Marsin säteet ja Kuun kylmät läiskät
Jos ihminen katselee Kuuta kiikarilla tai kaukoputkella täysikuun aikaan, hän on todennäköisesti joko maallikko tai kuullikko. Keskimääräinen tähtiharrastaja hän ei ole, sillä he pysyvät sisätiloissa täydenkuun aikaan. Maallikko sen sijaan on kukaties ihastellut korkealla talvitaivaalla kirkkaana loistavaa Kuuta ja kaivanut kiikarit esiin nähdäkseen netistä tutut jylhät kraatterimaisemat. Hän myös saattaa tuntea lievää pettymystä, kun niitä ei näykään. Täydenkuun aikaan Kuun pinta on varjoton, eivätkä korkeuserot siksi erotu. Täysikuu näyttää maallikolle vain pyöreältä harmaanvalkealta levyltä, jossa on tummemman ja vaaleamman harmaita läiskiä ja kirkkaita viiruja.
Kuullikko – Kuun havaitsemiseen intohimoisesti ja päämäärätietoisesti suhtautuva henkilö – puolestaan havaitsee Kuuta täydenkuun aikaan juuri siksi, että varjot eivät ole haittaamassa harmaansävyjen todellisen olemuksen erottamista. Värierot paljastavat laavatasankoja, joiden iät ja koostumukset hieman vaihtelevat, Kuun muinaisten tulivuorten tuhkakerroksia ja tuoreiden törmäyskraattereiden heittelekenttiä.
Heittelekerroksen näyttävin osa muodostuu tyypillisesti ympäristöää kirkkaammista pitkistä ja kapeista säteistä. Ne voivat ulottua satojen ja jopa tuhansien kilometrien päähän kraatterista. Säteet ovat kaikkein nuorimpien törmäyskraattereiden tunnusmerkki.
Maapallon kraattereiden ympäriltä, sen paremmin törmäyskraattereden kuin vulkaanistenkaan, ei yleensä mitään säteiden tapaista erotu.1 Vertauskohtien puuttuessa Kuun säteiden selittäminen olikin varhaisille kuututkijoille erittäin ongelmallista. Ne eivät nimittäin edes heittäneet minkäänlaisia varjoja, joten niiden täytyi olla äärimmäisen matalia. Ne myös ylittivät yhtälailla ylänköjä kuin alankojakin. Erään suositun mallin mukaan säteet edustivat kraattereita ympäröivää rakojärjestelmää. Näistä raoista olisi sitten purkautunut jotain kirkasta mineraalia, kuten suolaa tai vesijäätä.
Nykyisin säteiden siis tiedetään olevan nuorten törmäyskraatterien heitteleen synnyttämiä. Avaruustutkimuksen edistyessä niitä on löydetty ympäri aurinkokuntaa Merkuriuksesta Charoniin saakka. Kuun ohella erityisen komeita sädekraattereita on Jupiterin suurilla kuilla Ganymedeellä ja Kallistolla. Varsinaisista planeetoista Merkurius on säteiden kannalta antoisin. Vaikka perusteet säteistä ovat olleet selvillä jo vuosikymmeniä, on niiden synnyn yksityiskohdissa kuitenkin rutkasti kysymysmerkkejä.
Säteet erottuvat lähinnä kahdesta syystä. Ensinnäkin ne ovat geologisesti nuoria. Tämän merkitys piilee siinä, että avaruuden säteily- ja mikrometeoriittipommitus eli avaruusrapautuminen tummentaa kaikkien suojattomien kappaleiden pintoja. Nuoret säteet eivät ole vielä ehtineet tummua samanlaisiksi kuin ympäröivät alueet. Tällaisissa säteissä on ennen kaikkea kyse siitä, että pääkraatterista lentäneen aineksen synnyttämät pienet sekundäärikraatterit paljastavat tumman pinnan alta tuoretta kirkkaampaa ainesta.
