Zeniitti

Tähtiharrastuksen verkkolehti

Uusi Kuu

Teemu Öhman:

Kaksikymmentä vuotta sitten ilmestyi Juhani Westmanin kirja Vanha ja uusi Kuu [1], joka on edelleen paras ja kattavin suomenkielinen Kuusta kirjoitettu kirja. Käsityksemme Kuusta on kuitenkin osin muuttunut ja etenkin tarkentunut viimeisen kahdenkymmenen vuoden aikana merkittävällä tavalla. Ymmärryksemme on lisääntynyt niin Kuun geofysiikan, geokemian, geologian, kuin Kuun, Maan ja Auringon sähkömagneettisen vuorovaikutuksenkin osalta. Lisäksi yleinen asenneilmasto Kuun tutkimista ja uusia kuuluotaimia kohtaan on kääntynyt lähes päälaelleen erittäin nihkeän 1980-luvun ja suurelta osin synkeän 1990-luvun jälkeen. Mutta mitkä ovat geotieteellisestä näkökulmasta kiinnostavimpia muutoksia käsityksissämme Kuusta?

Kuun sula ydin

Maapallo ja muut maankaltaiset planeetat, jollaiseksi planeettageologit Kuunkin laskevat, ovat nuoruudessaan sulaneet. Sulamisen yhteydessä raskaimmat alkuaineet, esimerkiksi rauta ja nikkeli, ovat painuneet ytimeen hieman kevyempien alkuaineiden muodostaessa vaipan. Kaikkein keveimmät alkuaineet, kuten alumiini, muodostavat planeettojen kuoret. Kuun rautaytimen olemassaolo ja sen olomuoto pysyivät kuitenkin pitkään kiistanalaisina kysymyksinä. Apollo-lennoilla asennettujen seismometrien ansiosta Kuulla kyllä yleisesti arveltiin olevan ydin, mutta esimerkiksi sen koosta esitettiin varsin vaihtelevia arvioita.

Selkeimmät todisteet Kuun ytimen olemassaolosta saatiin vasta vuonna 2011 [2]. Vaikka Apollo-seismometrit sammutettiin säästösyistä jo vuonna 1977, vanhojen seismisten mittausten analysointi kehittyneemmällä tekniikalla paljasti, että Kuulla todellakin on kokonaisläpimitaltaan noin 660 km:n ydin. Kiinteä sisäydin on halkaisijaltaan 480 km, mutta ytimen uloin noin 90 km:n paksuinen kerros on sula. Lisäksi sen ja vaipan välissä on noin 150 km paksu osittain sula kerros.

Seismiset tulokset vahvistivat samansuuntaisia kymmenen vuotta varhaisempia Apollo-lennoilla asennettuihin laserheijastimiin pohjautuvia tuloksia [3]. Vaikka eri menetelmien mittaukset ovat hyvin sopusoinnussa keskenään, on Kuun ytimen koossa ja olemuksessa edelleen jonkin verran kysymysmerkkejä. Kun seuraavan kerran Kuuhun saadaan seisminen mittausasemaverkosto, sitä toivottavasti ei sammuteta yhtä heppoisin perustein kuin 1970-luvulla. Jos Apollo-seismometrit olisivat saaneet olla toiminnassa, olisi Kuun sisärakenne tänä päivänä jo varsin tarkoin selvillä.

Oheneva kuori

Kuun kuoren paksuus vaihtelee eri alueilla. Apollo-aikakauden mittausten perusteella lähipuolen kuoren uskottiin olevan yleensä noin 60 km paksu, kun etäpuolella paksuudeksi arvioitiin noin 75–85 km, tai jopa 120 km [4, 5]. 2000-luvulla arviot kuoren keskipaksuudesta olivat pudonneet jo noin 50 km:iin [6]. Tämäkin käsitys kuitenkin muuttui radikaalisti muutama vuosi sitten GRAIL-luotainten (Gravity Recovery and Interior Laboratory) painovoimamittausten myötä. Niiden ansiosta kuoren keskipaksuudeksi oletetaan nyt vain 34–43 km [6]. Alueelliset erot ovat kuitenkin huimia. Paksuin kuori todellakin on etäpuolella, mutta sielläkin vain noin 60 km (Kuva 1). Ehkä kiinnostavinta kuitenkin on, että etäpuolen Moscoviensen ja lähipuolen Crisiumin altaassa kuorta ei ole käytännössä lainkaan: vaippaa peittävät vain joidenkin satojen metrien paksuiset mare-basaltit! Kuori on hyvin ohut myös Humboldtianumin altaan kohdalla. Altaat synnyttäneet massiiviset törmäykset siis poistivat paikallisesti koko Kuun kuorikerroksen. Vaikka tämä ei millään lailla ulospäin näykään, tulee Crisiumin ja Humboldtianumin seutuja silti nykyisin katseltua hieman toisin silmin kuin ennen (Kuva 2).

