Astronomica Langrenus
I crateri sepolti sotto le pianure della Luna
Buried craters on the Moon
Dopo avere visto da vicino le principali catene di crateri presenti sulla Luna, passiamo ora ad un’altra particolare categoria di strutture lunari. I selenologhi inglesi Patrick Moore e Percy Wilkins osservarono il nostro satellite in condizioni di illuminazione solare estremamente radente con lo scopo di percepire la sommità di anelli montuosi sporgenti da poche decine ad alcune centinaia di metri al di sopra del suolo lunare: si tratta dei crateri sepolti o, se preferite, i “crateri fantasma”.
All’origine dei cosiddetti crateri “fantasma” dobbiamo considerare eventi che hanno costituito tappe fondamentali nella storia geologica del nostro satellite, tra cui la tumultuosa fase della caduta e relativa frantumazione di grandi corpi meteoritici a cui si mischiarono i detriti degli strati basaltici proiettati verso l’alto nella dinamica dell’impatto e poi ricaduti al suolo. La conseguenza fu la formazione di enormi bacini a cui seguì, da fenditure apertesi nel suolo lunare, la non indifferente risalita in superficie di notevoli quantità di materiali magmatici i quali, durante il loro successivo e lento processo di raffreddamento, colmarono quelle gigantesche depressioni fino a sommergerne quasi completamente gran parte dei crateri.
La distribuzione di questa categoria di strutture sulla superficie della Luna interessa prevalentemente le zone pianeggianti e fortunatamente i più noti crateri sepolti sono osservabili con relativa facilità anche in condizioni di illuminazione solare non necessariamente così estreme come nelle osservazioni effettuate da Moore e Wilkins, anche se è sempre preferibile cercare i “crateri fantasma” quando questi si trovano in prossimità del terminatore lunare al fine di coglierne i più fini dettagli.
Molti astrofili appassionati di osservazioni lunari avranno certamente visitato Yerkes e Lick sul bordo occidentale del mare Crisium, come Egede nel mare Frigoris a nord delle Alpi, passando poi a Lamont in Tranquilitatis. Altra tappa praticamente obbligata per chi vuole dedicarsi a queste strutture è costituita da Stadius, fra Eratosthenes e Copernicus, passando per Wallace nel sud Imbrium, Puiseux nel sud Humorum e Flamsted-P nel sud Procellarum. Infine il mare Nubium ci consente di osservare almeno cinque di questi crateri: Wolf-T, Opelt, Gould, Lubiniezky e Kies.
Ma iniziamo da Lamont, nel mare Tranquillitatis, alla latitudine di 5° Nord e longitudine di 23,2° Est. Si tratta di una struttura di 77 chilometri la cui origine è da far risalire a circa 4,5-3,8 miliardi di anni fa, nel periodo geologico Pre-Imbriano. Per una veloce individuazione orientare il telescopio verso il settore sudoccidentale di Tranquillitatis, a breve distanza da Arago in direzione sudest. Se osservato ad una certa distanza dal terminatore, di Lamont se ne percepisce a malapena un lievissimo anello collinare, in modo particolare sul lato ovest-nordovest, mentre gran parte del bordo orientale si fonde con la piana circostante. Sono visibili alcuni piccoli crateri nella platea. In prossimità del terminatore, Lamont esibisce tutta una serie di dettagli estremamente interessanti. Innanzitutto, al di sopra dello strato di materiali che ricoprono Tranquilitatis, si rende evidente un intricato sistema costituito da varie dorsali di cui la principale delimita l’area della struttura fantasma. Sulla sommità di questo anello collinare si possono percepire vari piccoli crateri e lievi depressioni, mentre all’interno della platea si notano modesti rilievi. All’esterno di Lamont, a sudest, è presente una seconda dorsale concentrica rispetto alla principale. Ulteriori dorsali si sviluppano radialmente dall’area di Lamont in varie direzioni, in modo particolare con i segmenti diretti verso nord-nordest e sudovest.
