Päivän kraatteri: Alphonsus Y (ja pari sanaa Chandrayaan-3:sta)

Chandrayaan-3:n laskeutuminen

Tämän päivän iso Kuuhun liittyvä uutinen on tietysti Chandrayaan-3:n ilmeisen onnistunut laskeutuminen Kuuhun (vaikka viimeistä noin kymmentä sekuntia ei suostuttukaan suorassa lähetyksessä näyttämään). Muistetaan kuitenkin, että vaikka tiedotusvälineissä ja sinänsä asiallisissakin artikkeleissa koko ajan keuhkotaan laskeutumisesta Kuun etelänavalle, sinne se ei edes yrittänyt mennä. Laskeutumispaikan varmistettuja koordinaatteja ainakaan minä en ole vielä nähnyt (ISROlla kun on aika erikoinen tiedotuspolitiikka, kuten on aina ollut), mutta tarkoitus oli mennä 70:n eteläisen leveyspiirin tienoille Manzinus U:n ja Boguslawsky C:n väliselle alueelle (69,367621°S; 32,348126°E). Se ei asteissa ole yhtään enempää Kuun etelänavalla kuin Utsjoki on Maan pohjoisnavalla. Matkaa suunnitellulta laskeutumisalueelta etelänavalle on noin 620 km.

Chandrayaan-3:n suunniteltu laskeutumisalue sijaitsee noin 620 km etelävavalta kraatterien Manzinus U ja Boguslawsky C välimaastossa. Tätä kirjoittaessani minulla ei ole tietoa siitä, kuinka tarkasti suunnitellulle alueelle osuttiin. Kuva: NASA / ASU / LRO WAC / QuickMap / T. Öhman.

 

Joka tapauksessa intialaisten saavutus, sikäli kun laskeutuminen todella onnistui, on erittäin merkittävä, ja tekee Intiasta Neuvostoliiton, Yhdysvaltojen ja Kiinan jälkeen vasta neljännen toimijan, joka onnistuu pehmeässä laskeutumisessa Kuuhun. Saavutuksen merkitystä lisää se, että mitään muuta laskeutumista ei ole tehty näin kauas Kuun päiväntasaajalta. Tämä on siis todella hieno päivä kuututkimuksen kannalta.

Tietysti suurin mielenkiinto itselläni kohdistuu Chandrayaan-3:n tutkimuslaitteiden tuottamaan aineistoon. Laitepatteristoon kuuluu mm. seismometri ja pari erilaista pinnan koostumusmäärityksiä tekevää laitetta. Lisäksi myös pinnan lämpövuon mittauksilla voi olla hyvinkin merkittäviä vaikutuksia Kuun kehityksen ymmärtämiseen. Toivottavasti tutkimuksen sujuvat yhtä mallikkaasti kuin laskeutuminen ilmeisesti meni.

Alphonsus Y

Viimeinen ja pienin Alphonsuksen satelliittikraattereista on viralliselta läpimitaltaan 2,6-kilometrinen (ja oikeasti hieman suurempi) Alphonsus Y. Se sijaitsee Alphonsuksen pohjalla Alphonsus A:sta kolliseen ja R:stä etelään (14,71°S; 1,92°W). Sen syvyys on noin 400 m, eikä kraatterin maljamaisessa muodossa ole oikeastaan mitään ihmeellistä.

Alphonsus Y on aika tavanomainen pieni maljakraatteri. Kuva: NASA / ASU / LRO NAC / QuickMap / T. Öhman.

 

Toisin kuin läheisillä R:llä ja A:lla, Y:llä ei ole edes vähäistä tummaa kehää. A:n tapaan Y on tavallinen törmäyskraatteri eikä R:n kaltainen vulkaaninen purkausaukko. Törmäyskraatterien tapauksessa tummat kehät syntyvät, kun törmäys ryöpsäyttää pintaan syvemmällä olevaa ainesta, joka on tummempaa kuin pintamateriaali. A:lla kehä on vähäinen ja ainoastaan hyvin lähellä itse kraatteria. Näin ollen voidaan olettaa, että A:n tumma aines on peräisin kutakuinkin maksimikaivautumissyvyydeltä.

Alphonsuksen kaakkoista pohjaa täydenkuun valaistusta vastaavissa oloissa, joissa tummakehäiset kraatterit tulevat hyvin esiin. Kuvan kontrastia on myös jonkun verran korostettu. Vulkaanisella Alphonsus R:llä on erittäin selkeä tumma kehä, törmäyssyntyisellä A:lla puolestaan varsin vähäpätöinen. Y:llä tummaa kehää ei erotu laisinkaan. Kuva: NASA / ASU / LRO WAC / QuickMap / T. Öhman.

 

Ongelma on siinä, että eri kaivautumissyvyyden laskukaavat antavat hyvin erilaisia tuloksia. Parin eri kaavan mukaan ja A:n virallisella läpimitalla (3,6 km) laskien A:n maksimikaivautumissyvyys olisi 300–450 m. Y:n virallisella läpimitalla (2,6 km) laskien tulokseksi samoilla kaavoilla tulee 220–340 m. Muitakin arvoja antavia kaavoja on olemassa, mutta jos oletetaan Alphonsuksen eteläisen pohjan alla olevan tumman aineksen kerroksen olevan suurin piirtein vakiosyvyydellä, voidaan tämän laskuharjoituksen perusteella sanoa, että tummaa rautarikasta ainesta ei ole noin 200–300 m:n syvyydellä, vaan se saavutetaan vasta jossain 300–450 m:n syvyydessä.

Ikää Alphonsus Y:lle ei ole määritetelty, mutta se on toki nuorempi kuin Alphonsus. Muutama hieman kookkaampi törmäys Y:tä on muokannut, joten ihan tuore tapaus se ei ole.

Nimi Y:lle annettiin System of Lunar Cratersin osassa III vuonna 1965 ja hyväksyttiin vuonna 2006.

Päivän kraatteri: Alphonsus R

Lukuisista Alphonsuksen nimetyistä satelliittikraattereista kiinnostavin ainakin omasta mielestäni on Alphonsus R (14,39°S; 1,92°W). Pääsyy tähän on, että toisin kuin ylivoimainen valtaosa muista kraatterinimen saaneista Kuun kohteista, se ei ole törmäyskraatteri.

