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Análisis de la geología de un cráter marciano
y su implicancia para la astrobiología
(J. R. Michalski et al. Inst. Ciencia Planetaria, Tucson, EE.UU.)
Rafael E. Carlos Reyes
UNMSM – UNAC - SPEA
Introducción:
McLaughlin es un cráter marciano de impacto de 92 km de diámetro.
Contenía un antiguo lago carbonato y arcilla mineral.
El análisis geológico revela una historia compleja con implicaciones
importantes para la astrobiología.
La cuenca contiene evidencia de depósitos de rocas con alteración
hidrotermal, depósitos delta y sedimentos de aguas profundas
(> 400 m).
La geología de esta cuenca en contraste con otras antiguas, contiene
evidencia de procesos acuosos transitorios y sedimentos de ceniza volcánica.
Marco geológico:
El cráter McLaughlin se encuentra a 21.9° N 337.63° E, al sur de
la frontera dicotomía.
Entre los grandes y antiguos cráteres, éste conserva una relación
alta de profundidad/diámetro.
Éste no ha sido significativamente llenado y recubierto por depósitos
de lava o ceniza volcánica.
Evidencia de un antiguo lago:
Se observan canales en el interior del cráter, en la pared noreste, que
terminan en el borde de una plataforma topográfica, que está a una altitud de
aproximadamente -4750 a -4700 m, ~ 450 m por encima del suelo del
cráter actual (-5.170 m).
Si bien es posible que los canales se pudieron formar por fusión de hielo/nieve
en vez de lluvia, su elevación terminal probablemente indica el antiguo
nivel del lago, lo que implicaría una profundidad de ~ 400-500 metros
(Figura 1).
Imágenes HiRISE (High Resolution Imaging Science Experiment) de los
estratos en la pared del acantilado, pobremente expuesta (flecha en la
Figura 1), revelan un cauce plano y poco desarrollado en una escala de 10s de
metros, lo que sugiere deposición en agua corriente y, posiblemente, un
antiguo delta.
Figura 1: Imagen en color del HRSC con datos DTM HRSC
coloreada para mostrar un nivel del lago antiguo propuesto de -4,700
metros. Canales mapeados están superpuestos.
DTM: Digital Terrain Models
HRSC: High Resolution Site Charactezition
Las rocas sedimentarias:
El suelo del cráter McLaughlin contiene capas, depósitos ricos en
minerales de arcilla, mejor expuestas en las paredes de un cañón ~ 70
metros de profundidad erosionadas en el suelo (Figura 2).
Espectros CRISM (Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for
Mars) indican que estos depósitos son compuestos ricos en
Fe, dioctaédrica, arcillas expandibles que puedan coexistir con los
carbonatos. Estas rocas de arcilla-cojinete, contienen estructuras
sedimentarias complejas (Figura 3).
Figura 2: Datos DTM de HiRISE (2x exageración) muestran una
cañón erosionado en el suelo del cráter McLaughlin. Perspectiva
aparece al noreste.
Figura 3: Datos DTM de HiRISE (2x exageración) que muestra estructuras
sedimentarias en la pared sur del cañón (pared orientada al norte). Las
flechas apuntan al cauce expuesto en los acantilados. Note la
evidencia de lo plana, y, complicada o interrumpida estratificación cruzada (flechas).
Eyecciones alteradas:
Keren es un cráter de impacto de 28 kilómetros de diámetro
situado en el borde sur del cráter McLaughlin (Figura 1).
Las eyecciones de Keren situadas en elevaciones por debajo del nivel
paleo-lago propuesto de -4.700 m dentro de McLaughlin han sido
intensamente alteradas por agua.
Los espectros CRISM de estos materiales muestran la presencia de
carbonatos Mg, y arcillas expandibles ricas en FeMg, consistente
con la alteración dentro de un ambiente lacustre.
También se detecta Serpentina, indicando posiblemente alteración
hidrotermal del material expulsado.
Tiempo:
La estadística de cráteres proporciona restricciones sobre el tiempo
de formación de McLaughlin, Keren y el medio ambiente lacustre.
