Janssen parecen mas elevadas.
En los fondos, tremendamente accidentados, de Janssen, y mas precisamente en el tercio
sur-oriental, encontramos crateres, que por
su alejamiento creciente desde el centro son Janssen H (14 km), Janssen K (15 km) y L (12 km). Una pletora de
accidentes, incluyendo valles, desfiladeros, cratercitos, simples hoyos,
monticulos y colinas aisladas, se ofrecen al escrutinio del observador. En
general los suelos de la mitad meridional del crater son bastante mas suaves y
planos que los del Norte. Wilkins menciona la existencia de un montículo
central de poca altura aunque aparentemente de una morfología compleja,
bisectado por el grueso valle o cañadón Rimae Janssen, que en ese
lugar alcanza unos 5-6 km de amplitud. Se trata de un notable complejo de
fallas iniciado en la pared SSW de Fabricius, y que en el tercio Sur del
inmenso crater se abre como un rastrillo en varios desfiladeros de menor
anchura, continuando el de mayor grosor en una curva hacia el SSE, en tanto el
central sigue hacia la pared S y un tercero hacia el SW, casi hasta los
contrafuertes de Lockyer. Aunque las
fallas son muy frecuentes en la luna, se encuentran casi siempre en zonas marinas
o cercanas a las cuencas de los mares, siendo rarísimas las que, como esta, se
encuentran en las zonas altas de la luna.
El prominente
cráter Fabricius (79 km,
2500m, E) se encuentra contenido en su totalidad
dentro de las paredes exteriores de Janssen, en su cuadrante NE. Unos 12 km hacia el SE, siguiendo sobre las murallas
SE de Janssen, se ha intruido el gran crater Fabricius A (55 km). Un enjambre de pequeñas aunque notables
formaciones han perforado las laderas interiores y el suelo del cráter.
Conectado a traves de las murallas NE está el cráter Metius (88 km, 3000m, N), y mas al WNW se halla el muy
erosionado Brenner (97
km, 3300m, PN), ambos ya descriptos.
Janssen (SW) y Fabricius (NE)
Aspecto de una region con afloramientos rocosos en Janssen (Lunar Reconnaissance Orbiter)
Aspecto de una region con afloramientos rocosos en Janssen (Lunar Reconnaissance Orbiter)
Al SE de Jannssen están los cráteres
gemelos y unidos: Steinheil (68
km, 3000m, N) y Watt (66 km, 3000m y el mas antiguo
de los dos). A la salida de la pared SW se encuentra el pequeño cráter Lockyer.
Es interesante notar que la
pared exterior de Janssen que llega a Lockyer desde el Norte esta curvada, lo
que le hace perder al enorme circo la circularidad, al menos por esta parte.
En fotografias da la sensacion de que un
enorme crater fantasma de unos 130
km de diametro, completamente lleno hasta los bordes de
lavas marinas, se ha asentado sobre esta parte de las murallas WSW de Janssen. Esta
antiquisima estructura, mas o menos concentrica con Janssen, del que ocupa sus
dos tercios meridionales, tiene a Fabricius asentado sobre la que fue su pared
Norte, hoy completamente obliterada por la muralla Sur del intruso.
Lo que queda de su muralla N-W se ve
como un grueso arco corriendo desde el SW de Fabricius hasta Lockyer. El piso de esta enorme depresión interior a
Janssen contiene el gran sistema de fallas y grietas ya mencionado (Rimae Janssen).
Las curvas de la grieta-falla parecen iniciar su camino curvo hacia el Sur
desde la pared austral de Fabricius, hasta trifurcarse como un rastrillo unos 80 km mas al Sur, en rumbos
ya separados, hacia la pared SSE del vastísimo crater. En total, recorre unos
140 kilómetros, siendo su máxima anchura de unos 6 kilometros. Hasta hoy, es
difícil explicar la presencia de estas fallas, producidas siempre por grandes
tensiones que cuartean o agrietan el suelo, que no se esperaban en este lugar.
Más lejos hacia el NE (aunque parece más cercano por una ilusion de
la perspectiva), está el gigantesto Vallis
Rheita.
En el centro exacto de este crater de
contornos cripticos se encuentra hoy el pequeño satelite Lockyer H (32 km), ubicado a unos 70 km al W de Lockyer. Para ser un circulo mas perfecto, las
murallas de Janssen deberian pasar a unos 30 km al NNW de Lockyer, y no por donde
efectivamente pasan hoy. El nombre de esta vastísima estructura honra al
astrónomo frances Pierre Janssen, muerto en 1907.
Janssen, Fabricius y
Lockyer
Detalle del area al N de Janssen, incluyendo a Brenner, Metius y Vallis Rheita
Detalle del area al N de Janssen, incluyendo a Brenner, Metius y Vallis Rheita
79 STEINHEIL (68 km, 3000m, N) Crater
relativamente circular ubicado en las vecindades de Janssen, muy interesante
por formar un precioso duo con Watt, otro crater muy parecido
aunque evidentemente mas antiguo, porque tiene a Steinheil intruido sobre sus
murallas NW. Las paredes interiores son
mas amplias hacia el SW, y mas finas en el resto, y existe un suave terraplen o
saliente sobre la cresta occidental. Altisimas murallas, con terrazas. Varios cratercitos infestan los bordes y las
abruptas laderas interiores, siendo el mas notable uno que se ubica en la base
interior, al NE, y dos asentados en la cresta septentrional. Los fondos, llenos
de lava, son nivelados, con algunos
pocos hoyos (mas abundantes hacia el N), algunas grietas y barrancos, y carente
de montaña central alguna. Las laderas interiores desde el SW, al llegar al
piso del crater, se dividen en lenguas de piedra que encierran profundos valles
interiores. Su nombre remite al fisico y astronomo aleman fallecido en 1870.
