Zeniitti

Tähtiharrastuksen verkkolehti

Mons Rümker suomalaisharrastajien ja suurvaltojen kohteena

Mons Rümker suomalaisharrastajien ja suurvaltojen kohteena

Kuva 1: Rümker, Syynimaa, 13.10.2016

Kuva 1. Oskari Syynimaa kuvasi 70 km läpimittaisen Mons Rümkerin seutua osana laajaa mosaiikkia Kauhavalla 13.10.2016 Sky-Watcher 350P Flextube -kaukoputken ja IR-pass -suotimen läpi ASI290MM -kameralla. Osasuurennoksesta on helposti laskettavissa toistakymmentä doomia. Oikealla alhaalla Gruithuisenin doomialue. Huomaa myös Oceanus Procellarumin laavatasankoa halkovat harjanteet.

Teemu Öhman:

Kuun länsiosissa Oceanus Procellarumia halkovan harjannejonon varrella on kolme Kuun merkittävimpiin lukeutuvaa tuliperäistä aluetta: Mariuksen kukkulat, Aristarchuksen ylänkö ja pohjoisimpana näistä pienin, Mons Rümker. 1800- ja 1900-lukujen taitteen suuret kuuhavaitsijat eivät yleensä maininneet sitä lainkaan, mutta nyt niin Kiina kuin osin Venäjäkin kaavailevat näytteenhakulentoja alueelle. Kuu ja planeetat -ryhmän toistaiseksi suosituimmassa kohdeäänestyksessä Mons Rümker valikoitui syyskauden havaintokohteeksi.

Mons Rümker kuuhavaitsijan näkökulmasta

Pari päivää ennen täysikuuta aivan terminaattorilla, Oceanus Procellarumin pohjoisosissa Kuun lähipuolen luoteisosassa voi jo kiikarilla nähdä merkillisen möykyn (kuvat 1–5). Pienikin kaukoputki riittää paljastamaan pyöreähkön, noin 70 km:n läpimittaisen matalan vuoren, joka on pinnaltaan muhkurainen.

 

Kuva 2: Rümker VMA-WAC

Kuva 2. Mons Rümker sijaitsee havaintojen kannalta hieman hankalasti Kuun luoteisosassa. Ks. tarkempi sijainti kuvista 3–4. Kuva: Virtual Moon Atlas / LRO WAC / T. Öhman.

Kuuhavaitsijat ovat kautta vuosisatojen kiinnittäneet huomionsa kaikenlaisiin poikkeaviin kohteisiin, mutta jostain syystä nykyisin Mons Rümkerinä tunnettua kummajaista ei vanhojen mestarien kirjoista ja kartoista yleensä löydy. Silloin kun se on huomioitu, sitä on pidetty vanhana kuluneena kraatterina [mm. 1–2]. Näin kaikesta päätellen ajatteli esimerkiksi kohteelle kraatterinimen Rümker antanut Julius Schmidt 1870-luvulla. Kraatterikäsitys vallitsi pitkälle 1900-luvulle saakka (ks. oheinen tietolaatikko 1).

Aivan paikallisen auringonnousun aikaan Mons Rümkerin koillisosan laaja painauma antaakin kohteelle kraatterimaisen vaikutelman, kuten Timo Inkisen Hyvinkäällä 21.1.2016 ottamasta kuvasta 3 helposti näkee.

Kuva 3: Rümker, Inkinen, 21.1.2016

Kuva 3. Timo Inkinen kuvasi Oceanus Procellarumin aluetta kotitekoisen 300/1500 mm Newtonin läpi ASI120MM -kameralla Hyvinkäällä 21.1.2016 klo 20.22. Auringon ollessa juuri nousemassa Mons Rümkerillä se muistuttaa vanhaa kulunutta kraatteria. Vaikutelma häviää Auringon noustessa ylemmäksi (ks. kuvat 1 ja 4–5). Huomaa myös Aristarchuksen tuliperäinen ylänkö laavauomineen alhaalla vasemmalla ja Gruithuisenin doomialue keskellä oikealla.

Illuusio kuitenkin katoaa erittäin nopeasti Auringon noustessa Rümkerin alueella vähänkin korkeammalle, minkä Oskari Syynimaan (kuva 1) ja Ari Haaviston (kuva 4) valokuvat sekä Jari Kuulan havaintopiirros (kuva 5) erinomaisesti osoittavat. Tässä vaiheessa näkyvät kuitenkin selkeästi Rümkerin lukuisat laakeat tuliperäiset kumpareet, doomit. Useiden doomien laella on pieni purkausaukko, mutta näistä suurimmatkin ovat läpimitaltaan vain noin 700–800 metriä. Näin ollen niiden näkeminen tai kuvaaminen vaatisi paitsi erinomaisia olosuhteita, myös suuremmanpuoleista laitteistoa. Näinkin pienten kohteiden havaitseminen nykypäivän harrastajille kuitenkin on mahdollista. Haastetta Mons Rümkerissä ainakin riittää.

Kuva 4: Rümker, Haavisto, 1.11.2017

Kuva 4. Ari Haavisto kuvasi Mons Rümkeriä Lempäälässä 1.11.2017 klo 19.52 (ylempi) ja klo 21.16 (alempi). Yläkuvassa vasemmalla Sinus Iridum. Laitteistona SW500P 508/2000 mm Newton-kaukoputki, ASI178MM -kamera, 1,6x Barlow-linssi ja IR-pass -suodin. Vertaa samana iltana tehtyyn piirrokseen 5.

Kuva 5: Rümker, Kuula, 1.11.2017

Kuva 5. Jari Kuula havaitsi Mons Rümkeriä pilvien raoista 150 mm Maksutov-kaukoputkella Harjavallasssa 1.11.2017 klo 20.00–20.35. Vertaa samana iltana otettuun kuvaan 4.

Koko Mons Rümker häviää käytännössä näkyvistä, kun terminaattori on vähänkään kauempana siitä. Lisäksi vähenevät kuunsirpit tuppaavat olemaan matalalla ja useimpien harrastajien kannalta ikävään aikaan näkyvissä. Niinpä paikallisessa iltavalaistuksessa tehdyt havainnot tästä Chuck Woodin Lunar 100 -listan kohteesta 62 ovat varsin harvinaisia. Tämän havaintoprojektin aikana yksityiskohtaisempia iltavalaistuskuvia Rümkeristä ei suomalaisharrastajien arkistoista tavoitettu ensimmäistäkään.

