Mare Imbrium (Latin for "Sea of Showers" or "Sea of Rains") is a vast lava plain within the Imbrium Basin on the Moon and is one of the larger craters in the Solar System. The Imbrium Basin formed from the collision of a proto-planet during the Late Heavy Bombardment. Basaltic lava later flooded the giant crater to form the flat volcanic plain seen today. The basin's age has been estimated using uranium–lead dating methods to 3938 ± 4 million years ago.
With a diameter of 1145 km, Mare Imbrium is second only to Oceanus Procellarum in size among the maria, and it is the largest mare associated with an impact basin.
Sinus Iridum (Latin "Bay of Rainbows") is a plain of basaltic lava that forms a northwestern extension to the Mare Imbrium. It is surrounded from the northeast to the southwest by the Montes Jura range. The protruding part of the range at the southwest end is named Promontorium Heraclides, while that at the northeast end is called Promontorium Laplace. This bay and the surrounding mountains is considered one of the most beautiful features on the Moon, and is a favorite among lunar observers.
Sinus Iridum is formed from the remains of a large impact crater, which was subsequently flooded with basaltic lava, inundating the "sea" wall. The bay itself does not contain any notable impact craters, but does include the satellite crater Heraclides E in the south, Laplace A along the eastern edge, and Bianchini G in the north. The surface is level, but is marked by a number of wrinkle ridges (dorsa).
Plato is a lava-filled lunar impact crater on the Moon. Its diameter is 101 km. It is located on the northeastern shore of the Mare Imbrium, at the western extremity of the Montes Alpes mountain range. In the mare to the south are several rises collectively named the Montes Teneriffe. To the north lies the wide stretch of the Mare Frigoris. East of the crater, among the Montes Alpes, are several rilles collectively named the Rimae Plato.
The age of Plato is about 3,840 million years, only slightly younger than the Mare Imbrium to the south. The rim is irregular with 2-km-tall jagged peaks that project prominent shadows across the crater floor when the Sun is at a low angle. Sections of the inner wall display signs of past slumping, most notably a large triangular slide along the western side. The rim of Plato is circular, but from the Earth it appears oval due to foreshortening.
The flat floor of Plato has a relatively low albedo, making it appear dark in comparison to the surrounding rugged terrain. The floor is free of significant impact craters and lacks a central peak. However, there are a few small craterlets scattered across the floor.
Copernicus is a young and isolated formation with hexagonal form.
Shows bright rays all around. Very steep slopes dominant Mare Insularum of 900 m, tormented and supporting Fauth to the South and Gay-Lussac to the North. Floor flatter to the North that to the South. Three central mountains (1200 m). Hills and ruins in the arena.
Kepler is a lunar impact crater that lies between the Oceanus Procellarum to the west and Mare Insularum in the east. It is most notable for the prominent ray system that covers the surrounding mare. The rays extend for well over 300 kilometers, overlapping the rays from other craters.
One of the rays from Tycho, when extended across the Oceanus Procellarum, intersects this crater. This was a factor in the choice of the crater's name when Giovanni Riccioli was creating his system of lunar nomenclature, as Kepler used the observations of Tycho Brahe while devising his three laws of planetary motion.
Due to its prominent rays, Kepler is mapped as part of the Copernican System.
Sinus Aestuum forms a northeastern extension to Mare Insularum.
The Sinus Aestuum is a level, nearly featureless surface of low albedo basaltic lava that is marked by a few small impacts and some wrinkle ridges. The eastern border is formed by an area of irregular terrain that divides the bay from the Mare Vaporum to the east. To the north is the Montes Apenninus range and the prominent crater Eratosthenes. Along the western side is the flooded crater Stadius and the Mare Insularum to the southwest.
Source: Wikipedia
 Mare Imbrium (en latín, "Mar de lluvias") es una vasta llanura de lava dentro de la cuenca de Imbrium en la Luna y es uno de los cráteres más grandes del Sistema Solar. La cuenca de Imbrium se formó a partir de la colisión de un proto-planeta durante el bombardeo pesado tardío. La lava basáltica inundó el cráter gigante para formar la llanura volcánica plana que se ve hoy. La edad de la cuenca se ha estimado utilizando métodos de datación de uranio-plomo hasta 3938 ± 4 millones de años.
Con un diámetro de 1145 km, Mare Imbrium ocupa el segundo lugar después de Oceanus Procellarum en tamaño entre la maría, y es el mar más grande asociado con una cuenca de impacto.
Sinus Iridum (Bahía del Arco Iris), es la más espectacular y bella bahía de la Luna. Se encuentra ubicada al noroeste del Mare Imbrium.
Se trata de un cráter de impacto de 250 km de diámetro, el cual habría perdido su pared sureste, formando la bahía. Su interior es fundamentalmente llano, compuesto de lava basáltica, con numerosos cráteres de muy pequeño tamaño, así como una serie de crestas (dorsa), probablemente debidas a la compresión de los flujos de lava durante los últimos estadios de enfriamiento.
