Kraatterin reunalta

Onko Chicxulubilla länsiafrikkalainen pikkuveli?

1.11.2024 klo 09.54, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: geofysiikka , Kraatterit , Maa , Shokkimetamorfoosi , Tektoniikka , Törmäykset , Vesi

Meksikossa sijaitseva Jukatanin niemimaa ja sen edustalla oleva merialue kätkevät alleen yhden maapallon tunnetuimmista törmäysrakenteista. Suunnilleen 180-kilometrinen Chicxulub kuuluu Maan kolmen suurimman tunnetun törmäyskraatterin joukkoon. Pelkkä suuri koko yksinään ei kuitenkaan välttämättä takaa mainetta. Tässä tapauksessa suurella koolla oli kuitenkin myös suuret seuraukset: kuten jo yli kolme vuosikymmentä on tiedetty, Chicxulubin törmäys oli vastuussa lentokyvyttömien dinosaurusten¹ sukupuutosta 66 miljoonaa vuotta sitten.

Vuosikymmenten ajan on ehdoteltu, että Chicxulubin törmäys ei ollut ainoa aivan liitukauden lopussa sattunut asteroidi-isku. Iso osa mediahuomiota saaneista ideoista on tosin ollut varsin läheistä sukua silkalle huuhaalle. Vuonna 2010 esitellyt Ukrainan keskiosissa sijaitsevan suunnilleen Lappajärven kokoisen eli 24-kilometrisen Boltyshin² kraatterin ikämääritykset ja siitepölytutkimukset antoivat kuitenkin viitteitä siitä, että Boltyshin törmäys tapahtui joko täysin Chicxulubin kanssa yhtä aikaa tai siitepölyanalyysien mukaan muutamaa tuhatta vuotta sitä ennen. Vuonna 2021 tutkijat tosin käänsivät kelkkansa ja totesivat Boltyshin sittenkin olevan aavistuksen Chicxulubia nuorempi.

Nadir ja sen geologia

Vuonna 2022 Chixculubin kanssa väitetysti yhtä aikaa syntynyt kraatteri paistatteli jälleen valokeilassa. Nyt kyseessä oli nimen Nadir saanut Länsi-Afrikan edustalla merenpohjassa sijaitseva rakenne. Nadir oli siinä mielessä kiinnostava tapaus yleisen höpsöttelyn joukossa, että tutkimuksessa oli mukana ihmisiä, jotka todistetusti ovat tutkineet kraattereita aiemminkin ja ymmärtävät niistä huomattavan paljon.

Tänä syksynä Nadir teki paluun suomalaiseenkin tiedeviestintään. On siis korkea aika vilkaista, mistä tässä Nadirissa  oikein on kyse ja miksi minua jälleen kerran hieman närästää, vaikkei tässä tapauksessa kraatteriuutisoinnin nadiiria ole saavutettukaan.

Nadir sijaitsee siis merenpohjassa, useamman sata kilometriä länteen Guinean rannikosta. Se löydettiin öljyn ja maakaasun etsinnän sivutuotteena, kuten itse asiassa aika moni muukin sittemmin törmäyskraatteriksi todistettu merkillinen seismisessä mittausaineistossa havaittu piirre.

Nimensä Nadir sai satakunta kilometriä etelämpänä sijaitsevasta Nadirin merivuoresta. Vedensyvyys alueella on noin 900 metriä. Nadirin rakenne on lisäksi noin 300–400 metriä paksujen sedimenttien peitossa. Näin ollen Nadiria ei niin vain sukeltamalla tutkita, toisin kuin vaikkapa Neugrundia Suomenlahdessa. Nadirista ei siksi toistaiseksi ole ainuttakaan kivinäytettä tutkittavana. Lähes kaikki tieto Nadirista onkin saatu ainoastaan seismistä mittausaineistoa tulkitsemalla. Tulkintojen tukena oli törmäyksen tietokonemallinnus, joka tietysti on samalla niin uhka kuin mahdollisuuskin.

Alkujaan skottigeofyysikko Uisdean Nicholson kollegoineen esitteli Nadirin maailmalle kahteen seismiseen luotausprofiiliin perustuen. Niiden pohjalta ei ollut varmuutta, kuinka läheltä kraatterikandidaatin keskikohtaa profiilit kulkivat. Siksi ei myöskään tiedetty, onko Nadir varmasti kutakuinkin pyöreä tai mikä sen halkaisija todellisuudessa on. Arvio oli, että Nadirilla on läpimittaa vähintään 8,5 km.

Profiileissa kuitenkin näkyi pienehkölle, mutta silti selvästi kompleksikraatterien kokoluokkaan kuuluvalle törmäyskraatterille ominaiset piirteet: ympäristöään ylemmäksi kohoava reuna, porrasmaisesti sisäänpäin laskevat reunat ja keskuskohouma.³ Lisäksi Nadiria näytti ympäröivän joka puolella 10–12 km:n etäisyydellä kehämäisesti kiertävien siirrosten joukko.

Tietokonesimulaatioissa havaittiin, että paras vastaavuus seismisen aineiston tulkintoihin saatiin, kun törmäävän kappaleen läpimitta oli noin 400 m ja pehmeää sedimenttikerrosta peitti suunnilleen 800 m vettä. Itse törmäys synnytti välittömästi 500 m korkean tsunamiaallon. Keskuskohouman vedestä koostunut osa nousi pari kilometriä kraatterin pohjalta. Sen romahtaminen synnytti toisen tsunamin, ja pienempiä tsunameja seurasi perässä. Tsunamit möyhensivät Nicholsonin ryhmän tulkinnan mukaan rajusti Länsi-Afrikan rannikkoa. Luultavasti ne aiheuttivat tuhoa myös Etelä-Amerikan itärannikolla, joka tuolloin sijaitsi paljon nykyistä lähempänä.

Lokakuun alussa Communications Earth & Environment -verkkolehdessä ilmestyi Nicholsonin ryhmän jatkotutkimus Nadirista, nimeltään 3D anatomy of the Cretaceous–Paleogene age Nadir Crater. Kuten artikkelin nimikin sanoo, nyt käytössä oli aiempaan nähden paljon parempaa seismistä mittausaineistoa. Se mahdollistaa koko kraatterin ”näkemisen” kolmiulotteisena kohteena.

Kirjoittajakaartia oli myös vahvistettu parilla kraatteritutkimuksen korkeimman kunnianosoituksen eli Barringer-mitalin voittajalla. Vaikka tekijöiden nimilista ei annakaan minkäänlaisia takeita itse tutkimuksen laadusta, on kuitenkin ihmiselämän rajallisen ajan puitteissa ainakin omalla kohdallani lähestulkoon väistämätöntä, että loppumattomasta tutkimusartikkelien virrasta tulee tarkempaan syyniin poimittua sellaisia, joissa on paitsi kiinnostava aihe, myös mukana tutkijoita, jotka ainakin aiemmin ovat onnistuneet tekemään laatutyötä. Siksikin myös tämä uudempi Nadir-tutkimus herätti kiinnostusta.

