Astronomica Langrenus
I monti isolati della Luna - Lunar isolated peaks
E’ ormai assodato che le catene montuose della Luna non si sono formate come sul nostro pianeta in seguito alla pressione esercitata dalle placche continentali alla deriva ma, nella maggior parte dei casi, si tratta di quanto rimane delle antichissime pareti di enormi crateri ormai ricolmi di magma solidificato e di grandi quantità di detriti. Questa volta passiamo in rassegna una particolare tipologia di rilievi estremamente interessanti e spettacolari: i più bei picchi o monti isolati della Luna, presenti in varie regioni del nostro satellite ed osservabili con relativa facilità anche con una strumentazione alla portata di molti astrofili.
Il mare Imbrium ci consente di osservare alcune di queste strutture. Iniziamo da mons Pico, il quale verrà individuato a sud di Plato ed alla stessa latitudine dei monti Teneriffe, da quali dista circa 60 km verso est. Questa struttura, il cui asse maggiore è disposto in senso NW-SE, ha una base di 26 km e si innalza per circa 2300-2400 mt isolato nella piana di Imbrium. Se osservato in prossimità del terminatore, la luce solare radente ne accentua la percezione dei dettagli ben oltre le reali dimensioni, essendo l’altezza solo un decimo rispetto alla base, ma questo vale per molti rilievi lunari. Un’attenta osservazione rivela che si tratta non di un unico picco ma di un vero e proprio rilievo la cui parte più elevata si torva in prossimità dell’estremità nordovest. La struttura si presenta massiccia e sui suoi pendii si possono osservare piccole valli e depressioni, oltre all’incrociarsi di alcune linee di creste. Nelle immediate vicinanze di Pico non vi sono strutture particolarmente rilevanti, se non alcuni piccoli craterini. A nordovest, tra Pico ed i monti Teneriffe, Pico-G di 4 km, mentre a sudest vi è Pico-K di soli 3 km, osservabili entrambi 1 giorno dopo il primo quarto con riflettore di almeno 200 mm. Sarà interessante osservare anche il rilievo Pico-Beta ubicato 55 km più a S-SE. Per l’osservazione di mons Pico, la cui origine risale da 3,2 a 3,8 miliardi di anni fa nel periodo geologico Imbriano, basta un rifrattore di almeno 100 mm con fase di 1 giorno dopo il primo quarto.
Se ci spostiamo di 210 km verso SE arriviamo a mons Piton, individuabile nella palus Nebularum circa 60 km più a sud rispetto all’estremità orientale della catena delle Alpi lunari delimitata dai promontori Deville e Agassiz, fra i crateri Cassini e Piazzi Smith. Anche Piton ha una base di 26 km e l’altezza raggiunge i 2250 mt, con l’asse maggiore disposto in senso N-S, su cui si nota una linea di cresta principale con andamento curvilineo ed alcune depressioni sulla sommità del rilievo. Interessanti due piccoli promontori a S-SW. La struttura di Piton sembrerebbe ancora più imponente rispetto a Pico. Nell’area immediatamente circostante sono degni di nota Piazzi Smith (a ovest) e Kirch (a sudovest), crateri con diametro rispettivamente di 22 e 12 km. Vi sono inoltre vari piccoli craterini tra cui Piton-B di 5 km e Piazzi Smith-Y-W-U-B-V-Z con diametri da 3 a 7 km. Circa 120 km a nord di Piton svetta il monte Bianco con i suoi 3600 mt di altezza. Originatosi da 3,2 a 3,8 miliardi di anni fa nel periodo geologico Imbriano, per osservare Piton è sufficiente un rifrattore di almeno 50 mm con fase lunare di primo quarto.
Esattamente dall’altra parte del mare Imbrium andiamo a visitare mons Vinogradov, situato a metà strada fra i crateri Euler (a nordest) e Brailey (a sudovest) con diametro rispettivamente di 29 e 15 km. La base di Vinogradov, di forma grossolanamente circolare, misura 26 km con un’altezza di circa 1200-1400 mt. Si tratta di un rilievo montuoso composto da varie cime fra cui si incuneano alcune strette valli. Oltre ai già citati Euler e Brailey, nelle immediate vicinanze di Vinogradov si potranno cercare vari piccoli crateri fra cui Natasha di 12 km, Euler-J-K rispettivamente di 4 e 5 km, molto interessante la rima Brailey situata ad occidente di mons Vinogradov. La sua formazione risale a 3,2 – 3,8 miliardi di anni fa nel periodo geologico Imbriano ed è osservabile con fase di 4 giorni dopo il primo quarto.
