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In questa immagine sono inquadrati diverse interessanti formazioni lunari presenti in questa porzione dell'emisfero settentrionale: il cratere Aristoteles, leggermente in alto a destra con un diametro di 88 km e, subito sotto, il cratere Eudoxus del diametro di 68 km.
Andando verso occidente (a sinistra) prima si incontra la catena delle Alpi lunari (Montes Alpes) e dopo il grande cerchio del cratere Plato di 101 km di diametro. Il fondo di Plato, come spesso accade per i crateri lunari di grandi dimensioni, è completamente riempito di lava basaltica; i bordi si elevano fino ad un'altezza di 2.000 metri ed appaiono crollati e collassati in diversi punti.
Il cratere Plato e la catena montuosa delle Alpi lunari si affacciano sulla grande distesa del Mare Imbrium che domina i quadranti settentrionali del nostro satellite naturale. Di forma sostanzialmente circolare questa vasta distesa basaltica si estende per almeno 1250 km e in questa immagine è visibile solo la sua parte piu' orientale.
In basso, tra gli altri, i crateri Aristillus e Cassini ed i Montes Caucasus che separano il Mare Imbrium dal Mare Serenitatis insieme ai Montes Appenninus più a sud; la catena dei Montes Caucasus si sviluppa in direzione nord-sud per 520 km e raggiunge una larghezza di 100 km, le sue cime possono raggiungere quote di 3.650 metri.

07/08/2020 22:07:59 UT
Telescopio Schmidt-Cassegrain diametro 200mm, lunghezza focale 2000mm (f/10)
Montatura EQ6 Pro
Camera CCD ZWO ASI 120MC a fuoco diretto.
Elaborazione Registax 6 e GIMP.

Ingrandimento della regione interessata dal cratere Aristoteles (in alto) a Eudoxus (in basso).

23/08/2024 23:12.9 UT
Telescopio Newton diametro 250mm, f/4.8
Celestron X-Cel LX Barlow 3x
Focale Equivalente: 3600mm (f/14.4)
Camera Player One Uranus-C color + IR-PASS Filter 685nm
Montatura Skywatcher EQ6-R Pro
Acquisizione: SharCap 4.0 in RGB24
Elaborazione: Autostakkert!3.1.4, Registax 6, Astrosurface T7-Titania
Scala: 0.17" x pixel

Dettaglio del cratere Aristoteles ad alto ingrandimento.

24/07/2024 23:12.9 UT
Telescopio Newton diametro 250mm, f/4.8
Tecnosky Tele-Extender 5x
Focale Equivalente: 6000mm (f/24)
Camera Player One Neptune-M monocromatica + IR-PASS Filter 685nm
Montatura Skywatcher EQ6-R Pro
Acquisizione: SharCap 4.0 in MONO16
Elaborazione: Autostakkert!3.1.4, Registax 6, Astrosurface T7-Titania
Scala: 0.08" x pixel

A oriente, rispetto al cratere Aristoteles, si trova il cratere Burg, già inquadrato nella foto a bassa risoluzione di Aristoteles. Questo cratere si trova nel mezzo di una pianura basaltica chiamata nel ben poco beneaugurante Lacus Mortis e, ancora piu' a est, quasi sul terminatore lunare, è visibile il cratere Hercules del diametro di 70 km.
Le fratture nella crosta lunare visibili all'interno della Lacus Mortis, già visibili in questa immagine ma ancora meglio nella seguente scattata con maggiore ingrandimento, testimoniano il passato geologicamente attivo di questa regione lunare.

07/08/2020 22:39:33 UT
Telescopio Schmidt-Cassegrain diametro 200mm, lunghezza focale 2000mm (f/10)
Montatura EQ6 Pro
Camera CCD ZWO ASI 120MC e Barlow 2x
Elaborazione Registax 6 e GIMP.

Alcuni dettagli della regione di Lacus Mortis con il cratere Burg: le fratture superficiali della crosta sono visibili come linee sottili.

23/08/2024 23:17.2 UT
Telescopio Newton diametro 250mm, f/4.8
Tecnosky ADC + Celestron X-Cel LX Barlow 3x
Focale Equivalente: 5000mm (f/20)
Camera Player One Uranus-C color + IR-PASS Filter 685nm
Montatura Skywatcher EQ6-R Pro
Acquisizione: SharCap 4.0 in RGB24
Elaborazione: Autostakkert!3.1.4, Registax 6, Astrosurface T7-Titania
Scala: 0.12" x pixel

Il quadrante nord-occidentale della Luna e' dominato dal Mare Imbrium. Il cratere Plato (in alto) con i suoi 101 km di diametro delimita l'estremità nord insieme con la spettacolare Sinus Iridum estesa per ben 400 km.
A sud spiccano sulla distesa di lava alcuni gradi crateri, tra cui Archimedes del diametro di 83 km.

11/08/2020 00:49:01 UT
Telescopio Schmidt-Cassegrain diametro 200mm, lunghezza focale 2000mm (f/10)
Montatura EQ6 Pro
Camera CCD ZWO ASI 120MC al primo fuoco, filtro IR-Cut
Elaborazione Registax 6 e GIMP.

Il Sole tramonta sul cratere Plato. In questa foto scattata il 16 agosto 2025 si osserva il cratere Plato illuminato dai raggi del Sole poco prima che tramonti sul suo orizzonte.
Le lunghe ombre radenti rivelano i contorni tormentati del cratere e svelano la loro reale altezza. A sud i 2.400 metri di altezza del Monte Pico sono chiaramente mostrati dalla lunga ombra che si allunga sulla pianura del Mare Imbrium.

16/08/2025 00:52.2 UT
Telescopio Newton diametro 250mm, f/4.8
Tecnosky ADC + Celestron X-Cel LX Barlow 3x
Focale Equivalente: 5000mm (f/20)
Camera Player One Mars M-II monochrome + IR-PASS Filter 685nm
Montatura Skywatcher EQ6-R Pro
Acquisizione: SharCap 4.0 in MONO16
Elaborazione: Autostakkert!3.1.4, Registax 6, Astrosurface T7-Titania
Scala: 0.12" x pixel

L'interno del cratere Plato in questa foto del 11 luglio 2023.

11/07/2023 01:11.2 UT
Telescopio Newton diametro 250mm, f/4.8
Tecnosky Tele-Extender 5x
Focale Equivalente: 6000mm (f/24)
Camera Player One Uranus-C color + IR-PASS Filter 685nm
Montatura Skywatcher EQ6-R Pro
Acquisizione: SharCap 4.0 in RGB24
Elaborazione: Autostakkert!3.1.4, Registax 6, Astrosurface T7-Titania
Scala: 0.10" x pixel

In questa foto ad alta risoluzione sono ben visibili i dettagli di Plato e delle regioni immediatamente circostanti.

28/07/2024 00:56.8 UT
Telescopio Newton diametro 250mm, f/4.8
Celestron X-Cel LX Barlow 3x
Focale Equivalente: 3600mm (f/14.4)
Camera Player One Neptune-M monochrome + IR-PASS Filter 685nm
Montatura Skywatcher EQ6-R Pro
Acquisizione: SharCap 4.0 in MONO16
Elaborazione: Autostakkert!3.1.4, Registax 6, Astrosurface T7-Titania
Scala: 0.14" x pixel

Il Mons Pico, proprio a sud del cratere Platone, domina la pianura settentrionale del Mare Imbrium. Il Sole, quasi al tramonto su questa regione, proietta lunghe ombre tradendo il profilo delle solitarie formazioni montuose.
La superficie circostante i picchi isolati si presenta sostanzialmente pianeggiante, con alcuni minori crateri da impatto ma caratterizzata dalla presenza di corrugamenti e striature lunghe e ramificate, testimonianze di antichissimi flussi di lava, congelati nel tempo da miliardi di anni.

11/07/2023 01:27.5 UT
Telescopio Newton diametro 250mm, f/4.8
Tecnosky Tele-Extender 5x
Focale Equivalente: 6000mm (f/24)
Camera Player One Uranus-C color + IR-PASS Filter 685nm
Montatura Skywatcher EQ6-R Pro
Acquisizione: SharCap 4.0 in RGB24
Elaborazione: Autostakkert!3.1.4, Registax 6, Astrosurface T7-Titania
Scala: 0.10" x pixel

In questa foto a bassa risoluzione, scattata il giorno 8 aprile 2017 alle ore 19:00:35, sono ripresi insieme il cratere Plato e la Sinus Iridum che costitiscono i limiti settentrionali del Mare Imbrium.

08/04/2017 19:00:35 UT
Telescopio Schmidt-Cassegrain diametro 200mm, lunghezza focale 2000mm (f/10)
Montatura EQ6 Pro
Camera CCD ZWO ASI 120MC al primo fuoco.
Elaborazione Registax 6 e GIMP.

In questo dettaglio della regione tra Plato e la Sinus Iridum e' visibile la catena montuosa dei Montes Recti che si estende in direzione est-ovest per 90 km, una larghezza di 20 km e con cime che raggiungono i 1.800 metri.
A sinistra il promontorio Laplace che si eleva fino a 2.600 metri al di sopra dellapianura del Mare Imbrium e costituisce il contrafforte occidentale della Sinus Iridum.

16/05/2016 320:33:31 UT
Telescopio Schmidt-Cassegrain diametro 200mm, lunghezza focale 2000mm (f/10)
Montatura EQ6 Pro
Webcam Philips TouCam modificata
Elaborazione Registax 6 e GIMP.

La Sinus Iridum ripresa ad alto ingrandimento.
Tradotto dal latino in italiano "Baia degli Arcobaleni", è una pianura di lava basaltica che costituisce l'estensione nord-occidentale del Mare Imbrium. È circondata da nord-est a sud-ovest dalla catena montuosa dei Montes Jura; la parte sporgente della catena all'estremità sud-occidentale (sinistra nell'immagine) viene chiamata Promontorium Heraclides, mentre quella all'estremità nord-orientale (destra) è chiamata Promontorium Laplace. Questa baia e le montagne circostanti sono considerate una delle caratteristiche più belle della Luna e sono tra le formazioni preferite dagli osservatori lunari.
La Sinus Iridum si è formato dai resti di un grande cratere da impatto, successivamente inondato da lava basaltica che ha sommerso la parete del "mare"; la baia stessa non contiene crateri da impatto degni di nota. La superficie è sostanzialmente pianeggiante, ma anche segnata da numerose creste, chiamate dorsa.

08/10/2023 01:49.9 UT
Telescopio Newton diametro 250mm, f/4.8
Tecnosky ADC + Celestron X-Cel LX Barlow 3x
Focale Equivalente: 4750mm (f/19)
Camera Player One Neptune-M monochrome + IR-PASS Filter 685nm
Montatura Skywatcher EQ6-R Pro
Acquisizione: SharCap 4.0 in MONO16
Elaborazione: Autostakkert!3.1.4, Registax 6, Astrosurface T7-Titania
Scala: 0.10" x pixel

La quasi totalita' del Mare Serenitatis con tutti i suoi 650 km di estensione, ripresi il 18 marzo 2017 con il Sole quasi al tramonto.
L'illuminazione radente rivela le creste di lava solidificata che percorrono da nord a sud la superficie basaltica del Mare come vene sulla pelle di una persona anziana. Le creste sono chiamate Dorsa in latino e la piu' evidente, visibile chiaramente nella foto che attraversa sinuosa la parte centrale del Mare dall'alto verso il basso, e' chiamata Dorsa Smirnov e ha una lunghezza di 131 km.

18/03/2017 00:38:50 UT
Telescopio Schmidt-Cassegrain diametro 200mm, lunghezza focale 2000mm (f/10)
Montatura EQ6 Pro
Camera CCD ZWO ASI 120MC al primo fuoco.
Elaborazione Registax 6 e GIMP.

Il Mare Serenitatis ripreso pienamente illuminato dalla luce del Sole.

07/08/2020 22:16:42 UT
Telescopio Schmidt-Cassegrain diametro 200mm, lunghezza focale 2000mm (f/10)
Montatura EQ6 Pro
Camera CCD ZWO ASI 120MC al primo fuoco
Elaborazione Registax 6 e GIMP.

Dettaglio della sezione nord-orientale del Mare Serenitatis, proprio al confine con la Lacus Somniorum.
In primo piano il cratere Posidonius del diametro di 96 km e la parte settentrionale della Dorsa Smirnov; una grande quantita' di formazioni che sembrano suggerire un'antica attiva tettonica, come le fratture nella crosta chiamate Rimae. In evidenza la Rima G Bond sulla destra dell'immagine.

