Mare Serenitatis y Serpentine Ridge

3 de enero de 2017

Estas últimas vacaciones de Navidad y aprovechando la vuelta a casa (sí, como el Almendro), pude poner en marcha el telescopio, además con una excelente meteorología (rarísimo en Asturias) gracias al famoso anticiclón de las Azores. Aunque la última semana del año las nieblas impidieron hacer casi nada, la primera semana del nuevo año sí que pude observar varios días y hacer dos observaciones lunares en detalle. Gracias a la estabilidad atmosférica el seeing fue excelente las dos noches, algo también raramente visto. En las dos utilizo el refractor de 120mm f/8,3.

La primera fue el 3 de enero: una luna creciente de 5 días con una preciosa luz cenicienta. La imagen a bajos aumentos es magnífica, con un efecto de tridimensionalidad alucinante. Con esa edad lunar el terminador se sitúa partiendo en dos Mare Serenitatis, Así que me decidí a centrarme en esta zona y hacer una observación lo más detallada posible con dibujo. Gracias al buen seeing termino utilizando el Nagler 9mm con la barlow 2x, a unos 222x, e incluso ocasionalmente el UWA 6,7mm (300x).

Lo que más llama la atención es el conocido sistema de crestas de mare (dorsas) que recorre la planicie de norte a sur, la Serpentine Ridge (Dorsa Smirnov en la nomenclatura oficial, aunque el sector sur es Dorsa Lister). La imagen es magnífica, el sistema de crestas es una suave elevación que serpentea y se retuerce desde cerca de Plinius en el sur, hasta las proximidades de Posidonius en el norte, donde se divide en dos. La estructura es compleja y creo que el dibujo no hace justicia. En algunos puntos parece que se divide en dos para luego unirse de nuevo. Si uno se fija, no es una estructura continua, sino que son segmentos más o menos cortos que se relevan, con cierto “offset” en la transición. Esta estructura se denomina “en echelon” y es común en los sistemas de dorsas lunares. En el mismo terminador se ven otros sistemas de crestas, exageradas por la iluminación rasante; parece que solo Dorsum Azara tiene nombre oficial.

Todo este sistema de crestas (también denominadas “wrinkle ridges”) marca los lugares donde los basaltos del mare se fracturaron, plegaron y apilaron a lo largo de fallas inversas en respuesta al hundimiento (subsidencia) de la cuenca por el peso de las lavas que se iban acumulando. Las dorsas además definen la posición de un anillo montañoso interno de la cuenca de Serenitatis, completamente cubierto por el mare.

La zona de Plinius también tiene interés, no solo por el cráter en sí (43 km de diámetro, con un pico central que sobresale entre la sombra), sino por Rimae Plinius, un sistema de graben tectónico al norte del cráter. Solo consigo observar con claridad una de ellas, que corre aproximadamente de este a oeste justo al norte del cráter. Además, al oeste queda el extremo de los Montes Haemus, proyectando alargadas sombras.

Por cierto, otra peculiaridad se observa en la transición entre Mare Serenitatis y Mare Tranquilitatis: las lavas de este último, al sur, tienen un aspecto algo más rugoso y son de color más oscuro que las de Serenitatis, de aspecto suave y color más claro. El contacto entre ambas es una línea muy neta y definida que va desde los Haemus hasta los Montes Taurus, que se ve fácilmente al ocular. Estamos viendo el lugar donde las lavas de Mare Serenitatis, más jóvenes, se detuvieron contra las lavas de Tranquilitatis, más antiguas y algo más elevadas (que también aparecen en los bordes de Serenitatis).

También destaca uno de los lugares más interesantes de la zona: el valle de Taurus-Littrow, lugar de aterrizaje del Apollo 17, la última de las misiones tripuladas lunares. La zona fue explorada durante tres días por Eugene Cernan (fallecido esta misma semana) y Harrison Schmitt (geólogo y único científico que ha estado en la Luna) en diciembre de 1972. Al ocular, la zona es pequeña pero compleja, el valle de Taurus-Littrow queda encajonado por varias colinas, tres de las cuales en su margen occidental se individualizan bien. La central es la denominada como South Massif. Si nos fijamos, la entrada del valle tiene un color notablemente más oscuro que el mare circundante: éste es el depósito volcánico piroclástico en el que Harrison Schmitt muestreó un material anaranjado (el famoso "orange soil"), que resultó consistir en pequeñas esférulas de vidrio volcánico rico en titanio. Este material ha dado mucha información sobre el interior de la Luna, y además ha permitido datar el volcanismo de Taurus-Littrow en 3710 millones de años. Casi nada.

Ya terminando, me di cuenta de que la fase es la adecuada para los domos de Arago, en Mare Serenitatis. Se ven con facilidad los dos domos principales, Alfa y Beta, como suaves elevaciones circulares. Pero al norte de Alfa apareció otro domito, menor que los anteriores, que debe ser Arago 3, de acuerdo a la base de datos del GLR. Hay otros dos domos más dispuestos linealmente, pero no conseguí verlos.

Referencias

• LPOD 17-11-2004. A glorious Serpentine Ridge.

• Charles A. Wood. Lunar Tectonics. Sky & Telescope, Diciembre 2006, p. 68.

• Charles A. Wood. Serene Mysteries. Sky & Telescope, Junio 2007, p. 54.

• Catherine M. Weitz. Explosive volcanic eruptions on the Moon. PSRD Discoveries.

• Husain, L. & Schaefer, O.A. (1973). Lunar Volcanism: Age of the Glass in the Apollo 17 Orange Soil. Science, 180 (4093), pp. 1358-1360.

• Hasta siempre, Cernan. Daniel Marin, Eureka blog, 17-01-2017.