Uusien seismisten tulkintojen mukaan Nadirin läpimitta on noin 9,2 km. Se on paikoin hieman kulmikas, mutta pääsääntöisesti hyvinkin pyöreä rakenne. Tämä on siis se varsinainen Nadirin kraatteri. Sitä ympäröivä 22–24 km:n läpimittainen kehämäisesti kraatteria kiertävien normaalisiirrosten kirjoma alue muodostaa ns. ulkokraatterin. Sen Nicholson kollegoineen tulkitsi samanlaiseksi matalaksi ulkokraatteriksi, jollainen on aiemmin paikallistettu kerrokselliseen kohteeseen syntyneistä kraattereista. Tällainen tilanne muodostuu mm. silloin, kun kovan peruskallion päällä on vetistä sedimenttiä. Tunnetuin esimerkki on Ruotsin Lockne. Toinen ympäristö, jossa tällainen konsentrinen kraatteri voi syntyä, on Kuu, jossa löyhä regoliitti peittää ehjempää kallioperää. Kuun tapauksessa tällaiset kraatterit tosin ovat regoliittikerroksen ohuudesta johtuen hyvin pieniä.

Nadirissa on vaikkapa Lockneen verrattuna erilaista se, että sisä- ja ulkokraatteria erottaa selvästi näkyvä ja varsin perinteinen kraatterin reuna. Nadirin tapauksessa ei siis jää epäselvyyttä kraatterin varsinaisesta läpimitasta, joka Locknen ja muiden kuluneempien konsentristen kraatterien kohdalla on aiheuttanut ajoittain vilkastakin keskustelua. Takaisin kraatteriin syöksyvän sedimentti- ja breksialillingin kaivertamat hyökyuomat (engl. resurge gullies) ovat myös Nadirin seismisessä tulkinnassa nähtävissä tarjoten kiinnostavan vertailukohdan Locknelle ja sen sukulaiskraattereille.

Yksityiskohtainen seisminen aineisto suo lisäksi mahdollisuuden tutkia tarkasti Nadirin monia kiinnostavia rakennegeologisia piirteitä, jollaisia kutakuinkin kaikissa kompleksikraattereissa on syntynyt, mutta joita kraatterien kuluneisuuden, peittymisen ja piirteettömän kohdekallioperän vuoksi on päästy tutkimaan hyvin harvoin. Rakenteet loivatkin perusteet Nicholsonin ryhmän uudelle arviolle törmäyskulmasta ja kappaleen tulosuunnasta. Heidän näkemyksensä mukaan asteroidi tuli itäkoillisesta ja törmäsi loivalla, alle 30°:n kulmalla. Tämä johti siihen, ettei kraatteria ympäröivä tektonisen muodonmuutoksen vyöhyke muodostunut symmetriseksi: Nadirin itäpuolella ulkokraatteri jää kapeammaksi, eikä kauempana idässä havaita enää törmäykseen liittyviksi tulkittuja rakenteita, toisin kuin ulkokraatterin länsi-, pohjois- ja eteläpuolilla. Nadirin rakennegeologiassa nähdään siis törmänneen kappaleen tulosuunnassa samantapainen katvealue kuin muilla planeetoilla nähtävien ja laboratoriossa aikaansaatujen vinojen törmäysten heittelekentissä esiintyvä ”kielletty vyöhyke”.

Geofysikaalisia törmäystodisteita?

Nadir on kiistatta erittäin kiinnostava rakenne, ainakin jos nyt ylipäätään kraattereista pitää. Törmäyskraatteritutkimuksen ja etenkin aiheesta uutisoinnin kannalta siinä on kuitenkin pari suurehkoa ongelmaa.

Ilmeisin hankaluus on tietenkin se, ettemme oikeasti tiedä, onko Nadir törmäyskraatteri vai ei. Alalla yleisesti hyväksyttyjen pelisääntöjen mukaan tarvitaan kiistattomia todisteita šokkimetarmorfoosista tai maapallon ulkopuolisesta kiviaineksesta, jotta kohde voidaan hyväksyä törmäysrakenteeksi. Nadirista ei ole saatavilla kiviä, joten siitä ei ole törmäystodisteitakaan.

Artikkelissa Nicholson kollegoineen kävi läpi liudan muita selitysvaihtoehtoja Nadirin synnylle, sekä niiden seismisiä ilmenemismuotoja. Ne joutuivat yksi toisensa jälkeen tyrmätyiksi. Nadirissa seismisesti havaitut piirteet eivät luontevasti selity muuten kuin asteroiditörmäyksellä.

Normaalisti geofysikaalisten törmäysviitteiden käsittelyä ei olisi tutkimusartikkelissa tämän pidemmälle viety. Nicholsonin ryhmän uusi artikkeli kuitenkin ottaa jo tiivistelmässään käyttöön amerikkalaisista lakituvista tutun puheenparren: ”…3D seismic data …demonstrates beyond reasonable doubt that the crater-forming mechanism was a hypervelocity impact.”  Heidän mukaansa kolmiulotteinen seimologinen tulkinta ei siis jätä varteenotettavaa epäilystä siitä, etteikö Nadir olisi törmäyskraatteri. Artikkelin leipätekstissä asia muotoillaan hieman pidemmin: ”…3D imaging provides a complete set of near-diagnostic features which require an impact origin to explain.” Erityisen mielenkiintoinen on heidän ehdotuksensa, jonka mukaan Nadirin kaltaiset poikkeuksellisen kattavasti ja tarkasti seismisin menetelmin tutkitut rakenteet, jotka näyttävät törmäyskraattereilta, pitäisi sellaisiksi myös kraatteritietokannoissa hyväksyä: ”… we propose that there can be extraordinary cases where clear imaging of these features using high-resolution seismic data could be viewed as sufficient to classify a structure as an impact crater and that such high-confidence cases merit inclusion in crater databases.”

Samaan aikaan toisaalla

Nicholsonin ryhmän ehdotus siitä, että seismiset todisteet riittäisivät törmäyskraatteriksi hyväksymiseen tulee sikäli mielenkiintoiseen aikaan, että The Meteoritical Societyn kraattereiden tunnistuskriteereitä määrittelevä törmäyskraatterikomitea julkaisi kesällä ensimmäisen väliraporttinsa lyhyen kokousabstraktin muodossa. Voisin veikata, etten ollut suinkaan ainut törmäyskraattereiden ja šokkimetamorfoosin pauloissa pidempään ollut ihminen, joka hieraisi silmiään nähdessään todisteeksi kelpaavien asioiden listan. Vielä varsin heikosti tunnetut ja vain muutaman ryhmän tarkemmin tutkimat sulkarakenteet (engl. feather features) ovat hieman yllättäen mukana. Samoin ovat tasomurtumat (engl. planar fractures), joita perinteisesti ei yksinään ole pidetty riittävänä todisteena.

Todistelistan puutokset ovat vielä säväyttävämpiä. Poissa ovat sulamatta syntyneet törmäyslasit, eli etenkin diaplektinen kvartsilasi ja maskelyniitti. Samoin listasta puuttuu mikroskoopissa kukkakaalimaiselta näyttävä ballen-silika, jonka asema kiistattomana törmäystodisteena on tosin vaihdellut aiemminkin.