Toinen syy säteiden näkymiseen on niiden koostumus. Säteet ovat muun heittelekerroksen tapaan peräisin näkyvän pinnan alapuolelta, eikä pinta välttämättä ole samaa kivilajia kuin mitä sen alta löytyy. Siksi Kuunkaan säteiden ei tarvitse aina olla kirkkaita. Tunnetuin esimerkki tästä on 17-kilometrinen Dionysius Mare Tranquillitatiksen länsirannalla. Sen kirkkaan, syvemmältä peräisin olevan yhtenäisen lähiheitteleen ulkopuolella, etenkin kraatterin länsi- ja lounaispuolilla, onkin tummia säteitä. Ne on ruopaistu lähellä pintaa olevasta rauta- ja titaanirikkaasta basalttikerroksesta. Kuuharrastajat tuntevat Dionysiuksen tummat säteet myös haastavana Lunar 100 -listan kohteena 93.
Vaikka säteet ovat alkujaan määritelmällisesti helpo(hko)sti ihan näkyvän valon alueella havaittavia piirteitä kraatterien ympärillä, on niiden tutkimus sittemmin laajentunut erityisesti infrapuna-alueelle. Tästä on kiittäminen etenkin Marsia.
Viking-aikakaudella 1970–80-luvuilla Marsin kraatterien säteistä nähtiin vain hyvin epämääräisiä aavistuksia. Yleinen käsitys oli, että Marsin kraattereilla ei varsinaisia säteitä ole. Tilanne kuitenkin muuttui 2000-luvun taitteessa. Mars Global Surveyor -luotaimen MOC-kamera paljasti pieniä, satojen metrien läpimittaisia kraattereita, joilla oli selvät, tyypillisesti tummat säteet.
Varsinainen vallankumous tapahtui kuitenkin Mars Odyssey -luotaimen THEMIS-instrumentin myötä. Kyseessä on käytännössä lämpökamera. Sen kuvista havaittiin, että Marsissa on kilometrikokoluokan sädekraattereita. Aluksi vaikutti siltä, että isompien kraatterien säteet ovat Marsissa hyvinkin harvinaisia, mutta sittemmin vähintään kolmekilometrisiä sädekraattereita on tunnistettu pitkästi toista sataa.
Marsin suurempien kraatterien säteet erottuvat erittäin heikosti jos ollenkaan näkyvän valon alueella, mutta ovat selkeitä kymmenien ja satojen kilometrien mittaisia viiruja lämpökameran kuvissa. Mielenkiintoisesti selvimmät kilometriluokan sädekraatterit Marsissa tapaavat olla kohtalaisen vinojen törmäysten synnyttämiä, esiintyvät lähinnä vain nuorilla vulkaanisilla tasangoilla, ja saattavat olla Mars-meteoriittien lähtökraattereita.
Säteet erottuvat yöllä ympäristöään kylmempinä, koska ne ovat höttöistä ainesta, josta lämpö karkaa helposti. Kylmien säteiden keskellä on lämpimämpiä sekundäärikraattereita, jotka ovat paljastaneet karkeampaa ja siksi lämpimämpää kiviainesta.
Palataanpa kuitenkin Kuuhun. Kuten neljä vuotta sitten blogistelin, Lunar Reconnaissance Orbiter -luotaimen Diviner-radiometrin myötä Apollo-aikakaudella mysteereiksi jääneet kylmät läiskät paljastuivat pieniksi tuoreiksi säteiden ympäröimiksi törmäyskraattereiksi. Kuun kylmät läiskät ovat kuitenkin merkittävästi tavallista heittelekenttää tai säteitä laajempia.
Elokuun puolivälissä Journal of Geophysical Research: Planets –lehdessä ilmestyi väitöskirjaopiskelija Trevor P. Erwinin johdolla kirjoitettu Purduen yliopiston tutkimusryhmän artikkeli The Length of Martian Crater Rays and Their Relation to Lunar Cold Spots. Jutussa siis vertaillaan Marsin säteitä ja Kuun kylmiä läiskiä.