06/08/2023 01:59.1 UT
Telescopio Newton diametro 250mm, f/4.8
Tecnosky ADC + Celestron X-Cel LX Barlow 3x
Focale Equivalente: 4665mm (f/18.7)
Camera Player One Uranus-C color + IR-PASS Filter 685nm
Montatura Skywatcher EQ6-R Pro
Acquisizione: SharCap 4.0 in RGB24
Elaborazione: Autostakkert!3.1.4, Registax 6, Astrosurface T7-Titania
Scala: 0.13" x pixel

La serie di profonde fratture nella crosta lunare (Rimae) sia all'esterno che all'interno del cratere Posidonius

29/01/2024 22:30.4 UT
Telescopio Newton diametro 250mm, f/4.8
Tecnosky ADC + Celestron X-Cel LX Barlow 3x
Focale Equivalente: 4750mm (f/19)
Camera Player One Neptune-M monochrome + IR-PASS Filter 685nm
Montatura Skywatcher EQ6-R Pro
Acquisizione: SharCap 4.0 in MONO16
Elaborazione: Autostakkert!3.1.4, Registax 6, Astrosurface T7-Titania
Scala: 0.10" x pixel

Poco a sud rispetto al Mare Serenitatis si trova il cratere Manilius del diametro di 40 km e con pareti che raggiungono un'altezza di 3.100 metri.
Nelle sue immediate vicinanze possono essere osservati delle particolari formazioni lunari chiamate Domi. I Domi lunari sono delle strutture geologiche a forma di cupola sulla cui sommita' si trova normalmente un piccolo cratere vulcanico; la loro forma ricorda i vulcani a scudo delle Hawaii anche se in scala piu' piccola in quanto possono estendersi al massimo per poche decine di km e si elevano rispetto alla superficie circostante solamente di poche centinaia di metri.
La loro formazione risale a qualche miliardo di anni fa, nel periodo in cui il nostro satellite naturale mostrava una propria attivita' vulcanica e si sono creati a causa di intrusioni laviche all'interno della crosta, in prossimita' della superficie, ma senza una eruzione vera e propria. Il magma si e' accumulato subito sotto la superficie gonfiando la parte superiore della crosta e creando quasi caratteristica formazione; in seguito effusioni laviche provenienti dal cratere posto alla sommita' hanno completato il processo di formazione del Domo.
In questa immagine sono identificabili almeno tre Domi, percepibili come rigonfiamenti della superficie lunare. La loro identificazione e', in realta', abbastanza difficoltosa in quanto si elevano molto poco rispetto alla superficie circostante, per cui per poterli individuare e' necessario che vengano illuminati in modo molto radente dalla luce del Sole.

08/08/2023 00:04.3 UT
Telescopio Newton diametro 250mm, f/4.8
Tecnosky ADC + Celestron X-Cel LX Barlow 3x
Focale Equivalente: 4665mm (f/18.7)
Camera Player One Uranus-C color + IR-PASS Filter 685nm
Montatura Skywatcher EQ6-R Pro
Acquisizione: SharCap 4.0 in RGB24
Elaborazione: Autostakkert!3.1.4, Registax 6, Astrosurface T7-Titania
Scala: 0.13" x pixel

Procedendo dal cratere Manilius ancora verso sud, si incontra una regione tormentata da fratture della crosta lunare, crateri e antiche formazioni vulcaniche. La formazione più rilevante della zona è la Rima Hyginus, lunga ben 220 chilometri e con una larghezza tra i quattro e i nove chilometri. Posizionato tra il Mare Vaporum e Sinus Medii, è caratterizzato da un aspetto lineare e fessurato, con diverse fosse di collasso sovrapposte; attraversa l'omonimo cratere Hyginus, del diametro di undici chilometri, considerato essere una caldera vulcanica anzichè un cratere da impatto.
È un'altra delle formazioni più fotografate dagli astrofili, anche per la presenza di Domi vulcanici nelle sue vicinanze, cosa che lo accumuna con quelli presenti in prossimità di Manilius a nord, tanto che si può parlare di una regione geologica comune come Manilius-Hyginus.

08/08/2023 00:10.5 UT
Telescopio Newton diametro 250mm, f/4.8
Tecnosky ADC + Celestron X-Cel LX Barlow 3x
Focale Equivalente: 4665mm (f/18.7)
Camera Player One Uranus-C color + IR-PASS Filter 685nm
Montatura Skywatcher EQ6-R Pro
Acquisizione: SharCap 4.0 in RGB24
Elaborazione: Autostakkert!3.1.4, Registax 6, Astrosurface T7-Titania
Scala: 0.13" x pixel

Spostandosi un poco verso oriente si scoprono altre regioni frastagliate e ricche di particolari strutture geologiche; tra queste spicca sicuramente la Rima Ariadaeus. Come per l'analoga Rima Hyginus posizionata più a occidente, la Rima Ariadaeus è si tratta di una frattura tettonica, detta anche graben, nella crosta lunare; lunga circa 250 chilometri, larga almeno cinque e con una profondità che può arrivare a 500 metri è un'altra tra le formazioni più interessanti e fotografate dagli appassionati di astronomia, specie quando il Sole la illumina in modo radente.
Anche in questa regione sipossono riconoscere dei Domi, come quello identificato in questa immagine come Julius Caesar 1, dal nome del cratere più grande nelle sue vicinanze.

16/07/2025 00:18.8 UT
Telescopio Newton diametro 250mm, f/4.8
Celestron X-Cel LX Barlow 3x
Focale Equivalente: 3600mm (f/14.4)
Camera Player One Neptune-M monochrome + IR-PASS Filter 685nm
Montatura Skywatcher EQ6-R Pro
Acquisizione: SharCap 4.0 in MONO16
Elaborazione: Autostakkert!3.1.4, Registax 6, Astrosurface T7-Titania
Scala: 0.14" x pixel

Uno spostamento deciso vero est e ci ritroviamo al confine tra due dei più noti "mari" lunari: il Mare Serenitatis che si estende a nord e il Mare Tranquillitatis verso sud. In realtà, come è ben noto, il termine "mari" nel caso del nostro satellite naturale è del tutto improprio; vennero chiamati in questo modo dai primi osservatori che puntarono i loro piccoli telescopi all'inizio del XVII secolo, tra questi il primo in assoluto fu Galileo Galilei15/02/1564 - 08/01/1642 Astronomo, fisico, matematico e filosofo, considerato il padre della scienza moderna e fondatore del metodo scientifico. Il primo ad esplorare il cielo con un piccolo cannocchiale da lui stesso costruito. Scoprì la struttura della superficie lunare, le macchie solari, le fasi di Venere ed i quattro principali satelliti di Giove, chiamati oggi galileiani. Fu un fondamentale e determinate sostenitore del modello Copernicano del Sistema Solare., e che scambiarono quelle distese di lava basaltica con bacini riempiti di acqua, simili ai mari terrestri.
L'immagine qui proposta riporta la parte più meridionale del Mare Serenitatis, delimitata a sud dai Montes Haemus in cui spicca il cratere Menelaus all'estrema sinistra (ovest) e caraterizzata dalla presenza di numerose Rimae (fratture) nella crosta lunare. L'intera estensione del Mare Serenitatis è poi percorsa da una serie di "Dorsae" o corrugamenti superficiali: creste sinuose e allungate, formatesi per contrazione della crosta lunare in seguito al raffreddamento del magma; non si tratta quindi di catene montuose ma di increspature tettoniche, che diventano particolarmente evidenti all'osservazione quando la luce solare le illumina in modo radente.
Ad esempio la Dorsum Nicol, visibile sulla destra dell'immagine, ha una lunghezza di 50 chilometri e una larghezza di circa cinque; mentre la Dorsa Lister, ancora sulla destra ma un poco più a nord, è molto più imponente, con una lughezza di circa 290 chilometri e una larghezza di almeno 20. Dorsae e Rimae appaiono sempre, in qualche modo, collegate le une alle altre.

27/06/2024 00:47.6 UT
Telescopio Newton diametro 250mm, f/4.8
Celestron X-Cel LX Barlow 3x
Focale Equivalente: 3600mm (f/14.4)
Camera Player One Neptune-M monochrome + IR-PASS Filter 685nm
Montatura Skywatcher EQ6-R Pro
Acquisizione: SharCap 4.0 in MONO16
Elaborazione: Autostakkert!3.1.4, Registax 6, Astrosurface T7-Titania
Scala: 0.14" x pixel

In questa immagine a grande campo e bassa risoluzione è stata ripresa la quasi totalità della regione interessata dal Mare Tranquillitatis, inclusa la zona a confine con il Mare Serenitatis di cui l'immagine precedente costituisce il dettaglio.
I due mari sono abbastanza simili per dimensioni e forma, anche se il Mare Serenitatis risulta essere leggermente più di forma circolare con una estensione di circa 650 chilometri, mentre Tranquillitatis è leggermente più grande con 700 chilometri.
All'interno di quest'ultimo mare si trovano una grande quantità di particolari e interessanti formazioni geologiche: spicca subito a nord il cratere Plinius, ad oriente la regione identificabile con il cratere Vitruvius e, molto più a sud, quella associata al cratere Arago

07/08/2020 22:19:02 UT
Telescopio Schmidt-Cassegrain diametro 200mm, lunghezza focale 2000mm (f/10)
Montatura EQ6 Pro
Camera CCD ZWO ASI 120MC al primo fuoco
Elaborazione Registax 6 e GIMP.

Dettaglio della regione circostante il cratere Plinius ripreso ad alto ingrandimento. Il bordo di Plinius ha una forma leggermente ovale, con una parete interna terrazzata e un terrapieno esterno irregolare; il fondo del cratere, purtroppo non visibile in questa immagine perchè immerso nell'ombra, è collinare e al centro si trova un picco centrale irregolare che, a seconda dell'angolazione della luce, appare come una formazione a doppio cratere.
L'immagine rivela poi una grande quantità di altri dettagli e di particolari formazioni geologiche, come le fratture (Rimae) della crosta lunare subito a nord di Plinius e i corrugamenti (Dorsae) a sud, in prossimità del cratere Ross.
Un possibile Domo è stato evidenziato con un cerchio giallo, in basso a destra della foto.
Per dare un'idea della scala dell'immagine, il cratere Plinius ha un diametro di circa 40 chilometri, Ross è più piccolo con soli 27 chilometri; la distanza tra i due crateri è di circa 125 chilometri. Le strutture delle Rimae Plinius, le fratture a nord del cratere più grande, si estendono invece per circa 120 chilometri e hanno una larghezza di circa tre chilometri.

21/12/2024 00:11.9 UT
Telescopio Newton diametro 250mm, f/4.8
Tecnosky ADC + Celestron X-Cel LX Barlow 3x
Focale Equivalente: 5000mm (f/20)
Camera Player One Mars-M II monochrome + IR-PASS Filter 685nm
Montatura Skywatcher EQ6-R Pro
Acquisizione: SharCap 4.0 in MONO16
Elaborazione: Autostakkert!3.1.4, Registax 6, Astrosurface T7-Titania
Scala: 0.12" x pixel

Immediatamente a est di Plinius si trova una regione ricca di Domi, alcuni dei quali identificati in questa immagine.
La regione e' chiamata Pianoro di Vitruvius-Cauchy e si estende dal limite nord del Mare Tranquillitatis fino a quasi metà del confine occidentale del Mare, per almeno 350 km.
In questa foto è stata inquadrata la parte nord della regione, dominata dal cratere Vitruvius; numerosi i corrugamenti superficiali (Dorsae) e le spaccature nella crosta (Rimae) visibili, come ci si potrebbe aspettare da una regione dalla complessa storia geologica come questa, con palesi indizi di attivita' tettoniche e vulcaniche endogene.

08/08/2020 00:02:51 UT
Telescopio Schmidt-Cassegrain diametro 200mm, lunghezza focale 2000mm (f/10)
Montatura EQ6 Pro
Camera CCD ZWO ASI 120MC e proiezione dell'oculare con 9mm ortoscopico
Elaborazione Registax 6 e GIMP.

La regione compresa tra i crateri Vitruvius e Jansen in questa immagine con una maggiore risoluzione. Si notano molti dettagli come le fratture della crosta e i corrugamenti superficiali, che tradiscono il tormentato passato geologico dell'intera zona. I Domi iniziano a mostrarsi poco più a sud-est, nella parte in basso a dstra della foto.

03/10/2023 21:58.9 UT
Telescopio Newton diametro 250mm, f/4.8
Tecnosky ADC + Celestron X-Cel LX Barlow 3x
Focale Equivalente: 4665mm (f/18.7)
Camera Player One Uranus-C color + IR-PASS Filter 685nm
Montatura Skywatcher EQ6-R Pro
Acquisizione: SharCap 4.0 in RGB24
Elaborazione: Autostakkert!3.1.4, Registax 6, Astrosurface T7-Titania
Scala: 0.13" x pixel

Procedendo verso le regioni più del Mare Tranquillitatis si incontrano una grande quantità di Domi, semptre facenti parte del complesso di Vitruvius-Cauchy ma posizionati tra i crateri Jansen a nord e Sinas a sud-est.

03/10/2023 21:58.9 UT
Telescopio Newton diametro 250mm, f/4.8
Tecnosky ADC + Celestron X-Cel LX Barlow 3x
Focale Equivalente: 4665mm (f/18.7)
Camera Player One Uranus-C color + IR-PASS Filter 685nm
Montatura Skywatcher EQ6-R Pro
Acquisizione: SharCap 4.0 in RGB24
Elaborazione: Autostakkert!3.1.4, Registax 6, Astrosurface T7-Titania
Scala: 0.13" x pixel

Moltissimi i Domi chiaramente visibili in questa foto, con la forma a cupola sormontata da un piccolo cratere. La migliore visibilità delle varie formazione è stata favorita dalla bassissima inclinazione del Sole, ormai quasi al tramonto, sulla regione che si trova quindi in prossimità del terminatore.
La regione si colloca quasi sul bordo orientale del Mare Tranquillitatis; il cratere Cauchy domina la regione e sono ben visibili due formazioni molto caratteristiche che sottintendono un'intesa attività tettonica e vulcanica avvenuta nel passato e, quindi, chiaramente legata ai Domi Lunari: Rupes e Rimae. Le strutture del tipo Rima sono già ampiamente documentate in altre immagini: qui troviamo la Rima Cauchy che si estende complessivamente per 210 chilometri con un'ampiezza di 4 chilometri. Si tratta di una profonda frattura nella crosta lunare, quasi fosse un cicatrice lasciata lì da quale catastrofico evento del passato.
La Rupes Cauchy è invece una scarpata vera e propria, lunga almeno 120 km.