Kuva 1. Kuun kuoren paksuus kilometreissä GRAIL-luotainten mittausten pohjalta. Tähdet kuvaavat oliviinipaljastumien paikkoja. Kuva: NASA/JPL-Caltech/IPGP & Malaprade, Jarno.

Kuva 1. Kuun kuoren paksuus kilometreissä GRAIL-luotainten mittausten pohjalta. Tähdet kuvaavat oliviinipaljastumien paikkoja. Kuva: NASA/JPL-Caltech/IPGP & Malaprade, Jarno.

Kuva 2. Artikkelissa mainittujen lähipuolen ja libraatiovyöhykkeen kohteiden sijainnit. Kuva: Virtual Moon Atlas / LRO WAC / T. Öhman.

Kuva 2. Artikkelissa mainittujen lähipuolen ja libraatiovyöhykkeen kohteiden sijainnit. Kuva: Virtual Moon Atlas / LRO WAC / T. Öhman.

Geologiset suuralueet

Vaaleat runsaasti alumiinia sisältävät anortosiittiset ylänköalueet ja tummat runsaasti rautaa ja magnesiumia sisältävät basalttiset meret ovat Kuun näkyvin koostumusero. Meret ovat kuitenkin varsin matalia ja keskittyneet lähes täysin lähipuolelle. Kuun kemian kannalta ne ovatkin vähäpätöisempi tekijä kuin lähipuolen ulkonäön perusteella helposti voisi kuvitella. Jo Apollo-näytteiden sekä huolto- ja komentomoduleista tehtyjen spektrometrimittausten vertailun perusteella oli selvää, että lähipuolella Procellarumin ja Imbriumin seudut ovat koostumukseltaan ja alkuperältään poikkeuksellisia. Tarvittiin kuitenkin 1990-luvun Clementine- ja Lunar Prospector -luotainten globaali kattavuus ja tarkemmat mittalaitteet, jotta nykyinen käsitys Kuun geologisista ja geokemiallisista suuralueista eli terraaneista alkoi hahmottua.

Nykyisin Kuun kuoren ajatellaan koostuvan kolmesta geokemiallisesti erilaisesta terraanista [7]. Suuren osan näkyvästä puolesta kattaa niin kutsuttu Procellarumin KREEP-terraani (Procellarum KREEP terrane eli PKT; KREEP = kalium, harvinaiset maametallit ja fosfori). Sen ydinalueena voidaan esimerkiksi radioaktiivisen toriumin runsauden perusteella pitää Copernicuksen, Keplerin ja Mare Insularumin tienoota. Toriumin ja muiden radioaktiivisten alkuaineiden runsaus on voinut toimia lämmönlähteenä alueen pitkään jatkuneelle vulkanismille. PKT kattaa noin 15 % Kuun pinnasta, ja se sisältää niin mare- kuin ylänköalueitakin, esimerkiksi Imbriumin allasta ympäröivät vuoristot. PKT ei siis ole vain pintasilaus, vaan poikkeuksellinen koostumus ulottuu syvälle Kuun pinnan alle. Perimmäistä syytä PKT:n omituisuudelle ei kuitenkaan edelleenkään tiedetä.

Maasälpärikas ylänköterraani (feldspathic highlands terrane eli FHT) on ominaisimmillaan Kuun etäpuolella paksuimman anortosiittisen kuoren alueella [7]. Se on terraaneista pinta-alaltaan ja tilavuudeltaan suurin, ja kattaa valtaosan Kuun etäpuolesta ja lähipuolen ylängöistä, yhteensä yli 60 % Kuun pinnasta. FHT on muisto Kuun nuoruuden magmamerestä, jonka pinnalle keveimmät ainekset päätyivät kellumaan.