Purduen mallinnusryhmän artikkelin perusidea on varsin yksinkertainen, ja se perustuu suurelta osin aiemman Purduen väitöskirjaopiskelijan Jacob R. Elliottin johdolla vuonna 2018 julkaistuun sädemalliin: kylmät läiskät ja Marsin säteet ovat tavallisten optisella alueella Kuussa näkyvien säteiden jatkeita. Ne syntyvät aivan samalla möyhentämismenetelmällä kuin valtaosa Kuun säteistäkin. Toisin sanoen säteissä ja kylmissä läiskissä on kyse sitä, että heittele synnyttää sekundäärikraattereita, jotka kaivavat avaruusrapautumisen tummentaman pinnan alta tuoretta kirkasta ainesta pintaan. Samalla pinnan kiviaines kuohkeutuu laajalta alueelta sekundäärikraatterin ympäriltä. Kuohkea höttö ei pidä lämpöä yhtä hyvin kuin jämäkämpi kivi, mikä johtaa kylmiin läiskiin ja Marsin kylmiin säteisiin. Kuun kylmien läiskien ja Marsin säteiden sukulaisuutta tukee, että niiden pituus pääkraatterin halkaisijaan nähden on suunnilleen sama, eli noin kertaluokkaa enemmän kuin Kuun tavallisten säteiden pituus.
Syy siihen, että kylmät läiskät ja Marsin säteet eivät näy muussa aineistossa kuin lämpökuvissa, johtuu pintaregoliitin ominaisuuksista ja pienten sekundäärikraatterien kaivautumissyvyydestä, siis siitä syvyydestä, mistä ne vielä saavat kaapaistua ainesta pinnalle. Kuun tapauksessa pienet kaukaiset sekundäärikraatterit eivät enää yltä nostamaan vaaleaa tuoretta ainesta pintaan, kun rapautuneen tumman regoliittikerroksen paksuus ylittää kaivautumissyvyyden. Sekundäärikraatterin synty kuitenkin aiheuttaa pintaregoliitin höttöistymistä, joten se johtaa lämpötilapoikkeamaan. Marsin pinnalla ei sen kaasukehän vuoksi ole havaittavissa samanlaista avaruusrapautumista kuin Kuussa ja muilla kaasukehättömillä kappaleilla. Siksi pintakerros ei lähtökohtaisesti ole sen tummempaa kuin syvempi aineskaan. Vaikka sitä kuinka kuopii, väri ei juuri muutu, joten tavallisia säteitä ei synny. Höttöisemmäksi se kuitenkin muuttuu, joten se näkyy poikkeamana lämpökameran kuvissa.
Purduen malli on viehättävän looginen ja yksinkertainen, joten ainakin sen toivoisi vähintään pääpiirteissään myös vastaavan todellisuutta. Pari asiaa mallissa kuitenkin hieman huolettaa.
Erwinin fyysikkoporukassa ei ollut yhtään vanhan liiton planeettageologia, joten mitään havaintoihin pohjautuvia mittauksia ei tehty. Niinpä Marsin säteiden osalta käppyröiden sovitukset ja tulkinnat perustuvat vain viiteen(!) kaksikymmentä vuotta sitten julkaistuun mittaukseen säteiden pituuksista. Kun isoja sädekraattereita tunnetaan nykyään pitkästi toista sataa, olisi käyriin voinut edes muutaman lisäpisteen vaivautua mittaamaan.
Suuremmaksi ongelmaksi omissa silmissäni nousee, että mallissa tunnutaan aikalailla kokonaan unohtavan yksi oleellinen havainto: itse sekundäärikraatterit näkyvät lämpöisinä pisteinä kylmien säteiden keskellä. Hieman epäsuorasti siihen kyllä viitataan, kun todetaan aiempien mallinnusten perusteella huokoisuusmuutoksia primääritörmäyksissä tapahtuvan 1–10 kraatterin halkaisijan päässä. Eri asia sitten on, kuinka tuo pätee yli kertaluokkaa hitaammissa sekundääritörmäyksissä. Joka tapauksessa idealisoitu kaaviokuva mallista antaa käsityksen, joka ei yksityiskohdissaan ole yhtäpitävä havaintojen kanssa.