Mons Rümkerin geologiaa

Synty

Mons Rümkeriä on viimeiset vuosikymmenet pidetty keskeisimmiltä osin sisäsyntyisenä magmaattisena rakenteena. Pitkään aikaan ei kuitenkaan ole ollut tarkkaa käsitystä siitä, onko kyseessä esimerkiksi jokin lakkoliitin kaltainen rakenne, jossa pinnan alapuolelle jämähtänyt magmaattinen intruusio on pullistanut yläpuolellaan olevaa kuorta (ks. Zeniitti 3/2016), vaiko jokin monista erityyppisistä tulivuorista.

Mons Rümkerin sijoittuminen Oceanus Procellarumia halkovalle harjannevyöhykkeelle Mariuksen kukkuloiden ja Aristarchuksen ylängön tapaan (kuva 3; [3–6]) aiheutti 1960-luvun lopulla myös nyky-ymmärryksen valossa hieman erikoisempiakin spekulaatioita. Yhtenä mahdollisuutena synnylle nimittäin esitettiin, että Procellarumin harjannesysteemi olisi jonkinlainen vastine maapallon valtamerten keski-selänteille, joilla mannerlaatat erkaantuvat toisistaan. Mons Rümker vastasi tässä mallissa Islantia tai Azorien saaria, jotka sijaitsevat keskiselänteellä [4]. Ajatus ei kuitenkaan koskaan saavuttanut missään vaiheessa mainittavaa suosiota, sillä huomattavasti Maata pienempänä kivisenä kappaleena on Kuussa laattatektoniikan tapaisten prosessien pysyminen käynnissä merkittäviä aikoja käytännössä mahdotonta.

Tosiasia kuitenkin on, että kolme hyvin merkittävää tuliperäistä keskittymää sijaitsee pitkällä harjannevyöhykkeellä. Vyöhykkeen synnyn on arveltu liittyneen tavalla tai toisella mm. jättiläismäiseen ja täysin hypoteettiseen Procellarumin tai Gargantuanin törmäysaltaaseen [6–7]. Kyseessä on joko hyvin erikoinen sattuma, tai se kuvastaa sellaista geologista prosessia, jota emme vielä ymmärrä. Koko Procellarumin alueen monimuotoisen ja pitkään jatkuneen tuliperäisen toiminnan perimmäistä syytä ei tiedetä, mutta se on todennäköisesti tavalla tai toisella yhteydessä alueen suureen radioaktiiviseen lämmöntuottoon (ks. Zeniitti 5/2015).

1970-luvun alussa oivallettiin, että Mons Rümkerissä ei ole kyse pelkästään magmaattisesta rakenteesta, vaan sen historia on monimutkaisempi. Luoteisosan havaittiin poikkeavan merkittävästi muusta kompleksista, sillä se oli niin ympäröiviä tasankoja kuin muuta kompleksiakin vanhempi, ja sen pintaa koristivat pitkänomaiset painanteet.

Se muistutti itäpuolellaan sijaitsevan Imbriumin altaan heittelettä, minkä vuoksi sitä pidettiin Imbriumin heittelekerroksen mahdollisena jäänteenä [3, 5, 8]. Ongelmaksi kuitenkin muodostui yksinkertainen havainto: Mons Rümkerin luoteisosan uurrokset eivät osoita itään, kuten Imbriumin heitteleen pitäisi, vaan selvästi enemmän koilliseen. Selitykseksi löytyi noin 500 km Mons Rümkeristä koilliseen sijaitseva Sinus Iridumin kraatteri, joka muodostaa tunnetun ja kauniin lahden Mare Imbriumin luoteislaidalle (kuva 4).

Iridumin heittele on siis vastuussa Mons Rümkerin luoteisosan merkittävimmistä pinnanmuodoista. Avoinna kuitenkin on, muodostaako se koko havaittavissa olevan Mons Rümkerin pohjan, vai onko sen alla merkittävästi ympäristöä paksumpi klöntti Imbriumin altaan heittelettä [6, 9–10]. Ottaen huomioon, että Mons Rümkerin koillisosakin nousee noin 500–750 m ympäröivien mare-tasankojen yläpuolelle (kuva 6), vaikuttaa jälkimmäinen vaihtoehto välttämättömältä. Pelkästään Iridumin heittele kevyellä vulkaanisella pintasilauksella ei nimittäin tällaisen korkeuden saavuttamiseksi todennäköisesti riittäisi.

Kuva 6: Rümker, N-S ja W-E

Kuva 6. Mons Rümkerin pohjois–etelä-suuntaiset (sininen) ja länsi–itä-suuntaiset (punainen) korkeusprofiilit. Vaikka kompleksi on noin 70 km läpimittainen, kohoaa se pääosin vain noin 750 m ympäröivien tasankojen yläpuolelle. Todellisuudessa Mons Rümker on siis hyvin loivapiirteinen rakenne, sillä 75 % siitä muodostaa alle 3 asteen rinteitä [10]. Aineisto: Nasa / ASU / LROC / GLD 100 / ACT-REACT QuickMap. Kuva: T. Öhman.

Jos Mons Rümkerin luoteisosasta voidaankin esittää vähintään kohtalaisesti perusteltuja syntyteorioita, samaa ei voi sanoa koillisesta osasta. Kuu- ja planeettatutkija ja -harrastaja Chuck Wood pitää tätä aamun ensimmäisinä tunteina koko vuorelle hieman kraatterimaisen ulkonäön antavaa koillisosan painaumaa (kuva 3) vulkaanisena kalderana [2]. Hänen tulkintansa mukaan Rümkerin koillisosa olisi siis romahtanut laavasäiliön tyhjennyttyä.

Läpimitaltaan tämä tasainen laguunimainen alue on noin 40 km, joten se olisi selvästi suurempi kuin yleisesti Kuun suurimpana kalderana pidetty Hyginus (ks. Zeniitti 2/2016). Hypoteesi on kiinnostava ja mahdollinen, mutta Woodin lyhyttä mainintaa enempää ei asiaa tiettävästi ole tutkittu, joten mitään varmaa siitä ei voi sanoa. Jotain Mons Rümkerin muusta alueesta merkittävästi poikkeavaa koillisosassa joka tapauksessa täytyy olla.

