Foto NASACo je na Měsíci k vidění?
 
Každý ví, že náš milý souputník – Měsíc je po Zemi nejlépe probádaným místem ve vesmíru. Znamená to, že už o něm víme vše a že už není obestřen sebemenší špetkou tajemství? Určitě ne! Je mnoho planetárních geologů, kteří by za jeho další bližší poznání byli ochotni vzdát se i svého oblíbeného kladívka. Srovnáme-li totiž ve sluneční soustavě satelity s jejich mateřskými planetami, uvidíme, že Měsíc je pro Zemi nepřiměřeně velkým souputníkem, který se podobá spíše malé planetě. Měsíc opravdu vykazuje mnoho podobných znaků geologické historie jako planety terestrického typu. Proto je pochopení našeho nejbližšího souseda něčím jako Rossetskou deskou, která pomáhá rozluštit i hádanky obestírající blízké planety, zvláště Merkur a Mars, ale samozřejmě i naši rodnou Zemi.
Já se však v tomto povídání nechci pouštět do žádného rozboru znalostí, které o Měsíci máme, protože jsou to informace na míle vzdálené od astronomie. Raději si stručně probereme lunární útvary, které si sami můžete na vlastní oči prohlédnout dalekohledem.
 
Už při prvním pohledu je vidět, že lze měsíční povrch rozdělit na dva základní typy: moře (maria – temné planiny) a pevniny (terrae – světlé vysočiny). Rozdíl je patrný na prvý pohled a proto není divu, že toto rozlišení zavedli už první pozorovatelé vybavení jen slabými optickými pomůckami. Kontrast mezi vysočinami a mořskými pláněmi není způsoben jen jejich odlišným zabarvením (ten má původ v různém chemickém složení), ale také výskytem kráterů o průměru nad čtyřicet kilometrů. Ve vysočinách je jejich počet mnohonásobně vyšší, což také svědčí o větším stáří těchto ploch. Po mnoha sporech, které mezi sebou vedli geologové po více než sto let, dnes víme, že drtivá většina kráterů je impaktního původu, tzn. že vznikly při dopadu cizích těles na jeho povrch.
Obrazek c. 2 (foto NASA)Už po několika prohlídkách sami zjistíte, že podoba měsíčních kráterů závisí na velikosti. Malé krátery s průměrem menším než deset až patnáct kilometrů, které jsou v malých dalekohledech obtížně pozorovatelné, mají relativně jednoduchý tvar. Jejich okraje mírně vystupují nad okolní terén, mají hladký, mísovitý vnitřek a jejich hloubka bývá přibližně pětinou průměru. Okolní povrch bývá okolo okraje zvrásněn do vzdálenosti jednoho poloměru kráteru. Půvabný násyp na vnějších okrajích mající vláknitou strukturu se nazývá anglicky ejecta blanket a je složen z materiálu vyhozeného z kráteru při jeho vzniku. Za tímto násypem se obvykle nachází mnoho drobných, nepravidelných kráterů. Mluvíme o nich jako o sekundárních kráterech, protože nevznikly při primárním dopadu tělesa na povrch, ale až následkem dopadu hornin, které byly z primárního kráteru vyhozeny.
O něco složitější tvary začínají mít až krátery s průměrem okolo dvaceti až třiceti kilometrů. Jejich znakem jsou rovná dna a tzv. žlábkované valy (viz obrázek č. 2). Představitelé této velikosti tvoří předěl mezi krátery, kterým říkáme jednoduché (mísovité) a složité (krátery s terasovitými valy a centrálním vydutím). U kráterů okolo třiceti až čtyřicetikilometrového průměru začínáme již pozorovávat centrální vrcholky a terasovité valy. Zatímco terasy lze snadno vysvětlit jako důsledek sesouvání okrajových valů, centrální vrcholky vznikají nepředvídaně. Studie centrálních vrcholů u pozemských kráterů ukazují, že tyto vrcholy nejsou typickým povrchovým útvarem, ale že poukazují na deformace ve velkých hloubkách. Centrální vrcholy složitých kráterů na Měsíci nám proto pravděpodobně vyprávějí o složení kůry v hloubce deset až dvacet kilometrů
Jeden z nejkrásnějších příkladů takového složitého kráteru naleznete v oblasti Jižní pahorkatiny. Je to kráter Tycho (obrázek č. 3) o průměru osmdesát pět kilometrů. Jeho stáří se odhaduje na pouhých sto milionů let, a proto patří k nejzachovalejším svého druhu. I malým dalekohledem u něj snadno rozeznáte výrazný středový vrchol, terasovité valy a při vhodném osvětlení i již zmíněné ejecta blanket. Zvláště za úplňku byste si pak neměli nechat ujít nádhernou síť světlých paprsků, která se od něj rozbíhá do obrovských vzdáleností.
 