Ehkä näkyvin muutos aiempaan on kvartsin korkeapainemuotojen coesiitin ja stishoviitin, samoin kuin törmäystimanttien uupuminen uudesta listasta. Toki timantteja syntyy etupäässä muutoin kuin törmäyksissä ja coesiittia esiintyy niin sanotun ultrakorkean sisäsyntyisen paineen metamorfisissa kivissä. Kraatterikomitea vetää kuitenkin kaikesta päätellen kiihkomielisen puhdasoppista linjaa. Mineraalin tai deformaatiopiirteen esiintymisympäristöllä ei näyttäisi olevan merkitystä, ainoastaan sillä, voiko kyseinen mineraali tai piirre syntyä muutoin kuin šokkimetamorfoosissa. Näin siitäkin huolimatta, että puusilmäisinkin toisen vuoden geologian opiskelija kykenee erottamaan sisäsyntyisten voimien synnyttämän ultrakorkean paineen eklogiitin törmäyksen runtelemasta graniitista tai hiekkakivestä.

Kraatteritutkijoita on muiden geologien tapaan moneen junaan. Nicholsonin ryhmässä on etenkin geofyysikoita, rakennegeologeja ja mallintajia, jotka ovat tutkineet myös muiden taivaankappaleiden kraattereita. Meteoritical Societyn kraatterikomiteassa puolestaan enemmistönä istuvat lähinnä mineralogeiksi luokiteltavat kraatteritutkijat. Mielenkiintoisesti Maan kraattereiden rakennegeologisten piirteiden johtava tutkija Thomas Kenkmann kuuluu niin Nicholsonin ryhmään kuin kraatterikomiteaankin.

Jos veikata pitäisi, olisin valmis pistämään ihan paperirahaa likoon sen puolesta, että ainakaan läheisessä tulevaisuudessa seismisiä ”todisteita” ei hyväksytä osoittamaan kraatterikandidaatin syntyneen asteroiditörmäyksen seurauksena. En oikein jaksa uskoa, että asiasta syntyy edes merkittävää keskustelua. Tämä on sinänsä sääli, koska ainakin itse olen vakuuttunut Nicholsonin ryhmän tulkinnasta. Sikäli kun Nicholsonilta ja kumppaneilta ei ole jokin oleellinen alueellisen geologian piirre jäänyt huomiotta, Nadirille ei vain ole muutakaan järjellistä selitystä kuin törmäys.Toisaalta ymmärrän kyllä myös kraatterikomitean halun pitää Maan todistettujen törmäyskraattereiden luottelon mahdollisimman puhtaana. Pahoin vain pelkään, että väliraportissa esitetyn kaltainen tiukkaakin tiukempi linja sotkee tilannetta. Moni geologi, myös kraatteritutkija, on tottunut vannomaan geologisen kontekstin merkityksen nimiin: ”context is everything”. Vaikeaksi menee, jos tämä hyväksi havaittu oppi pitääkin nyt unohtaa, mikäli haluaa pyrkiä todistamaan kraatterikandidaatin kosmisen alkuperän. Ehdotuksessa häiritsee myös se, että todisteeksi yhä kelpaavien šokkilamellien indeksointiin tarvittavia mikroskoopin lisälaitteita, niin sanottuja U-pöytiä, on nykypäivänä äärimmäisen vaikea löytää, eikä niiden käyttöä enää yliopistoissa opeteta. Merkittävä osa U-pöytiä käyttävistä kraatteritutkijoista istuu kraatterikomiteassa. Sen sijaan esimerkiksi coesiitti pystytään tunnistamaan nykyisillä analyysilaitteilla eri puolilla maailmaa, vaikkei aivan helppoa toki sekään ole. Minua voi perustellustikin kutsua vainoharhaiseksi, mutta jos komitean esitys menee läpi, kraattereita pystyy jatkossa ”virallisesti” todistamaan entistäkin pienempi joukko akateemisen asemansa jo enimmäkseen sementoineita eurooppalais- tai pohjoisamerikkalaistaustaisia tutkijoita.Toinen vaihtoehto olisi, että vaikkapa vuosikymmeniä konteksti huomioiden idioottivarmana törmäystodisteena pidetty coesiitti hyväksyttäisiin jatkossakin. Tämä osaltaan mahdollistaisi sen, että kraattereita voisivat vakavasti tutkia muutkin kuin samat proffat kuin aina ennenkin. Sikäli kun tutkimusetiikka ja vertaisarviointi olisivat kunnossa, mitään suurempaa ongelmaa ei jatkossa olisi, kuten ei ole tähänkään mennessä ollut.

Nadirin ikä?

Nadirin kiistattomien törmäystodisteiden puute käy nopeasti selväksi, kun Nicholsonin ryhmän artikkeleita vain vilkaiseekin. Aiheesta kirjoitetuista uutisista tämä ei tietenkään ilmene, vaan kraatteria pidetään varmana tapauksena.

Toinen itseäni häiritsevä piirre Nadir-uutisoinnissa on sen ikä. Tämän syksyn jutuissa epävarmuus iästä on onneksi yleensä mainittu, mutta sen ei kuitenkaan ole annettu häiritä Nicholsonin ja kumppaneiden hyvää tarinaa Chicxulubin pikkuveljestä. Korostetaanpa kuitenkin yksinkertaista tosiasiaa: koska yhtään näytettä Nadirista ei ole, ei sen ikää tietenkään voida määrittää sen paremmin mikrofossiileilla kuin radioaktiivisuuteen perustuville menetelmilläkään.

Pelkästään etäältä katsomalla ei geologisen kohteen iästä voi sanoa juuri mitään. Nadiria ympäröivällä alueella tosin on tehty muutamia kairauksia, joiden perusteella on voitu suurin piirtein määritellä, mikä seismisessä mittausaineistossa näkyvä kerros vastaa mitäkin ikää. Kuten tutkijat itsekin vuoden 2022 artikkelissaan toteavat, seismisen datan laatu lähellä tutkimuskairauksia on kuitenkin melkoi heikko. Liitukauden viimeinen kerros saadaan kyllä korreloitua seismisen datan kanssa, mutta hiemankaan sitä vanhempien kerrostumien kohdalla ongelmia riittää. Korrelointi voi siis lähteä heti kättelyssä väärille raiteille.

Ikäarvioissa voi tämän myötä Nicholsonin ryhmän mukaan olla vähintään 500 000:n ja korkeintaan 800 000 vuoden virhe.  On toki tilastollisesti epätodennäköistä, että hiljaisen asteroidipommituksen aikana liitu- ja paleogeenikausien rajamailla vain reilu puoli miljoonaa vuotta parisataakilometrisen Chicxulubin kraatterin jälkeen tai sitä ennen syntyy yhdeksänkilometrinen kraatteri ilman että niillä on minkäänlaista yhteyttä toisiinsa. Se on epätodennököistä, mutta kaikkea muuta kuin mahdotonta. Kannattaa nimittäin muistaa, että samassa aikahaarukassa Maahan osui huomattavasti Nadirin kappaletta suurempi murikka, eli Boltyshin kraatterin synnyttänyt asteroidi. Se se vasta epätodennäköistä olikin.