08/08/2020 00:05:44 UT
Telescopio Schmidt-Cassegrain diametro 200mm, lunghezza focale 2000mm (f/10)
Montatura EQ6 Pro
Camera CCD ZWO ASI 120MC e proiezione dell'oculare con 9mm ortoscopico
Elaborazione Registax 6 e GIMP.

Il dettaglio della regione a sud del cratere Cauchy che chiude la regione dei domi lunari identificata come Vitruvius-Cauchy, proprio a ridosso dei contrafforti orientali del Mare Tranquillitatis. Il numero di domi visibile in questa immagine, sebbene realizzata a uno dei massimi ingrandimenti possibili con le attrezzature a disposizione dell'autore, sono solo una frazione di quelli realmente presenti.

29/01/2024 22:54.0 UT
Telescopio Newton diametro 250mm, f/4.8
Tecnosky ADC + Celestron X-Cel LX Barlow 3x
Focale Equivalente: 4750mm (f/19)
Camera Player One Neptune-M monochrome + IR-PASS Filter 685nm
Montatura Skywatcher EQ6-R Pro
Acquisizione: SharCap 4.0 in MONO16
Elaborazione: Autostakkert!3.1.4, Registax 6, Astrosurface T7-Titania
Scala: 0.10" x pixel

Spostandosi verso occidente ma rimanendo all'interno del Mare Tranquillitatis, si scoprono nuove regioni ricche di antiche vestigia vulcaniche. Dominata dal cratere Arago, la zona inquadrata da questa immagine ripresa dall'autore nell'agosto del 2024 presenta numerosi Domi, fratture e corrugamenti della crosta. Le Dorsae si trovano principalmente nelle zone più interne della vasta superficie lavica che forma il Mare Tranquillitatis, le Rimae invece si trovano sui bordi.
Arago è un cratere da impatto, fu chiamato in questo modo in onore dell'astronomo francese Francois Arago(1786 - 1853) Matematico, fisico, astronomo e politico francese. Fu nominato astronomo dell'Osservatorio nazionale francese e si interessò allo studio della pressione e alla velocità del suono. Studiò il magnetismo e di come molti corpi potessero essere magnetizzati, ricerche che in seguito furono portate avanti da Michael Faraday. Nella sua vita avventurosa ebbe molte esperienze e divenne addirittura Primo Ministro della Francia, seppur per un breve periodo, nel 1848.; il suo diametro è di 26 km. Il bordo di Arago presenta un rigonfiamento nella parete occidentale, con una cresta centrale che corre verso la parete settentrionale. La superficie del mare nelle vicinanze è segnata da creste ondulate, soprattutto a est e sud-est. Si possono contare almeno diecii Domi nella zona circostante Arago: a nord se ne individua facilmente uno, denominato Arago Alpha o A2, mentre un altro di dimensioni simili si trova a uguale distanza, però a ovest ed è chiamato Arago Beta oppure A3. Alpha ha un diametro di 25 chilometri e un'altezza di 330 metri, Beta invece è di quasi 24 chilometri con un'altezza di 270 metri. Altri Domi più piccoli sono rintracciabili a nord.

24/08/2024 23:37.9 UT
Telescopio Newton diametro 250mm, f/4.8
Celestron X-Cel LX Barlow 3x
Focale Equivalente: 3600mm (f/14.4)
Camera Player One Uranus-C color + IR-PASS Filter 685nm
Montatura Skywatcher EQ6-R Pro
Acquisizione: SharCap 4.0 in RGB24
Elaborazione: Autostakkert!3.1.4, Registax 6, Astrosurface T7-Titania
Scala: 0.17" x pixel

Facendo un salto deciso in direzione opposta, verso oriente, ci si avvicina al bordo della faccia visibile della Luna e si incontra una regione, per molti versi, iconica del nostro satellite: il Mare Crisium (Mare delle Crisi).
Formatosi dall'inondazione di lava basaltica che ha riempito un antico bacino da impatto asteroidale, il Mare Crisium ha una forma quasi circolare con un diametro di 556 chilometri e 176000 chilometri quadrati di area; esso appare ellittico a causa della prospettiva con cui lo vediamo dalla Terra. Ha un pavimento molto piatto, con un anello di creste (dorsae) che circonda i suoi confini esterni; identificabili come Dorsa Tetyaev, Dorsum Oppel, Dorsum Termier e Dorsa Harker.
Un masconUna concentrazione di massa, o mascon (contrazione dell'espressione inglese "mass concentration"), è una regione di un corpo celeste caratterizzata da una significativa anomalia gravitazionale positiva. è una concentrazione di massa, o picco gravitazionale, è stata identificata al centro di Mare Crisium dalle rilevazione Doppler delle navicelle spaziali Lunar Orbiter nel 1968. Il mascon è stato confermato e mappato a più alta risoluzione con orbiter successivi come Lunar Prospector e GRAIL.
Come la maggior parte degli altri mari lunari, Mare Crisium fu denominato da Giovanni Battista Riccioli(598 - 1671) Latinista, fu uno dei maggiori astronomi del XVII secolo. Fautore del geocentrismo, rifiutò i tre principali sistemi del mondo correnti all'epoca (tolemaico, copernicano e ticonico) per elaborne uno proprio. Pubblicò nel 1651, Almagestum novum, astronomiam veterem novamque complectens, in due volumi, nel quale incluse una mappa lunare assegnando alle formazioni lunari nomi tuttora in uso., il cui sistema di nomenclatura del 1651 fu standardizzato e adottato universalmente.
Facilmente riconoscibile anche a occhio nudo, è il luogo in cui la sonda sovietica Luna 15 si schiantò il 21 luglio 1969, lo stesso giorno in cui due astronauti dell'Apollo 11 camminarono sulla Luna. Un campione di suolo proveniente da Mare Crisium fu portato con successo sulla Terra il 22 agosto 1976 dalla missione lunare sovietica Luna 24. Il lander lunare della Firefly Aerospace trasportò esperimenti sponsorizzati dalla NASA e carichi utili commerciali nell'ambito del programma Commercial Lunar Payload Services verso Mare Crisium; l'atterraggio fu completato con successo il 2 marzo 2025 e la missione si concluse il 16 marzo 2025 dopo aver completato tutti i suoi obiettivi, incluso un test di uno scudo antipolvere elettrodinamico per impedire l'accumulo di regolite lunare sulle superfici del veicolo spaziale.
Nel Mare Crisium è ambientato il racconto di Arthur C. Clarke(1917 - 2008) Autore di fantascienza, scienziato e inventore brittanico. È Noto maggiormente per il suo romanzo 2001: Odissea nello spazio del 1968, da cui fu tratto l'omonimo film omonimo con la sua sceneggiatura e la regia di Stanley Kubrick, era ispirato al racconto breve La sentinella dello stesso Clarke. Lo scrittore ha però al suo attivo una produzione letteraria assai estesa, tra cui la celebre serie di Rama; è considerato un autore di fantascienza hard o "classica", dato che una caratteristica saliente dei suoi romanzi è l'attenzione per la verosimiglianza scientifica. In suo onore l'orbita geostazionaria della Terra è stata chiamata "Fascia di Clarke". Egli infatti fu il primo ad ipotizzare, in un articolo pubblicato nel 1945, l'utilizzo dell'orbita geostazionaria per i satelliti dedicati alle telecomunicazioni. del 1948, "La Sentinella". Nella storia, una misteriosa struttura viene scoperta in una delle montagne che circondano il Mare. Clarke descrive Mare Crisium come segue:

È la grande pianura murata, una delle più belle della Luna, conosciuta come Mare Crisium, il Mare delle Crisi. Con un diametro di trecento miglia e quasi completamente circondata da una catena di magnifiche montagne, non era mai stata esplorata fino a quando non vi siamo entrati alla fine dell'estate del 1996.

Il racconto fornì la base per il seguente romanzo 2001, Odissea nello Spazio dello stesso Clarke e della successiva sceneggiatura per l'omonimo film.

Dall'alto in basso:
27/01/2024 20:18.4 UT
27/01/2024 21:50.8 UT (Mare Crisium North)
27/01/2024 21:47.3 UT (Mare Crisium South)

Telescopio Newton diametro 250mm, f/4.8
Celestron X-Cel LX Barlow 3x
Focale Equivalente: 3600mm (f/14.4)
Camera Player One Neptune-M monochrome + IR-PASS Filter 685nm
Montatura Skywatcher EQ6-R Pro
Acquisizione: SharCap 4.0 in MONO16
Elaborazione: Autostakkert!3.1.4, Registax 6, Astrosurface T7-Titania
Scala: 0.14" x pixel

Un altro deciso cambio di direzione, questa volta verso le regioni meridionali della faccia visibile del nostro satellite, mantenendosi però sempre ad oriente.
Il Mare Fecundidatis si trova nel quadrante sud-orientale della Luna e occupa un'area di 600 per 500 km. Ospita una grande quantità di formazioni geologiche interessanti, tra cui diversi corrugamenti superficiali (Dorsae) e crateri da impatto grandi e piccoli. Spiccano, nella parte centrale del mare, i due crateri Messier chiamati anche come crateri a cometa per via del getto di materiale che fu eiettato dai crateri stessi all'epoca dell'impatto del corpo asteroidale che li ha generati. Questo materiale proveniva dall'interno della crosta lunare e l'impatto deve essere avvenuto in un'epoca geologicamente abbastanza recente, in quanto il flusso di radiazioni proveniente dal Sole non ha ancora avuto modo di scurire il materiale stesso.

13/04/2017 23:52:09 UT
Telescopio Schmidt-Cassegrain diametro 200mm, lunghezza focale 2000mm (f/10)
Montatura EQ6 Pro
Elaborazione Registax 6 e GIMP.

Il cratere Taruntius che nell'immagine precedente si trovava in alto quasi sul bordo dell'inquadratura, visto qui in questa ripresa dettagliata della parte settentrionale del Mare Fecunditatis. Si tratta di un cratere da impatto che prende il nome dall'antico filosofo, matematico e astrologo romano Lucius Tarutius Firmanus; la superficie intorno a Taruntius presenta un numero insolito di crateri fantasma e formazioni laviche, il suo bordo esterno è poco profondo ma forma un bastione complesso e venato nel vicino mare, soprattutto a nord e sud-ovest. Il bordo è interrotto a nord-ovest dal piccolo cratere Cameron. La superficie interna del bordo è priva di terrazze, ma all'interno si trova un insolito bordo interno concentrico, fortemente eroso e irregolare. Si tratta di un cratere fratturato sul fondo, probabilmente creato da un sollevamento di materiale del mare dal di sotto all'interno; al centro del fondo interno, relativamente pianeggiante, si trova un basso complesso di picchi centrali. Sono presenti anche alcune sottili rille concentriche al bordo.
Taruntius ha un sistema di raggi che si estendono per oltre 300 chilometri.

02/10/2023 22:10.3 UT
Telescopio Newton diametro 250mm, f/4.8
Tecnosky ADC + Celestron X-Cel LX Barlow 3x
Focale Equivalente: 4665mm (f/18.7)
Camera Player One Uranus-C color + IR-PASS Filter 685nm
Montatura Skywatcher EQ6-R Pro
Acquisizione: SharCap 4.0 in RGB24
Elaborazione: Autostakkert!3.1.4, Registax 6, Astrosurface T7-Titania
Scala: 0.13" x pixel

Dettaglio della regione circostante i crateri, Messier all'interno del Mare Fecunditatis; è visibile anche un Domo denominato ME1 del diametro di poco meno di otto chilometri e un'altezza di appena 85 metri rispetto alla superficie circostante. Esiste un altro Domo, denominato ME2, che però è posizionato a sud-est rispetto alla coppia dei crateri Messier e per questo non risulta visibile in questa immagine.
I due Domi sono simili tra di loro per proprietà morfometriche, reologicheLa reologia è la branca della fisica che studia lo scorrimento e la deformazione dei materiali (solidi, liquidi, polimeri, fanghi) sottoposti a forze esterne. Analizza come sostanze complesse rispondono a stress, velocità e durata dell'applicazione, distinguendo tra comportamenti elastici, plastici e viscosi e spettrali; con le loro viscosità laviche moderate, questi Domi condividono quindi le proprietà di un particolare gruppo reologico.
Si ritiene che le lave che formano Mare Fecunditatis siano relativamente sottili, con profondità di circa 500 metri ma che, localmente, si possano estendere fino a un chilometro e mezzo. Questa ipotesi è supportata dalla diffusa presenza di "crateri fantasma", dove i volumi relativamente bassi di lave eruttate non hanno completamente riempito i crateri preesistenti. Questo ha permesso di osservare la relazione tra questi crateri e le strutture vulcaniche, siano esse di natura intrusiva o effusiva. Appare evidente che la presenza di queste caratteristiche vulcaniche associate ai "crateri fantasma" suggerisce un'influenza formativa dell'una sull'altra, con le lave ascendenti che sfruttano le fratture crostali prodotte durante il processo di formazione del cratere per creare camere magmatiche sotterranee che alimentano poi l'attività effusiva superficiale.