Tästä lievästä keski-ikäisen kyynikon käninästä huolimatta Purduen sädemalli on siis yksinkertaisuudessaan erittäin viehättävä. Ja Erwinin tutkimus on, käsittämätöntä sinänsä, tiettävästi ensimmäinen Marsin säteitä ja Kuun kylmiä läiskiä vertaileva työ, mikä jo itsessään on merkittävä askel eteenpäin yritettäessä ymmärtää planeettojen pintoja muokkaavia voimia.
Kun Kuuhun ollaan palaamassa ja sinne myös ollaan suht vakavissaan kaavailemassa pysyvähköjä tutkimusasemia, ja ihmisten käyskentelystä Marsin pinnallakin haaveillaan, on turvallisuusnäkökulmastakin syytä yrittää ihan tosissaan ymmärtää millaista tavaraa kraattereista lentää pihalle, ja kuinka kauas. Purduen sädemalli tarjoaa vähintäänkin hyvän lähtökohdan ideoiden jatkokehittelylle.
1Halkaisijaltaan 45-metrinen Kamil Egyptissä oli ylivoimaisesti paras esimerkki sädekraatterista Maassa. Meteoriittivarkaat ovat sittemmin suurelta osin tuhonneet Kamilin.
Erittäin mielenkiintoista! Tämä liittyy (ja osittain vastaa) kysymyksiin, joita olen ajatellut esittää mm. Kuun sekundaarikraattereista.
Lueskelin taannoin englanninkielisen Wikipedian tarjoamia tietoja Tyko-kraatterista. Sehän on malliesimerkki näyttävistä säteistä. Sille oli listattu joukko tunnettuja satelliittikraattereita, joista suurimmat ovat halkaisijaltaan jotain 30 kilometriä. Ihmettelen, kuinka tällainen kraatteri oikein syntyy, ja kuinka suuresta heittelekappaleesta on täytynyt olla kyse.
Etäisyydet pääkraatteriin näyttivät olevat näillä suurilla sivukraattereilla korkeintaan jotain muutama sata kilometriä, joten törmäysnopeuden on täytynyt olla varsin alhainen. Tietysti nopeuteen vaikuttaa lentoradan muoto, mutta jos suuria kappaleita lentäisi hyvin korkealle silloin niitä kai päätyisi myös kauemmas. Ylipäätään saan sen kuvan, että heitteleiden maksimikoko ja yleinen massa pienenee voimakkaasti kauemmas mentäessä, vaikka nopeus (ja siten törmäysenergia massaa kohti) kasvaa. Onkohan syntyvän sivukraatterin koko (halkaisija tai syvyys) suhteessa vain törmäysenergiaan, tai miten homma toimii alhaisilla nopeuksilla?
Tykon pääkraatterin halkaisija on 85 km, mistä ihan näin maallikkona voisi ekstrapoloida että törmäysenergia on ollut kertaluokkaa pienempi kuin Chicxulubissa. Kuinkahan suuri osa tästä energiasta yleensä siirtyy heitteleiden liike-energiaksi, kun kyseessä on primaarinen törmäys kosmisella nopeudella? Voin arvata, että näitä asioita ei tunneta kovin tarkkaan…
Edelleen saan sen kuvan, että heitteleiden kokonaismassa keskittyy vahvasti pääkraatterin läheisyyteen, ja paljolti suurimpiin kappaleisiin. Oletettavasti yhtenäisen heittelekentän alueella vain suurimmat kappaleet synnyttävät sellaisen sivukraatterin, joka erottuu selvästi muun rojun seasta.