Tuntemattomin Kuun kolmesta terraanista on South Pole – Aitkenin terraani (eli SPAT). Nimensä mukaisesti se keskittyy etäpuolelle jättimäiseen South Pole – Aitkenin törmäysaltaaseen ja sen ympäristöön. Toisin kuin PKT:n ja FHT:n tapauksissa, SPATista ei ole Apollo- tai Luna-näytteitä tai kuuperäisiä meteoriitteja. Esimerkiksi ympäristöään suuremman rautapitoisuuden ja törmäysmallinnusten perusteella on SPATin oletettu heijastelevan alakuoren ja ylävaipan ainesten sekoittumista tämän ikivanhan ja kenties aurinkokuntamme suurimman törmäysaltaan syntyessä.

Nuori ja erikoinen vulkanismi

Ylivoimaisesti suurin osa Kuun vulkaanisista kivistä on erilaisia mare-basaltteja. Sen lisäksi Kuussa on jo pitkään tiedetty olevan erilaisia happaman, eli basaltteja pii-rikkaamman, magman synnyttämiä pieniä tulivuoria, eli tuhkakeiloja ja doomeja. Samoin on tunnettu laavauomia ja pyroklastisten (eli räjähdysmäisten, laavaa ja tuhkaa avaruuteen syöksevien) purkausten tuottamia vulkaanisen aineksen peittämiä alueita. Geologisessa mielessä hyvin nuoren pienimuotoisen vulkanismin on nyt kuitenkin havaittu olevan merkittävästi aiempaa yleisempää. Lisäksi hapanta vulkanismia on esiintynyt Kuun etäpuolella, kaukana vulkaanisesti aktiiviselta PKT:lta. Nämä löydöt ovat laajentaneet käsitystämme Kuun tuliperäisestä toiminnasta.

Compton–Bel’kovichin vulkaaninen kompleksi sijaitsee Kuun etäpuolella, mutta sen läntisin reuna on juuri ja juuri koillisella libraatiovyöhykkeellä (Kuvat 2 ja 3). Näin myös harrastajien on mahdollista päästä vilkaisemaan tätä merkillistä aluetta. Tänä talvena suotuisat libraatiot Compton–Bel’kovichin havaitsemiseen ovat parin päivän tarkkuudella 24.12., 22.1., 16.2., 14.3., 12.4. ja 9.5. Ursan Kuu, planeetat ja komeetat -jaosto toivookin havaintoja Mare Humboldtianumin ja Compton–Bel’kovichin alueelta.

Kuva 3. Compton–Bel’kovichin vulkaaninen kompleksi on kuvan keskipisteestä hieman ylös ja vasemmalle oleva ympäristöään tasaisempi ja tummempi alue, jonka keskellä näkyy epämääräisiä vaaleita painanteita. Oikealla alhaalla kaunis ­Comptonin kraatteri, Bel’kovichin suuresta kraatterista ylhäällä vasemmalla näkyy kuvassa alle puolet. Mosaiikki Mercator-projektiossa LRO WAC -kuvista M119239483ME.IMG, M119225919ME.IMG, M119171618ME.IMG, M119198768ME.IMG ja M119205561ME.IMG. Kuva: ASU / LROC / T. Öhman.

Kuva 3. Compton–Bel’kovichin vulkaaninen kompleksi on kuvan keskipisteestä hieman ylös ja vasemmalle oleva ympäristöään tasaisempi ja tummempi alue, jonka keskellä näkyy epämääräisiä vaaleita painanteita. Oikealla alhaalla kaunis ­Comptonin kraatteri, Bel’kovichin suuresta kraatterista ylhäällä vasemmalla näkyy kuvassa alle puolet. Mosaiikki Mercator-projektiossa LRO WAC -kuvista M119239483ME.IMG, M119225919ME.IMG, M119171618ME.IMG, M119198768ME.IMG ja M119205561ME.IMG. Kuva: ASU / LROC / T. Öhman.

Comptonin ja Bel’kovichin kraatterien välimaastossa tiedettiin jo Lunar Prospector -luotaimen mittausten perusteella olevan runsaasti toriumia, mutta alueen todellinen luonne alkoi selvitä vasta Lunar Reconnaissance Orbiterin (LRO) aineiston ansiosta. LRO:n kuvissa kompleksi näkyy kirkkaana, kooltaan noin 25×35 km:n läiskänä, ja topografiassa havaitaan alueen olevan ympäristöään korkeammalla. Se koostuu useista kilometrien kokoluokkaa olevista doomeista ja epämääräisistä vulkaanisiksi romahdusrakenteiksi tulkituista painanteista [8]. Niin kompleksin morfologia kuin koostumusmittauksetkin viittaavat siihen, että sen muodostanut magma oli hapanta, ryoliittista. Alue on myös alustavien määritysten perusteella varsin nuori, eli edelleenkin menossa olevalla kopernikaanisella kaudella syntynyt [8]. Perimmäistä syytä sille, miksi ja miten ainutlaatuinen Compton–Bel’kovichin kompleksi muodostui kauas tyypillisiltä vulkaanisilta alueilta, ei kuitenkaan tiedetä.