Sukua Woodin hypoteesille ovat ajatukset, joiden mukaan Mons Rümkeriä voidaan pitää lähimpänä [5] tai ainakin yhtenä lähimmistä [11] vertailukohdista Marsin ja Venuksen suurille kilpitulivuorille. Rümkeriltä kuitenkin puuttuu mm. suuri purkausaukko tai kaldera, jollaiset ovat ominaisia suurille kilpitulivuorille. Sellaiseksi ei kelpaa pohjoisosan nelikilometrinen kraatteri, sillä se muistuttaa huomattavasti enemmän törmäyskraatteria [10] kuin purkausaukkoa [11].

Kilpitulivuorimallit eivät olekaan missään vaiheessa saavuttaneet suurempaa suosiota Rümker-tutkijoiden parissa. Sen paremmin 1970-luvun kuin 2010-luvun mallissakaan ei kuitenkaan huomioitu ”Woodin kalderaa” mitenkään [5, 11]. Kun koillisosan painauman ajattelee Woodin tapaan kalderaksi [2], muuttuu kilpitulivuorimalli jo huomattavasti uskottavammaksi. Tämä ajatus on kuitenkin toistaiseksi täysin ilman tarkempia tutkimuksia.

Doomit

Mons Rümkerin ilmeisin tuliperäinen piirre ovat doomit. Sanana ”doomi” ei suoraan sisällä oletusta magmaattisesta alkuperästä, mutta käytännössä nykyisin Kuun doomeista puhuttaessa oletetaan kyseessä olevan joko pinnalle tai hieman sen alapuolelle purkautuneen sulan kiviaineksen aikaansaama loiva kumpare. 1970-luvulla niitä löydettiin alueelta yli 30 [5], mutta viimeisimmän tutkimuksen mukaan Mons Rümkerin alueella 22 doomia [10].

Pienimmät doomeista ovat läpimitaltaan parin kilometrin luokkaa, suurin on noin 8,1 km x 13,6 km. Yleensä doomit kohoavat vain reilut 100 m ympäristönsä yläpuolelle, korkeimpien ollessa noin 400-metrisiä [10, 12]. Jyrkkyydet vaihtelevat vajaasta parista asteesta 10–15 asteeseen [10, 12–13]. Doomien ja koko Mons Rümkerin mataluus ja loivuus selittävät sen, että koko alue käytännössä katoaa näkyvistä, kun Aurinko Rümkerillä nousee yli 15° korkeudelle [14].

Reunojen jyrkkyyden ja korkeuden perusteella Mons Rümkerin doomit on jaettu kahteen luokkaan [10]. Jyrkät doomit nousevat yli 5° kulmassa yli 150 m:n korkeuteen. Loivien doomien rinteet puolestaan ovat alle 5° kulmassa, ja ne ovat alle 200 m korkeita.

Loivat doomit ovat saman ikäisiä tai hieman nuorempia kuin itse Mons Rümkerin pinta, eli noin 3,5 miljardia vuotta (Ga). Jyrkät doomit puolestaan ovat nuorempia. Niistä viimeiset muodostuivat eratostenisen kauden puolella noin 3 Ga sitten [10]. Tällöin laava oli suhteellisen kylmää ja jäykkäliikkeistä. Tämä selittää näiden doomien jyrkemmät rinteet, sillä koostumukseltaan koko Mons Rümkerin alue on basalttista laavaa, eikä kemiallisen koostumuksensa vuoksi jäykkäliikkeisempiä laavatyyppejä ole alueelta tunnistettu (ks. kuitenkin koostumuksesta alempana). Kaikkien doomien ja etenkin loppuvaiheen jyrkkien doomien magman purkausmäärät jäivät varsin vähäisiksi [10, 13, 15–16].

Doomit ovat Mons Rümkerin hallitsevin tuliperäinen piirre ja käytännössä ainoa useimpien harrastajien tavoitettavissa oleva suora osoitus vulkaanisesta toiminnasta. Tuoreet luotainkuvat ovat kuitenkin paljastaneet alueella esiintyvän myös laavauomia, joista suurin on noin 10 km pitkä ja puolisen kilometriä leveä. Erinomaisissa keli- ja valaistusolosuhteissa tämä voisi kenties olla suurempia havaintolaitteita käyttävien harrastajienkin ulottuvilla. Useimmat Mons Rümkerin laavauomista ovat kuitenkin vain alle 3 km pitkiä ja alle 100 m leveitä. Tämä selittää sen, ettei niitä aikoinaan tunnistettu Lunar Orbiter -kuvista (kuva 7), joiden valaistusolosuhteet eivät olleet sopivimmat kapeiden ja matalien rakenteiden havaitsemiseen.

Luultavasti samasta syystä jäivät yleensä oikeassa olevalta Chuck Woodilta huomaamatta matalat mare-laavojen puristumisessa syntyneet poimuharjanteet, jotka kulkevat Mons Rümkerin poikki ja ovat siis sitä nuorempia (vrt. [2] ja [6 & 10]).

Kuva 7: Rümker; IV 163 h2 ja 170 h2 stereo2

Kuva 7. Ristiin katsottava Lunar Orbiter IV -luotaimen stereokuvapari tuo hyvin esiin lukuisat pienemmät doomit Mons Rümkerin päällä. Kuva: NASA / LPI / LO-IV-170-H2 & 163-H2 / T. Öhman.

Koostumus ja vulkanismin tyyppi

Koostumukseltaan doomit ja koko muukin Mons Rümkerin alue on basalttia, aivan kuten sitä ympäröivä Oceanus Procellarumkin. Eri alueiden basaltit ovat kuitenkin iältään erilaisia, ja niiden rauta- ja titaanikoostumukset vaihtelevat. Etenkin titaanikoostumuksen vaihtelu vaikuttaa merkittävästi basaltin väriin. Tämä vaihtelu on harrastajienkin havaittavissa, minkä Oskari Syynimaan ja Elina Niemen yhteisprojektin tuloksena syntynyt kuva 8 hyvin osoittaa. Mons Rümkerin itäpuolella olevat nuoret, vain noin 1,33 Ga ikäiset laavat sisältävät huomattavasti enemmän titaania kuin yli kaksi miljardia vuotta vanhemmat Procellarumin laavat Mons Rümkerin länsipuolella [17]. Tämä ero näkyy Oskarin ja Elinan kuvassa erittäin selvästi, ja vastaa hyvin Lunar Reconnaissance Orbiter -luotaimen tuoreen aineiston perusteella luotua karttaa (kuva 9).