No es fácil contar cráteres sobre la cuenca McLaughlin y su material eyectado,
debido a que el material expulsado no se conserva, mismo así los cráteres se
contaron sobre un círculo (A = 1.26 x 104 km2) centrado en el centro del
cráter, extendiéndose hasta ~ 1.5 radios del cráter desde el borde del cráter,
donde una vez existió material expulsado.
La edad de McLaughlin basado en esas estadísticas de cráteres es de 4 Ga o más.
La edad del cráter Keren fue estimada basada en dos áreas diferentes de contaje.
La primera zona, la cual sólo incluye el material expulsado detectable que puede
ser trazado directamente a Keren, dá una edad estimada de 3.7 Ga (Figura 4).
Figura 4: Diagrama de frecuencia-tamaño de cráter acumulativo
e isócronas ajustadas para los cráteres Karen y McLaughlin.
Debido a que muchas de estas eyecciones se han erosionado
parcialmente, se contó un área correspondiente a un círculo
centrado en Keren, que se extiende hasta ~ 1.8 radios del cráter desde el borde.
Esas estadísticas sugieren una edad de ~ 3.8 Ga para el cráter Keren.
Por lo tanto, el lago en McLaughlin tiene que haber existido en el momento del
impacto de Keren, o después (o ambos) con el fin de alterar los depósitos de
eyección de Keren.
Por último, los cráteres se contaron dentro de los depósitos del piso del cráter
McLaughlin con el fin de estimar la edad cuando el lago habría dejado de existir.
Estas estadísticas sugieren una edad de ~ 3.6 Ga.
Implicaciones para la astrobiología:
El cráter McLaughlin se formó hace 4 Ga y tenía un lago en ~ 3.7-3.8 Ga, que dejó
de existir por ~ 3.6 Ga.
El lago puede haber sido efímero o podría haber existido durante un máximo de
300 millones de años. Este lago era profundo (> 400 m) y más voluminoso
(> 1.200 km3) que > 90% de los lagos de Marte, y probablemente alimentado por
agua subterránea, ya que sólo pequeños canales dentro de la cuenca alimentan
el lago que era neutro hasta alcalino (indicado por la presencia de serpentina y
carbonatos).
Dentro de los depósitos del fondo del cráter McLaughlin hay características
lobuladas que sugieren flujos transportados hacia el norte. Ellos siguen la
tendencia de la dirección de eyecciones desde el cráter de Keren,
pero llegan a una distancia > 5 radios del cráter desde el borde de Keren.
Estos depósitos componen los 10-100s metros superiores de los
depósitos del fondo - aquellos expuestos en la pared del cañón. Estos
depósitos probablemente se formaron a través de flujos subacuáticos
(corrientes de densidad, por ejemplo, turbiditas), aunque queda la cuestión de si
fueron generados por el impacto Keren o algún otro evento sísmico no conocido.
Dada la frecuencia de impactos durante el Bombardeo Pesado Tardío, debería
esperarse la generación de corrientes de densidad por actividad
sísmica relacionada a los impactos y en este caso, existe una fuerte evidencia
empírica de que esto se ha producido.
Tal proceso habría dado lugar a un rápido enterramiento de materiales en el
piso del lago, lo cual es una consideración crítica para la potencial
conservación de materia orgánica que pudiera haber existido en el lago.
La edad del lago del cráter McLaughlin corresponde al momento de la
evidencia más temprana para la vida en la Tierra - aunque en la Tierra, esas
pruebas están significativamente ofuscadas por metasomatismo y
metamorfismo posterior.
Sedimentos lacustres de arcilla-carbonada no Metamorfoseada en el cráter
McLaughlin proporcionan una ventana importante para los procesos
químicos en el Sistema Solar temprano.
Gracias!
Contacto:
[email protected]
Proceso acuoso: que interviene el agua o algun liquido
Dicotomía: División de un concepto o una materia teórica
en dos aspectos, especialmente cuando son opuestos o
están muy diferenciados entre sí.
HiRISE
La High Resolution Imaging Science Experiment es una
cámara situada a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter.
