Copernicus is a lunar impact crater located in eastern Oceanus Procellarum. It typifies craters that formed during the Copernican period in that it has a prominent ray system.
Copernicus is visible using binoculars, and is located slightly northwest of the center of the Moon's Earth-facing hemisphere. South of the crater is the Mare Insularum, and to the south-south west is the crater Reinhold. North of Copernicus are the Montes Carpatus, which lie at the south edge of Mare Imbrium. West of Copernicus is a group of dispersed lunar hills. Due to its relative youth, the crater has remained in a relatively pristine shape since it formed.
The circular rim has a discernible hexagonal form, with a terraced inner wall and a 30 km wide, sloping rampart that descends nearly a kilometer to the surrounding mare. There are three distinct terraces visible, and arc-shaped landslides due to slumping of the inner wall as the crater debris subsided.
Most likely due to its recent formation, the crater floor has not been flooded by lava. The terrain along the bottom is hilly in the southern half while the north is relatively smooth. The central peaks consist of three isolated mountainous rises climbing as high as 1.2 km above the floor. These peaks are separated from each other by valleys, and they form a rough line along an east-west axis. Infrared observations of these peaks during the 1980s determined that they were primarily composed of the mafic form of olivine.
The crater rays spread as far as 800 kilometers across the surrounding mare, overlying rays from the craters Aristarchus and Kepler. The rays are less distinct than the long, linear rays extending from Tycho, instead forming a nebulous pattern with plumy markings. In multiple locations the rays lie at glancing angles, instead of forming a true radial dispersal. An extensive pattern of smaller secondary craters can also be observed surrounding Copernicus, a detail that was depicted in a map by Giovanni Cassini in 1680. Some of these secondary craters form sinuous chains in the ejecta.
Source: Wikipedia
The Hortensius Domes are located near the 7 km diameter crater Hortensius, within Mare Insularum, within the so called Copernicus "Domeland" area.
The six domes found here are typical examples of lunar mare domes. Mare domes are generally broad, convex semicircular landforms with relatively low topographic relief. They have no official individual names, but are often designated using Greek letters (Phi, Tau, Sigma, Omega, and two smaller domes that are not named).
The formation of mare domes is thought to be related to eruptions of more viscous and more silicic lava than normal mare basalts, intrusions of shallow laccoliths, or mantling of large blocks of older rocks with younger lavas.
These domes probably formed during the later stages of volcanism on the Moon, which is characterized by a decreasing rate of lava extrusion and comparably low temperature eruptions. This eruption style contrasts the emplacement of early stage, high volume, high temperature fluid mare basin deposits. Lunar mare domes, like the Hortensius domes, are distinctly different from non-mare domes like those found in the Gruithuisen region, which have much steeper slopes and higher albedo.
The Hortensius Domes are poorly understood, and visiting this region will shed more light on the development of volcanic domes on the Moon, the nature of the changes in eruption rates, as well as returning valuable mare basalt samples from an easily accessible nearside location.
Source: NASA
Copérnico es un cráter de impacto lunar, situado en el este del Oceanus Procellarum. Pertenece al tipo de cráteres que se formaron durante el Período Copernicano con un prominente sistema de marcas radiales.
Copérnico es visible con binoculares y está ubicado ligeramente al noroeste del centro del hemisferio de la Luna visible desde la Tierra. Al sur del cráter aparece el Mare Insularum, y al sur-suroeste se sitúa el cráter Reinhold. Al norte de Copernicus se ubican los Montes Carpatus, que se encuentran en el extremo sur del Mare Imbrium. Al oeste de Copernicus se halla un grupo de colinas lunares dispersas. Debido a su relativa juventud, el cráter se ha mantenido relativamente intacto desde que se formó.
El borde circular tiene una forma aparentemente hexagonal, con una pared interior aterrazada de 30 km de ancho, y rampas en pendiente que descienden casi un kilómetro hasta alcanzar el mar lunar circundante. Hay tres niveles de terrazas visibles distintos, presentando deslizamientos de tierras en forma de arco debidos a la caída de la pared interior del cráter.
Lo más probable es que debido a su reciente formación, el suelo del cráter no haya sido inundado por flujos de lava. El terreno a lo largo de la parte inferior es montañoso en la mitad sur, mientras que el norte es relativamente suave. Los picos centrales están formados por tres cimas montañosas aisladas que se elevan hasta 1.2 km sobre el suelo circundante. Estos picos están separados entre sí por valles, y forman una línea de escarpes a lo largo de un eje este-oeste. Las observaciones infrarrojas de estos picos durante la década de 1980 determinaron que estaban compuestos principalmente de silicatos en forma de olivino máfico.
El sistema de marcas radiales del cráter se extendió hasta 800 kilómetros a través de los maria circundantes, invadiendo los sistemas de rayos de los cráteres Aristarco y Kepler. Son menos claros que los rayos largos y lineales que se extienden desde el cráter Tycho, formando un patrón nebuloso con marcas en forma de pluma. En varios lugares los rayos se encuentran en ángulos enfrentados, en lugar de formar una verdadera dispersión radial. También se puede observar un modelo extensivo de cráteres secundarios más pequeños que rodean Copernicus, un detalle que fue representado en un mapa Giovanni Cassini de 1680. Algunos de estos cráteres secundarios forman cadenas sinuosas en el material eyectado.
Fuente: Wikipedia
Los domos volcánicos de Hortensius están ubicadas cerca del cráter del mismo nombre de 7 km de diámetro, dentro de Mare Insularum, dentro del área denominada "Domeland" de Copérnico.
Los seis domos que se encuentran aquí son ejemplos típicos de domos de mares lunares. Los domos de mares son generalmente formas de terreno semicirculares convexas y anchas con un relieve topográfico relativamente bajo. No tienen nombres individuales oficiales, pero a menudo se designan con letras griegas (en esta zona Phi, Tau, Sigma, Omega y dos domos más pequeños que no tienen nombre).
Se cree que la formación de domos de mares está relacionada con erupciones de lava más viscosa y más silícica que los basaltos de mares normales, las intrusiones de lacolitos poco profundos o el manto de grandes bloques de rocas más antiguas con lavas más jóvenes.
Estos domos probablemente se formaron durante las últimas etapas del volcanismo en la Luna, que se caracteriza por una tasa decreciente de extrusión de lava y erupciones de temperatura comparativamente bajas. Este estilo de erupción contrasta con el emplazamiento de los depósitos de la cuenca líquida de etapa temprana, alto volumen y alta temperatura. Los domos de mares lunares, como los domos de Hortensius, son claramente diferentes de los domos que no son de mares como las que se encuentran en la región de Gruithuisen, que tienen pendientes mucho más pronunciadas y un albedo más alto.
Los domos de Hortensius son poco conocidas, y visitar esta región arrojará más luz sobre el desarrollo de los domos volcánicos en la Luna, la naturaleza de los cambios en las tasas de erupción, así como la recogida de valiosas muestras de basalto de mares desde un lugar cercano y de fácil acceso.
Fuente: NASA
