Suomalaiset Kuussa 2: Laitapuolen suomalaiset

Teemu Öhman:

Kuu ja planeetat -ryhmän puolitoistavuotinen Suomalaiset Kuussa -projekti tuotti ainutlaatuisia kuvia Kuun lähipuolen reunamilla sijaitsevista suomalaistutkijoiden mukaan nimetyistä törmäyskraattereista. Tässä kaksiosaisen artikkelin toisessa osassa käydään 38 suomalaiskraatterista läpi paljon havaittu Väisälä sekä libraatioalueilla sijaitsevat Donnerin (kuva 1) ja Sundmanin kraatteriryhmät. Kokonaan näkymättömissä Kuun etäpuolella sijaitsevaa komeaa Virtastakaan ei täysin unohdeta.

Väisälä – linssilude ja Tuorlan taikuri

Tämän artikkelin ensimmäisessä osassa (ks. Zeniitti 2/2018) esitelty, lähes keskellä Kuun lähipuolta siijaitseva Gyldén saattaa hyvinkin olla useimmin harrastajien toimesta nähty suomalaiskraatteri (kuva 2). Tieten tahtoen havaituista tai valokuvatuista suomalaiskraattereista ykkönen lienee kuitenkin Väisälä (kuvat 2–12). Syitä tähän on useita. Ensinnäkin Väisälän nimi on hyvin ”suomalainen” ja siten kuukartoissa helposti silmiinpistävä. Toiseksi, Yrjö Väisälä (1891–1971) on edelleenkin harrastajien parissa hyvin tunnettu nykyajan tähtitieteilijä, fyysikko ja geodeetti. Hänen rakentamiaan kaukoputkia on yhä käytössä yhdistysten tähtitorneissa eri puolilla maata.

Tärkeimpänä syynä Väisälän suosioon havaintokohteena lienee kuitenkin sen sijainti: melko keskellä Kuun ainoaa “valtamerta” Oceanus Procellarumia sijaitseva kraatteri on vain nelisenkymmentä kilometriä Aristarchuksesta pohjoiseen ja Schröterin laaksosta koilliseen (kuvat 2–9). Aristarchus taas on yksi Kuun kirkkaimmista kohteista ja samalla yksi nuorimmista suurista kompleksikraattereista. Schröterin laakso eli Vallis Schröteri puolestaan on Kuun suurin laavauoma. Väisälä, Aristarchus ja Vallis Schröteri ovat kaikki tuliperäisellä Aristarchuksen ylängöllä, joka on monessa mielessä yksi Kuun kiehtovimmista alueista. Ei siis ihme, että Väisälä on osunut suomalaisharrastajien kuviin sangen usein.

Väisälä on suomalaisista pääkraattereista selvästi pienin, läpimitaltaan vain 8 km. Syvyyttä sillä on noin 1,6–1,8 km. Väisälän syvyyden (d) ja halkaisijan (D) suhde on siis hyvin lähellä klassista nyrkkisääntöä nuorten maljakraatterien ns. d/D-suhteesta 1/5. Ainoa seikka, joka estää Väisälää olemasta lähes täydellinen nuoren maljakraatterin prototyyppi, on sen eteläpuolella sijaitseva vieläkin nuorempi Aristarchus, jonka keskuskohouma on Kuun pinnanmuotojen kirkkausluokittelun kirkkain kohde [mm. 1–2].

Väisälä sijaitsee juuri Aristarchuksen yhtenäisen heittelekentän ulkopuolella, mutta heittele on kuitenkin synnyttänyt sekundäärikraattereita Väisälän reunoille (kuva 14). Juuri nämä kraatterit osoittavat Aristarchuksen olevan Väisälää nuorempi. Kooltaan Väisälän reunoja murjovat sekundäärikraatterit ovat suurimmillaan reilun kilometrin läpimittaisia, joten suurempien putkien omistajat voivat kelin, valaistusolosuhteiden ja taitojen salliessa saada ne kuviinsa tallennettua.

Väisälän nuoruus näkyy kauniin muodon ohella sen kirkkautena. Kraatteri erottuu parhaiten suunnilleen täysikuulla, mutta käy varsin hyvin ilmi myös esimerkiksi Ari Haaviston ja Jerry Jantusen kuvista 6 ja 7. Värien korostaminen tuo kohteen vielä paremmin esiin. Sekä Jukka Laakson, Jussi Kantolan että Ari Haaviston kuvissa 10–12 Väisälä näkyy kirkkaan vaaleansinertävänä kohteena, samankaltaisena kuin Aristarchus. Esimerkiksi Clementine-luotaimen aineistoista koottujen geokemiallisten karttojen tarkastelu osoittaa aivan saman asian kuin “köyhän miehen spektroskopiakin”. Väisälä on paljastanut Aristarchuksen ylängön tuliperäisen pinnan alta vähemmän rautaa sisältävää kiviainesta. Väisälän tapauksessa maksimisyvyys, josta tämä koostumukseltaan Kuun ylänköjä muistuttava materiaali on peräisin, on suunnilleen 600–900 metriä.

Väisälää ympäröivä Aristarchuksen ylänkö on niin monimuotoinen ja kiehtova ympäristö, että sen vähänkään tarkempi esittely vaatisi oman artikkelinsa. Aristarchuksen ja Vallis Schröterin ohella alueen kiinnostavimmista kohteista mainittakoon kuitenkin Väisälän ja Aristarchus B:n välissä olevat nimettömät vulkaaniset purkausaukot, kooltaan noin 6 × 7,5 km ja 4 × 8,5 km. Nämä näkyvät hyvin esimerkiksi Ari Haaviston, Jerry Jantusen, Lasse Ekblomin ja Tapio Lahtisen kuvissa 6–9.