Per osservare il mons Delisle, situato nelle immediate vicinanze della parete SW dell’omonimo cratere, da Vinogradov dobbiamo spostarci di 220 km verso NW fino al confine con l’oceanus Procellarum. La curiosa conformazione della sua base, ci ricorda una pera con l’asse maggiore orientato in senso N-S per 51 km. L’altezza non dovrebbe essere superiore a circa 1000-1500 mt. L’estremità meridionale di mons Delisle, dai contorni poligonali, è anche quella più estesa (in senso E-W) e presenta varie brevi linee di cresta e depressioni, mentre procedendo verso nord questo rilievo montuoso esibisce una sola linea di cresta principale fino all’estremità settentrionale, dove termina con una larghezza leggermente maggiore. Vari piccoli crateri sono sparsi sulla sommità di mons Delisle. Nelle immediate vicinanze, oltre alle omonime rime, meritano attenzione i crateri Delisle e Diophantus, rispettivamente di 26 e 19 km tra i quali si potrà cercare Louise, un craterino di soli 2 km. Per mons Delisle è richiesto un rifrattore di almeno 50 mm in fase lunare di 3 giorni dopo il primo quarto.
Sempre nella piana di Imbrium, in posizione quasi centrale un altro picco montuoso molto interessante è mons La Hire. Tracciando un triangolo ai cui vertici vi sono i crateri Euler (a sud), Lambert (a est), Delisle (a ovest), individueremo La Hire lungo il segmento che unisce Lambert a Delisle. Questa struttura, a forma di “L” con l’asse principale della base orientato in senso NW-SE con una lunghezza di 20 km ed un’altezza di 1700 mt, mi ha sempre dato l’impressione come di una fortezza, e si presenta articolata in alcuni picchi sui quali si possono scorgere piccolissimi craterini, da non perdere n luce radente! A nordest di La Hire vi è l’interessantissima Dorsum Zirkel e numerosi piccoli crateri. Questo rilievo, originatosi da 3,2 a 3,8 miliardi di anni fa nel periodo geologico Imbriano, è osservabile con un rifrattore di 100 mm in fase lunare di 2 giorni dopo il primo quarto.
Prima di abbandonare il mare Imbrium è utile ricordare come i monti Pico, Piton, Vinogradov, Delisle e La Hire possono essere considerati i residui dell’anello montuoso più interno, rispetto alla cerchia più ampia costituita dai Carpathus, Appennini, Alpi, Jura, entrambi generati dalla potente onda d’urto seguita all’impatto da cui si formò Imbrium.
Con un grande balzo sulla superficie lunare di 2100 km in direzione SE ci troviamo nella zona di mons Penck, situato sul bordo meridionale del sinus Asperitatis, una pianura aperta a nord verso Tranquillitatis. Questo rilievo montuoso è situato 20 km a NE del cratere Kant ed a 80 km ad E di Theophilus e Cyrillus. Si tratta di una formazione molto interessante, la cui notevole altezza raggiunge i 4000 mt su una base a forma circolare di 31 km di diametro. L’imponente profilo di mons Penck ci appare arrotondato e non particolarmente degradato, presentandosi cosparso di vari piccoli craterini e con una lieve depressione sulla sommità. E’ da notare che ad W-NW il mons Penck è parte integrante della zona montuosa che si estende verso i crateri Zollner e Alfraganus. L’area immediatamente circostante a Penck si rivela ricca di strutture estremamente interessanti che vale la pena di osservare in dettaglio. Questo rilievo si innalza fra i crateri Kant e Kant-C, rispettivamente di 32 e 20 km. Poco a sud vi è il cratere Ibn Rushd di 34 km, ad W Kant-G di 32 km, mentre a NW il già citato Zollner di 49 km. Oltre a Kant-D di 52 km a SW, in tutta l’area vi è una miriade di piccoli craterini sempre utili per testare i nostri strumenti. Se poi vorremo osservare anche i non lontani Theophilus e Cyrillus, allora non potrà bastare una sola seduta osservativa. Mons Penck ha una età da 4 a 4,5 miliardi di anni dal periodo geologico Pre-Imbriano, e per la sua osservazione è sufficiente un rifrattore di 50 mm.
Per il mons Hansteen dovremo osservare in prossimità del margine SW dell’oceanus Procellarum esattamente a metà strada fra la bella coppia di crateri Hansteen (46 km – 1250 mt) e Billy (48 km – 1210 mt), i quali sono distanziati fra loro da circa 40 km. Si tratta di un rilievo a conformazione triangolare esteso per 31 km, la cui altezza non dovrebbe essere superiore a circa 1000-1500 mt. Una caratteristica di mons Hansteen è la colorazione più chiara rispetto all’area circostante, fattore che ne facilita l’individuazione. La struttura è piuttosto complessa con numerose brevi linee di cresta secondarie che si intersecano fra loro, mentre le creste principali si sviluppano lungo i lati NW e NE. Si notano inoltre alcune valli e depressioni che partono dal lato meridionale. Sulla sommità vi sono vari piccoli crateri. Nell’area immediatamente circostante, potrà essere interessante osservare la differenza di colore fra i crateri Hansteen (chiaro) e Billy (scuro), dovuta alla differente composizione dei materiali che ne ricoprono la rispettiva platea. Tutta la zona è disseminata di numerosi piccoli crateri. La formazione di mons Hansteen risale a 3,2 – 3,8 miliardi di anni fa nel periodo geologico Imbriano, e per la sua osservazione è sufficiente un rifrattore di 50 mm con fase lunare di 4 giorni dopo il primo quarto.