Nelle immediate vicinanze di Lamont sarà interessante una visita al cratere Arago (diametro di 27 chilometri e pareti alte 1800 metri), la cui peculiarità è costituita dalla presenza dei due domi Arago-Beta e Arago-Alpha, situati rispettivamente ad ovest ed a nord del cratere principale. Nell’area circostante si potrà andare alla ricerca di Arago-B (7 km), Arago-C (3 km) e Arago-D (4 km). Ad ovest si potrà osservare Manners (15 km), mentre a sudovest la bella coppia di crateri Ritter e Sabine, rispettivamente di 32 e 31 chilometri di diametro. Infine a sud l’area che vide lo sbarco di Apollo 11. Per l’osservazione di Lamont è richiesto un rifrattore di almeno 50 mm cinque giorni dopo la luna nuova.
Spostandoci fra Sinus Aestuum e Sinus Insularum un altro cratere sepolto è Stadius, alla latitudine di 10,5° Nord e longitudine di 13,7° Ovest, la cui origine risale a 3,8 miliardi di anni fa nel periodo geologico Imbriano Inferiore. Per rintracciare Stadius è sufficiente dirigere il telescopio nella bellissima regione fra Copernicus ed Eratosthenes. Questo cratere fantasma, con diametro di 66 chilometri, è contornato da un anello collinare costituito da segmenti frequentemente interrotti da depressioni, la cui sommità si innalza solamente per circa 60-100 metri sulla piana circostante, ad eccezione del bordo orientale dove confina con un rilievo montuoso alto circa 600-800 metri esteso fino ad Eratosthenes. La platea si presenta fittamente craterizzata in quanto Stadius, dopo essere stato quasi completamente sommerso dal magma e materiali dei Sinus Insularum ed Aestuum, successivamente venne interessato dalla caotica ricaduta al suolo dell’enorme quantità di materiali espulsi dall’impatto meteoritico che originò Copernicus. Infatti se osserviamo questa zona allontanandoci dal terminatore, vedremo che a Stadius si sovrappone progressivamente lo sviluppo radiale della grande raggiera di Copernicus fino a cancellare ogni dettaglio. Ad oriente ed a sud di Stadius vi è la piana del Sinus Aestuum, mentre a nordest non mancherà certamente una visita al cratere Eratosthenes (60 km – 3600 mt). Tutta la zona a nord-nordovest e ad ovest di Stadius fino a Copernicus è interessata da una caotica e fittissima craterizzazione con la presenza di bellissime e numerosissime catene ed allineamenti di crateri estesi fino al settore meridionale del mare Imbrium, ottimo banco di prova per le ottiche di molti telescopi. Inutile citare Copernicus, vista la sua vicinanza nessuno saprà sottrarsi al richiamo di questa eccezionale struttura crateriforme. Per l’osservazione di Stadius è richiesto un rifrattore di almeno 50 mm un giorno dopo il primo quarto.
Passiamo ora al mare Humorum dove andiamo a visitare Puiseux, cratere fantasma alla latitudine di 27,8° Sud e longitudine di 39° Ovest, originatosi da 3,2 a 3,8 miliardi di anni fa nel periodo geologico Imbriano. Individueremo Puiseux spostando il telescopio nel settore sudovest della Luna, entrando nel mare Humorum fino a giungere in prossimità del suo lato meridionale: una volta centrato Doppelmayer (il cratere più esteso della zona con diametro di 66 km), immediatamente ad est-nordest di questo vedremo Puiseux. Il diametro di questo cratere fantasma è di 26 chilometri ed è circondato da un anello collinare che non supera i 400 metri di altezza, quasi completamente ricoperto dal magma e dai materiali del mare Humorum. La platea si presenta relativamente appiattita e con piccoli rilievi collinari in modo particolare nel centro del cratere. A nord di Puiseux si distende il mare Humorum con una gran quantità di piccoli crateri, mentre immediatamente ad ovest vi è il già citato Doppelmayer ed a sudest il cratere Vitello (43 km – 1700 metri). Esattamente in direzione sud sarà molto interessante osservare i crateri Lee e Lee-M, rispettivamente di 43 e 77 chilometri. La loro morfologia li potrebbe accomunare almeno parzialmente alla categoria dei cosiddetti “crateri fantasma”, in modo particolare Lee-M quasi completamente inghiottito dai materiali di Humorum mentre il cratere Lee è privo di pareti sui lati nord-nordest. Puiseux è osservabile con un rifrattore di almeno 50 mm tre giorni dopo il primo quarto.