80 WATT (66 km, 3000m, PN?)
Crater de aspecto circular, formando un doble crater con su vecino e
intruso Steinheil, asentado sobre su cresta y laderas NW. El tercio NW del
crater ha sido en consecuencia completamente reciclado por la intrusion de
Steinheil, dejando mucho de sus fondos cubiertos de eyecta de este impacto. El
resto de los contornos del crater es escabroso en apariencia, con una entrante
suave hacia los fondos sobre el borde SE,
y dos pequeñas proyecciones o salientes hacia el terreno circundante,
por el NE. El resto de la cresta, exceptuando estos lugares, tiene poca erosion
y parece bien conservada. Las murallas son elevadisimas en relacion a su
estrechez, y presenta terrazas o escalones en sus laderas interiores, desde el
NE hasta el Sur. Lo que queda de los fondos originales de Watt se limita a una
angosta medialuna plana, abierta hacia Steinheil, al NW, que en su punto de
maxima anchura apenas alcanza los 9
km.
En donde cabria
encontrar un pico central, realmente se ve una enorme montaña, pero esta
formada por la acumulacion proveniente de la eyecta desde Steinheil. Sobre la punta austral de la medialuna de los
fondos se asienta el pequeño Watt B (5 km). Unos 15 km hacia el ESE se halla
el elongado Watt C (25
km), y 17
km hacia el SW se encuentra Watt R (12 km) hacia el Sur. Lleva el nombre del ingeniero e inventor
escocés muerto hacia 1819.
81
LOCKYER (35 km, 3800m, N) Crater asentado sobre las murallas WSW del
inmenso Janssen, de contornos circulares a excepcion de una ligera protrusion
hacia el E. Es consecuencia de un
impacto ocurrido entre 3920 y 3850 MA (millones de años) atrás. Paredes
elevadisimas en relacion con su diametro, que ofrecerían una imagen escalofriante
al hipotético observador que las mirara desde el monte central que yace en los
fondos del crater. Unos 15 km al SW del borde de
Lockyer encontramops al crater Lockyer F (20 km) ), y continuando otros
10 km en
la misma direccion austral, el algo mayor Vlacq D (33 km). Los pisos interiores tienen pocos rasgos,
siendo el principal un cratercito de unos 6 km ubicado hacia el SSW. Su nombre recuerda al astrofisico ingles Sir
Joseph Lockyer (1836-1920).
82 DOVE (30 km) parece ser en realidad
un duo (o un trio) de crateres apelmazados, sin muros internos, exceptuando
trazas de ellos en su union con el contiguo (y mas reciente) Dove
C (19 km).
Inmediatamente al SW de este, y unido por las murallas en contacto, se
encuentra Pitiscus B (24 km).
Una estructura muy semejante a Dove-Dove C se encuentra otros 40 km mas hacia el SE. Esta
estructura se llama Lockyer H (32
km), ubicada entre Nicolai y Lockyer, algo mas cerca de
este ultimo. El cratercito, vinculado a
otro mas reciente asentado por el SE (Lockyer J) de 12 km de diametro, muestra
sendos vallecitos de ingreso a los fondos, uno por el NE, otro por el SW. El epónimo recuerda al fisico alemán fallecido
en 1879.
83 SPALLANZANI (31 km, 1500m, Nectariano) es
un cráter aislado y deformado, situado unos 90 km al SSW de Nicolai, y a
casi la misma distancia al W de Dove. Esta abierto por una brecha hacia el NW,
y tiene un cratercito en sus laderas orientales, Spallanzani A (7
km), y algunos hoyos sobre las paredes interiores del Sur y el SE. Los pisos son
muy chatos y llenos de lava, con algunas colinas. Unos 15 km hacia el Sur se
encuentra el profundo Pitiscus G (15 km), y casi
contiguo a éste, por el ENE, existe una estructura cuya silueta, resultado evidente
del aglutinamiento de varios impactos, hace pensar en una botellita rechoncha,
de unos 20 x 15 km, paralela a la muralla oriental de Spallanzani. Adyacente a
esta botellita, por el Norte, hay otra amalgama de estructuras, algo mas
pequeña (unos 15 x 12 km) y silueta todavía mas extravagante que la anterior,
siendo ambas muy interesantes para observar con gran aumento. Unos 90 km hacia el SE del crater principal, encontramos
al gran cráter Pitiscus, examinado mas adelante. Fue bautizado en honor del
naturalista Lazzaro Spallanzani, muerto en 1799.
84 BREISLAK (50
km , 2600m, pre IMBR).
Ruinoso crater ubicado 100 km al WSW de
Spallanzani, cuyo nombre recuerda al geólogo italian amplias murallaso Scipione
Breislak. Es una formacion de contornos
circulares suavizados por el desgaste de millones de milenios, en la que hay infinidad
de cratercitos instalados en la cresta, laderas y vecindades inmediatas. Uno de
estos crateres ha aplastado la muralla ESE, es muy somero, y tiene unos 15 km de diametro (Breislak
F). En la ladera interior
Norte hay una cadenita de 4 crateres del mismo tamaño entre si (unos 6 km cada uno), de los cuales
solo tienen nombre los extremos (Breislak E, al NE, y Breislak
B, al NNW). Los fondos de
Breislak estan infestados de cratercitos de 1 a 2 km, especialmente por el SW, y por
incontables alfilerazos menores. Estos fondos son muy irregulares, e incluyen,
ademas de crateres, varias colinas y
monticulos. En la ladera interior al SW, dos cratercitos se unen formando como
un “8” acostado, o un infinito.85 IDELER (39 km, 2100m, Pre IMBR). Aunque esta arcaica formacion (que lleva el nombre de un astrónomo aleman muerto en 1846) puede verse desde nuestro planeta, ya comienza a mostrar el achatamiento tipico de las zonas limbicas. Pegado a su cresta W se encuentra el profundo Baco R (19 km). En cambio hacia el Este tiene un crater de casi el mismo tamaño, mas antiguo, ya que lo ha intruido (Ideler L, 36 km). La muralla oriental de Ideler se asienta donde estuvo antiguamente la occidental de Ideler L, de tal modo que el conjunto parece un signo “infinito” con un redondelito adosado al W. El resto de las murallas esta muy desgastada por los impactos y microimpactos, e incluye en sus laderas boreales interiores dos hoyos colindantes, de unos 5 km de diametro cada uno. Terrazas muy suavizadas por la abrasion de millones de años de desgaste. Los fondos, inundados de lava, son casi carentes de rasgos notables, a excepción de tres cratercitos y un leve pico central. Unos 15 km hacia el Norte se encuentra una muy interesante estructura cuya forma recuerda la pisada de un hombre en la arena de una playa. Esta formación esta integrada por el crater Barocius E (24 km) , en cuya pared Sur se ha asentado un crater anónimo (el talón). En donde estarían los deditos, un hermoso grupo de cratercitos, el mayor de los cuales es Barocius H (11 km), al NNW, y una seguidilla de accidentes menores (en promedio 2-3 km de diámetro cada uno) lo continúan en un arco que se extiende a lo largo de la cresta Norte de Barocius E, hasta terminar en un duo de hoyos de 2 km, sobre su borde oriental.
