31 meses de observación ininterrumpida de los observadores lunares de la LIADA. Nuestro aporte al enigma de los fenómenos lunares transitorios en “THE LUNAR OBSERVER” de febrero 2018

Como una buena tradición, proseguimos reportando las apariciones de nuestros reportes en la “biblia lunar”, la revista “The Lunar Observer” de la Lunar Section de la ALPO (Association of Lunar and Planetary Observers).

La revista se puede descargar de la web de ALPO:  http://alpo-astronomy.org /y también del siguiente link:

https://drive.google.com/file/d/1AwxGuVxsxh1KkqhxZ0cGtI6SGUJf3Plt/view?usp=sharing

En las páginas 7 y 8 se incluye un texto de nuestra autoría sobre Anaxágoras que ya ha sido publicado en una entrada anterior.

En la sección “Lunar Topographical Studies”, pág.11 y siguientes, se incluyen las siguientes observaciones:

ALBERTO ANUNZIATO – ORO VERDE, ARGENTINA. Digital image of Anaxagoras.

MAURICE COLLINS – PALMERSTON NORTH, NEW ZEALAND. Digital images of 9 & 12 day moon.

WALTER ELIAS – ORO VERDE, ARGENTINA. Digital image of Alphonsus, Aristarchus(2), Grimaldi & Montes Apenninus.

HOWARD ESKILDSEN – OCALA, FLORIDA, USA. Digital images of Arist illus & Proclus.

RICHARD HILL – TUCSON, ARIZONA, USA. Digital images of Bullialdus, Delanbre, Endymion, Gutenberg, Montes Caucasus, Ptolemaeus, Rupes Recta & Rimae and Rilles(65).

DAVID TESKE – LOUISVILLE, MISSISSIPPI, USA. Digital images of Mons Gruithuisen domes(5).

 

Y en la página 12 las siguientes fotografías de Walter Elias:

Alphonsus:

Montes Appeninus:

A partir de la página 15 se incluyen nuestros aportes a la Sección “Lunar Geological Change Detection Program”:

Observations received so far, for December, have come from: Jay Albert (Lake Worth, FL, USA – ALPO) who observed Aristarchus, Censorinus, earthshine, Grimaldi, Herodotus, Hipparchus, Picard, Torricelli B, and Vallis Schroteri. Alberto Anunziato (Argentina, AEA) observed Aristarchus and Plato. Francisco Alsina Cardinalli (Argentina, AEA) imaged Plato. Maurice Collins (New Zealand, ALPO/BAA/RASNZ) who imaged Aristarchus, earthshine, and took some whole lunar disk images. Anthony Cook (Aberystwyth/Newtown/Mundesley, UK – Abeystwyth University/ALPO/BAA) imaged several features and videoed earthshine. Rob Davies (UK – NAS) imaged Aristarchus, David Durate and Romualdo Caldas (Brazil, EXOSS) videoed earthshine. Walter Elias (Argentina –AEA) imaged Aristarchus, Alphonsus, and Grimaldi. Valerio Fontani (Italy – UAI) imaged Bullialdus. Les Fry (NAS) imaged Copernicus and several features. Nick James (UK – BAA) videoed earthshine. Tim Haymes (UK – BAA) videoed earthshine. Tom Moran (UK – BAA) videoed earthshine. Stefan Sposetti (Switzerland – GLR) videoed earthshine. Derrick Ward (BAA) imaged Mons La Hire and Plato. Luigi Zanatta (Italy, UAI) imaged the lunar south pole area. Marcello Zurita videoed earthshine (Brazil, EXOSS).

Anthony Cook eligió tres observaciones nuestras para analizar reportes históricos de fenómenos lunares transitorios. Las tres observaciones son sumamente interesantes para comprender cómo funciona el programa:

Plato (págs.16/17) por Francisco Alsina Cardinali:

El observador norteamericano de 1966 reporta que observa muy difusa la pared NNE de Plato, aunque puede ver con claridad 4 pequeños cráteres en el interior del circo. La imagen muestra claramente los cuatro “craterlets” pero la pared NNE se ve con claridad, por lo que el hecho de haber aparecido en las mismas condiciones de iluminación en 1966 como difusa parece ser un evento que calificaría como FLT, por que en cierta manera es una confirmación de que el observador de 1966 no confundió el aspecto ordinario de Plato con algo anormal.

Grimaldi (pág.18) por Walter Elias:

Un observador de 1938 registró un ligero matiz verdoso que no aparece en la imagen de 2018, por lo que el color en Grimaldi en 1938 no sería normal.

Plato (págs. 18/19) por Alberto Anunziato:

El famoso selenólogo alemán Gruithuisen reportó en 1825 que la parte oeste del suelo de Plato era más brillante que la parte este. Una observación visual apoyada en una mapa ALPO de Plato encontró que en las mismas condiciones de iluminación la parte oeste es más oscura que la este, y se registró la frontera entre ambas partes. El director del programa encontró una fotografía de Plato que coincide exactamente con nuestra observación visual, por lo que es muy probable que Gruithuisen observara el aspecto normal del suelo de Plato en ese momento de la lunación y no un FLT.

