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

Los observadores lunares de la AEA en “THE LUNAR OBSERVER” de enero 2017

Con gran alegría presentamos los aportes de la Sección Lunar de la Asociación Entrerriana de Astronomía (AEA) a la más prestigiosa revista de astronomía lunar del mundo: “The Lunar Observer” de la ALPO (Association of Lunar and Planetary Observers). Ya van 18 meses seguidos que nuestras observaciones aparecen en TLO, transformándonos, sin falsa modestia, en uno de los colaboradores más fieles.

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/0B-Dhf119f9EwSzFGNUQ4TElLSFU/view?usp=sharing

Este mes, la sección bimestral “Focus on” (que recolecta observaciones actuales e históricas de un accidente lunar en particular) fue dedicada a Montes Taurus-Taurus Littrow Valley. Allí aparece una fotografía de Francisco Alsina Cardinalli obtenida el 9 de diciembre de 2016 (p.9):

littrow-04-00-53-915_as_f100_g3_ap2689

En la sección “Recent topographical observations” se mencionan las siguientes observaciones (pág.12):

 

JAY ALBERT – LAKE WORTH, FLORIDA, USA. Digital image of Montes Taurus-Littrow.

ALBERTO ANUNZIATO—ORO VERDE, ARGENTINA. Digital images of Agrippa(3), Alphonsus, Copernicus, Gassendi(3), Herodotus, Plato, Proclus, Schiler, & Sinus Iridum.

FRANCISCO ALSINA CARDINALI – ORO VERDE, ARGENTINA. Digital images of Aristarchus(2), Alphonsus, Bullialdus, Eratosthenes(2), Littrow, Pytheas(2) & Rupes Recta.

MAURICE COLLINS – PALMERSTON NORTH, NEW ZEALAND. Digital images of 3, 4, o(2) & 10 day moon..

WILLIAM DEMBOWSKI – WINDBER, PENNSYLVANIA, USA. Digital images of Montes Taurus(2).

HOWARD ESKILDSEN – OCALA, FLORIDA, USA. Digital images of Gutenberg-Santbach, Macrobius-Taruntius, Marius-Grimaldi, Philolaus-Plato, Pythagoras-Sinus Iridum, & Tarunthius-Gutenberg..

DESIREÈ GODOY – ORO VERDE, ARGENTINA. Digital images of Atlas, Alphonsus, Eratosthenes, Gassendi, Promontorium Agarum(4), & Theophilus.

RICHARD HILL – TUCSON, ARIZONA, USA. Digital images of Montes Alpes & Caucasus, Atlas, Hipparchus, & Tycho-South Pole.

 

Y se escogieron las siguientes para ilustrar la sección (págs.12/17):

Herodotus:

herodotus-3-17

Schiller:

schiller-3-33

Aristarchus:

21-34-29-aristarchus

Bullialdus:

21-30-16-bullialdus

Erathostenes:

22-18-19-eratosthenes

Promontorium Agarum:

21-03-45-promontorium-agarum

Theophilus:

21-19-18-theophilus

En la Sección “Lunar Geological Change Detection Program” (págs.18 y siguientes) aparecen nuestras observaciones de noviembre, que fueron pocas:

 

Observations for November were received from the following observers: Jay Albert (Lake Worth, FL, USA – ALPO) observed: Aristarchus, Birt, Clavius, Copernicus, Herodotus, Janssen K, Plato, Posidonius, Taurus Littrow, Tycho and several other features. Alberto Anunziato (Argentina – AEA) observed: Atlas and several other features. Marie Cook (Mundesley, UK – BAA) observed: Aristarchus, Atlas, Cassini, Eratosthenes, Mare Imbrium, and Plato. Fernado Ferri (Italy – UAI) imaged the whole lunar disk. Valerio Fontani (Italy – UAI) imaged the whole lunar disk. Brian Halls (Lancing, UK – BAA) observed Herschel. Rik Hill (Tucson, AZ, USA – ALPO/BAA) imaged Aristarchus and the whole lunar disk. Franco Taccogna (Italy – UAI) imaged Aristarchus, Plato and Torricelli B. Aldo Tonon (Italy – UAI) imaged Plato. Garry Varney (Pembroke Pines, FL, USA – ALPO) imaged the whole lunar disk. Ivan Walton (Cranbrook, UK – CADSAS) imaged Clavius – though this was outside the repeat illumination window, so the observation will be placed into the archival database.

