Vinot törmäykset Kuussa

Teemu Öhman:

Kuun itäisellä puoliskolla on kolme näyttävää kraatterikohdetta, joiden suurin erikoisuus on niitä ympäröivä vahvasti epäsymmetrinen heittelekenttä kirkkaine säteineen. Nämä ovat herättäneet ihastusta ja ihmetystä jo vuosisatojen ajan. Nykyisin niiden ymmärretään syntyneen poikkeuksellisen loivalla kulmalla tapahtuneista törmäyksistä, mutta edelleenkin niissä riittää mysteerejä. Vinojen törmäysten synnyttämät Proclus, Petavius B ja kraatteripari Messier ja Messier A olivat ylivoimaisia voittajia Kuu ja planeetat -ryhmän kohdeäänestyksessä.

Vinot törmäykset ja
epäsymmetriset heitteleet

Törmäyskraattereita on totuttu ajattelemaan pyöreinä kuoppina, joita ympäröi tasaisesti kohonnut reuna ja kohtalaisen symmetrisesti levinnyt heittele. Esimerkiksi 1800-luvulla tätä symmetrisyyttä pidettiin vahvana viitteenä sen puolesta, että Kuun kraatterit – joista ylivoimaisesti suurin osa on jotakuinkin pyöreitä – olisivat tuliperäisiä. Arkipäivän kokemus nimittäin kertoo, että jos esimerkiksi kiven heittää hiekkaan vinosti, syntyy soikea kuoppa ja hiekka myös lentää enimmäkseen kiven menosuuntaan. Tuntui mahdottomalta ajatella, että lähes kaikki Kuun kraatterit olisivat syntyneet pystysuorista törmäyksistä, joten senkin puolesta tuttu ja turvallinen vulkanismi tuntui varmemmalta tavalta selittää Kuun kraatterien synty.

Muutamia 1910–20-lukujen pioneereja lukuun ottamatta vasta 1960-luvulla tutkijoille selvisi, mikä 1800-lukulaisessa ajattelussa oli vikana: Kraattereita synnyttävät törmäykset ovat pääpiirteiltään verrattavissa räjähdyksiin, eikä näin kivien viskomisesta tai kiväärin laukomisesta hietikkoon ole juurikaan hyötyä yritettäessä ymmärtää kraattereiden syntyä. Räjähdykset ovat enimmäkseen symmetrisiä, joten tämä selitti sujuvasti sekä pyöreät kraatterit, että pääpiirteissään symmetriset heitteleet.

Jo 1800-luvulla kuitenkin tiedettiin, ettei luonnossa tapahdu täysin pystysuoria (90°) törmäyksiä, ja että kaikkein todennäköisin törmäyskulma on 45°. Tämän osoitti ensimmäisenä maineikas amerikkalainen geologi Grove Karl Gilbert (1843–1918) [1–3].

Gilbert oli monessa mielessä merkittävin 1800-luvun kraatteritutkija, mutta hänen vaikutuksensa alan edistymiseen oli lähinnä negatiivinen. Gilbert nimittäin piti Arizonan suurta meteorikraatteria vulkaanisen höyrypurkauksen synnyttämänä rakenteena [4]. Koska Gilbert oli Yhdysvaltain geologian tutkimuskeskuksen päägeologi, hänen sanansa painoi useiden vuosikymmenien ajan.

Kuun kraatterien Gilbert sen sijaan uskoi olevan törmäyssyntyisiä [1]. Kuuta kuitenkin pidettiin tuohon aikaan tähtitieteilijöiden valtakuntana, joten heidän silmissään Gilbert oli diletantti. Alalla, jolla Gilbert siis oli arvostettu asiantuntija, hän oli täysin väärässä, kun taas alalla, jolla häntä pidettiin täytenä amatöörinä, hän oli suurelta osin oikeassa.

Puolet kaikista törmäyksistä tapahtuu 30 ja 60 asteen välillä [1–3]. Niinpä törmäyskraattereiden ymmärtämiseksi onkin oleellista tietää, mitä vinot törmäykset oikeastaan tarkoittavat syntyvien kraattereiden kannalta. Vaikka jo Gilbert tunsi vinojen törmäysten yleisyyden, ei niiden tutkimus oikeastaan merkittävästi edennyt ennen 1970-lukua. Tuolloin alettiin tehdä systemaattisia laboratoriokokeita vinoista törmäyksistä [5]. Hämmästyttävää kyllä, nuo Nasan Amesin tutkimuskeskuksessa tehdyt kokeet ovat edelleenkin paras vinoja törmäyksiä tutkinut koesarja. Tuon jälkeen on tehty jonkin verran järjestelmällistä havaintotyötä, laskennallisesti erittäin raskaita mallinnuksia ja laboratoriokokeitakin, mutta monilta osin tietämyksemme vinoista törmäyksistä perustuu edelleen vain muutamiin neljä vuosikymmentä vanhoihiin kokeisiin.