Con un peso de 65 kg, este instrumento de 40 millones de
dólares fue construido por Ball Aerospace & Technologies
Corp bajo la dirección del departamento lunar y planetario
de la Universidad de Arizona. Consiste en un Telescopio
reflector de 0,5 metros de diámetro, el más grande de
cualquier misión interplanetaria. Permite fotografiar con una
resolución por encima de los 0,3 metros, diferenciando
objetos de 1 metro de diámetro (aproximadamente una bola
de playa).
HRSC
High Resolution Stereo Camera (HRSC): The Red Planet in
3-D
The High Resolution Stereo Camera (HRSC) is Germany's
most important contribution to the European Space Agency
(ESA) Mars Express mission. The main objective of this
mission, which reached Mars in late 2003) is the search for
traces of water and signs of life. During the expected fouryear mission, seven instruments on board the orbiter will gain
new insights into the composition and geology of the surface
of Mars and the atmospheric composition by means of
various remote sensing experiments. The instruments on
board the orbiter have been designed specifically to map the
surface of Mars in high resolution for photo-geological and
mineralogical investigations, and to study the Martian
atmosphere and its interaction with the interplanetary medium
CRISM
Spectrometer for Mars Reconnaissance Orbiter
With the Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars
(CRISM) instrument just above his head, a technician at NASA's
Kennedy Space Center works on the Mars Reconnaissance Orbiter
spacecraft in July 2005.
CRISM (Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for
Mars) searches for the residue of minerals that form in the
presence of water, perhaps in association with ancient hot springs,
thermal vents, lakes, or ponds that may have existed on the
surface of Mars.
Even though some landforms provide evidence that liquid water
may have flowed on the surface of Mars long ago, evidence of
mineral deposits created by long-term interaction between water
and rock has been limited.
CRISM's visible and infrared spectrometers track regions on the
dusty martian surface and map them at scales as small as 18
meters (60 feet) across, from an altitude of 300 kilometers (186
miles). CRISM reads the hundreds of "colors" in reflected sunlight
to detect patterns that indicate certain minerals on the surface,
including signature traces of past water.
The principal investigator (lead scientist) for CRISM is Scott
Murchie from the Applied Physics Lab at Johns Hopkins University.
Serpentina
Las serpentinas constituyen un grupo de minerales que se caracterizan
por no presentarse en forma de cristales, excepto en el caso de
pseudomorfismo. Son productos de alteración de ciertos silicatos
magnésicos, especialmente olivino, piroxenos y anfíboles.
estadística de cráteres
el contaje de crateres es un metodo usado para datar superficies
planetarias
Turbidita
Una turbidita es una facies sedimentaria que se deposita durante una
corriente turbidítica, una avalancha submarina que redistribuye grandes
cantidades de sedimentos clásticos provenientes del continente en las
profundidades del océano. Cuando se depositan sucesiones con
secuencias alternantes de diferente composición se denominan flysch.
Metasomatismo
El metasomatismo o metasomatosis es un proceso geológico
que corresponde la sustracción o adición de componentes
químicos a una roca mediantes fluidos acuosos con el requisito de
que la roca debe mantenerse en el estado sólido.1 2 Se considera
un tipo de metamorfismo.1 Los dos tipos principales de
metasomatismo son el infiltracional y el difusional.2 El primero
ocurre cuando el fluido se encuentra en movimiento penetrando la
roca y el segundo cuando el fluido esta estancado.2
Metamorfismo
Se denomina metamorfismo —del griego μετά (meta, 'cambio') y
μορφή (morph, 'forma')— a la transformación sin cambio de estado
de la estructura o la composición química o mineral de una roca
cuando queda sometida a condiciones de temperatura o presión
distintas de las que la originaron o cuando recibe una inyección de
fluidos.1 Al cambiar las condiciones físicas, el material rocoso pasa
a encontrarse alejado del equilibrio termodinámico y tenderá, en
cuanto obtenga energía para realizar la transición, a evolucionar
hacia un estado distinto, en equilibrio con las nuevas condiciones.2
Se llaman metamórficas a las rocas que resultan de esa
transformación.3
La datación de superficies planetarias por contaje de cráteres es una técnica ampliamente usada
para estudiar la evolución de los cuerpos sólidos del Sistema Solar. En este trabajo se describe el
método usando un ejemplo y se proponen dos ejercicios de datación de regiones de la cara visible
de la Luna.