Myös mare-alueilla esiintyy nuorta ja varsin kummallista vulkanismia. Tämä tunnetaan nimellä irregular mare patches (IMP), eli epäsäännölliset mare-läiskät. Koostumukseltaan ne ovat basalttisia kuten niitä ympäröivät meretkin, mutta nämä sadoista metreistä noin viiteen kilometriin ulottuvat läiskät ovat aivan eri ikäluokkaa kuin mare-basaltit yleensä: valtaosa Kuun basalttisesta vulkanismista hiipui jo kolmisen miljardia vuotta sitten, mutta IMPit saattavat olla alle sata miljoonaa vuotta vanhoja [9]. Kuun tuliperäinen toiminta jatkui siis hiljalleen hiipuen huomattavasti pidempään kuin aiemmin oletettiin.

Tunnetuin IMPeistä on D-kirjaimen muotoinen kolmikilometrinen ja muutaman kymmenen metriä syvä Ina, joka sijaitsee Lacus Felicitatiksen itäosassa Mare Vaporumin pohjoispuolella (Kuvat 2 ja 4). Apollo-aikakaudella sitä pidettiin ainutlaatuisena rakenteena, mutta nyt jo 70 IMPiä on tutkittu [9]. Löytämättömiä on varmasti vielä runsaasti. Pienestä koostaan huolimatta Ina on myös harrastajien tavoitettavissa, ja suomalaisiakin kuvia siitä tunnetaan.

Kuva 4. Perspektiivikuva Inasta. Inan suurin läpimitta on noin 3 km. Kuvan vasemmassa yläkulmassa on kraatteri Osama, ja suurin, etualalla näkyvä Inan pohjan ”rakkuloista” on nimeltään Mons Agnes. Kuva: ASU / LROC / ACT-REACT-QuickMap / T. Öhman.

Kuva 4. Perspektiivikuva Inasta. Inan suurin läpimitta on noin 3 km. Kuvan vasemmassa yläkulmassa on kraatteri Osama, ja suurin, etualalla näkyvä Inan pohjan ”rakkuloista” on nimeltään Mons Agnes. Kuva: ASU / LROC / ACT-REACT-QuickMap / T. Öhman.

Ylänköjen yllättävä tektoniikka ja kutistuva Kuu

Kuun pienet ylityöntösiirrokset, joissa toinen kallioperän lohko työntyy toisen päälle muodostaen harjanteen, on tunnettu jo Lunar Orbiter -luotainten kuvista 1960-luvun puolivälistä alkaen. Englanniksi niistä käytetään kuvailevaa termiä ”lobate scarps”, jolle ei sujuvaa suomennosta ole (Kuva 5). Nimitys ”ylityöntösiirros” viittaakin tässä yhteydessä niiden yleisesti hyväksyttyyn syntymalliin. Tällaisia siirroksia pidettiin pitkään harvinaisina ja vähäpätöisinä etupäässä ylängöillä esiintyvinä rakenteina (myös mare-harjanteiden alla on todennäköisesti ylityöntösiirroksia, mutta ne ovat eri rakennetyyppiä kuin lobate scarps -harjanteet). Tilanne muuttui LRO:n NAC-kuvien (narrow angle camera) myötä täysin: ylityöntösiirrokset ovatkin Kuun yleisin tektoninen rakenne! Niitä on kartoitettu jo yli 3200. Kuun ylityöntösiirrokset ovat kuitenkin huomattavasti pienempiä kuin muilla maankaltaisilla planeetoilla. Niiden pituus on yleensä alle 10 km, reliefi pinnalla korkeintaan joitain kymmeniä metrejä, ja ne muodostuvat Kuun kuoren ylimmässä kilometrissä [10].