Törmäyskulman vaikutus syntyvien kraatterien ja niiden heittelekenttien muotoihin voidaan eri tutkimusten [mm. 3, 5–6] perusteella tiivistää ideaalitapauksessa suunnilleen seuraavasti:

• Heittelekenttä pysyy symmetrisenä aina 45° törmäyksiin saakka, minkä jälkeen heittele alkaa keskittyä törmänneen kappaleen menosuuntaan. Alle 45° törmäyksissä myös törmäyssula alkaa keskittyä menosuunnan puolelle.
• Kraatterit ovat likimain pyöreitä aina 30° törmäyksiin saakka.
• Noin 20–30° törmäyksissä heittelekenttään alkaa kehittyä tulosuunnan puolelle ”kielletty vyöhyke”, johon ei kerrostu heittelettä käytännössä lainkaan. Kraatterin tulosuunnan puoleisesta reunasta voi muodostua muuta reunaa jyrkempi (mikä voi joskus johtaa korostuneisiin romahdusrakenteisiin). Törmäyskulman pienentyessä edelleen ”kielletty vyöhyke” muodostuu myös menosuunnan puolelle.
• Alle 25° törmäyksissä tulosuunnan puoleinen kraatterin reuna alkaa muuttua muuta reunaa matalammaksi.
• Vasta alle 10–15° törmäyksissä kraatterit ovat selvästi venyneitä ja reunan topografia on satulamainen siten, että meno- ja tulosuunnan reunat ovat selvästi muuta reunaa matalampia.
• Alle 5°–10° törmäyksissä syntyy perhosen siipiä muistuttava heittelekenttä, jossa käytännössä kaikki heittele on kraatterin sivuilla.

Kuun itäisen pallonpuoliskon suuret vinojen törmäysten synnyttämät geologisesti nuoret kraatterit Proclus, Messier ja Messier A, sekä Petavius B (kuvat 1–2) tuovat nämä ilmiöt helposti harrastajienkin havaittaviksi.

Proclus

Mare Tranquillitatiksen ja Crisiumin eli Rauhallisuuden ja Vaarojen merten välisellä ylänköalueella sijaitseva Proclus on yksi Kuun kirkkaimmista kohteista (kuvat 1, 3–7) [7–8]. Lännessä sen hyvin selväpiirteiset säteet rajaavat Palus Somnin eli Unen suon, mutta Mare Crisiumin pinnalla ne erottuvat hieman yllättäen paljon heikommin.

Procluksen virallinen läpimitta on 27 km, mutta kraatterin reuna on suurten sortumien ja osittaisen kulmikkuuden vuoksi varsin epäsymmetrinen. Reunan muoto näkyy hyvin esimerkiksi Lasse Ekblomin kuvasta 8, samoin kuin Ari Haaviston tasaväliseen lieriöprojektioon projisoimasta kuvasta 9. Lounainen reuna, josta näyttää ikään kuin nirhaistun pala pois, on vajaan kilometrin matalammalla kuin koillinen reuna.

Proclus oli yksi Apollo 15:n komentomodulin pilotin Al Wordenin havaintokohteista heinä–elokuussa 1971. Hänen Kuun kiertoradalta tekemiensä havaintojen mukaan kraatterin läntinen reuna osui vanhan siirroksen kohdalle. Siirros aktivoitui uudelleen törmäyksessä ja synnytti kraatterin läntisen reunan suoran osan [9]. Tätä siirrosta ja sen vaikutusta kraatteroitumisprosessiin esitettiin myös syyksi Procluksen säteiden puuttumiselle Palus Somnin alueelta. Tämän Zeniitin numeron ilmestymisen aikoihin 50-vuotisjuhliaan viettävän Apollo 8:n tutkimusraportissa oli puolestaan aiemmin ehdotettu, että Procluksen epäsymmetristen säteiden syynä olisi alueen topografia [10].

Pinnanmuodot ja luultavasti myös kohdekallioperän rakenteet voivat todellakin vaikuttaa säteiden jakautumaan, mutta Procluksen tapauksessa tilanne on luultavasti paljon yksinkertaisempi: Palus Somni muodostaa Procluksen ”kielletyn vyöhykkeen”. Näin ollen on varsin selvää, että Proclus syntyi lounaasta tapahtuneen vinon törmäyksen seurauksena. Tarkkaa törmäyskulmaa on vaikea arvioida, mutta koska ”kielletty vyöhyke” on varsin leveä, voi kulma olla hyvinkin pieni, mahdollisesti jopa 15° tuntumassa [5]. Tämä tulkinta sopii hyvin yhteen kraatterin matalan ja romahtaneen lounaisen reunan kanssa. On tosin syytä huomata, että lounaisen reunan mataluuteen ja romahdusrakenteisiin on hyvinkin voinut vaikuttaa myös jo törmäyshetkellä paikalla ollut kohti lounasta viettävä rinne.

Procluksen säteiden näkymisen kehitystä kannattaa seurailla Auringon noustessa (tai tietenkin myös laskiessa) kraatterin alueella. Tyypillisen suomalaisen sään vallitessa voi aina turvautua Oskari Syynimaan kolmen toukokuisen vuorokauden aikana Kauhavalla tallentamaan kuvasarjaan 10.