02/10/2023 22:04.8 UT
Telescopio Newton diametro 250mm, f/4.8
Tecnosky ADC + Celestron X-Cel LX Barlow 3x
Focale Equivalente: 4665mm (f/18.7)
Camera Player One Uranus-C color + IR-PASS Filter 685nm
Montatura Skywatcher EQ6-R Pro
Acquisizione: SharCap 4.0 in RGB24
Elaborazione: Autostakkert!3.1.4, Registax 6, Astrosurface T7-Titania
Scala: 0.13" x pixel

Ormai passati decisamente nell'emisfero sud lunare, la regione inquadrata nell'immagine qui presentata è quella della parte centrale del Mare Fecunditatis. Sulla sinistra (ovest) si scorgono i crateri Gutenberg e Goclenius, sulla destra (est) il grande cratere Langrenus.
Il Mare Fecunditatis (dal latino mare della fertilità o fecondità) è una delle vaste distese basaltiche presenti sul nostro satellite naturale: di forma approssimativamente circolare, ha un diamtero di circa 900 chilometri. L'intero bacino si formò all'incirca tra quattro miliardi e mezzo e tre miliardi e noveneto milioni di anni fa, in quello che viene chiamato Periodo pre-Nettariano; il materiale nelle vicinanze del mare è seguente, risalente a circa 3.9 miliardi di anni fa, mentre quello presente all'interno del bacino può essere fatto risalire da 3.8 a 3.2 miliardi di anni fa ed esso sembra relativamente sottile se paragonato allo spessore di altri mari lunari, come il Mare Crisium o il Mare Tranquillitatis.

01/10/2023 20:40.4 UT
Telescopio Newton diametro 250mm, f/4.8
Tecnosky ADC + Celestron X-Cel LX Barlow 3x
Focale Equivalente: 5860mm (f/23.4)
Camera Player One Uranus-C color + IR-PASS Filter 685nm
Montatura Skywatcher EQ6-R Pro
Acquisizione: SharCap 4.0 in RGB24
Elaborazione: Autostakkert!3.1.4, Registax 6, Astrosurface T7-Titania
Scala: 0.10" x pixel

In corrispondenza del bordo sud-occidentale del Mare Fecunditatis, si trovano i due crateri Gutenberg, del diametro di 75 chilometri e Goclenius, con un'ampiezza di 55 chilometri. I bordi di Gutenberg sono parzialmente crollati sia in seguito ad impatti meteorici seguenti sia dall'intrusione di magma proveniente dal Mare Fecunditatis, che ha anche parzialmente riepito l'interno del cratere.
Sono visibili una grande quantità di fratture (Rimae) nella crosta lunare, che interessano sia i crateri sia le pianure basaltiche; viene evidenziato, passando il mouse al di sopra dell'immagine, la posizione di un altro Domo, del diametro di 35 chilometri e avente un'altezza di 212 metri. La pendenza delle pareti di questo Domo è abbastanza modesta, solo 0.7 gradi, per cui è estremamente difficile distinguerlo anche in condizioni di illuminazione favorevoli.

05/09/2020 22:14:46 UT
Telescopio Schmidt-Cassegrain diametro 200mm, lunghezza focale 2000mm (f/10)
Montatura EQ6 Pro
Camera CCD ZWO ASI 120MC, proiezione dell'oculare con 9mm ortoscopico e filtro IR-Cut
Elaborazione Registax 6 e GIMP.

Dettaglio dei due crateri Gutemberg e Goclenius sul confine sud-occidentale del Mare Fecunditatis.
Il bordo di Gutenberg è consumato ed eroso, in particolare a est dove è interrotto da un altro cratere più piccolo, chiamato Gutenberg E; il bordo di quest'ultimo presenta a sua volta delle discontinuità nei lati sud-est e sud-ovest, che formano un passaggio verso il mare ad est. La superficie interna di entrambi i crateri Gutenberg e Gutenberg E sono stati inondati dalla lava, che ha lasciato un'area relativamente piana: essa è interrotta a nord-est da una coppia di crepacci che costituiscono una parte delle Rimae Goclenius. Il picco centrale del cratere maggiore è formato da un insieme semicircolare di colline.
A sud-est di Gutenberg si trova Goclenius, tipico cratere da impatto; a partire da nord-ovest da questo cratere, si estende un sistema di solchi paralleli che si sviluppano nella medesinìma direzione di nord-ovet, per una lunghezza fino a 240 chilometri: questa formazione è chiamata >Rimae Goclenius. Il bordo di Goclenius appare eroso, distorto e irregolare, con un profilo vagamente ovale; il suo fondo è ricoperto di lava e un solco lo attraversa verso nord-ovest, nella stessa direzione degli altri elementi della Rimae Goclenius. Un solco simile si trova sul fondo di Gutenberg, ed è probabile che queste formazioni si siano create contemporaneamente, dopo la formazione dei crateri originali.

22/08/2024 23:19.6 UT
Telescopio Newton diametro 250mm, f/4.8
Celestron X-Cel LX Barlow 3x
Focale Equivalente: 3600mm (f/14.4)
Camera Player One Neptune-M monochrome + IR-PASS Filter 685nm
Montatura Skywatcher EQ6-R Pro
Acquisizione: SharCap 4.0 in MONO16
Elaborazione: Autostakkert!3.1.4, Registax 6, Astrosurface T7-Titania
Scala: 0.14" x pixel

Ad oriente rispetto ai due crateri visti prima, proprio al limite orientale del Mare Fecunditatis, si trova il grande cratere Langrenus, del diametro di 133 chilometri, avente bordi che raggiungono i 2600 metri al di sopra del fondo del cratere stesso. La parete interna del cratere Langrenus è ampia e irregolarmente terrazzata, con una larghezza media di 20 chilometri; il terrapieno esterno è irregolare e collinare e la raggiera, caratteristica di diversi crateri a impatto lunari, si estende verso ovest sul Mare Fecunditatis.
L'interno del cratere possiede un'albedo L'albedo in astronomia è la frazione di luce solare riflessa da un corpo celeste (pianeta, satellite, asteroide) rispetto a quella totale ricevuta, misurata su una scala da 0 (assorbimento totale, corpo nero) a 1 (riflessione totale, corpo bianco). È un indice fondamentale per determinarne la composizione superficiale, l'atmosfera e la temperatura maggiore della superficie circostante e il cratere risalta quando direttamente illuminato dalla luce solare. Il fondo del cratere è coperto da numerosi macigni e risulta leggermente irregolare nella metà nordorientale. I picchi centrali si elevano di circa un chilometro dal fondo; un alto picco, di 3 chilometri di altezza, è presente anche sul bordo orientale. Audouin Dollfus(1924- 2010) È stato un astronomo e aeronauta francese, specialista nello studio del Sistema Solare e scopritore di Janus, una luna di Saturno. dell'osservatorio di Parigi registrò il 30 dicembre 1992 una serie di lampi provenienti dal fondo del cratere, utilizzando un telescopio di un metro di diametro. I lampi manifestarono variazioni nel tempo e il professor Dollfus ritenne che fossero stati originati da emissioni gassose; Il cratere non è stato finora sede di altri fenomeni lunari transienti.
Il cratere è dedicato all'astronomo fiammingo Michael Florent van Langren(1598 - 1675) Astronomo, cartografo e ingegnere olandese. Figlio più giovane di famiglia di cartografi olandesi, fu al servizio di Filippo IV di Spagna come cartografo e matematico reale; si occupò del problema della determinazione della longitudine, realizzò mappe lunari e compì osservazioni della cometa dela 1652., autore della prima mappa della Luna che assegnava nomi a numerose caratteristiche, diede a questo cratere il proprio nome; curiosamente, di tutti i nomi da lui assegnati, questo è l'unico che sia stato mantenuto.

27/01/2024 21:21.0 UT
Telescopio Newton diametro 250mm, f/4.8
Celestron X-Cel LX Barlow 3x
Focale Equivalente: 3600mm (f/14.4)
Camera Player One Neptune-M monochrome + IR-PASS Filter 685nm
Montatura Skywatcher EQ6-R Pro
Acquisizione: SharCap 4.0 in MONO16
Elaborazione: Autostakkert!3.1.4, Registax 6, Astrosurface T7-Titania
Scala: 0.14" x pixel

A circa 500 km a sud di Langrenus, ben oltre i confini del Mare Fecunditatis, si trova un altro grande cratere da impatto: Petavius con un diametro di ben 177 km e pareti del cratere che raggiungono una quota di 3300 metri. All'interno di Petavius si può osservare un altro Domo, chiamato Petavius Dome o Petavius 1, del diametro di quasi 20 km ed alto 240 metri.
Ancora una volta, a testimoniare la stretta parentela geologica che li lega, troviamo una frattura nella crosta lunare che accompagna da vicino un Domo: la frattura viene chiamata Rima Petavius e si trova proprio all'interno del cratere.
A causa della prospettiva con cui lo osserviamo dalla Terra, Petavius appare molto oblungo, tuttavia le immagini scattate durante le varie missioni lunari hanno ampiamente dimostrato some sia quasi perfettamente circolare. La parete esterna del cratere è insolitamente ampia in proporzione al diametro e presenta un doppio bordo lungo i lati sud e ovest. L'altezza del bordo varia fino alla metà rispetto al punto più basso e numerose creste si irradiano verso l'esterno dal bordo; il fondo convesso del cratere fu rimodellato da colate laviche e presenta un sistema di solchi chiamato Rimae Petavius. Le grandi montagne centrali sono una formazione prominente con molteplici cime che si ergono per 1.7 chilometri; una profonda frattura si estende dalle cime verso il bordo sud-ovest del cratere.
Immediatamente a nord-ovest, proprio a ridosso del bordo, si trova un altro cratere, chiamato Wrottesley del diametro di 58 chilometri.
Il reverendo Thomas William Webb (1807 - 1885) È stato un noto astronomo britannico, autore di numerose opere tra cui il testo di divulgazione scientifica Celestial Objects for Common Telescopes pubblicato nel 1859 in due volumi come guida all'uso dei telescopi e alle osservazioni astronomiche per astronomi dilettanti, che divenne un punto di riferimento almeno fino alla metà del XX secolo, astronomo e divulgatore britannico del XIX secolo, scrisse a proposito del cratere Petavius:

Si tratta di uno dei luoghi più belli della Luna: il suo maestoso doppio bastione, sul lato est alto quasi 3400 metri, le sue terrazze e l'interno convesso con collina e fenditura centrali, compongono un paesaggio magnifico al mattino o alla sera lunare, scomparendo completamente sotto un Sole sorto solo a metà strada verso il meridiano.

10/08/2025 22:05.1 UT
Telescopio Newton diametro 250mm, f/4.8
Celestron X-Cel LX Barlow 3x
Focale Equivalente: 3600mm (f/14.4)
Camera Player One Neptune-M monochrome + IR-PASS Filter 685nm
Montatura Skywatcher EQ6-R Pro
Acquisizione: SharCap 4.0 in MONO16
Elaborazione: Autostakkert!3.1.4, Registax 6, Astrosurface T7-Titania
Scala: 0.14" x pixel

Ancora trecento chilometri più a sud si incontra un altro grande cratere da impatto lunare: Furnerius. Con un diametro di circa 126 chilometri, appare ancora più schiacciato del precedente Langrenus per via della prospettiva con cui viene visto dalla Terra; in realtà è quasi perfettamente circolare.
Visibile in questa immagine quasi in prossimità del terminatore (la linea che divide il giorno dalla notte), il suo bordo è eroso e butterato, con numerosi impatti lungo tutta la sua lunghezza; la maggior parte delle pareti sporge solo leggermente dal terreno circostante e le sezioni più basse si trovano a nord e a sud, tuttavia il punto più alto di tutto l'orlo si trova proprio a nord, dove raggiunge la ragguardevole altezza di 3500 metri. Il fondale è punteggiato da diversi crateri di dimensioni anche notevoli, di cui uno che presenta anche un picco centrale. Alcune tracce più scure sul fondale indicano la presenza di lava fuoriuscita dall'interno. Nel settore a nord-est del fondo del cratere è presente la Rima Furnerius, un crepaccio lungo circa 50 chilometri che, seguendo un percorso verso nord-ovest raggiunge il bordo settentrionale del cratere.

10/08/2025 22:13.4 UT
Telescopio Newton diametro 250mm, f/4.8
Celestron X-Cel LX Barlow 3x
Focale Equivalente: 3600mm (f/14.4)
Camera Player One Neptune-M monochrome + IR-PASS Filter 685nm
Montatura Skywatcher EQ6-R Pro
Acquisizione: SharCap 4.0 in MONO16
Elaborazione: Autostakkert!3.1.4, Registax 6, Astrosurface T7-Titania
Scala: 0.14" x pixel

Sempre più a sud e mantenendosi sempre sul bordo dell'emisfero ricolto verso la Terra, percorrendo altri 500 chilometri attraverso i territori tormentati da crateri dell'emisfero sud lunare, si giunge a un'altro grande cratere, ripreso in questa immagine: Janssen del diametro di 191 chilometri.
L'intera struttura del cratere è stata pesantemente consumata ed contrassegnata da numerosi crateri minori; lungo la parete esterna si notano numerose brecce e aperture, però il profilo del cratere mantiene una certa integrità. Il perimetro ha una caratteristica forma esagonale sulla superficie lunare irregolare, con una leggera curvatura ai vertici. Il cratere Fabricius, del diametro di 78 chilometri, giace interamente entro il perimetro esterno, nel quadrante nord-orientale di Janssen. Connesso al bordo nord-orientale è presente il cratere Metius (88 chilometri di diametro), mentre a nord si trova il cratere Brenner, pesantemente danneggiato.
Nei due terzi sud di Janssen possono essere distinti i resti di un grande cratere concentrico, le cui pareti sono sovrapposte a quelle di Fabricius; la superficie di questa depressione interna contiene un sistema di rime denominate Rimae Janssen. Questa fenditura forma una curva dal bordo del cratere Fabricius fino alla parete esterna sudorientale di Janssen, e si estende per circa 140 chilometri.