Tres ejemplos de la importancia de la observación para la ciencia lunar, observación que no necesita de los parámetros de la astrofotografía sino de la exactitud de lo que se observa.

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29 meses consecutivos de observaciones reportadas. Los observadores lunares de la LIADA en “THE LUNAR OBSERVER” de diciembre de 2017.

Acaba de parecer el número de diciembre de 2017 de “The Lunar Observer” de la ALPO (Association of Lunar and Planetary Observers). Contienen observaciones de nuestra sección lunar, desde agosto de 2015.

La revista se puede descargar de la web de ALPO:  http://alpo-astronomy.org /y también del siguiente link:

https://drive.google.com/file/d/1hhePkPB2lDn101SQapgYLNYUPsXzsbmu/view?usp=sharing En la sección “Recent topographical observations”, pág.14, se incluyen los dos dibujos acompañados de sus respectivas descripciones de Mädler y Gutenberg que hemos publicado en una entrada anterior.  Se mencionan las siguientes observaciones (pág.13):

OBSERVATIONS RECEIVED

ALBERTO ANUNZIATO – ORO VERDE, ARGENTINA. Digital images of Clavius & Mons Piton. Drawings of Gutenberg & Madler.

MAURICE COLLINS – PALMERSTON NORTH, NEW ZEALAND. Digital images of 4, 5 & 10 day moon.

WILLIAM DEMBOWSKI – WINDBER, PENNSYLVANIA, USA. Digital images of Copernicus-Aristarchus, Menelaus, Proclus & Tycho.

WALTER ELIAS – ORO VERDE, ARGENTINA. Digital images of Alphonsus & Anaxagoras.

ROBERT HAYS – WORTH, ILLINOIS, USA. Drawings of Burnham, Dechen-Harding, & Montes Spitzbergen.

RICHARD HILL – TUCSON, ARIZONA, USA. Digital images of Alpine Valley-Cassini, Apollo 17 site, Aristoteles-Archimedes, Hadley Rille, Langenus-Petavius, Mare Crisium(2), Montes Alpes, Montes Alpes-Montes Caucasus, Montes Alpes-Cassini, Montes Apenines, Montes Caucasus(2), Montes Cauca-sus-Plato, Sinus Iridum(2) & Tycho.

DAVID JACKSON – REYNOLDSBURG, OHIO, USA. Digital image of Full Moon

WALTER LATRONICO – ORO VERDE, ARGENTINA. Digital images of Clavius & Hell.

DAVID TESKE – LOUISVILLE, MISSISSIPPI, USA. Digital images of 3rd Quarter Moon & Ptolemaeus.

 

Y las siguientes imágenes nuestras para ilustrar la sección (pág. 15):

Alphonsus:

Hell:

En la Sección “Lunar Geological Change Detection Program” (págs. 16 y siguientes) aparecemos entre los que más observaciones aportaron para el programa:

Observations for October were received from the following observers: Jay Albert (Lake Worth, FL, USA – ALPO) observed: Aristarchus, earthshine, Gassendi, Herodotus, Jansen, Mare Crisium, Plato, Prinz, Proclus, and Ross D. Alberto Anunziato (Argentina – AEA) observed: Agrippa, Aristarchus, Gassendi, Plato and Promontorium Laplace. Juan Manuel Biagi (Argentina – AEA) imaged Mare Imbrium and several features. Maurice Collins (New Zealand – ALPO/BAA/RASNZ) imaged several features. Anthony Cook (Newtown, UK, – ALPO/BAA) imaged several features. Marie Cook (Mundesley, UK – BAA) observed Aristarchus, Langrenus, Manilius, and Mons Pico. John Duchek (Carrizozo, NM, USA – ALPO) imaged Censorinus. Walter Elias (Argentina – AEA) imaged Alpetragius, Alphonsus, Archimedes, earthshine, Arzachel, Mare Crisium, Eratosthenes, Mons Pico, Montes Apenninus, Proclus, Secchi, Torricelli B, Vallis Schroteri, and several other features. Les Fry (Elan Valley, UK, NAS) imaged several features. Rik Hill (Tucson, AZ, USA – ALPO/BAA) imaged Clavius and Tycho. Shirley Parker-Nunn (Aberystwyth University, UK) imaged the Moon. Camilo Axel Satler (Argentina, AEA) imaged Plato and Tycho. Franco Taccogna (Italy – UAI) imaged earthshine and several features. Luigi Zanatta (Italy – UAI) imaged Campuanus.