Puntando il telescopio sul mare Crisium in prossimità del margine SE, a metà strada fra i crateri Azout e Farenheit, possiamo vedere mons Usov. Anche se lo schiacciamento prospettico ne limita l’osservabilità in base alle librazioni più o meno favorevoli, è comunque individuabile come un rilievo dalla forma stretta ed allungata isolato nella pianura il cui asse principale è orientato in senso NW-SE per una lunghezza di 15 km. L’altezza massima dovrebbe essere compresa tra 1200-1400 mt e la sua struttura appare relativamente uniforme. La regione circostante è costituita dalla piana di Crisium in cui i principali crateri sono Picard-Y e Farenheit, con diametro rispettivamente di 6 e 7 km, mentre da NW a S-SE si estende la regione montuosa fra Azout e Condorcet. Mons Usov ha avuto origine da 3,9 a 4,5 miliardi di anni fa ed è osservabile con con fase di 3 giorni dopo la Luna Nuova con rifrattore di almeno 100 mm.
Passiamo ora nella regione compresa fra il SE di Serenitatis, il N del mare Tranquillitatis ed il sinus Amoris dove vi sono alcuni interessanti rilievi montuosi isolati.
A breve distanza dalla parete N-NE del cratere Maraldi si innalza l’omonimo mons Maraldi. Anche se condizionata dallo schiacciamento prospettico, la conformazione di questo rilievo è prevalentemente circolare con diametro di 15 km ed un’altezza di circa 1000-1500 mt. Il profilo si presenta arrotondato con la sommità relativamente appiattita su cui si possono vedere alcuni piccoli craterini, fra cui Maraldi-γ. L’area circostante è dominata a sud dai crateri Maraldi e Gardner, con diametro rispettivamente di 41 e 19 km, a SE dal grande Maraldi-D (67 km con pareti molto erose), mentre ad occidente vi è la zona montuosa fino al margine orientale di Serenitatis. La formazione di mons Maraldi risale a 3,9-4,5 miliardi di anni fa nel periodo geologico Pre-Imbriano, e per la sua osservazione è necessario un rifrattore di almeno 100 mm con fase lunare di 2 giorni dopo il primo quarto.
Spostandoci in direzione SW arriviamo sul margine settentrionale di Tranquillitatis dove, a E-NE del cratere Vitruvius (31 km – 1550 mt) vi sono due rilievi montuosi: mons Vitruvius e mons Argaeus. Per quanto riguarda mons Vitruvius, questo si estende per 15 km con l’asse maggiore orientato in direzione N-S, con altezza di circa 2000 mt e con versanti piuttosto ripidi. Mons Vitruvius è osservabile con rifrattore di almeno 100 mm con fase di 4 giorni dopo la Luna nuova; la sua formazione risale al periodo geologico Pre-Imbriano, da 3,9 a 4,5 miliardi di anni fa.
Proprio sul confine fra Tranquillitatis e Serenitatis ecco mons Argaeus, allungato con l’asse maggiore in direzione E-W per 51 km e con altezza di 2500 mt. L’imponente struttura di questo monte presenta il versante più ripido sul lato verso ovest, mentre la sommità è solcata da brevi linee di cresta e piccoli crateri. A ridosso del margine est si può osservare Fabbroni (12 km – 2100 mt). Mons Argaeus risale al periodo geologico Copernicano, non oltre il miliardo di anni fa, e lo si osserva con rifrattore di 100 mm.
Un picco estremamente spettacolare è il mons Schneckenberg, situato a nord del cratere Hyginus lungo il solco della omonima rima Hyginus. La particolarità di questa struttura è costituita, almeno apparentemente, dalla caratteristica conformazione a spirale, con base a forma circolare di circa 10 km ed un’altezza di 1000-1200 mt. I versanti di questo monte hanno una pendenza notevole, mentre proprio sulla sua sommità è visibile un craterino. Osservando attentamente il mons Schneckenberg noteremo come la base di questo sia contornata dalle pareti di una struttura crateriforme di poco più ampia, aperta sul lato sud, mentre a nord si estende una zona collinare fino al mare Vaporum. Nell’area circostante si potrà osservare Hyginus (10 km – 800 mt) e l’omonima rima. Per l’osservazione di mons Schneckenberg è necessario un rifrattore di almeno 100 mm con fase di 6 giorni dopo la luna nuova, mentre la sua formazione sarebbe antecedente al periodo geologico Imbianco, cioè oltre 3,8 miliardi di anni fa, trattandosi di una regione ampiamente interessata dal deposito di ejecta provenienti dal mare Imbrium.