86
BACO (68 km, 3800m, PN) Crater
muy antiguo (4550-3920 MA) cuyos bordes y paredes interiores han sido erosionados
y deteriorados por infinidad de impactos acaecidos en sus 4 eones de historia.
Como resultado de este desgaste, las terrazas estan muy suavizadas, y la cresta
esta sobrecargada de minusculos cratercitos que la han obliterado por completo.
A pesar de esto, las murallas son en
todavía imponentes en algunos lugares, alcanzando cotas de hasta 4300m en
algunos lugares. El suelo del circo es casi completamente plano, con un cerro
pequeño algo descentrado hacia el E, y un cratercito hacia el E (Baco
P, 3 km). Unos 10 km al Sur se encuentra Baco
A (39 km),
y entre ambos, estan el pequeño Baco O (9 km) y Q (13 km).en tanto unos 8 km al NW esta Baco
B (43 km),
y contiguo a este, por el SSW esta Baco N (23 km). Baco B tiene un interior muy interesante, con
dos crateres de unos 8 km,
y un punto brillante justo donde la muralla N toca el suelo del crater. Justo
al SE de Baco N esta la huella de 2 crateres fusionados, con sus muros
medianeros perdidos.
El
crater Breislak se halla unos 20 km al N de Baco, y entre ambos crateres,
aparece Baco S (18
km). Un crater
fantasmal se asienta sobre la muralla ESE, como un anillo diminuto adosado a uno mas grande.
Extramuros al SW de Baco, entre los crateres Baco N y Baco Q, estan las improntas
de 5 cratercitos casi desaparecidos, con varias de las paredes medianeras
desaparecidas. Aunque el nombre
original honraba al escritor, religioso y filósofo británico medieval Roger Bacon,
luego fue acortado a Baco por razones no muy claras.
87 PITISCUS (84 km, 3160m), un Clase 2 del
periodo Nectarico o Nectariano. Murallas altas que alcanzan los 3160m al W. En
su interior pueden verse los pequeños cráteres
Pitiscus A, de 10 km de diámetro, ubicado al NE de la montaña
central, y Pitiscus E (13 km), situado sobre el SW,
con la particularidad de ser un doble
cráter, incluyendo otro interior de unos 5 km de diámetro. El crater principal, sobre
sus fondos del SSE, presenta un gran complejo de terrazas. Algo al Sur del pico
central, estan los restos de lo que pudo haber sido un crater de unos 25 km de diametro, y del cual
solo queda como una medialuna abierta hacia la montaña central, que es alargada
en el sentido NE-SW. En el angosto istmo que queda entre las puntas de estas
dos estructuras cuneiformes, se observan dos domos o montañitas orientadas en
sentido E-W. El nombre latinizado de
este crater evoca al matematico y teólogo aleman Bartholomäus Pitiscus, muerto
en 1613.
La meseta al N de este crater, en
direccion a Spallanzani, incluye un campo de unos 10 cratercitos de 15 a 24 km de diametro cada uno. Unos 40 km directamente hacia el NE de los muros
boreales de Pitiscus hay un grupito de crateres, incluyendo el grupo de Dove,
ya mencionado.
88
HOMMEL (129 x 112 km, 2800m) es una vastísima depresión Clase 3, muy antigua (Pre Nectariano, entre 3920 y
4550 millones de años) y muy deteriorada
por numerosos cráteres mas jóvenes, que la han obliterado tanto que es casi
imposible encontrar hoy en ella suelos pristinos, a excepción de una pequeña
area al SSE del centro, ocupado por un monte central somero, en forma de U muy
abierta hacia el N. Los intrusos mas grandes son Hommel C (53 km, 1800m, y cuyos fondos
están altitudinalmente mas elevados que los de Hommel) sobre sus muros WSW, Hommel D (28 km) sobre sus fondos
sureños (entre este crater y el anterior hay una zona deprimida), Hommel
A (51 km,
1800m), sobre sus murallas NE, y que a su vez contiene el pequeño Hommel
V (13 km),
además de un monte central liliputiense. Su nombre evoca al astrónomo y matemático
alemán muerto en 1562. Directamente hacia el E, lindero con Hommel,
se encuentra el extremadamente arcaico crater Vlacq.
89 VLACQ (89 km,
3000m, Pre Nectariano), con abruptas aunque muy derruidas murallas, sobre las
que hay innumerables cratercillos, incluyendo uno de 8.5 km, ubicado al SW del
centro, al lado del monte central con dos cimas. Estas paredes, todavía
imponentes, alcanzan alturas de hasta 3100m (E) y 2500m (W). Cuando lo
atraviesa el terminador, este cráter resalta impactante, con sus contornos muy
luminosos o muy negros.