Anthony Cook eligió cuatro observaciones nuestras para analizar reportes históricos de FLT (fenómenos lunares transitorios), usando el método del programa: comparar nuestras imágenes con el reporte de FLT, de manera

Un reporte de Gassendi de 1978 con esta imagen (pág.18)

Un reporte de Proclus, Aristarchus y Menelaus de 1975 (págs.20/21) con esta imagen:

Un reporte de Tycho de 1995 con esta imagen (págs.23/24):

Un reporte de Eratosthenes de 1974 con esta imagen (pág.24):

Como vemos, un aporte significativo al objetivo del programa, revisar científicamente los reportes antiguos de Fenómenos Lunares Transitorio y revaluar su importancia, expresada en una escala que va del 1 al 5.

28 MESES CONSECUTIVOS DE OBSERVACIONES REPORTADAS. LOS OBSERVADORES LUNARES DE LA LIADA EN “THE LUNAR OBSERVER” DE NOVIEMBRE 2017

Acaba de parecer el número de Noviembre de 2017 de la más prestigiosa revista de astronomía lunar del mundo: “The Lunar Observer” de la ALPO (Association of Lunar and Planetary Observers). Es una gran alegría festejar 28 meses seguidos de observaciones lunares publicadas en dicha revista.

La aparición de nuestras observaciones en la más prestigiosa revista de estudios lunares en el mundo indica que las mismas cumplen con los estándares científicos necesarios para ser incluidas en las bases de datos de ALPO y eso nos llena de orgullo.

La revista se puede descargar de la web de ALPO:  http://alpo-astronomy.org /y también del siguiente link:

https://drive.google.com/file/d/1317XrLWQVLv5zEYOPNMJNaS9AiD3wMof/view?usp=sharing

En la sección bimensual Focus On, dedicada en este número a los dorsa (o “wrinkle ridges”) se incluyen 4 imágenes nuestras (páginas 10 y 11), que enviamos desde nuestros archivos, así como la imagen acompañada de texto cuya traducción posteamos hace poco (“Dorsa radiales en Mare Imbrium”).

Name and location of observer: Desiré Godoy (Oro Verde, Argentina).

Name of feature: DORSA IN MARE HUMORUM.

Date and time (UT) of observation: 12-10-2016-02:04.

Filter: Astronomik ProPlanet 742 IR-pass.

Size and type of telescope used: 250 mm. Schmidt-Cassegrain (Meade LX 200).

Medium employed (for photos and electronic images): Canon Eos Digital Rebel XS.

Name and location of observer: Luis Francisco Alsina Cardinalli (Oro Verde, Argentina).

Name of feature: DORSA NEAR THEOPHILUS.

Date and time (UT) of observation: 01-15-2016-00:10.

Size and type of telescope used: 250 mm. Schmidt-Cassegrain (Meade LX 200).

Magnification (for sketches): 106 x (with Telextender).
Filter (if used) : None.
Medium employed (for photos and electronic images): Canon Eos Digital Rebel XS.

Name and location of observer: Luis Francisco AlsinaCardinalli (Oro Verde, Argentina).

Name of feature: DORSUM NEAR RUPES RECTA.

Date and time (UT) of observation: 09-10-2016-22:51.

Size and type of telescope used: 279mm SCT (Celestron 11″ Edge HD)

Medium employed (for photos and electronic images): QHY5-II.

 

Name and location of observer: César Fornari (Oro Verde, Argentina).

Name of feature: DORSA IN MARE IMBRIUM.

Date and time (UT) of observation: 09-10-2016-23:12.

Size and type of telescope used: 279mm SCT (Celestron 11″ Edge HD)

Medium employed (for photos and electronic images): QHY5-II.

 

En la sección “Lunar Topographical Stiudies” se mencionan las siguientes observaciones (pág.17):

JAY ALBERT – LAKE WORTH, FLORIDA, USA. Digital images of dorsa near Montes Apennines & Mons Rumker, Grimaldi-Gassendi, Sinus Iridum & Mons Rumker.

ALBERTO ANUNZIATO – ORO VERDE, ARGENTINA. Digital images of dors in Mare Imbrium(2), Grabau & Heim-Zirkel.

JUAN MANUEL BIAGI – ORO VERDE, ARGENTINA. Digital images of Kepler. Langrenus & Mare Imbrium.

MIKE BOSCHAT – HALIFAX, NOVA SCOTIA, CANADA. Digital image of Alphonsus.

LUIS CARDINALI – ORO VERDE, ARGENTINA. Digital images of Mare Serenitatis, Oceanus Pro-cellarum, RupesRecta, SinusAestum & Theophilus.

MAURICE COLLINS – PALMERSTON NORTH, NEW ZEALAND. Digital images of 8, 12 & 13(2) day moon, Alphonsus, Bullialdus, Copernicus, Plato & Theophilus.

HOWARD ESKILDSEN – OCALA, FLORIDA, USA. Digital images of Ariadaeus, Montes Haeus & Proclus.

