FORMACIONES LUNARES

 Miguel Gilarte

Cualquier persona que con una simple mirada, sin necesidad de utilizar aparatos de precisión óptica y enfilándola hacia nuestra compañera del espacio, observará que es un mundo muy diferente a la Tierra. La Luna brilla por su ausencia de colores y matices. Un mundo en blanco y negro con tonalidades intermedias. No hay zonas azules, ni extensas zonas verdes, típicas del planeta que habitamos.

Allá arriba nada crece ni evoluciona porque no hay nada que nazca o tenga signo de vida. Todo parece muerto. Tierra, montañas, cráteres, hendiduras y mares salpican la Luna aquí y allá. Parece como si la mano del Creador jamás llegase a ella. Ningún dios juguetón reparó en pasar el pincel de la vida y del color. Si no fuera por las irregularidades del terreno, nuestra luna sería una tétrica bola gris.

Esta sería una descripción de la superficie lunar a groso modo. Veamos de qué está compuesta cada capa de la Luna desde la superficie al interior. La descripción de la superficie la tocaremos con detalle en el próximo capítulo, pues obvio que en ella se distinguen demasiados detalles visibles para el ojo humano provisto con aparatos ópticos adecuados. El interior es tarea más difícil pues el hombre estuvo solo un instante en la Luna, aunque contamos con algunos aparatos que fueron instalados en ella y en cierta medida podemos predecir qué contiene.

La superficie de la Luna está cubierta en toda su extensión por una capa de polvo o fina arena que se denomina "regolita", cuyo espesor se hace más notable en las zonas oscuras o mares, perfectamente visibles (los mayores) a simple vista. Aquí en grueso de capa llega a tener una profundidad de hasta 30 m. En las denominadas tierras (zonas más claras) disminuye el espesor hasta unos 5 m. El término medio suele ser de unos 10 m en toda la Luna.

La regolita puede haberse formado por masivas lluvias de micro meteoritos. En la Luna todo fragmento que no supere la medida de 1 cm son tierras, mientras que los de mayor tamaño se denominan rocas. La regolita también se ha podido acumular por el agrietamiento y fractura de las rocas debido a la tremenda desigualdad de temperatura que se experimenta durante el día y la noche. Un ejemplo claro de este procedimiento es la arena que existe en los desiertos terrestres; donde las temperaturas son extremas por el día y mínimas por la noche

Las rocas se dilatan con el calor y se comprimen con el frío, llegando un momento en que estas no pueden soportar estados opuestos y terminan con la destrucción de la misma.

Los primeros astronautas que pisaron la Luna, temían hundirse en la regolita, pues aunque se había estudiado su consistencia al aterrizar las naves no tripuladas, no sabía si esa consistencia era igual en todas las regiones lunares. Los astronautas se hundieron lo suficiente como para dejar las marcas de las huellas de sus botas. Permanecerán allí durante milenios si no son destruidas por razones no inherentes a la propia Luna.

 

La primera huella sobre la Luna, quedó profundamente marcada porla regolita. Foto Nasa.

La regolita también surge de las colisiones de los meteoritos de diferentes tamaños que forman los cráteres. Una vez que el meteorito hace contacto con la superficie, la tierra se ve comprimida y se fragmenta, saltando esta al introducirse la roca bajo el suelo, en pequeños trozos, algunos ya hechos arena. Esto lo podemos constatar en la Tierra, en los lugares próximos a los impactos de meteoritos que han dejado su evidencia mediante cráteres. No solamente la presión que ejerce el meteorito sobre la tierra la hace fragmentarse sino que una vez que se introduce bajo la superficie del satélite, el meteorito se encuentra ahora a una elevadísima temperatura, haciendo que la tierra se vaporice y el propio objeto explote. Es mucho más considerable y desalojador el efecto de la explosión que el cráter que pueda abrirse por la caída y choque.

Recreación del impacto de un meteoro sobre la superficie lunar eyectando gran cantidad de material fino que se convertirá en regolita.

Como la superficie lunar está totalmente tachonada de cráteres, no es difícil suponer que la regolita proceda en gran medida de estos potentísimos y devastadores encuentros. La regolita es desigual en su medida individualizada, ello depende de la masa y de la velocidad del meteorito incidente y por otro lado de la naturaleza del terreno. Estos tres datos son suficientes para conocer las dimensiones del material expulsado que puede dar lugar a rocas o arena. Y lógicamente no es solo el terreno el que se volatiliza sino también el propio meteorito. Como la gravedad es insignificante en la Luna, todo el material desalojado cae con gran lentitud al suelo, alcanzando gran altura y repartiéndose por una superficie muy extensa. Típico es el cráter Tycho uno de los más recientes, cuyo material desalojado se encuentra repartido casi de extremo a extremo de la Luna, y se hace perfectamente visible en forma de radiaciones cuando la Luna está llena o próxima a esta fase.

Vamos ahora a introducirnos más abajo de la regolita. Cómo podemos saber qué hay más allá si no hemos perforado la Luna sensiblemente. Tampoco podemos escavar muy profundo en nuestro planeta, pero sin embargo tenemos la certeza de conocer hasta el mismísimo centro, que está a más de 6.500 km de profundidad.

Los primeros hombres que arribaron en la Luna se interesaron por conocer su interior e instalaron los aparatos necesarios para indagar en ello, como los detectores de ondas o vibraciones: "sismógrafos". Cuando un terremoto se produce en la Tierra, las ondas afloran a la superficie. Dependiendo del retraso con que lleguen, se puede averiguar por los materiales que han debido atravesar esas ondas. Este tipo de movimiento vibratorio nos hace establecer las diferentes capas de nuestro planeta.

La Corteza: Tiene un espesor promedio de 80 km. El Manto: Entre los 60 km. y 150 km. un primer manto sólido. De 150 a 1000 km manto posiblemente sólido. De composición máfica (magnetita y hierro). El Núcleo: De 1.000 km. a 1.500 km. Núcleo central , líquido, a unos 1100 ºC.

Raro es que en la Luna se produzcan terremotos, pero eso no tiene importancia. Lo que hace falta es que se mueva interiormente, que vibre. Tres son los motivos para que los registradores de vibraciones a trabajar. Uno es la caída de un meteorito que no tiene por qué ser de considerables dimensiones para hacer vibrar la Luna; ya que esta parece ser un cuerpo cavernoso, con una densidad muy baja. La segunda opción se consigue artificialmente activando explosivos, como los que fueron depositados durante la misión Apolo. Basta con esto para tener al menos una idea de la composición de las capas más superficiales. También se pueden dejar caer las naves que llegaron a la Luna. La tercera opción es la esperar cinco días antes y tres después del perigeo en los que se producirán seísmos por el efecto de mareas (atracción mutua Tierra - Luna.)

Los terremotos son para la Tierra como la caída de un meteorito para la Luna. Un meteorito de una masa media que caiga en el hemisferio oculto del satélite, podría ser registrado mediante la captación de ondas con un sismógrafo en el hemisferio visible. ¡Toda la Luna vibra!

Bajo la regolita y hasta 20 km de profundidad se encuentra depositado un material tipo basáltico. Entre los 20 y los 60 km nos topamos con grabo anostosítoco. Hasta los 150 km, piroxeno y olivina. Por debajo se halla la litosfera de material compacto y sólido. Bajando de los 1.000 km de profundidad se encuentra la litosfera, con un radio no mayor a los 1.800 km. Por último el núcleo del que no disponemos información suficiente para dar un resultado que nos satisfaga, aunque esto suele ocurrir con el resto de los cuerpos que componen el Sistema Solar.

La capa que se sitúa hasta los 60 km de profundidad, es la corteza, que por otro lado es bastante homogénea. Se puede constatar su diámetro mediante la caída intencionada de un cohete Saturno perteneciente a la misión Apolo. Las ondas o vibraciones sísmicas penetran hasta los 150 km, límite máximo de la corteza. La corteza en el hemisferio oculto llega hasta los 150 km, mientras que en los polos solo hasta los 40 km.

Aunque ya hemos hecho constar la falta de información del núcleo de la Luna, podemos estar seguros por la falta de amortiguación de las vibraciones interiores, que este, al contrario que la Tierra, no debe ser fluido. Los últimos estudios afirman un radio para el núcleo de 500 km.

El campo magnético y la gravedad del satélite también son factores determinantes a la hora de indagar en su interior. No todos los materiales poseen la misma densidad y composición, por lo que sus niveles magnéticos y atractivos difieren entre ellos. La gravedad en la Luna no está homogéneamente repartida, hay zonas de mayor intensidad que se pudieron comprobar con las naves que volaron alrededor de la Luna.

La pobre densidad de la Luna queda evidenciada tras el estudio de las muestras que los astronautas tuvieron oportunidad de transportar a la Tierra para su posterior análisis. Se sabe que la proporción de hierro en la Luna con respecto a otros planetas, es muy baja. Elementos como el uranio, estroncio, torio o bario, son igualmente escasos, mientras el calcio, titanio y aluminio son ya más corrientes.