Procluksen sisäosat ovat myös poikkeukselliset. Paitsi että etenkin läntinen osa kraatterin sisäreunoista on romahtanut voimakkaammin kuin muut reunat [6, 9], puuttuu Proclukselta keskuskohouma. Tämän kokoluokan nuorilla kraattereilla sellainen normaalisti pitäisi olla, minkä voi itse kukin todeta vilkaisemalla kaukoputkella esimerkiksi Triesneckeriä tai Mädleriä. Keskuskohouman puuttuminen lienee suoraa seurausta siitä, että vinojen törmäysten vaikutusalue kallioperässä jää merkittävästi matalammaksi kuin vastaavan kokoisten jyrkempien törmäysten [3, 11].

Itse Procluksen lisäksi on sen välittömässä läheisyydessä varsin niukalti erityisen kiinnostavia kohteita. Palus Somni on tulkittu joko Crisiumin tai Serenitatiksen törmäysaltaan heitteleeksi [12]. Sitä katsellessa voi yrittää panna merkille, onko alueella erikoista kellan- tai kullanruskeaa tai jopa purppuraan vivahtavaa värisävyä, kuten 1800-luvulla raportoitiin [7, 13].

Geologisesti ehkäpä mielenkiintoisin yksityiskohta on Procluksen itäpuolella, Yerkesin ja Proclus P:n puolivälissä sijaitseva noin 25 × 15 km kokoinen, tasangolta muutaman sata metriä kohoava nimetön rakoillut alue (kuva 3). Alueella ei näy selviä merkkejä pinnalla tapahtuneesta tuliperäisestä toiminnasta, joten kyseessä lienee jonkinlainen pinnan alapuolelle syntynyt magmasäiliö, joka on pullistanut yläpuolellaan olevaa kuorta.

Alueen itäreunalla oleva 3,7 kilometrin kraatteri sai viime elokuussa nimen Yerkes V. Nykyisin Kuun kraattereita nimetään pääsääntöisesti vain tarpeeseen (joskin Kuun pinnanmuotojen nimeämisen sekopäisen historian hengessä sääntöjä kierretään jatkuvasti), joten tässä tapauksessa nimeäminen on merkki siitä, että jossain joku tutkija on kiinnostunut kyseisestä alueesta.

Tuota tutkimusta odotellessa voi tätä erikoista kumparetta yrittää havaita tai kuvata itsekin. Kyseessä on sen verran laakea rakenne, että kohteen näkyminen edellyttää hyvin viistoa valaistusta. Ja erikoisten lyhytkestoisten valaistusilmiöiden jahtaajille kumpareen vieressä on tarjolla vuonna 1953 maailmanlaajuista huomiota saanut O’Neillin silta, joka todellisuudessa muodostuu Proclus P:n itäreunan kraattereista [14].

Konstantinopolissa noin vuonna 411 syntynyt ja Ateenassa vuonna 485 kuollut filosofi ja tähtitieteilijä Proklos oli viimeinen suuri uusplatonistisen koulukunnan edustaja. Hän oli ylipäätään yksi viimeisiä antiikin suurista filosofeista. Hän toimi Ateenan uusplatonistisen koulun johtajana, ja joutui elämänsä loppupuolella kristittyjen vainoamaksi. Kopernikuksen, Galilein ja Keplerin arvostama ja siteeraama Proklos muun muassa havaitsi optisia kaksoistähtiä ja Ateenassa vuonna 475 tapahtuneen Venuksen peittymisen [15]. Kuun nimistöön Proklos sai kraatterinsa jo Giovanni Ricciolin kartassa vuodelta 1651 [16].

Messier ja Messier A

Hieman Mare Fecunditatiksen keskeltä luoteeseen sijaitsevat Messier ja Messier A kuuluvat kiertolaisemme maineikkaimpien kraatterien joukkoon (kuva 11). Niinpä oli jokseenkin yllättävää, että tätä artikkelia kasatessa meinasi olla pahanlainen uupelo hyvistä kotimaisista Messier-lähikuvista. Onneksi kuitenkin Jerry Jantunen intoutui kuvaamaan Messierit Espoossa 24.11.2018 klo 23.06 (kuva 12) ja Timo Kantola Pieksämäeltä penkoi arkistojaan (kuva 13 ja galleria 2). Timo luonnehti Messierin kaksikkoa yhdeksi Kuun suosikkikohteistaan, ja tuohon mielipiteeseen on helppo yhtyä. Historian saatossa moni muukin on ollut samaa mieltä.

Messier ja Messier A ovat vuosisatojen ajan olleet paikkoja, joissa on raportoitu havaitun surullisen kuuluisia ”muutoksia”. Wilhelm Beer ja Johann von Mädler väittivät kuitenkin niiden näyttävän täysin identtisiltä. Tämä ei alkuunkaan pidä paikkaansa. Niinpä Beerin ja Mädlerin väite sai myöhemmät havaitsijasuuruudet Thomas William Webbin, Edmund Neisonin ja Thomas Gwyn Elgerin kommentoimaan vahvasti sen puolesta, että Messiereissä on tapahtunut muutoksia sitten Beerin ja Mädlerin päivien. Muutokset olivat heidän mukaansa nimenomaan todellisia fysikaalisia muutoksia, eivätkä selity pelkästään valaistusolojen tai libraation vaikutuksella. [7–8, 13]

Muutkin olivat muutosjunan kyydissä. Vuonna 1904 William Henry Pickering – mm. spektroskopian alalla Williamina Flemingin ja Annie Jump Cannonin ansiosta meritoituneen Harvard Collegen observatorion pitkäaikaisen johtajan Edward Charles Pickeringin pikkuveli – kirjoitti The Moon -teoksessaan Messierien ”muutosten” johtuvan kuuran muodostumisesta ja haihtumisesta. Oma osuutensa Messier A:n ”muutoksiin” oli tietenkin sen pohjalla elävällä kasvillisuudella.