WALTER ELIAS – ORO VERDE, ARGENTINA. Digital images of Aristarchus, Gassendi &

Torricelli B.

CÉSAR FORNARI – ORO VERDE, ARGENTINA. Digital images of Mare Imbrium & dorsa Smirnov.

DESIREÈ GODOY – ORO VERDE, ARGENTINA. Digital image of Mare Humorum.

MARCELO GUNDLACH – COCHABAMBA, BOLIVIA. Digital images of ACopernicus & Walther-Zach.

RICHARD HILL – TUCSON, ARIZONA, USA. Digital images of Birgius, Clavius, Hale, Janssen, Langrenus, Pythagorus, Schiller-Zuchius Basin & Wargentin

JERRY HUBBELL – LOCUST GROVE, VIRGINIA, USA. Digital images of dorsa Lister, dorsa Smir-nov, Lacus Somiorum, Mare Nectaris, Mare Tranquilitatis, Plato(2), Plinius & Theophilus.

MICHAEL SWEETMAN – TUCSON, ARIZONA USA. Digital images of Mare Cognitum-Riphaeus Mountains, Mare Humorum & Clavius-Longomontanus.

DAVID TESKE – LOUISVILLE, MISSISSIPPI, USA. Digital images of dorsa Smirnov, Mare Crisium(2), Mare Humorum & Sinus Aestuum.

Y se escogieron 4 imágenes nuestras para ilustrar la sección (págs.18 y siguientes):

Kepler:

 

Tycho:

 

Gassendi:

Copernicus:

En la Sección “Lunar Geological Change Detection Program” (págs. 23 y siguientes) aparecen también nuestras observaciones como aporte al programa:

Observations for September were received from the following observers: Jay Albert (Lake Worth, FL, USA – ALPO) observed: Alphonsus, Kies, Mons Lambert γ, Peirce, Plato, the South Pole region, Sasserides H, and Tycho. Alberto Anunziato (Argentina – AEA) observed: Aristarchus, earthshine, Plato, Proclus, and Vallis Schroteri. Thomas Bianchi and Liviano Betti (Italy – UAI) imaged the whole disk of the Full Moon. Maurice Collins (Palmerston North, New Zealand – ALPO/BAA/RASNZ) imaged: Alphonsus, Bullialdus, Copernicus, Plato, Theophilus, and several other features. Marie Cook (Mundesley, UK, BAA) observed: Lichtenberg, Macrobius, and Plato. Walter Elias (Argentina – AEA) imaged Alphonsus, Mare Crisium, and Theophilus. Valerio Fontani (Italy, UAI) imaged Copernicus, and the whole disk of the Full Moon. Les Fry (Elan Valley, UK, NAS) imaged Earthshine and the crescent Moon. Rik Hill (Tucson, AZ, USA – ALPO/BAA) imaged Hale and Mare Smythii. Franco Taccogna (St Petersburg, Russia – UAI) imaged the Full Moon. Aldo Tonon (Italy – UAI) imaged the disk of the Full Moon. Gary Varney (Pembroke Pines, FL, USA – ALPO) imaged Kies.

El director del Programa Anthony Cook eligió dos observaciones nuestras para analizar reportes históricos de FLT (fenómenos lunares transitorios):

1.- Un reporte de Hungría en 1969 sobre la presencia de coloración amarilla en Mare Crisium. Se realizó un análisis integral de este reporte antiguo, partiendo de la imagen obtenida por Walter Elias en la que no se observa ningún rastro de color, pero se bajó la calificación de 3 a 2 (de una escala de 1 a 5, siendo 5 el máximo grado de “veracidad” de un FLT) porque observadores contemporáneos en 1969 no lo observaron-incluido el Apolo XI en viaje a la Luna-y por la posibilidad de que la observación se haya debido a aberración cromática.

2.- Dos reportes de 1950 y 1974 sobre un presunto “pico central” en Herodotus (que no existe), uno de los enigmas de la observación lunar. Cook combina nuestro sketch con el de la observación de 1950 (arriba izquierda y derecha respectivamente) y vemos que la manchita brillante es más central en ésta y en el sureste en nuestra observación, que coincide (grosso modo) con una observación de 1954 (abajo izquierda) y con una visualización obtenida del programa ALVIS-abajo derecha- que reproduce las condiciones de iluminación de nuestra observación (son idénticas). En nuestra observación y la de 1954 la manchita brillante coincide con el resultado de ALVIS y por ende podemos decir que es normal para la iluminación normal de Herodotus en esa fase de la lunación, lo que lleva a Cook a preguntarse si los reportes de un pico central no se deberán a errores de observación, desplazando la “manchita” hacia el centro.