02/10/2023 22:27.9 UT
Telescopio Newton diametro 250mm, f/4.8
Tecnosky ADC + Celestron X-Cel LX Barlow 3x
Focale Equivalente: 4665mm (f/18.7)
Camera Player One Uranus-C color + IR-PASS Filter 685nm
Montatura Skywatcher EQ6-R Pro
Acquisizione: SharCap 4.0 in RGB24
Elaborazione: Autostakkert!3.1.4, Registax 6, Astrosurface T7-Titania
Scala: 0.13" x pixel

Invertendo il cammino e riportandosi verso settentrione, si incontra il cratere Piccolomini, del diametro di 88 chilometri e con delle pareti esterne che possono raggiungere altezze di 4500 metri.
Il bordo del cratere non è stato gravemente eroso da impatti seguenti e la parete interna presenta ampi terrazzamenti. Queste strutture sono state in parte levigate da frane e dall'erosione, indotte molto probabilmente da attività sismica. Un afflusso di materiale è penetrato attraverso il bordo settentrionale, scorrendo verso la base; il fondo del cratere è relativamente liscio, con solo piccole colline e crateri da impatto. Al centro si trova un picco centrale complesso circondato da rilievi minori: il picco principale si eleva fino a un'altezza di due chilometri rispetto al fondo circostante.
Nell'immagine qui presentata viene evidenziato un altro Domo, posizionato a breve distanza da PIccolomini, in direzione nord-ovest: il suo diametro è di 14 chilometri e si sviluppa in altezza per 350 metri.

07/08/2020 22:52:28 UT
Telescopio Schmidt-Cassegrain diametro 200mm, lunghezza focale 2000mm (f/10)
Montatura EQ6 Pro
Camera CCD ZWO ASI 120MC e Barlow 2x
Elaborazione Registax 6 e GIMP.

Il dettaglio del cratere Piccolomini e della regione immediatamente adiacente. Con un poco di attenzione e facendo un confronto con l'immagine precedente, è possibile identificare anche il Domo in maniera abbastanza semplice.

22/08/2024 23:10.2 UT
Telescopio Newton diametro 250mm, f/4.8
Celestron X-Cel LX Barlow 3x
Focale Equivalente: 3600mm (f/14.4)
Camera Player One Neptune-M monochrome + IR-PASS Filter 685nm
Montatura Skywatcher EQ6-R Pro
Acquisizione: SharCap 4.0 in MONO16
Elaborazione: Autostakkert!3.1.4, Registax 6, Astrosurface T7-Titania
Scala: 0.14" x pixel

Continuando per il nuovo cammino in direzione nord si devono percorrere almeno 260 chilometri prima di arrivare alla parte più meridionale di un nuovo mare, il Mare Nectaris, e a un'altro grande cratere che delimita il suo confine sud: il cratere Fracastorius avente un diametro di 124 chilometri. Poco al di là dei bordi settentrionali di questo cratere, crollati in seguito all'invasione di flussi lavici provenienti dal Mare Nectaris stesso, si trova un altro Domo Lunare di forma ellittica (37 x 27 km) ed alto poco piuè di 300 metri.
Fracastorius è il residuo, riempito di lava, di un antico cratere da impatto lunare situato sul bordo meridionale del Mare Nectaris. A nord-ovest di questa formazione si trova il cratere Beaumont, mentre a nord-est si trova Rosse.

08/08/2020 00:16:00 UT
Telescopio Schmidt-Cassegrain diametro 200mm, lunghezza focale 2000mm (f/10)
Montatura EQ6 Pro
Camera CCD ZWO ASI 120MC e proiezione dell'oculare con 9mm ortoscopico
Elaborazione Registax 6 e GIMP.

Dettaglio del cratere Fracastorius e della regione immediatamente circostante, specie quella settentrionale dove si trova il Domo.
La parete settentrionale di questo cratere è mancante e solo alcuni rilievi presenti nella distesa lavica, che rappresenta il mare, ne segnano il contorno. La lava che ha formato il Mare Nectaris ha invaso anche questo cratere, quindi la struttura ora forma un'estensione simile a una baia. Il resto del bordo è fortemente eroso e ricoperto da crateri da impatto minori, lasciando ben poco del bordo originale intatto; l'altitudine massima di questo bordo raggiunge i 2.4 chilometri. Il più prominnte dei crateri minori è Fractastorius D, che si sovrappone a una porzione del bordo occidentale. Fracastorius non ha un picco centrale, ma una lunga e sottile frattura che lo attraversa centralmente in direzione est-ovest.

29/01/2024 23:32.5 UT
Telescopio Newton diametro 250mm, f/4.8
Tecnosky ADC + Celestron X-Cel LX Barlow 3x
Focale Equivalente: 4750mm (f/19)
Camera Player One Neptune-M monochrome + IR-PASS Filter 685nm
Montatura Skywatcher EQ6-R Pro
Acquisizione: SharCap 4.0 in MONO16
Elaborazione: Autostakkert!3.1.4, Registax 6, Astrosurface T7-Titania
Scala: 0.10" x pixel

Muovendosi da Fracastorius verso nord-ovest si deve attraversare il Mare Nectaris, un bacino lavico che risulta più piccolo rispetto ad altre pianure basaltiche lunari: di forma sostanzialmente circolare, ha un diametro di 350 km e il materiale presente sulla sua parte superficiale risulterebbe profondo un migliaio di metri circa e risalirebbe a un periodo che va da 3.8 e 3.2 miliardi di anni fa. Le origini del bacino vero e proprio risalirebbero però un poco prima: da 3.9 a 3.8 miliardi di anni fa.
Il limite nord di questo piccolo mare è fissato dal grande cratere Theophilus, del diametro di 101 km e con bordi del cratere che raggiungono i 4400 metri di altezza. Adiacente a Theophilus, in basso a sinistra, si trova il cratere Cyrillus, dalla parte opposta sulla destra è invece rintracciabile il piccolo Madler, avente solo 28 km di diametro ma profondo almeno 2670 metri. Questo cratere appare isolato in una pianura che confina a nord con la Sinus Asperitatis che a sua volta divide il Mare Nectaris dal Mare Tranquillitatis.

07/08/2020 22:48:32 UT
Telescopio Schmidt-Cassegrain diametro 200mm, lunghezza focale 2000mm (f/10)
Montatura EQ6 Pro
Camera CCD ZWO ASI 120MC e Barlow 2x
Elaborazione Registax 6 e GIMP.

Dettaglio dei crateri Theophilus e Cyrillus ripresi ad alto ingrandimento.
Il bordo del cratere di Teophilus presenta un'ampia superficie interna terrazzata che mostra segni di frane: è profondo 4200 metri, con pareti massicce ed è diviso in una seconda formazione, Cyrillus. Formatosi in un periodo compreso tra i 3.2 e 1.1 miliardi di anni fa. Il fondo del cratere è relativamente pianeggiante e presenta una grande montagna centrale a tre cime, che si eleva fino a circa due chilometri dal fondo: la cima occidentale è denominata con la lettera greca Psi (ψ), quella orientale Phi (φ) e quella settentrionale Alpha (α) Theophilus. I versanti occidentali di questa dorsale sono più ampi e irregolari, mentre le cime scendono più ripidamente verso il fondo sul versante settentrionale.
La missione Apollo 16 raccolse diversi pezzi di basalto che si ritiene siano ejecta dalla formazione di Theophilus.

23/08/2024 23:41.2 UT
Telescopio Newton diametro 250mm, f/4.8
Tecnosky ADC + Celestron X-Cel LX Barlow 3x
Focale Equivalente: 4700mm (f/18.8)
Camera Player One Uranus-C color + IR-PASS Filter 685nm
Montatura Skywatcher EQ6-R Pro
Acquisizione: SharCap 4.0 in RGB24
Elaborazione: Autostakkert!3.1.4, Registax 6, Astrosurface T7-Titania
Scala: 0.13" x pixel

Con questa immagine si ritorna quasi da dove si era partiti per questo particolare viaggio attraverso alcune delle più affascinanti formazioni lunari: nel quadrante settentrionale e all'interno del Mare Imbrium, però nella sua parte più orientale.
Le due immagini riportate a lato portano all'attenzione il particolarissimo cratere Cassini, del diametro di 57 chilometri: la prima foto in alto inquadra la zona immediatamente a occidente del cratere, con a nord-ovest il Promontorium Agassiz, l'estremo meridionale della catena montuosa di Montes Alpes, e a occidente il solitario picco del Mons Piton, alto 2250 metri. Nella seconda immagine viene ritratta la regione immediatamente a oriente di Cassini, con la catena dei Montes Caucasus e diversi crateri, tra cui a sud-est Theaetetus del diametro di 25 chilometri e direttamente a est Calippus di 33, il cui fondo appare completamente in ombra.
Il pianoro centrale del cratere è stato invaso dalla lava, portando ad ipotizzarne un'età pari o maggiore di quella del mare circostante; la sua superficie interna è costellata da molti impatti asteroidali minori, e da un paio di formazioni significative, entrambe completamente all'interno del bordo di Cassini. La maggiore dei due, Cassini A, si trova appena a nord-est del centro, insieme a una zona collinare che si estende verso sud-est; la minore, Cassini B, è collocata presso il margine sud-occidentale. Il bordo del cratere è sottile e irregolare, ma poco danneggiato dalle colate laviche; all'esterno del bordo si trovano consistenti depositi di materiale roccioso.
Stranamente, questo cratere non fu riportato nelle prime mappe della superficie lunare; con ogni probabilità l'omissione fu dovuta a un errore di uno dei primi estensori.

27/07/2024 00:34.6 UT (Top Image)
27/07/2024 00:42.8 UT (Bottom Image)

Telescopio Newton diametro 250mm, f/4.8
Celestron X-Cel LX Barlow 3x
Focale Equivalente: 3600mm (f/14.4)
Camera Player One Neptune-M monochrome + IR-PASS Filter 685nm
Montatura Skywatcher EQ6-R Pro
Acquisizione: SharCap 4.0 in MONO16
Elaborazione: Autostakkert!3.1.4, Registax 6, Astrosurface T7-Titania
Scala: 0.14" x pixel

Ci si sposta un poco più a sud, mantenendosi sempre all'interno del Mare Imbrium, e si scopre un'altra interessantisima regione lunare, caratterizzata dalla presenza di alcuni grandi crateri, formidabili catene montuose e distese laviche.
Nell'immagine a lato è in immediata evidenza il grande circo del cratere Archimedes posizionato in basso a sinistra, subito a fianco in direzione est (destra) il più piccolo cratere Autolycus e, subito sopra, l'intermedio per dimensioni Aristillus.
Nella parte più occidentale dell'immagine, ben all'interno del Mare Imbrium, sono rintracciabili i Montes Spitzbergen che si estendono per 60 chilometri e per 15 di larghezza, con cime che raggiungono i 1400 metri. Nella parte destra la foto rivela la presenza di due grandi catene monutuose: la parte finale dei Montes Caucasus e quella iniziale dei Montes Appeninus, con in evidenza il Promontorium Fresnel, che si estendono poi per altri 950 chilometri in direzione sud-ovest. Nel mezzo un vero e proprio punto di passaggio tra il Mare Imbrium e il Mare Serenitatis a oriente.
Infine in basso al centro, proprio sul bordo della foto, si scorge una parte di una zona pianeggiante, denominata Palus Putredinis.

20/07/2022 01:46:50 UT
Telescopio Schmidt-Cassegrain diametro 200mm, lunghezza focale 2000mm (f/10)
Meade Achromatic Barlow 2x
Montatura EQ6 Pro
Camera CCD ZWO ASI 120MC
Elaborazione Registax 6 e GIMP. Scala: 0.19" x pixel

Dettaglio del grande circo del cratere Archimedes del diametro di 83 chilometri. Si tratta del più grande fra tutti i crateri presenti nel Mare Imbrium. Il suo bordo è caratterizzato all'esterno da un consistente terrapieno il cui colore più chiaro è dovuto a detriti generati nell'impatto, mentre all'interno dai resti di un sistema di terrazzamenti; manca però una raggiera, solitamente associata ai crateri più giovani. Un promontorio triangolare si estende per una trentina di chilometri dal bordo sud-orientale. Archimedes manca di un picco centrale, ed è invaso dalle colate del mare circostante. Il pianoro interno manca di particolari caratteristiche, a parte i segni di pochi impatti minori verso il margine e qualche sporadico deposito a raggiera di materiale più chiaro, verosimilmente generati durante l'impatto che ha prodotto il vicino cratere Autolycus.

17/07/2025 01:23.4 UT
Telescopio Newton diametro 250mm, f/4.8
Tecnosky Tele-Extender 5x
Focale Equivalente: 6000mm (f/24)
Camera Player One Mars-M II monochrome + IR-PASS Filter 685nm
Montatura Skywatcher EQ6-R Pro
Acquisizione: SharCap 4.0 in MONO16
Elaborazione: Autostakkert!3.1.4, Registax 6, Astrosurface T7-Titania
Scala: 0.10" x pixel

Il cratere Autolycus, posizionato a circa 150 chilometri a est di Archimedes, è molto più del suo vicino, arrivando a un diametro di soli 40 chilometri e con una forma solo lievemente ellisoidale. Il bordo di questo cratere è alquanto irregolare, sebbene generalmente circolare nel complesso: presenta un piccolo terrapieno esterno e un interno irregolare senza picco centrale. Autolycus Possiede un sistema di raggi luminosi che si estende per una distanza di oltre 400 chilometri; parte del materiale dei raggi sembra sovrapporsi al fondo allagato di lava di Archimedes, facendo quindi di Autolycus sensibilmente più giovane di Archimedes stesso. L'altro grande cratere della zona, Aristillus, posizionato a nord, ha tuttavia dei raggi che si sovrappongono sia ad Autolycus che ad Archimedes, classificandolo quindi come il più giovane dei tre crateri.