Mitä tulee avaruusrapautumiseen, olen käsittänyt että sen aiheuttama tummuminen on sinänsä sinänsä hyvin pinnallista. Kuitenkin ajan mittaan pienet meteori-iskut jatkuvasti pöyhivät regoliittia, sekoittaen tummuneita murusia pinnasta syvemmälle ja paljastaen uutta materiaalia pintaan. Näin ollen tummentava vaikutus kaiketi ulottuu suunnilleen yhtä syvälle kuin irtonainen regoliittikerros?
Tähän liittyen, Tykon arvellaan olevan suht nuori suureksi kraatteriksi, vain noin 108 miljoonaa vuotta eli dinosaurien ajalta. Minusta onkin mielenkiintoista pohtia, olisiko se ollut tuoreeltaan merkittävästi nykyistä kirkkaampi, ja olisiko ero ennen/jälkeen törmäyksen ollut paljaalle silmälle Maasta käsin hyvinkin huomattava.
Kiitos erinomaisista kysymyksistä! Vastaukset ovat vähemmän erinomaisia. Osin siksi, etten vain tiedä, osin siksi, että olen ehkä joskus lukenut, mutta jutut ovat paperimuodossa kotona parinsadan kilometrin päässä, ja osin siksi, että tietääkseni kukaan ei oikein tiedä. Jotain horinaa nyt kuitenkin:
”Onkohan syntyvän sivukraatterin koko (halkaisija tai syvyys) suhteessa vain törmäysenergiaan, tai miten homma toimii alhaisilla nopeuksilla?”
Se menee just toisin päin: kosmisilla nopeuksilla koko on suhteessa energiaan (mv^2). Alhaisilla nopeuksilla homma ei kuitenkaan mene niin, vaan koko on suhteessa liikemäärään (mv). Missä se nopeusraja menee onkin sitten debatoinnin aihe. Kaavoissa on semmoinen veijari kuin coupling parameter (mitä lie suomeksi?), joka määrittelee, skaalautuvatko asiat liikemäärän vai energian mukaan. Holsapple ja Schmidt kirjoittelivat klassisia artikkeleita noista jutuista 1970–90-luvuilla. Niitä on hieman sittemmin yritetty vähän hinkata, mutta ainakin pääpiirteissään edelleen palataan aina Holsappleen ja Schmidtiin.
Sekundäärikraattereissa tilanne on hankala, koska vaihtelu on niin suurta. Jos ollaan kohtalaisen kaukana pääkraatterista, on energiaa niin paljon, että šokkimetamorfoosiakin tapahtuu. Tuollaiset sekundäärikraatterit ovat ihan kunnollisia räjähdyskraattereita, joissa energia jyrää. Lähempänä pääkraatteria ollaan sitten iskukraatterien alueella (liikemäärä dominoi), eikä oikein varmoja šokkimetamorfisia ilmiöitäkään tapahdu. Ja ihan kun ollaan kraatterin reunalla, niin syvältä tuleva matsku jaksaa vain nippa nappa kiepsahtaa reunan yli, eikä kunnon sekundäärikraattereista voida puhua. Veikkaan, etten ollut ainoa kraatterifani, jolle tuli jonkinasteisena yllätyksenä, että Wyomingin sekundäärikraattereiden šokkimetamorfoosi oli niinkin reipasta kuin se oli. Blogahdin siitä joskus, olet saattanut lukeakin: https://www.ursa.fi/blogi/kraatterin-reunalta/tormatessa-roiskuu-maapallon-ensimmainen-sekundaarikraatterikentta-wyomingissa/
”…törmäysenergia on ollut kertaluokkaa pienempi kuin Chicxulubissa”
Tää ois aika helppo laskea, noin suurin piirtein. Mulla on vaan laskuexcelini toisessa tietokoneessa, ja käsipelillä en siihen nyt ryhdy. Laskematta en kommentoi. Tuo on tietysti hyvinkin kiinnostava vertailu, joten pitänee ihan huvin vuoksi joskus koettaa muistaa tsekata. Jos muistan, kommentoin tänne.