Igualmente, nuestra observación fue incluida (con un grado 1) en el catálogo de reportes de FLT porque reportamos que la “manchita” se hizo mucho menos brillante mientras transcurría la observación, lo que no sería normal. En nuestras notas de observación mencionamos nubosidad ocasional que podría causar el efecto, lo que se resalta en el análisis como probable causa, aunque se mantiene el reporte para ser chequeado en eventuales observaciones posteriores en las mismas condiciones de iluminaciones por las dudas.

La LROC comprueba cambios en la Luna

La Lunar Reconnaissance Orbiter Camera (LROC) a bordo del LRO (Lunar Reconnaissance Orbiter) ha venido mapeando sistemáticamente la Luna desde 2009. Con su Narrow Angel Camera (NAC) de alta resolución ha obtenido más de un millón de imágenes, de las cuales 10.000 corresponden a regiones lunares en las que se obtuvieron imágenes previas en las mismas condiciones de iluminación y geografía observacional. La comparación de ambas imágenes (o del “par temporal”) permite rastrear la aparición de cambios en la superficie lunar. Es lo que ha logrado la School of Earth and Space Exploration de la Universidad de Arizona. Usando un software de detección automática de posibles cambios, se aplicó un filtro a esos pares temporales de imágenes y se detectaron 46.057 posibles cambios en la superficie, de los cuales el 56% fue confirmado por una posterior inspección humana.

Los resultados contradicen el lugar común, incluso entre los divulgadores científicos, de la supuesta falta de cambios en la Luna:

225 nuevos cráteres de impacto de entre 1.5 y 43 metros de diámetro.

26.000 cambios de superficie consistentes en cambios de reflectividad (algunos provocados quizás por impactos que hayan dejado un cambio por debajo del límite observacional del instrumento).

7 nuevos eventos de deslizamiento de terreno dentro de cráteres de impacto de la era Copernicana, algunos producidos por impactos en las laderas de los cráteres, como en la imagen de la izquierda, otros sin rastros de impacto, como en la imagen de la derecha, producidos o por eventos sísmicos (“ lunamotos”) o por impactos meteoríticos lejanos.

La verificación de cambios en la superficie lunar es un poderoso argumento para el estudio científico de los llamados “Fenómenos Lunares Transitorios”, del que participa nuestra Sección Lunar.

Fuente:

DYNAMIC MOON REVEALED WITH HIGH RESOLUTION TEMPORAL IMAGING. E. J. Speyerer1, M. S. Robinson1, R. Z. Povilaitis1, and R. V. Wagner1, 1School of Earth and Space Exploration, Arizona State University, Tempe, AZ (espeyere@asu.edu).

Un nuevo cráter en la Luna (por el LRO)

La visualización simula la formación de uno de los más de 200 nuevos cráteres descubiertos por la cámara de ángulo estrecho del Lunar Reconnaissance Oribiter (LRO) de la NASA. Primero vemos un flash, luego el zoom nos lleva a la superficie, donde un blinkeo nos muestra el nuevo cráter de 12 metros de diámetro. Por último, vemos claramente el patrón de eyección de material provocado por el impacto.

¿Cómo puede ocultar su edad verdadera un cráter lunar de apariencia joven?

Una caldera volcánica de aspecto joven en la Luna ha sido interpretada como evidencia de actividad volcánica lunar relativamente reciente, pero una nueva investigación sugiere que quizás no es tan joven.

Durante su orbita alrededor de la Luna en 1971, la tripulación del Apolo 15 fotografió una extraña formación geológica, una depresión en forma de D de aproximadamente dos millas de largo y una milla de ancho que ha fascinado a los científicos planetarios desde entonces. Algunos han sugerido que la formación, conocida como Ina, es la evidencia de una erupción volcánica en la Luna sucedida hace menos de 100 millones de años – mil millones de años después de la época en que se cree que cesó la actividad volcánica en la Luna.

Pero una nueva investigación dirigida por los geólogos de la Universidad Brown sugiere que Ina no es tan joven después de todo. El análisis, publicado en la revista Geology, concluye que la formación se formó realmente por una erupción ocurrida hace alrededor de 3.500 millones de años, aproximadamente en la misma época que se formaron los depósitos volcánicos oscuros que vemos en la cara visible de la Luna.

Es el tipo peculiar de lava que surgió de Ina lo que ayuda a esconder su edad, dicen los investigadores.

“Aunque sería muy interesante que Ina se haya formado en el pasado geológico reciente, simplemente no creemos que sea así”, dijo Jim Head, coautor del artículo y profesor del Department of Earth, Environmental and Planetary Sciences de la Universidad de Brown. “El modelo que hemos desarrollado para la formación de Ina lo coloca firmemente dentro del período de actividad volcánica máxima en la Luna hace varios miles de millones de años”.