Kun ottaa huomioon, ettei Nadirista ole näytteitä eikä siten mitään todellista ikämääritystä ja seismiikkaankin perustuvat arviot voivat olla lähemmäs miljoona vuotta pielessä, tuntuvat tiedotusvälineiden otsikot melkoisen yliampuvilta: ”Toinenkin asteroidi iski maapalloon 66 miljoonaa vuotta sitten”, ”Asteroid that eradicated dinosaurs not a one-off”, ”The asteroid that killed the dinosaurs was not alone” ja ”Scientists discover there wasn’t just one asteroid which killed dinosaurs.”

Kuten jo alussa totesin, ei tämä toki lähelläkään maailmahistorian huonointa kraatteriuutisointia ole. Tylsät faktat ovat kuitenkin ne, ettemme tiedä onko Chicxulubilla ja Nadirilla mitään tekemistä toistensa kanssa, emme tiedä minkä ikäinen Nadir on, emmekä tiedä edes sitä, onko Nadir törmäyskraatteri vai ei. Uutisoinnin pohjalta ihmisten muistiin piirtyy silti vain ajatus siitä, että Chicxulub ei ollutkaan yksin. Täysin huomiota vaille jäävät laajemmat kysymykset siitä, millaiset todisteet tieteessä kelpaavat jonkin hypoteesin vahvistajiksi, tai miten jonkin muinaisen geologisen tapahtuman ikä voidaan määrittää. Ihan oikeisiin ikämäärityksiin perustuvaa jännää havaintoa siitä, että Boltyshin kraatteri syntyi ajallisesti epätodennäköisen lähellä Chicxulubia ei mainittu missään Nadirista lukemassani tämän syksyn uutisessa.

Toivon, että Nadir on aito törmäyskraatteri. Toivon myös, että sen synty on jollain tavoin kytköksissä Chicxulubiin, koska olisihan se tavattoman kiehtovaa. Vielä enemmän toivon kuitenkin sitä, etteivät tutkijat lähtisi lehdistötiedotteissaan markkinoimaan päätelmiä, joiden tueksi itse tutkimuksesta ei kovinkaan painavaa asiaa löydy.

Kenties hartaimmin toivon, että tiedotusvälineiden edustajat eivät aina vain luottaisi sokeasti lehdistötiedotteisiin, vaan edes joskus vilkaisisivat itse tutkimusartikkeliakin. Sen ymmärtäminen, ettei geologiselle kohteelle voida määrittää alkuuknaan luotettavaa ikää ilman minkäänlaista kivinäytettä, ei tarvitse monivuotista geologin koulutusta. Pelkkä hetkellinen terveen järjen käyttö riittää.

---

¹”Lentokyvytön dinosaurus” ei välttämättä ole paleontologien mielestä täysin korrekti termi englannin ilmaukselle ”non-avian dinosaur”, mutta enpä ole onnistunut paikallistamaan parempaakaan suomenkielistä nimitystä. Pääajatuksena tässä on kuitenkin vain jälleen kerran toitottaa, että linnut ovat dinosauruksia, eivätkä siis kaikki dinosaurukset kuolleet liitukauden lopulla sukupuuttoon, vaan elävät yhä keskuudessamme, joskin niiden lajikirjo ja yksilömäärät vähenevät pelottavan nopeasti.

²Oikea translitterointi olisi kai Boltis tai Boltiš (ukrainaksi Бо́втиська запа́дина, venäjäksi Болтышский кратер), mutta noudatan Maan kraatterien nimissä samaa periaatetta kuin muidenkin aurinkokuntamme kappaleiden pinnanmuotojen nimien kohdalla, eli niitä ei lähdetä suomentamaan tai translitteroimaan suomeksi, vaan käytetään nimeä siinä muodossa kuin se puolivirallisissa luetteloissa esiintyy.

³Koska Nadir on syvällä sedimenttikerrosten alla, kraatterin morfologiset piirteet kuten kohonnut reuna tai keskuskohouma pitää ymmärtää suhteessa ympäröiviin sedimenttikerrostumiin – merenpohjassa ei nykyisin törrötä minkäänlaista nyppylää sen paremmin kuin painaumaakaan Nadirin kohdalla.

---

Kauniit maapallon renkaat ja Fennoskandian kraatterit

1.10.2024 klo 04.34, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: asteroidit , Kraatterit , Maa , Meteoriitit , Mikrofossiilit , Suomi , Törmäykset

Useimpien tähtiharrastajan mielestä planeetoista kaunein on Saturnus. Sen renkaat ovat kiehtoneet tutkijoita Galileo Galilein (1564–1642) päivistä alkaen ja innoittaneet taiteilijoita Chesley Bonestellista (1888–1986) Kari Peitsamoon (1957–). Saturnus ei kuitenkaan ole renkaineen yksin, sillä 1970-luvulta lähtien myös muiden jättiläisplaneettojen ympäriltä löydettiin renkaita. Sittemmin kahden Saturnuksen ja Uranuksen välimaastossa kiertävän kentaurinkin – Chariklon ja Chironin – on todettu olevan jonkinlaisten rengasjärjestelmien ympäröimiä.

Maankaltaisilla planeetoilla ei renkaita nykyisin ole. Esimerkiksi muinaiselle Marsille sellaisia on dynaamisten mallien perusteella kuitenkin tarjottu. Kuu- ja kraatteritutkimuksen historian ystävät muistanevat myös G. K. Gilbertin (1843–1918) ajatuksen Maata muinoin kiertäneestä renkaasta, josta syntyi Kuu. Tämä ei tietenkään periaatteessa ole kovinkaan kaukana nykyisin suosituimmasta teoriasta Kuun synnylle. Yleisiä vakavasti otettavat ehdotukset maankaltaisia planeettoja ammoin ympäröineistä renkaista eivät silti ole koskaan olleet.

Syyskuussa kansainvälinen tiedemedia tuuttasi kuitenkin uutisia maapalloa ordoviikkikaudella mahdollisesti kiertäneestä renkaasta. Suomessakin ainakin muutama lehti ja verkkosivusto noteerasi lyhykäisesti asian. Jutuista kuitenkin puuttui pohjoiseurooppalainen näkemys. Tämä oli hiukan valitettavaa, sillä mikäli ajatus ordoviikkikauden renkaasta sattuisi pitämään kutinsa, muuttaisi se käsityksiä lähialueidemme törmäyskraatterien alkuperästä. Ja saattaisipa sillä olla vaikutuksensa siihenkin, mitä eräistä Suomen kraattereista ajateltaisiin.

Ennen rengashypoteesiin pureutumista on kuitenkin syytä pikaisesti vilkaista, millainen oli se planeetta, jota rengas mahdollisesti aikoinaan kiersi.

Ordoviikkikauden maapallo

Tämänhetkisten määritelmien mukaan ordoviikkikautta elettiin noin 485–444 miljoonaa vuotta (Ma) sitten. Planeettamme oli tuolloin hyvin erilainen paikka kuin nykyisin. Meret kuhisivat elämää, esimerkiksi erilaisia oikosarvia ja trilobiittejä. Mantereet kuitenkin olivat vielä lähes täysin autioita, sillä maakasvien evoluutio oli edennyt vasta ensimmäisiin varovaisiin sammaleiden kaltaisiin kokeiluihin.