 

Lo más interesante es el reconocimiento expreso del Director del Programa Anthony Cook a nuestras observaciones:

“Debido a mis obligaciones en la enseñanza universitaria en los últimos 3 meses, tuve que posponer el análisis de las observaciones de iluminación repetida remitidas en septiembre y octubre. En la tabla 1 pueden verse las observaciones recibidas, los grados previos de cada Fenómeno Lunar Transitorio y la nueva gradación. No ha habido mucho cambio, sea porque lo que se observó originalmente no se repitió o porque no se pudo obtener nueva información de importancia. Hay dos observaciones destacadas, ambas hechas por la observadora de la AEA Desireé Godoy. Primero, el FLT de Linne observado el 16 de octubre de 1866 es la normal apariencia de este crater. No es un sorpresa, quizás, ya que se sabe que la mayoría de los FLT reportados en Linne están relacionados con errores de identificación en antiguos bocetos de la era victoriana y la errónea apreciación de la apariencia normal de este cráter con rayos a diferentes colongitudes selenográficas. De todas maneras, siempre es interesante corroborar las observaciones individuales, y el evento del 16 de octubre de 1866 fue observado en las mismas condiciones de iluminación de ángulo de visión dentro del margen de ±1˚ y se corresponde muy ajustadamente a la descripción original de Schmidt. Segundo, el reporte del 2 de enero de 1993 sobre el FLT en Langrenus por Audouin Dollfus tenía una altísima gradación: 5, por su doble evidencia: un mapa de la polarización (difícil de mensurar) y una nube de luz blanca observada en el interior del cráter. La imagen de Desireé muestra que la apariencia brillante de 2016 era muy similar a la imagen de 1993, por lo que podemos bajar la calificación de este importante FLT de 5 a 4”.

 

Reproducimos el cuadro que menciona Cook sobre los reportes más importantes de los últimos 3 meses en cuanto a revisión de FLT antiguos. 8 de los 15 reportes más importantes pertenecen a miembros de la AEA:

 

Ref No. LSC Page Feature LTP Date Repeat Obs Observer Society Old Weight New Weight
1 2016 Nov 20 Agrippa 1966 Nov 19/20 2016 Sep 08 Valerio Fontani UAI 3 3
2 2016 Nov 20-21 Copernicus 1932 Mar 16 2016 Sep 10 César Fornari AEA 2 2
3 2016 Nov 21-22 Proclus 1980 Jan 26 2016 Sep 11 Franco Cardinali AEA 3 2
4 2016 Nov 22-23 Langrenus 1993 Jan 02 2016 Sep 11 Desireé Godoy AEA 5 4
5 2016 Nov 23-24 Archimedes 1973 Jan 13 2016 Sep 11 Alberto Anunziato AEA 1 1
6 2016 Nov 24 Philolaus 1948 May 20 2016 Sep 14 Jay Albert ALPO 3 3
7 2016 Nov 24-25 Timocharis 1955 Jun 4-5 2016 Sep 15 Cook/Taccogna BAA/UAI 3 3
8 2016 Nov 25-26 Lunar Eclipse 1959 Mar 24 2016 Sep 16 Colin Henshaw BAA 1 1
9 2016 Dec 17-18 Maurolycus 2000 Aug 06 2016 Oct 08 Alberto Anunziato AEA 1 1
10 2016 Dec 18-19 Alphonsus 1958 Nov 19 2016 Oct 09 Franco Cardinali AEA 2 2
11 2016 Dec 18-19 Alphonsus 1966 Jun 26 2016 Oct 09 Franco Cardinali AEA 5 5
12 2016 Dec 19 Linne 1866 Oct 16 2016 Oct 09 Desireé Godoy AEA 1 0
13 2016 Dec 20 Plato 1970 Apr 15 2016 Oct 10 Jay Albert ALPO 2 2
14 2016 Dec 20 Plato 1966 Jun 27 2016 Oct 10 Marie Cook BAA 3 3
15 2016 Dec 20-21 Anaximander 1963 Nov 27 2016 Oct 12 Rik Hill ALPO/BAA 3 3

 

En la página encontramos otra de las razones para observar, como sea, pero siempre observar. No siempre se valora la observación visual cuando no se tiene la posibilidad de documentarla con una imagen. Pero muchas veces un simple reporte sirve como comparación cuando fue incorporado a una base de datos. Así, en la página 23, Anthony Cook utiliza una observación nuestra de Herodotus para confirmar la apariencia normal de ese cráter en relación a otros reporte.

Langrenus, uno de los Fenómenos Lunares Transitorios más documentados

El cráter Langrenus tiene un diámetro de 133 kilómetros y se encuentra cercano al limbo oeste. Es un blanco difícil para la observación, ya que es extremadamente brillante, pese a su antigüedad. Nosotros lo fotografiamos en el marco del “Proyecto de Verificación/Eliminación de Reportes Históricos de Fenómenos Lunares Transitorios” dentro del “Programa de Detección de Cambios Geológicos Lunares” de la Association of Lunar and Planetary Observers (ALPO), la British Astronomical Association (BAA) y la Aberystwyth University (en Gales).

langrenus

La observación de Langrenus se requería para obtener imágenes de comparación en las mismas condiciones de iluminación de uno de los casos mejor documentados de Fenómenos Lunares Transitorios.