Apariencia juvenil

Ina se encuentra cerca de la cumbre de un montículo de roca basáltica suavemente inclinado, lo que ha llevado a muchos científicos a concluir que es probablemente la caldera de un volcán lunar antiguo, sin estar claro cuan antiguo es. Mientras que los flancos del volcán parecen tener miles de millones de años, la caldera de Ina parece mucho más joven. Una muestra de la juventud es su aspecto brillante con respecto a sus alrededores. El brillo sugiere que Ina no ha tenido tiempo de acumular tanto regolito, la capa de roca suelta y polvo que se acumula en la superficie lunar con el paso del tiempo.

Una imagen en relieve (rojo y amarillo indican una elevación más alta) muestra los montículos volcánicos de Ina que se elevan desde el suelo de la caldera. Crédito: NASA / GSFC / ASU

 

Luego están los montículos distintivos de Ina – aproximadamente 80 suaves colinas de roca, algunas tan altas como 100 pies, que dominan el paisaje dentro de la caldera. Los montículos parecen tener mucho menos cráteres de impacto en comparación con el área circundante, otro signo de juventud relativa. Con el tiempo, se espera que una superficie acumule cráteres de varios tamaños a tasas bastante constantes. Así que los científicos utilizan el número y el tamaño de los cráteres para estimar la edad relativa de una superficie. En 2014, un equipo de investigadores realizó un cuidadoso recuento de cráteres en los montículos de Ina y concluyó que debían de estar formados por lava que salió a la superficie en los últimos 50 a 100 millones de años.

“Fue un hallazgo realmente desconcertante”, dijo Head. “Creo que la mayoría de la gente está de acuerdo en que el volcán Ina se ha formado hace miles de millones de años, lo que significa que habría habido una pausa en la actividad volcánica de mil millones de años o más antes de la actividad que formó Ina. Queríamos ver si podría haber algo en la estructura geológica dentro de Ina que arroje nuestra estimación de su edad”.

¿No es tan joven?

Los investigadores observaron volcanes bien estudiados en la Tierra que podrían ser similares a Ina. Ina parece ser un cráter en un volcán de forma de escudo, una montaña suavemente inclinada similar al volcán Kilauea en Hawai. Kilauea tiene un cráter de pozo similar a Ina conocido como el cráter Kilauea Iki, que estalló en 1959.

A medida que la lava de esa erupción se solidificó, creó una capa de roca altamente porosa dentro del pozo, con vesículas subterráneas de hasta tres pies de diámetro y un espacio vacío de la superficie tan profundo como dos pies. Esa superficie porosa, dicen Head y sus colegas, es creada por la naturaleza de la lava erupcionada en las últimas etapas de eventos como éste. A medida que el suministro de lava subsuperficial comienza a disminuir, entra en erupción como “espuma magmática” – una mezcla burbujeante de lava y gas. Cuando esa espuma se enfría y solidifica, forma una superficie altamente porosa.

Una erupción en Kilauea Iki en 1959 fue probablemente similar a la erupción que formó Ina en la Luna. Crédito: USGS

 

Los investigadores sugieren que la erupción de Ina también habría producido espuma magmática. Y debido a la disminuida gravedad de la Luna y a su atmósfera casi ausente, la espuma lunar habría sido aún más esponjosa que en la Tierra, por lo que se espera que las estructuras dentro de Ina sean aún más porosas que en la Tierra. Es la alta porosidad de esas superficies lo que hace confusa la antigüedad de Ina, ocultando la acumulación de regolito e influyendo sobre el recuento de cráteres. Una superficie altamente porosa, según los investigadores, permitiría que la roca suelta y el polvo se filtraran en el espacio vacío de la superficie, haciendo que parezca que se ha acumulado menos regolito. Ese proceso se perpetuaría por la agitación sísmica en la región, gran parte de la cual es causada por los impactos de meteoros en curso. “Es como golpear en el lado de un tamiz para hacer pasar la harina”, dijo Head.

“El regolito empuja en los agujeros en lugar de sentarse en la superficie, lo que hace que Ina parezca mucho más joven”. La porosidad también podría sesgar los recuentos de cráteres. Experimentos de laboratorio utilizando un cañón de proyectil de alta velocidad han demostrado que los impactos en objetivos porosos hacen cráteres mucho más pequeños. Debido a la extrema porosidad de Ina, dicen los investigadores, sus cráteres son mucho más pequeños de lo que normalmente serían, y muchos cráteres podrían no ser visibles en absoluto. Eso podría alterar drásticamente la estimación de la edad derivada de los recuentos de cráteres. Los investigadores estiman que la superficie porosa reduciría en un factor tres el tamaño de los cráteres en los montículos de Ina. En otras palabras, un impactador que haría un cráter de 100 pies de diámetro en la roca madre de basalto lunar haría un cráter de un poco más de 30 pies en un depósito de espuma. Teniendo en cuenta esa relación de escalamiento, el equipo obtiene una edad revisada para los montículos Ina de unos 3.500 millones de años. Esto es similar a la edad superficial del escudo volcánico que rodea a Ina y coloca la actividad Ina dentro del tiempo de vulcanismo común en la Luna. Los investigadores creen que este trabajo ofrece una explicación plausible para la formación de Ina sin tener que invocar la desconcertante pausa en la actividad volcánica “Creemos que el aspecto joven de Ina es la consecuencia natural de las erupciones de espuma magmática en la Luna”, dijo Head. “Estos relieves creados por estas espumas simplemente parecen mucho más jóvenes de lo que son”.