Evoluution kannalta merkittävin ordoviikkikautta luonnehtiva piirre on elämän erittäin voimakas monimuotoistuminen. Tämä tunnetaan nimellä Great Ordovician Biodiversification Event (GOBE)¹. Aiemmin ajateltiin, että monimuotoistuminen olisi ollut jonkinlainen piikki ordoviikkikauden keskivaiheilla. Nyttemmin alaa on vallannut näkemys, jonka mukaan GOBE koski lähes koko ordoviikkikautta, mutta keskiordoviikin tienoilla monimuotoistuminen olisi ollut kaikkein nopeinta.   

Nykyisten mantereiden edeltäjät sijaitsivat ordoviikkikaudella suurelta osin päiväntasaajan tuntumassa ja eteläisellä pallonpuoliskolla. Ainakin eteläistä Fennoskandiaa ja Baltiaa, Suomen eteläosa mukaan luettuna, peitti suurelta osin matala meri. Esimerkiksi eteläiseen Ruotsiin kerrostui tuolloin runsaasti kalkkikiviä.

Ordoviikkikausi alkoi paljon nykyistä lämpimämmässä ilmastossa. Kauden lopulla oli puolestaan kylmempää kuin koskaan viimeisen 540:n miljoonaan vuoden aikana. Ilmakehän happipitoisuuskin vaihteli rajusti: ordoviikkikauden alussa se oli vain 12 %:n tuntumassa, mutta kohosi eräiden tutkijoiden mukaan myöhemmin nykyistä 21 %:n tasoakin korkeammaksi.

Vaikka elämän monimuotoistuminen olikin lähes koko ordoviikkikauden hallitsevin piirre, kauden lopun Hirnant-ajan (noin 445–444 Ma) lyhyt jäätiköityminen osuu yksiin erittäin suuren joukkosukupuuton kanssa. Se oli ensimmäinen viidestä suuresta tunnetusta joukkosukupuutosta² ja eliöiden kannalta toiseksi pahin.

Ordoviikkikauden joukkotuho oli kaksivaiheinen. Ensimmäisen vaiheen on yleensä oletettu johtuneen nopeasta jääkauden alkamisesta ja siihen liittyneestä hyvin voimakkaasta merenpinnan laskusta. Toinen isku olisi tullut, kun ilmasto lämpeni nopeasti uudelleen. Tästä, kuten kaikista muistakin joukkotuhoista, on kuitenkin lukemattomia eri teorioita, eikä syiden ja seurausten erottaminen toisistaan ole alkuunkaan yksinkertaista.

Ordoviikkikauden meteoriittisade

Viimeiset liki 30 vuotta on ollut selvää, että ordoviikkikaudella tapahtui taivaalla jotain tavallisuudesta poikkeavaa. Etelä-Ruotsin kalkkikivilouhoksista alkoi nimittäin 1980-luvun lopulla ja sitten systemaattisemmin 1990-luvun puolivälistä alkaen löytyä runsaasti fossiilisia meteoriitteja ja mikrometeoriitteja. Niiden koostumus on satojen miljoonien vuosien kuluessa muuttunut lähes täysin, mutta kromiitti-niminen (Fe²⁺Cr³⁺₂O₄) poikkeuksellisen kestävä mineraali on säilynyt lähes yhtä tuoreena kuin yli 450 miljoonaa vuotta sitten.

Kromiittirakeiden kemiallista ja isotooppikoostumusta tutkimalla on saatu selville, etteivät ordoviikkikauden merenpohjan kalkkiliejuun päätyneet meteoriitit ja mikrometeoriitit edustaneet satunnaista otantaa eri meteoriittityypeistä. Päin vastoin, lähes kaikki ovat alkujaan tavallisia kivimeteoriitteja, tarkemmin sanottuna L-tyypin kondriitteja. Poikkeuksellista on myös niiden määrä: ordoviikkikauden sedimenteissä on mikrometeoriitteja 2–3 kertaluokkaa enemmän kuin muina aikoina kerrostuneissa kivissä. Etenkin Lundin yliopiston geologian professori Birger Schmitzin johdolla tehdyissä tutkimuksissa on myös selvinnyt, että kyseessä ei ole mikään ruotsalainen kummajainen, vaan ilmiö on maailmanlaajuinen.

Samaan aikaan myös törmäyskraatteritutkimus edistyi. Etenkin pieniä kraattereita on erittäin hankala ajoittaa, mutta mikrofossiilianalyysien perusteella yhä useampi yleensä pienehkö kraatteri niin Pohjois-Euroopassa kuin muuallakin maailmassa paljastui ordoviikkikautiseksi. Ordoviikkikautisia kraattereita tunnetaankin suhteettoman paljon. Erityisen kiinnostava tässä mielessä on Keski-Ruotsissa sijaitseva Lockne, joka on paitsi iältään ordoviikkikautinen, myös luultavasti L-kondriittiasteroidin synnyttämä (vaikka toki muutakin on esitetty). Lockne on toistaiseksi ainoa ordoviikkikauden kraatteri, jonka synnyttäneen kappaleen koostumus on edes kohtalaisella varmuudella saatu selvitettyä.

Mikrometeoriittien, L-kondriittien ja törmäyskraatterien tutkimus johti päätelmään, jonka mukaan noin 466 miljoonaa vuotta sitten L-kondriittien emäkappale hajosi asteroidivyöhykkeellä tapahtuneessa suuressa törmäyksessä. Siinä syntyivät Flora-ryhmän asteroidit, joilla on ratadynamiikan vuoksi taipumus päätyä Maan kiertorataa leikkaaville radoille. Tämän seurauksena keski- ja myöhäisordoviikkikaudella Maahan – ja oletettavasti myös muille planeetoille sisemmässä aurinkokunnassa – satoi poikkeuksellisen runsaasti niin pieniä kuin suuriakin L-kondriitteja. Hypoteesin mukaan tämä heijastuu vielä nykyaikaankin, sillä L-kondriitit ovat yleisimpiä kaikista havaituista meteoriittien putoamisista.

Tämä osuus hypoteesista on ollut ainakin kraatteritutkijoiden parissa varsin laajalti hyväksytty, vallankaan kun kukaan ei ole oikein mitään muutakaan järkevältä vaikuttavaa osannut ehdottaa. Paljon kiistanalaisempi on sitten ehdotus, jonka mukaan ordoviikkikauden kiihtyneen pommituksen ja elämän räväkän monimuotoistumisen välillä olisi syy-yhteys. Hypoteesin pääidea on, että vaikka todella suuret törmäykset ovat tietysti elämän kannalta haitallisia, kuten muun muassa lentokyvyttömät dinosaurukset 66 miljoonaa vuotta sitten hävittänyt Chicxulubin törmäys Meksikossa osoitti, pienempien törmäysten pidempään jatkuva vyöry luo runsaasti uudenlaisia ekologisia lokeroita, jotka mahdollistavat nopean evoluution.

Ordoviikkikauden rengas?  