Alphonsus R sijaitsee Alphonsuksen kaakkoisella pohjalla. Alphonsus on rakopohjainen kraatteri ja raot ovat keskittyneet kraatterin pohjan itäiseen puoliskoon. Nykyisellään nämä raot tunnetaan yhteisnimellä Rimae Alphonsus. Aiemmin, ainakin 1960-luvulla, ulompana oleva rakosysteemi oli nimeltään Rima Alphonsus I, sisempi ja kapeampi puolestaan Rima Alphonsus II.

Alphonsus R muodostaa oikeastaan osan Rima Alphonsus I:n eteläisestä haarasta. Virallisesti R:n halkaisija on 3 km, mutta todellisuudessa kyse on Rima Alphonsus I:n suuntaisesti, eli lähes pohjois–etelä-suunnassa venyneestä noin 2 × 3 km:n kokoisesta muikulasta. Sillä on loivapiirteiset, ympäristöään ylemmäksi nousevat reunat, jotka idässä ja lännessä kohoavat noin 350 m kraatterin pohjan yläpuolelle. Pohjoisessa ja etelässä Rima Alphonsus I jatkuu kraatterin päistä, joten reunatkin ovat matalammat, tosin vain 50 m matalammat kuin idässä ja lännessä.

Alphonsus R on Rima Alphonsus I:ssä (nykyinen Rimae Alphonsus) sijaitseva soikea tuliperäinen purkausaukko. Huomaa myös kraatterin sisäreunoilla näkyvät lohkareet. Kuva: NASA / ASU / LRO NAC / QuickMap / T. Öhman.

Pienen kokonsa vuoksi Alphonsus R ei mikään varsinainen kiikarikohde ole. Kyseessä on kuitenkin tuliperäinen purkausaukko, minkä ansiosta sitä ympäröi huomattavasti laajempi, noin 8 × 11 km:n läpimittainen tumma kehä. Se on täydenkuun aikoihin paljon helpommin havaittava kohde kuin itse kraatteri milloinkaan. Alphonsuksen tummakehäiset kraatterit – joista vain Alphonsus R on nimetty Alphonsuksen satelliittikraatteriksi – ovat Chuck Woodin Lunar 100 -listan sijalle 47, kuuharrastajien keskuudessa hyvin tunnettu kohde siis.*

Alphonsus R:ää ympäröivä tumma pyroklastinen aines sisältää mm. rautaa huomattavasti enemmän kuin ympäristönsä. Tämä on tyypillistä niin vulkaanisille kuin törmäyssyntyisille tummakehäisille kraattereille. R:n tapauksessa kyse on siis tuliperäisestä purkausaukosta, joka on sylkenyt syvemmältä, luultavasti alakuoresta tai jopa vaipasta saakka peräisin olevaa rautarikkaampaa kiviainesta ympärilleen. Se on luultavasti ollut ainakin osittain sulaa purkaushetkellä, joten kun se on lentänyt purkausaukosta ulos kylmään avaruuteen, se on todennäköisesti jähmettynyt samantapaisiksi pikkuruisiksi lasipallosiksi kuin Apollo 17:n kuuluisat oranssit ja mustat lasipallerot tai Apollo 15:n vihreä lasi.

Alphonsus R:n soikea tumma (tässä vihreänä näkyvä) kehä sisältää huomattavasti enemmän rautaa kuin sitä ympäröivä kraatterin pohja. Väriskaala kertoo raudan (FeO:ksi laskettuna) pitoisuuden painoprosentteina. Kuva: JAXA / Kaguya / NASA / ASU / LRO NAC / QuickMap / T. Öhman.

 

Kovin tarkkaa tietoa siitä, milloin Alphonsus R syöksi sisuksistaan tuhkaa, ei ole. Koska R sijaitsee Alphonsuksen sisällä, on se tietenkin sitä nuorempi. Tuoreessa Unified Global Mapissä Alphonsus R on tulkittu iältään imbriseksi. Vuoden 1968 kartoituksessa sitä ja muita Alphonsuksen tummakehäisiä kraattereita sen sijaan pidettiin paljon nuorempina eli kopernikaanisina. Tämä tuntuu kuitenkin jokseenkin epätodennäköiseltä. Kannattaa silti huomata, että Alphonsus R:n sisärinteillä näkyy NAC-kuvia tarkemmin katsellessa harvinaisen paljon lohkareita, vaikkakaan tämä ei LRO:n Diviner-radiometrin mittausaineiston lohkaremäärätulkinnoissa järin runsaana poikkeamana ilmene. Ihan mahdotonta minusta ei siis ole se, että Alphonsus R olisi hieman nuorempi kuin nykyisin oletetaan, mutta tuskinpa sentään kopernikaaninen.

British Astronomical Associationin kuujaoston pitkäaikainen vetäjä Walter Goodacre (1856–1938) antoi Alphonsus R:lle nimen Alphonsus B vuoden 1910 kartassaan. Tämä oli ihan kelpo ratkaisu, sillä B-kirjain oli vielä vapaana. Tämä ei kuitenkaan Blaggille & Müllerille syystä tai toisesta kelvannut, joten vuonna 1935 Goodacren Alphonsus B sai nykyisen nimensä Alphonsus R. Se vahvistettiin vuonna 2006.

InOMN ja Gruithuisenin tulivuoret

Tänään ympäri maailman vietetään International Observe the Moon Night -tapahtumaa. Eilen kirjoittelin hieman itse tapahtumasta ja Kuun näkymisestä tänä yönä noin yleensä, joten ei siitä nyt sen enempää. Äsken mahdollisiin illan havaintoihin valmistautuessani panin kuitenkin merkille, että kun antaa Kuun laskea hieman alemmaksi (kuten omalta havaintopaikaltani on pakkokin), tulee erinomaisesti näkyviin pari Kuun mielenkiintoisimpien tulivuorten joukkoon kuuluvaa kohdetta.

Franz von Paula Gruithuisen. Kuva: Public domain.