La Luna es el segundo mejor cuerpo celeste estudiado en cuanto a su estructura interna se refiere, tras nuestro propio planeta, evidentemente. El haber llegado hasta ella y poner en práctica los experimentos oportunos de forma directa, nos ha servido de gran ayuda para conocer un mundo muy diferente a la Tierra. Dentro de algunos años los astronautas pisarán Marte y harán pruebas semejantes para desvelar los misterios que bajo el suelo marciano se ocultan. La observación lejana de los restantes planetas del Sistema Solar es difícil de interpretar y muchas se basan en conjeturas; según su estructura superficial, gravedad y magnetismo. Las restantes mediciones la deben interpretar y proporcionar ingenios artificiales capaces de posarse sobre la superficie de los lejanos planetas, para más tarde comprobarlas por el hombre y su mano.

 

LA SUPERFICIE

La observación a ojo desnudo de la Luna ya nos revela la diversidad de los contrastes de su superficie. Ello denota que nuestro satélite no es un cuerpo simple, como si de una bola de billar se tratara. Contemplamos extensas manchas oscuras sobre un deslumbrante fondo blanco (mucho mejor en Luna llena). Como ya sabemos, las regiones oscuras se denominan "mares", mientras que las claras reciben el nombre de "tierras".

A grandes rasgos estas son las dos peculiaridades más llamativas del satélite. Pero si ahora observamos con unos simples prismáticos comenzaremos a distinguir otras características de su superficie. Numerosos "hoyos" salpican aquí y allá el relieve lunar. Son los "cráteres" y "circos".

Al emplear un pequeño telescopio y conseguir así un mayor número de aumentos, conseguiremos apreciar las impresionantes cordilleras montañosas (aun con prismáticos de aumentos se notan) , picos aislados, depresiones, valles, acantilados, etc.

La Luna es el cuerpo celeste más cercano a la Tierra y sus dimensiones son considerables, por ello, el número de objetos que sobre su superficie se pueden ver, son muy numerosos, tantos como para no cansarnos nunca.

 

MARES

Como hemos dicho, son las zonas amplias y oscuras que ya se hacen visibles a simple vista. También se le denominan "marias". Sirva de ejemplo las dimensiones del Mare Imbrium (Mar de las Lluvias) con 1.000 km de diámetro o el mayor de ellos, el Oceanus Procellarum (Océano de las Tormentas) con 5.000.000 de km².

Los mares están compuestos de un material muy parecido a la lava volcánica (principalmente de hierro, magnesio y titanio y en menor medida de sílice y aluminio) por lo que se supone que se formaron por la acumulación de este material en el tiempo de mayor actividad geológica de la Luna; hace unos 4.200 millones de años. Desde unos 4.000 ó 3.800 millones de años atrás, las erupciones volcánicas callaron hasta nuestros días, permaneciendo desde entonces la Luna en un estado inerte.

La lava corrió sobre la superficie lunar, bajando por las laderas montañosas y rellenando las grandes depresiones, como si de corriente de agua se tratara. Los mares son zonas llanas que nos sirven en algunos casos de referencias para tomar las medidas de alturas y depresiones, algo parecido al nivel de referencia en la Tierra que es el mar.

Los mares son formaciones más recientes que las tierras, el último reducto de actividad interior. Generalmente están cerrados por cordilleras montañosas que los delimitan.

El hemisferio visible de la Luna contiene un mayor número de mares que el oculto donde estos brillan por su ausencia. En el hemisferio visible, los mares se agrupan con mayor intensidad en su mitad norte. El 15% de la superficie de nuestro satélite se encuentra dominado por los mares, el resto (85%) para las tierras. No obstante una ojeada al hemisferio visible nos hará cambiar de opinión pues hay más mares que tierras. El motivo de tremenda diferencia de la abundancia de mares en uno y otro hemisferio, lo podemos buscar en el llamado efecto de marea. El hemisferio que mira a la Tierra, ha sido más castigado por la propia gravedad de nuestro planeta y es hacia nuestro lado por donde la Luna ha eyectado su carga interior.

 

Las grandes y oscuras planicies de la Luna, conforman los mares.

Hoy día podemos reconocer cráteres de origen volcánico que son en realidad volcanes extinguidos. En los alrededores de ellos se aprecian ríos de lava que fluyen hacia zonas más bajas. Estos ríos o canales formaron en su tiempo túneles, los mismos que podemos encontrar hoy en la Tierra.

Al ser expulsada la lava de los volcanes, esta corría sobre la superficie formando ríos de decenas de kilómetros. La parte superficial se enfriaba a mayor velocidad, haciéndose en un momento dado una capa sólida y dura. En su interior continuaba corriendo la lava a altas temperaturas. Al ir disminuyendo el suministro de lava, el interior iba quedando vacío, de tal forma que podría llegar a quedarse totalmente hueco y sin material en su interior.

La lava solidificada y exterior que hace las veces de envoltura, se derrumba por su propio peso, bien en todo su recorrido o intermitentemente. El resultado es la formación de un canal basáltico o valle. Parece pues seguro ante las evidencias que el origen de los mares es volcánico.

Aunque los mares son extensas llanuras, no es de sorprender que nos topemos en algunas ocasiones con algún que otro cráter reciente o elevados picos que no ha podido cubrir el flujo de lava. El Mare Serenitatis (Mar de la Serenidad) contiene un suelo muy liso, mientras el Oceanus Procellarum es bastante irregular y abrupto.

No piensan los estudiosos de la Luna que a pesar de las grandes dimensiones de los mares, los volcanes causantes del producto no debieron ser muy gran des pues la lava es fluida en origen.

Dependiendo de las irregularidades del terreno, los mares adoptaron diferentes formas. Existen mares casi enteramente circulares como el Mare Serenitatis o Mare Crisium. Otros muy ovalados; tal es el caso del Mare Frigoris. También los hay irregulares como el Mare Nubium, el Oceanus Procellarum, el Mare Foecunditatis o el Mare Tranquilitatis.

 

Mare Serenitatis.		Mare Crisium.

 

Todos los mares no presentan la misma tonalidad oscura (aunque todos son de muy bajo albedo). Ello dependerá en gran medida de las pequeñas diferencias de composición del suelo de los mares. Un avezado observador de la Luna puede apreciar los distintos matices; mejor aun cuando hay Luna llena. Podremos apreciar gracias ya a nuestra experiencia un suave color rojo mortecino del Palus Somnii (Marisma o Pantano del Sueño) localizado en el borde NW del Mare Tranquillitatis.

Un vistazo general a la Luna llena nos hará comprobar que los mares situados en la mitad este son más claros que los localizados en la mitad oeste. Un mar muy oscuro es el Mare Crisium, mientras que como prototipo de mar claro nos puede servir el Oceanus Procellarum, seguido no muy lejos por el Mare Imbrium.

Los nombres de las formaciones lunares como son los mares, pantanos, lagos, golfos, bahías, cráteres, circos, cordilleras, etc, se suelen escribir en latín. En el siguiente listado se representan los mares más significativos con su nombre en latín seguido de su traducción al castellano:

 

Nombre en latín	Nombre en castellano	Lat.	Long.	Diámetro
Mare Anguis	Mar de la Serpiente	22,6° N	67,7° E	150 km
Mare Australe	Mar Austral	38,9° S	93,0° E	603 km
Mare Cognitum	Mar Conocido	10,0° S	23,1° O	376 km
Mare Crisium	Mar de la Crisis	17,0° N	59,1° E	418 km
Mare Fœcunditatis	Mar de la Fertilidad	7,8° S	51,3° E	909 km
Mare Frigoris	Mar del Frío	56,0° N	1,4° E	1596 km
Mare Humboldtianum	Mar de Alexander von Humboldt	56,8° N	81,5° E	273 km
Mare Humorum	Mar de la Humedad	24,4° S	38,6° O	389 km
Mare Imbrium	Mar de la Lluvia	32,8° N	15,6° O	1123 km
Mare Ingenii	Mar del Ingenio	33,7° S	163,5° E	318 km
Mare Insularum	Mar de las Islas	7,5° N	30,9° O	513 km
Mare Marginis	Mar Marginal	13,3° N	86,1° E	420 km
Mare Moscoviense	Mar de Moscovia	27,3° N	147,9° E	277 km
Mare Nectaris	Mar del Néctar	15,2° S	35,5° E	333 km
Mare Nubium	Mar de las Nubes	21.3° S	16.6° O	715 km
Mare Orientale	Mar Oriental	19,4° S	92,8° O	327 km
Mare Serenitatis	Mar de la Serenidad	28,0° N	17,5° E	707 km
Mare Smythii	Mar de William Henry Smyth	1,3° N	87,5° E	373 km
Mare Spumans	Mar Espumoso	1,1° N	65,1° E	139 km
Mare Tranquillitatis	Mar de la Tranquilidad	8,5° N	31,4° E	873 km
Mare Undarum	Mar de las Olas	6,8° N	68,4° E	243 km
Mare Vaporum	Mar de los Vapores	13,3° N	3,6° E	245 km
Oceanus Procellarum	Océano de las Tormentas

 

Se entiende que los nombres de los mares no han sido concedidos porque en aquellos lugares se den las condiciones que muchos de ellos indican. En el Mare Frigoris no hace más frio que en otros lugares del satélite, aunque es cierto que casi ocupa una posición cercana a los polos. En el Mare Imbrium no caen precipitaciones. En el Oceanus Procellarum no se levantan terribles tormentas que arrasen a su paso todo lo que encuentren; es tan pacífico y tranquilo como todos los demás. Así podríamos hablar, aunque huelga hacerlo, de la práctica totalidad de los nombres con que los mares han sido bautizados.