Obrazek c. 3 (foto NASA)
 
Nyní se podíváme na ještě větší krátery – s průměrem okolo dvě stě až tři sta kilometrů. U nich už zpravidla jednoduché centrální vrcholy přecházejí spíše v kruhovité  komplexy od sebe navzájem oddělených kopců. U kráterů s průměrem nad 320 kilometrů už skupiny centrálních vrcholů nepozorujeme vůbec. Těmto gigantům, které jsou ověnčeny mnohonásobným valem, říkáme pánve. Snad nejlépe zachovalou pánví na Měsíci je Moře východní (Mare Orientale, obrázek č. 4), které dostalo název ještě v dobách, kdy byl východ se západem na Měsíci přehozený (správně by se tedy mělo Moře východní jmenovat západní). Bohužel tato krásná pánev je ze Země velmi obtížně pozorovatelná, protože její centrum se nachází na odvrácené straně. Moře samotné, kterému seObrazek c. 4 (foto NASA) pro jeho legrační vzhled říká Býčí oko, tvoří jen část obrovského komplexu tzv. pánve Orientale (Orientale basin), ke kterému patří i Kordillery a Rookovo pohoří. Ta jsou patrná zvláště díky tmavým jezírkům na jejich úpatí a tvoří trojnásobený val gigantické pánve, jejíž centrem je právě Moře východní. Kdybychom kotlinu viděli z nadhledu, podobal by se trojnásobný val kruhům, které se vytvoří na vodní hladině.
 
 
Moře
Od gigantických pánví jsme se rovnou dostali k měsíčním mořím. Právě pánve se totiž staly základem pro ony rozsáhlé hladké a tmavé pláně zabírají okolo šestnácti procent celkového povrchu Měsíce, ale nepředbíhejme.
Hned v prvopočátcích výzkumu měli vědci mnoho indicií, které vypovídaly o vulkanickém původu tmavých ploch. Definitivní potvrzení se však dostalo až  s výzkumem vzorků měsíční půdy dovezených na Zemi. Rozborem se totiž zjistilo, že moře vyplňují čediče. Čediče jsou tmavé lávy složené částečně z minerálů bohatých na železo (odtud jejich tmavá barva) a hořčík. V měsíčních lávách byly nalezeny i minerály dříve neznámé. Jedním z nich je např. železo-titanový minerál nazvaný "armalcolit" na počest posádky Apolla 11 (slovo je složeno z počátečních písmen jmen posádky Armstrong, Aldrin a Collins).
Odkud se ale vůbec láva vzala? Po skončení intenzivního bombardování před asi čtyřmi miliardami let byla na mnohých místech kůra rozpraskaná do velkých hloubek. Těmito trhlinami se začala na povrch rozlévat čedičová láva natavená v hloubce sto až dvě stě padesát kilometrů teplem z radioaktivního rozpadu v nitru Měsíce. Čedičová láva, podobající se hustotou motorovému oleji, stačila vyplnit významné měsíční pánve i níže položené krátery. Množství vysokých útvarů však dodnes vyčnívá tu a tam nad Obrazky c. 5 (foto George Fowler)mořskou "hladinu". Výborným příkladem jsou osamocené vrcholky v překrásném Moři dešťů (obrázek č. 5), které kdysi tvořily jeho vnitřní val.
Na vulkanicky aktivní Měsíc musel být opravdu parádní pohled! Voda, která je hlavní příčinou výbuchu sopek v pozemských podmínkách, tu chyběla, a proto byly výlevy měsíčních čedičů velmi klidné. Nehlučné fontány žhavé lávy, které klidně zaplavovaly okolní bezbarvý terén. Výlevy přitom probíhaly v několika etapách. Postupně se proto na sebe navršily vrstvy utuhlého magmatu mírně odlišného chemického složení. Jednotlivé vrstvy lávy rozpoznali i členové posádky Apolla 15 při výpravě k Hadleyho brázdě. Odlišné chemické složení je tak příčinou různých odstínů šedi jednotlivých mořských ploch, které jsou za úplňku krásně vidět i malým dalekohledem.
Celková mocnost utuhlé lávy není nijak veliká. Průměrná tloušťka je např. v Moři klidu (Mare Tranquillitatis) jenom pět set až šest set metrů. Ani ostatní velká moře nejsou o moc hlubší. Pouze v Moři nektaru (Mare Nectaris) dosahuje čedičová výplň v průměru hloubky asi devět set metrů a maximální hloubky patnáct set metrů. To, že vrstva čedičové lávy musí být opravdu malá, dosvědčuje podrobná topografie měsíčních moří. Na základě měření laserových výškoměrů byl totiž zjištěn až desetistupňový sklon některých moří. Např. západní břehy komplexu Imbrium-Procellarum leží o více než jeden kilometr výše než břehy východní.
 