Un bello trio de cráteres menores,
jóvenes, se encuentra en la intersección de Vlacq con Hommel. Se trata de Hommel
B (33 km, W), Hommel Q (29 km, S), y Vlacq
G (27 km,
N), este ultimo mucho mas antiguo y menos notable que los otros dos, y
parcialmente intruido por Hommel B. Los
fondos, en todo el arco interior que va desde la intrusión de Vlacq G por el Sur, hasta el WNW, parecen ser la
consecuencia de una seguidilla de al menos 3 impactos de entre 10 y 20 km de
diámetro, que han creado pisos sumamente asperos. Sobre el SW hay un grupito de
3-4 cratercitos de unos 2-3 km de diámetro. Al E y SE del pico central, varios enjambres
de pequeños hoyos tapizan los fondos del gran crater, cuyo nombre evoca al
matemático holandés Adriaan Vlacq (1600-1667).
La silueta de estos tres grandes cráteres (Pitiscus, Hommel y Vlacq) me
recordaron, por su disposición y tamaño, a la cabeza del Raton Mickey.
Vlacq atravesado por el terminador
lunar
Vlacq (NW = izq.) y Rosenberger (SE)
Amundsen
Nobile como nunca podremos verlo
Vlacq (NW = izq.) y Rosenberger (SE)
Amundsen
Nobile como nunca podremos verlo
90 ROSENBERGER (96 km, 2500m, PN). Contiguo a
Vlacq, hacia el SE. Como Vlacq se
asienta sobre sus murallas NW, Rosenberger se habria formado antes. Tiene
paredes que fueron muy altas, pero que hoy estan muy destruidas, con terrazas
acribilladas de cratercitos, que se
asientan innumerables sobre el borde y sobre la pared interior. El cráter Rosenberger D (49 km, con un pequeño pico central y una gruesa montaña
anular en sus fondos SW, evidencia de un antiguo impacto) ha destruido sus
murallas australes. Todo esto ha hecho que tenga el aspecto de una hondonada
con bordes someros, forma circular (aunque por perspectiva se vea oblonga). Los
fondos son planos, oscuros, llenos de pozos y alfilerazos, de muchos de ellos
quedando solo una impronta. En el centro están las ruinas de un pico central, muy
alargado y de poca altura, vinculado con un cratercito fantasma al N. Hacia el
SSE del centro del cráter están los restos
de otro pequeño cráter. Rosenberger S (15 km) se halla intruido en
sus fondos al SW del centro, en tanto Rosenberger N (8 km) y otro vecino a este,
por el norte, algo mayor (12
km) y sin nombre, se asientan sobre la cresta y laderas
interiores septentrionales. Desde Rosenberger S, como un arco hacia el NE, se
extiende un cordon montañoso de varios cientos de metros de altura y unos 20 km de longitud. Paralelo
al borde interior N-W se hallan otros
cordones montañosos de menor altura, algunos vallecitos y numerosas
irregularidades muy interesantes para observar en esta vetustísima formacion,
cuyo nombre recuerda al astrónomo y matemático alemén Otto Rosenberger
(1800-1890).
91 NEARCH (76 km, 2900m,
Pre-Nectariano). Este crater antiquisimo se ubica al SE de
Hommel. Tiene murallas altas y deterioradas por cráteres menores, como Nearch
A (42 km, que tiene paredes con terrazas interiores, y una montaña
central) por el S, L (24 km) por el Oeste, Nearch W (14 km) al Este y un grupito de pozos al N, de
los cuales el mayor es Nearch H (10 km) sobre el borde NE,
contiguo a otro igual hacia el Sur. Las
pendientes interiores parecen abruptas. Pisos planos acribillados por numerosos
cratercitos menores a los 2 km
de diametro. Su epónimo evoca a Nearchus
de Creta, explorador griego del siglo III antes de Cristo.
Unos 40 km hacia el SW de Nearch se
encuentra un duo encimado de crateresque forman un “8” en sentido NE-SW,
integrado por Nearch B (41 km, con varios cráteres y formaciones en su
interior, especialmente dos de unos 10 km cada uno), y mas al SW, Nearch
C (40 km). Finalmente, al Este de estas estructuras, entre Nearch,
por el Norte, y Boussingault, por el Sur, aparece una enorme y lisa depresión
anónima, alargada en sentido NE-SW, de unos 200 km de largo por unos 70 de
anchura.
92 ASCLEPI (42 km, 2900m, PN) crater muy antiguo, de contorno circular y con
bordes ya desdibujados por la lluvia de microimpactos (que se ha venido
produciendo, con intensidad decreciente, desde el origen de la luna), por lo
cual se encuentra casi a nivel con el terreno circundante. Actualmente el crater es poco más que una depresion en la superficie lunar. Conserva murallas altisimas en algunos
lugares (W), pero estas estan muy dañadas hacia el Sur por la intensisima craterizacion
existente sobre este sector. Tiene
asentado sobre su ladera exterior SE al
crater-palangana Hommel K (16
km), y otro algo mayor y mas profundo un poco mas al SW
(Hommel
L, 17 km).
Las paredes meridionales
interiores estan virtualmente acribilladas de cratercitos de tamaño
sub-kilometrico, llegando a encontrarse algunos hoyos de hasta 1-2 km, e inclusive dos cratercitos
en contacto, directamente hacia el Sur, de unos 6 km de diametro cada uno, que
forman como un “8”. En las paredes exteriores al NW hay dos
cratercitos mayores, formando un 8 de mayor tamaño, ya que cada uno tiene entre
7 y 9 km.
Unos 25 km
directamente hacia el W esta el crater Tannerus, rodeado de estructuras
menores. Unos 20 km hacia el NW se
encuentran dos crateres satelites, Asclepi B (19 km) y pegado a este, pero
hacia el NE, Asclepi D (18
km), que forman un bonito duo. Los fondos estan mas
desplazados hacia el Norte, en que las paredes tienen una pendiente mayor, mas
abrupta. Por esta misma razon, el alargado macizo central del crater esta
descentrado hacia el NNE. Toda la pared
interior desde el NEE hasta el W cae casi a pico al interior, como un abrupto
murallón-acantilado de altura creciente hacia el W. Unos 10 km al Sur de Asclepi, y otro tanto al
W de Hommel K hay un angosto vallecito que corre de W a E, de unos 15 km de
extensión. El nombre del crater recuerda
a un astrónomo italiano muerto en 1776.