A partir de 1989, el Observatorio de París lanzó un programa de video-polarimetría para analizar las superficies de planetas y lunas de nuestro sistema solar. Según Wikipedia, la polarimetría es “la medición de la rotación angular de las sustancias ópticamente activas en un plano de luz polarizada”. En la luz polarizada, los fotones están alineados, a diferencia de la luz no polarizada, en donde los fotones se emiten aleatoriamente. La luz de las estrellas no es polarizada pero se polariza al reflejarse en las atmósferas planetarias. La polarimetría de la luz reflejada desde la  superficie de planetas y lunas suministra valiosos datos sobre ésta.

A fines de diciembre de 1992, un equipo dirigido por Audouin Dollfus comenzó  estudiar la superficie lunar (como ya lo había hecho con Marte). El 29 de diciembre la inspección de imágenes y polarimetrías de Langrenus, en especial una zona de colinas al norte del pico central que tendrá importancia posteriormente, indicaba un aspecto normal.

El 30 de diciembre apareció una mancha brillante en las imágenes de polarimetría, en todas las mismas, en la zona que indicamos antes.  El 2 de enero de 1993 el tiempo permitió continuar las observaciones. La mancha brillante al norte del pico central aparecía en condiciones similares pero no idénticas a las del 30 de diciembre. También aparecían manchas brillantes en puntos del borde sur del cráter.  El aumento de brillo no se repetiría en las observaciones posteriores.

Según el artículo en el que el propio Dollfus narra las observaciones:

http://www.the1963aristarchusevents.com/Langrenus_-_Transient_Illuminations_on_the_Moon.pdf

el evento de Langrenus produjo un aumento de brillo y un incremento de la polarización de la luz reflejada por las zonas implicadas del cráter Langrenus. Esta peculiar característica excluye una serie de causas que no producirían polarización, como luminiscencia de la superficie lunar, cambios de albedo o descargas tipo relámpago por erupciones volcánicas. Un escape de gas a la superficie produciría polarización de la luz pero no aumento drástico del brillo. Pero nos vamos acercando a la solución propuesta por Dollfus.

Un afloramiento de gas proveniente del interior lunar levanta una capa de muy fino polvo en la superficie. Esa capa de polvo es un eficaz agente de polarización de la luz dispersa por los granos del tamaño de partículas de humo, que se mantienen separados y levantados de la superficie por un tiempo relativamente largo. Mientras los afloramientos de gas continúan, la luz reflejada por esa nube dispersa de polvo es más brillante que la que se reflejaría en la superficie normal del mismo lugar (y es luz polarizada).  Cuando la acción del gas cesa, dichas partículas se depositan en la superficie, el albedo vuelve a ser el normal y no se observan cambios en la superficie, ya que las partículas de polvo habrían provocado un oscurecimiento muy leve en la zona, que no podría distinguirse desde Tierra. Y ahí tenemos el mecanismo de un clásico Fenómeno Lunar Transitorio: aumento transitorio de brillo y luego de un tiempo desaparición del mismo sin cambios en la superficie implicada (esto último lo comprobó la sonda Clementine).

Este mecanismo de gas levantando polvo y dispersando la luz incidente se comprobó experimentalmente en laboratorio con muestras lunares, como se puede comprobar en el artículo de Garlick:

http://adsabs.harvard.edu/full/1973LPSC….4.3175G

Si bien nunca se habían registrado Fenómenos Lunares Transitorios en Langrenus, el sitio es típico de la explicación científica más aceptada para los FLT, afloramientos de gas desde el interior:

1.- Los espectrómetros de las misiones Apollo 15 y 16 detectaron gas radón en Langrenus.

2.- El evento se produjo cerca del pico central de un cráter muy grande y antiguo, una zona muy fracturada y llena de grietas que permitirían el afloramiento de gas.

3.- Langrenus se encuentra al borde del Mare Fecunditatis, el gas atrapado por los afloramientos de lava que llenaron el Mare buscaría su salida en las zonas en la que la corteza es más débil, condiciones que habría generado el impacto de Langrenus (que es posterior a la formación de Mare Fecunditatis).