Dating of planetary surfaces with the help of the crater counting technique is widely used in Planetary Sciences to study the evolution of the solid bodies in the Solar System. In this paper we describe the crater counting technique with an example and we pro pose as an exercise the dating of
two regions ofthe Moon's near side.
Palabras clave: cráter, imagen, datación, estadística.
Keywords: crater, image, dating, statistics.
Un aspecto importante de las misiones planetarias es la gran cantidad de datos que éstas proporcionan, algo fundamental para algunos científicos. Las sondas hacen barridos de radar, toman
medidas del campo magnético, flujo de calor,
campo gravitatorio, imágenes en diferentes zonas
del espectro ... Estas últimas, las imágenes, son
gratificantes para el público y para los aficionados al tema, ya que les hacen sentirse como si estuvieran allí; también son una importante fuente
de información para el planetólogo sobre el planeta, satélite, cometa, cualquier cuerpo del Sistema Solar.
Aquí se describirá un método de investigación usado desde el principio de la exploración
del Sistema Solar. Lo único necesario son algunas imágenes planetarias, y un poco de paciencia. El objetivo es hallar la edad de la superficie de una región de la Luna, el cuerpo' mejor
estudiado del Sistema Solar. Gracias al programa Apolo y a los Lunar Orbiter (sondas no tripuladas) hay muchos datos e imágenes de la
Luna. Durante años, en los sesenta y setenta, se
dedicó un gran esfuerzo a intentar comprender
el origen y la historia de nuestro satélite, y este
método de datación es una consecuencia de
ello.
La técnica requiere un cierto grado de manipulación numérica, y aunque para llevarla a cabo
baste con una calculadora con funciones logarítmicas, no parece adecuada para alumnos de niveles inferiores al Curso de Orientación Universita-
ria. Dadas, por otra parte, las limitaciones para
realizar actividades fuera de programa en la Geología del C.O.U., es mejor concebir esta práctica
para cursos universitarios.
La técnica se denomina "contaje de cráteres".
La idea principal es que del estudio de la densidad de cráteres en una zona y del tamaño de
aquéllos se puede deducir la edad de esa región.
La existencia de superficies saturadas de cráteres y formadas por rocas muy antiguas, junto a
otras más recientes y con menos cráteres, ha llevado a pensar que el flujo de impactos (la cantidad de cuerpos que han impactado en un planeta
por unidad de tiempo) no es aleatorio, sino que
ha decrecido exponencialmente a lo largo del
tiempo. Es de notar que muchos fenómenos físicos en los que interviene la estadística siguen
comportamientos de este tipo. Otra suposición
inicial (que se podrá confirmar en este ejercicio)
es que hay mayor cantidad de cráteres pequeños
que grandes, y de hecho la frecuencia de craterización en función del tamaño es también una
exponencial decreciente.
Hay que tener en cuenta dos cosas importantes: se calcularán logaritmos decimales de los datos obtenidos en la imagen para que la curva exponencial que se estudia se proyecte como lineal
(de una recta es más fácil obtener información);
""'A B B B B '""B 'M B M M B 'M B M A ",'A ""**",,A M 'M M *M B "B M B '"''"'_ "M M M O W 'M M B ,,,,E 'ls e ñ ia n z a d e
la s C ie n c ia s
d e la T ie rra ,
1995. (3.2), 106-110
/.S.S.N.: 1132-9157
además, se deben usar logaritmos decimales y no
neperianos (los resultados numéricos para neperianos son diferentes de los que aparecen en el
ejemplo y en las soluciones de los ejercicios).
En primer lugar se mide el área total A de la
región estudiada para hallar las densidades de
craterización.Seguidamente,
en una imagen de
escala conocida se anota el diámetro de todos los
cráteres mayores de 5 km. En las imágenes de este trabajo la escala viene dada por el tamaño de
alguno de los rasgos más importantes, como los
cráteres.