Kuva 5. Lobate scarp -tyyppinen ylityöntösiirros Kuun etäpuolella, pohjoisnavan lähellä sijaitsevan Rozhdestvenskiy-kraatterin reunalla. Lobate scarp -rakenteilla toinen reuna on tyypillisesti hyvin loiva, mutta toisen reunan muodostaa jyrkänne. Ne myös yleensä hieman mutkittelevat kuvan rakenteen tapaan. Kuvassa alaosan kalliolohko on työntynyt yläosan lohkon päälle. Kuva (Mercator-projektio): ASU / LRO NAC M105505727LE.IMG / T. Öhman.

Kuva 5. Lobate scarp -tyyppinen ylityöntösiirros Kuun etäpuolella, pohjoisnavan lähellä sijaitsevan Rozhdestvenskiy-kraatterin reunalla. Lobate scarp -rakenteilla toinen reuna on tyypillisesti hyvin loiva, mutta toisen reunan muodostaa jyrkänne. Ne myös yleensä hieman mutkittelevat kuvan rakenteen tapaan. Kuvassa alaosan kalliolohko on työntynyt yläosan lohkon päälle. Kuva (Mercator-projektio): ASU / LRO NAC M105505727LE.IMG / T. Öhman.

Ylityöntösiirrokset eivät ole suunniltaan satunnaisia, vaan ne ovat matalilla leveysasteilla enimmäkseen pohjois–eteläisiä, mutta lähempänä napoja enimmäkseen itä–läntisiä. Tällainen jakautuma selittyy parhaiten vuorovesivoimien aiheuttamilla jännityksillä yhdistettynä Kuun hitaaseen kutistumiseen [10, 11]. Ylityöntösiirrokset ovat myös geologisesti äärimmäisen nuoria, jopa alle 50 miljoonaa vuotta. On täysin mahdollista, että niitä muodostuu tälläkin hetkellä. Kuu ei siis ole geologisesti kuollut maailma, jollaisena sitä usein pidetään.

Vetinen Kuu

Yksi Apollo-näytteiden paljastamista suurista tuloksista oli, että Kuu on äärimmäisen kuiva. Kuivuus ei tarkoita pelkästään nestemäisenä esiintyneen veden täydellistä puutetta, vaan myös Kuun mineraaleista puuttuvaa Maalle tyypillistä kidevettä, sekä hydroksidi- eli OH-ryhmiä. Kuun ”vedestä” puhuttaessa tarkoitetaankin paitsi vettä ja jäätä, myös OH-ryhmiä sisältäviä mineraaleja, ja usein myös pelkkiä vety-ytimiä. Suurissa puitteissa Kuun kuivuus pitää toki edelleenkin paikkansa, mutta kehittyneet analyysitekniikat ja uudet luotainlennot ovat kiistatta osoittaneet, että Kuussa on kaikesta huolimatta vettä muodossa tai toisessa, ja että sitä on Kuun sisällä, navoilla, pinta-aineksessa, ja ilmeisesti myös jatkuvassa liikkeessä eksosfäärissä [12–16].

Tunnetuin veden esiintymismuodoista Kuussa ovat napojen kraatterit, joiden pohjille ei koskaan saada suoraa auringonvaloa. Nämä alueet ovat ikuisessa pimeydessä, joskin esimerkiksi kraatterien seinämistä heijastunutta valoa kraattereiden pohjille kyllä tulee. Käytännössä ne kuitenkin ovat äärimmäisen kylmiä, joten kerran sinne kertynyt jää myös pysyy siellä. Ajatus jäästä Kuun navoilla esitettiin jo 1960-luvun alussa, mutta se heräsi uudelleen henkiin 1990-luvulla Clementine- ja Lunar Prospector -luotainten tulosten myötä. Lopullinen varmistus asialle saatiin Cabeus-kraatterin reunaan lokakuussa 2009 törmänneen LCROSS-iskeytymisluotaimen (Lunar Crater Observation and Sensing Satellite) ansiosta (Kuva 2). Jään lisäksi LCROSSin pölläyttämästä heittelepilvestä havaittiin muitakin herkästi haihtuvia aineita, kuten elohopeayhdisteitä. Vaikka navoilla runsaana (useita tilavuusprosentteja) esiintyvä jää siis tarjoaa vettä vaikkapa elämisen ja rakettipolttoaineen tarpeiksi, voi sen käyttöönottamisessa olla huomattavia hankaluuksia, vallankin kun jään tarkkaa esiintymismuotoa ei tunneta [13–14].