William Pickeringin sekopäisyydestä huolimatta tai siitä johtuen Messier A tunnettiin hänen kunniakseen pitkään nimellä W. Pickering. Nimi ei tosin koskaan ollut virallinen, mutta silti siihen törmää edelleenkin silloin tällöin. [17–18]

Virallisesti parin itäisemmän kraatterin eli Messierin läpimitta on noin 14 km. Tämä on kuitenkin vain osa totuudesta, sillä kuten kuvista 11–15 hyvin näkyy, on Messier voimakkaasti soikea. Sen pituus on 14 km itä–länsi-suunnassa, leveyden ollessa ainoastaan noin 8 km. Syvyyttä Messierillä on pari kilometriä, ja itä- ja länsipään reunat ovat merkittävästi matalammat kuin etelä- ja pohjoisreunat. Pohjalla on törmäyssulakerros, mutta sitä halkoo matala pitkittäinen harjanne.

Messier A puolestaan on hyvin erilainen kokonaisuus. Sen itäisen osan muodostaa noin kymmenkilometrinen pyöreä kraatteri, jonka pohjaa peittää tasainen törmäyssulakerros. Sen läntinen reuna on toista kilometriä matalampi kuin muut, mutta muutoin kraatteri on hyvinkin symmetrinen. Syvyydeltään se vastaa Messieriä.

Täydenkuun tietämillä näkyy hyvin, kuinka nuorekkaan kirkkaita Messier ja Messier A:n itäinen osa ovat. Messier A:n myöskin noin kymmenkilometrinen, mutta puolittain Messier A:n itäisen osan tuhoama läntinen osa sen sijaan on tummempi ja kaikin puolin kuluneemman oloinen. Geologisissa kartoissa sen onkin tulkittu olevan peräisin Kuun toiseksi nuorimmalta eli eratostheniselta kaudelta [19–20]. Itäosa ja Messier sen sijaan ovat kaikkein nuorimpia, kopernikaanisia.

Messier A:n ja sen sädejärjestelmän komeettamaiseen ulkonäköön ensimmäisenä kiinnitti huomiota jo 1700-luvulla saksalainen Johann Schröter. Kraatterista pitkälle länteen Lubbock H:hon ja sen ylikin suuntautuva sädepari onkin Messierien tunnetuin piirre. Siihenkin liittyy merkillisiä ideoita ja ”havaintoja”. Aina yhtä viihdyttävä höyrypää Franz von Paula Gruithuisen väitti 1800-luvulla, että Messier A:n säteet ovat keinotekoisia. Arvostettu brittiläinen harrastaja Walter Goodacre kirjoitti 1930-luvulla näkevänsä niin valokuvissa kuin itse kaukoputkella havaiten kaksiosaisen säteen keskellä viisi haamukraatterimaista rengasta jonossa. Väittipä hän näkevänsä yhdellä ”kraattereista” myös keskuskohouman [21]. Toinen britti, Valdemar Firsoff, pisti 1960-luvulla vielä paremmaksi: hänen mukaansa Messier A vaelsi kohti itää, jättäen entisille sijoilleen Goodacren raportoimat haamumaiset renkaat [22].

Meteoriittikeräilijänä ja -tuntijana maailmanmaineeseen nousseen Harvey Niningerin 1950-luvun alussa esittämä idea Messierien synnystä oli myös vähintäänkin hämmentävä. Hänen ajatuksensa mukaan törmännyt kappale tuli idästä hyvin loivalla kulmalla ja synnytti ensin Messierin. Sen sijaan että kappale olisi räjähtänyt kuten kunnon asteroidien kuuluu, se kaivautuikin pinnan alle ja tuli ulos Messier A:n kohdalla [18, 22–23].

Messier A:n kaksoissäteen lisäksi Messierien sädekokonaisuuteen kuuluu Messieristä etelään ja pohjoiseen lähtevä leveä ja melko diffuusi säde. Sen on esitetty olevan peräisin Mare Fecunditatiksen pohjoisreunalta Taruntiuksesta [24], mutta tulkinta ei ole vakuuttava. Toisin kuin Taruntiuksen muut säteet, Messierin säde hiipuu ennen Taruntiusta, eikä se myöskään suunnaltaan sovi Taruntiuksen muuhun sädejärjestelmään. Lisäksi spektroskooppinen aineisto osoittaa sen poikkeavan koostumukseltaan Taruntiuksesta ja sen säteistä, mutta sopivan pääpiirteissään hyvin yhteen molempien Messierien koostumuksen kanssa.