Syyskuussa Earth and Planetary Science Letters -lehdessä julkaistu Andrew G. Tomkinsin, Erin L. Martinin ja Peter A. Cawoodin artikkeli Evidence suggesting that earth had a ring in the Ordovician haastoi viimeisten vuosikymmenten käsitykset ordoviikkikauden kivisateesta. Australialaistutkijoiden artikkeli nimittäin esittää, että kaukana asteroidivyöhykkeellä tapahtuneen L-kondriittien emäkappaleen hajoamisen sijasta säpinää oli paljon lähempänä.

Tomkinsin ryhmän hypoteesin mukaan vähintään 10,5–12,5 km:n läpimittainen L-kondriittinen asteroidi joutui 466 miljoonaa vuotta sitten liian lähelle Maata. Tässä tapauksessa ”liian lähelle” tarkoittaa Maan Rochen rajan sisäpuolta.³ Tomkinsin artikkelin mukaan kunnolliselle kiinteälle L-kondriittiasteroidille Rochen raja olisi 3100 km, löyhälle kivikasalle puolestaan noin 15 800 km.

Rochen rajan sisäpuolella oleva pienempi kappale hajoaa suuremman aiheuttamien vuorovesivoimien vuoksi. Niinpä Maa repi L-kondriittiasteroidin palasiksi. Kappaleet eivät suinkaan syöksyneet suoraan Maahan, vaan taivaanmekaniikan lakien mukaisesti niistä muodostui ajan saatossa rengas Maan päiväntasaajan tasoon. Sieltä ne hiljalleen seuraavien kymmenien miljoonien vuosien saatossa putoilivat alas. Isot kappaleet synnyttivät kraattereita, ja osa pienemmistä hautautui matalan meren pohjalle kalkkiliejuun odottamaan Birger Schmitzin saapumista paikalle.

Mutta jos kerran rengas oli päiväntasaajan kohdalla, kuinka meillä on ordoviikkikautisiksi määriteltyjä kraattereita yhteensä 21 kappaletta esimerkiksi Pohjois-Euroopassa ja Kanadan pohjoisosissa? Lisäksi näillä alueilla on joukko kraattereita, joiden iät tiedetään hyvin huonosti, mutta jotka voisivat olla ordoviikkikautisia.

Apuun tulee laattatektoniikka. Kuten alussa totesin, ordoviikkikaudella mantereet olivat enimmäkseen päiväntasaajan tuntumassa tai syvällä eteläisellä pallonpuoliskolla. Rengaskappaleiden valtaosan putoamiseen kitkan ja vuorovesivoimien vaikutuksesta kuluu muutama kymmenen miljoonaa vuotta, eivätkä litosfäärilaatat vielä siinä ajassa ennättäneet liikkua järin kauas.

Australialaistutkijoiden ajatus on siinä mielessä mukava, että sitä voi testata, kuten he tietysti tekivätkin. Aluksi he tutkivat, missä maapallolla on alueita, joilla olisi voinut syntyä ja säilyä ordoviikkikautisia kraattereita. Sitten he katsoivat kuuden varsin yhtäpitäväksi osoittautuneen laattatektonisen rekonstruktion pohjalta tällaisten alueiden sijainnit ordoviikkikaudella. Jos kraattereita synnyttävät kappaleet tulisivat suoraan asteroidivyöhykkeeltä, pitäisi niitä olla satunnaisesti siellä sun täällä. Jos taas ne ovat peräisin Maata kiertäneestä renkaasta, pitäisi niiden sijaita alueella, joka ordoviikkikaudella oli suunnilleen päiväntasaajalla.

Lopputulos oli, että ordoviikkikautisten kraatterien jakauma on kaikkea muuta kuin satunnainen. Tomkinsin ryhmä määritteli, että ”lähellä” päiväntasaajaa tarkoittaa korkeintaan kolmenkymmenen asteen etäisyyttä siitä. Juuri tuonne päiväntasaajan ”lähelle” ordoviikkikautiset kraatterit sijoittuivat. Näin siitä huolimatta, että 70 % alueesta, jonne kraatterit olisivat voineet syntyä ja jossa ne voisivat yhä olla nähtävissä, sijaitsee kauempana päiväntasaajasta. Todennäköisyys sille, että tällainen jakauma syntyisi satunnaisista suunnista tulevien kappaleiden törmäyksistä, on heidän mukaansa suunnilleen yhden suhde 25 miljoonaan. Loton päävoiton osuminen kohdalle on huomattavasti helpompaa, sillä sen todennäköisyys on noin yhden suhde 18,6 miljoonaan.

Australialaistutkijat eivät jättäneet pähkäilyjään tähän. Ordoviikkikausi päättyi Hirnant-ajan jäätiköitymiseen ja eliöiden joukkotuhoon. Ilmaston nopea jäähtyminen on aiheuttanut tutkijoille päänvaivaa, sillä ilmakehän hiilidioksidipitoisuuden on tuolloin päätelty olleen jokseenkin korkea, joten jäätiköitymisen alkamisen pitäisi olla melko vaikeaa. Tomkinsin, Martinin ja Cawoodin mukaan rengas tarjoaa sopivan selityksen. Päiväntasaajan tasossa oleva rengas varjostaa ja jäähdyttää enemmän planeetan talvipuolta. Tämä vaikutus on merkittävämpi kuin renkaasta heijastuvan säteilyn kesäpuolta lämmittävä vaikutus. Lisäviilennystä toisi suuremmista törmäyksistä ilmakehään nouseva pöly. Kun renkaan aines oli enimmäkseen satanut Maahan, lämpötila palasi normaaliksi.

Ajatus renkaan synnyttämästä jääkaudesta on kiinnostava, mutta Tomkinsin ryhmä itsekin myöntää sen olevan tällä hetkellä hyvin pitkälti pelkkää villiä spekulaatiota. Ei ole ollenkaan selvää, riittäisikö rengas ja varsin pienten törmäysten pöly selittämään havaitun hurjan kahdeksan asteen lämpötilan laskun. Toisin päin ajatellen havaittu lämpötilan lasku voi olla lähtöparametrina mahdollisen renkaan ominaisuuksien tarkempaan mallintamiseen joskus tulevaisuudessa.

Rengas sopii Tomkinsin ryhmän mukaan selittämään myös ordoviikkikauden biodiversiteetin kasvun. Hurja lämpötilanvaihtelu pakotti heidän mukaansa lajit nopeaan sopeutumiseen, joten lajiutuminen oli vauhdikasta. Tämä on tosin ristiriidassa sen nykykäsityksen kanssa, että biodiversiteetti kasvoi ripeästi (lähes) koko ordoviikkikauden ajan ja oli nopeimmillaan keskiordoviikin paikkeilla eikä sen lopussa. Hypoteesi onkin tältä(kin) osin ainakin näin maallikon silmin erittäin rohkea. Oletan paleontologien olevan jo kirjoittamassa artikkeleita, joissa he osoittavat sen mahdottomaksi.

Suomalainen näkökulma

Kuten yllä olevasta kartasta ilmenee, suomalaisten täytyy lähteä Ruotsiin tai Hiidenmaalle nähdäkseen kraatterin, joka australialaistutkijoiden mukaan syntyi rengaskappaleen törmäyksestä. Kartassa on kuitenkin mainittu myös muutama mahdollinen suomalaiskraatteri, jotka voisivat olla ordoviikkikautisia.