La observación que realizamos apareció en la edición de noviembre de “The Lunar Observer” (la revista de la Sección Lunar de ALPO), comentada por el Director del Programa Anthony Cook . Pueden verla en las páginas 19/20, éste es el link:

https://drive.google.com/file/d/0B-Dhf119f9EwRHNoZi1Fb2F1QzA/view

15 meses consecutivos de observaciones reportadas. Los observadores lunares de la AEA en“THE LUNAR OBSERVER” de octubre 2016

Acaba de parecer el número de Octubre de 2016 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 15 meses seguidos de observaciones lunares publicadas en dicha revista, una demostración de la continuidad que la Sección Lunar de la Asociación Entrerriana de Astronomía (AEA) ha logrado.

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/0B-Dhf119f9EwWm1OUVZzTHBfUEE/view?usp=sharing

En la página 5 se incluya una imagen acompañado de un texto de Alberto Anunziato (que hemos publicado en una entrada anterior con el título de “Los 3 Magníficos”).

En la sección “Recent topographical observations” se mencionan las siguientes observaciones (pág.8):

ALBERTO ANUNZIATO—ORO VERDE, ARGENTINA. Digital images of Aristillus, Atlas-Hercules, Copernicus(2) & Sinus Iridum.

FRANCISCO ALSINA CARDINALI – ORO VERDE, ARGENTINA. Digital images of Agrippa(2), Eratosthenes, Macrobius(2), Messier, Proclus, Rupes Recta, Schiller(2), Tauruntius & Tycho.

CÉSAR FORNARI – ORO VERDE, ARGENTINA. Digital images of Alphonsus, Copernicus, Montes Apenninus & Plato.

DESIREÈ GODOY – ORO VERDE, ARGENTINA. Digital images of Alphonsus, Aristarchus(2), Clavius, Langrenus, Mons Hadley, Moretus & Plato(2).

GUILHERME GRASSMAN – AMERICANA, BRAZIL. Digital images of Clavius, Copernicus, Hadley, Plato, Tycho & Valis Alpes.

RICHARD HILL – TUCSON, ARIZONA, USA. Digital images of Agrippa, Maginus & Wolf.

JUAN PABLO LESCANO – ORO VERDE, ARGENTINA. Digital images of Endymion, Langenus, Macrobious & Tycho.

DAVID TESKE – STARKVILLE, MISSISSIPPI, USA. Drawing of Cassini.

Y se escogieron nada menos que 9 imágenes nuestras para ilustrar la sección (págs.8 y siguientes):

Copernicus y Pytheas:copernicus-08-21-2016-05-34

Agrippa:

01-13-16-490

Macrobius:

01-29-28

Alphonsus:

alphonsus-1

Copernicus:

copernicus

Aristarchus:

aristarchus-8-21-2016-03-33

Langrenus:

langrenus

Endymion:

video71

Tycho:

video69

En la Sección “Lunar Geological Change Detection Program” (págs. 14 y siguientes) aparecemos entre los que más observaciones aportaron para el programa:

Observations/Studies for August were received from the following observers: Jay Albert (Lake Worth, FL, USA – ALPO) observed: Aristarchus, Helicon, Mare Crisium, Mons Pico, Moretus, Pickering, Plato, Proclus, Promontorium Laplace, Ptolemaeus, Sinus Iridum, and the western limb. Alberto Anunziato (Argentina – AEA) observed: Aristillus, Atlas, Copernicus, Herodotus, Herschel, Messier, Moretus, Schiller, Sinus Iridum, Taruntius, and Tycho. Francisco Cardinali (Argentina – AEA) observed Agrippa, Alphonsus, Aristarchus, Macrobius, and Plato. Maurice Collins (New Zealand – ALPO) imaged a halo around the Moon. Anthony Cook (BAA – on vacation near Sergiev Posad – Russia) took some color images of the whole Moon. Marie Cook (Mundesley, UK – BAA) observed Aristarchus and Plato. Pasquale D’Ambrosio (Italy – UAI) observed Sinus Iridum. Valerio Fontani (Italy, UAI) observed Aristarchus and Herodotus. Desireé Godoy (Argentina – AEA) observed Gassendi. Rik Hill (Tucson, AZ – ALPO) observed Montes Caucasus. Thierry Speth (France – BAA) observed Aristarchus. Gary Varney (Pembroke Pines, FL, USA – ALPO) observed Mare Tranquillitatis, Rimae Triesnecker, and Rupes Altai.

Anthony Cook eligió tres observaciones nuestras para analizar reportes históricos de FLT (fenómenos lunares transitorios). Con una imagen de Desireé Godoy de Gassendi analizó un reporte histórico de Fenómeno Lunar Transitorio de 1977 (págs..17/18):

gassensi-00-53-18

Con una imagen de Francisco Alsina Cardinalli de Plato (págs..18/19) analizó un reporte de 1982:

plato-01-02-47-ir

Y con un dibujo de Alberto Anunziato de Herschel analizó un reporte de 2015:

herschel