”Kuinkahan suuri osa tästä energiasta yleensä siirtyy heitteleiden liike-energiaksi, kun kyseessä on primaarinen törmäys kosmisella nopeudella?”
Nää törmäysfysiikan numerot ei mulla ole päässä, kun en niitä koskaan tarvitse, ja lähteet on tosiaan kotona, mutta minä en. Jay Melosh -vainaa näitä pyöritteli, en ole nähnyt että merkittävää edistystä olisi hänen jälkeensä tapahtunut. Tässä tulee kuvaan mukaan spallaatio, eli vapaalta pinnalta tavara lähtee ihan älytöntä kyytiä kokematta kuitenkaan pahaa šokkipainetta. Prosessi lienee oleellinen etenkin Mars-meteoriittien tuottamiseksi. Niiden šokkimetamorfoosiaste on alhainen, mutta silti on pitänyt olla vähän isompi törmäys, että merkittävä määrä ainetta ylittää Marsin pakonopeuden. Tämä oli iso ongelma ennen kuin spallaatiota alettiin ymmärtää. Joka tapauksessa spallaatiolla on merkitystä paitsi tuossa pakonopeuden ylittävässä tavarassa, myös osin normiheitteleessä. Meloshin ja hänen seuraajiensa jutuista löytyisi noita arvioita, kuinka tehokkaasti se törmäysenergia kytkeytyy heitteleen liike-energiaan, niin siihen spallaatiolla lähtevään matskuun (joka kuitenkin on massaltaan kokonaisuuteen nähden aika vähäinen) kuin tavallisempaankin heitteleeseen. Ja olet ihan oikeassa, näitä ei todellakaan tunneta tarkkaan…
”…heitteleiden kokonaismassa keskittyy vahvasti pääkraatterin läheisyyteen, ja paljolti suurimpiin kappaleisiin.”
Joo. Tähän liittyy vahvasti Schröterin sääntö, jonka mukaan kohonneen reunan tilavuus on sama kuin alkuperäisen pinnan tason alapuolella olevan kuopan. Ja reuna on isolta osin heittelettä, joten ei sitä massaa paljon kauempana olevalle heitteleelle jää. Ei tuo tietysti ihan tarkkaan ottaen toimi, mutta ensimmäisenä approksimaationa se on yhä pätevä. Annetaan pieni epätarkkuus anteeksi, kun Schröter kuitenkin vaikutti 1700-luvulla. Fiksu ja tarkkasilmäinen kaveri.
”Oletettavasti yhtenäisen heittelekentän alueella vain suurimmat kappaleet synnyttävät sellaisen sivukraatterin, joka erottuu selvästi muun rojun seasta.”
Joo. On melkein jopa määritelmällisesti niin, että yhtenäisen heittelekentän alueella ei sekundäärikraattereita juuri ole. Klassiset sekundäärikraatterit alkavat enemmälti vasta siitä yhtenäisen heittelekentän reunalta. Toki lähempänäkin joitain satunnaisia isompia roippeita on, mutta vähän.
”… tummentava vaikutus kaiketi ulottuu suunnilleen yhtä syvälle kuin irtonainen regoliittikerros?”
Ei se ihan niin syvälle mene. Tai siis joo, toki se syvälläkin on vähän tummunut jossain vaiheessa, mutta kyllä se selvästi rapautunut osuus jää ihan pintakerrokseen. Regoliittia on kuitenkin metreistä jopa kymmeniin metreihin paksu kerros, ja niin isoja törmäyksiä ei ole tapahtunut aikoihin, että se nyt syvällä oleva tavara olisi keskimäärin koskaan kerennyt olla pinnalla niin pitkiä aikoja kuin mitä nyt pinnalla oleva tavara on ollut. Väittäisin, että jos menet ihan lapiolla kaivamaan, niin helposti pääset kerrokseen, jossa rapautuminen on selvästi vähäisempää kuin pinnalla. Luultavasti jo kengällä vähän ronskimmin kuopaisemalla pääsisit siihen kun tarkemmin katsoisit. Voin olla väärässäkin. Avaruusrapautuminen on lähinnä spektroskopistien murhe, ja itse olen heidän kanssaan vain tehnyt töitä, eikä itse ole sen parissa tarvinnut tapella, joten ei ole ollut tarvis kovin perusteellisesti siihen perehtyäkään.