Nasan ja kauhavalaisen kuututkimuksen vertailukelpoisuus näkyy erityisen hyvin Sinus Iridumin ja Mare Imbriumin alueella, jossa eri laavayksiköiden rajat kuvissa 8 ja 9 ovat lähes identtiset. Mineraalien heijastusspektrien ominaisuudet ovat melko herkkiä valon tulokulmalle, joten mitä lähempänä täysikuuta ja mitä lähempää Kuun kiekon keskustaa harrastajaspektroskooppisia kuvia otetaan, sitä paremmin niitä voidaan vertailla luotainaineistoihin, joissa valaistusolosuhteiden vaikutus havaittavaan spektriin on pystytty huomioimaan.

Mons Rümkerin pintakoostumusta tarkemmin tutkittaessa on titaani- ja rautakoostumuksen havaittu olevan alhaisempi kuin ympärövillä mare-tasangoilla [10]. Tämä näkyy myös kuvassa 9. Rautapitoisuus on Mons Rümkerin eteläosassa hieman korkeampi kuin pohjoisosassa [10]. Tämä saattaa ainakin osaltaan selittyä silläkin, että pohjoisosassa Iridumin ja/tai Imbriumin heittele on lähempänä pintaa, jolloin vähemmän rautaa sisältävä ylänköaines laimentaa rautapitoisuutta.

Kuva 8: Rümker, Syynimaa ja Niemi, 2016

Kuva 8. Oskari Syynimaan ja Elina Niemen yhteisprojektin tuloksena syntynyt kuunpinnan titaanipitoisuutta ilmaiseva kuva Procellarumin ja Imbriumin alueilta. Pohjana Oskarin kuva 1, jonka päälle Elina ja Oskari kuvasivat värit IR-pass-, UV-pass- ja RGB-suotimilla täysikuulla 12.4.2017. Kuvan värien RGB-kanavien painotukset seuraavasti: R=R+IR (50+50), G=G, B=B+UV (50+50). Elinalla putkena Sky-Watcher 400P Flextube ja kamerana ASI120MM-S, Oskarilla Sky-Watcher 350P Flextube ja ASI290MM. Vertaa hieman kalliimmalla laitteistolla tehtyyn kuvaan 9.

Kuva 9: Rümker, TiO2 LROC QuickMap

Kuva 9. Procellarumin ja Imbriumin alueen titaanipitoisuus painoprosentteina Lunar Reconnaissance Orbiter -luotaimen laajakulmakameran havaintojen perusteella ortografisessa projektiossa. Vertaa kuvaan 8. Etenkin Mare Imbriumin alueella kuvien vastaavuus on erinomainen. Myös mm. Mons Rümkerin koostumusero itäpuolen mare-basaltteihin nähden on molemmissa kuvissa selvä. Kuva on käännetty alkuperäiseen nähden vastaväriseksi vertailun helpottamiseksi. Kuvanmuokkauksen vuoksi väriasteikko ei välttämättä aivan täysin vastaa karttakuvan värimaailmaa. Kuva: Nasa / ASU / LRO WAC / ACT-REACT-QuickMap / T. Öhman.

Mons Rümkerin geokemiallinen koostumus tunnetaan kaukokartoituksen ansiosta kohtalaisen hyvin, mutta saman koostumuksen purkaustuotteet voivat päätyä pinnalle hyvin erilaisten prosessien tuloksena. Tähän liittyy yksi Mons Rümkerin historian keskeisistä avoimista kysymyksistä. Etenkin tutkahavainnot [18], mutta myös eräät spektroskooppiset havainnot [19] ovat nimittäin viitanneet siihen, että aluetta peittää useamman metrin paksuinen varsin hienorakeisen aineksen kerros, jossa lohkareita on vähemmän kuin esimerkiksi ympäröivillä mare-alueilla. Tämä ei sovi yhteen hiljalleen doomien ja ylätasangon pinnalla virranneen laavan kanssa, vaan viittaa hyvin vahvasti räjähdysmäiseen, pyroklastiseen alkuperään. Tämän näkemyksen mukaan siis ainakin Mons Rümkerin viimeisimmät purkaukset synnyttivät tuliperäisestä tuhkasta ja laavapisaroista koostuvia pilviä, jotka peittivät koko alueen hienorakeisella aineksella [18].

Tulkinta on tuoreemmissa spektroskooppisissa tutkimuksissa kiistetty, mutta ongelmana on, että sinänsä selville tutkahavainnoille ei kuitenkaan ole esitetty minkäänlaista vaihtoehtoista tulkintaa [10]. Käytännössä tällä hetkellä ei siis tiedetä, onko Mons Rümkerin tuliperäinen toiminta ollut vähintään osittain räjähdysmäistä, vai onko kyseessä aina ollut rauhallisempi laavojen purkautuminen.

Mons Rümkerin geologinen historia

Jos unohdetaan Mons Rumkerin tuliperäisten kerrostumien syntytapa ja keskitytään vain niiden koostumukseen, ikään ja pinnanmuotoihin, voidaan Mons Rümkerin ja sen lähialueen geologia esittää lähinnä tuoreimpien tutkimusten perusteella [10, 17] tiivistetysti seuraavaan tapaan:

  1. Imbriumin törmäysaltaan heittele muodosti koko alueelle paksun kerroksen noin 3,85 Ga (3,91–3,77 Ga?) sitten.
  2. Sinus Iridumin heittele muodosti ainakin Mons Rümkerin pohjoisosan yli 3,71 Ga sitten.
  3. Noin 3,71 Ga sitten tuliperäinen toiminta peitti ohuelti Mons Rümkerin pohjoisosan.
  4. Mons Rümkerin koillisosassa oli basalttista tuliperäistä toimintaa noin 3,58 Ga sitten. Kerrostumien titaanipitoisuus oli hyvin alhainen (1–2 painoprosenttia).
  5. Noin 3,51 Ga sitten Mons Rümkerin keski- ja eteläosat peittyivät 2–3 painoprosenttia titaania ja 15–17 painoprosenttia rautaa sisältäneisiin basalttisiin kerrostumiin.
  6. Loivat doomit muodostuivat noin 3,5 Ga sitten tai myöhemmin.
  7. Noin 3,47 Ga sitten purkautuivat Mons Rümkerin länsipuolella olevat Oceanus Procellarumin laavat.
  8. Viimeiset jyrkät doomit syntyivät eratostenisellä kaudella noin 3 Ga sitten.
  9. Noin 1,33 Ga sitten purkautuivat Mons Rümkerin itäpuolella olevat Oceanus Procellarumin runsaammin titaania sisältävät laavat.
  10. Kopernikaanisella kaudella, ehkä jopa vain noin 1 Ga sitten Rümker E:n, Pythagoraan ja Harpaluksen heitteleet synnyttivät pieniä sekundäärikraattereita Mons Rümkerin pinnalle.