Purkausaukkoihin liittyy myös laavauomia. Kokonaisuudessaan Rimae Aristarchuksen laavauomasto kattaa suuren osan Aristarchuksen ylängön itäisestä ja pohjoisesta reuna-alueesta. Heti niiden itäpuolella uoma-alue jatkuu Rimae Prinzin nimellä. Useita Aristarchuksen alueen laavauomia näkyy esimerkiksi kuvissa 3, 6, 7 ja 9. Helpoimmin havaittava vulkaaninen piirre on Aristarchuksen ylängön erikoinen rusehtava värisävy, joka erottuu helposti jo kiikarilla ja näkyy selvästi värikorostetuissa kuvissa 10–12. Värisävy johtuu ylänköä peittävästä tuliperäisestä pyroklastisesta aineksesta, jonka muodostaman kerroksen niin Aristarchus kuin Väisäläkin siis puhkaisevat.

 

Väisälän seitsenpäisen sisarusparven kolme nuorinta, Vilho (1889–1969), Yrjö ja Kalle Väisälä (1893–1968; vuoteen 1906 saakka perheen sukunimenä oli Weisell) ovat suomalaisessa luonnontieteessä täysin poikkeuksellinen ja maailmanlaajuisestikin tunnettu professorikolmikko. Vilho oli eritoten meteorologi ja Vaisalan Oy:n perustaja, Kalle puolestaan matemaatikko. [3]

Kontiolahden Utrassa syntynyt Yrjö Väisälä opiskeli Helsingin yliopistossa vuodesta 1909 alkaen matematiikkaa, fysiikkaa ja tähtitiedettä. Jo toisena opiskeluvuonnaan hän työskenteli Anders Donnerin (ks. alla) alaisuudessa havainnontekijänä vastaten Suomen virallisen ajan määrittämisestä. Myöhemmin hän tylsistyi muutaman vuoden hyväpalkkaisena vakuutusmatemaatikkona ja mittasi kesäisin magneettikentän vaihtelua ympäri Suomea. Sittemmin Geodeettisella laitoksella työskennellessään hän jatkoi maastotöitä tehden kolmiomittauksia. [3–5]

Väisälän väitöskirja valmistui vuonna 1922. Jo kahta vuotta myöhemmin hänet nimitettiin Turun yliopiston fysiikan professoriksi ja hieman myöhemmin myös tähtitieteen professoriksi. Turussa Väisälä löysi itse peräti 128 asteroidia ja kolme komeettaa. Koko Väisälän perustaman tutkimusryhmän asteroidisaldo oli liki 200. Löydöissä auttoi merkittävästi hänen kehittämänsä ns. kaksoispistekeino. Tässä hyvin nopeaksi ja tehokkaaksi osoittautuneessa etsintämenetelmässä tutkittavasta kohdasta otettiin kaksoisvalotus, jonka välissä kaukoputkea siirrettiin deklinaatiosuunnassa. Tällöin tähdet tuottivat valokuvauslevylle kaksi vierekkäistä systemaattisesti siirtynyttä pistettä. Asteroidien liike kuitenkin tuotti kaksi eri suuntaan liikkunutta pistettä, jotka oli helppo erottaa tähdistä. [3–6].

Laajan virheettömän kuvakentän tarjoavan Schmidt-kameran ja -kaukoputken periaatteen Väisälä kehitteli ennen virolaista Bernhard Schmidtiä (1879–1935), mutta valitettavasti jätti idean julkaisematta. Tuorlan observatorio ja sen maineikas optiikan valmistuksen perinne ovat nekin Yrjö Väisälän aikaansaannoksia. Hän oli myös yksi viidestä Ursan perustajajäsenestä. Geodesian puolella Väisälä mm. kehitti valoaaltojen interferenssiin perustuvan menetelmän kolmiomittauksissa välttämättömän perusviivan tarkaksi mittaamiseksi . [3–5]

Väisälän nimi hyväksyttiin vuonna 1973 aiemmin Aristarchus A:na tunnetulle kraatterille. Vaikka tuosta on kulunut jo 45 vuotta, seikkailee Aristarchus A yhä varsin tuoreissakin kartoissa [mm. 7]. Väisälän nimi oli tosin ilmestynyt jo 1950-luvulla walesiläisen tekniikan tohtorin ja intohimoisen kuuharrastajan Hugh Percival Wilkinsin (1897–1960) maineikkaisiin, mutta äärimmäisen sekaviin ja toinen toistaan suurempiin kuukarttoihin. Wilkinsin esittämistä 96 uudesta nimestä 16 on sittemmin hyväksytty, mutta muutamaa lukuun ottamatta toisiin paikkoihin kuin Wilkins ehdotti. [8–9].

Kolmen kappaleen Sundman

Sundmanin kraatterit sijaitsevat läntisellä libraatiovyöhykkeellä, upean sädejärjestelmän ympäröimästä Glushkosta luoteeseen ja suuresta, yli 180-kilometrisestä Einsteinista lounaaseen. Kaikki ovat teknisesti ottaen Kuun etäpuolella, sillä kolmesta kraatterista itäisimmänkin eli Sundman J:n pituusaste on neljännesasteen verran ”väärällä puolella”.