”…olisiko se ollut tuoreeltaan merkittävästi nykyistä kirkkaampi, ja olisiko ero ennen/jälkeen törmäyksen ollut paljaalle silmälle Maasta käsin hyvinkin huomattava.”
Tunnustan, etten itse ole tuolta kantilta koskaan asiaa miettinyt, enkä kunnon vastausta osaa sanoa. Sata miljoonaa vuotta on kuitenkin todella vähän aikaa, kun Kuusta puhutaan. Onhan se tietenkin tummunut, mutta olisiko se muutos ”hyvinkin huomattava”? Itse en jaksa uskoa, että jos mentäisiin sata miljoonaa vuotta ajassa taaksepäin ja kiikaroitaisiin Tychoa, oltaisiin kovasti tohkeissaan siitä, kuinka kirkkaalta se näyttääkään. Vaan tässä ollaan todella vahvasti osaamisalueeni ulkopuolella, eli lähinnä vain lämpimikseni näpyttelen…
Kiitos vastauksista!
Katsoin uudelleen mainitsemasi vanhan blogitekstin, jonka olin tosiaan lukaissut joskus aiemmin. Noilla Wyomingin kraattereilla siis törmäysnopeudeksi oli arvioitu 0,7-1 km sekunnissa, ja se oli riittänyt tuottamaan vähäistä shokkimetamorfoosia. Jos oikein käsitin, kappaleiden läpimitan oli arvioitu olleen yli kymmenesosa kraatterin läpimitasta, tai ehkä huomattavasti enemmän. En taida osata kuutioida, mikä olisi lentonopeus 150-200 km etäisyydellä ilman ilmakehää Maan painovoimassa, tai Kuun. Kuitenkin, katsoin Wikipediasta että Tychon pari suurinta sivukraatteria ovat vain noin 100-150 km etäisyydellä, eli selvästi heittelekentän sisällä.
Tosiaan käy järkeen, että alhaisilla nopeuksilla kraatterin koko (läpimitta ja tilavuus) on suurempi kuin pelkän törmäysenergian perusteella voisi olettaa. Eihän kraatteri voi olla läpimitaltaan pienempi kuin törmännyt kappale. Voisin kuvitella, että hyvin alhaisella nopeudella törmäävä suuri kivenmurikka yksinkertaisesti hajoaa kontaktissa murskaksi, jota sitten leviää sivuille muodostaen jotain reunavallin tapaista.
En myöskään muistanut ottaa huomioon, että regoliittikerroksen syvempi osa kääntyy ympäri paljon harvemmin kuin pintakerros. Kuun painovoimassa kauemmas lentävien heitteleiden nopeuden pitäisi olla luokkaa 1-2 km/s, joten periaatteessa melko pienetkin kivet voisivat synnyttää kraatterin, joka paljastaa vaaleampaa ainesta.