Traducción de:

https://news.brown.edu/articles/2017/03/ina

¡Luna dinámica! Nuevos cráteres de impacto.

 

¡Un nuevo cráter en la Luna! Este nuevo cráter de impacto de 12 metros de diámetro se formó entre el 25 de octubre de 2012 y el 21 de abril de 2013 y fue descubierto en una imagen de relación temporal (antes/después) creada a partir de dos imágenes de cámara de ángulo estrecho (NAC). La escena es de 1200 metros de ancho (Primera imagen: M1105837846R, Segunda imagen: M1121160416R) [NASA / GSFC / Arizona State University].

Antes del lanzamiento del Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO) se pensaba que la superficie de la Luna no cambiaba a una escala de tiempo humana, y que los procesos de erosión tomaron cientos o miles de millones de años para alterar significativamente la superficie. Ahora, las imágenes a escala de metro de la cámara de ángulo estrecho (NAC) de LROC están revelando pequeños cambios que están transformando la superficie mucho más rápido de lo que se pensaba anteriormente. En los pares temporales de imágines obtenidas por el NAC, identificamos más de 200 cráteres de impacto que se formaron durante la misión LRO. Estos nuevos cráteres van desde varios metros hasta 43 metros de diámetro.

Distribución de nuevos cráteres de impacto (puntos amarillos) descubiertos mediante el análisis de 14.000 pares temporales de NAC. Los dos puntos rojos señalan la localización de los impactos del 17 de marzo de 2013 y del 11 de septiembre de 2013 que fueron grabados por la vigilancia de video terrestre [NASA / GSFC / Arizona State University].

Al analizar el número de nuevos cráteres y su tamaño, y el tiempo entre cada par temporal, se estimó la tasa de cráteres contemporáneos en la Luna. Saber el número de cráteres que se forman cada año es importante al estimar las edades absolutas de las regiones más jóvenes. Durante nuestra búsqueda, identificamos más cráteres nuevos de lo previsto por los modelos anteriores de cráteres. Con este flujo de impacto potencialmente más alto, las unidades geológicas con edades de modelo jóvenes derivadas del conteo de cráteres y la tasa actual pueden ser incluso un poco más jóvenes de lo que se pensaba anteriormente. Sin embargo, para estar seguros, necesitamos varios años más de observaciones y nuevos descubrimientos de cráteres.

Al igual que el nuevo cráter del 17 de marzo, también encontramos que estos nuevos cráteres de impacto están rodeados por complejos patrones de reflectancia relacionados con el material expulsado durante la formación del cráter. Muchos de los cráteres de impacto más grandes (> 10 metros de diámetro) exhiben hasta cuatro zonas de reflectancia brillantes u oscuras. Estas zonas son más visibles comparando las imágenes (dividiendo la imagen posterior por la imagen anterior). Más cerca del sitio de impacto, generalmente hay una zona de alta reflectancia y una zona de baja reflectancia. Estas dos zonas se formaron probablemente como una capa de material que fue expulsado del cráter durante el impacto, y se extendió hacia fuera alrededor de cinco radios del cráter desde el borde.

Pasadas las zonas de reflectancia cerca del cráter (conocidas como zonas próximas) hay una o dos zonas de reflectancia (también de alta reflectancia y baja reflectancia, se les llama zonas distantes). Si bien estos patrones de reflectancia distante son casi imposibles de distinguir en la imagen posterior, la imagen de relación temporal muestra claramente su extensión y forma. A partir del análisis de múltiples sitios de impacto, vemos que en algunos casos los patrones de eyección alejados se envuelven alrededor de pequeños obstáculos topográficos, lo que indica que el material estaba viajando a lo largo de una trayectoria casi paralela al suelo. Este tipo de trayectoria sólo es posible si el material fue expulsado a velocidades muy altas desde la fase inicial de chorro de un impacto. El chorro se produce justo cuando el impactador entra en contacto con la superficie a velocidades de hipervelocidad (en promedio 16 km por segundo, 10 millas por segundo, o 36.000 millas por hora). El chorro contiene roca vaporizada y fundida, que se mueve rápidamente (a veces más rápido que el impactador original) sobre la superficie, alterando la capa superior del regolito lunar (suelo) y modificando sus propiedades de reflectancia. La zona externa de alta reflectancia formada a partir de este chorro podría ser de alguna manera análoga a la región brillante que se forma alrededor de un sitio de aterrizaje cuando el escape de la nave espacial de retroceso modifica la reflectancia superficial durante el descenso.