Baijerilainen lääkäri ja tähtitieteilijä paroni Franz von Paula Gruithuisen (1774–1852) tunnetaan lääketieteen puolella ainakin sappivirtsakivien murskausmenetelmän keksijänä. Kuututkimuksen historian kannalta oleellista on, että hän oli yksi varhaisimpia tutkijoita, jotka esittivät Kuun kraattereiden syntyneen törmäysten eikä suinkaan tuliperäisen toiminnan seurauksena. Gruithuisenin törmäysteoria tosin oli erittäin omituinen. Hänet muistetaan myös häkellyttävistä "havainnoistaan", etenkin Schröterin kraatterin pohjoispuolella "näkemästään" kuukaupungista. Aiheesta kiinnostuneen kannattaa lukaista Jari Kuulan mainio juttu Zeniitti-verkkolehdestä.

Nykyisin Gruithuisenin nimi on Kuusta kiinnostuneiden parissa tunnetuin Gruithuisenin kraatterin mukaan nimetyistä tulivuorista, joista ainoat virallisista kartoista löytyvät ovat Mons Gruithuisen Gamma ja Delta. Tutkijapiireissä vallitsee yksimielisyys siitä, että ne edustavat hapanta vulkanismia. Toisin sanoen ne syntyivät magmasta, jossa oli selvästi enemmän piidioksidia kuin Kuun meristä tutussa basalttisessa magmassa. Koostumuksensa vuoksi happamat laavat ovat myös jäykkäliikkeisempiä kuin basalttiset. Tämän vuoksi Gruithuisenin tulivuoretkin ovat ihan selväpiirteisiä tökkyröitä eivätkä erittäin loivia kumpareita.

Gruithuisenin tulivuorten ympäristö lauantai-iltana 16.10.2021 klo 23. Delisle-kraatterin läpimitta on noin 25 km. Kuva: NASA Scientific Visualization Studio / Ernie Wright / T. Öhman.

Vaikka niiden koostumus tunnetaan, Gruithuisenin vuorien synty on vielä hämärän peitossa. Happamien laavojen syntyminen Kuun kaltaisessa ympäristössä on nimittäin aika vaikeaa, eikä yksimielisyyttä syntymekanismista ole. Osin tämänkin takia NASA suunnittelee CLPS-ohjelmassaan lähettävänsä laskeutujan Gruithuisenien seudulle vuonna 2025.

Vuorista läntisempi eli Gamma on läpimitaltaan noin 23-kilometrinen tasalakinen vuori. Se kohoaa ympäröiviltä tasangoilta noin 1,6 km. Itäisempi eli tänäkin iltana ensin näkyviin tuleva Delta puolestaan on soikeampi, ollen halkaisijaltaan noin 31 x 19 km. Se on myös hieman korkeampi, suunnilleen 1,9 km. Profiililtaan sekin on varsin jyrkkäreunainen, mutta Gamman tapaan tasalakinen.

Mons Gruithuisenit NASAn LROC-kameran kuvaamina. Kannattaa katsella täysikokoista kuvaa LROCin blogista. Kuva: NASA / GSFC / Arizona State University / NAC M1096764863, M1096743429, M1096757719, M1096750574.

Terminaattorilla ollessaan Gruithuisenin tulivuoret näkyvät jo tuetulla kiikarilla, kunhan vain tietää tarkasti mistä etsiä. Kunnolla niiden maisemista pääsee tosin nauttimaan vasta kaukoputkella. Mikäli tänä iltana keli ei sattuisi suosimaan, kannattaa niitä yrittää katsella joskus myöhemmin, sillä Kuussa on kuitenkin vähemmän näin helposti harrastajankin nähtävissä olevia happaman vulkanismin synnyttämiä tulivuoria. Ja onhan se hauska nähdä omin silmin kohde, jonka alkuperän selvittämisestä NASAkin on kiinnostunut.

Donitsi kulhossa – Mitä konsentrisesti muokatut kraatterit ovat?

"Kun olet nähnyt yhden kraatterin, olet nähnyt ne kaikki.” Suunnilleen näillä sanoilla aikoinaan naljaili Venuksen vulkanotektonisiin rakenteisiin ja Marsin muinaisiin uomiin erikoistunut työkaverini – ja jatkoi satojen Marsin kraatterien tuijottamista tutkimusprojektissamme.

Kuten tässäkin blogissa olen useaan kertaan todennut, törmäyskraatterit ovat aurinkokuntamme ylivoimaisesti tyypillisin ja tärkein pinnanmuoto. Niitä on nähty kaikilla tarkemmin tutkituilla kiinteäpintaisilla kappaleilla Jupiterin jatkuvasti aktiivista Io-kuuta lukuun ottamatta. Ne myös esiintyvät kaikissa mittakaavoissa tuhansien kilometrien läpimittaisista planeettaa järkyttäneistä törmäysaltaista paljain silmin näkymättömiin mikrokraattereihin saakka. Kiistatta tähän joukkoon mahtuu melko monta jokseenkin paljon toisiaan muistuttavaa peruskraatteria.

Klassisten malja- ja kompleksikraatterien lisäksi on kuitenkin olemassa myös hyvin omalaatuisen näköisiä kraattereita. Tällaiset harvinaisemmat tapaukset kertovat yleensä jotain mielenkiintoista alueen kallioperän rakenteesta, koostumuksesta, tai sitä myöhemmin muokanneista geologisista prosesseista.

Kraattereita niiden synnyn jälkeen muokanneet prosessit olivatkin mielessäni, kun aamuyöllä 23.3.2021 vietin laatuaikaa kaukoputkeni ääressä. Vajaata paria vuorokautta myöhemmin Jari Kankaanpäällä oli sama kohde, Hesiodus A. Jarin iltapuhteen tuloksena oli alla oleva upea kuva.

Hesiodus A ympäristöineen Jari Kankaanpään Kauhavalla 24.3.2021 klo 22.40 12”:n putkella, 3x Barlow-linssillä, IR long pass -suotimella ja ASI 174mm -kameralla kuvaamana. Pohjoinen ylhäällä, kuten kaikissa kuvissa, ellei toisin mainita. Kuva: Jari Kankaanpää; osasuurennoksen muokkaus: T. Öhman.