Nininger oli nykytietämyksemme valossa oikeassa sikäli, että Messierin synnyttänyt törmäys oli hyvin loiva ja törmännyt kappale tuli idästä. Ainakin jo 1970-luvun alussa esitettiin, että Messier A todennäköisimmin koostuu kahdesta kraatterista [19–20, 25]. Kaikkia tämä ei kuitenkaan täysin vakuuttanut, ja suosittuja olivatkin erilaiset muunnokset ideasta, jonka mukaan Messier A on seurausta joko Messieristä kimmonneesta asteroidista, tai Messierin törmäyksen yhteydessä hajonneesta asteroidista. Jälkimmäisessä mallissa törmänneen kappaleen yläosa olisi Messierin synnyn yhteydessä irronnut ja jatkanut menoaan lähes alkuperäisellä vauhdilla, synnyttäen sitten Messier A:n. Näiden teorioiden tueksi oli esittää myös laboratoriokokeissa aikaansaatuja kraattereita. [mm. 6, 22, 26]

Tiettävästi viimeisimmän, joskin vielä kokousjulkaisun asteella olevan tutkimuksen mukaan Messierien alueella tapahtui kolme toisistaan riippumatonta törmäystä [27]. Näistä ensimmäinen synnytti Messier A:n länsiosan kraatterin. Sitten syntyi Messier A:n itäosa, jonka muodostumiseen vaikutti merkittävästi länsiosan topografia. Tämän vuoksi Messier A:n itäisen osan läntisin reuna jäi muita matalammaksi. Viimeisenä syntyi erittäin vinon, alle viiden asteen törmäyksen [5] seurauksena Messier. Osa törmäyksessä sulaneesta ja emäkappaleesta irronneesta asteroidista jatkoi matkaansa ja muokkasi Messier A:n länsiosan läntisintä reunaa. Nämä uurrokset ovat nähtävissä oheisessa Apollo 11:n viistokuvassakin (kuva 15).

Kolmen geologisesti varsin nuoren toisistaan riippumattoman törmäyksen tapahtuminen samalla pienellä alueella on tietysti epätodennäköinen sattumus, mutta ei suinkaan mahdoton. Epätodennäköisistä törmäystapahtumistahan meillä on todisteita Suomestakin: Kuopion kaakkoispuolella sijaitsevia Suvasveden kraattereita pidettiin pitkään samanaikaisesti syntyneenä kaksoiskraatterina, kunnes pari vuotta sitten niillä osoitettiin olevan yli 600 miljoonaa vuotta ikäeroa [28]. Kun aikaa on käytettävissä riittävästi, myös epätodennäköisiä asioita tapahtuu.

Messier, jota mainituilla kraattereilla kunnioitetaan, on tietenkin ranskalainen Charles Messier (1730–1817). Hän oli ensimmäinen havaitsija, joka teki tarkkoja systemaattisia havaintoja komeetoista. Jotteivat syvän taivaan töhryt häiritsisi hänen komeettojen metsästystään, hän luetteloi ja kuvasi 103 kohdetta nimeään kantavassa luettelossa. Näistä 44 oli Messierin omia löytöjä. Messierin luettelo oli ensimmäinen syvän taivaan kohdeluettelo. Komeettoja Messier löysi yhteensä 20, joista 13 oli hänen yksin löytämiään. Seitsemän muun komeetan kohdalla hän jakaa riippumattoman löytäjän kunnian muiden tutkijoiden kanssa. Kuuhun Messierin ikuisti Johann Mädler vuosien 1834–1836 Mappa Selenographica -kartastossa ja vuoden 1837 Der Mond -teoksessa. [16, 29–31]

Kuussa ei ole mitään Messier ja Messier A -kaksikon kaltaista. Eipä aivan vastaavia tunneta toistaiseksi muualtakaan aurinkokunnastamme, joten kyseessä on täysin poikkeuksellinen kohde. Ainutlaatuisen sädejärjestelmänsä ansiosta Messierit soveltuvat erinomaisesti myös kiikarikohteiksi, vaikka itse kraatterit jäävätkin terminaattorin lähellä sijaitessaan kiikarihavaitsijan ulottumattomiin [18]. Jo pieni kaukoputki kuitenkin mahdollistaa kaksikon valaistuksen ja libraation seurauksena muuttuvan ulkonäön seuraamisen.

Tietolaatikko: Messierit 35 vuotta sitten

Ursassa järjestettiin Messierien havaintokampanja jo liki 35 vuotta sitten. Projektin tiimoilta Ilmo Kukkonen kirjoitti Messierin kraattereista erinomaisen artikkelin Tähdet ja Avaruus -lehden numeroon 2/1985 [23]. Seuraavassa otteita jutussa esitellyistä havaintokertomuksista.