Tämän projektin puitteissa tehty ainoa havainto Sundmanin kraattereista on Ari Haaviston vuoden takaa heinäkuiselta aamutaivaalta ottama kuva 14. Se voi hyvin olla Suomen ainoa tarkoituksella otettu kuva Sundmanin kolmikosta. Ari kommentoi havaintoaan näin:

”16.7.2017 oli ennen auringonnousua sentään melkein keskinkertaista seeingiä, jolloin libraation edullisesti esittelemästä länsireunasta sai pari kuvaa klo 05.03 ja sieltä pääsi bongaamaan nuo Sundmanit. Rajattuun kuvaan merkkailin Sundman ja Sundman V:n sekä pari maa(kuu)merkkiä. Itseasiassa Sundman J on myös kuvassa, Sundmanista oikealle ylös olevan kapean, pitkänomaisen tumman läiskäreen keskiosassa. Jokin tuhnu siinä on.”

Arin mainitsema ja kuvassa 14 hyvin erottuva pitkänomainen tumma läiskäre on Sundman J:n heittelekenttä (kuvat 15–16). Se sisältää ympäristöään runsaammin rautaa ja titaania. Tämä osoittaa heitteleen alkuperän: kyseessä on erittäin todennäköisesti vanha mare-basaltti, jonka kymmenkilometrisen Sundman J:n törmäys on paljastanut ja uudelleenkerrostanut vaaleamman Orientalen törmäysaltaan heitteleen päälle [10–12]. Näin suurten kraattereiden tummat heittelekentät ovat varsin poikkeuksellisia.

Tumman heitteleen ympäröimät kraatterit tunnetaan tummahaloisina kraattereina. Kaikki tällaiset eivät kuitenkaan ole törmäyskraattereita, vaan useat niistä ovat tuliperäisiä purkausaukkoja. Esimerkiksi Alphonsuksen pohjalla on useita tunnettuja ja helposti havaittavia tummahaloisia purkausaukkoja. Sundman J:n tapauksessa on kuitenkin täysin selvää, että kyseessä on törmäyskraatteri eikä Hyginuksen (ks. Zeniitti 2/2016) tapainen poikkeuksellisen suuri tuliperäinen rakenne.

Sundman J:n läpimitta on noin 10 km. Sen perusteella voidaan arvioida, että maksimisyvyys, josta heittele voi olla peräsin, on noin 800–900 m. Suunnilleen tällä syvyydellä täytyy siis olla muinaisia basaltteja, jotka ovat peittyneet nuorempien kraatterien ja törmäysaltaiden heittelekerrostumien alle. Tyypillisesti tummahaloiset kraatterit esiintyvät ryhminä, mutta Sundman J:n kohdalla näin ei ole, sillä se jää läntisen Procellarumin peittyneitä mare-basaltteja sisältävän kryptomarealueen länsipuolelle [12]. Tälle on useampia mahdollisia selityksiä. Sundmanien seutua peittää geologisesti varsin nuori Orientalen altaan heittele, joten se on voinut hävittää alleen mahdolliset muut tummat halot. Orientalen nuoruuden vuoksi riittävän suuria kraattereita, jotka olisivat yltäneet kuopaisemaan vanhaa mare-kerrosta ei myöskään ole ehtinyt alueelle juurikaan muodostua. Tietenkin on myös mahdollista, että mare-alue on alkujaankin ollut varsin pieni, tai että kyse ei ole lainkaan mare-basaltista, vaan esimerkiksi pienestä magmaintruusiosta tai juonesta [11].

Myös Sundmanin toinen satelliittikraatteri eli Sundman V on kiinnostava ja kaunis symmetrinen kraatteri. Se on Kuun läntisen alueen geologisessa kartassa [13] määritetty iältään eratostheniseksi eli Kuun toiseksi nuorimmalla geologisella kaudella syntyneeksi. Luotainkuvien tarkempi tutkiminen osoittaa Sundman V:n piirteiden säilyneen niin terävinä, että todellisuudessa se on erittäin suurella todennäköisyydellä vieläkin nuorempi, eli kopernikaaninen.

Sundman V:n läpimitta on 18 km, eli muutaman kilometrin enemmän kuin keskimääräinen läpimitta, jolloin Kuussa pienet ja yksinkertaiset maljakraatterit muuttuvat kompleksikraattereiksi. Jälkimmäisiä luonnehtivat terassimaisesti romahtaneet reunat, tasainen pohja, jolta suuremmilla kraattereilla nousee tunnusomainen keskuskohouma, sekä läpimittaan verrattuna vähäinen syvyys. Kompleksikraatterit myös harvemmin ovat niin kauniin pyöreitä kuin maljakraatterit.

Noin 3,5–4 km syvällä Sundman V:llä ei kompleksikraattereiden ominaisuuksia ole, pois lukien tasainen, hieman muhkurainen pohja. Tasaisuus selittyy sitä peittävällä komealla törmäyssulalinssillä.

Törmäysprosessin luontainen vaihtelu mm. kohdekallioperän ominaisuuksien osalta vaikuttaa huomattavasti siihen, onko törmäyksen lopputuloksena lujuusominaisuuksien hallitsema maljakraatteri vai painovoiman hallitsema kompleksikraatteri. Sundman V on siis hyvä esimerkki siitä, että pelkkä kraatterin läpimitta ei riitä kertomaan, onko kyseessä malja- vai kompleksikraatteri. Sundman V on välimuoto, mutta hieman enemmän kuitenkin maljakraatterin puolella.

