Sõnni tähtkujus liikuv Marss on mai algupoolel õhtuti leitav madalal ehataevas. Maa ja Marsi vahemaa kasvab, 1. mail oli Marss 350, 1. juuniks on jõudnud juba 374 miljoni kilomeetri kaugusele. Nagu jooniselt näha, on mai algul siseplaneedid võtnud ennast ritta, mis kergendab nende leidmist. 10. mail on Marsil ühendus silmatorkavalt heleda Veenusega, Veenus möödub Marsist ainult 0,3 kraadi (3/5 kuuketta läbimõõdust) põhja poolt ja juhatab kätte koha, kust Marssi otsida. Et aga Veenus on üle 100 korra heledam, siis võib tema kirkus ka segada Marsi nägemist. Kindlasti on nad koos hästi nähtavad binoklit kasutades. Siseplaneetidega samas reas on mai algul ka Saturn, temast möödub Veenus 7. mail 2 kraadi põhja poolt. Jupiter jääb sellest rivist vaid veidi kõrvale, temast möödub Veenus 3. juunil 1,6 kraadi põhja poolt.

   Marsi nurkkaugus Päikesest üha väheneb, mai lõpul läheb Marss Kaksikutesse ja kaob ehavalgusse. Ainult palja silmaga taevalaotuse jälgijale jääb Marss nähtamatuks oktoobri alguseni, vähemalt binoklit ja mõningaid kogemusi omav vaatleja leiab Marsi ka juunis.

   Marsi ümber tiirlevate automaatjaamade tööd Päike ei sega. Mars Global Surveyor’i vaatlused jätkuvad juba viiendat aastat, Mars Odyssey alustas regulaarseid Marsi uuringuid tänavu veebruaris. Kui aga lähemalt meie kuulsat naabrit jälgida, näeme, et ta on aegade jooksul kõvasti pihta saanud.

   Ernst Öpik avastab sulepeaga Marsi meteoriidikraatrid

   1950. aastal avaldas Ernst Öpik mahuka uurimuse “Kokkupõrke tõenäosused planeetidega ja planeetidevahelise aine jaotumine”. Tegemist on aastakümnete jooksul tehtud uurimuste kokkuvõttega, mille alguseks tuleb lugeda aastat 1910, kui Tallinna Nikolai (nüüdse Gustav Adolfi) gümnaasiumi 17-aastane õpilane Ernst Öpik koos sõpradega asutas amatöörastronoomide seltsi “Vega”. Hakatuseks tutvuti oma lõbuks tähistaevaga, aga peagi leiti ka ala, kus tehtud vaatlused aitasid teadust edasi viia. Selleks said lendtähtede ehk meteooride vaatlused.

   Meteooride kohta saab koguda kasulikku teavet nende liikumisteid üles tähendades ja tunniarve loendades, vaatlustega alustamiseks pole vaja põhjalikku teoreetilist ettevalmistust ega kalleid vaatlusvahendeid. Vaja on huvi, püsivust ja aega, vähemalt keskmist tervist, et ööjahedusele ja unevajadusele vastu seista, kasuks tuleb hea nägemine - seda kõike noortel enamasti on. Nii vaatlesidki Tallinna poisid Ernst Öpik, Fred Tomingas (pärastine arst Pärnus ja Torontos) ning Oskar Öpik (hilisem Eesti Vabariigi diplomaat ja saksa okupatsiooniaegse Eesti Omavalitsuse kohtudirektor) alates 1912. aastast meteoore.

   Ernst Öpikust sai aga Moskva Ülikooli lõpetamise järel aastal 1916 kutseline astronoom, oma uurimistöös lõi ta kaasa paljudes astronoomia harudes, aga meteooride ja nendega vahetult külgnevate probleemidega tegelemine jäi tal alati tähtsale kohale. Öpik arendas meteoorvaatluste tegemise ja töötlemise meetodeid ning tõusis sel alal maailmas autoriteediks number üks. Aastatel 1930-1934 töötas ta külalisprofessorina Harvardi ülikoolis, kus loengute pidamise ja tähtede ning Galaktika ehituse uurimise kõrval oli suurimaks ettevõtmiseks vaatlusekspeditsiooni korraldamine väga hea atmosfääri läbipaistvusega Arizona kõrbealale. Ekspeditsioonil registreerisid mitu eri kohtades asunud vaatlejat 26 000 meteoori lennu Maa atmosfääris. Et sellal arvutustehnilised vahendid olid õige tagasihoidlikud, siis võttis vaatluste töötlemine palju aega.