Il mare Crisium, in prossimità del suo bordo occidentale, ci consente l’osservazione di due crateri fantasma separati solamente dalla distanza di circa 40 chilometri: Yerkes (a nord) 14,6°Nord-51,7°Est, e Lick (a sud) 12,4°Nord- 52,7°Est, con diametro rispettivamente di 37 e 32 chilometri, entrambi si formarono circa 3,8 miliardi di anni fa nel periodo geologico Imbriano Inferiore. Dopo averne individuato facilmente la posizione nel settore ovest di Crisium iniziamo da quello più settentrionale, Yerkes, le cui pareti, molto basse verso est, sono lievemente più elevate sul versante occidentale. Il fondo si presenta prevalentemente appiattito con alcuni rilievi collinari in posizione centrale e ricoperto di magma solidificato e regolite, in comunicazione con la piana di Crisium sul lato orientale una volta superati i corrugamenti della Dorsa Oppel. In direzione nord è molto interessante osservare lo sviluppo di una linea di creste estesa per circa 25 km fino a Yerkes-E, cratere di 10 km, mentre ad ovest-sudovest si innalzano i bastioni che delimitano l’area del mare Crisium, dove non potrà mancare una visita ai famosi promontori Olivium e Lavinium (ricordate il “ponte” ?). Circa 40 chilometri più a sud incontriamo l’altro cratere fantasma, Lick, circondato da un anello collinare scarsamente elevato in modo particolare verso est-nordest dove, quasi sommerso da considerevoli strati di materiali magmatici e detriti, è in diretta comunicazione col mare Crisium. Il fondo si presenta con estesi rilievi collinari e crateri molto piccoli. Immediatamente a nord osserviamo Greaves (ex Lick-D) con diametro di 15 km e pareti di circa 2000 metri mentre ad oriente, dopo alcuni corrugamenti, si apre la vasta piana di Crisium dove potremo spingerci fino a Picard e Peirce. Sulla vasta zona collinare posta a sud si potrà cercare Lick-A di 23 km, Lick-C di 9 km, Lick-B di 24 km. Nella zona montuosa situata ad occidente è interessante il cratere Glaisher di 17 chilometri. Per osservare Yerkes e Lick basta un rifrattore di 50 mm con la fase di quattro giorni dopo la Luna nuova.
Quelli citati sono solamente alcuni fra la nutrita schiera di strutture appartenenti a questa particolare categoria di crateri. Infatti il settore centro orientale del mare Nubium, in un prossimo capitolo, ci consentirà di analizzare addirittura almeno cinque di questi “crateri fantasma”, ma la presenza di queste strutture interessa gran parte delle regioni pianeggianti della Luna.
- Per comprendere l’origine di un cratere sepolto sarà necessario considerare alcuni differenti scenari.
Scenario A: Formazione di un grande bacino da impatto il quale viene colmato dai detriti di frantumazione di uno o più bolidi e degli strati basaltici, con la risalita di materiali magmatici in superficie. Conseguentemente questi detriti e materiali vanno a colmare le depressioni ed i crateri adiacenti.
- Scenario B: La fase successiva consiste nella caduta di un bolide di minori dimensioni. Questa potrebbe verificarsi in due distinte situazioni:
B1): Impatto su una superficie costituita da magma e materiali non ancora perfettamente solidificati e stabilizzati, con sprofondamento del corpo meteoritico negli strati sottostanti, col tipico effetto del “sasso nello stagno”. Formazione di dorsali ed anelli collinari non eccessivamente elevati.
B2): Impatto su una superficie ormai raffreddata e consolidata. In questo caso si ha la frantumazione del bolide e degli strati basaltici superficiali, i cui detriti a loro volta determinano il quasi totale riempimento dello stesso cratere. L’eventuale conseguente risalita di magma dal sottosuolo sarà condizionata dalla formazione di fenditure più o meno profonde.