En definitiva los mares son las extensas zonas oscuras que se observan en la superficie de la Luna. Son regiones bajas o depresiones parecidas a los fondos de los océanos y mares terrestres, aunque los lunares no contienen agua, sino que están recubiertos por lava de origen volcánico cuya infancia se remonta a unos 4.000 millones de años. Son lisos según observaciones no muy específicas, pero ondulados a medida que nos aproximamos a estos.

MARISMAS O PANTANOS, LAGOS, GOLFOS, BAHÍAS Y CABOS

En latín, las marismas o pantanos son los "PALUS". Los lagos son los "LACUS". "SINUS" son las bahías o golfos. Por último, los cabos son llamados "PROMONTORIUM". También a los lagos se les denomina "PALUDIS".

Es evidente que estas formaciones lunares quedan relegadas a un segundo puesto en comparación con los mares, pero solo desde un punto de vista de proporciones. Cierto es que todos ellos son menores, pero no por esto son de menor interés, solo hará falta inmiscuirnos y deleitarnos con su contemplación.

Estas estructuras o accidentes lunares, obedecen a los mismos ejemplares con los que contamos en nuestro planeta. Por ejemplo, los Palus no son más que terrenos inundados parcialmente por la lava. Los lacus son pequeños mares. Los sinus es la parte de los mares que se interna en las tierras entre dos cabos. Los promontoriun son esos salientes de tierras altas que se internan en los mares.

Todas estas formaciones son hermanas de las que se encuentran en la Tierra. Los montes y cordilleras como veremos más adelante, llevan incluso los nombres de las que ya existen en la Tierra.

Como la gran mayoría de los mares se sitúan en la zona norte del hemisferio visible de la Luna, también lo hacen las formaciones descritas al ser inherentes a los grandes mares. Todos los mares de la Luna se encuentran unidos si descartamos el Mare Crisium y aquellos que se localizan cerca del limbo, como el Mare Australe, Mare Humboldtianum, Mare Smythii y Mare Marginis. Debe quedar claro que solo hacemos referencia a las formaciones que encontramos en el hemisferio visible de nuestra compañera. Sigamos ahora haciendo referencia a los nombres en latín con su traducción al castellano de los palus, sinus, lacus y promontory. Durante la exploración de la Luna que haremos en la segunda parte del libro aparecerán más formaciones del tipo que ahora se presentan, solo son estas las más importantes y que aparecerán con mayor enfásis; conviene pues recordarlas.

Latín	Catellano	Lat.	Long.	Diámetro
Palus Epidemiarum	Marisma de la Epidemia	32,0° S	28,2° O	286 km
Palus Putredinis	Marisma de la Podredumbre	26,5° N	0,4° E	161 km
Palus Somni	Marisma del Sueño	14,1° N	45,0° E	143 km

 

Palus Epidemiarum. Foto sonda Clamentine, Nasa.		Palus Pudredinis. Foto sonda Clementine, Nasa.

Estas marismas se localizan principalmente al N, como Palus Nebularum, Putredinis y Somnii. Epidemiarum al sur. Los palus suelen ser zonas más abruptas que los mares, inundados por pequeñas o medianas alturas, con claros entrantes de tierras o laderas de montañas o bien por las irregularidades que han producido cráteres de tamaño considerable en las inmediaciones de estos pantanos. Es por este motivo (mares salpicados de "islas" o tierras) por lo que estos accidentes geográficos han sido bautizados como marismas o pantanos. No existe regularidad en el suelo, ni son lisos, pero entre las tierras corrió la lava volcánica haciendo de estas, islas.

 

Latín	Catellano	Lat.	Long.	Diámetro
Sinus Aestuum	Bahía Furiosa	10,9° N	8,8° O	290 km
Sinus Amoris	Bahía del Amor	18,1° N	39,1° E	130 km
Sinus Asperitatis	Bahía de la Aspereza	3,8° S	27,4° E	206 km
Sinus Concordiae	Bahía de la Concordia	10,8° N	43,2° E	142 km
Sinus Fidei	Bahía de la Fidelidad	18,0° N	2,0° E	70 km
Sinus Honoris	Bahía del Honor	11,7° N	18,1° E	109 km
Sinus Iridum	Bahía del Arcos Iris	44.1° N	31.5° O	236 km
Sinus Lunicus	Bahía de Lunik	31,8° N	1,4° W	126 km
Sinus Medii	Bahía del Medio	2,4° N	1,7° E	335 km
Sinus Roris	Bahía del Rocío	54,0° N	56,6° O	202 km
Sinus Successus	Bahía del Éxito	0,9° N	59,0° E	132 km

 

 

Sinus Asperitatis. Foto sonda Clementine, Nasa.		Sinus Medii. Foto sonda Clementine, Nasa.

                                               

Los sinus se localizan principalmente y como todas las formaciones referentes a mares en la mitad norte y centro del hemisferio visible. El nombre de bahías en lugar de golfos quizás esté más divulgado entre los libros u observadores dedicados a la Luna, no obstante, siempre fue para mí el prototipo de sinus el Sinus Iridium que es claramente un golfo, custodiado por dos cabos bien marcados, al NW del Mare Imbrium. Por otro lado, hay formaciones que merecen el nombre de bahías, como el Sinus Asperitatis, entre el Mare Náctaris y el Mare Tranquillitatis; es claramente un entrante de mar sobre tierra firme en el que no se distinguen cabos que delimiten un golfo. El Sinus Aestuum pudiera ser otro ejemplo de golfo (al sur del Mare Imbrium, mientras que el Sinus Medii (al sur del Mare Vaporum) pudiera ser una bahía aunque su aspecto no es demasiado claro para decidirnos por uno o por otro.

Como es de suponer, los sinus nunca se muestran cerrados por cordilleras montañosas o formaciones de cráteres, siempre dan paso a las "aguas" de los mares mayores, son pues prolongaciones de sus hermanos los mares. Si el Sinus Aestuum que el mayor de todos, estuviera cerrado por los dos cabos que sobresalen al sur, se consideraría como un mar, pues muy parecido en tamaño y algo menos en estructura al Mare Nectaris.

Existen en la Luna otros entrantes de agua que no han recibido nombre y que son los mayores en su tipología. Claro ejemplo lo tenemos en el Mare Serenitatis donde al sur se contempla con facilidad una bahía o gran golfo custodiado por los promontory Archerusia y Presnel que son respectivamente donde mueren (o nacen) los montes Haemus y montes Apenninus. Otro entrante de mar se observa al N del mismo Serenitatis con la especie de "C" mirando hacia el sur que forman los montes Caucasus con otras tierra altas al E.

El Sinus Succesus entre el Mare Spumans y el Mare Fecunditatis, más bien parece un cráter inundado por el agua (lava siempre que hablemos de agua) por su extremo sur donde las paredes son mucho más bajas que el resto. Resulta ser muy pequeño, mucho más que muchos cráteres lunares. Podemos comprobar aquí que la cuenca que dio origen al sinus mediante la caída de un cuerpo extra lunar, es anterior al relleno de lava volcánica.

El Sinus Asperitatis es un pasillo entre los Mares Nectaris y Tranquillitatis. Pudiera haberse considerado como un mar. Su aspecto no es claro.

No es motivo de este capítulo el estudiar a fondo cada uno de los accidentes lunares, simplemente reconocerlos y situarlos más o menos sobre el relieve lunar; de la topografía nos encargaremos más adelante. No está de más ahora ir viendo lo más destacado, luego profundizaremos.

