A cratera Tsiolkovskiy é uma grande e espetacular cratera localizada no lado escuro da Lua com 180 quilômetros de diâmetro. Em algum momento depois do impacto que criou a Tsiolkovskiy, a lava de baixa viscosidade entrou em erupção e inundou a porção inferior da cratera formando uma planície suave, plana e escura que se destaca contra o fundo brilhante de anortosita das terras altas. A idade desse mar é estimada, através da técnica de contagem de crateras em algo em torno de 3.5 bilhões de anos. A superfície sólida inicial de lava solidificada foi vagarosamente remexida por eventos de impacto menores. Esses pequenos impactos construíram uma camada de rocha friável, similar ao solo encontrado na Terra. Na Lua essa camada de solo recebe o nome de regolito. As imagens nesse post destacam um aglomerado de crateras pequenas e relativamente jovens no mar de Tsiolkovskiy (formadas no regolito). Essas pequenas crateras são provavelmente crateras secundárias formadas à medida que o material foi ejetado pela formação de uma cratera primária próxima. Você notou que algumas dessas crateras têm uma forma pouco comum? Ao invés de terem a tradicional forma de taça das pequenas crateras, esses exemplos tem interiores bem planos. Por que?
Impactos secundários atingem a Lua com uma velocidade muito menor do que a dos impactos primários, assim eles têm menos energia, se compararmos bólidos do mesmo tamanho, para escavar uma cratera. Também existe uma diferença de resistência entre o regolito e a rocha de embasamento ainda sólida que o cobre. A camada mais superior é de material não consolidado que é facilmente escavada. A camada mais inferior é mais sólida e é necessário uma energia bem maior para ser escavada. O interior plano acredita-se então represente a fronteira entre o regolito e o basalto ainda sólido. Medindo a profundidade do interior plano das crateras, os cientistas podem estimar a profundidade do regolito.
Fonte:
http://lroc.sese.asu.edu/news/index.php?/archives/502-Regolith-on-Basalt.html