 

Hesiodus A on varsin pieni kraatteri, vain noin 14-kilometrinen. Se sijaitsee Mare Nubiumin eli Pilvien meren etelärannalla. Kuun komeimpien hautavajoamien joukkoon kuuluva yli 330 km pitkä Rima Hesiodus lienee seudun merkittävin nähtävyys. Katsomisen arvoisia ovat myös alueen rakopohjaiset kraatterit, eli kulmikas Hesiodus ja etenkin satakilometrinen Pitatus. Molempien pohjat ovat tummien mare-basalttien peitossa. Hesioduksen lounaisreunalla sijaitseva Hesiodus A tuppaa jäämään näiden suurempien kohteiden varjoon.

Edellisen kuvan likimain kattama alue Mare Nubiumin etelärannalla Hesiodus A:n ympäristössä on merkitty suorakaide 1:llä. Muita jutussa mainittuja konsentrisesti muokattuja kraattereita melko satunnaisessa järjestyksessä: 2: Louville DA, 3: Repsold A, 4: Marth, 5: nimetön Humboldtissa, 6: nimetön Lavoisierissa, 7: Pontanus E, 8: Gruithuisen K. Kuva: Virtual Moon Atlas / LRO WAC / T. Öhman.

 

Hesiodus A:n sijainti. Kuva: NASA / ASU / LRO WAC / QuickMap / T. Öhman.

 

Hesiodus A on kuitenkin merkittävä kohde, sillä se on tunnetuin esimerkki erikoislaatuisesta pienten kraatterien ryhmästä. Niille ominaista on kraatterin sisäseinämän ja pohjan välissä oleva toinen, huomattavasti matalampi rengasrakenne. Hesiodus A:n tapauksessa tämän sisemmän renkaan halkaisija on noin 7 km. Hyvissä olosuhteissa ja parahultaisessa valaistuksessa sisemmän renkaan voi nähdä jo noin 11-senttisellä kaukoputkella, mutta kunnolla sitä pääsee katselemaan 15–20-senttisellä tai suuremmalla putkella silloin harvoin kun kelit sallivat.

Hesiodus A on sen verran pieni, ettei se vielä herättänyt 1800-luvun maineikkaiden ja tarkkasilmäisten saksalaisten ja englantilaisten kuuhavaitsijoiden mielenkiintoa. 1940-luvulla sen merkillinen muoto jo tunnettiin, mutta enemmälti siihen alettiin kiinnittää huomiota vasta kuuluotainten kuvien myötä 1960- ja 1970-luvuilla.

Hesiodus A Kaguya-luotaimen Terrain Cameran kuvaamana. Se on kaikkien konsentrisesti muokattujen kraatterien ja lisäksi niiden alaluokittelun T-tyypin malliesimerkki. Kuva: JAXA / Kaguya TC / NASA Moon Trek / T. Öhman.

 

Jos Internetistä etsii tietoa Hesiodus A:sta, löytyy edelleenkin lukuisista paikoista väitteitä, joiden mukaan kyseessä olisi kraatteri, jossa kaksi törmäyskraatteria on syntynyt täsmälleen samalle kohdalle. Tästä ajatuksesta on liikkeellä ainakin kahta eri versiota. Toisen mukaan kyseessä on puhdas sattuma, eli törmäyksillä ei olisi mitään tekemistä toistensa kanssa. Toisessa mallissa taas Kuun vuorovesivoimat olisivat repineet Kuuta lähestyneen melko hauraan kappaleen kahteen osaan juuri ennen sen törmäämistä, jolloin palaset olisivat osuneet samaan kohtaan, mutta toinen hitusen myöhemmin kuin ensimmäinen.

Hesiodus A tietokoneella luodussa viistokuvassa.
Kuva: NASA / ASU / LRO WAC / QuickMap / T. Öhman.

 

 

Kumpikin kaksoistörmäysidean versio on virheellinen. On hivenen merkillistä, että ajatus elää niin sitkeästi edelleen, vaikka kuka tahansa voi erinomaisten luotainkuvien avulla todeta, ettei Hesiodus A:n sisempi rengasrakenne näytä ollenkaan törmäyskraatterin reunalta. Ennemminkin Hesiodus A muistuttaa isoa donitsia tai suomalaisemmin munkkirinkilää jälkiruokakipossa.

Hesiodus A ja muut kaltaisensa tunnetaan englanniksi yleensä nimellä concentric crater. Se on melkoisen onneton nimivalinta, koska sitä nimeä käytettiin alkujaan 1960-luvun lopulla aivan toisella mekanismilla kerrokselliseen kohteeseen syntyneistä kraattereista. Ne myös näyttävät varsin erilaisilta. Vakiintuneita suomenkielisiä  nimiä näille ei ole, mutta Hesiodus A:n kaltaisia kraattereita voisi kutsua vaikkapa konsentrisesti muokatuiksi kraattereiksi, sillä siitä niissä on kyse.

Länsi–itä-suuntainen korkeusprofiili Hesiodus A:n poikki. Yläkuvan sininen viiva osoittaa profiilin sijainnin LRO WAC -kuvassa, punaiset viivat ovat korkeuskäyriä. Alakuvan y-akseli kuvaa korkeutta metreinä. Kuva: NASA / ASU / LRO WAC / T. Öhman. Korkeusdata: SLDEM2015.

 

1970-luvulla ansioituneet kuututkijat Pete Schultz ja Chuck Wood olivat tahoillaan jo oikeilla jäljillä arvellessaan, että Hesiodus A ja muut sen kaltaiset kraatterit olisivat tuliperäisten voimien muokkaamia. Schultz arveli muiden mahdollisuuksien ohella, että kyseessä voisi kenties olla tuliperäinen tuhkarengas. Wood puolestaan esitti, että sisemmän renkaan olisi voinut aiheuttaa hyvin sitkeä tai erittäin hitaasti purkautunut laava. Wood myös laati luettelon 51:stä konsentrisesti muokatusta kraatterista.

Seuraavina vuosikymmeninä konsentrisesti muokattuja kraattereita tutkittiin aina silloin tällöin. Järin suosittu tutkimuskohde ne eivät kuitenkaan koskaan ole olleet, eikä lopullista selvyyttä niiden synnystä ja olemuksesta näissä tutkimuksissa saatu. Vuonna 2016 Havaijin yliopiston geofysiikan ja planetologian instituutissa työskentelevä David Trang kollegoineen julkaisi tähän mennessä kattavimman tutkimuksen Kuun konsentrisesti muokatuista kraattereista.¹ Se tarjoaa vastauksia moneen keskeisimpään kysymykseen.