Na tmavých mořských pláních můžeme také pozorovat mnoho zajímavých útvarů typických pro tento typ povrchu. Jedním z nich jsou mořské hřbety (hřbet latinsky Dorsum, soustava mořských hřbetů lat. Dorsa). Vypadají jako vystouplé "žíly na ruce", mají neostré a jemné stínování a mohou snadno připomínat mořské vlny.  Protože jsou hřbety  velmi nízké a dosahují výšky jen několika desítek metrů, jsou dobře vidět jen blízko terminátoru. Jakmile se Slunce dostane výše, stávají se obtížně rozeznatelné a veškerý jejich půvab rychle mizí.
Obrazek c. 6 (kresba Antonin Rukl)Mořské hřbety patří k nejméně poznaným útvarům měsíčního povrchu. Dnes existuje alespoň šest teorií, které se snaží vysvětlit jejich vznik. Nejpravděpodobněji se jedná o útvary vzniklé místním stlačením mořského materiálu nebo o nerovnosti pohřbené pod příkrovem lávy. Jedny z nejvýraznějších soustav mořských hřbetů naleznete dva dny před poslední nebo před první čtvrtí u východního okraje Moře jasu (obrázek č. 6). Nazývají se Smirnov a Lister a dohromady tvoří pás sledující okraj moře dlouhý čtyři sta dvacet kilometrů.

Dalším představitelem typicky mořských útvarů jsou nízké "vydutiny", podobající se boulím, které vídáme na rozpálených asfaltových chodnících. Jestli je chcete nalézt, musíte se ale nejprve podívat do atlasu, kde vlastně jsou. Lunární dómy (jak se vybouleninám říká) jsou totiž viditelné jen při šikmém osvětlení a tak je můžete při letmém prohlížení velmi snadno přehlédnout.
Průměr lunárních dómů bývá od deseti do dvaceti kilometrů a výška se zpravidla pohybuje okolo dvou set metrů. Jejich svahy jsou vůči okolnímu terénu jen zřídkakdy skloněny pod úhlem větším než pět stupňů! Předpokládá se, že dómy jsou vlastně "vyhaslými měsíčními sopkami". Jejich malá výška a nenápadnost prozrazují, že láva, která se z nich valila, měla velkou viskozitu (snadno tekla). Lunární dómy se rády shlukují do skupin (pole okolo kráteru Marius, obrázek č. 7) a na okrajích velkých mořských pánví Obrazek c. 7 (kresba Antonin Rukl)(Arago, Kies?). Lunární dómy si můžete prohlédnout dalekohledem již pěticentimetrového průměru. Chcete-li však pozorovat bližší detaily dómů, jako např. kráterové jamky, nerovnosti na jejich povrchu apod., budete muset použít dalekohled mnohem větší.
 
 
Ostatní měsíční útvary
Už jsme zběžně navštívili krátery – nejpočetněji zastoupené měsíční útvary a také celou skupinu útvarů typickou výhradně pro mořský typ měsíčního terénu. Nyní se podíváme na jiné zajímavé útvary, které bychom neměli opomenout.
 
