Tycho (cràter)
.jpg){kind=link}
.jpg){kind=link}
Tycho és un prominent cràter d'impacte localisat en la partix sur de les zones elevades de la Lluna, cridat aixina per Tycho Brahe (1546-1601).[2] Al sur de Tycho es localisa el cràter Street, a l'est Pictet, i al nort-noreste Sasserides.
La superfície llunar al voltant de Tycho es troba repleta de cràters de diversos tamanys, molts d'ells inclús superponent-se a uns atres més antics. Alguns dels més menuts són cràters secundaris formats per materials proyectats per l'impacte que va formar el cràter de Tycho.
Tycho és el cràter més jove entre els grans cràters d'impacte del costat visible de la lluna.[3] La seua edat aproximada és de 108 millons d'anys, estimada a partir de la datació de mostres dutes durant la missió Apolo 17. Esta edat va sugerir en el seu moment que el cràter podia haver segut format per l'impacte d'un membre de la família d'asteroides Baptistina, pero com no era possible conéixer la composició del aerolito, l'hipòtesis va quedar en una simple conjectura, a pesar de que els estudis de simulació donaven una provabilitat del 70 per cent de que el cràter haguera segut creat per un fragment de la mateixa ruptura que va originar l'asteroide (298) Baptistina;Erro en la cita: Element <ref> no vàlit;
les referencies sense nom deuen de tindre contingut que es creïa que podia ser el responsable de la formació del cràter de Chicxulub en la Terra, i de la consegüent extinció dels dinosauris. No obstant, eixa possibilitat va ser potencialment descartada pel Wide-field Infrared Survey Explorer en 2011.
El cràter té les vores ben definides i lliures del desgast que mostren els impactes antics. L'interior té un alt albedo evident quan el Sol incidix directament sobre ell. El cràter es troba rodejat d'un distintiu sistema de marques radials i algunes d'elles alcancen fins a 1 500 km. Pels seus rajos prominents, Tycho es considera com a part del Periodo Copernicano.[4]
Els contraforts que s'estenen despuix de la vora del cràter tenen un albedo inferior al de l'interior per més de 100 km. Aixina mateix, no es veuen les marques radials que hi ha davall. Este anell més obscur pugues haver-se format a partir de minerals excavats durant l'impacte.
La paret interior del cràter descendix abruptament formant terrats fins a una superfície pràcticament plana, en menuts montículs redonejats. La superfície mostra senyals d'un passat vulcanisme, molt provablement causat per roca fosa per l'impacte. Fotografies detallades del sol deixen vore un mosaic de clavills i menuts tossals. El pico central s'eleva 1,6 km per damunt de la superfície. Un pico menor es troba al noroest d'est.
Observacions per mig d'infrarrojos de la superfície llunar durant un eclipse han demostrat que Tycho es gela molt més llentament que atres parts de la superfície, fent del mateix un "punt calent". Este efecte és causat per la diferència en els materials que cobrixen la superfície del cràter.
La vora del cràter va ser elegit com a objectiu de la missió Surveyor 7. La sonda robòtica va aterrisar suaument al nort del cràter en giner de 1968. La nau va realisar comprovacions químiques de la superfície del cràter, trobant una composició diferent a la dels mars llunars. Per a est el principal component va resultar ser anortosita, una roca ignea rica en alumini. El cràter va ser també fotografiat en detalle per la sonda Llunar Orbiter 5.
De 1950 a 1990, l'expert en aerodinàmica de la NASA Dean Chapman i atres científics varen postular la teoria de l'orige llunar de les tectitas terrestres. Chapman va utilisar complexos models d'ordenador orbital i extenses proves de túnel de vent per a recolzar la teoria de que les cridades tectitas australasianas s'haurien originat durant l'impacte que va formar el cràter Tycho, a partir dels materials eyectados en direcció al cràter Rosse, que varen generar el denominat "raig de Rosse", una de les marques més prominents del sistema de marques radials de Tycho. No obstant, anàlisis isotòpics més recents han descartat esta teoria, confirmant l'orige terrestre de les tectitas.[5][6]
Este cràter va aparéixer en mapes llunars en dates tan primerenques com 1645, quan Anton Maria Schyrleus de Rheita va detallar el lluent sistema de marques radials.
Denominacions
[editar | editar còdic]Tycho rep el nom de l'astrònom danés Tycho Brahe. Com a molts dels cràters de la cara visible de la Lluna, este nom li va ser donat per l'astrònom jesuïta italià Giovanni Riccioli (1598-1671), el sistema del qual de nomenclatura de 1651 s'ha convertit en un estàndart.[7][8] En els inicis de la cartografia llunar havia rebut atres noms. Aixina, Pierre Gassendi ho va denominar Umbilicus Lunaris ('el melic de la Lluna'); en el seu mapa de 1645[9] Michael van Langren ho va cridar "Vladislai IV" en honor del rei polac Vladislao IV Vasa;[10][11] i Johannes Hevelius ho va nomenar 'Mons Sinai' en referència al mont Sinaí.[12]
Cràters satèlit
[editar | editar còdic]
Per convenció estos elements són identificats en els mapes llunars posant la lletra en el costat del punt mig del cràter que està més prop de Tycho.
|
Referències
[editar | editar còdic]- ↑ «Selenocromatica».
- ↑ «Tycho». USGS. Consultat el 7 de juny de 2014.
- ↑ Llunar Orbiter: Impact Crater Geology. Llunar and Planetary Institute, 2012
- ↑ The geologic history of the Moon, 1987, Wilhelms, Don E.; with sections by McCauley, John F.; Trask, Newell J. USGS Professional Paper: 1348. Plate 11: Copernican System (online)
- ↑ McCall, G. J. H. (2001) Tektites in the Geological Record: Showers of Glass from the Sky. The Geological Society Publishing House, Bath, United Kingdom. 256 pp. ISBN 1-86239-085-1
- ↑ Montanari, A., and C. Koeberl (2000) Impact Stratigraphy. The Italian Record. Lecture Notes in Earth Sciences Séries no. 93. Springer-Verlag, New York, New York. 364 pp. ISBN 3540663681
- ↑ Whitaker, 2003, pp. 61.
- ↑ Riccioli map of the Moon (1651)
- ↑ Whitaker, 2003, pp. 33.
- ↑ Whitaker, 2003, pp. 198.
- ↑ Langrenus map of the Moon (1645)
- ↑ Hevelius map of the Moon (1647)
- Este artícul conté una traducció derivada de «Tycho (cráter)» de Wikipedia en castellà publicada baix la Llicència de documentació lliure de GNU i la Llicència Creative Commons Reconeiximent-CompartirIgual 4.0 Internacional.