Nombre en latín	Nombre en castellano	Lat.	Long.	Diámetro
Lacus Aestatis	Lago del Verano	15,0° S	69,0° O	90 km
Lacus Autumni	Lago del Otoño	9,9° S	83,9° O	183 km
Lacus Bonitatis	Lago de la Bondad	23,2° N	43,7° E	92 km
Lacus Doloris	Lago del Dolor	17.1° N	9.0° E	110 km
Lacus Excellentiae	Lago de la Excelencia	35,4° S	44,0° O	184 km
Lacus Felicitatis	Lago de la Felicidad	19,0° N	5,0° E	90 km
Lacus Gaudii	Lago del Gozo	16,2° N	12,6° E	113 km
Lacus Hiemalis	Lago del Invierno	15,0° N	14,0° E	50 km
Lacus Lenitatis	Lago de la Blandura	14,0° N	12,0° E	80 km
Lacus Luxuriae	Lago de la Lujuria	19,0° N	176,0° E	50 km
Lacus Mortis	Lago de la Muerte	45,0° N	27,2° E	151 km
Lacus Oblivionis	Lago del Olvido	21,0° S	168,0° O	50 km
Lacus Odii	Lago del Odio	19,0° N	7,0° E	70 km
Lacus Perseverantiae	Lago de la Perseverancia	8,0° N	62,0° E	70 km
Lacus Solitudinis	Lago de la Soledad	27,8° S	104,3° E	139 km
Lacus Somniorum	Lago de los Sueños	38,0° N	29,2° E	384 km
Lacus Spei	Lago de la Esperanza	43,0° N	65,0° E	80 km
Lacus Temporis	Lago del Tiempo	45,9° N	58,4° E	117 km
Lacus Timoris	Lago del Miedo	38,8° S	27,3° O	117 km
Lacus Veris	Lago de la Primavera	16,5° S	86,1° O	396 km

                                                 

Los lagos son por lo general formaciones muy reducidas. Estas no tienen por qué estar asociadas a los mares, es decir no tienen vínculos físicos mediante pasillos que conecten con los mares. Algunos de ellos se localizan inmersos en tierras altas, entre cráteres y cerrados por picos más elevados que el suelo del lago. Quiere decir esto que su formación se produjo por lava volcánica de un volcán (o varios) localizada en puntos concretos. El caso del Lacus Timoris es un claro ejemplo. En el hemisferio sur de la Luna, donde solo vemos tierras aparece una pequeña porción que contiene en suelo más oscuro que las zonas circundantes. Lo mismo ocurre con el Lacus Spei, muy pequeño y rodea do de tierras altas sin contacto con los grandes mares y muy alejado de estos.

El Lacus Somniorum posee un claro entrante que lo une al Mare Serenitatis. Más bien parece una bahía, siendo el mayor de todos. El Lacus Mortis está cerrado al Mare Serenitatis por una pequeña cordillera montañosa y varios cráteres de pequeñas dimensiones.

El Lacus Lenitatis es un lago abierto en cierta medida hacia el Mare Vaporum, Tiene el aspecto de ser una manga de este mar que se cuela entre montañas que forman un cuello, pero parece que el agua corre entre las bajas laderas de las montañas.

Los más pequeños parecen ser circos irregulares o quizás zonas donde no han tenido lugar el impacto de cuerpo extralunares. Existen circos que bien pudieran haber sido etiquetados bajo nombre de lagos, como el inmenso Ptolomeaus, hacia el centro de la Luna y bajo el ecuador de esta. De suelo muy liso y coloración oscura, rodeado de altas murallas.

• Promontorium Agarum
• Promontorium Agassiz
• Promontorium Archerusia
• Promontorium Deville
• Promontorium Fresnel
• Promontorium Heraclides
• Promontorium Kelvin
• Promontorium Laplace
• Promontorium Taenarium

Estos cabos o Promontorium no son depósitos de "aguas" como las que ya hemos visto, pero si están en contacto con ellas, serían playas terrestres. Más bien pertenece a la parte dedicada a las tierras pues de tierras altas se trata. Pero si no existieran los mares no existirían los cabos.

Son especialmente interesantes los que se localizan en el Mare Frigoris como el Promontorium Heraclides y Laplace que medio encierran al Sinus Iridium. Donde hay golfos o bahías debe haber cabos. Siempre debe de ocurrir y lo vemos en los mapas lunares aunque no encontremos en muchos casos las denominaciones de esos cabos.

Los cabos suelen ser cordilleras montañosas o más bien la muerte de estas en un mar. Los cabos que demarcan al Sinus Iridium están dominados por los montes Iura. También nos sirve el ejemplo para explorar el sur del Mare Serenitatis, donde nos topamos con los cabos Acherusia y Fresnel, que pertenecen respectivamente a la muerte de las cordilleras montañosas Haemus y Apenninus. Los cuatro cabos que hemos mencionado son prototipos en la Luna de su género. Nada más interesante como contemplarlo con tiempo suficiente y quemando todas las posibilidades de nuestros telescopios.

Cabos como Aenarum suelen ser bastante modestos y como este ejemplar nos iremos encontrando con facilidad en la superficie de nuestra amiga. En algunos casos suelen ser salientes incipientes como por ejemplo una montaña que se adentra en un mar o una gran roca que sobresale de una cordillera montañosa y presenta parte de su cara al mar.

Los cabos son formaciones que abundan en la Luna. En cualquier mar encontraremos muchos, pero los de mayor calidad en cuanto a tamaño y notoriedad, se nos presentaran en los mares del norte o bien en aquellos mares donde se advierten las importantes cadenas montañosas.

También nos toparemos con mares con aspecto circulares como el Mare Crisium. Allá no existen cordilleras montañosas que bajen hasta el mar, pero si lo hacen las paredes exteriores de los cientos de cráteres que lo rodean. Los más destacados podrían dar la impresión de cabos.

 

TIERRAS

La Luna llena es blanca y clara. Nos deslumbra por la noche cuando fijamos la mirada en ella, máxime si la contemplamos con algún tipo de instrumento óptico que la haga engrandecerse por momentos y aumentar así su poder de reflexión.

El 85% de la superficie de la Luna, está constituido por esas zonas claras que llamamos "tierras". Las tierras son formaciones lunares que sobrepasan en altura a las llanuras o mares. En las tierras, que se dan cita con mayor énfasis en la mitad sur del hemisferio visible de la Luna y en la práctica totalidad del hemisferio oculto, se localizan los picos y las cordilleras montañosas, también la inmensa mayoría de los cráteres y otras formaciones que veremos más adelante detenidamente.

Las tierras en la Luna hacen las veces de los continentes en la Tierra; nuestro planeta, pero son las unas con las otras diferentes en todos los aspectos. Los continentes en la Tierra gozan de ríos y zonas verdes. Allá, en las tierras de la Luna solo apreciamos el color blanco o grisáceo de una superficie desolada y estancada en el tiempo.

Las tierras junto a los plegamientos se formaron muy pronto, antes que los mares que han cubierto en gran medida a las tierras. Gracias en principio a las muestras que el Apolo 16 trajo a la Tierra, se ha determinado la antigüedad de las tierras, fechándolas en una edad media de 4.600.000.000 de años.

Es frecuente encontrar mayoritariamente en las zonas de montañas: plegioclasia, aluminio y calcio.

Es fascinante contemplar el prodigioso piélago de cráteres que se reúnen en las tierras del polo sur de la Luna. Este inmenso continente se extiende en forma de punta de lanza hacia el norte, perdiéndose en el Mare Imbrium y Serenitatis. Todas las tierras están unidas y es raro y al mismo tiempo bello, observar pequeñísimas islas en el interior de los mares denotando elevaciones considerables que el propio mar no ha podido ocultar; como ocurre al norte del Mare Imbrium, con los picos "Pitón","Pico", "Montes Tenerife", etc, pero hay una excepción como en todo. Una gran isla se recorta entre los mares Imbrium, Serenitatis y Frigoris. Es una zona pródiga que contiene numerosas y variadas formaciones al norte de los montes anteriormente señalados.

Las diáfanas tierras a partir del polo sur surcan toda la Luna hasta el polo norte por el limbo alcanzando un auge importante en la zona NE y de algo menos importancia en el mismo polo norte.

La presencia de la gran masa de tierra sobre el polo sur hasta el mismo ecuador y junto a las situadas en el cuadrante NE del hemisferio visible de la Luna, hacen que esta cuando está en cuarto creciente sea más brillante que la del cuarto menguante; más poblada en mares y zonas oscuras.

Sobre la regolita ya hablamos a la hora de encontrarnos con las misiones Apolo. Esta capa de polvo envuelta toda la superficie luna especialmente a las tierras donde han tenido lugar el mayor número de impactos meteóricos y por ser las zonas más antiguas de la Luna. En los mares también hay regolita, pero por lo general en menor medida.

 

CRÁTERES

Los cráteres son aquellas aberturas o agujeros de forma más o menos circular que se extienden a lo largo y ancho de la superficie lunar, acumulándose principalmente en las tierras. Se cuentan por miles. Su número es menor en el interior de los mares, pues los más pequeños cráteres han sido cubiertos por la lava volcánica después de la formación de estos.

Los cráteres se han podido formar de dos maneras a las que se les encuentran explicación y tienen sentido común, contando ya con los estudios realizados de los cráteres que se han encontrado en nuestro planeta.