Sundman V on kraatteriksi melkoinen muotovalio. Ainoa poikkeama klassisesta pyöreästä muodosta on pohjoisreunan lievä venyminen (kuva 16). Pohjoisin reuna on noin 50–80 metriä luoteis- ja koillisreunoja matalammalla, ja kraatterin pohjan pohjoisosassa näkyy pohjan ja sisäreunan välissä kerrostuma. Kyseessä on pohjoisreunalta alas valahtanut aines. Romahdus on todennäköisesti tapahtunut varsin pian itse kraatterin synnyn jälkeen, sillä merkittävää ikäeroa ei romahdusalueen ja muun kraatterin reuna- ja pohja-alueen välillä näyttäisi olevan.

Sundmanin kraatteriryhmästä itse Sundman on kaikkein tavanomaisin. Se on kohtalaisen suuri (41 km), mutta vanha (nektarinen) kraatteri, joka on joutunut pahasti murjotuksi. Sitä peittää Orientalen altaan heittele, sen eteläpuolen reunan rikkovat 9- ja 12-kilometriset nimettömät kraatterit. Pohjoisesta reunasta tai keskuskohoumasta ei ole kovinkaan paljon jäljellä. Suurin huomio kiinnittyykin kraatterin parhaiten säilyneeseen itäiseen reunaan, jonka näyttää muodostavan kaksi huomattavan suoraviivaista osaa (kuva 15). Tarkemmin eri valaistusolosuhteissa otettuja luotainkuvia ja topografiaa tutkimalla kuitenkin paljastuu, että kokonaisuutena kaakkoinen reuna-alue onkin poikkeuksellisen leveä. Sen muotoon lienee vaikuttanut useampikin törmäys, eikä sen näennäisen suoran osan siis mitenkään välttämättä tarvitse heijastella kuoren vanhoja laajoja heikkousvyöhykkeitä, kuten kraatterien reunojen suorien osien keskimäärin oletetaan tekevän.

Kolme Sundmanin kraatteria on sattumalta juuri “oikea” määrä. Kaskisista lähtöisin ollut ja Venäjällä Pulkovan observatoriossa väitöskirjatutkimuksensa tehnyt Karl Frithiof Sundman (1873–1949) oli nimittäin aikoinaan maailmankuulu matemaatikko ja tähtitieteilijä, joka vuosina 1907 ja 1909 esitti ratkaisun kolmen kappaleen probleemaan. Sitä pidettiin tuolloin yleisesti ratkeamattomana matemaattisena ongelmana. Varsinaisen probleman ratkaisemisen sijasta ehkä kuitenkin parempi ilmaus olisi, että Sundman osoitti ratkaisun olevan olemassa. Sundmanin menetelmä ei nimittäin tarjoa käytännöllistä ratkaisua planeettojen paikkojen laskemiseen edes nykyisillä tietokoneilla. Tästä puutteesta huolimatta Sundmanin ratkaisu oli erittäin merkittävä edistysaskel, jonka Ranskan tiedeakatemia myös palkitsi varsin tuntuvasti. [4–5]

Pulkovan lisäksi Ranskassa ja Saksassa työskennellyt Karl Sundman toimi Helsingin yliopiston tähtitieteen henkilökohtaisena ylimääräisenä professorina vuosina 1907–1911, minkä jälkeen hän hoiti Anders Donnerin professuuria seitsemän vuotta, kunnes vuonna 1918 hänet nimitettiin varsinaiseksi tähtitieteen professoriksi. Tässä virassa hän toimikin eläköitymiseensä vuoteen 1941 saakka. [4–5]

Mielenkiintoinen yksityiskohta Sundmanin uralla on vuonna 1915 esitelty “perturbografin” periaate. Tämä laite oli analoginen tietokone, jonka avulla oli tarkoitus laskea etenkin sellaisia häiriöitä, joita Jupiter aiheuttaa pikkuplaneettojen ratoihin. Sundman ei kuitenkaan koskaan rakentanut perturbografiaan. Jos laite olisi rakennettu, saatettaisiin Sundman mainita yhtenä tietokoneiden kehityksen pioneerina. Hieman erikoista on myös se, ettei Sundman innostunut Einsteinin yleisestä suhteellisuusteoriasta, vaan hän pitäytyi klassisessa mekaniikassa ja absoluuttisessa ajassa. [4–5]

Sundmanin kraattereiden, tai ainakin niistä itäisimpien havaintoikkunat ovat rakosellaan noin 4.–9.7., 1.–6.8., 30.8.–2.9., 26.–30.9. ja 25.10.2018. Havaintojen tarkemman suunnittelun apuna voi käyttää esimerkiksi Nasan Scientific Visualization Studion Dial-A-Moon-palvelua.

Lymyilevä Donner

Komean Humboldtin kraatterin (ks. Zeniitti 3/2016 ja kuvat 1 ja 17–18) takana Kuun kaakkoisella reunalla Mare Australen pohjoisosien tuntumassa sijaitsee kaikkiaan yhdeksästä kraatterista koostuva Donnerin ryhmä (ks. Taulukko 1 artikkelin ensimmäisessä osassa). Ryhmän kaikkien kraatterien pituusaste on vähintään reilut kaksi astetta 90°:n huonommalla puolella, joten ne näkyvät aina erittäin heikosti ja vaativat suotuisaa libraatiota näkyäkseen. Donnerin ryhmän kohdalla haasteena onkin ylipäätään pystyä näkemään tai kuvaamaan ja tunnistamaan edes joku Donnereista. Oskari Syynimaa ja Ari Haavisto tuossa tempussa kuitenkin ovat onnistuneet (kuvat 1 ja 17–18).