Veikko Mäkelä ja Jari Rautiainen, 80/1000 mm refraktori, 10. ja 11.3.1984, Imatra:

”Kraatterit näyttävät jokseenkin samankokoisilta. Messier A jopa hieman kirkkaammalta, mutta kooltaan siis yhtä suurelta kuin Messier.” … ”Läntisen säteen muodostaa kaksiosainen sädepari, jonka kaksiosaisuuden voi havaita ainakin säteen loppupäässä. Säteellä näyttäisi olevan jatke tasankoalueen laidassa olevassa pienessä lahdekkeessa. Muuten sädepari päättyy kirkkaaseen alueeseen tasankoalueen (mare-alueen) puolella.”

Ilmo Kukkonen, 76/1250 mm refraktori, 11.3.1984:

”Erään havainnon tein sattumoisin samaan aikaan kuin Mäkelä ja Rautiainen, 11.3.84. Tällöin arvioin Messierin pintakirkkauden suuremmaksi kuin Messier A:n, siis toisin kuin Mäkelä ja Rautiainen. Kraatterien muodossa saatoin niin ikään havaita selviä eroja. Messier on kaksoissäteen suunnassa selvästi soikea, kun taas Messier A on pyöreä.” … ”Sädejärjestelmästä panin yleisenä piirteenä merkille, että kaksoissäde on huomattavasti selvempi ja kirkkaampi kuin etelään ja pohjoiseen ojentuvat säteet. Kokonaisuudessaan sädejärjestelmä tuo mieleen lentävän haarapääskyn tai haukan varjokuvan. Kaksoissäde jatkuu kraatteri Lubbock H:hon saakka, ja kaksoissäteen eteläinen haara vielä siitäkin edemmäs ohi paikallisen terra-alueen aina mare-alueen reunaan saakka.” 

Aarre Kellomäki, 250/1800 mm Newton, Pikonlinna:

”400-kertaisella suurennuksella näkyy jo yksityiskohtia, jos ilmakehä on rauhallinen. Messier A näyttää sen verran soikealta, että se todellisuudessa lienee pyöreä.” … ”Messierin lienee iskenyt idästä päin viistosti syöksynyt kappale. 400-kertaisella suurennuksella Messier vaikuttaa pitkulaiselta. Länsiosastaan se on loivasti nouseva. Keväällä 1984 en päässyt toteamaan, onko länsiosassa reunavallia. Kraatterin pohjalla läntisessä osassa on juuri näkökyvyn rajalla olevaa ’ryynimäistä’ rakennetta.” … ”Mielenkiintoisin muodostuma on Messier A:sta lähtevä vaalea kaksoissäde. Se näkyy parhaiten puolenkuun aikoihin kohtuullista suurennusta käyttäen. Täydenkuun kirkkaus taas himmentää sitä. Säteen voi kuvitella syntyneen vaalean materiaalin roiskahtaessa Messierin iskukohdasta. Keskelle jääneen tumman raidan syynä lienee Messier A:n reunavallin länsilaidan kohouma. Se näkyy suurella suurennuksella heikon varjon ansiosta. Kraatterin länsireuna on muutenkin varjostanut ainesuihkua, koskapa kaksoissäde ei ala aivan kraatterin vierestä.”

Petavius B

Reilut 600 km kaakkoon Messiereistä, Mare Fecunditatiksen kaakkoisimmalla reunalla on tämän havaintoprojektin heikoimmin tunnettu kraatteri, Petavius B (kuva 16). Se jää hieman turhaan upean, jättimäisestä pohjan raostaan tunnetun Petaviuksen varjoon. Hyvä puoli sijainnissa tosin on, että Petavius-kuvista löytyy hyvin usein myös Petavius B.

Virallisesti Petavius B on läpimitaltaan 32 km. Todellisuudessa se on kuitenkin hieman suurempi, itä–länsi-suunnassa noin 34 km ja pohjoisesta etelään noin 36 km. Se on lähinnä pisaranmuotoinen siten, että kraatterin eteläreuna on selvästi venähtänyt. Tämä näkyy hyvin esimerkiksi Jerry Jantusen ja Lasse Ekblomin kuvissa 17–18. Luultavasti tämä venyminen sai niin Edmund Neisonin kuin yhden edelleenkin parhaista Kuun havainto-oppaista kirjoittaneen Ernest Cherringtonin väittämään Petavius B:tä virheellisesti kaksoiskraatteriksi [8, 18].

Kuten Messierien ja Procluksenkin tapauksessa, Petavius B esiintyy parhaiten edukseen lähempänä täydenkuun aikaa. Tuolloin sen sädejärjestelmä näkyy koko loistossaan. Esimerkiksi Jari Kankaanpään, Ville Miettisen, Lasse Ekblomin, Ari Haaviston ja Oskari Syynimaan kuvat 19–23 antavat varsin hyvän kuvan Petavius B:n sädejärjestelmästä. Etelän suuntaan ei selkeitä pitkiä säteitä juurikaan ole, mutta sekä itään että länteen Mare Fecunditatiksen suuntaan ne näkyvät erinomaisesti. Idässä säteet yltävät ainakin Holdeniin saakka, lännessä vähintään Cook B:hen (kuva 16). Pohjoisen suuntaan niitä ei ole lainkaan, joten on ilmeistä, että kraatterin pohjoispuoli muodostaa ”kielletyn vyöhykkeen”.