Mieleeni muistui vielä yksi kysymys Tychosta (näköjään tämä on oikeaoppinen kirjoitusasu suomeksi). Joissain kuvissa, kuten alla linkatussa, heittelekentän sisäosa näyttää olevan tummempi kuin ulommat osat tai itse kraatterin pohja. Mistä tässä voi olla kyse, jokin optinen illuusio kenties? Tai kivikkoinen maasto saa valon heijastumaan eri tavalla?
https://fi.wikipedia.org/wiki/Tycho_(kraatteri)#/media/Tiedosto:Full_Moon_Luc_Viatour.jpg
Juu, eipä noita aurinkokunnan nimiä tosiaan kannata alkaa ”suomentamaan”, koska sitten edessä on loppumaton ja erittäin vetelä suo erilaisten kirjoitusasujen ja translitterointien kanssa, lähtökieliä kun on aika hillitön määrä. On universaalin rauhan ja rakkauden kannalta paljon parempi, että mennään vain IAU:n kirjoitusasuilla. Äijä oli Tyko, kraatteri on Tycho, ja kraatteri on Copernicus mutta äijä Kopernikus. Planeettojen nimien lisäksi ainoat poikkeukset (tai ainakin ainoat, jotka nyt muistan), joita itse käytän, ovat Ganymedes ja Kallisto, koska ne ovat noissa suomalaisissa muodoissaan niin vakiintuneet, kiitos etenkin Ursan vuosisataisen työn.
Ei ole Tychon tumma kehä (ulkomaanelävät puhuvat halosta, mutta jokainen ilmakehän valoilmiöharrastaja tietää, ettei se näytä alkuunkaan halolta vaan nimenomaan kehältä) optinen illuusio tai kivikkoisen maaston aiheuttama (vaikka semmoistakin on väitetty), vaan törmäyssulan. Siellä on hillitön määrä pieniä törmäyssulalampareita ja lätäköitä, ja sen lisäksi koko kehää peittää luultavasti törmäyspluumista satanut lasi. Tycho on nuoruutensa ansiosta ylivoimaisesti paras esimerkki tuollaisesta, mutta ”etäpuolen Tycholla” (olikohan Chuck Woodin antama nimitys) eli Jacksonilla on heikompi versio samasta aiheesta, ja Ohmilla melkein Tychon veroinen, Vavilovilla myös. Muitakin on. Se kerros on vaan niin ohut, että se häipyy ensimmäisenä iän myötä. Tychon tummaa kehää kannattaa vilkaista täydenkuun aikaan kiikarilla tai kaukoputkella, se erottuu oikein kivasti. Tietysti samalla kannattaa ihailla mm. sädejärjestelmiäkin.
Jopas jotakin! Kyllä kannatti kysyä asiantuntijalta. Tekee mieleni keskustella eräistä muistakin törmäyksiin liittyvistä aiheista, mutta teen sen joskus toiste ettei tämä ketju pitene älyttömästi.
Sain muuten Wikipediasta sen kuvan, että myös Tychon pohja on joltain osin törmäyksen sulattamaa kiviainesta. Ilmeisesti tämä ei kuitenkaan erotu tummana laikkuna, ainakaan niissä kuvissa mitä olen sattunut näkemään.
Kyllä, Tychon pohja on hyvin suurelta osin törmäyssulakiven peitossa, eli siellä on todella kauniisti näkyvissä ihan klassinen törmäyssulakerros, jollainen kaikissa suuremmissa kraattereissa on alkujaan ollut. Se ei tosiaan tumma täydenkuun aikaan ole. En nyt muista, olenko jostain peräti lukenut vaiko ihan pelkästään omasta päästäni kehitellyt hypoteesin, jonka mukaan pohjallekin on pluumista satanut lasia, mutta koska pohja on paksun törmäyssulakerroksen takia pysynyt kuumana pitkään, ovat lasipallerot vähintäänkin uudelleenkiteytyneet elleivät sitten luultavammin kadonneet ihan täysin (koska kuvittelisin niiden sataneen niin nopeasti alas, ettei edes ohutta kiinteää kuorta ollut ehtinyt törmäyssulakerroksen pinnalle muodostua). Eli lasisferulien ja massiivisen kiteytyneen törmäyssulakiven optiset ominaisuudet ovat kovin erilaiset, ja siksi kehä näkyy tummana, pohja ei niinkään. Mutta pelkkä olettamus siis on tämä, kunnon tietoa ei ole tarjolla.