Kuun vaipassa oleva ja tuliperäisen toiminnan myötä pinnan kiviin päätynyt vesi löydettiin ensin vulkaanisesta lasista vuonna 2008 [12]. Sittemmin sitä on tavattu myös apatiitti-mineraaleista. Apatiittianalyysien tarkkuudesta tosin kiistellään edelleenkin. Vettä on myös Kuun keskileveysasteilla pintaregoliitin mineraalirakeisiin takertuneena eräänlaisena ”kasteena”, jonka esiintyminen aidon kasteen tavoin riippuu havaintoajasta [14, 16]. Tämän siirtymiseen napojen ja keskileveyksien välillä saattaa liittyä Intian Chandrayaan-1 -luotaimen Moon Impact Probe -iskeytyjän Kuun äärimmäisen ohuessa kaasukehässä eli eksosfäärissä havaitsema vesi. Vaikka Kuu ei edelleenkään ole ”märkä” samalla tavalla kuin vaikkapa Mars, komeetat tai hiilirikkaat meteoriitit, on aiempi käsityksemme rutikuivasta Kuusta kuitenkin osoittautunut täysin paikkansapitämättömäksi [12–16].

Muodikas Kuu

Ehkä suurin muutos kuututkimuksessa sitten 1980- ja 1990-lukujen on kuitenkin tapahtunut asenneilmastossa: Kuuta pidetään muidenkin kuin sen intohimoisimpien tutkijoiden ja harrastajien mielestä erittäin kiinnostavana ja antoisana kohteena. Kuu ei ole myöskään enää ”vain” akateeminen tutkimuskohde, vaan sen raaka-aineet ja ainutlaatuinen sijainti nähdään yhä useammin myös mahdollisuutena muulle avaruustoiminnalle ja tähtitieteelle. Kuu on myös kansainvälistynyt, sillä sinne ovat 1990-puolivälin jälkeen erilaisia aluksia lähettäneet paitsi Yhdysvallat, myös Japani, Kiina, Intia, ja jopa Euroopan avaruusjärjestö ESA, vaikka SMART-1 -luotaimen (Small Missions for Advanced Research in Technology-1) anti kovin niukaksi jäikin. Lähitulevaisuudessa erityisen kiinnostavia ovat lukuisten yksityisyritysten hankkeet. Venäjälläkin on, jälleen kerran, suuria suunnitelmia paluusta Kuuhun, mutta niiden toteutuminen onkin sitten aivan eri asia.

Myös Yhdysvaltain poliittinen tempoilu Kuuhun palaamisen suhteen on alati mielenkiintoinen näytelmä. NASAssa ruohonjuuritasolla niin tutkijat, insinöörit kuin astronautitkin auliisti myöntävät Kuuhun palaamisen tärkeyden ja jopa välttämättömyyden ennen kuin miehitettyä lentoa Marsiin voidaan edes vakavasti harkita. Koska NASAn virallinen linja kuitenkin riippuu täysin kulloisenkin presidentin ja tämän taustajoukkojen mielenliikkeistä, vaikuttaa NASAn paluu Kuuhun ainakaan pitkää valmistelua vaativien miehitettyjen lentojen muodossa lähiaikoina hyvin epätodennäköiseltä.

Kaikesta epävarmuudesta ja konkreettisten, todennäköisesti toteutumassa olevien suunnitelmien niukkuudesta huolimatta elämme kuututkimuksessa erittäin mielenkiintoisia aikoja. NASAn LRO- ja ARTEMIS-luotaimet (Acceleration, Reconnection, Turbulence and Electrodynamics of the Moon’s Interaction with the Sun) tuottavat edelleen erittäin monipuolista aineistoa Kuusta ja sen lähiympäristöstä. Lisäksi Kiinan Chang’e 3 -laskeutuja ja liikuntakykynsä menettänyt Yutu-kulkija ovat edelleen toiminnassa, vaikka merkittävää dataa ei aluksista juuri tulekaan. Apollo-näytteistä on edelleenkin tutkittu vasta pieni osa, ja kuten on nähty, analyysitekniikan jatkuva kehitys paljastaa niistä uusia, yllättäviä asioita. Lisäksi erilaisista kaukokartoitusaineistoista julkaistaan enemmän tutkimuksia kuin kukaan ennättää lukea. Varmaa on vain se, että seuraavan kahden vuosikymmenen aikana käsityksemme Kuusta tulee kokemaan vielä monta mullistusta.