Trang ja kumppanit löysivät Kuusta 114 konsentrisesti muokattua kraatteria. Niillä on viisi keskeistä ominaispiirrettä:

1. kraatterin reunan sisäpuolella oleva reunaan nähden konsentrinen harjanne
2. poikkeuksellisen vähäinen syvyys
3. sijainti lähellä mare-alueita tai pienempiä mare-läiskiä, mutta ei yleensä niiden keskellä
4. konsentrinen harjanne koostuu samasta materiaalista kuin ympäristö
5.  eratostheeninen tai sitä vanhempi, yleensä imbrinen ikä, ei koskaan kopernikaaninen

Tämän lisäksi konsentrisesti muokatut kraatterit ovat varsin pieniä. Suurin on halkaisijaltaan hieman alle 28 km, mutta useimmiten konsentrisesti muokatut kraatterit ovat alle 15-kilometrisiä. 80 % niistä on korkeintaan 60 km:n päässä jonkun mare-tasangon reunasta (eli meren rannasta). Monet esiintyvät lisäksi rakopohjaisten kraatterien sisällä tai lähistöllä. Esimerkiksi Humboldtista ja Lavoisierista löytyy oikein kauniit konsentrisesti muokatut kraatterit. Huomattavin poikkeus on 13-kilometrinen Pontanus E, joka sijaitsee syvällä kraatteroituneilla ylängöillä kaukana meristä.

Lunar Reconnaissance Orbiter -luotaimen WAC-kuvista tehty mosaiikki rakopohjaisesta Humboldt-kraatterista, osasuurennoksessa NAC-kuva Humboldtin nimettömästä hyvin kauniista T-tyypin konsentrisesti muokatusta kraatterista. Kuva: NASA / ASU / LRO WAC & NAC / T. Öhman.

Lavoisier on Humboldtin tapaan suuri rakopohjainen kraatteri, jonka pohjalla on komea, osasuurennoksessa paremmin näkyvä nimetön 5,4-kilometrinen T-tyypin konsentrisesti muokattu kraatteri. Kuva: NASA / ASU / LRO WAC & NAC / QuickMap / T. Öhman.

Noin 13-kilometrinen T-tyyppinen Pontanus E on suuri harvinaisuus konsentrisesti muokattujen kraatterien joukossa, sillä se ei sijaitse meren rannalla tai suuressa rakopohjaisessa ja osin basalttien täyttämässä kraatterissa, vaan keskellä ylänköaluetta. Kuva: JAXA / Kaguya TC / NASA Moon Trek / T. Öhman.

 

 

Hyvä esimerkki konsentrisesti muokattujen kraatterien mataluudesta on lähes 11-kilometrinen Louville DA. Se sijaitsee aivan liki seitsenkilometrisen Louville D:n vieressä. Alkujaan Louville DA:n olisi pitänyt olla yli 700 m syvempi kuin Louville D. Sen sijaan se on noin kilometrin matalampi. Tällainen ero ei mitenkään selity pelkästään sillä, että Louville DA on kraattereista vanhempi. Jonkin prosessin on täytynyt nostaa kraatterin pohjaa, mutta jättää sen reuna rauhaan.

 

Louville D on tavallinen nuori heittelekentän ympäröimä maljakraatteri, läpimitaltaan noin 6,9 km. Louville DA puolestaan on konsentrisesti muokattu ja vanhempi, sekä läpimitaltaan hieman suurempi, noin 10,8-kilometrinen. Louville DA on alkujaan ollut luultavasti yli 700 m syvempi kuin Louville D, mutta on muokkautumisensa vuoksi nyt noin kilometrin matalampi kuin Louville D. Louville DA:ssa on nähtävissä kaksikin konsentrista rengasta. Ulompi on lähinnä  M-tyyppiä, sisempi B-tyyppiä, jonka mukaan koko kraatteri on luokiteltu. Yläkuvan keltainen viiva osoittaa alakuvassa esitetyn korkeusprofiilin sijainnin. Kuva: JAXA / Kaguya TC / NASA Moon Trek / T. Öhman; Korkeusdata: LRO LOLA.

 

Trangin ja kollegoiden tutkimuksessa konsentrisesti muokatut kraatterit jaettiin kolmeen luokkaan konsentrisen harjanteen muodon mukaan. Tyypillisin on Hesiodus A:n tapainen donitsimainen, tasainen rengas emäkraatterin pohjalla. Harjanteen ja emäkraatterin sisäseinämän välissä on v-muotoinen laakso. Tämä tyyppi sai nimen toroid. Bulbous-tyyppi on muutoin edellisen kaltainen, mutta kraatterin keskeltä harjanteen poikki ulottuu säteittäisiä painanteita.

Kolmannessa, meniscus-tyypissä ei ole donitsimaista rinkulaa. Sen sijaan tällainen kraatteri näyttää siltä, että isomman kulhon sisään on laitettu pienempi, hyvin laakea kulho. Suomenkielisiä nimiä eri tyypeille ei ole, joten niitä voi paremman puutteessa kutsua sujuvasti vaikka T-, B- ja M-tyypin konsentrisesti muokatuiksi kraattereiksi.

M-tyypin konsentrisesti muokattu kraatteri Repsold A Kaguya-luotaimen Terrain Cameran kuvaamana. Kuva: JAXA / Kaguya TC / NASA Moon Trek / T. Öhman.

 

Joillain kraattereilla konsentrisia harjanteita on yhden sijaan kaksi. Tällaisia ovat vaikkapa Louville DA ja Gruithuisen K. Molemmilla renkaat ovat myös eri tyyppejä. Louville DA:lla ulompi on lähinnä  M-tyyppiä, sisempi B-tyyppiä. Gruithuisen K:lla ulompi on B-tyyppiä, mutta Gruithuisen K kuitenkin luokitellaan sisemmän harjanteen perusteella T-tyypin kraatteriksi.