 

La Luna es uno de los cuerpos del Sistema Solar que más cráteres contiene.

 

CRATERES SEGÚN ORIGEN

1º) Cráteres de impacto:

Este motivo que se expone en primer lugar, es el que ha dado origen a la inmensa mayoría de los cráteres. Se trata de la colisión de meteoros, pequeños cometas o minúsculos asteroides sobre el suelo lunar. Al no existir ningún tipo de atmósfera, estos caen libremente sin ningún impedimento. Es claro que hubo un período de tiempo (hace unos    años) cuando la Luna era aún muy joven en el que se dio lugar a un bombardeo masivo que afectó también a la Tierra.

Algunos de estos fragmentos que produjeron impactos que vagaban por el Sistema Solar, pudieron incluso atravesar la aun frágil corteza lunar y penetrar en ella produciendo un chorro enorme de materia fluida que diera lugar a la formación de algunos mares.

Estos modelos de cráteres continuaron formándose porque no eran producidos por algún fenómeno inherente a la Luna, sino a la casualidad de choque de otros cuerpos con ella. Desde hace millones de años, parece ser que esta casualidad ha mermado muy destacablemente. Parece que en los espacios del Sistema Solar, la materia poco organizada dentro de sus órbitas, ya no es una amenaza como tiempo atrás. No se tiene la certeza de que el hombre desde que observa la Luna meticulosamente, haya constatado la formación de un nuevo cráter; pero estos indudablemente deben producirse.

¿Cuántas estrellas fugaces vemos en los cielos de la Tierra? Todas ellas son piedras de pequeño tamaño que caen a la Tierra constantemente y se pueden contar por millones (unos 25 millones por año es la media). En mayor medida no llegan a tomar contacto con la superficie de nuestro planeta pues antes se volatilizan por rozamiento con la atmósfera. En la Luna sabemos que no existe este escudo protector, con lo que es más fácil que lleguen al suelo. Entonces ¿Por qué no vemos nuevas formaciones de cráteres? Quizás nazcan todos los días un buen número de ellos, pero tal vez sean demasiado diminutos para ser localizados con telescopios instalados en la Tierra. Pensemos que el telescopio de 5 m de Monte Palomar es capaz de distinguir en la Luna un autobús. Es más que suficiente para localizar cráteres nuevos, pero quizás ocurra que programas para la identificación de estos rasgos característicos no existan. Con telescopios de aficionados poco podemos hacer si los cráteres son demasiado pequeños.

 

Meteoro fotografiado por Miguel Gilarte.

 

Estos cráteres son de muy diferentes tamaños. Los hay enormes, como el cráter Clavius, el mayor de todo el hemisferio visible; con 225 km de diámetro rodeado de unas murallas de 4.000 a 5.500 metros de altura. También los hay pequeños de varios metros de diámetro a los que se les suele llamar "cratercillos" que se hacen visibles como pequeños puntos brillantes cuando hay Luna llena.

Las características por las que podemos distinguir un cráter de impacto son:

a)     Pico central considerable

b)     Bordes asimétricos

c)     Paredes interiores con terrazas

d)     Restos del material expulsado (radiaciones)

e)     Fondo o suelo escarpado.

Estudiemos estos puntos con detenimiento:

a) El pico o pitón central puede surgir por tres hechos:

1º) Al caer el meteoro en la superficie, no se fragmenta totalmente y queda parte de sus restos justo en el punto de caída. La posibilidad de que ocurra esto es muy baja ya que debido a la velocidad de caída del objeto este queda totalmente destruido y los restos repartidos por un gran espacio.

2º) Es el más corriente. Cuando cae en meteoro desaloja todo el material que le es posible y en todas las direcciones, produciendo así una cavidad más o menos circular rodeada del material desalojado, que puede llegar a producir elevadas paredes o montañas. Cuando se produce el impacto, las vibraciones junto al material arrasado se propagan, pero cuando estos rebotan en las paredes ya formadas, vuelven a su origen y chocan unas contra otras levantando el pico central.

Esto lo podemos experimentar al llenar un cubo de agua y dejar caer en su interior un objeto pesado y en el centro del cubo. Notaremos como las ondulaciones del agua todas concéntricas, se separan del punto de impacto, chocan con los bordes del cubo y vuelven al centro al unísono. En el punto de encuentro se experimenta una crecida o elevación del agua.

El hecho para la formación del pico central que expongo ahora es un tanto comprometido pues no es del todo el más razonable. Se supone que el pitón nace al caer el cuerpo extralunar sobre la superficie y son los propios restos del objeto incidente los que se ubican en el centro del cráter.

Pero veamos: el objeto que llega a la superficie lo hace con una velocidad altísima, máxime cuando la Luna no posee una atmósfera que frene la caída. Objetos con peso aproximado a las dos toneladas alcanzan velocidades de hasta 70 km/h. Con esta velocidad y peso, difícilmente podría quedar intacto al colisionar con la superficie. Así que el objeto se introduciría bajo la misma y algún resto saltaría en mil pedazos hacia el exterior, expandiéndose por una extensa zona alrededor del cráter de impacto. Un ejemplo que tenemos ocasión de estudiar en nuestro planeta con estas características, es el cráter de Arizona, muy cerca del Cañón del Diablo. Tiene este cráter un diámetro de 1.200 m y 170 m de profundidad, debió caer hace 20.000 años. Los fragmentos se encuentran esparcidos por un radio de 6 km y algunos de tamaño considerable bajo el propio cráter. Las mayores muestras recogidas pesan alrededor de tres toneladas. No existe ningún pico central.

Pero si el objeto se volatiliza qué queda de él. Pues prácticamente nada; si es roca menos aun. Posiblemente si su constitución fuese totalmente férrea como la del meteoro que produjo el cráter de Arizona y su peso no es muy considerable, podría fragmentarse en trozos mayores y dar lugar a uno o varios pitones de escasa altura. Todo dependerá de la velocidad con la que caiga el material, de qué esté compuesto y la naturaleza de la zona de impacto.

Aunque los cráteres parecen ser redondos y algunos de ellos perfectos, guardan un desequilibrio entre las alturas de las paredes y entre ellas mismas. Estas están desgarradas o derrumbadas en parte.

Tras el impacto, las paredes interiores tienden a derrumbarse como si de fallas se tratara. Dan una imagen de terrazas, escalonadas en forma de graderío.

El fondo no suele ser liso, sino que presenta numerosas fracturas, filamentos y grietas. También se puede encontrar parte del material del objeto que ha formado el cráter.

El material que es expulsado fuera del cráter suele caer en forma de filamentos a los que llamamos radiaciones. Como la Luna posee una gravedad insignificante, el material puede alcanzar grandes distancias. Se hacen perfectamente visibles en muchos de los cráteres de impacto durante la Luna llena o en días previos o posteriores. El prototipo es el cráter Tycho, situado cerca del polo sur y cuyas radiaciones bañan gran parte de la superficie de la Luna.

¡Más de la mitad del hemisferio visible! Es como un gran paraguas que quisiera abarcar toda la Luna. Otros ejemplos claros los encontramos en el cráter Copernicus, Encke (en la zona ecuatorial W). Al no ser borradas del suelo lunar, las radiaciones aún se supone pues que son muy recientes y los cráteres de los cuales parten, muy jóvenes. También el material expulsado puede dar lugar a la concentración de cratercillos alrededor del cráter madre.

 

2º) Cráteres volcánicos: Son los menos. Huelga decir cómo se formaron pues son volcanes propiamente dicho, tal y como los de nuestro planeta, pero sin actividad hoy día. Son eso sí, por lo general más antiguos que los cráteres de impacto. Cómo podemos diferenciarlos de los cráteres de impacto;

a)     Fondo liso

b)     Sin pico central

c)     Exterior suave y acantilado

d)     No hay accidentes asociados

La explicación a los anteriores puntos es la siguiente:    

a)     El fondo liso ha tenido lugar al solidificarse la lava volcánica.

b)     Al no haber impacto y por lo tanto carencia de vibraciones, no hay pico central.

c)   No existe en el exterior una pendiente brusca o casi vertical, sino una caida suave y progresiva. Coladas de lava.

d)     Los cráteres de impacto suelen tener asociados montañas o lomas debido al tremendo choque. No ocurre esto con los volcánicos. Tampoco deben existir grietas o fracturas en las inmediaciones, de ser así, es debido a la casualidad del emplazamiento del cráter volcánico.

 

CRÁTERES SEGÚN SU ESTRUCTURA

Los tipos de cráteres según su naturaleza son solamente dos, mientras que si estudiamos estas dos clases según su estructura interna y externa, nos encontramos con ramificaciones. Veamos desde el punto de vista estructural.