On syytä huomata, että edellä esitetty on vain yksi mahdollinen kehityskulku. Toisenlaiset tulkinnat ovat aina mahdollisia. Merkittävästi varmempia tuloksia saataneen odottaa siihen asti, kunnes Mons Rümkerin näytteitä päästään tutkimaan paikan päällä tai mieluummin laboratorioissa eri puolilla maapalloa.

Mons Rümkeriä käsittelevä kirjallisuus on mielenkiintoisesti ollut täysin vaiti yhdestä aivan keskeisestä alueen syntyyn ja kehitykseen liittyvästä ongelmasta. Rümkerin kaksiosainen perusolemus on yleisesti hyväksytty: vähintään sen pohjoisosa koostuu ylänköaineksesta, joka törröttää mare-laavojen keskellä. Geologit kutsuvat tällaista muodostumaa kipukaksi. Tämän päälle on muodostunut tuliperäisiä doomeja. Mutta miksi näin on tapahtunut? Tällaiset useamman kymmenen kilometrin kokoiset kipukat eivät keskellä Kuun meriä ole lainkaan tavanomaisia. Järin yleisiä eivät myöskään ole doomit. Kuinka kaksi harvinaista ilmiötä siis sattuu osumaan samalla 70 km:n läpimittaiselle alueelle ilman, että ympärillä näkyy mitään merkkejä tällaisesta toiminnasta?

Periaatteessa Mons Rümkerin itäpuolen nuoret mare-laavat voisivat peittää osan todisteista, mutta länsipuolen laavat puolestaan ovat vanhempia kuin Rümkerin nuorin tuliperäinen toiminta, joten täysin uskottavalta ei selitys tunnu. Mikä olisi se mekanismi, jolla kipukan aiheuttaisi syvällä alapuolellaan Kuun vaipassa magmaattista toimintaa, joka johti doomien syntyyn?

Jos siis ei halua uskoa hämmästyttäviin sattumiin, on vain tunnustettava, että käsityksissämme Mons Rümkerin synnystä ja kehityksestä on vielä erittäin paljon tarkentamisen varaa. Ehkäpä Mons Rümker ”Woodin kalderoineen” on kuin onkin vanha ja pitkään toiminnassa ollut kilpitulivuori, jota Iridumin heittele muokkasi, ja jonka viimeisiä aktiivisuuden merkkejä doomit ovat? Toivoa asioiden selkiytymisestä on, sillä viimeisen vuosikymmenen aikana virinnyt uusi kansainvälinen kiinnostus Kuun tutkimusta kohtaan saattaa tarjota mahdollisuuksia Mons Rümkerin historian huomattavasti tarkempaan ymmärtämiseen.

Kuunäytteitä Mons Rümkeriltä?

Monella tavalla nykyisen kuukilvan kiinnostavin peluri on tällä hetkellä Kiina. Se ei kuuohjelmastaan ole missään vaiheessa hirvittävän paljon tiedottanut, mutta suurissa puitteissa kerrottu on sittemmin osoittautunut totuudenmukaiseksi. Sikäli maan kuuohjelman seuraaminen on ollut kohtalaisen helppoa.

Kiina on kuuohjelmassaan osoittanut jo hallitsevansa Kuun kartoituksen kiertoradalta (Chang’e 1 ja 2 vuosina 2007 ja 2010) sekä pehmeän laskeutumisen ja toimivan, tieteellisesti merkittäviä tuloksia tuottavan kulkijan kehittämisen (Chang’e 3 ja Yutu-kulkija vuonna 2013). Chang’e 5 -lennon on määrä olla näytteenhakulento. Se oli tarkoitus laukaista loppuvuonna 2017, mutta kantorakettiongelmat aiemmin tänä vuonna ovat lykänneet laukaisua. Tällä hetkellä Chang’e 5:n laukaisuajankohdasta ei ole tarkempaa tietoa.

Mons Rümker on Chang’e 5:n tällä hetkellä mahdollisina pidetyistä tutkimuskohteista tarkimmin länsimaisissa julkaisuissa ja kokouksissa esitelty [10]. Muitakin kohdevaihtoehtoja tosin vielä on [20]. Jiannan Zhaon vetämän ryhmän esittämänä ensisijaisena kohteena olisi yksi Mons Rümkerin eteläosan jyrkkäreunaisista doomeista (301,34°E 40,11°N; kuva 10). Vaihtoehtona tälle on Mons Rümkerin vanhin luoteisosa (300,69°E 41,52°N). Maahan saatavan näytteen suunniteltu massa on jopa 2 kg sisältäen niin pintaregoliittia kuin kairanäytteenkin [10].

Kuva 10: Rümker, LROC QuickMap

Kuva 10. Lunar Reconnaissance Orbiter -luotaimen laajakulmakameran mosaiikki Mons Rümkeristä tasavälisessä lieriöprojektiossa. Mons Rümkerin eteläosassa olevasta kolmen selväpiirteisen jyrkiksi luokitellun doomin joukosta keskimmäistä eli läntisintä, jonka keskellä näkyy purkausaukko, kaavaillaan Kiinan Chang’e 5 -näytteenhakulennon kohteeksi. Sen koillispuolella oleva ryhmän korkein doomi on vanhalta nimeltään Rümker Beta. Kuva: NASA / ASU / LRO WAC / ACT-REACT-QuickMap / T. Öhman.

Onnistunut näytteenhaku kummalta tahansa alueelta olisi erittäin merkittävä lisä hyvin vajavaiseen kuunäytteiden joukkoon. Molemmat edustaisivat kivilajiseurueita, jollaisista Apollo- (kuva 11) ja Luna-lennot eivät tuoneet näytteitä.