27/07/2024 01:00.5 UT
Telescopio Newton diametro 250mm, f/4.8
Celestron X-Cel LX Barlow 3x
Focale Equivalente: 3600mm (f/14.4)
Camera Player One Neptune-M monochrome + IR-PASS Filter 685nm
Montatura Skywatcher EQ6-R Pro
Acquisizione: SharCap 4.0 in MONO16
Elaborazione: Autostakkert!3.1.4, Registax 6, Astrosurface T7-Titania
Scala: 0.14" x pixel

Il cratere Aristillus (in alto) ripreso insieme al vicino Autolycus (in basso). Aristillus ha un diametro di 55 chilometri con una forma sostanzialmente circolare. Il bordo di Aristillus presenta un ampio e irregolare terrapieno esterno di materiale espulso, relativamente facile da distinguere rispetto alla superficie liscia del mare circostante. L'impatto del cratere ha creato un sistema di raggi che si estende per oltre 600 chilometri. Il bordo, come detto, pur essendo sostanzialmente circolare presenta un accenno di struttura esagonale; le pareti interne del bordo hanno una superficie terrazzata e degradano verso un interno relativamente accidentato, non inondato dalla lava. Al centro del cratere si trova un gruppo di tre picchi ravvicinati, che raggiungono un'altezza di circa 900 metri.
Nella parte settentrionale del terrapieno esterno di Aristillus si trova il residuo di un cratere fantasma. Si tratta del bordo sporgente di un antico cratere, quasi completamente sommerso dalle colate laviche del Mare Imbrium circostante; l'estremità meridionale del bordo è stata ricoperta dal materiale espulso da Aristillus. Lungo la parete interna orientale e il bordo si estende una stretta e insolita fascia di materiale scuro.
Evidenziati nell'immagine, con il passaggio del mouse, i punti in cui si trovano due Domi: in alto Aristillus 1, avente una forma ellittica con dimensioni di 54x35 chilometri e un'altezza massima di 85 metri; lo strato basaltuco superiore dovrebbe avere uno spessore di circa 1100 metri e una profondità di intrusione di quasi otto chilometri. In basso Autolycus 1, più piccolo e di forma quasi circolare, con un diametro di 28 chilometri e un'altezza di 75 metri.

07/08/2023 23:44.1 UT
Telescopio Newton diametro 250mm, f/4.8
Tecnosky ADC + Celestron X-Cel LX Barlow 3x
Focale Equivalente: 4665mm (f/18.7)
Camera Player One Uranus-C color + IR-PASS Filter 685nm
Montatura Skywatcher EQ6-R Pro
Acquisizione: SharCap 4.0 in RGB24
Elaborazione: Autostakkert!3.1.4, Registax 6, Astrosurface T7-Titania
Scala: 0.13" x pixel

La Palus Putredinis (dal latino letteralmente "Paludi di Marciume") è un piccolo mare lunare situato nel bacino del Mare Imbrium. Si estende dal cratere Archimedes fino all'aspra Montes Apenninus a sud-est, situata sul margine sud-orientale del Mare Imbrium. Regione quasi pianeggiante e inondata di lava, è delimitata a nord-est dal cratere Autolycus e dagli altopiani circostanti, e a sud-ovest dalle pendici dei Montes Archimedes; si estende, complessivamente, per 180 chilometri.
Nella sua parte meridionale si trova un sistema di solchi denominato Rimae Archimedes; a sud è presente un prominente solco lineare chiamato Rima Bradley e a est la Rima Hadley, che servì da sito di atterraggio per l' Apollo 15Nona missione con equipaggio del programma Apollo della NASA e la quarta a portare l'uomo sulla Luna e la prima delle "missioni J", focalizzate principalmente sull'esplorazione scientifica. Lanciata il 26 luglio 1971, la missione si concluse felicemente il 7 agosto 1971 con l'ammaraggio nell'Oceano Pacifico. L'equipaggio era composto dagli astronauti David Scott, James Irwin e Alfred Worden. e la Rimae Fresnel. Appena a nord-ovest del punto medio di Palus Putredinis si trova il cratere quasi sommerso Spurr. La sonda sovietica Luna 2Lanciata dall'Unione Sovietica il 12 settembre 1959, è stata la prima sonda spaziale a raggiungere la superficie lunare, impattando il 13 settembre. Ha confermato l'esistenza del vento solare e l'assenza di un significativo campo magnetico lunare. Fu il primo oggetto costruito dall'uomo a toccare un altro corpo celeste. si schiantò in quest'area il 13 settembre 1959.
I basalti di questo mare sono stati interpretati come ricchi di elementi radioattivi, ma poveri di titanio; campionati nel sito di atterraggio dell'Apollo 15 sono risultati dominati da due varietà a basso contenuto di titanio: i basalti di olivina, di età stimabile sui 3.3 miliardi di anni e i basalti ricchi di quarzo leggermente più antichi, risalenti a 3.35 miliardi di anni fa. I vetri vulcanici mostrano età comprese tra 3.3 e 3.6 miliardi di anni.
Evidenziata nell'immagine la posizione di un altro Domo lunare, denominato Putredinis 1, del diametro di 7 chilometri e con una altezza di circa 90 metri.

07/09/2023 00:16.7 UT
Telescopio Newton diametro 250mm, f/4.8
Tecnosky ADC + Celestron X-Cel LX Barlow 3x
Focale Equivalente: 5860mm (f/23.4)
Camera Player One Uranus-C color + IR-PASS Filter 685nm
Montatura Skywatcher EQ6-R Pro
Acquisizione: SharCap 4.0 in RGB24
Elaborazione: Autostakkert!3.1.4, Registax 6, Astrosurface T7-Titania
Scala: 0.10" x pixel

Si prosegue in direzione sud e, piegando un poco verso occidente, si segue la curva della catena dei Montes Apenninus, lunga ben 950 chilometri,fino ad arrivare a Eratosthenes, un cratere del diametro di circa 60 chilometri situato nel quadrante nord-occidentale della faccia visibile della Luna, al confine tra il Mare Imbrium e Sinus Aestuum; la sua posizione quindi coincide con il termine dei Montes Apenninus e ne costituisce il confine occidentale.
Il cratere ha un bordo ben definito e circolare con delle pareti interne terrazzate, dei picchi montagnosi centrali, un fondo irregolare e un terrapieno di materiale espulso, chiamato ejecta; non è presente una propria raggiera, ma si trova sovrapposto dalla raggiera del cratere Copernicus che si trova a sud-ovest.
Il periodo Eratosteniano della cronologia geologica lunare deriva da questo cratere, infatti la data della sua formazione, che si pensa sia avvenuta circa 3.2 miliardi di anni fa, è stata presa come riferimento per l'inizio di questa era geologica, terminata circa 1.1 miliardi di anni fa.

28/07/2024 01:20.0 UT
Telescopio Newton diametro 250mm, f/4.8
Celestron X-Cel LX Barlow 3x
Focale Equivalente: 3600mm (f/14.4)
Camera Player One Neptune-M monochrome + IR-PASS Filter 685nm
Montatura Skywatcher EQ6-R Pro
Acquisizione: SharCap 4.0 in MONO16
Elaborazione: Autostakkert!3.1.4, Registax 6, Astrosurface T7-Titania
Scala: 0.14" x pixel

Come accennato, a sud-ovest di Eratosthenes si trova il grande circo del cratere Copernicus, de diametro di 93 chilometri. Situato nella porzione orientale dell'Oceanus Procellarum, vede a sud il Mare Insularum, a sud-sud-ovest il cratere Reinhold, mentre a nord è visibile la catena dei Montes Carpatus, che segue il bordo meridionale del Mare Imbrium; infine a ovest si trova un gruppo irregolare di basse colline.
Copernicus &egravae; uno dei crateri più imponenti della superficie lunare ed è visibile anche con un piccolo binocolo, puntando leggermente a nord-est del centro della faccia visibile della Luna; ha un'età stimabile intorno agli 800 milioni di anni, e individua l'inizio dell'Era Copernicana nell'ambito della scala dei tempi geologici lunari. Per la sua età relativamente recente, Copernicus mostra poche tracce di erosione e i dettagli della sua struttura sono netti e ben marcati.

08/10/2023 01:55.6 UT
Telescopio Newton diametro 250mm, f/4.8
Tecnosky ADC + Celestron X-Cel LX Barlow 3x
Focale Equivalente: 4750mm (f/19)
Camera Player One Neptune-M monochrome + IR-PASS Filter 685nm
Montatura Skywatcher EQ6-R Pro
Acquisizione: SharCap 4.0 in MONO16
Elaborazione: Autostakkert!3.1.4, Registax 6, Astrosurface T7-Titania
Scala: 0.10" x pixel

Un'immagine ad alto ingrandimento, almeno per quanto possibile con i piccoli telescopi amatoriali, rivela che il bordo del cratere ha una forma lievemente esagonale e le pendici interne sono terrazzate. Le pendici esterne si estendono per una trentina di chilometri nel mare circostante, circa un chilometro più in basso. All'interno si distinguono tre sistemi di terrazzature e una frana a forma di arco prodotta dai detriti provenienti dalle pendici.
La pianura interna non è stata invasa da colate laviche, probabilmente per la recente data di formazione della struttura; essa mostra formazioni collinose nella parte meridionale, mentre più a nord è relativamente pianeggiante. La formazione centrale è formata da tre montagne isolate che si innalzano fino a 1200 metri sul livello del pianoro interno: questi picchi sono separati da valli e approssimativamente allineati in direzione est-ovest. Osservazioni infrarosse condotte negli anni ottanta del XX secolo hanno determinato che questi picchi sono principalmente formati da una forma di olivina.
La raggiera di questo cratere si estende fino a 800 chilometri nel mare circostante, sovrapponendosi alla raggiera dei crateri e Kepler. I raggi sono meno distinti di quelli, lunghi e lineari, del cratere Tycho visibile nell'emisfero meridionale lunare; in molti punti i raggi piegano ad angolo, invece di proseguire diritti. Vi è un cospicuo sistema di crateri secondari, come già descritto da Cassini nel 1680; alcuni di questi crateri secondari formano catene sinuose tra il materiale espulso nella raggiera.

Partendo dai contrafforti sud-meridionali di Copernicus e viaggiando per circa 240 chilometri in direzione sud-est, si arriva a un piccolo cratere del diametro di 25 chilometri: Gambart, un cratere da impatto situato sul Mare Insularum, vicino alla regione centrale della Luna. In epoche remote il fondo di Gambart fu inondato di lava, lasciando una superficie relativamente piatta circondata da un bordo esterno liscio ma di forma vagamente poligonale. A sud-ovest di Gambart si trova un'area collinare formata da materiale espulso durante l'impatto del Mare Imbrium, nota come Formazione Fra Mauro.
All'interno del Mare Insularum, a oriente rispetto a Gambart, possono essere individuati tre Domi. Gambart 1 si trova a sud rispetto al cratere con un diametro di 30 chilometri e un'altezza di 140 metri. La sua superficie piana è attraversata da solchi lineari che indicano stress di tensione, come per altre grandi cupole piatte sulla Luna. Questi solchi lineari si sono probabilmente formati a causa dei campi di stress associati a dicchi magmatici (intrusioni di magma che tagliano trasversalmente le rocce incassanti preesistenti, solidificandosi all'interno di fratture) che risalivano a basse profondità sotto la superficie.
Le cupole Gambart 2 (in alto) e Gambart 3 (in basso) hanno un diametro rispettivamente di 19.5 e 9 chilometri; le loro altezze ammontano rispettivamente a 190 e 50 metri. Sebbene i due Domi siano situati vicini tra loro, le loro proprietà morfometriche e reologiche indicano condizioni eruttive differenti. In base alla sua diversa conformazione, la velocità di risalita del magma è risultata maggiore per Gambart 2, probabilmente a causa di una temperatura della lava più elevata e quindi di un minore grado di cristallizzazione durante la risalita del magma ad alta velocità attraverso un dicco di alimentazione più stretto e più corto

03/02/2024 02:45.8 UT
Telescopio Newton diametro 250mm, f/4.8
Celestron X-Cel LX Barlow 3x
Focale Equivalente: 4000mm (f/16)
Camera Player One Neptune-M monochrome + IR-PASS Filter 685nm
Montatura Skywatcher EQ6-R Pro
Acquisizione: SharCap 4.0 in MONO16
Elaborazione: Autostakkert!3.1.4, Registax 6, Astrosurface T7-Titania
Scala: 0.12" x pixel

Il percorso nell'esplorazione di alcune delle principali caratteristiche del nostro satellite naturale prosegue in maniera decisa in direzione sud-est, superando il Mare Insularum e, dopo circa 425 chilometri, trovando l'enorme cratere Ptolemaeus, del diametro di ben 154 chilometri. Ancora leggermente più a sud il cratere Ptolemaeus è collegato al bordo del cratere Alphonsus da una sezione di terreno accidentato e irregolare, che forma una catena prominente con il cratere Arzachel ancora più a sud. A sud-est si trova invece il cratere Albategnius, mentre a nord il più modesto ma ben definito Herschel.
Le caratteristiche di Ptolemaeus risultano più evidenti quando il Sole lo illumina in maniera radente, ovvero è basso sull'orizzonte, in corrispondenza del primo e dell'ultimo quarto. Durante la luna piena, il Sole è direttamente allo zenit e i contorni del cratere diventano più difficili da distinguere.
Il cratere presenta un bordo esterno basso e irregolare, fortemente eroso e solcato da numerosi crateri più piccoli; il bordo ha una forma chiaramente poligonale, sebbene nel complesso rimanga circolare. La cima più alta lungo il bordo, denominata Tolomeo Gamma (γ), ha un'altitudine di 2.9 chilometri e si trova in posizione nord-ovest; all'interno non è presente un picco centrale, ha un fondo colato di lava e non ha un sistema di raggi.
Il fondo di Ptolemaeus ha una colorazione piuttosto scura ed è caratterizzato da diversi crateri fantasma, formatisi dove la lava ha ricoperto un cratere preesistente; questi lasciano solo un leggero rialzo dove un tempo si trovava il bordo e sono difficili da individuare se non con la luce solare radente al suolo. Sono presenti anche numerosi crateri più piccoli sulla superficie del fondo.
Ai lati del cratere si trovano delle fenditure lineari e irregolari, che formano delle valli: esse sono, approssimativamente, parallele tra loro e si irradiano dalla direzione del Mare Imbrium verso nord-nord-ovest.