En el borde exterior del cráter se encuentran los Montes Jura, formando un semianillo de unos 400 km de longitud, constituidos por restos de la muralla inicial. Están compuestos por varias líneas de cumbres paralelas y concéntricas de 30 km de anchura, presentando picos que se elevan hasta 4000 m de altitud. En el extremo oriental de la cordillera se encuentra el Promontorio Laplace, de 2500 m de altitud y en el extremo occidental se sitúa el Promontorio Heraclides, de 1700 m de altitud. En el centro de la cordillera se encuentra el cráter Bianchini, de 40 km de diámetro y una profundidad de 3000 m.
Se cree, que después de que se formó el cráter de Sinus Iridum un impacto mucho más grande formó el cráter donde actualmente está el Mare Imbrium. Este último impacto seguramente destruyó la mitad del cráter original de Sinus Iridum. Posteriormente la lava debió de empezar a llenar el cráter del Mare Imbrium y después el Sinus Iridum, formando la bahía. Esta hipótesis parece quedar corroborada por el hecho de que la bahía se encuentra situada 600 m bajo el nivel del Mare Imbrium, como si la lava hubiera tenido dificultades para rellenarlo por completo.
Contrariamente a esta teoría hay quienes piensan que el cráter de Sinus Iridum es posterior a la formación del Mare Imbrium, pero anterior a las inundaciones de lava que sepultaron la pared sureste de la bahía. La diferencia de altura entre la pared norte y la sureste, no visible, podría indicar que el impacto no fue perpendicular.
El nombre de Sinus Iridum fue puesto por Giovanni Riccioli en 1651, el astrónomo Langrenus le puso el nombre de Sinus Geometricus y Hevelius lo bautizó como Sinus Apollinis. El nombre de Sinus Iridum fue aprobado por la Unión Astronómica Internacional en 1935.
Plato es un cráter de impacto lunar lleno de lava en la Luna. Su diámetro es de 101 km. Se encuentra en la costa noreste del Mare Imbrium, en el extremo occidental de la cordillera de los Montes Alpes. En el mar al sur hay varias rises llamadas Montes Teneriffe. Al norte se encuentra el amplio tramo de Mare Frigoris. Al este del cráter, entre los Montes Alpes, se encuentran varios rilles llamados Rimae Plato.
La edad de Plato es de unos 3.840 millones de años, solo un poco más joven que el Mare Imbrium en el sur. El borde es irregular con picos de 2 km de altura que proyectan sombras prominentes a través del fondo del cráter cuando el Sol está en un ángulo bajo. Las secciones de la pared interior muestran signos de caída en el pasado, sobre todo un gran deslizamiento triangular a lo largo del lado occidental. El borde de Plato es circular, pero desde la Tierra parece ovalado debido a la inclinación.
El fondo plano de Platón tiene un albedo relativamente bajo, por lo que parece oscuro en comparación con el terreno accidentado circundante. El piso no tiene cráteres de impacto significativos y carece de un pico central. Sin embargo, hay algunos pequeños cráteres esparcidos por la superficie.
Copernico es una formación joven y aislada con forma hexagonal.
Muestra rayos brillantes todo alrededor. Vertientes muy escarpadas y tortuosas de 900 m, dominando Mare Insularum y conteniendo Fauth al Sur y Gay-Lussac al Norte. El suelo es más plano al Norte que al Sur. Contiene tres montañas centrales (1200 m), colinas y ruinas en la superficie.
Kepler es un cráter lunar relativamente reciente en términos astronómicos que yace entre el Oceanus Procellarum al oeste y el Mare Insularum al este.
Kepler también es notable por su destacado sistema de marcas radiales que cubre el mar lunar circundante. Los rayos se extienden a lo largo de más de 300 kilómetros, superponiéndose a los rayos de otros cráteres.
Uno de los rayos de Tycho que se extiende a través del Oceanus Procellarum cruza este cráter. Este hecho fue un factor considerado en la elección del nombre del cráter cuando Giovanni Riccioli estaba creando su sistema de nomenclatura lunar, ya que Kepler usó las observaciones de Tycho Brahe para descubrir sus tres leyes del movimiento planetario.
Debido a sus rayos prominentes, Kepler se incluye como parte del Período Copernicano.
Sinus Aestuum es una formación basáltica de estructura similar a un mare. La superficie basáltica tiene una forma que se aproxima a un círculo de 316.5 kilómetros de diámetro. El enorme cráter Eratosthenes conforma el límite noroeste del Sinus Aestuum, mientras que los Montes Apenninus marcan su límite por el norte.
Un poco más al sur, el suelo muestra una coloración notoriamente más oscura. En las inmediaciones del cráter Gambart hay un domo de lava. Muy cerca de allí se produjo el impacto de la sonda lunar Surveyor 2 que en 1966 no logró alunizar correctamente y resultó completamente destruida.
Fuente: Wikipedia
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