1º) Cráteres de terrazas: Un buen ejemplo es el del cráter Copernicus, también Eratosthenes (ambos en el Mare Imbrium) y Theophilus. Todos ellos poseen abruptas murallas escalonadas en su interior perfectamente visibles al telescopio, son además estos grandes cráteres, una de las formaciones más notables de la superficie lunar. Su origen puede buscarse en los impactos de cuerpos extralunares; las paredes tras el impacto debieron asentarse y compactarse por la presión de ella misma y la gravedad lunar.

 

Cráter Langrenus, con terrazas en las paredes interiores.

2º) Cráteres fantasmas: Son cráteres parcialmente destruidos por otros impactos o parcialmente sumergidos por la lava existente en los mares, lagos, etc. Los primeros se suelen dar en las tierras de alta concentración de cráteres, como la zona sur, tenemos para este caso muchos cientos de ejemplos con cualquier instrumento de observación que empleemos (mejor si es un telescopio que unos simples prismáticos). Los cráteres fantasmas por inundación se dan con especial énfasis en los mares Nubium (Cráter Lubimiexky o Kies) o Mare Humorum (cráter Lee o Doppelmayer). Los cráteres fantasmas en mares, poseen poca altura en sus murallas, favoreciendo de esta forma la entrada de coladas de la va inundándolos. Los cráteres fantasmas en tierras tienen murallas de diferentes consideraciones, dependiendo de los impactos que hayan recibido.

Algunos contienen decenas de pequeños cratercillos en las cimas de las murallas, rebajando indiscutiblemente las elevaciones de origen del gran cráter. Otros son prácticamente irreconocibles y observan como vacíos o huecos sin murallas apreciables con gran condensación de cráteres en todas direcciones. Otros no son reconocibles y han quedado cubiertos por completo para siempre. Los cráteres de las tierras y en su mayor parte, no se encuentran cubierto de lava, sino de otros cráteres; los de los mares si contienen lava y/o cráteres de impacto.

Cráter fantasma Lamont.

3º) Cráteres radiados:

Ya hemos hablado de ellos al referirnos a los cráteres de impacto. Son cráteres de impacto que han desalojado el material existente en la superficie de la Luna al tomar contacto con ella por colisión. Este material se expande en los alrededores en forma de radiaciones. Se hacen brillantes cuando la Luna es llena o poco antes o poco después de esta fase. Ejemplos claros: Tycho, Copernicus y Encke. Los cráteres de radiaciones son sin dudas los más recientes, ya que el material desalojado aún no ha sido cubierto por otros cráteres, mientras que este material expulsado sí ha cubierto u otros cráteres que ya existían. En un mundo donde no hay vida ni erosión ni movimientos internos o externos, todo lo que está por encima de otra cosa es más reciente, refiriéndome a un cuerpo en sí y no a dos de diferentes alturas, pues la altura en este caso no tiene nada que ver, sino lo que tiene encima un mismo objeto.

También existen radiaciones compuestas por hileras de montañas junto al cráter, como las del cráter Aristóteles, pero estas no se hacen brillantes como el otro tipo de radiaciones.

 

El mejor momento para ver los cráteres radiados es en Luna llena. En la parte inferior de la imagen, aparece el cráter Tycho, que es el que presenta las radiaciones más extensas.

4º) Cráteres concéntricos:

Se trata de cráteres en cuyo interior hay uno o varios cráteres menores en la medida que se acercan al centro del mayor.

Ejemplos típicos son el cráter Taruntius y Posidonius. También es válido pensar por regla general que todo lo que se encuentre en el interior de un objeto es más reciente que el que lo envuelve, por ello los cráteres concéntricos interiores son más modernos, más mientras más se acerque al centro.

 

El Mare Orientale, es un gran cráter concéntrico.

 

5º) Cráteres de bahía:

Son muy parecidos a los cráteres fantasmas. Sus paredes bajas hacen que en ocasiones entre un brazo de lava de un mar próximo. Como ejemplos sirven los cráteres Le Monnier, Flammarion, Gartner y Doppelmayer. Todos ellos se encuentran localizados entre los mares y tierras. El frente que se topa con el mar queda sumergido y el cráter parcialmente inundado.

Cráter de bahía Flammarion.

6º) Cráteres derruidos:

Son cráteres en general antiguos, que han sido bombardeados por otros cuerpos provenientes del espacio exterior, destruyendo o desfigurando las murallas o el mismo interior. Un ejemplo muy vistoso es el cráter Catharina, al W del Mare Nectaris. Se observa que en la pared NE hay dos pequeños cráteres y en toda la circunferencia cráteres menores. Catharina parece envejecida. Justo al N se encuentra otro cráter que aun parece más viejo (Cyrillus) comido en parte por el más reciente y gran cráter Theophilus. Cerca del polo sur tenemos a Clavius y Maginus. No llegan a ser cráteres fantasmas, pero si están muy castigados por el transcurrir de los años, se pueden reconocer con mayor facilidad.

7º) Cráteres perfectos:

Son los más recientes, de esbelta figura, perfectamente circulares, como si un compás los hubiera trazado. No hubo el tiempo suficiente para ser tocados por objetos extralunares y formarse de esta manera en su interior o paredes otro cráter. Suelen tener radiaciones y poseer un pico central. Un ejemplo típico es el cráter Tycho, cerca del polo sur, Piccolomino al sur del Mare Nectaris, Theophilus al NE del mismo mar, etc. (VER FIGURA Nº 63).

8º) Cráteres superpuestos:

Este tipo de cráter nos hace ver la antigüedad de unos y de otros. Un cráter ha comino terreno a otro y se ha asentado sobre parte de sus paredes. Este último es de mayor juventud que el primero, que ya estaba allí cuando el otro impactó. Son muy frecuentes verlos en las tierras del sur de la Luna. Como por ejemplo el cráter Albategnius y Kein o Stlofer y Faraday, también es típico ver a Barocius y Barocius bello trio en forma de cascadas de los cráteres situados más al sur y al norte de Maginus, Orontius, Huggius y Nasireddin. (VER FIGURA Nº 64).

 

CRATERES SEGUN TAMAÑO

1)     LLANURA DE CRATER: de 5 a 30 km

2)     CRATER: de 15 a 30 km

3)     CRATERCILLO: de 700 m a 10 km

4)     POZO CRATERIFORME: de 500 m a 10 km

5)     CONO DE CRATER: de 50 m a 4 km

Las llanuras de cráteres son los mayores de esta tipología de fondo liso De paredes en ruinas bombardeados por múltiples cráteres de pequeñas dimensiones. Ejemplo: Pallas al norte del Sinus Medii, Colon al E del Mare Nectaris.

El cráter. Son los que más abundan en cuanto a formaciones lunares se refiere, con una gran diversidad de tipos. Se cuentan por millares.

El cratercillo; de dimensiones más reducidas al típico cráter, se hacen brillantes en la Luna llena. Sus murallas son escarpadas, es decir, con terrenos desiguales y con pendiente.

Los pozos crateriformes no poseen apenas murallas. Son agujeros o depresiones circulares, de origen volcánico. No se muestran brillantes durante la Luna llena. Se observa mucho en el interior de los grandes cráteres o circos (ver más adelante). Busquemos en Tycho, Clavius, Copernicus y Erathotenes donde son visibles decenas de ellos. Al E de Plato.

Los conos de cráter se localizan en los picos de las cumbres montañosas en los picos de formaciones mayores como las paredes de las cráteres y ciscos Son difíciles de observar al telescopio por su reducido tamaño. Busquemos en Plato y Gassendi.

 

CIRCOS

Sabemos que los cráteres son depresiones circulares de paredes más o menos elevadas. Es frecuente llamar a todos estos como hasta ahora lo hemos hecho; cráteres, pero no siempre resultan serlo. Existen otros a los que se les denominan circos, llanuras amuralladas, anillo montañoso o llanura anular. Hemos mezclado a la hora de hablar de los cráteres a los circos. Es difícil en ocasiones distinguir unas formaciones de otras aunque no siempre. En algunos libros dedicados a la Luna siempre se habla de cráter, aunque de un circo se trate. Nosotros y a la hora de deambular con nuestros telescopios sobre el satélite, nos referiremos a cráteres y circos.

 

Circo Plato.

A la hora de observar la Luna, no debemos temer a no conocer buen número de formaciones, pero al menos distinguir entre cráteres (que sabemos que los hay de muchos tipos) y circos, que son las llanuras amuralladas que seguidamente se explican según por su forma y estructura;

1)     LLANURAS AMURALLADAS:

Son extensas zonas llanas o planas de forma anular y de suelo oscuro como los mares. En algunos de ellos y observados a gran­des aumentos, se puede apreciar algunas grietas o arrugas. Su diámetro oscila entre los 70 y los 250 km. Podríamos hablar de mares en miniatura y siempre mucho mayores que los cráteres, son pues los objetos más amplios del tipo de los cráteres o dicho con más propiedad; de los mayores circos. Están rodeadas estas llanuras por paredes considerablemente altas, como las de Archimedes en el Mare Imbrium, con 2.300 m de altitud, o Plato, algo más al norte con la misma altura. Algunas llanuras amuralladas se acercan a los 5.000 m, tomando como referencia el fondo de la misma que suele estar más profundo que las zonas circundantes, pero no mucho más pues serían entonces llanuras anulares.