Kraatterin venynyt eteläreuna on karkeasti noin 100–150 metriä matalampi kuin pohjoisreuna, mutta ero ei ole järin dramaattinen. Itä–länsi-suunnassa reunojen korkeusero on yli sata metriä suurempi. Vaikka topografia ei siis yksiselitteisiä viitteitä törmäyskulmasta annakaan, sädejärjestelmästä ja kraatterin venyneestä muodosta päätellen Petavius B:n synnyttänyt törmäys tapahtui pohjoiskoillisesta huomattavan loivalla, mahdollisesti vain noin 15° kulmalla.

Samoin kuin Proclus, myös Petavius B on vailla keskuskohoumaa. Hyviä vertailukohtia sille ovat 30-kilometrinen Kepler ja 32-kilometrinen Gassendi A. Näistä molemmilla on keskuskohoumat, vaikka Kepler oli kohtalaisen loiva törmäys (luultavimmin hieman alle 45° [32]) ja Gassendi A:han on vaikuttanut Gassendin reunan topografia. Pelkästään Procluksen ja Petavius B:n perusteella ei tietenkään voi sanoa mitään varmaa, mutta työhypoteesina voisi hyvin pitää sitä, että törmäyskulman pudotessa 15° tuntumaan, ei noin 30 km läpimittaisille kraattereille keskuskohoumaa synny.

Ranskalainen jesuiitta Dionysius Petavius (1583–1652) oli oikealta nimeltään Denis Pétau. Hän oli yksi 1600-luvun merkittävimpiä teologeja, ja häntä on kutsuttu kristinuskon oppijärjestelmän historiallisen tutkimuksen isäksi [33]. Kuun nimistöön Petavius päätyi jo Ricciolin kartassa vuonna 1651, siis jo ennen Petaviuksen kuolemaa [16].

Lopuksi

Kraatteroituminen on Kuun ja koko aurinkokunnan mittakaavassa tärkein geologinen prosessi. Vaikka kaikkein vinoimmat törmäykset, jollaisia Proclus, Petavius B ja etenkin Messier edustavat, ovatkin suhteellisesti harvinaisia, on niitä kuitenkin määrällisesti niin paljon, ettei niitä voi pelkkinä kuriositeetteina pitää. Tutkijoilla riittää edelleen työtä yrittäessään ymmärtää, mitä vinoissa törmäyksissä pohjimmiltaan tapahtuu.

Kuun havaitsijalle ja kuvaajalle ne tarjoavat sikäli kiitollisen kohteen, että niitä kannattaa havaita koko kuunkierron ajan. Näiden kraatterien tavallisesta poikkeava reunan muoto erottuu toki parhaiten lähellä terminaattoria, mutta hyvin epäsymmetrisen sädejärjestelmän yksityiskohdat tulevat selvimmin näkyviin täydenkuun tienoilla, jolloin Kuuta yleensä harvemmin havaitaan.

Kannattaa myös tarkkailla, kuinka säteiden jakauma kraatterin ympärillä muuttuu, kun törmäyskulma kasvaa. Hyviä esimerkkejä jyrkempien, mutta silti selvästi vinojen törmäysten synnyttämistä kraattereista ovat Kepler ja Tycho.

Vinojen törmäysten kokoskaalaa voi myös kasvattaa: Schiller oli hyvin suuren luokan erittäin vino törmäys, ja Crisiumin törmäysaltaan epäsymmetrisyydelle (kuva 9) on syyksi esitetty vinoa törmäystä [mm. 34], vaikkei asia kiistaton olekaan [35]. Havaittavaa vinojen törmäysten ystäville riittää.

Galleriat

Galerioissa on lisää kuvia esitellyistä kohteista.

Galleria 1: Proclus

Galleria 2: Messier ja Messier A

Galleria 3: Petavius B

Kiitokset

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

Lähteet

[1] Gilbert G. K., 1893. The Moon’s Face: A Study of the Origin of Its Features. Philosophical Society of Washington, Bulletin XII:241–292.

[2] Shoemaker E. M., 1962. Interpretation of Lunar Craters. Teoksessa Kopal Z. (toim.): Physics and Astronomy of the Moon. Academic Press, s. 283–359.

[3] Pierazzo E. & Melosh H. J., 2000. Understanding Oblique Impacts from Experiments, Observations and Modeling. Annual Review of Earth and Planetary Sciences 20:141–167.

[4] Gilbert G. K., 1896. The origin of hypotheses, illustrated by the discussion of a topographical problem. Science 3(53):1–13.

[5] Gault D. E. & Wedekind J. A., 1978. Experimental studies of oblique impact. Proceedings of the Lunar and Planetary Science Conference 9^th, 3843–3875.

[6] Herrick R. R. & Forsberg-Taylor N. K., 2003. The shape and appearance of craters formed by oblique impact on the Moon and Venus. Meteoritics & Planetary Science 38(11):1551–1578.

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

[8] Neison E., 1876. The Moon and the Condition and Configurations of Its Surface. Longmans, Green and Co., London, 576 s.

[9] El-Baz F., Worden A. M. & Brand V. D., 1972. Astronaut observations from lunar orbit and their geologic significance. Proceedings of the Third Lunar Science Conference. Supplement 3. Geochimica et Cosmochimica Acta, vol. 1, 85–104.