93 TANNERUS (29 km,
1800m, IMBR) pequeño crater situado en
una aspera zona de tierras altas del SSE de la
Luna. El
contorno de este crater es bastante circular, agudo y bien definido, con una
pequeña irregularidad o engrosamiento interior de las murallas al NNW en donde
se contacta con Tannerus P (20 km). Mas alla de P, hacia el NE, se
encuentran Tannerus C (16 km) y el gran Tannerus F (36 km).
Las crestas S y W de
Tannerus estan notoriamente perforadas por los impactos. Hacia el W, practicamente
invisibles hoy, se encuentran los satelites Tannerus E (26 km) y contiguo a este, hacia el W, Tannerus
D (32 km),
este ultimo con algunos valles meridionales en sus fondos, y murallas del N muy
interesantes. Entre Tannerus y Tannerus E, al W, hay un valle de unos 10 km de ancho, profundo e
inquietante por el panorama que podria ofrecer a un potencial visitante, ya que
parece un largo cañadon con elevadas paredes que lo encajonan a los costados. Se
mencionan tambien 3 cratercitos alineados por el sur del crater principal. Los pisos, llenos de lava, son nivelados y
con pocos rasgos detectables. Lleva el
nombre latinizado del matemático austriaco Adam Tanner (1572-1632).
Unos 100 km hacia el SSE de
Tannerus y unos 120 km
al SSW de Nearch, y ubicados están noche en un area de penumbra, encontramos un interesante par de conspicuos
cráteres: El mas oriental y pequeño es Mutus.
94 MUTUS (78 km,
3700m, PN), un cráter Clase 2 derruido,
con pendientes interiores pronunciadas, con terrazas, soportando numerosos
cráteres de los cuales los mayores son C (32 km, al N) y A (16 km) y V (24 km) asentados sobre sus murallas orientales. Mutus
E (22km), hacia el SE. Tiene
murallas imponentes, con numerosos picos que, sobre el Oeste, llegan hasta los
4300m. de altura. En sus fondos lisos encontramos a Mutus B (17 km), justo al S del
centro. Aunque bastante homogéneo y
plano, el interior de Mutus esta acribillado de alfilerazos, especialmente al N
de Mutus B. Cuando lo atraviesa el
terminador, el negro interior de Mutus contrasta con el brillante arco de su
muralla occidental. Su nombre recuerda (latinizado) al navegante y astrónomo
español Vicente Mut, quien falleció en
1673. Tangencial a Mutus, ubicado unos
45 km
hacia el NE, y de cotornos algo irregulares, esta Manzinus.
95 MANZINUS (98 x 85 km, 3700m, PN), un cráter
Clase 1 que mañana mostrara sus fondos en negra penumbra, sobre la cual el sol
se eleva muy lentamente. Este cráter,
aunque muy antiguo, es mas reciente que Mutus. Las pendientes exteriores hacia
el NNE han sido obliteradas por Manzinus R (16 km), y la cresta por ese
lado del cráter es por esto mas baja, formando como un zocalo o escalon. En la
parte sur hay un grupito de cráteres parcialmente encimados, denominados D (34 km), E (18 km), G (16 km) y N (14 km). Sobre las laderas interiores del SE se
encuentra el muy antiguo y erosionado cráter Manzinus A (20 km). En la pendiente interior de los muros del N
se encuentra S (11
km), y sobre la cresta NW aparece J (12 km), de forma concava.
Los pisos interiores originales del
cráter principal han sido inundados por lava, por lo cual hoy son planicies
lisas, sin rasgos importantes, con algunos pocos cratercitos o simples depresiones
del terreno. Estos páramos basálticos tienen el mismo albedo que los terrenos
que rodean al cráter. Lleva el nombre
del astrónomo italiano Carlo Manzini, muerto en
1677.
Manzinus (S) y Mutus
(N)
Malapert, Malapert α y Leibnitz β
Inmediaciones del crater Newton (zona del Polo Sur)
Malapert, Malapert α y Leibnitz β
Inmediaciones del crater Newton (zona del Polo Sur)
Unos 160 km desde Mutus
directamente hacia el ESE encontamos al gran crater Boussingault.
96 BOUSSINGAULT (131 km,
3200m, PN). El mejor ejemplo en la Luna
de una planicie amurallada, en cuyo interior existe otro anillo, dentro del
cual hay a su vez un tercero. Se trata de un circo circular, que en su centro incluye
a Boussingault
A (72 km),
contenido por completo dentro del cráter principal (aunque algo desplazado
hacia el N), por lo que da la sensación de ser un doble cráter concéntrico, con un doble juego
de murallas. Es increíble que siendo un cráter tan grande, el intruso haya
hecho tan poco daño en el cráter preexistente, dejando casi intactas sus
murallas y terrazas interiores, aunque bastante cubiertas con eyecta.
Boussingault A es también muy antiguo, probablemente también Pre Nectarico,
aunque obviamente mas reciente que el cráter que lo encierra. Las paredes
exteriores del cráter principal, muy desvencijadas, tienen a K
(29 km) enquistado
sobre la cresta NNW. Es un profundo crater con montañas centrales.
En ese cuadrante se encuentra también un triple cráter, formando una catena o continuum de cavidades interconectadas,
integrado por E (98
km, sobre las laderas exteriores al NW), B
(54 km,
al NE del anterior) y C (24 km, al NE de este
último). Dentro de este crater, hacia
Boguslawsky, al Oeste, se encuentra el deprimido crater Boguslawsky D (24
km). Por su ubicación, Boussingault se
ve muy deformado por la perspectiva. De lo contrario, este fascinante cráter
seria seguramente uno de los favoritos de los observadores, por su inusual
aspecto. Toda esta region es de las mas antiguas de la Luna, con profusión de
estructuras de unos 4000 millones de años de antigüedad. Su nombre recuerda al químico francés
Jean-Baptiste Dieudonne Boussingault (1802-1887).