La lava interior que recubre el suelo de los circos, debe ser considerada como algo inherente a ellos. Con esas murallas tan elevadas nunca pudo haber una filtración exterior hacia ellos procedente de los mares, lo cual quiere decir que su origen hay que buscarlo en volcanes interiores o aún más plausible, por el impacto de cuerpos exteriores que bien penetraron bajo la sutil corteza lunar haciendo aflorar material fluido. El impacto habría provocado el nacimiento de las murallas y la perforación el fluir de la lava sin necesidad de volcanes.

Schikard, en el borde SW de la Luna, es uno de los mayores con sus 215 km de diámetro, pero es difícil de observar por su proximidad al limbo. Posee unas paredes muy bajas. En la orilla norte del Mare Humorum, otra gran llanura amurallada baja, se trata de Gassendi, una de las formaciones lunares que mayoritariamente se presta al estudio de los aficionados por las múltiples caraterísticas que allí encontramos. Su diámetro es notable (90 km). De paredes tan bajas que el mar lo ha inundado por su extremo sur.

 

Llanura amurallara Schikard.

Al este del Mare Nubium nos topamos con tres grandes llanuras amuralladas muy próximas; se trata de Ptolemaeus, Alphonsus y Arzachel (los dos últimos con pitón central y suelos irregulares) una de las zonas más magníficas de la Luna. Como último ejemplo, sirva el circo Grimaldi, siendo la formación más oscura de la Luna (siempre hablamos del hemisferio visible). Existe un número muy elevado de llanuras amuralladas que iremos viendo en la segunda parte de este libro.

Debe quedar constancia de que siempre que hablemos de las carácteristicas de los diferentes accidentes geográficos que pueblan la Luna, lo hacemos de forma general y no estricta, por lo que no siempre estas características son las ideales para un determinado grupo. Los suelos de los circos son por lo ge­neral ciertamente lisos, pero algunos presentan algún tipo de irregularidad. En los casos ideales son llanuras de suelo oscuro.

2)     ANILLOS MONTAÑOSOS:

De similares características a los anteriores, pero de menor diámetro; entre 20 y 100 km y de paredes más bajas que por lo general no llegan al kilómetro de altura. Suelo liso.

Quizás el más enorme ejemplo lo contemplemos con la visión de un anillo montañoso de 100 km de diámetro en el Oceanus Procellarum, en el que se inscribe un cráter de 15 km llamado Flansteed. Las montañas son tan bajas que el anillo se ve desbordado por todas partes, dando lugar a la inundación total de su superficie. La mayoría de estas formaciones podrán pasar por cráteres fantasmas, aunque tendremos que darnos cuenta por sus dimensiones mucho más amplias. Al norte y noroeste de este anillo montañoso, encontramos varios más. Es zona pródiga y ejemplar en objetos de este tipo.

3)     LLANURAS ANULARES:

Las llanuras anulares son las que se denominan propiamente dicho, circos, aunque este nombre ya se extiende a todos los de similares características como estamos viendo ahora. Son similares a los ante­riores en extensión (entre 15 y 100 km de diámetro), pero de paredes más altas, algunas con más de 4.000 m de altura. Creo que esta descripción nos está resultando igual a la de las llanuras amuralladas. Hasta ahora sí, pero los circos o llanuras anulares tienen el fondo más sumergido con respecto a la llanura exterior circundante. En el caso de los anillos montañosos, el fondo de estos es igual que el de la llanura exterior.

También hay algo más de diferencia: en el centro del circo suele haber un pitón o montaña central que no sobrepasa en altura a las paredes. Las paredes exteriores tienen una pendiente suave, hasta llegar a la llanura de fuera; mientras la pared interior es escalonada o de terraza. Antes de citar varios ejemplos, contemplemos el circo Copernicus y todo quedará claro; las palabras son ya vagas y sobran.

Quizás sea uno de los accidentes más notables de toda la superficie lunar. Es claro que su origen es meteórico o de impacto, presentando un amplio sistema radial. El más pequeño telescopio nos muestra lo abrupta que son las paredes interiores y la fácil visualización de la pendiente exterior con numerosas estrías, grietas y montañas radiales. Su diámetro interior es de 91 km, con pare des cuya altura alcanzan los 4.000 m.

Es un soberbio ejemplo la mayor fuente de radiaciones de la Luna, me refiero al omnipresente Tycho o Eratosthenes muy cerca de Copernicus.

Podríamos introducir en la familia de los circos a las llanuras de cráteres, pero ya hemos hablado de ellos al referirnos a los cráteres propiamente dichos.

 

Llanura anular Eratosthenes.

 

MONTES

Tras los cráteres circos y mares, las formaciones que sin lugar a dudas centrarán la atención del observador de la Luna, serán los picos y cordilleras montañosas.

No se requiere por otro lado una clasificación especial como hicimos con los cráteres o circos. Algunas cordilleras son sumamente extensas y de alturas considerables. También encontraremos picos aislados, todos o casi todos llevan nombres de los que ya existen en nuestro planeta.

Lo que mayoritariamente nos puede atraer, es la cordillera o montes Apenninus (Apeninos), en la mitad norte. Esta zona es pródiga en cordilleras. El Mare Imbrium y Serenitatis dibujan sus perfiles gracia a las configuraciones montañosas. Por ejemplo el Mare Imbrium se ve parcialmente rodeado por los Apenninus al sur y este, por los montes Caucasus (Caucaso) al este, al norte por los montes Alps (Alpes), al norte por los montes Teneriffe (Tenerife) y Recti (Recto), al NW por los montes Jura () , al W por los Harbinger () y al sur por los montes Carpatus (Carpatos).

 

Montes Alpes.		Montes Caucasus.

Si deseamos comenzar este tipo de accidente geográfico, debemos hacerlo por el perfil del Mare Imbrium o en su interior. Por su zona norte interior, las imágenes que nos ofrece son muy reconfortables. Picos aislados muy altos y bien visibles, como Pico con 2.700 m, Pitón 2.300 m, montes Teneriffe, Straight Range, etc.

La zona norte de la Luna es para las montañas, como el sur para los mares. La observación de las cordilleras es espectacular, máxime cuando encontramos cráteres sobre ellas hundiendo una o varias cimas. Qué bella debe ser la visión de estos cráteres contemplados desde otra cima próxima. Un paisaje al mismo tiempo desolador y siniestro, donde la anomalía se hace presente, perdiendo el sentido de lo cotidiano comparándolo con los parajes de la Tierra. Tenemos un buen ejemplo de ello con el cráter Conon, allá en los montes Apenninus o el Calippus en los montes Caucasus.

¿Y en cuanto a la altura? No las hay superiores a las montañas de la Tierra, pero sí muy altas en comparación con el diámetro de la Luna. La Tierra no posee montañas muy altas si atendemos a esta proporción. La más elevada sabemos que es el Everest con 8.800 m aunque mediciones más exactas confirman que el K 2 es algo más elevado (unos 50 m aproximadamente). En el planeta Marte se localiza el mayor monte del Sistema Solar, aunque en realidad es un volcán actualmente apagado. Se trata del Monte Olimpus con 27.000 m de altura. Es como una gran verruga, ya que Marte contiene la mitad del diámetro terrestre y este volcán más de tres veces mayor que el más alto de la Tierra, conteniendo una base de unos 500 km de diámetro.

En la Luna hay grandes elevaciones, como el monte Hadley de 4.900 metros, en el límite septentrional de los Apenninus. No obstante los picos más elevados de esta gran cordillera, alcanzan hasta los 5.900 metros. jHay más de 3.000 cumbres!

Pero miren ustedes como siempre la excepción confirma la regla y es que aunque en el sur de la Luna no suele haber montañas, las pocas que se dan cita en aquellos parajes son las de mayor altitud. Los montes Doerfel, cerca del limbo SW, se elevan hasta los 6.000 metros, pero son prácticamente imposibles de distinguir por su proximidad al hemisferio oculto. También ocurre lo mismo con los montes Leibniz, muy cerca del polo sur y desplazados al E, cuyas cimas se alzan hasta los 8.200 metros. De cierto parecido son los montes Rook, con altitudes superiores a los 7.900 m y localizados en el borde SW de la Luna.

De relevancia es también la cordillera del Caucasus, que sería una prolongación hacia el N de los montes Apenninus, si no fuera porque entre ellos se une el Mare Imbrium con el Mare Serenitatis.