Kuusikilometrinen Gruithuisen K on Louville DA:n tapaan poikkeuksellinen konsentrisesti muokattu kraatteri, sillä siinä on kaksi konsentrista harjannetta. Näistä ulompi on B-tyyppiä, mutta Gruithuisen K kuitenkin luokitellaan sisemmän harjanteen perusteella T-tyypin kraatteriksi. Vasemmassa yläkulmassa mosaiikin valaistussuunta vaihtuu. Kuva: NASA / ASU / LRO NAC / QuickMap / T. Öhman.

 

Trangin vetämän tutkimuksen perusteella ainoa mekanismi, joka pystyy selittämään kaikki havaitut piirteet, on magmaattinen intruusio. Heidän mallinsa mukaan kraatterin pohjan alapuolisia rakoja pitkin kohosi magmaa. Se ei kuitenkaan päässyt purkautumaan laavana pinnalle asti, vaan ainoastaan kohotti kraatterin pohjaa. Konsentrisesti muokkautuneita kraattereita ei esiinny merten keskiosissa, koska siellä mahdollisesti syntyneet kraatterit hautautuivat myöhempien mare-basalttien alle.

Konsentrisesti muokatut kraatterit ja rakopohjaiset kraatterit ovat Trangin ryhmän mukaan hyvin läheistä sukua toisilleen. Molemmat syntyvät magmaattisen intruusion pullistaessa kraatterin pohjaa. Alle 15-kilometriset maljakraatterit muuttuivat konsentrisesti muokatuiksi, mutta yli 15-kilometrisistä kompleksikraattereista tuli rakopohjaisia kraattereita.

Eräs ilmeinen asia, johon ei Trangin tutkimuksessa suoranaisesti otettu kantaa, on konsentrisesti muokattujen kraatterien harjanteen muoto ja sijainti. Miksi magmaintruusio siis synnyttää maljakraattereissa munkkirinkilän, mutta kompleksikraattereissa keskeltä pömpöttävän rakopohjaisen kraatterin? Yksi mahdollisuus renkaan synnyksi saattaisi liittyä siihen, että kraatterin pohjalla sijaitseva törmäyssulakivestä koostuva linssi on paksuimmillaan kraatterin keskellä. Se voisi muodostaa alta työntyvälle magmalle läpitunkemattoman esteen. Pohjan taittuessa kraatterin sisäseinämäksi törmäyssula ohenee ja lopulta katoaa, mahdollistaen magman kohoamisen lähemmäksi pintaa ja sen myötä rengasmaisesti kohoavan pohjan synnyn. Muitakin mahdollisuuksia renkaan muodostumiselle varmasti on. Syitä eri tyyppisten konsentristen harjanteiden synnyllekään ei toistaiseksi tiedetä.

Konsentrisesti muokatut kraatterit ovat siis Kuussa harvinainen ja kiehtova törmäyskraatterityyppi. Mielenkiintoista on, että toistaiseksi varmoja tapauksia ei tunneta mistään muualta kuin Kuusta. Marsista ei vastaavia ole tiettävästi löydetty, ja Merkuriuksen pinnalta Trangin ryhmä löysi alustavissa etsinnöissään yhden(!) kandidaatin. Tarkemmissa tutkimuksissa niitä toki voi löytyä lisääkin, mutta vaikuttaa kuitenkin hyvin vahvasti siltä, että ne ovat leimallisesti juuri Kuussa ja nimenomaan sen lähipuolella esiintyvä kraatterityyppi. Tässäkin mielessä meitä Maan asukkaita on lykästänyt.

Kuuhavaitsijan kannalta Hesiodus A on varmastikin helpoin konsentrisesti muokattu kraatteri, mutta muitakin on tarjolla. Hesiodus A:n länsipuolella Palus Epidemiarumissa eli Kulkutautien suolla oleva Marth kuuluu näistä helpoimmin havaittaviin. Se on sikälikin kiehtova tapaus, että se rikkoo yhtä konsentrisesti muokattujen kraatterien pääsääntöä vastaan: se koostuu ylänköaineksesta, kun ympärillä on mare-basaltteja. Tässä ei kuitenkaan ole mitään varsinaisesti kummallista, sillä suolla basaltit ovat niin ohuita, että kraatteri syntyi lähes kokonaan basalttien alla oleviin ylänköaineksen vaaleisiin kiviin.

Jos siis Kuun katseleminen kiinnostaa, käytössä on mielellään pikkuruista hieman suurempi kaukoputki, ja kaipaa vähän eksoottisempia havaintokohteita, voi vaihtelun vuoksi yrittää konsentrisesti muokattujen kraatterien havaitsemista. Konsentristen harjanteiden näkemisessä omin silmin tai niiden kuvaamisessa riittää nimittäin haastetta hieman enemmänkin Kuuta havainneille. Kannattaa käyttää loppukevään kirkkaat yöt hyväksi ja ainakin kokeilla.

Viistokuva Kuun etäpuolella Apollon törmäysaltaassa sijaitsevasta T-tyypin 11,8-kilometrisestä kaksi konsentrista harjannetta sisältävästä kraatterista. Pohjoinen vasemmalla. Kuva: NASA / GSFC / Arizona State University / LRO NAC M1097537923L & R.

 

 

 

 

Mons Hansteen ja Kuun monimuotoinen vulkanismi

Kuun vulkanismista tulee ensimmäisenä mieleen hiljalleen kerros kerrokselta vuosimiljoonien kuluessa tummilla laavoilla täyttyneet meret. Kuuharrastajat tuntevat lisäksi Schröterin laakson, ja Apollo-lentojen ystävät muistelevat kaihoisasti Dave Scottin ja Jim Irwinin tutkimusmatkailua Hadleyn laavauoman ympäristössä

Sekä Kuun merien että laavauomien tapauksessa kyseessä oli tavallinen basalttinen laava. Sen ominaisuuksiin kuuluu herkkäliikkeisyys. Niinpä laava pystyi virtaamaan satoja kilometrejä paitsi laavauomissa ja -tunneleissa, myös käytännössä lähes vaakasuorilla tasangoilla. Kuussa on kuitenkin ollut runsaasti muutakin tuliperäistä toimintaa kuin pelkkiä basalttisia laavavirtoja. Siitä on muistona lukuisia mielenkiintoisia mutta hieman harvemmin kuuhavaitsijoiden listoille päätyviä kohteita.