97 HELMHOLTZ (96 km,
profundidad desconocida, PN). Antigua
estructura casi pegada a las paredes
NE de Boussingault . Las murallas exteriores de este cráter
ubicado ya casi sobre el limbo SSE de la luna, son elevadas, aunque ahora esten
redondeadas y algo deterioradas. La
cresta puede todavía discernirse bien, aunque son muchos los cratercillos que
perforan las pendientes interiores, como el que se asienta sobre la pared
interior SE, y el par de ellos que yacen en la pared interior opuesta, sobre el
NE. Otro par de pequeños hoyos secundarios se ubica sobre la pared interior N.
Los pisos de la mitad N del cráter son lisos, planos, y con muy pocos y muy
pequeños cratercitos. La mitad sur es mas irrergular debido al material
eyectado por la formación de Neumayer, con el que comparte murallas medianeras.
Cerca del centro Wilkins et al. mencionan dos montañas, con algunas colinas y
un cratercito hacia el Este. Los mismos
autores mencionan extrañas formaciones como rayos de eyecta muy tenues, que
cruzan tanto a Helmholtz como a Neumayer, y que parecen proceder casi con
certeza desde el FarSide. El nombre de
este circo evoca al médico alemán Hermann von
Helmholtz, fallecido en 1894.
98 NEUMAYER (76 km,
Nectárico), de muy altas murallas y pisos muy planos, ubicado casi sobre la
muralla SSE de Boussingault, casi en
contacto por el SW. Sus rasgos estan en
general muy suavizados y redondeados por una prolongadisima historia de
microimpactos, aunque los bordes del crater
estan bastante intactos, evidenciando poca craterizacion. Los suelos son muy
uniformes, y carentes de rasgos notables, exceptuando un pequeño cratercito
sobre los fondos cerca de las laderas Norte, y un par de túmulos o colinas al
NW. Hay, eso sí, como en todos los
crateres lunares, infinidad de hoyos y depresiones, pero no se ven serranías o
montañas centrales. En sintesis, este
crater parece hoy tan solo una antigua depresion del suelo lunar. Lleva el nombre del meteorólogo e hidrógrafo
alemán Georg Balthasar von Neumayer, muerto en 1909.
Boguslawsky (primer plano, abajo
izquierda) y Boussingault (centro) con distinta iluminación. En ambos casos, el SE esta hacia la derecha.
99 BOGUSLAWSKY (99 km, 3400m, PN) se
encuentra hacia el SW de Boussingault. Pisos
planos, chatos, inundados de lava. Numerosas colinas interiores y cratercitos.
Varios cráteres se asientan sobre sus contornos, incluyendo a D
(24 km)
sobre la cresta oriental, y a F (30 km) sobre las laderas SE. Tiene
murallas elevadas, con alturas que individualmente pueden alcanzar entre 2480 y
3530m. Algunos observadores consideran
que los terrenos que rodean a este crater se encuentran entre los mas abruptos
de la Luna. Unos 40 km hacia el SSE de
Boguslawsky localizamos a Demonax. Su
nombre recuerda al astrónomo alemán Palm Heinrich Ludwig von Boguslawsly,
fallecido en 1851.
100 DEMONAX (114 km, 2900m, Nectarico), se halla situado ya sobre
la zona de libraciones, por lo cual muestra muy poco detalle. Elevadas murallas, especialmente hacia el
Norte, con pendientes abruptas e interiores aterrazados. Numerosos impactos han aplastado las crestas,
en varios lugares. El borde SE, en
particular, tiene una notable colección de impactos, incluyendo al satélite A (16 km) asentado sobre los
contrafuertes interiores. Pisos lisos, inundados de lava, planos al sur, mas
rugosos u accidentados en la mitad norte. Tiene un grupo de picos centrales.
Los restos de algunas terrazas se distinguen a lo largo de los fondos
occidentales. Debido a la baja altitud solar, la pared
interior norte del cráter recibe muy poca iluminación, estando sus fondos casi
siempre en semipenumbra, cuando no en negras tinieblas. Evoca su nombre a un filósofo griego del
siglo II antes de Cristo. Otros 20 km hacia el SW, encontraremos
a Schömberger.
101 SCHÖMBERGER (86 km, 3500m). Se ubica unos 80 km hacia el WNW de
Demonax. Es un cráter bastante bien
conservado, con rasgos netos y marcados por haber sufrido relativamente pocos
impactos. Los contornos son circulares y precisos, con un complejo interior que incluye areas de
derrumbamientos, deslizamientos, y numerosos riscos y terrazas. Los fondos son
planicies suaves, aunque mas agrestes y abruptas en su mitad occidental. Tiene
un pico central multicuspide, integrado por varios cordones convergentes. Un cráter anónimo se asienta sobre la
ladera septentrional. Schömberger
C (43 km, muy antiguo) se
asienta en las laderas exteriores del Oeste.
Schömberger
A (31 km)
es relativamente reciente, y se ubica por el SE. D (24 km ) se situa al NE. Las
murallas son bastante altas y empinadas. Lleva el nombre del matemático y
astrónomo austríaco Georg Schömberger, fallecido en 1645.
102 SCOTT ( 108 km), una de las
formaciones de las inmediaciones del polo sur lunar. No se conoce con precisión
la altura de sus paredes, aunque se sabe que son sumamente altas, especialmente una gran
montaña sobre sus flancos NE. Este circo, ya obviamente en plena zona de
libraciones, es visible con dificultad,
y aunque es mas o menos circular, se ve oblongo por la curvatura del astro, y
la perspectiva. En sus laderas se
asientan numerosos cratercitos, como el doble cráter anonimo, al N y al NE. En
las altas murallas del Sur se asienta un cratercito. Las crestas están muy
erosionadas y los contornos parecen irregulares, aunque la cuenca interior es
circular. Hay muchas formaciones
vinculadas con Scott por sus muros W y el NW, principalmente el bien
conservado cráter E (28 kms). Otro pequeño cráter (M, 16 km) yace sobre la pared
interior SE. Los fondos son rugosos y muy escabrosos en el extremo meridional,
y se suavizan y aplanan hacia el extremo N, en casi perpetua oscuridad. El cráter carece de montaña central. Unos 20 km hacia el Sur de Scott encontramos a Amundsen.