Donnerin ryhmästä helpoin kohde on 15-kilometrinen Donner R, sillä sen pituusaste on vähiten huono havaitsemisen kannalta (kuva 19). Se on myös enimmäkseen tumman Mare Australen ympäröimä, joten se erottuu varsin vaivattomasti. Donner R näkyykin selvästi Oskari Syynimaan kuvassa 17. Donner R:n lähimmät mare-alueet ovat iältään melko tyypillisiä Kuun meriä, eli myöhäisimbrisiä, noin 3,35 miljardin vuoden ikäisiä [14]. Luotainkuvat osoittavat noin 2,8 km syvän Donner R:n heittelekentän leviävän mare-alueen päälle, joten kohde on Kuun kraatteriksi melko nuori.

Libraatioalueiden kraatterien varma tunnistaminen valokuvista tai kaukoputken ääressä okulaariin tuijotellen ei ole helppo tehtävä. Oskarin kuvassa 17 Donner R:n vasemmalla puolella aivan reunalla tumman mare-alueen takana näkyvä kirkas kolmihuippuinen vuori voisi koostua Donner Q:sta, P:stä ja N:stä (vrt. kuvat 1 ja 19). Sen vasemmalla puolella oleva laakeampi mäki voisi kenties olla Donner S ja T. Ensin mainittu olisi tässä tulkinnassa laakean mäen oikeassa eturinteessä näkyvä vaalea läiskä. Tämä sopisi tummien mare-lampareiden sijaintiin varsin hyvin. Millään tavoin varmoja tulkintoja nuo eivät ole, ja jokainen voikin erilaisten kuukarttojen avulla yrittää päästä parempaan tulokseen.

Ari oli Donnerien metsästyksessä liikkeellä päivää ennen Oskaria, eli 3.5.2017 (kuva 18). Donner R on myös Arin kuvassa varma tapaus. Arin tulkinnan mukaan kuvassa ovat myös N ja P. Vaihtoehtoisen näkemyksen mukaan Arin P-kandidaatti saattaisi olla myös Donner Q. Tämä 16-kilometrinen kraatteri on hivenen lähempänä (itäinen pituus 95,6°) kuin merkittävästi suurempi 41-kilometrinen P (96,4°; ks. Taulukko 1 artikkelin ensimmäisessä osassa). Q myös kohoaa pääsääntöisesti vajaat satakunta metriä korkeammalle kuin P, mikä tällaisissa lähes täysin sivusta näkyvissä kohteissa on aina etu. Tämän tulkinnan valossa Donner P olisi laakeampi osuus Arin merkitsemien P:n ja N:n välissä. Muutkin tulkinnat ovat täysin mahdollisia.

Paras tämän havaintoprojektin puitteissa saatu näkemys Donnerien kraatteriryhmään saatiin kuitenkin kuukausi edellisten havaintojen jälkeen, 3.6.2017, jolloin libraatio oli suotuisampi (kuva 1). Arin omat kommentit kertovat asian parhaiten:

“Eilen illalla 3.6. kokeilin taas vaihteeksi kuvata Kuuta kelin taas vaihteeksi salliessa. Seeing oli surkeahko, mutta salli yritykset pienemmällä polttovälillä ja libraatio oli oikein muheva Donnerien bongailuun. Donner R, Q, V selviä, S, P, N melko selviä, T epämääräinen. Ja tuo reunalla näkyvä harjanne S:n taustalla, piirtyen avaruutta vasten, jossain siellä kohtaa lymyilee itse Donner.”

Tuo lymyilevä Donner on varsin suuri kraatteri, halkaisijaltaan 55 km. Iältään se on kohtalaisen vanha eli nektarinen. Se siis syntyi luultavasti joskus noin 4–3,8 miljardia vuotta sitten Nectariksen ja Imbriumin törmäysaltaiden synnyn välisenä ajanjaksona. Vuosimiljardeja kestänyt pommitus on kuluttanut esimerkiksi keskuskohouman käytännössä kokonaan pois, mutta syvyyttä Donnerilla on silti edelleen reilut kolme kilometriä. Donnerin synty tuhosi sen pohjoispuolella olevan nimettömän, hieman kuusikulmaisen kraatterin eteläreunan. Nimettömän kulmikkaan kraatterin keskellä sijaitsee Donnereista pienin, 11-kilometrinen Donner Z (kuva 19), josta itse Donnerin tapaan jäi tässä projektissa varma havainto tekemättä.

Donnerin eteläpuolella sijaitseva 20-kilometrinen Donner N puolestaan on eratosthenisenä ryhmän nuorin kraatteri. Tästä kielii myös Arin kuva 1, sillä nuoremmat kraatterit ovat yleensä aina kirkkaampia kuin vanhat. Donner N syntyi ikivanhan 41-kilometrisen Donner P:n koillisreunalle (kuva 19), minkä seurauksena koillisreuna on kilometrin korkeammalla kuin lounaisreuna. Sundman V:n tapaan Donner N on suurempi kuin keskimäärin suurimmat maljakraatterit Kuussa. Pohja on Donner N:lläkin tasainen, mutta mitään muuta viitettä kraatterin vaihettumisesta kompleksikraatteriksi ei vielä ole.