   Aastatel 1932-1937 töötas Tartus Harvardi ülikooli finantseerimisel arvutusbüroo, kus Öpiku juhendamisel kümmekond arvutajat töötlesid Arizona ekspeditsioonil kogutud vaatlusandmeid. Suure ettevõtmise esialgsed tulemused avaldas Öpik aastatel 1934-1937, lõplikud tulemused ilmusid alles 1958. Tehtu põhjal said selgeks väikeste meteoorkehade liikumise üldised seaduspärad Päikesesüsteemis. Samal ajal siirdus Öpik suuremate meteoorkehade ja väikeplaneetide toime õppimisele. 1936 avaldas ta Tartu Observatooriumi publikatsioonides fundamentaalse “Meteoriidikraatrite tekke teooria”. Nende vaatluslike ja teoreetiliste uuringutega oli loodud vundament järgmiseks sünteesiks - milline on meteoorkehade mõju teistele planeetidele?

   Selleks kulus siiski aega. 1930. aastate lõpul süüvis Öpiku otsiv vaim tähtede siseehituse probleemidesse, järgnesid loomingulist tegevust pärssivad sõja aastad. 1944. aasta suvel enne nõukogude okupatsiooni lahkus Öpik koos perega Eestist, esialgu Saksamaale. 1948 kutsus Öpiku õpilane Harvardi perioodist Eric Lindsay õpetaja tööle Põhja-Iirimaale Armagh`i observatooriumi ning pea kümneaastasele mõõnale uurimistöös järgnes uus viljakas loomeperiood.

   Üks esimestest sel ajal avaldatud Öpiku töödest oli eespool mainitud 1950. aasta uurimus kokkupõrgetest Päikesesüsteemis, erilise tähelepanu all oli Marsi “pommitamise” küsimus. Öpik hindas, et keskeltläbi iga 100 miljoni aasta tagant põrkub Marss 10 kilomeetri läbimõõduga või suurema asteroidiga, umbes iga 100 000 aasta tagant tabab Marssi kilomeetrise läbimõõduga või suurem keha, mis tekitavad planeedi pinnale oma läbimõõdust kümmekond korda suuremad plahvatuskraatrid. Märkides, et tänu Marsi hõredale atmosfäärile ja vee vähesusele peab seal erosioon kulgema palju aegalasemalt võrreldes Maaga ning kraatrid säilivad ka paremini, Öpik resümeeris: “…Marsi pind peab olema kaetud sadade tuhandete meteoriidikraatritega, mis suuruselt ületavad Arizona kraatri (läbimõõt 1,2 km).”

   Nagu mitmel korral varem jõudis Öpik selle tööga ette omast ajast. Marsi uurijate põhiliseks probleemiks oli vaidlus kanalite teemal ning mingid kraatrid ei huvitanud pea kedagi. Aastad läksid, Päikesesüsteemi kehasid hakati uurima kohalesõitvate automaatjaamade abil. Esimene edu tuli lähima kosmosenaabri Kuu uurimisel, kui Nõukogude Liidu kosmosesond Luna 3 pildistas 1959 Kuu tagakülge ja saatis fotod Maale. Edasi tuli Veenuse ja Marsi järg.

   Marinerid ja Vikingid pildistavad Marsi kraatreid

   1964 novembris Marsi suunas teele saadetud USA automaatjaam Mariner 4 möödus 15. juunil 1965 Marsist 10 000 kilomeetri kauguselt ja saatis Maale 21 pilti. Neid põnevusega vastu võtnud meeskonna suureks üllatuseks ei olnud fotodel jälgegi oodatud kanalitest, see-eest oli kõikidel kvaliteetsematel piltidel näha ringstruktuure - meteoriidikraatreid. Teiseks üllatuseks oli see, et avastusest teadusartiklit koostades ja varasemaid töid üle vaadates leidsid Marsi uurijad, et Öpik oli Marsi kraatrite olemasolu aastaid varem ennustanud. Sealjuures Öpiku hinnatud kraatrite arvukus klappis Mariner 4 poolt nähtuga.