103 AMUNDSEN (106 km),
un cráter del Nectarico casi al limite de observabilidad por su posición sobre
el limbo lunar. Tanto el nombre de este
cráter como el de Scott recuerdan a los famosos exploradores antárticos: el
primero, inglés, muerto en 1912, y el segundo (noruego), en 1928. Sus murallas
muy altas, con terrazas hacia el interior. Un cráter anónimo se asienta en la cresta oriental, y otro en la muralla
sur.
En este cuadrante, las paredes son mas
distendidas, y el complejo de terrazas interiores es aquí mas ancho e
importante que en el resto de la muralla.
Amundsen se asienta a su vez sobre una
formación preexistente y menor, hacia el NW.
Amundsen A (74 km) se asienta sobre el borde N. Pisos
relativamente llanos, con un par de picos centrales. Gran parte de los pisos de
este cráter, especialmente la mitad N, están en casi perpetua oscuridad, y solo
la mitad meridional y las montañas
centrales reciben la luz del sol.
104 NOBILE (79 km). Este crater es visible con gran dificultad,
se encuentra adosado a la pared occidental de Amundsen. Es una estructura antigua, muy
erosionada, casi constantemente envuelta en tinieblas abismales. Cuando el sol
penetra este cráter, lo hace en un angulo muy bajo. Los bordes están perforados
por infinidad de cratercitos y alfilerazos, siendo el mas notable una formación
que tiene casi la mitad de su diámetro, ubicada sobre el borde occidental.
Grupos de cráteres también se asientan sobre el SW y el N de las crestas del
cráter. Los contrafuertes de Amundsen se enciman sobre los muros orientales de
Nobile, evidenciando la menor antigüedad
de aquel cráter. Los pisos interiores son irregulares y rugosos, con algunos
pequeños cratercitos distribuidos en su superficie. Lleva el nombre del explorador italiano del
Artico Umberto Nobile
Inmediatamente al S de Amundsen se situa FAUSTINI (39 km ), todavía de mas
difícil observación que los anteriores, por situarse ya a menos de 100 km del Polo Sur
lunar. A pesar de ubicarse a la misma
distancia del Polo (aunque algo mas hacia el W) que Faustini, si la libracion
es propicia (y mejor aun entre la tercera y cuarta noches), podran verse dos
brillantes engrosamientos blancos y muy conspicuos, exactamente sobre el limbo
lunar. Son las cimas principales de las fascinantes Leibnitz Montes,
las alturas supremas de la Luna ,
de hasta 10230m (33.000
pies ) calculados para Leibnitz Beta, siendo
numerosas las montañas que superan los 7700m (25000 pies ) en el area,
como Malapert
Alfa, y estando la mayor parte de ellas entre los 4960 y los 5280m.
Estas alturas (según estudios de Wilkins
y Moore, Schröter, Mee, Neison, Goodacre, etc,) se han tomado desde la base, y no
desde el nivel medio de la luna, que
equivaldria al nivel del mar, que se utiliza en las mediciones de altitud aquí
en la Tierra. Aparecen brillantes gracias, en parte, a la luz solar reflejada
por nuestro propio planeta.
Esta fantastica cordillera anular que se
extiende en un arco de casi 30 grados, es, en realidad, el borde visible (desde
nuestro planeta) de la enorme cuenca Aitken-Polo Sur, el impacto mas grande del
sistema solar, con un diametro de 2500 km , y una profundidad interior de unos
13000m. Es la mas grande, mas antigua y
mas profunda de las cuencas de impacto selenitas, y se halla situada casi por
completo en el lado oculto (Farside) de la Luna. Lo unico que podemos ver de esta maravilla
es justamente, la cordillera Leibnitz (no reconocida como tal por la IAU ), descubierta por Jacques
Cassini en 1724. En esta remota region
de la luna, en los fondos en perpetua oscuridad de algunos de sus crateres,
como Cabeus, Shackleton y Malapert, entre otros, se sospecha la existencia de
depositos de agua congelada, como lagos de hielo a los que jamas llega el
sol. Malapert (67 km , PN), especialmente, es
una fascinante y enigmatica estructura, desgraciadamente invisible desde la Tierra , a excepcion de sus
bordes, que son dos de los engrosamientos brillantes visibles en algunas noches
de la lunacion, y que forman parte de la
cordillera Leibnitz, las mayores montañas de la Luna. Su borde occidental es Malapert Alfa, y
la cresta Este es Leibnitz Beta. Desde el tenebroso interior de este
crater, enmarcado por esas moles inmensas, la sensación de profundidad, de
estar en la sima de aquel mundo, debe ser apabullante.