28/07/2024 01:28.9 UT
Telescopio Newton diametro 250mm, f/4.8
Celestron X-Cel LX Barlow 3x
Focale Equivalente: 3600mm (f/14.4)
Camera Player One Neptune-M monochrome + IR-PASS Filter 685nm
Montatura Skywatcher EQ6-R Pro
Acquisizione: SharCap 4.0 in MONO16
Elaborazione: Autostakkert!3.1.4, Registax 6, Astrosurface T7-Titania
Scala: 0.14" x pixel

Alphonsus è un antico cratere da impatto lunare che dovrebbe risale a circa 3.9 miliardi di anni fa. Ha un diametro di circa 118 chilometri e si trova sugli altopiani lunari all'estremità orientale del Mare Nubium, a ovest degli Altopiani Imbriani, e si sovrappone leggermente al cratere Ptolemaeus che si trova appena a nord, mentre a sud-ovest si trova il più piccolo Alpetragius, anch'esso visibile nella foto a lato in basso.
Il bordo del cratere è frastagliato e irregolare lungo il confine con Ptolemaeus; le pareti esterne sono leggermente distorte e presentano una forma vagamente esagonale. Un basso sistema di creste di materiale espulso, attraversa il fondo del cratere e comprende la ripida cima centrale denominata Alphonsus Alfa. Questa formazione a forma di piramide si eleva fino a un'altezza di 1500 metri dalla superficie interna; non è di origine vulcanica ma piuttosto risulta composta da anortosite, come gli altopiani lunari.
Il fondo del cratere presenta delle fratture, in un elaborato sistema di solchi e contiene quattro o cinque crateri più piccoli, circondati da un alone scuro simmetrico; questi crateri con alone scuro hanno la forma di un cono di scorie e si ritiene che siano di origine vulcanica, mentre altri pensano che siano stati causati da impatti che hanno scavato materiale più scuro al di sotto dello strato di regolite lunare più chiara.
Il già citato Alpetragius, presente nella stessa immagine a lato quasi sul bordo dell'inquadratura in basso, è anch'esso un cratere da impatto con un diametro di 40 chilometri; la sua caratteristica più notevole è il picco centrale, sproporzionatamente grande, che forma un rilievo arrotondato occupante il fondo del cratere stesso per quasi un terzo del suo diametro e che raggiunge un'altezza di 2000 metri. Esistono prove che questo picco sia stato ingrandito da eruzioni vulcaniche successive e sembra esserci una bocca eruttiva erosa sulla sua sommità. Il bordo presenta sottili terrazze che degradano fino quasi al margine del rilievo centrale lungo i lati sud ed est; la parete esterna è quasi circolare, con lievi sporgenze sui lati nord e ovest.

07/09/2023 00:56.5 UT
Telescopio Newton diametro 250mm, f/4.8
Tecnosky ADC + Celestron X-Cel LX Barlow 3x
Focale Equivalente: 5860mm (f/23.4)
Camera Player One Uranus-C color + IR-PASS Filter 685nm
Montatura Skywatcher EQ6-R Pro
Acquisizione: SharCap 4.0 in RGB24
Elaborazione: Autostakkert!3.1.4, Registax 6, Astrosurface T7-Titania
Scala: 0.10" x pixel

Arzachel, nella foto a lato, è un altro dei tanti crateri da impatto presenti sulla superficie lunare: con un diametro di 98 chilometri è relativamente giovane e forma un famoso trio di crateri insieme ai sovrastanti Alphonsus e Ptolemaeus, tutti posizionati a est del Mare delle Nubi.
Arzachel ha una struttura facile da riconoscere, per via degli altissimi scaloni sui suoi bordi a causa dei quali viene chiamato "cratere ad anfiteatro"; per questa ragione è una meta degli astrofili alle prime armi e conserva molto fascino anche per i più esperti. Al centro è possibile vedere una montagna da eiezione (ejecta) alta 1500 metri, mentre con un telescopio più potente è anche possibile vedere dei solchi nell'arena, nella parte piana centrale, così come altri crateri più piccoli e relativamente più giovani.

07/09/2023 01:03.0 UT
Telescopio Newton diametro 250mm, f/4.8
Tecnosky ADC + Celestron X-Cel LX Barlow 3x
Focale Equivalente: 5860mm (f/23.4)
Camera Player One Uranus-C color + IR-PASS Filter 685nm
Montatura Skywatcher EQ6-R Pro
Acquisizione: SharCap 4.0 in RGB24
Elaborazione: Autostakkert!3.1.4, Registax 6, Astrosurface T7-Titania
Scala: 0.10" x pixel

Con un diametro di circa 230 chilometri, Clavius è il terzo tra i grandi crateri della faccia visibile della Luna ed è localizzato nella parte sud-occidentale del nsotro satellite, sugli altopiani meridionali poco più a sud del maestoso cratere Tycho.
A causa della posizione, vicina al margine meridionale, Clavius appare come se fosse oblungo, invece è praticamente circolare. Il cratere è una delle formazioni più antiche ancora visibili sul nsotro satellite, risalente probabilmente a circa 4 miliardi di anni fa; tuttavia, nonostante l'età, esso si presenta relativamente ben conservato: il bordo ha un rilievo poco elevato in rapporto alle dimensioni complessive ed è fortemente eroso e marcato da crateri minori. Il margine non segna una differenza profonda tra l'interno e l'esterno, formando quasi una depressione fortificata; le pendici interne sono irregolari, incise e di spessore variabile, con le maggiori pendenze nella parte meridionale. La forma complessiva è quasi poligonale.
L'interno del cratere è costituito da un pianoro convesso, marcato da alcuni crateri. La formazione più interessante è la catena che inizia a sud con il cratere Rutherfurd, del diametro di 55 chilometri e posto proprio sul bordo, e prosegue ad arco, in senso orario, con crateri via via più piccoli, indicati come Clavius D, C, N, J, e JA. Questa sequenza viene talvolta utilizzata dagli astrofili per verificare la risoluzione dei loro telescopi. Al centro, tra i crateri Clavius C ed N, vi sono i vaghi resti di un picco centrale; la relativa uniformità del pianoro centrale e la piccolezza del picco centrale sembrano indicare che questa superficie si sia formata in un periodo successivo all'impatto originale.
Il 26 ottobre 2020 la NASA ha annunciato, per la prima volta, il rilevamento di acqua molecolare sulla superficie del lato visibile della Luna, proprio nel cratere Clavius. Si tratta del risultato di una ricerca dell'Università del Colorado combinate con le misurazioni della temperatura prese dal Lunar Reconnaissance Orbiter; questo ritrovamento permette di ampliare i siti di ricerca, in precedenza ritenuti strettamente limitati ai poli.
Nel film 2001: Odissea nello spazio di Stanley Kubrick (così come nel romanzo omonimo di Arthur C. Clarke), nel cratere Clavius è localizzata la base lunare costruita e gestita dagli Stati Uniti d'America.

23/08/2024 23:47.7 UT
Telescopio Newton diametro 250mm, f/4.8
Celestron X-Cel LX Barlow 3x
Focale Equivalente: 3600mm (f/14.4)
Camera Player One Uranus-C color + IR-PASS Filter 685nm
Montatura Skywatcher EQ6-R Pro
Acquisizione: SharCap 4.0 in RGB24
Elaborazione: Autostakkert!3.1.4, Registax 6, Astrosurface T7-Titania
Scala: 0.17" x pixel

Con Clavius si era toccato il punto più a sud di questo itinerario alla scoperta di alcune delle più rimarchevoli e interessanti formazioni lunari; risalendo ora verso latitudini più settentrionali ma ancora nell'emisfero sud del nostro satellite, si incontra a ovest il cratere Schickard, del diametro di 227 chilometri.
Come nel caso di Clavius, Schickard appare di una forma molto ellittica per via della prospettiva con cui lo si osserva dalla Terra, mentre in realtà ` praticamente circolare. Il bordo esterno di Schickard è costellato in diverse zone da piccoli crateri da impatto; il più importante di questi, sul bordo sud-orientale, è l'irregolare Schickard E.
Il pianoro interno è stato parzialmente inondato dalla lava, lasciando solo la parte sud-ovest scoperta e frastagliata; al suo interno si nota una banda triangolare di materiale con un basso valore di albedo, mentre ci sono zone relativamente più scure a nord e a sud-est. Questa caratteristica è più evidente quando il Sole forma un angolo relativamente alto con la superficie. Nel pianoro, in particolare nella zona sud-orientale, vi sono vari crateri da impatto più piccoli.

03/05/2023 20:38.0 UT
Telescopio Newton diametro 250mm, f/4.8
Celestron X-Cel LX Barlow 3x
Focale Equivalente: 3600mm (f/14.4)
Camera Player One Uranus-C color + IR-PASS Filter 685nm
Montatura Skywatcher EQ6-R Pro
Acquisizione: SharCap 4.0 in RGB24
Elaborazione: Autostakkert!3.1.4, Registax 6, Astrosurface T7-Titania
Scala: 0.17" x pixel

Si prosegue il percorso in direzione nord-ovest e, dopo ben 850 chilometri e aver attraversato la Lacus Excellentiae e il Mare Humorum, si arriva al grande cratere Gassendi, del diametro di 111 chilometri.
Posizionato proprio al confine nord-occidnetale del Mare Humorum, questa cratere è stato inondata dalla lava durante la formazione del mare lunare a sud, quindi di esso risulta visibile solo il bordo e qualche picco interno. Il bordo esterno è eroso e consumato e su di esso, in direzione nord, è presente un cratere minore, chiamato Gassendi A (diametro 33 chilometri) che si unisce a un sollevamento del terreno nella parte a nord-ovest del fondo.
Nel fondo del cratere, nella sua parte meridionale, è presente una struttura di tipo dorsum concentrica con il bordo esterno. Il bordo varia in altezza in modo considerevole passando da 200 a 2500 metri. Il fondo ha diverse formazioni collinose ed è solcato dalla Rimae Gassendi.

22/03/2024 19:02.2 UT
Telescopio Newton diametro 250mm, f/4.8
Celestron X-Cel LX Barlow 3x
Focale Equivalente: 4000mm (f/16)
Camera Player One Neptune-M monochrome + IR-PASS Filter 685nm
Montatura Skywatcher EQ6-R Pro
Acquisizione: SharCap 4.0 in MONO16
Elaborazione: Autostakkert!3.1.4, Registax 6, Astrosurface T7-Titania
Scala: 0.12" x pixel

Ancora altri 850 chilometri da percorrere in direzione nord-ovest prima di arrivare a un'altro grande cratere lunare, posizionato quasi sul bordo della parte visibile della Luna: Grimaldi, del diametro di 173 chilometri.
La parete interna del cratere è così degradata ed erosa dagli impatti che forma un anello di basse colline, creste e picchi. Sono presenti tuttavia dei picchi che raggiungono altezze di oltre 2000 metri. Il fondo forma una superficie piatta, relativamente lisce e senza caratteristiche di rilievo, con un coefficiente di albedo particolarmente basso; l'ombra scura del fondo contrasta con i contorni più chiari, rendendo il cratere di facile individuazione.
Il bordo interno ha un diametro di circa 140 km, sono però presenti anche i resti di una parete più esterna, con un diametro di 220 chilometri; il bordo esterno è maggiormente intatto a nord e a ovest. Questo cratere è stato luogo di diversi fenomeni lunari transienti (TLP) come lampi di luce, aree colorate e nebbie; utilizzando tecniche di spettroscopia sono state anche rilevate emissioni gassose e sonde in orbita lunare hanno trovato una concentrazione di massa (mascon) situata sotto la superficie in corrispondenza del cratere.