   Mariner 4 pildid katsid ainult ligikaudu sajandiku Marsi pinnast ja nende kvaliteet oli õige tagasihoidlik. 1969. aastal möödusid USA automaatjaamad Mariner 6 ja Mariner 7 Marsist vastavalt 3400 ja 3200 kilomeetri kauguselt ning saatsid Maale kokku 200 päris head Marsi pilti. Joonisel on esitatud üks Mariner 6 laia vaateväljaga kaamera tehtud piltidest. Ukraina territooriumist veidi suuremal pindalal on näha poolteistsada kraatrit läbimõõtudega vahemikus 3 kuni 240 kilomeetrit. Suurema lahutusega, aga väiksema kaadri ulatusega fotodelt paistab, et väiksemate, alla 3 kilomeetri läbimõõduga kraatrite arv ületab suuremate oma. Mariner 4, 6 ja 7 lendude järel oli selge, et Marsi kõige levinumaks pinnavormiks on meteoriidikraatrid. Siiski oli piltidega kaetud väike osa Marsi pinnast, üldse ei olnud fotosid Marsi põhjapoolsematest aladest, mistõttu kraatrite üldarv ja jaotumise küsimused jäid lahtiseks.

   1970. aastatel visiteerisid Marssi põhjalikult USA automaatjaamad Viking 1 ja Viking 2. Nende maandumisaparaadid uurisid Marsi pinnase omadusi, Marsi ümber tiirutanud Viking Orbiter 1 (1976-1978) ja Viking Orbiter 2 (1976-1980) katsid piltidega praktiliselt kogu Marsi pinna. Nende alusel aastatel 1982-1987 koostatud “Marsi suurte löögikraatrite kataloogis” on arvele võetud 42 283 kraatrit, mille läbimõõt on suurem kui viis kilomeetrit. Kataloogis on iga kraatri kohta antud asukoha koordinaadid, suurus, säilivus, sisemuse ja ümbruse morfoloogia, elliptiliste kraatrite orientatsioon jne. Praegu Marsi orbiidil liikuv Mars Global Surveyor on seni teinud Marsi pinnast üle 100 000 uue, Vikingite piltidest parema lahutusvõime, aga väiksemaid alasid katva foto, millede alusel kraatrite andmebaasi pidevalt täpsustatakse.

   Ehkki andmestikud pidevalt täienevad, võib juba praegu öelda, et Marsil võrreldes Maaga on näha väga palju meteoriidikraatreid. 2000. aasta seisuga oli Maal leitud 102 meteoriidikraatrit, mille läbimõõt on suurem kui viis kilomeetrit, neistki 34, sealhulgas Eesti Neugrundi kraater, pole otseselt nähtavad.

   Joonisel (vt trükinumbrist) on esitatud Marsi kraatrite jaotumine areograafiliste laiuste vahemikus -65 kuni +65 kraadi. Nagu näha, on nende tihedus väga ebaühtlane. Kraatreid on tihedalt Lõuna kõrgmaal, seevastu Põhja tasandikel on neid vähe. Punasega on märgitud Marsi vulkaanilised alad, ka seal on vähe kraatreid. Arvatakse, et nagu Kuulgi, on enamik kraatritest tekkinud 3,9 või enam miljardit aastat tagasi. Pärast seda aega pursanud vulkaanid on varased kraatrid matnud laavavoogude alla. Sellele, miks on noorem Põhja tasandike pind, pole seni ühest vastust.

   Kraatrite ehituse iseärasused

   Marsi väiksemad, alla 5-kilomeetrise läbimõõduga kraatrid on enamasti üsna tavalise ehitusega, sarnased ka Kuu ja Maa sama suurusklassi kraatritega. Need on valdavalt kausikujulised, kraatri serval on ringjas kõrgendik, selle põhi on nõgus, aga vahel ka peaaegu tasane. Sellised väikesed kausid on Ilumetsa ja Kaali kraater. Joonisel on esitatud üks Marsi pinna “kaussidest”, 2,3-kilomeetrise läbimõõduga esialgu nimetu kraater Elysium Planitia laavaväljal. Terav serv ja hästi jälgitav kraatrit ümbritsev väljapaisatud aine oreool tunnistavad, et tegemist on suhteliselt noore moodustisega.

   Ainult Marsile iseloomuliku ehitusega on paljud keskmise suurusega, 5-60-kilomeetrise läbimõõduga kraatrid. Enamiku sellise suurusega hästi säilinud kraatrite ümbrised jätavad mulje, et neist välja paisatud aine on olnud märg, midagi muda taolist. Üks sellise ühekordse “mudavalliga” ümbritsetud 13 km läbimõõduga kraater on esitatud joonisel. Niisugused Kuul peaaegu puuduvad. Seal on paremini säilinud nooremate kraatrite ümbrised pigem kiirelise ehitusega, olles tõendiks, et väljapaisatud aine on olnud tuhkkuiv. Paljude Marsi kraatrite ümbrised jätavad aga mulje, nagu oleks kraatrist välja paisatud mitu erinevat mudakihti. Üks selliseid keerukama struktuuriga kraatreid on esitatud fotol. 17 km läbimõõduga Yuty on noor kraater, sarnaselt paljude teiste suuremate kraatritega, on tal keskosas tugev kõrgendik. Vahetult väljaspool Yuty serva kõrgendikku on näha mõnevõrra vanem kraater. Tema asukoht noorema vahetus läheduses on tõend sellest, et kraatritest väljapaisatud aine kiht ei ole kuigi paks.