Lähteitä

[1] Westman J., 1995. Vanha ja uusi Kuu. Tähtitieteellinen yhdistys Ursa, Helsinki, 222 s.

[2] Weber R. C., Lin P.-Y., Garnero E. J., Williams Q. & Lognonné P., 2011. Seismic Detection of the Lunar Core. Science 331:309–312.

[3] Williams J. G., Boggs D. H., Yoder C. F., Ratcliff J. T. & Dickey J. O., 2001. Lunar rotational dissipation in solid body and molten core. Journal of Geophysical Research 106(E11):27933–27968.

[4] Taylor S. R., 1982. Planetary Science: A Lunar Perspective. Lunar and Planetary Institute, Houston, 481 s.

[5] 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.

[6] Wieczorek M. A., Neumann G. A., Nimmo F., Kiefer W. S., Taylor G. J., Melosh H. J., Phillips R. J., Solomon S. C., Andrews-Hanna J. C., Asmar S. W., Konopliv A. S., Lemoine F. G., Smith D. E., Watkins M. M., Williams J. G. & Zuber M. T., 2012. The Crust of the Moon as Seen by GRAIL. Science 339:671–675.

[7] Jolliff B. L., Gillis J. J., Haskin L. A., Korotev R. L. & Wieczorek M. A., 2000. Major lunar crustal terranes: Surface expressions and crust-mantle origins. Journal of Geophysical Research 105(E2):4197–4216.

[8] Jolliff B. L., Wiseman S. A., Lawrence S. J., Tran T. N., Robinson M. S., Sato H., Hawke B. R., Scholten F., Oberst J., Hiesinger H., van der Bogert C. H., Greenhagen B. T., Glotch T. D. & Paige D. A., 2011. Non-mare silicic volcanism on the lunar farside at Compton–Belkovich. Nature Geoscience 4:566–571.

[9] Braden S. E., Stopar J. D., Robinson M. S., Lawrence S. J., van der Bogert C. H. & Hiesinger H., 2014. Evidence for basaltic volcanism on the Moon within the past 100 million years. Nature Geoscience 7:787–791.

[10] Watters T. R., Robinson M. S., Collins G. C., Banks M. E., Daud K., Williams N. R., & Selvans M. M., 2015. Global thrust faulting on the Moon and the influence of tidal stresses. Geology 43(10):851–854.

[11] Watters T. R., Robinson M. S., Beyer R. A., Banks M. E., Bell III J. F., Pritchard M. E., Hiesinger H., van der Bogert C. H., Thomas P.C., Turtle E. P. & Williams N. R., 2010. Evidence of Recent Thrust Faulting on the Moon Revealed by the Lunar Reconnaissance Orbiter Camera. Science 329:936–940.

[12] Saal A. E., Hauri E. H., Lo Cascio M., Van Orman J. A., Rutherford M. C. & Cooper R. F., 2008. Volatile content of lunar volcanic glasses and the presence of water in the Moon’s interior. Nature 454:192–195.

[13] Spudis P. D., 2010. The Four Flavors of Lunar Water. Teoksessa: Blogging the Moon. Apogee Prime, s. 245–251. Myös osoitteessa: http://www.airspacemag.com/daily-planet/the-four-flavors-of-lunar-water-155380917/?no-ist=

[14] Anand M., 2010. Lunar Water: A Brief Review. Earth, Moon, and Planets 107:65–73.

[15] Robinson K. L. & Taylor G. J., 2014. Heterogeneous distribution of water in the Moon. Nature Geoscience 7:401–408.

[16] Pieters C. M, Goswami J. N., Clark R. N., Annadurai M., Boardman J., Buratti B., Combe J.-P., Dyar M. D., Green R., Head J. W., Hibbitts C., Hicks M., Isaacson P., Klima R., Kramer G., Kumar S., Livo E., Lundeen S., Malaret E., McCord T., Mustard J., Nettles J., Petro N., Runyon C., Staid M., Sunshine J., Taylor L. A., Tompkins S. & Varanasi, P., 2009. Character and Spatial Distribution of OH/H2O on the Surface of the Moon Seen by M3 on Chandrayaan-1. Science 326:568–572.

Kiitokset

Kiitos Jari Kuulalle juttuideasta ja Veikko Mäkelälle rakentavista toimituksellisista kommenteista.

1 comment

Leave a Reply to Kari A. Kuure Cancel reply

Your email address will not be published. Required fields are marked *