Näytteet auttaisivat selvittelemään tarkemmin mm. Kuun tuliperäisen toiminnan kestoa, millä on keskeinen merkitys koko Kuun kehitystä kuvaaville malleille. Samalla näytteet tietenkin tarjoaisivat yhden lisäpisteen koko aurinkokuntamme kiinteäpintaisten kappaleiden pintojen iän määrittämiseen käytetyn kraatterilaskennan sitomiseksi absoluuttisiin laboratoriossa tehtyihin iänmäärityksiin.

Kuva 11: Rümker, AS15-97-13252 Teague

Kuva 11. Kesällä 1971 Apollo 15 -lennolla kohti luodetta otettu viistokuva Mons Rümkerin yli. Kuvan suurimman kraatterin Rümker E:n halkaisija on 6,8 km. Vertaa kuvaan 12. Kuva: Nasa / AS15-97-13252 / Kipp Teague / T. Öhman.

Kuva 12: Rümker, Kaguya

Kuva 12. Japanin Kaguya/SELENE -luotaimen 5.1.2008 ottama HDTV-kuva kohti etelää yli Mons Rümkerin. Kuvan oikeassa laidassa näkyvän kraatterin (Dechen B) läpimitta on 5,7 km. Vertaa kuvaan 11. Kuva: JAXA / Kaguya/SELENE / NHK / hdtv 028_l [21]/ T. Öhman.

Neuvostoliiton kuu- ja planeettaluotainten pitkä kulta-aika ulottui 1950-luvun lopulta 1980-luvun puoliväliin. Sen jälkeen Neuvostoliiton ja Venäjän menestys alalla on ollut sanalla sanoen olematonta. Toistaiseksi viimeiset kuunäytteet on takaisin Maahan tuonut Neuvostoliiton Luna 24, jonka mukana saatiin tutkittavaksi noin 170 grammaa Mare Crisiumin kaakkoisosan basaltteja vuonna 1976.

Viime vuosina venäläistutkijat ovat kuitenkin alkaneet puhua paluusta Kuuhun. Vireillä on useampiakin luotainohjelmia, joiden nimet ovat vuosien varrella hieman vaihdelleet, ja joista on ollut hankala saada luotettavaa kokonaiskuvaa. Tilannetta ei helpota, että osin samankaltaisia hankkeita tuntuvat suunnittelevan useammat eri tutkimuslaitokset.

Yksi tällä hetkellä keskusteluissa mukana olevista venäläishankkeista on ”Lunar robot-geologist” [22–23]. Sen kaavailtu toteutus saattaisi parhaimmillaankin olla 10–15 vuoden päässä. Tämä ”robottigeologi” olisi tutkimuslaitteistoltaan monipuolinen suuri kulkija, joka kykenisi jopa 500 km:n matkaan. Mons Rümkeriä on kaavailtu sen pääkohteeksi [23]. Kulkija pystyisi kairaamaan peräti 15 m syvyyteen, ja sen geofysikaaliseen tutkimuslaitteistoon kuuluisivat mm. maatutka ja seismometri [22].

Sen paremmin Kiinan kuin vallankaan Venäjän Mons Rümkeriä koskevien tutkimushankkeiden toteutumisesta ei tässä vaiheessa pysty sanomaan mitään varmaa. Selvää kuitenkin on, että kiinnostus Rümkeriä kohtaan maailman avaruusmahtien parissa on huomattavaa. Jos oikein hyvin käy, meillä voi jo vuoden sisällä olla käsissämme ensimmäiset uudet tunnetusta paikasta – Mons Rümkeriltä – peräisin olevat kuunäytteet yli neljäänkymmeneen vuoteen. Jo pelkästään tämän kutkuttavan mahdollisuuden ansiosta kannattaa suunnata kiikari tai kaukoputki Kuun luoteisosaan, kun seuraavan kerran pilvet antavat mahdollisuuden ihastella kiertolaistamme paria päivää ennen täysikuuta.


Tieto- tai hämmennyslaatikko 1:
Mons Rümkerin moninaiset nimet

Kuten Zeniitinkin sivuilta on epäilemättä käynyt selväksi, ei Kuun pinnanmuotojen nimeäminen ole vuosisatojen kuluessa ollut järin hääppöisesti minkään tahon kontrollissa. Sitä se ei ole vieläkään, sillä kansainvälisen tähtitieteellisen unionin IAU:n alainen nimistökomitea ei nykyisin läheskään aina noudata omia nimeämisohjeitaan.

Historian saatossa ”Rümker” on tarkoittanut kahta eri kohdetta, ja tieteellisessä kirjallisuudessa se on kulkenut ainakin nimillä Rümker, Rümker Hills, Rümker plateau, Mons Rümker ja merkillisesti jopa niemeen viittaavalla nimellä Prom Rümker (eli Promontorium Rümker [24]). Kaikki vaihtoehdot tietenkin löytyvät kirjoitettuna niin umlautilla (¨) ja ilman. Rümkerin ja sen lähistön nimettyjä vuorenhuippuja on myös tullut ja mennyt. Monissa uusissakin kartoissa Mons Rümkerin nimenä komeilee edelleen pelkkä Rümker.

Tiettävästi ensimmäisen kerran nimeä Rümker käytti Kuun yhteydessä saksalainen Julius Schmidt vuonna 1878 julkaistussa kuukartassaan [25]. Samoihin aikoinen englantilaiset William Birt ja John Lee työskentelivät oman karttansa kanssa, ja Leen ehdotuksesta heidänkin karttaansa päätyi nimi Rümker. Sikäli kun Kuun kartoituksen historian asiantuntijaa, vuosi sitten edesmennyttä Ewen Whitakeria on uskominen (ja yleensä on), Schmidtin käyttämä Rümker oli kuitenkin eri paikassa kuin Leen Rümker [25].

Schmidtin, Edmund Neisonin sekä Wilhelm Beerin ja Johann Mädlerin (mutta ei Birtin ja Leen) karttojen nimistöjä vertailleen Mary Blaggin [1] mukaan Schmidtin kraatteriksi merkitsemä Rümker sijaitsi Hardingin kaakkoispuolella aivan kuten nykyinen Mons Rümker. Erittäin ansiokas, mutta armottoman sekava The Moon Wiki on siis tässä kohti väärässä väittäessään Rümkerin kokonaan puuttuvan Blaggin listoilta [26]. Tämä listaus kertoo myös Schmidtin kartan Rümker Gamma -vuoren olleen sama kohde kuin Beerin ja Mädlerin Wollaston Gamma, joka sijaitsee Mons Rümkerin kaakkoispuolella (kuva 13). Nykyinen Mons Rümker vaikuttaisi siis olevan Schmidtin eikä Leen Rümker.