 

Animación del par temporal NAC del nuevo cráter de impacto de 12 m mostrado arriba (Antes de la imagen del NAC: M1105837846R, después de la imagen del NAC: M1121160416R) [NASA / GSFC / Arizona State University].

Además de descubrir los cráteres de impacto y sus fascinantes patrones de eyección, también observamos un número sorprendente de pequeños cambios superficiales, que llamamos manchas. Si bien estas manchas carecen de bordes, es probable que se produzcan por pequeños impactos. Vemos racimos densos de estas manchas alrededor de nuevos sitios de impacto, lo que sugiere que muchas manchas pueden ser los cambios superficiales secundarios causados ​​por el material arrojado desde un evento de impacto primario cercano. De 14.000 pares temporales de NAC, hemos identificado más de 47.000 manchas hasta ahora. Estimamos su acumulación en el tiempo, y de medir su tamaño inferimos cuán profundamente cada mancha excavó la superficie. A partir de esta estimación de la profundidad y la frecuencia de la formación que se calcula cuánto tiempo se tarda en efectivamente agitar los pocos centímetros de la capa superior de regolito. Esta agitación incesante afectará al 99% de la superficie después de cerca de 81.000 años; una tasa significativamente más rápida (> 100x) que los modelos anteriores que consideraban el vuelco de los impactos micrometeoróticos solos, e ignoraron los efectos de pequeños impactos secundarios (manchas). Esta revisión de la tasa de agitación es importante cuando se analizan las observaciones de detección remota (por ejemplo, datos de cámaras y espectrómetros de rayos X y rayos gamma) que sondean esta capa de regolito superior. Además, la velocidad de agitación es una información importante para futuros diseñadores de bases en la Luna – las construcciones en la superficie tendrán que estar diseñados para soportar impactos de hasta 500 metros por segundo de partículas pequeñas. En una nota más ligera, el aumento de velocidad significa que las huellas de los astronautas y los rover  habrán desaparecido en unas pocas decenas de miles de años, en lugar de unos pocos millones.

Ejemplo de una mancha de baja reflectancia (arriba) y alta reflectancia (parte inferior) creada por un pequeño impactador o más probablemente por una eyección secundaria. En cualquier caso, los primeros centímetros superiores del regolito (suelo) se agitaron [NASA / GSFC / Arizona State University].

Además de descubrir los cráteres de impacto y sus fascinantes patrones de eyección, también observamos un número sorprendente de pequeños cambios superficiales, que llamamos manchas. Si bien estas manchas carecen de bordes, es probable que se produzcan por pequeños impactos. Vemos racimos densos de estas manchas alrededor de nuevos sitios de impacto, lo que sugiere que muchas manchas pueden ser los cambios superficiales secundarios causados ​​por el material arrojado desde un evento de impacto primario cercano. De 14.000 pares temporales de NAC, hemos identificado más de 47.000 manchas hasta ahora. Estimamos su acumulación en el tiempo, y de medir su tamaño inferimos cuán profundamente cada mancha excavó la superficie. A partir de esta estimación de la profundidad y la frecuencia de la formación que se calcula cuánto tiempo se tarda en efectivamente agitar los pocos centímetros de la capa superior de regolito. Esta agitación incesante afectará al 99% de la superficie después de cerca de 81.000 años; una tasa significativamente más rápida (> 100x) que los modelos anteriores que consideraban el vuelco de los impactos micrometeoróticos solos, e ignoraron los efectos de pequeños impactos secundarios (manchas). Esta revisión de la tasa de agitación es importante cuando se analizan las observaciones de detección remota (por ejemplo, datos de cámaras y espectrómetros de rayos X y rayos gamma) que sondean esta capa de regolito superior. Además, la velocidad de agitación es una información importante para futuros diseñadores de bases en la Luna – las construcciones en la superficie tendrán que estar diseñados para soportar impactos de hasta 500 metros por segundo de partículas pequeñas. En una nota más ligera, el aumento de velocidad significa que las huellas de los astronautas y los rover  habrán desaparecido en unas pocas decenas de miles de años, en lugar de unos pocos millones.

A lo largo de la nueva misión de dos años de duración (misión Cornerstone, del 1 de octubre de 2016 al 30 de septiembre de 2018), aprobada por la NASA y futuras misiones extensiones del LRO, LROC seguirá adquiriendo estas valiosas observaciones temporales. A medida que la misión continúa, las probabilidades aumentan de encontrar impactos mayores que ocurren con menor frecuencia en la Luna. Estos descubrimientos nos permitirán refinar aún más la tasa de impacto e investigar los detalles de los cráteres de impacto, el proceso más importante que moldea los cuerpos planetarios a través del Sistema Solar.

Traducción de:

http://lroc.sese.asu.edu/posts/943