Un interesante proyecto planifica en un
futuro lejano la instalacion de un observatorio
y una base lunar permanente, en una meseta o plateau que existe a unos
6000m de altura, cerca de la cima de Malapert Alfa, debido a que alli las condiciones serian las
optimas tanto por su casi constante
exposición al sol (recibe luz durante el 89% del dia lunar), como por estar
tambien casi permanentemente en contacto visual con nuestro planeta, y
a la muy probable existencia de agua en las proximidades. Imagino la inefable emocion de un
astrofisico que, sin dudas extasiado, contemplara ese paisaje en eterno
silencio: a sus pies, hacia el Sur, un
abismo negro, informe, inescrutable, infinito. En derredor, un caos insondable
de crateres, riscos y barrancos que se extiendiera hasta el lejanisimo
horizonte. Lateralmente, la enorma masa
de Leibnitz Beta, y mas distantes, los otros inmensos montes emergiendo de las
negruras del fondo lunar, todas las
cuales integran la misteriosa cordillera Leibnitz. Encima del hombre, el negrisimo firmamento, cuajado de
innumerables estrellas como no podriamos ver jamas ni en los lugares mas
remotos y pristinos de la
Tierra , incluyendo un sol siempre bajisimo, recostado en el
horizonte, tan brillante como en las zonas polares de la Tierra lo es el sol de medianoche,
pero que en ese lugar, misteriosamente, a pesar de su fulgor, no alcanza a
opacar las estrellas, que brillan con mayor intensidad, sin titilar. Finalmente, tambien muy cerca del horizonte,
del cual nunca se despega demasiado, un preciosisimo globo azul amplio como
casi 4 plenilunios, nuestra Madre Tierra, adornando la soledad eterna de esos
valles y esas montañas frias y muertas, con la luz de 64 lunas llenas. Una vision unica, magica, cautivante pero… sin
testigos.
El limbo Sur de la Luna, con las
misteriosas y fascinantes montañas Leibnitz, remanentes de la cresta de la
Cuenca Aitken-Polo Sur
Vista del informe crater
Malapert, con las grandes masas montañosas a su alrededor Imagen orbital de la misma zona (radar)
http://finkh.wordpress.com/2012/02/20/malapert-crater/ Este es un fantástico video que muestra las
variaciones en la iluminación de esta impactante zona a lo largo del dia lunar.
Sumamente interesante y didáctico. De
esa pagina he extraido también la fotografía de abajo a la izquierda.
_____________________________________________________________________________________________________________________________
LINK AL ARCHIVO ORIGINAL COMPLETO CON FOTOS (FORMATO .PDF):
https://dl.dropboxusercontent.com/u/94679000/FICHA%20%20LUNAR%20%20DEL%20%20DIA%205-6%20%20CON%20DETALLES%20ESPECIALES.pdf
REFERENCIAS:
Este
material lo he compilado de las siguientes fuentes:
- The Moon (P. Wilkins & C. Moore).
-
The Hatfield photographic lunar atlas (Jeremy Cook).
- La Luna: Estudio basico (J. Violat Bordonau y P.
Sanchez Martinez)
- Hamlyn – Rukl Atlas of the Moon.
- S&T Field map of the moon.
- Australian Sky & Telescope magazine.
- Hamlyn – Rukl Atlas of the Moon.
- S&T Field map of the moon.
- Australian Sky & Telescope magazine.
- Astronomy magazine.
- Astronomy Now !! magazine (UK).
-
Lunar 100 (Charles Wood)
- Stars & Planets field guide (Jay
Pasachoff)
- Selenografia para aficionados (R. Monje Bravo)
- Exploring the moon through binoculars (EH Cherrington)
- Moon Atlas (John Moore).
- A new photographic atlas of the moon (Z. Kopal).
- Selenografia para aficionados (R. Monje Bravo)
- Exploring the moon through binoculars (EH Cherrington)
- Moon Atlas (John Moore).
- A new photographic atlas of the moon (Z. Kopal).
- Exploring the moon: The Apollo
Expeditions (D.M. Harland)
. The Kaguya Lunar Atlas (M. Shirao & Charles Wood).
- The geology of multi-ring impact
basins (Paul Spudis)
Algunas de las innumerables paginas
consultadas.
http://www.youtube.com/watch?v=gErqWZV4GqY
(sobrevuelo de Fracastorius).
http://www.youtube.com/watch?v=2iSZMv64wuU
(tour general de la NASA por la Luna).
http://www.youtube.com/watch?v=DYDqB_G5PCo
(Apollo XVII: caminata y evaluacion selenologica).
http://www.youtube.com/watch?v=rKDZmLJZVcg (Apollo XVII: paneo del sitio del alunizaje desde el rover
lunar).
http://www.youtube.com/watch?v=sjkPeexEdyI
(Increibles vistas tomadas por
las camaras de la Lunar Orbiter (LNO).
http://lroc.sese.asu.edu/news/index.php?/archives/639-Taurus-Littrow-Valley,-West-To-East.html
(explorando el sitio de la Apollo XVII).
http://wms.lroc.asu.edu/lroc_browse/view/M1096343661LR (El valle de Taurus-Littrow con distintos
niveles de zoom).
http://lroc.sese.asu.edu/news/?archives/640-Approach-to-Taurus-Littrow-Valley.html
(Arribando al valle de Taurus-Littrow).
http://www.lpl.arizona.edu/tekton/crater_c.html (calculo de la relacion masa del impactor
/tamaño y profundidad del crater formado).
http://www.damianpeach.com/lunar.htm (pagina del observador lunar Damian Peach).
http://www.madpc.co.uk/~peterl/Moon/Craters/SouthEast.html
(pagina lunar del observador ingles Peter Lloyd).
http://ser.sese.asu.edu/GHM/ (excelente y completisima pagina sobre
geologia lunar de la Arizona State University).
http://www.lpod.org/?m=20070111 (articulos
sobre accidentes lunares del selenólogo Chuck Wood).
http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1111/j.1945-5100.2010.01018.x/pdf
(articulo sobre los procesos formativos del Mare Serenitatis).
http://www.chasque.net/parzaraz/contenido.htm#picc
(pagina sobre dibujo de los accidentes lunares hechos con un telescopio de 114 mm).
http://www.youtube.com/watch?v=6yldC3JhGjI (fantastico video sobre los ultimos instantes
de la sonda Ranger VIII).
http://www.youtube.com/watch?v=ul87ieOZpaQ (vistas ultradetalladas del area de
alunizaje de la Apollo XI).
http://www.youtube.com/watch?v=k_OD2V6fMLQ (alunizaje de la Apollo XI el 20 de Julio de
1969).
http://www.baalunarsection.org.uk/TNM_2005_15_1.pdf (información en ingles sobre el area de
Malapert y la cordillera Leibnitz).