Donner N sijaitsee täsmälleen 880-kilometriseksi hahmotellun Australen törmäysaltaan pohjoisreunalla [15]. Kyseessä on kuitenkin törmäysaltaaksi varsin onneton esitys, sillä sitä on topografian perusteella erittäin vaikea altaaksi tunnistaa. GRAIL-luotainten painovoimamittauksistakaan ei ole järin paljon apua. Nykyisin tarkkojen topografia- ja painovoima-aineistojen perusteella alkuperäistä huomattavasti pohjoisemmaksi hahmoteltu Australe North -nimeä kantava allaskandidaatti [16] sen sijaan on varsin erilainen kuin vanhemmat Australen altaan ehdotukset [15, 17]. Se voi hyvin olla jäänne vanhasta törmäysaltaasta [16].

Anders Severin Donner (1854–1938) oli varakasta kokkolalaista kauppiassukua. Valmistuttuaan maisteriksi vuonna 1875 Donner jatkoi matematiikan opintojaan eri puolilla Saksaa ja työskenteli myös Tukholman observatoriossa Hugo Gyldénin (ks. Zeniitti 2/2018) alaisuudessa. Hänen väitöskirjansa vuodelta 1879 käsitteli elliptisiä funktioita, ja Helsingin yliopiston tähtitieteen professoriksi hänet nimitettiin vuonna 1883. [4–5]

Donnerin merkittävin tieteellinen anti oli mammuttimaiseen kansainväliseen Carte du ciel -luettelo- ja kartoitusohjelmaan osallistuminen. Kaikkiaan hanke kesti Donnerin osalta viisi vuosikymmentä, ja Helsingin observatorio oli ensimmäinen, joka hoiti osuutensa kunnialla loppuun. Tutkijanuransa ohella Donner työskenteli Helsingin yliopistossa niin rehtorina kuin kanslerinakin. Lisäksi hän toimi pankki- ja vakuutusalalla ja oli vaikuttamassa Merentutkimuslaitoksen, Ilmatieteen laitoksen ja Geodeettisen laitoksen perustamisiin. Donner hoiti myös kansainvälisiä tähtitieteen luottamustehtäviä. Kuuhun Donner päätyi samaan aikaan Sundmanin kanssa, eli vuonna 1970. [4–5]

Läntisimpiä Donnereita voi yrittää havaita seuraavan kerran noin 16.–20.7., 14.–16.8., 13.–15.9. ja 12.–14.10.2018. Haastetta ainakin riittää.

Näkymätön Virtanen

Ainoa Kuun suomalaiskraatteriryhmistä, joka on kokonaisuudessaan Maasta katsottuna näkymättömissä etäpuolella, on kuuden kraatterin muodostama Virtasen ryhmä (kuva 20). Tämä on harmi, sillä 40-kilometrinen Virtanen ja etenkin sen itäreunalla sijaitseva 12-kilometrinen Virtanen F ovat nuoria kraattereita, joista ainakin viimeksi mainittua ympäröivät säteet. Jos ne olisivat vastaavalla kohdalla lähipuolella, niitä pidettäisiin komeina havaintokohteina. Virtanen B, C, J ja Z sen sijaan ovat varsin tavanomaisia, vanhoja ja kuluneita kraattereita. Virtaselle määritettyä kopernikaanista ikää [mm. 18] voi kuitenkin pitää arveluttavana, sillä moni eratostheninenkin kraatteri on tuoreemman oloinen kuin Virtanen. Kuun keskisen etäpuolen geologisessa kartassa Virtanen onkin tulkittu eratostheniseksi [19].

Virtasella on toista kilometriä korkea ja noin kahdeksan kilometrin läpimittainen pyöristynyt keskuskohouma. Kraatteri on topografialtaan melkoisen epäsymmetrinen, sillä sen eteläreuna on 2–2,5 km korkeammalla kuin Virtanen Z:aan rajautuva pohjoisreuna. Tämä voimakas alueellinen (ks. alla) kallistuminen selittänee sen, että Virtasen eteläinen pohja on huomattavasti muhkuraisempi kuin pohjoinen puolisko (kuva 20).

Kovin paljon muuta Virtasesta onkin melko vaikea luotettavasti sanoa, sillä sitä peittää erittäin nuoren Virtanen F:n kirkas heittelekenttä ja sädejärjestelmä. Virtanen F on niin kirkas, että luotainkuvissa se usein ylivalottuu lähes täysin. Kraatteri syntyi Virtasen itäreunalle, mikä selittää esimerkiksi säteiden voimakkaan epäsymmetrian: länteen eli alarinteen suuntaan Virtanen F:n hyvin kirkkaita ja selväpiirteisiä säteitä pystyy varmuudella seuraamaan ainakin 150 km, mahdollisesti noin 230 km, mutta itään eli ylärinteen suuntaan säteet ovat himmeämmät ja hyvin epämääräiset. Ne katoavat viimeistään jossain 80–100 km:n paikkeilla, mahdollisesti paljon lähempänäkin. Itse Virtanen on myös usein luokiteltu sädekraatteriksi, mutta Virtanen F:n häikäisevät säteet tekevät Virtasen mahdollisten säteiden tunnistamisen ja erottamisen erittäin vaikeaksi.