Kuva 13: Rümker, SLC-F2

Kuva 13. Osa System of Lunar Craters -kartaston lehdestä F2 1960-luvun puolivälistä [27]. Mons Rümker on jo piirretty oikein vuorena. Kreikkalaisin aakkosin merkityistä huipuista ainoastaan selväpiirteiseen doomiin viitannut Rümker Beta (β) oli virallinen nimi vuosina 1935–1973. Vasemmassa yläkulmassa Wollaston Gamma (γ) eli Schmidtin Rümker Gamma. Roomalaisin aakkosen merkityt kohteet ovat kraattereita. Pohjoinen alhaalla, länsi oikealla.

IAU hyväksyi Rümkerin viralliseen Kuun nimistöön vuonna 1935. Hämäräksi kuitenkin on jäänyt, missä vaiheessa kraatterinimi Rümker muuttui virallisesti nykyiseksi vuoreksi eli Mons Rümkeriksi. Schmidtin Rümker Gamma -vuorenhuippu ei tiettävästi elänyt kirjallisuudessa järin pitkään, koska Beerin ja Mädlerin Wollaston Gammalla oli etusija. IAU kuitenkin hyväksyi ilmeisesti jonkun muun kuin Schmidtin nimeämän Rümker Beta -huipun yhdessä Rümkerin kanssa viralliseen nimistöön vuonna 1935 [26]. Se oli Mons Rümkerin eteläosan korkein doomi, ja näkyy hyvin esimerkiksi kuvissa 1, 4, ja 10.

Alueen muut huiput eivät ilmeisesti koskaan virallista asemaa saaneet, mutta ne löytyvät kuitenkin mm. vuosina 1963–1966 Lunar and Planetary Laboratoryn julkaisemasta System of Lunar Craters -kartastosta (kuva 13 [27]). Vuorten kreikkalaisten aakkosten nimistä IAU luopui vuonna 1973, jolloin Rümker Betakin katosi historian hämärään. Nykyisin virallisia Rümker-nimiä itse Mons Rümkerin ympäriltä löytyy kahdeksan satelliittikraatterin verran (Rümker C, E, F, H, K, L, S ja T).

Tietolaatikko 2: Kuka ihmeen Rümker?

Hopeamitalisteja ei muisteta. Juha Mieto on tietenkin säännön vahvistava poikkeus. Niinpä lähes jokainen tähtitieteen harrastaja ja jopa tähtitieteilijä tietää, että Halleyn komeetta (1P/Halley) oli ensimmäinen komeetta, jonka palaaminen pystyttiin laskennallisesti ennustamaan. Vaatii jo kuitenkin hieman enemmän perehtymistä komeettoihin tai tähtitieteen historiaan, jotta tietää hyvin lyhytjaksoisen Encken komeetan (2P/Encke) olleen toinen [28].

Encken komeetan palaamisen kesällä 1822 laski saksalainen tähtitieteilijä ja matemaatikko Johann Franz Encke (1791–1865). Sittemmin Encken mukaan nimetty komeetta oli kuitenkin kesällä 1822 erittäin huonosti havaittavissa Euroopasta. Encken onneksi hänen maanmiehensä Christian Karl Ludwig Rümker (1788–1862) oli tuolloin töissä Australiassa Sydneyn lähellä Parramattan vastaperustetussa pienessä observatoriossa [29]. Hän havaitsi Encken komeetan ensimmäisen kerran 2.6.1822, ja teki siitä sen jälkeen havaintoja kolmen viikon ajan. Nämä havainnot auttoivat Enckeä tarkentamaan laskujaan, ja hän julkaisikin oikeaan osuneet ennusteet komeetan periheliohituksille vuodesta 1825 vuoteen 1858 saakka [28].

Karl Rümker osoitti jo nuorena matemaattisen lahjakkuutensa ja opetti matematiikkaa Hampurissa. Napoleonin sotien ja mannermaasulkemuksen aiheuttamat taloudelliset ongelmat pakottivat hänet kuitenkin muuttamaan Englantiin ja työskentelemään kauppalaivastossa. Rümker viettikin englantilaisilla kauppalaivoilla useita vuosia, kunnes vuonna 1813 hänet pakotettiin brittien laivastoon. Tämä osoittautui kuitenkin onnenpotkuksi, sillä Rümkerin kapteeni oivalsi matematiikanopettajan arvon, minkä jälkeen Rümker toimi useita vuosia upseerina opettaen merikadeteille matematiikkaa. Hänen ensimmäiset tähtitieteelliset tutkimuksensa julkaistiin vuonna 1819, jolloin hän myös sai vapautuksen laivastosta ja palasi Hampuriin opettamaan matematiikkaa merenkulkuopistossa [29].

Australiaan Rümker päätyi tähtitieteestä kiinnostuneen kuvernööri Sir Thomas Brisbanen assistenttina vuonna 1821. Australian vuosina Rümkerin tärkein työ oli eteläisen taivaan tähtien paikkojen mittaus. Näihin Parramattan mittaustuloksiin hän silloin tällöin palasi koko loppu-uransa ajan. Vuosina 1824–1825 hän myös löysi kolme uutta komeettaa. Riitaisan vuonna 1829 tapahtuneen Englantiin paluun jälkeen Rümker löysi itsensä jälleen Hampurista, tällä kertaa johtamasta merenkulkuoppilaitosta, jossa hän oli aiemmin opettanut. Tämän lisäksi hän päätyi johtamaan Hampurin observatoriota. Näissä töissä hän viihtyikin yli kaksikymmentä vuotta, kunnes heikentynyt terveys pakotti hänet muuttamaan viimeisiksi vuosikseen Portugaliin [29].

Kiitokset

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

Lähteet

[1] 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.

[2] Wood C. A., 2003. The Modern Moon: A Personal View. Sky Publishing Corp., 209 s.

[3] Guest J. E., 1971. Centres of Igneous Activity in the Maria. Teoksessa: Fielder G. (toim.), Geology and Physics of the Moon. Elsevier, s. 41–53.