La representación y el tratamiento se facilitan
si los datos se agrupan de la siguiente manera:
a) Se cuenta el número de cráteres entre 5 y
7(=5-;.-2)km.
b) Se cuenta el número de cráteres entre 7 y
10 (=5-;.-2-;.-2)
km.
y así sucesivamente. Al diámetro menor de cada
grupo le llamamos Da y al mayor Db' Un modo
útil de organizar los datos es hacer una tabla en la
que tengamos en cada columna el número de grupo, diámetro mínimo, diámetro máximo, y número de cráteres que entran en ese grupo. Es recomendable ordenar los grupos de mayores a
menores diámetros; esto es debido a que hay que
calcular un parámetro llamado "número acumulativo", que denominaremos nc:
DATEMOS EL ÁREA DE ALUNIZAJE DEL
APOL014:
Armados con una calculadora capaz de resolver logaritmos, vamos a practicar el método con
un caso real. La foto (Fig. 1) usada pertenece a la
zona de Mare Imbrium, una gigantesca cuenca en
la zona noroeste de la cara visible de la Luna.
Además, es la zona de aterrizaje del Apolo 14.
El pie de foto proporciona ya el tamaño de alguno de los cráteres. Esto debe servir además para determinar la escala de la foto. Para ello se debe usar el cráter cuyas paredes se vean más
definidas. En este trabajo se tomó el diámetro de
un cráter como la distancia entre el punto más alto de paredes opuestas; este punto más alto se encuentra en la frontera luz-sombra que suele existir en las paredes de los cráteres. Si midiendo
diferentes cráteres se encuentran diferentes escalas, se puede hacer una media.
También hay que calcular el área total. En esta imagen se obtiene 67100 km2 (se puede redondear al centenar de kilómetros cuadrados, ya que
una mayor precisión complica las cifras pero no
altera el resultado final).
Lo siguiente es hacer una lista de todos los
cráteres con diámetro mayor de cinco kilómetros,
anotando el tamaño de cada uno. Se debe tener
cuidado de considerar sólo las estructuras clara-
el nc de un grupo es el número el número de
cráteres con diámetro mayor o igual que el Da de
ese grupo (o sea que sumamos los cráteres de ese
grupo y los de grupos de diámetro superior).
Con estos datos vamos a obtener la gráfica.
Para ello representamos sobre papel milimetrado lag (Da) sobre el eje horizontal y lag ( n c /A )
sobre el eje vertical. Hay métodos estadísticos
que dan la recta que pasa más cerca de una serie de puntos, pero en este caso puede bastar
con dibujar éstos en papel milimetracro y dibujar la recta que más parezca acercarse a todos
ellos.
Una vez se tiene la recta de la densidad de
cráteres, se calcula (gráficamente) el "índice de
zona", que es la ordenada correspondiente a un
diámetro de 25 km. Este número no tiene nada
de especial, pero la ecuación en la que se usa se
ha calculado para los 25 km, y no para otro diámetro. La ecuación
ha sido determinada
elaborando contajes y usando las edades medidas por datación radiométrica de las muestras
traídas en el programa Apolo. El hallar esta
ecuación no es muy complicado, pero requiere
bastante tiempo y trabajo cuidadoso. Por ello la
proporcionamos como herramienta para la datación.
La ecuación a usar es:
1000(1,59 x Índice + 10,61)
EDAD
=
Figura 1: Zona de la formación Fra Mauro. La
flecha es el punto de aterrizaje del Apolo 14. Los
cráteres más importantes son Fra Mauro (F; 95
km), Bonpland (P; 60 km), Parry (P; 48 km) Y
Gambart (G; 25 km)
mente circulares, ya que a veces hay formaciones
que pueden confundirse con un cráter de impacto
sin serlo.
En la figura 2 se presenta el gráfico que se construyó en el ejemplo. El índice resultó ser -4,22.
Sustituyendo en la ecuación de la edad, obtenemos que el terreno de la imagen tiene una antigüedad de 3900 millones de años.
A continuación se agrupan los cráteres. En la
tabla 1 ,aparecen los grupos de cráteres ordenados
1
6
. 80 ..................•.
. 56 .. ,
. 40
. 28
. 20
. 14
7
8
9
. 10 '. . . . . . .. . . . . . . . . . . ..
. 7
"
. 5
;..........
2
3
4
5
1
2 . . . . . . . . . . . . . . . . .•
3 .............•.....