[10] El-Baz F., 1969. Craters. Teoksessa Analysis of Apollo 8 Photography and Visual Observations. NASA SP-201, s. 21–29.

[11] Elbeshausen D., Wünnemann K. & Collins G. S., 2013. The transition from circular to elliptical impact craters. Journal of Geophysical Research: Planets 118:2295–2309.

[12] 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.

[13] Webb T. W., 1962. Celestial Objects for the Common Telescopes. Volume One: The Solar System. Edited and revised by Mayall M. W. Dover Publications, Inc., New York, 255 s. (1. p. 1859)

[14] Sheehan W. P. & Dobbins T. A., 2001. Epic Moon. Willmann-Bell, Inc., 363 s.

[15] Siorvanes L., 2014. Proclus. Teoksessa Hockey T. (toim.): Biographical Encyclopedia of Astronomers, 2nd ed., s. 1765–1767.

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

[17] Pickering W. H., 1904. The Moon. John Murray, London, 103 s.

[18] Cherrington E. H. Jr., 1969. Exploring the Moon Through Binoculars and Small Telescopes. Dover Publications, Inc., New York, 229 s.

[19] Wilhelms D. E. & McCauley J. F., 1971. Geologic Map of the Near Side of the Moon. United States Geological Survey, I-703.

[20] Elston D. P., 1972. Geologic Map of the Colombo Quadrangle of the Moon. United States Geological Survey, I-714, LAC-79.

[21] Hill H., 1991. A Portfolio of Lunar Drawings. Cambridge University Press, 240 s.

[22] Wood C. A., 2003. The Modern Moon – A Personal View. Sky Publishing Corporation, Cambridge, 209 s.

[23] Kukkonen I., 1985. Kuun erikoinen kraatteripari Messier ja Messier A. Tähdet ja Avaruus 2/85:76–78.

[24] Grego P., 2005. The Moon and How to Observe It. Springer-Verlag, 274 s.

[25] Schultz P. H., 1976. Moon Morphology. University of Texas Press, 626 s.

[26] Schultz P. H. & Gault D. E., 1990. Prolonged global catastrophes from oblique impacts. Teoksessa Sharpton V. L. & Ward P. D. (toim.): Global Catastrophes in Earth History; An Interdisciplinary Conference on Impacts, Volcanism, and Mass Mortality. Geological Society of America Special Paper 247, s. 239–261.

[27] Herrick R. R., 2017. Examination of the shape and appearance of highly oblique impacts on the Moon, Mars and Mercury. Lunar and Planetary Science XLVIII, abstract #2803.

[28] Schmieder M., Schwarz W. H., Trieloff M., Buchner E., Hopp J., Tohver E., Pesonen L. J., Lehtinen M., Moilanen J., Werner S. C. & Öhman T., 2016. The two Suvasvesi impact structures, Finland – Argon isotopic evidence for a ‘false’ impact crater doublet. Meteoritics & Planetary Science 51(5):966–980.

[29] Blagg M. A., 1913. Collated List of Lunar Formations Named Or Lettered in the Maps of Neison, Schmidt, and Mädler. Messrs Neill & Co., Ltd., Edinburgh, 182 s.

[30] Yeomans D. K., 1991. Comets – a Chronological History of Observations, Science, Myth and Folklore. John Wiley & Sons, Inc., 485 s.

[31] Frommert H., 2014. Messier, Charles. Teoksessa Hockey T. (toim.): Biographical Encyclopedia of Astronomers, 2nd ed., s. 1463–1465.

[32] Öhman T. & Kring D. A., 2012. Photogeologic analysis of impact melt-rich lithologies in Kepler crater that could be sampled by future missions. Journal of Geophysical Research – Planets 117:E00H08.

[33] de Ghellinck J., 1907. Pétau, Denis. Teoksessa Herbermann C. G. (toim.): The Catholic encyclopedia; an international work of reference on the constitution, doctrine, discipline, and history of the Catholic Church. The Encyclopedia Press, New York, s. 743–744.

[34] Wichmann R. W. & Schultz P. H., 1994. The Crisium basin: Implications of an oblique impact for basin ring formation and cavity collapse. Teoksessa Dressler B. O., Grieve R. A. F. & Sharpton V. L. (toim.): Large Meteorite Impacts and Planetary Evolution. Geological Society of America Special Paper 293, s. 61–72.

[35] Spudis P. D., 1993. The Geology of Multi-Ring Impact Basins. Cambridge University Press, 263 s.

Linkkejä

Yleensä myös Procluksen sisältävät Mare Crisium -havainnot Ursan Taivaanvahdissa:
https://www.taivaanvahti.fi/observations/browse/pics/2818540/observation_id/

Messier-havainnot Ursan Taivaanvahdissa:
https://www.taivaanvahti.fi/observations/browse/pics/2818536/observation_id/

Yleensä myös Petavius B:n sisältävät Petavius-havainnot Ursan Taivaanvahdissa:
https://www.taivaanvahti.fi/observations/browse/pics/2818537/observation_id/