[4] McCauley J. F., 1968. Geologic Results from the Lunar Precursor Probes. AIAA Journal 6(10):1991–1996.

[5] Smith E. I., 1974. Rümker Hills: A Lunar Volcanic Dome Complex. The Moon 10:175–181.

[6] Whitford-Stark J. L. & Head J. W., 1977. The Procellarum Volcanic Complexes: Contrasting Styles of Volcanism. Proceedings of the Lunar Science Conference, 8th, 2705–2708.

[7] 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.

[8] Scott D. H. & Eggleton R. E., 1973. Geologic Map of the Rümker Quadrangle of the Moon. Map I-805, LAC-23. United States Geological Survey.

[9] Schultz P. H., 1976. Moon morphology. The University of Texas Press, Austin, 626 s.

[10] Zhao J., Xiao L., Qiao L., Glotch T. D. & Huang Q., 2017. The Mons Rümker volcanic complex of the Moon: A candidate landing site for the Chang’E-5 mission. Journal of Geophysical Research: Planets 122:1419–1442, doi:10.1002/2016JE005247.

[11] Spudis P. D., McGovern P. J. & Kiefer W. S., 2013. Large shield volcanoes on the Moon. Journal of Geophysical Research: Planets 118(5):1063–1081, doi:10.1002/jgre.20059.

[12] Tran T., Robinson M. S., Lawrence S. J., Braden S. E., Plescia J., Hawke B. R. , Jolliff B. L., Stopar J. D. & the LROC Team, 2011. Morphometry of lunar volcanic domes from LROC. 42nd Lunar and Planetary Science Conference, abstract #2228.

[13] Wöhler C., Lena R. & Pau K. C., 2007. The Lunar Dome Complex Mons Rümker: Morphometry, Rheology, and Mode of Emplacement. XXXVIII Lunar and Planetary Science Conference, abstract #1091.

[14] Baldwin R. B., 1963. The Measure of the Moon. The University of Chicago Press, 488 s.

[15] Guest J. E. & Murray J. B., 1976. Volcanic Features of the Nearside Equatorial Lunar Maria. Journal of the Geological Society of London 132:251–258.

[16] Weitz C. M. & Head J. W. III, 1999. Spectral properties of the Marius Hills volcanic complex and implications for the formation of lunar domes and cones. Journal of Geophysical Research 104(E8): 18933–18956.

[17] Hiesinger H., Head J. W. III, Wolf U., Jaumann R. & Neukum G., 2003. Ages and stratigraphy of mare basalts in Oceanus Procellarum, Mare Nubium, Mare Cognitum, and Mare Insularum. Journal of Geophysical Research 108(E7):5065, doi:10.1029/2002JE001985.

[18] Campbell B. A., Hawke B. R. & Campbell D. B., 2009. Surface morphology of domes in the Marius Hills and Mons Rumker regions of the Moon from Earth-based radar data. Journal of Geophysical Research 114:E01001, doi:10.1029/2008JE003253.

[19] Farrand W. H., Kramer G. Y., Gaddis L. R. & Videen G., 2015. Spectral and Photometric Examination of Pyroclastic Mantles Over Mons Rümker. 46th Lunar and Planetary Science Conference, abstract #2440.

[20] Ling Z., Liu C., Jolliff B. L., Zhang J., Li B., Sun L., Chen J. & Liu J., 2017. Spectral and mineralogical analysis of Chang’e-5 candidate landing site in northern Oceanus Procellarum. Lunar and Planetary Science XLVIII, abstract #2079.

[21] Yamazaki J., Mitsuhashi S., Yamauchi M., Tachino J., Honda R., Shirao M., Tanimoto K., Tanaka H., Harajima N., Omori A., Yahagi S., Kanayama S., Iijima Y. & Ohtake H., 2010. High-Definition Television System onboard Lunar Explorer KAGUYA (SELENE) and Imaging of the Moon and the Earth. Space Science Reviews 154(1–4):21–56, doi: 10.1007/s11214-010-9697-0.

[22] Slyuta E. N., 2016. Project ”Lunar robot-geologist”: Concept, scientific problems, scientific equipment, technical configuration. The Seventh Moscow Solar System Symposium, 10–14 October 2016, Space Research Institute, Moscow, abstract 7MS3-PS-18. http://ms2016.cosmos.ru/sites/ms2016.cosmos.ru/files/7m-s3_total_cover_program_abstracts.pdf

[23] Dmitrovsky A. A., Zacharova M. A. & Slyuta E. N., 2017. Preliminary Data on the Age of the Mons Rumker Volcanic Province. Lunar and Planetary Science XLVIII, abstract #1629.

[24] Gutschewski G. L., Kinsler D. C. & Whitaker E., 1971. Atlas and Gazetteer of the Near Side of the Moon. NASA SP-241. Mapping Sciences Laboratory, NASA Manned Spacecraft Center, 538 s.

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

[26] The Moon Wiki, 2017. Mons Rümker. http://the-moon.wikispaces.com/Mons+R%C3%BCmker Viitattu 6.12.2017.

[27] Arthur D. W. G., Agnieray A. P., Horvath R. A., Wood C. A. & Chapman C. R., 1965. The System of Lunar Craters, Quadrant II. Communications of the Lunar and Planetary Laboratory 3:1–2, No. 40.

[28] Yeomans D. K., 1991. Comets: A Chronological History of Observation, Science, Myth, and Folklore. John Wiley & Sons, Inc., 485 s.

[29] Holland J., 2014. Rümker, Christian Karl Ludwig. Teoksessa: Hockey T. (toim.), Biographical Encyclopedia of Astronomers, 2nd Edition. Springer Reference, s. 1874–1876.

Linkkejä

Mons Rümker -ketju Avaruus.fi -keskustelufoorumilla:
https://www.avaruus.fi/foorumi/index.php?topic=16629.0

Mons Rümker -havainnot Ursan Taivaanvahti-palvelussa:
http://www.taivaanvahti.fi/observations/browse/pics/2188979/observation_id/

Kaguya/SELENE-luotaimen aineistoista luodut Mons Rümkerin ylilennot eri valaistusolosuhteissa:
https://www.youtube.com/watch?v=PfkvERT4_1A
https://www.youtube.com/watch?v=1OcNmZGAX1s

Leave a Reply

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