Summasesta tiedetään toistaiseksi niin vähän, että se voi olla melkeinpä minkä ikäinen tahansa. Saarijärven ikä-arvio riippuu puolestaan täysin siitä, keneltä asiasta kysyy. Itse olen ollut taipuvainen pitämään sitä kambrikautisena (539–485 Ma) tai nuorempana, joten ordoviikki olisi myös mahdollinen. Toiset tutkijat puolestaan ovat pitäneet sitä kambrikautta vanhempana. Summasesta tai Saarijärvestä ei siis nykytietojen hataruuden vuoksi oikein ole suomalaiseksi rengaskappaleen synnyttämäksi kraatteriksi.

Ahvenanmaan Lumparn sen sijaan voi hyvin olla ordoviikkikautinen. Näin Geologian tutkimuskeskuksessa Fennoskandian ja Baltian kraattereita aikoinaan erittäin ansiokkaasti tutkinut Andreas Abels kollegoineen esitti. Yleistä hyväksyntää hänen tulkintansa ei kuitenkaan ole saanut, vaikka Abelsia tarkempaa analyysiä ei kukaan ole tehnyt.

Manner-Suomessakin on yksi mahdollinen ordoviikkirenkaan synnyttämä törmäyskraatteri, vaikka se Tomkinsin ja kollegoiden kartasta kokonaan puuttuukin. Petäjävedellä sijaitseva Karikkoselkä mainitaan nimittäin arvovaltaisissa kraatteriluetteloissa yleensä noin 260–230 Ma:n ikäiseksi, eli permi- tai triaskautiseksi. Itse olen kuitenkin hyvin vahvasti taipuvainen uskomaan Andreas Abelsia, joka etenkin Anja Arkonsuon ja Anneli Uutelan tutkimusten perusteella päätyi pitämään sitä ordoviikkikautisena. Omasta mielestäni sen ikä on jopa vankemmalla pohjalla kuin Lumparnin ordoviikkikautinen ikä. Syystä tai toisesta Abelsin perusteltu tulkinta on kraatterilistoja tehtäessä kuitenkin päätetty jättää kokonaan huomiotta. ”Virallisesti” Karikkoselkä siis ei ole voinut syntyä Maata kiertäneestä renkaasta pudonneesta kappaleesta, mutta ainakin itse aion seuraavan kerran kauniilla Karikkoselällä käydessäni pitää tämän ajatuksen mielessäni.

Mitä unohtui?

Australialaistutkijoiden artikkelista ei omiin silmiini osunut mitään sellaista, joka lähtökohtaisesti olisi täysin pielessä tai erittäin epäilyttävää. Parin mahdollisen ongelmakohdan huomiotta jättäminen oli kuitenkin merkillepantavaa. Ensinnäkään maapallon tunnistettujen törmäyskraatterien jakauma ei välttämättä erityisen tarkasti noudata niiden todellista jakaumaa. Niitä on säilynyt eniten vanhan vakaan kallioperän alueella, ja tämä luonnollisesti aivan oikein heijastuu kraatterikartoissa.

Jakaumaa kuitenkin vääristää se, että kraattereita on löydetty sieltä mistä niitä on etsitty, eli Pohjois-Euroopasta, Pohjois-Amerikasta ja Australiasta. Etelä-Amerikka, Aasia (Venäjä poislukien) ja Etelä-Afrikan pohjoispuolinen Afrikka ovat kraattereiden näkökulmasta pahasti alitutkittuja. Etelä-Amerikka ja Afrikka ovat juuri niitä alueita, jotka olivat ordoviikkikaudella kauempana päiväntasaajasta ja joilla ei ole ainuttakaan edes kohtalaisella varmuudella ordoviikkikautiseksi tulkittua törmäyskraatteria. Olisiko sitten, jos niitä olisi tosissaan etsitty? Tämä alueellinen vääristymä kraatterien jakautumassa on yleisesti tunnettu ongelma, joten on hieman erikoista, ettei artikkelissa viitattu siihen sanallakaan.

Toinen mahdollinen ongelmakohta, joka itseäni jäi mietityttämään, koskee itse rengaskappaleiden aiheuttamien törmäysten fysiikkaa. Perinteisissä törmäyksissä törmäysnopeus on vähintään Maan pakonopeuden verran, eli 11 km/s. Yleisin kraattereita Maahan muodostava nopeus on noin 17 km/s. Nopeudet ovat niin suuria, että ne synnyttävät kohdeainekseen šokkiaallon ja sen myötä itse kraatterin ja havaittavat šokkimetamorfiset törmäystodisteet. En tiedä, millä nopeudella hypoteettisen renkaan kappaleet kiertäisivät, mutta nopeuden täytyy olla jossain matalan kiertoradan satelliittien ja geostationääristen satelliittien nopeuden välillä, eli noin 8–3 km/s. Rengaskappaleet ovat lisäksi kohtalaisen pieniä, joten niiden pudotessa Maan ilmakehä hidastaa niitä huomattavasti. Artikkelissa ei tähänkään otettu kantaa, mutta itse olisin varsin huolissani siitä, kuinka noin alhaisilla nopeuksilla saadaan aikaiseksi havaitunkaltaisia kraattereita. Ehkäpä Tomkins kollegoineen palaa näihin kysymyksiin joskus tulevaisuudessa.

Villien ideoiden riemu

Luonnontiedettä ja erityisesti niitä aloja, joilla ei lyödä rahoiksi tai voiteta Nobeleita, leimaa oman näppituntumani mukaan usein jonkinmoinen varovaisuus ja konservatiivisuus. Tämä tietysti kuuluu vertaisarvioidun nykytieteen perusolemukseen ja on lähtökohtaisesti erittäin hyvä juttu. Muutoin täyttä humpuukia julkaistaisiin tieteen nimissä vielä paljon enemmän kuin nykyään tehdään. Se on kuitenkin tiedefaninkin myönnettävä, että rohkeat pelinavaukset ovat aika vähissä.

Siinä mielessä Tomkinsin, Martinin ja Cawoodin uusi tutkimus on erittäin virkistävä. Etenkin artikkelissa hyvin lyhyesti esitetyt spekulaatiot Maan hypoteettisen renkaan vaikutuksista ordoviikkikauden elämän monimuotoisuuden lisääntymiseen ja Hirnant-ajan jäätiköitymiseen nostavat paleontologien ja paleoklimatologien parissa aivan varmasti asiaankuuluvan äläkän. Perinteisen teesi–antiteesi–synteesi -kierron läpikäynti sitten joko johtaa johonkin uuteen näkemykseen ordoviikkikauden törmäyksistä tai sitten ei. Joka tapauksessa australialaisryhmän artikkeli pakottaa muutkin tutkijat ajattelemaan Maan törmäyshistoriaa hieman uudesta vinkkelistä. Se itsessään on tärkeä askel eteenpäin ihan riippumatta siitä, oliko Maalla ordoviikkikaudella rengas vai ei.