Virtasen reunan topografia säätelee myös Virtanen F:n törmäyssulan jakaantumista. Sula on keskittynyt F:n pohjan läntisimpään osaan ja roiskunut komeasti länsireunan yli (kuvat 21–22). Viime vuonna julkaistun artikkelin [20] mukaan Virtanen F:n törmäyssula on peräisin Virtasesta. Se ei ilman aikamatkustusta kuitenkaan ole mahdollista. Tutkijoiden sekoilu ei kuitenkaan poista sitä tosiseikkaa, että Lunar Reconnaissance Orbiter -luotaimen tarkimmissa kuvissa on nähtävissä runsaasti kauniita Virtanen F:n törmäyssulan rakenteita, kuten virtausuomia, jäähtymisrakoja ja kielekkeitä (kuvat 21–22). Nämä yhdessä lämpöanomalian aiheuttavien runsaslukuisten lohkareiden kanssa kielivät geologisesta nuoruudesta. Virtanen F onkin erittäin suurella todennäköisyydellä nuorin suomalaiskraatteri.

Virtanen F on myös viimeisin nimetty suomalaiskraatteri. Se hyväksyttiin Kuun nimistöön 2.5.2017. Itse Virtanenkin on varsin myöhäinen lisäys Kuun nimistöön, sillä se nimettiin vasta vuonna 1979, suomalaisista “pääkraattereista” viimeisimpänä (ks. Taulukko 1 artikkelin ensimmäisessä osassa). Nykyisin Kuun kohteita nimetään ainoastaan silloin, kuin sille on tutkimuksellista tarvetta. Virtanen F:n tapauksessa tarpeen muodostivat näyttävät vyörykerrostumat kraatterin itäisellä sisäreunalla (kuva 21). Virtanen F tarjoaakin oivallisen esimerkin pitkistä ja ohuista nauhamaisista vyöryistä muodostuvasta multiple ribbon -vyörytyypistä [20].

Virtasessa on sekin mielenkiintoinen piirre, että se sijaitsee melko keskellä yli 580-kilometristä Freundlich–Sharonovin törmäysallasta [16, 17, 19, 21]. Virtanen on kallellaan altaan syvimmän osan reunalla (kuva 23). Freundlich–Sharonov on iältään nektarinen tai esinektarinen ja sikäli harvinainen Kuun etäpuolen allas, että aivan sen keskustaa heti Virtasten pohjoispuolella täyttää pieni mare-basalttien esiintymä, Lacus Luxuriae. Freundlich–Sharonov on luokiteltu keskusrengas- eli kaksirengasaltaaksi, keskusrenkaan läpimitan ollessa vajaat 320 km [16]. Allas näkyy selvästi niin painovoimakartassa kuin topografiassakin. Se on niin vanha ja silti niin hyvin säilynyt törmäysallas, että sitä on ehdotettu yhdeksi tulevaisuuden kuunäytteiden hakupaikaksi [21]. Jos tämä joskus tapahtuu, olisi hyvällä tuurilla mahdollista saada samalla selville Virtanen F:n tarkka ikä, sillä sen heittele on levinnyt laajalti Freundlich–Sharonovin alueelle. Tässäkin mielessä on harmi, että Kuun lukkiutunut pyöriminen pitää Virtasen ympäristöineen ainaisesti poissa maanpäällisten havaitsijoiden ulottuvilta.

Virtanen on varmasti kuuluisin Kuun suomalaisista. Helsinkiläinen, mutta Viipurissa kasvanut kemisti ja Valion laboratorion johtaja Artturi Ilmari Virtanen (1895–1973) väitteli tohtoriksi vuonna 1919. Hän sai vuoden 1945 kemian Nobel-palkinnon lähinnä AIV-rehun keksimisestä. Suomen Akatemian ensimmäisenä esimiehenä hän palveli vuosina 1948–1963. Aikansa lööppijulkisuutta Virtanen sai mm. Kekkosta arvostelleista kärjekkäistä lausunnoistaan [22].

Lopuksi

Kuun 38 suomalaiskraatteria lähiympäristöineen tarjoavat mielenkiintoisen läpileikkauksen Kuun geologisesta historiasta ja keskeisimmistä pintaa muokanneista prosesseista, etupäässä tietenkin kraatteroitumisesta. Havaitsijalle suomalaisseudut suovat paitsi visuaalista nautintoa, myös haastetta: pienimmät suomalaiset satelliittikraatterit vaativat näkyäkseen sopivia valaistusolosuhteita, vähintään kohtalaista keliä ja kaukoputkeltakin jo hivenen kokoa. Syvällä libraatiovyöhykkeellä sijaitsevien Sundmanin ja Donnerin ryhmien näkemisessä taas oikea ajoitus on välttämättömyys. Gyldén, Argelander ja Lexell puolestaan ovat joka kuukausi mukavaan havaintoaikaan näkyviä helppoja kiikarikohteita.

Kraatterien nimien taustat paljastavat kiehtovia elämäntarinoita ja monisyisiä persoonallisuuksia, joista monet olivat aikoinaan kansainvälisissä tutkijapiireissä erittäin tunnettuja ja arvostettuja. Suomalaiset Kuussa siis paitsi kertovat useita lukuja kiertolaisemme geologisesta historiasta, myös muistuttavat suomalaisen huippututkimuksen monisatavuotisesta historiasta.