,4
, .....•
,
5
,
6 ...•..•...........
7
~
8
,
'1,90
1;75'
1,60
1,45'
1,30
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1,00
0,84
9
0,70 .
o
•••••••
o
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•
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•
o
o
112
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•
•
•
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•
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•
•
1
1
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1
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10
1
4
7
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. . . • . . . . . . . . . . . . ..
..•..•............
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, .. . .. ..
•......•...
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1
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••
•••••••••••
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'" -4,83
" -4,52
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" ~3,92
-3,87
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...............•.
.......•........
.........•.....
o'
.....•.•..
o
•
•
•
••
21;
o •••••••••••••••••
-3,50
de mayor a menor diámetro y el número de cráteres de cada grupo.
Ahora se calculan los puntos de la exponencial
que se supone cumplen. La X del primer punto es
10g(80) y la Y es log(l/A).donde A es el área calculada antes; el segundo punto tiene X=10g(56) e
Y=10g(2/A) (el número de cráteres de diámetro
mayor o igual que 56 es 2: uno del grupo 2 y otro
del grupo 1). Estos datos componen la tabla 2.
Para obtener el índice se representan los puntos en papel milimetrado. La escala en los ejes
debe permitir representar el segundo decimal. El
paso posiblemente más delicado de la datación
sea encontrar una recta que pase lo más cerca posible de todos los puntos. Existen métodos
matemáticos para hacerlo (como el de los mínimos cuadrados) pero sólo son adecuados para
alumnos universitarios.
Si se dibuja cuidadosamente una recta en papel podrá obtenerse una
buena aproximación. Una vez hecho esto se calculará el índice de la imagen, o sea la ordenada
de X=10g(25)ª1,40.
«
,
} -',00
-'
1.20
l'
lag (Da)
1.60
Figura 2: Gráfico de los puntos de densidades de
cráteres en función de sus diámetros. La línea
recta es la aproximación de los autores. Marcados con flechas: los valores log(25) en el eje X y
-4,22 (el índice de la zona) en el eje Y.
Figura 3: Zona craterizada anterior a la formación de la cuenca Imbrium. W. Bond (W; 158
km), Goldschmidt (G; 120 km), Barrow (B; 93
km), Epígenes (E; 55 km), Anaxágoras (An; 51
km) y Timaeus (T; 33 km) son los cráteres más
importantes de la imagen.
Por último, proponemos ejercitar el método,
sobre otras dos imágenes (Figuras 3 y 4). Una de
ellas es una zona cercana a la del ejemplo, en la
cuenca Imbrium, y la otra es una zona mucho más
joven, al lado del impresionante cráter Copernico.
Ambas, más el ejemplo, están representadas sobre
una fotografía de la Luna, en la figura 5.
SOLUCIONES A LOS EJERCICIOS
PROPUESTOS:
Figura 3: el índice es -4,17 y la edad 3970 millones de años
Figura 4: el índice es -4,66 y la edad 3200 millones de años
BIBLIOGRAFÍA:
Baldwin, R.B. (1987). On the relative and absolute age of
seven lunar front face basins, 11: From crater counts. Icarus,
71,19-29.
Crater Analysis Working Group ~1978). Standard techniques for presentation and analysis of crater size-frequency data. NASA Techn. Memo., 7930, 20 p.
Figura 4: Zona de aterrizaje del Apolo 12 (en la
flecha). Destaca el cráter Copérnico (C). Otros
cráteres son Reinhold (R; 43 km) Y Lansberg (L;
39 km). Los Montes Cárpatos (MC), formanparte
del borde de la cuenca Imbrium, separan Mare
Imbrium (encima) de Mare Insularum (debajo).
Las fotografías de la Luna están reproducidas del libro de
Don Wilhelms "The geologic history of the Moon", publicado
en 1987 por el Servicio Geológico de Estados Unidos como el
número 1348 de la serie Professional Papers .•
Figura 5: La cara visible de la Luna. Mosaico de un cuarto creciente y otro menguante realizado por el
Observatorio Lick. 1 es la zona del ejercicio resuelto; 3 y 4 son los ejercicios propuestos en las figuras
de esa numeración.