Así, el Mare Imbrium es la llanura más baja de todos los grandes mares que se dan cita en la Luna, si pudiéramos desplazarnos hasta el Imbrium, nos daríamos cuenta cerca de sus orillas de que en realidad es un agujero enorme rodeado de impresionantes torres. Las cumbres periféricas nos dan la sensación de relieve y profundidad. No ocurre así con el Mare Humorum, Nectaris, Nubium, Crisium, Foecunditatis, Smythii, Marginis, Undarum, Spumans, Oceanus Procellarum, etc, que contienen orillas bajas como si de una playa gigante se tratara.

Las montañas pues, debemos buscarlas al N, los mares en las zonas ecuatoriales y septentrionales y los cráteres al sur, todo ello hablando de forma general. La distribución de estos tres grandes bloques es aún un misterio, aun que en cierta medida podemos deducir sus orígenes. Quizás en la mitad sur de la Luna no podemos localizar montañas, porque con anterioridad posiblemente fueron reducidas a cenizas por los grandes cráteres. La región norte debe ser la más antigua al no reunirse un número equiparables de cráteres a la región sur. Las montañas nacieron libremente y no fueron fulminadas por cuerpos extralunares. La ausencia de montañas en el sur es casi total.

 

VALLES

Los valles al igual que en la Tierra, son llanuras entre montañas o cuencas de ríos, pero con la diferencia de que en la Luna no se han producido por el fluir de las aguas, sino de la lava volcánica.

Las formaciones en valle, no son frecuentes en la Luna, aunque algunas de ellas son visibles y claras por sus dimensiones desmesuradas. Existen valles cuyo origen es dudoso por su estructura y situación; tal es el caso del valle Rheita, cerca del limbo SSE. Parece como si un meteoro en vuelo rasante, hubiera arañado en profundidad la superficie lunar de sur a norte, destruyendo a su paso varios cráteres. Es espectacular y grandiosa la visión que nos ofrece; el más notable como valle.

Si nos dirigimos ahora al extremo N a los conocidos montes Alpes (Alpes) contemplaremos otra prodigiosa cicatriz mucho menos ancha que la anterior, pero notable. Es el valle Alpine (Alpino). El origen parece ser el mismo que el del valle Rheita. Las montañas parecen arrasadas, cortadas en una extensión de 135 km de largo y entre 5 y 10 km de ancho.

 

 

Valle Alpìno.

Los valles que nacen gracias al vuelo rasante y contacto con la superficie por un meteoro, asteroide o cualquier otro cuerpo celeste, parece que es frecuente en los suelos de otros satélites y planetas del Sistema Solar, máxime si no poseen atmósfera o estas son demasiado sutiles como para volatilizar el cuerpo extraño antes de acercarse a la superficie.

Pero estos no son los valles que conocemos en la Tierra. Nuestros valles se han formado gracias a los lechos de ríos, hundimiento de terrenos o bien por zonas bajas que separan montañas. Lo visto hasta ahora en la Luna en cuanto a valles se refiere, es fruto del azar y de fuerzas del espacio exterior no inherentes a la propia Luna. Los valles que más parecido tienen con los de la Tierra y son producidos por una causa no ajena al satélite, son denominadas "RIMAE"; grietas o hendiduras.

Y como siempre decimos, hablamos de forma generalizada, pues no se puede descartar el hecho de que en la Luna existan valles formados por causas natura les de la misma Luna. Estos son pequeños y no llaman tan poderosamente la atención del observador como los que hemos citado.

 

HENDIDURAS O GRIETAS (RIMAE)

Las hendiduras o grietas son más frecuentes que los valles. Suelen ser menos ancha, pero en muchos casos más largas. Se han producido por el impacto de un cuerpo exterior al satélite, bien por el hundimiento de la superficie por fallas o por el fluir de la lava volcánica bajo el suelo, dando lugar posteriormente a túneles que llegarían a hundirse, como ya se explicó a su debido tiempo.

En ocasiones las grietas o hendiduras se entrelazan, formando una complicada red de cavidades complejas y serpenteantes. Es usual localizarlas cerca de los mayores cráteres de impacto donde el suelo ha cedido por los movimientos ondulatorios de la onda de choque. Al contrario que los valles, las hendi­duras en su mayor proporción se sitúan en los mares.

Uno de los ejemplos más claros y evidentes que podemos observar al teles­copio en cuanto a hendiduras lunares se refiere, las hallaremos localizadas entre el Mare Tranquilitatis y el Mare Vaporum. Allá encontraremos una angosta porción de tierra dominada por el cráter Manilius y Agrippa, que no son amplios pero sí notables. Entre ellos dos y más cercano al último, observamos la elongada hendidura Ariadaeus, con más de 200 km de longitud por tan solo 1 de ancho. Casi tocando a la anterior y al W de ella, la rima Hyginus de estructura serpenteante. Al SW de la última se localiza el cráter Triesnecker del que par ten gran número de grietas, menos vistosas que las citadas, pero que no dejan por ello de ser prototipos de estas peculiares formaciones lunares, en forma radial tomando cono centro de origen a un cráter. Todo aquel que quiera adentrarse en el mundo de la observación de las hendiduras y su estudio, les sugiero, comiencen por la zona que acabo de describir. A la edad lunar de 6 y 7 días se hacen visibles.

 

 

Rimae en el cráter Gassendi.

Los antiguos observadores de la Luna no dejaron de creer en la naturaleza de las hendiduras como lechos de ríos que ya no contenían agua. Pero ya hemos contemplado la posibilidad de la existencia de agua en la Luna. Si nuestro sátélite jamás tuvo atmósfera, era imposible que el líquido elemento corriera por la superficie. Y si la tuvo, mucho tiempo habría de permanecer cubriendo el satélite, para que las corrientes de agua, tornearan el suelo para fabricar, en algunos casos extensísimos lechos de ríos.

 

FALLAS

Conocemos con precisión cómo se formaron las fallas, pues es un accidente geológico muy frecuente en nuestro planeta. Las fallas son quiebras del terreno en forma de escalón, producidas por un movimiento geológico interno, como bien pudiera ser un terremoto o choque de placas.

Las fallas en la Luna son idénticas a la de la Tierra, ello nos lleva a deducir, que efectivamente, en nuestro satélite se produjeron alteraciones interiores, cuya huella se hace patente en la superficie con las fallas. Son vestigios de un pasado vivo y movido. Las fallas responden mucho mejor a causas internas que externas.

Las fallas no son estructuras muy notables como pudieran ser las cordilleras montañosas, los cráteres o los valles. El motivo estriba en que el desnivel de la fractura del suelo es suave y no suele profundizar más allá de los 100 ó 200 metros del nivel de la llanura o terreno circundante. Cierto es que para aquel que tuviera la suerte de aproximarse hasta una falla lunar, pudiera parecerle algo impresionante, pero vista desde la Tierra y en visión "aérea" la impresión queda un tanto mermada.

El ejemplo más grandioso es la llamada Rupes Recta, situada en el interior del Mare Nubium y próxima a su orilla SW. Es conmovedora la observación directa de tan peculiar formación empleando los más modestos telescopios del mercado. Se trata como su nombre indica, de una muralla totalmente recta de 95 km de longitud, con un desnivel en pendiente de 265 metros. El accidente es negativo, es decir que está bajo la superficie lunar y no sobresale de ella, es como una gran grieta. Valga la expresión y es que una falla como esta no se ve todos los días. Lo cierto es que se hace visible en el octavo día de edad lunar. En el cuarto creciente destaca por ser una línea en sombras (oscura) mientras que en el cuarto menguante, se torna de luz y se hace clara y brillante.

 

 

Falla Rupes Recta.

 

LOMAS (Ridge)

Son accidentes positivos poco notables. Se trata de elevaciones muy sutiles que alcanzan varias decenas de metros. Se hacen visibles si las condiciones de luz y contrastes son las adecuadas. Se observan en los mares. Son ondu­laciones a modo de olas, que surgen en las inmensas llanuras lunares. Es frecuente toparnos con ellas en el Oceanus Procellarum o el Mare Imbrium.

Quizás los ejemplos más claros los hallaremos en la zona central de la Luna, sobre los suelos de los mares Serenitatis y tranquilitatis. En la zona oriental del Mare Serenitatis y al W del cráter Le Monnier, nos encontramos con una fina, larga, sinuosa y baja cordillera modo de lomas; es la "Serpentina Ridga" con más de 200 km de longitud. Parece una gigantesca serpiente acechando en el Mare Serenitatis. Próximas a las orillas de este mar se localizan otras lomas de menor interés a la anteriormente citada.

En el Mare Tranquilitatis, cerca del borde del llamativo cráter Arago, otro gran ejemplar de loma extensa y claramente visible. Busquemos en las inmediaciones porque hay más.

En algunos casos estas lomas son tan bajas que la lava la ha cubierto total o parcialmente, dando la impresión de estar intrínsecamente unidas al propio mar. El color también suele ser el mismo que el mar que lo alberga, por lo tanto, oscuras, a diferencia de las grandes cordilleras montañosas que son claras como las tierras donde se hallan.