Kiitokset

Kiitos kaikille juttua varten kuvia antaneille, ja Veikko Mäkelälle kommenteista ja taitosta.

Lähteet

[1] Elger T. G., 1895. The Moon. George Philip & Son, London, 173 s.

[2] Manner O. & Mäkelä V., 1988. Kuu ja sen havaitseminen. Teoksessa Mäkelä V. (toim.): Tähtitieteen harrastajan käsikirja 4. Tähtitieteellinen yhdistys Ursa ry., s. 10–111.

[3] Laitinen T., 2017. Väisälän professoriveljekset. https://blogs.helsinki.fi/sfs-70/2017/09/01/vaisalan-professoriveljekset/ Viitattu 22.6.2018.

[4] Karttunen H., 1998. Vanhin tiede, 2. painos. Tähtitieteellinen yhdistys Ursa ry., 526 s.

[5] Markkanen T., 2015. Suomen tähtitieteen historia. Tähtitieteellinen yhdistys Ursa ry., 270 s.

[6] Heiskanen V. A., 1948. Tähtitiede. Ensimmäinen osa. Werner Söderström osakeyhtiö, 577 s.

[7] Bussey B. & Spudis P., 2012. The Clementine Atlas of the Moon. Revised and updated edition. Cambridge University Press, 317 s.

[8] Whitaker E. A., 1999. Mapping and Naming the Moon. Cambridge University Press, 242 s.

[9] Sheehan W. P. & Dobbins T. A., 2001. Epic Moon – A history of lunar exploration in the age of the telescope. Willmann-Bell, Inc., 363 s.

[10] Schultz P. H. & Spudis P. D., 1979. Evidence for ancient mare volcanism. Proceedings of Lunar and Planetary Science 10:2899–2918.

[11] Antonenko I., Head J. W., Mustard J. F. & Hawke B. R., 1995. Criteria for the detection of lunar cryptomaria. Earth, Moon and Planets 69:141–172.

[12] Whitten J. L. & Head J. W., 2015. Lunar cryptomaria: Physical characteristics, distribution, and implications for ancient volcanism. Icarus 247:150–171.

[13] Scott D.H., McCauley J.F. & West M.N., 1977. Geologic map of the west side of the Moon. I-1034, USGS.

[14] Hiesinger H., Head III J. W., Wolf U., Jaumann R. & Neukum G., 2011. Ages and stratigraphy of lunar mare basalts: A synthesis. Teoksessa Ambrose W. A. & Williams D. A. (toim.): Recent Advances and Current Research Issues in Lunar Stratigraphy. The Geological Society of America Special Paper 477, s. 1–51.

[15] Wilhelms D. E. & El-Baz F., 1977. Geologic map of the east side of the Moon. Map I-948, USGS.

[16] Neumann G. A., Zuber M. T., Wieczorek M. A., Head J. W., Baker D. M. H., Solomon S .C., Smith D. E., Lemoine F. G., Mazarico E., Sabaka T. J., Goossens S. J., Melosh H. J., Phillips R. J., Asmar S. W., Konopliv A. S., Williams J. G., Sori M. M., Soderblom J. M., Miljković K., Andrews-Hanna J. C., Nimmo F. & Kiefer W. S., 2015. Lunar impact basins revealed by Gravity Recovery and Interior Laboratory measurements. Science Advances 1: e1500852.

[17] Wilhelms D. E., 1987. The Geologic History of the Moon. U.S. Geological Survey Professional Paper 1348, United States Government Printing Office, Washington, 302 s.

[18] Moore J. M. & McEwen A. S., 1996. The Abundance of Large, Copernican-Age Craters on the Moon. Lunar and Planetary Science 27:899–900 (abstract).

[19] Stuart-Alexander D. E., 1978. Geologic map of the central far side of the Moon. I-1047, USGS.

[20] Kokelaar B. P., Bahia R. S., Joy K. H., Viroulet S. & Gray J. M. N. T., 2017. Granular avalanches on the Moon: Mass-wasting conditions, processes and features. Journal of Geophysical Research: Planets 122:1893–1925.

[21] Fassett C. I., Head J. W., Kadish S. J., Mazarico E., Neumann G. A., Smith D. E. & Zuber M. T., 2012. Lunar impact basins: Stratigraphy, sequence and ages from superposed impact crater populations measured from Lunar Orbiter Laser Altimeter (LOLA) data. Journal of Geophysical Research 117: E00H06.

[22] Kansallisbiografia. Virtanen, Artturi Ilmari (1895 – 1973). https://kansallisbiografia.fi/kansallisbiografia/henkilo/4753 Viitattu 22.6.2018.

Linkkejä

Suomalaiset Kuussa -ketju Avaruus.fi -keskustelufoorumilla,
https://www.avaruus.fi/foorumi/index.php?topic=15637.0

Väisälä-havainnot Ursan Taivaanvahdissa,
https://www.taivaanvahti.fi/observations/browse/pics/2470317/observation_id/desc/0/20

NASAn Scientific Visualization Studion Dial-A-Moon palvelu, joka laskee Kuun vaiheen ja libraation tunnin välein vuodelle 2018,
https://svs.gsfc.nasa.gov/4604

Kaguya/SELENE -luotaimen HDTV-kameran aineistosta tehty Väisälän ja Aristarchuksen ylilento,

Kaguya/SELENE -luotaimen HDTV-kameran aineistosta tehty Väisälän ja Aristarchuksen toinen ylilento,