05/09/2025 19:39.5 UT
Telescopio Newton diametro 250mm, f/4.8
Celestron X-Cel LX Barlow 3x
Focale Equivalente: 3600mm (f/14.4)
Camera Player One Neptune-M monochrome + IR-PASS Filter 685nm
Montatura Skywatcher EQ6-R Pro
Acquisizione: SharCap 4.0 in MONO16
Elaborazione: Autostakkert!3.1.4, Registax 6, Astrosurface T7-Titania
Scala: 0.14" x pixel

Muovendosi in direzione nord-est e percorrendo quasi mille chilometri, si arriva a un cratere incastonato tra l'Oceanus Procellarum a ovest e il Mare Insularum a est; ancora poco più a est si trova il grande cratere Copernicus, già incontrato in precedenza in questa esplorazione lunare: si tratta di Kepler, del diametro di soli 31 chilometri ma molto noto e particolarmente evidente all'osservatore per il suo prominente sistema di raggi che ricopre il mare circostante e che si estendono fino a oltre 300 chilometri di distanza, sovrapponendosi a quelli di altri crateri. Kepler presenta un piccolo bastione di materiale espulso che circonda il bordo esterno del suo alto cratere; la parete esterna non è perfettamente circolare, ma ha una forma leggermente poligonale. Le pareti interne sono invece incurvate e leggermente terrazzate, digradando verso un fondo irregolare e un piccolo rialzo centrale.
A poco più: di ottanta chilometri in direzione sud-sud-est, si trova un altro cratere molto simile per dimensioni a Kepler: si tratta di Encke, con un diametro di 30 chilometri. Al contrario però di Kepler, il bordo di Encke è basso mentre il fondo è frastagliato e coperto dalla raggiera del suo ingombrante vicino. I materiali espulsi (ejecta) possiedono un alto albedo e rendono Encke un cratere brillante quando il Sole si trova alto sull'orizzonte locale lunare.

26/09/2023 18:40.3 UT
Telescopio Newton diametro 250mm, f/4.8
Tecnosky ADC + Celestron X-Cel LX Barlow 3x
Focale Equivalente: 4665mm (f/18.7)
Camera Player One Uranus-C color + IR-PASS Filter 685nm
Montatura Skywatcher EQ6-R Pro
Acquisizione: SharCap 4.0 in RGB24
Elaborazione: Autostakkert!3.1.4, Registax 6, Astrosurface T7-Titania
Scala: 0.13" x pixel

Reiner Gamma è una particolare caratteristica geografica della Luna, nota come "vortice lunare" (lunar swirl) che si trova a quasi a 600 chilometri a ovest di Kepler. È uno dei vortici lunari più facilmente riconoscibili dalla Terra, visibile dalla maggior parte dei telescopi, anche amatoriali. Inizialmente si pensava fosse un altopiano lunare, ma gli scienziati alla fine si sono resi conto che non proiettava alcuna ombra sulla superficie circostante.
L'origine di questa formazione, così come quella di altre formazioni simili, non è del tutto chiara: È sicuramente associata a un campo magnetico localizzato, ma non a particolari irregolarità della superficie; caratteristiche simili sono state scoperte in altre regioni lunari da sonde spaziali in orbita. Una delle ipotesi è che la formazione sia il risultato di energie sismiche generate dagli impatti che hanno creato alcuni mari.
Posizionato all'interno dell'Oceanus Procellarum, poco a ovest del cratere Reiner, da cui deriva il suo nome, del diametro di 30 chilometri. La formazione ha una lunghezza complessiva di 70 chilometri e presenta un'albedo maggiore rispetto alla superficie relativamente scura del mare, con un aspetto diffuso e una caratteristica forma ovale concentrica e vorticosa. Formazioni di albedo simili si estendono sulla superficie verso est e sud-ovest, formando dei disegni ad anello sulla pianura basaltica del mare.
La formazione centrale di Reiner Gamma ricorda la formazione dipolare creata da limatura di ferro su una superficie con una calamita a barra sul lato inferiore; alcune sonde spaziali in orbita bassa hanno osservato un campo magnetico relativamente forte associato a ciascuna di queste formazioni di albedo. L'intensità del campo magnetico di Reiner Gamma è piuttosto alta anche a un'altezza di 28 chilometri; si tratta quindi di una delle anomalie magnetiche localizzate più forti sulla superficie del nostro satellite, L'intensità del campo superficiale di questa caratteristica sarebbe sufficiente a formare una mini-magnetosfera che si estenderebbe per 360 chilometri sulla superficie, formando una regione di plasma intensificato spessa 300 chilometri, dove il vento solare scorre attorno al campo. Poichè è noto che le particelle nel vento solare oscurano la superficie lunare, il campo magnetico in questo sito potrebbe spiegare la sopravvivenza dell'albedo così elevato di questa formazione.

27/09/2023 19:18.9 UT
Telescopio Newton diametro 250mm, f/4.8
Tecnosky ADC + Celestron X-Cel LX Barlow 3x
Focale Equivalente: 4665mm (f/18.7)
Camera Player One Uranus-C color + IR-PASS Filter 685nm
Montatura Skywatcher EQ6-R Pro
Acquisizione: SharCap 4.0 in RGB24
Elaborazione: Autostakkert!3.1.4, Registax 6, Astrosurface T7-Titania
Scala: 0.13" x pixel

Marius è un cratere da impatto lunare situato all'interno dell'Oceanus Procellarum e posto a una distanza di quasi 250 chilometri da Reiner Gamma. L'intera regione a ovest e a nord di questo cratere presenta un gran numero di cupole lunari (Domi) sparse su un'area di oltre cento chilometri di diametro, di origine vulcanica; la zona è stata denominata Marius Hills. Queste cupole, se di origine vulcanica, potrebbero essersi formate da un magma considerevolmente più viscoso del materiale vulcanico che ha formato i mari lunari basaltici. Il cratere più vicino con un nome proprio è Reiner, a sud-ovest mentre Kepler si trova a est-sud-est, e i raggi provenienti da questa formazione raggiungono il bordo di Marius.
Il fondo del cratere è stato inondato da lava basaltica e la superficie risulta relativamente liscia e piatta; non c'è un rilievo centrale e un piccolo cratere, chiamato Marius G, si trova nella parte nord-orientale. Il bordo del cratere è basso e di forma praticamente circolare.
In uno dei numerosi solchi nell'area circostante il cratere è stata scoperta, nel 2009, la probabile apertura di una grotta lavica. Le osservazioni della sonda giapponese SELENE indicano che il foro è profondo circa 90 metri e il tetto, ovvero la parte superiore del tunnel, ha uno spessore di circa 25 metri. Questa potrebbe essere una località plausibile da considerare per la colonizzazione lunare, qualora il foro fosse collegato a una sezione sufficientemente lunga di un antico tunnel lavico.

09/05/2025 20:06.2 UT
Telescopio Newton diametro 250mm, f/4.8
Celestron X-Cel LX Barlow 3x
Focale Equivalente: 3600mm (f/14.4)
Camera Player One Neptune-M monochrome + IR-PASS Filter 685nm
Montatura Skywatcher EQ6-R Pro
Acquisizione: SharCap 4.0 in MONO16
Elaborazione: Autostakkert!3.1.4, Registax 6, Astrosurface T7-Titania
Scala: 0.14" x pixel

I crateri Aristarchus ed Herodotus si trovano nel quadrante nord-occidentale della faccia visibile del nostro satellite, sempre all'interno dell'Oceanus Procellarum (Oceano delle Tempeste) e a una distanza di circa 340 chilometri a nord di Marius, visto nell'immagine precedente.
Aristarchus ha un diametro di 40 chilometri ed è una delle formazioni più luminose della Luna, con un albedo maggiore di circa il doppio della maggior parte delle altre formazioni; così evidente da essere anche visibile ad occhio nudo. La ragione principale della luminosità del cratere è la sua relativamente recente formazione, stimabile intorno a circa 450 milioni di anni fa: il vento solare non ha ancora avuto tempo di imbrunirne il materiale scavato ed espluso nell'impatto, attraverso il fenomeno della climatizzazione spaziale. Il cratere è situato su un altopiano, un'area sopraelevata che contiene diverse formazioni di origine vulcanica, come rime sinuose. La zona è anche conosciuta per alcuni fenomeni lunari transitori (TLP: Transient Lunar Phenomena) documentati, come ad esempio emissioni di gas Radon misurate dalla sonda Lunar Prospector.
Il vicino cratere Herodotus è leggermente più piccolo, con un diametro di 35 chilometri ed è molto più antico del suo vicino, caratterizzato da un fondo piatto colmo di lava scura e pareti poco elevate.
Immediatamente a nord di questi due crateri si trova la Vallis Schroteri, un solco sinuoso facilmente identificabile nell'immagine a lato. Si tratta della più grande formazione lunare di questo tipo: inizia da un cratere di 6 chilometri di diametro situato 25 chilometri a nord di Herodotus; questa parte iniziale viene anche definita come "Testa di Cobra" da alcuni osservatori, per la sua somiglianza a un serpente. Dal cratere segue un percorso tortuoso, prima verso nord, poi dirigendosi verso nord-ovest, prima di curvare nuovamente verso sud fino a raggiungere un precipizio alto 1 chilometro al margine dell'Oceano Procellare. La gola ha una larghezza massima di circa 10 chilometri, per poi restringersi gradualmente fino a meno di un chilometro in prossimità della sua estremità. Si ritiene che l'origine di questa gola sia vulcanica e il fondo interno risulta essere molto pianeggiante.

22/03/2024 18:17.1 UT
Telescopio Newton diametro 250mm, f/4.8
Celestron X-Cel LX Barlow 3x
Focale Equivalente: 4000mm (f/16)
Camera Player One Neptune-M monochrome + IR-PASS Filter 685nm
Montatura Skywatcher EQ6-R Pro
Acquisizione: SharCap 4.0 in MONO16
Elaborazione: Autostakkert!3.1.4, Registax 6, Astrosurface T7-Titania
Scala: 0.12" x pixel

Gruithuisen è un cratere del diametro di circa 17 chilometri situato nella parte nord-occidentale della faccia visibile della Luna, in una regione che unisce l'Oceanus Procellarum a ovest con il Mare Imbrium a est. A sud-est è presente il piccolo cratere Delisle e a sud si trova il Dorsum Bucher, che si estende in direzione nord-sud per circa 90 chilometri. Il bordo del cratere è relativamente liscio e circolare; la superficie interna non possiede caratteristiche di rilievo e presenta solo degli accumuli di materiali che si sono depositati staccandosi dalle pareti interne. A nord, lungo il bordo della penisola che si trova tra i due mari, è presente un'altura chiamata Mons Gruithuisen Gamma; a est di questa struttura si trova un'altra simile chiamata Mons Gruithuisen Delta. Queste alture sono in realtà dei Domi: note per le loro grandi dimensioni, arrivano fino a un diametro di 20 chilometri con altezze che suoperano i mille metri. In particolare Gruithuisen Gamma arriva a una altezza di 1740 metri e la sua base si estende per un diametro di 19 chilometri; le altezze di Gruithuisen Delta e di un'altra cupola posizionata a nord-ovest, sono state determinate rispettivamente in 1900 metri e 1020 metri, con diametri di 27 km e 7.5 chilometri.
Queste cupole, a causa della loro ripida inclinazione, proiettano lunghe ombre se osservate con illuminazione solare obliqua; i Domi dell'altopiano di Gruithuisen formano un gruppo particolare nello schema generale di classificazione dei domi lunari, a causa dei loro ripidi pendii, degli elevati volumi e delle loro caratteristiche spettroscopiche, che inducono a supporre che si siano formate da lave di composizione significativamente diversa da quella che compongono i mari circostanti, eruttate in un lungo periodo di tempo.

26/09/2023 18:47.3 UT
Telescopio Newton diametro 250mm, f/4.8
Tecnosky ADC + Celestron X-Cel LX Barlow 3x
Focale Equivalente: 4665mm (f/18.7)
Camera Player One Uranus-C color + IR-PASS Filter 685nm
Montatura Skywatcher EQ6-R Pro
Acquisizione: SharCap 4.0 in RGB24
Elaborazione: Autostakkert!3.1.4, Registax 6, Astrosurface T7-Titania
Scala: 0.13" x pixel

Il Mons Rumker è una formazione vulcanica isolata situata nella parte nord-occidentale del lato visibile della Luna, all'interno della parte più settentrionale dell'Oceanus Procellarum e visibile come un rilievo avente una base del diametro di 70 chilometri e che raggiunge un'altitudine massima di circa 1300 metri rispetto alla pianura circostante. Esso presenta una concentrazione di 22 Domi (dette anche cupole) lunari: rigonfiamenti arrotondati sulla sommità, alcuni dei quali contengono un piccolo cratere in cima. Si tratta di formazioni ampie e circolari con un pendio dolce che sale di qualche centinaio di metri fino al punto medio. Morfologicamente simili ai vulcani a scudo, come quelli presenti nelle isole Hawaii sulla Terra solo molto più piccoli, i Domi lunari sono il risultato dell'eruzione di lava da bocche localizzate, seguita da un raffreddamento relativamente lento. Il Mons Rumker è circondato da una scarpata che lo separa dal mare lunare adiacente, con l'altopiano che raggiunge un'altitudine di 900 metri a ovest, 1100 metri a sud e 650 metri a est.
I serbatoi magmatici che hanno alimentato l'eruzione che ha creato queste strutture a cupola si trovavano non molto al di sotto la crosta lunare, a profondità variabili tra i 5 e gli 89 chilometri, mentra la crosta stessa nella regione presenta uno spessore medio di 50 chilometri circa.

27/09/2023 18:46.4 UT
Telescopio Newton diametro 250mm, f/4.8
Tecnosky ADC + Celestron X-Cel LX Barlow 3x
Focale Equivalente: 4665mm (f/18.7)
Camera Player One Uranus-C color + IR-PASS Filter 685nm
Montatura Skywatcher EQ6-R Pro
Acquisizione: SharCap 4.0 in RGB24
Elaborazione: Autostakkert!3.1.4, Registax 6, Astrosurface T7-Titania
Scala: 0.13" x pixel