Punaiset pisteet

Myrskyjen valtameren eli Oceanus Procellarumin lounaisrannalla on kaksi noin 45-kilometristä kaunista törmäyskraatteria, Hansteen ja Billy. Osittain niiden välissä noin 800–1000 m basalttimeren yläpuolelle kohoaa tasasivuisen kolmion muotoinen kirkkaana hohtava ”saari”, Mons Hansteen. Jo 1800-luvun kuututkijat Thomas Gwyn Elger ja Edmund Neison kiinnittivät huomiota tuolloin nimellä Hansteen α tunnetun kohteen kirkkauteen ja erikoiseen nuolenkärkeä muistuttavaan muotoon. Kyseessä on melko pieni kohde – kolmion sivut kun ovat noin 25 km – joten tarkemmat tutkimukset vaativat havaintotekniikan kehittymistä. Ymmärrys sen synnystä on muotoutunut pikku hiljaa ja on vaatinut useiden eri luotainaineistojen yhdistämistä.

Mons Hansteen sijaitsee Kuun Myrskyjen valtameren lounaisosassa, ja on illalla 4.5.2020 mainiosti näkyvissä. Kuva: NASA Scientific Visualization Studio / GSFC / Ernie Wright / T. Öhman.

Mons Hansteen on yksi Kuun ”punaisista pisteistä”. Paljain silmin sen ”punaisuutta” ei näe, mutta spektroskooppisesti Mons Hansteen pomppasi esiin heti kun Kuun spektroskopia alkoi toden teolla kehittyä 1960–70-lukujen taitteessa. Mons Hansteen ja muutamat muut lähipuolen kohteet erottuivat selvästi niin ylängöistä kuin mare-alueistakin.

Apollo-näytteiden myötä varmistui, että Kuun basalttien runsas titaanin määrä tekee niistä sinertäviä. Näin Mons Hansteenin voimakas punainen sävy viittasi vahvasti siihen, ettei mukana ole järin paljon titaania, eikä vuori näin ollen luultavasti koostu ainakaan mistään basalttisesta kivestä.

Jo 1970-luvulla kiinnitettiin huomioita myös Mons Hansteenia kirjoviin hieman soikeisiin kuoppiin. Niistä selkeimmät ja suurimmat ovat vuoren lounaisosassa. Niiden tulkittiin olevan tuliperäisiä purkausaukkoja. Tämän ajatuksen myötä koko vuoren oletettiin syntyneen jonkinlaisen jäykkäliikkeisen vulkaanisen aineksen purkautumisen seurauksena.

Hansteen (D=45 km), Mons Hansteen ja Billy (D=46 km) Lunar Orbiter IV:n kuvaamana. Mons Hansteenin lounaisreunan suurin soikea purkausaukko erottuu mainiosti. Huomaa myös Hansteen-kraatterin rakoillut ja pieneltä osin laavalla täyttynyt pohja. Kuva (rajattu ja muokattu alkuperäisestä): NASA / Lunar Orbiter IV / LOIRP / National Archives.

Mons Hansteen erottuu koostumuksensa vuoksi niin ympäröivistä Oceanus Procellarumin mare-tasangoista kuin kuvan oikeassa ja vasemmassa alakulmassa näkyvistä ylängöistäkin. Kuva: NASA / ASU / LRO / JAXA / SELENE / ACT-REACT QuickMap / T. Öhman.

Laavojen viskositeettiin eli virtaavuuteen vaikuttaa moni asia. Keskeisimpiä ovat lämpötila, kiteiden ja sivukiven kappaleiden määrä, kaasujen määrä, sekä kemiallinen koostumus. Koostumuksen tärkein tekijä on piidioksidin (SiO₂, lyhyesti usein vain silika) määrä: mitä enemmän laavassa on silikaa, sitä sitkaampaa ja samalla (ainoastaan kohtalaisesti yksinkertaistaen) sitä vaaleampaa se on. Notkeissa tummissa basalteissa on vähän silikaa, mutta runsaasti rautaa ja magnesiumia.

Jäykissä ja vaaleissa ryoliiteissa tilanne on päinvastainen: paljon silikaa, niukalti rautaa ja magnesiumia. Ryoliitti, eli suomalaisille hyvin tutun graniitin pinnalla syntynyt vastine, voisi selittää Mons Hansteenin havaitut ominaisuudet. Piti vain keksiä, mistä ja miten ryoliittia Mons Hansteeniin saataisiin.

Mons Hansteenin ympäristön geologinen historia

Hansteenin vuorta on tutkittu jokseenkin jatkuvasti 1970-luvulta lähtien. Kuitenkin vasta viime vuosina GRAIL- ja etenkin Lunar Reconnaissance Orbiter -luotainten moninaisten aineistojen pohjalta on saatu luotua yksityiskohtainen ja yhtenäinen malli siitä, miten Mons Hansteen lähiympäristöineen on todennäköisesti syntynyt. Pelkkä kaukokartoitus ei kuitenkaan riitä, vaan vasta parempi ymmärrys Kuun ja Maan tuliperäisistä prosesseista on johtanut siihen, ettei ryoliittikaan enää muodosta ongelmaa. Nyt sen synty nähdään aivan luonnollisena, joskin harvinaisena osana Kuun magmanmuodostusta.

Tiivistetysti Mons Hansteenin alueen geologinen historia voidaan esittää seuraavasti:

1. Billy ja Hansteen syntyivät noin 3,9 miljardia vuotta (Ga) sitten.
2. Noin 3,74 Ga sitten basalttista magmaa nousi Kuun vaipasta. Se kuitenkin jämähti Kuun kuoren alapinnalle, ja alkoi sulattaa sitä. Tässä kuoren altakasvuna tunnetussa prosessissa syntyi ryoliittista magmaa, joka osittain alkoi myös kiteytyä kuoren alapinnalle. Ympäristöään kevyempänä osa siitä kuitenkin kohosi kuoreen syntyneitä rakoja pitkin ja purkautui pinnalle ryoliittisina kivinä (niin tuhkana, kuin luultavasti myös hidasliikkeisinä laavavirtoina, vaikkei niistä suoria todisteita olekaan). Näin syntyi Mons Hansteenin uloin osa.
3. Noin 3,5 Ga sitten pinnalle purkautui vielä vähemmän rautaa sisältänyttä ryoliittista magmaa. Tämä synnytti Mons Hansteenin keskiosan.
4. Myös noin 3,5 Ga sitten, mutta hieman edellisen jälkeen Mons Hansteenin pohjoisimpaan kärkeen muodostui noin 6×4 km:n kokoinen ja aiempia purkauksia vähemmän silikaa ja enemmän rautaa sisältänyt hieman tummempi massiivi. Kaikkiaan Mons Hansteenin synnyttäneet purkaukset eivät olleet kovin rajuja, mutta johtivat kuitenkin siihen, että vuorta peittää noin 8–10 m paksu tuhkakerros.
5. Myöhemmin, päättyen ehkä noin 3,35 Ga sitten (etäisimmät ehkä jo paljon aiemminkin), syntyivät kahdessa vaiheessa Mons Hansteenia ympäröivät Oceanus Procellarumin lounaisimmat basalttiset laavatasangot. Samalla myös Hansteenin pohja pullistui, rakoili ja täyttyi pieneltä osin basaltilla.
6. Alueen viimeinen tuliperäinen toiminta tapahtui vain noin 1,65 Ga sitten. Tuolloin Billyn pohja täyttyi basalttisilla laavoilla.
7. Lopuksi alueelliset puristavat voimat rypistivät tasankoja synnyttäen poimuharjanteita. Ne näkyvät helpoimmin Mons Hansteenin länsipuolella.

Etenkin eri tapahtumien ikämäärityksissä on vielä erittäin suuria epävarmuuksia. Näin ollen vähintään hienosäätöä tähän malliin vielä jatkossakin tulee. Nykyisen ymmärryksen valossa se kuitenkin vaikuttaa pääpiirteissään uskottavalta.

Mons Hansteen havaintokohteena

Jo tuetut kiikarit riittävät Mons Hansteenin näkemiseen kirkkaana pisteenä, mutta nuolenkärkimäisen muodon erottaminen vaatii kaukoputkea. Noin 15–20 cm:n kaukoputkella alkaa hyvällä kelillä erottua Elgerinkin aikoinaan ihastelema sormimaisista ulokkeista koostuva vuoren eteläreuna. Ne näkyvät hienosti Jari Kuulan Harjavallassa illalla 6.3.2020 tekemässä kauniissa havaintopiirroksessa. Siitä käy ilmi myös itse kraatteri Hansteenin kiinnostavin piirre, eli sen rakoillut pohja. Kuten kaikessa tähtiharrastuksessa, piirros antaa valokuvaa merkittävästi todellisemman kuvan siitä, mitä havaitsija oikeasti omin silmin kaukoputken ääressä näkee.

Jari Kuulan piirroshavainto Mons Hansteenista 6.3.2020 klo 20.45-21.45. Piirros antaa hyvän käsityksen siitä, millaiselta Mons Hansteenin seutu näyttää hyvissä olosuhteissa keskikokoisella harrastajaputkella havaittuna. Kuva: Jari Kuula.

Mons Hansteenin ympäristö 6.-7.3.2020 klo 00.11 
huonossa  kelissä kuvattuna. C8 (2000/200 mm), luultavasti 
8 mm  okulaari  ja vanha Canon Ixus 70 -digipokkari. 
Kuva: T. Öhman.

Itse katselin Mons Hansteenia Jarin havaintoon verrattuna muutamaa tuntia myöhemmin yöllä 6.–7.3.2020, mutta kaikesta päätellen huonommassa kelissä. Yksityiskohtien näkemisestä ei tuolloin ollut toivoakaan. Kuukautta myöhemmin 5.–6.4.2020 keli Äänekoskella oli paljon parempi, ja Mons Hansteenin eteläreunan rakenteiden kiehtovuus  erottui ongelmitta. 

Oheiset digiscoping-kuvat antavat kohtalaisen selkeän käsityksen siitä, miltä Mons Hansteenin seutu näyttää huonolla eli tyypillisellä suomalaisella kelillä. Sitä kannattaa havaita aina kun mahdollista, mutta yleensä keväällä esiintyvien rauhallisimpien havaintosäiden aikaan vuoren pienet yksityiskohdat pääsevät ansaitsemallaan tavalla esille. 

Laajempi näkymä Mons Hansteenin ympäristöön 5.-6.4.2020. klo 01.11. Hyvä keli ei kuvan laadussa näy, mutta hyvin pitkälti tällaiselta alue Suomen keskimääräisessä kelissä harrastajaputken läpi katsellen näyttää. Vuoren kirkkaus paitsi ympäröiviin mare-basaltteihin, myös tavallisiin ylänköalueisiin on ilmeistä. C8 (2000/200 mm), 15 mm okulaari ja vanha Canon Ixus 70 -digipokkari. Kuva: T. Öhman.

Kuu 5.-6.4.2020 klo 21.17 Nikon Coolpix P900:lla kuvattuna.
Kuva: T. Öhman.

Mons Hansteen on seuraavan kerran mainiosti havaittavissa illalla maanantaina 4.5.2020. Tuolloin se kylpee paikallisen aamuauringon loisteessa, eli valaistus vastaa oheisten kuvien tilannetta. Matalalta tulevassa valaistuksessa sen pinnanmuodot erottuvat parhaiten. Myös seuraavana iltana on Mons Hansteenin yksityiskohtia hyvä katsella, mikäli keli vain suo.

Vaikkei kookkaampaa putkea olisikaan käytettävissä, kannattaa Mons Hansteenia silti vilkaista, kyseessä kun kuitenkin on täysin poikkeuksellinen kohde. Samalla se on hyvä muistutus siitä, että Kuun tuliperäinen toiminta on ollut paljon monimuotoisempaa kuin yleensä tulee ajatelleeksi. Eikä keväisiä iltoja parempia hetkiä Kuun havaitsemiseksi ole.

---

Kiitokset Jari Kuulalle piirroshavainnon käyttöluvasta ja Mons Hansteen -keskusteluista. Tämä juttu ilmestyi huonot kuvat ja kursiivilla merkitsemäni pätkät sivuuttaneena versiona myös Kraatterin reunalta -blogissa.