   Marsi suured kraatrid, läbimõõduga üle 60 kilomeetri, on enamasti tsentraalsete tippudega. Kui kraatri läbimõõt on üle 100 kilomeetri, siis asendub üksik keskne tipp mägede ringiga. Fotol esitatud kraater on selle suurusklassi kraatrite tüüpiline esindaja. Sarnase struktuuriga on ka Päikesesüsteemi teiste kehade, nagu Kuu, Merkuur, Callisto jt, suurimad kraatrid.

   Valdava osa kraatrite puhul on tegemist ringstruktuuridega, sest meteoriitkeha põrkel planeediga kaasnev energia vabanemise protsess toimib üldiselt tsentraalsümmeetrilise plahvatusena ja sõltub vähe meteoriitkeha langemise nurgast. Piklikke kraatreid võivad tekitada ainult väga laugelt langevad kehad. Üks selline erandlike mõõtmetega - 33x20 kilomeetrit - kraater on esitatud joonisel - niisuguse elliptilise struktuuri tekitaja tabas Marssi arvatavasti 15-kraadise või veel väiksema nurga all.

   Miks Marsi keskmise suurusega kraatrite ümbrised tunduvad olevat tekkinud märjast ainest ehk mudast? Võimalik, et põhjuseks on Marsi vee paiknemise iseärasused. Arvatavasti on Marsi pinna pealmised mõnisada meetrit suhteliselt kuivad. Väiksema läbimõõduga kraatrid pole eriti sügavad ja väljapaisatud aine on pärit ainult sellest ülemisest kuivast kihist. Keskmise suurusega kraatrite aine on välja paisatud kuni mõne kilomeetri sügavuselt. Et seal arvatavasti paiknevad ka Marsi põhilised veevarud, siis on arusaadav, et eelkõige keskmise suurusega kraatrite ümbrised tunduvad mudast tekkinutena.

   MIHKEL JÕEVEER (1937) on Tartu Observatooriumi kosmoloogia osakonna vanemteadur, Tartu Tähetorni Kalendri toimetaja. Füüsika-matemaatikakandidaat.

Pildid:

• Päikesesüsteemi Maa tüüpi planeetide seis 1. mail 2002 vaadatuna põhja poolt. Keskel Päike (kollane), seejärel Merkuur (roheline), Veenus (valge), Maa (sinine) ja Marss (punane). Planeetide orbiitide ekliptika tasandist kõrgemal asuvad osad on sinised, allpool olevad rohelised. John Walkeri järgi.
• Maa tüüpi planeetide seis 1. juunil 2002. John Walkeri järgi.
• USA automaatjaama Mariner 6 poolt pildistatud Marsi kraatriväli. Pildil oleva ala ulatus on 900x700 kilomeetrit, tsentri asukoha areograafiline pikkus 345, lõunalaius 16 kraadi. Suurima kraatri läbimõõt on 240 kilomeetrit. NASA foto.
• Esialgu nimetu 2,3 km läbimõõduga kausikujuline kraater Elysium Planitia laavaväljal. Selle terav välisserv viitab asjaolule, et tegemist on suhteliselt noore objektiga. Päike valgustab paremalt. NASA, Mars Global Surveyor foto.
• Keskmise suurusega (läbimõõt 13 kilomeetrit), tsentraaltipu ja ühe “mudavalliga” ümbritsetud kraater. NASA, Viking Orbiter foto.
• Yuty-nimeline noor, keeruka ehitusega kraater. Ümbrises on näha mitu “mudavalli”. NASA, Viking Orbiter foto.
• 131-kilomeetrise läbimõõduga ning tsentraalse mägede ringiga kraater. NASA, Viking Orbiter foto.
• Tugevalt elliptiline kraater vulkaani Ceraumis Tholuse’i lähedal. Noorena tunduva moodustise lähedal on hiljem toimunud vähemalt üks vulkaani purse. Võimalik, et selle käivitas kraatri tekitanud plahvatus. NASA, Viking Orbiter foto.