 
Brázdy (Rima)
Mezi nejobtížněji pozorovatelné útvary měsíčního povrchu patří brázdy (brázda latinsky rima, soustava brázd lat. rimae). Ty největší jsou sice dobře vidět i v šesticentimetrových dalekohledech, ale nezkušenému pozorovateli mohou snadno uniknout. Brázdy nebo také rýhy mají vzhled úzkých trhlin a někdy mohou dokonce působit velkolepým dojmem bezedných propastí. Skutečnost ale není zdaleka tak dramatická.
Zatímco mořské hřbety a dómy jsou výsadou mořských ploch, brázdy jsou útvary "obojživelné".Proto se také nabízí více mechanismů, jak tento typ měsíčních útvarů vznikal. Mohou to být buď kanály vymleté protékající lávou (sinusovité brázdy, připomínající říční meandry), nebo trhliny vzniklé působením vnitřních sil Měsíce. Při pohledu na detailní snímky měsíčního povrchu se ale geologům honí hlavou mnohem více procesů, při kterých mohly brázdy vznikat. Brázdy jsou totiž velmi rozmanité.
První zmínky o pozorování měsíčních brázd se objevují už nedlouho po vynálezu dalekohledu. Bylo to v druhé polovině března roku 1686, kdy Christian Huygens (1629–1695) našel první brázdy. Rýhy, které objevil, dnes najdete na mapách pod označením Vallis Schröteri a Rima Hyginus (obrázek č. 8). Podrobnějším studiem brázd se však zabýval až německý selenograf Johann Hieronymus Schröter (1745–1816) v roce 1790, kdy nalezl jednu z nejznámějších brázd  – Rima Ariadaeus. Ke svým pozorováním používal Schröter velké Herschelovy dalekohledy, které byly později údajně zničeny napoleonskou armádou.
Obrazek c. 8 (kresba Antonin Rukl)Se zdokonalováním pozorovací techniky samozřejmě rostl velmi rychle i počet nově objevených brázd a tak jich bylo ke konci minulého století už několik set. Dnes známe na dva tisíce různých měsíčních brázd a trhlin a další tisíce samozřejmě přibyly po projektech Lunar Orbiter a Apollo. Brázdy se tedy staly po kráterech nejrozšířenějším a nejpočetnějším typem měsíčních útvarů.
Snadno pozorovatelných brázd je zhruba jen sto. Zbytek tvoří velmi úzké a nenápadné trhlinky, které pro nezaujatého pozorovatele Měsíce vlastně ani neexistují. Ty však mohou být výborným námětem k prohlídce pro pokročilejší pozorovatele s velkými dalekohledy, kteří mají zájem schopnosti své a svého přístroje maximálně využít. Úzké brázdy jsou většinou viditelné jen ve vzácných chvílích při krátkodobém vylepšení obrazu, jako tenoučké ostré nitky zaryté do šedi měsíčního terénu. Na noc, kdy se vám něco takového poštěstí, se nezapomíná!
 
 
Údolí (Vallis)
Brázdy jsou svým tvarem podobné další skupině měsíčních útvarů – údolím (vallis). Měsíční údolí, která jsou díky svým rozměrům poměrně dobře viditelná, vznikla většinou jako radiální "rýhy" táhnoucí se od velkých pánví (Vallis Alpes – Imbrium basin, Vallis Bouvard – Orientale basin atd.). Typických údolí ale není na Měsíci mnoho. Právě proto můžeme být hrdi, že to nejmohutnější na přivrácené straně, nese české jméno. Je to Vallis Rheita s délkou asi pět set kilometrů, které je pravděpodobně radiální rýhou Nectaris basin. Antonín Maria Šírek z Rheity, po němž bylo pojmenováno nejen údolí, ale také sedmdesátikilometrový kráter se narodil v Čechách roku 1597 a zemřel roku 1660 v Itálii. Byl skvělým optikem a autorem jedné z prvních map měsíčního povrchu.
 
 
Řetízky kráterů (Catena)
Mezi zvláštní druh měsíčních útvarů patří úzké řetízky malých kráterů. Pozornost se na ně upřela až poté co se kometa Shoemaker–Levy 9, roztrhaná slapovými silami Jupiteru na více než dvacet fragmentů, zřítila v červenci 1994 do Jupiterovy atmosféry. Planetární odborníci si totiž vzpomněli na detailní snímky sondy Voyager 2, na kterých bylo objeveno na měsíci Callisto třináct, a na měsíci Ganymed tři řady kráterů uspořádaných do přímek. Jejich podstata zůstávala po dlouhou dobu neznámá, avšak po události s kometou Shoemaker–Levy 9 se objevily dohady, zda kráterové řetězce nejsou pozůstatkem impaktu podobně roztržených komet.
Kráterových řetízků je na Měsíci dost málo, ale přesto vám i prohlédnutí tak malého počtu dá zabrat. Jedná se totiž o útvary velmi malé, průměr jednotlivých kráterů v řetízcích bývá kolem jednoho kilometru.
 
Tak a to je vše. Tím jsme naši procházku zakončili a vy jste snad získali přehled o útvarech, které lze na povrchu našeho nejbližšího souseda pozorovat. Nezapomínejte ale, že v dalekohledu vypadá náš Měsíc mnohem lépe než na monitoru vašeho počítače. Proto raději hned otevřete dokořán okno a zkuste se po něm poohlédnout. Nikdo totiž neví, kdy nám Měsíc prozradí další ze svých tajemství.
 

Pavel Gabzdyl