---

¹Kuten tässä blogissa monesti aiemminkin, taas joudutaan elämään ilman vakiintunutta suomalaista termiä. Puhutaan siis paremman puutteessa vain GOBEsta ja elämän monimuotoistumisesta.

²Tietysti nykypäivänä pitäisi puhua kuudesta suuresta joukkotuhosta, koska käynnissä oleva ihmisen aiheuttama eliölajien ja -sukujen häviämisvauhti vastaa viiden aiemman tuhotahtia. ”Big Five” on kuitenkin aika vakiintunut käsite, joten mennään vielä toistaiseksi sillä.

³Tarkkaan ottaen Rochen raja koskee vain kappaleita, joita pitää koossa ainoastaan niiden oma vetovoima. Käytännössä kuitenkin Rochen rajasta puhutaan myös kiinteämpien kappaleiden yhteydessä, joilla lujuusominaisuudet ovat merkittäviä.

---

Muokkaus 4.10.2024: Korjattu älytön näppäilyvirhe, eli tekstissä luki yhdessä kohtaa ”litosfäärivoimien” vaikka piti tietysti lukea ”vuorovesivoimien”. Kaikkea sitä aamuyön pimeinä tunteina tuleekin kirjoiteltua…

---

Marsin syväpohjavesi

31.8.2024 klo 23.48, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: geofysiikka , Maanjäristykset , Mars , Vesi

Marsin vesi on ollut lukemattomien kiihkeiden väittelyiden aihe 1800-luvun kanavista alkaen. 1990-luvun lopulla alkaneen ja yhä jatkuvan uuden Mars-huuman myötä NASA otti veden etsimisen päätehtäväkseen. Se on tietysti ohjannut tutkimusta ja sen rahoitusta viime vuosikymmenet. Tämä on johtanut joskus surkuhupaisiinkin tuloksiin.

Valtaosa Marsin veden tutkimuksesta on kuitenkin mainiota perustutkimusta, joka vain ei koskaan saa suurempaa näkyvyyttä osakseen. Tänäkin kesänä julkaistiin lukuisia Marsin vetistä menneisyyttä käsitelleitä artikkeleja, jotka haastavat aiempia käsityksiä. Pari niistä oli omasta mielestäni kiinnostavuudessaan ylitse muiden. Toinen löysi tiensä uutisiin Suomessakin.

Mihin Marsin vesi katosi?

1970–80-luvuilla Marsia kartoittaneiden Mariner 9- ja Viking-luotainten kuvien pohjalta selvitettiin, että yli kolme miljardia vuotta sitten Marsissa oli hyvin runsaasti vettä. Pian tutkijat alkoivat kuitenkin ihmetellä, mihin se kaikki on sittemmin häipynyt.

Marsin pinnalla on niin runsaasti todisteita muinaisista sateista, joista, järvistä, jättimäisistä tulvauomista, sisämeristä ja jopa pohjoisesta valtamerestä, että vettä on täytynyt kadota aivan tolkuttomat määrät, sillä tämän päivän Mars on pölisevän kuiva paikka. Hiilidioksidijään kuorruttamiin napajäätiköihin vettä mahtuu hieman. Nykyisessä hiilidioksidikaasukehässä sitä ei ole kuin häivähdys.

Vaihtoehtoja veden kohtaloksi on useita. Yksi suosituimmista on ollut sen katoaminen avaruuteen. Ajatus menee suunnilleen niin, että kun Marsin magneettikenttä ytimen jäähtymisen myötä hiipui, Auringon säteily- ja hiukkaspommitus pääsivät repimään Marsin kaasukehää mukanaan avaruuteen. Tämä yhdistettynä Marsin suhteellisen vähäiseen vetovoimaan olisi hypoteesin mukaan riittänyt hävittämään veden happi- ja vetyatomi kerrallaan. Tutkijat eivät ole kuitenkaan päässeet yksimielisyyteen siitä, kuinka tehokas tämä mekanismi loppujen lopuksi on ollut.

Kuten moni Mars-uutisia satunnaisestikin seuraava tietää, Marsin pinta on ruosteessa. Siitä johtuu sen punainen värikin. Vastaavanlaiset geokemialliset reaktiot ovat yksi mahdollinen selitys hävinneelle vedelle. Vesi olisi siis voinut reagoida Marsin kiviaineksen kanssa ja muodostaa uusia vesipitoisia mineraaleja.

Sellaisia mineraaleja on myös löydetty. Niin Mars-mönkijät kuin kiertolaisetkin ovat havainneet lukuisia vettä muodossa tai toisessa sisältäviä savi-, karbonaatti-, sulfaatti- ja kloridimineraaleja. Havaitut määrät ovat kuitenkin olleet sellaisia, että ilman tarkempaa tietoa niiden esiintymisestä syvemmällä Marsin kuoressa, on koko Marsin muinaisen veden sitominen uskottavasti niihin tuntunut melko vaikealta. Muutama vuosi sitten tämä tulkinta sai kuitenkin uutta pontta, kuten viime huhtikuussa kirjoittelin. Nähtäväksi jää, saako ajatus laajempaa kannatusta tutkijoiden parissa.

Vesi voi tietysti olla myös yksinkertaisesti routana ja maajäänä hieman pinnan alla. Tästäkin on suoria havaintoja, mutta varmimmat esiintymät ovat pieniä ja paikallisia. Lisäksi monien kraatterien ympärillä nähtävät kauniit piparkakkumaiset heittelekentät kertovat, että ainakin niiden syntyaikoina marsperässä oli vettä jossain muodossa, todennäköisesti routana.¹ Epäselvää kuitenkin on, kuinka runsaasti routaa ja jäätä Marsin pinnan välittömässä läheisyydessä vielä esiintyy. Pari vuotta sitten raportoitiin myös, ettei syvemmällä Marsin yläkuoressa kahdeksan kilometrin syvyyteen saakka ole enää tänä päivänä havaittavaa kryosfääriä. Toisin sanoen Marsin kuoren ylimmän kahdeksen kilometrin kivien huokosia ei täytä jää vaan kaasu.

Nykyisen Marsin pinnan olosuhteissa nestemäisenä esiintyvä vesi on mahdottomuus. Hieman pinnan alla tilanne on kuitenkin toinen, etenkin jos veteen on liuennut hieman suoloja. Suuremmat tutkasignaaleista tulkitut vesialtaat Marsin etelänavalla ovat alkuinnostusta seuranneissa jatkotutkimuksissa joko pienentyneet tai hävinneet kokonaan. Vähemmän vetiset tulkinnat ovatkin alkaneet vaikuttaa yhä totuudenmukaisemmilta. Pieniä suolaveden pirskahduksia voi kuitenkin kesäisinä päivinä Marsin päiväntasaajan tuntumassa yhä tapahtua. Marsin muinaisen vesimäärän selittäjäksi näistä pienistä ja aivan pinnassa olevista esiintymistä ei kuitenkaan ole. Marsin pintaosat ovat siis alkaneet vaikuttaa vuosi vuodelta yhä kuivemmilta.

Seisminen löytö

Muutama viikko sitten kuivien Mars-artikkelien putki katkesi, kun Yhdysvaltain tiedeakatemian julkaisusarjassa Proceedings of the National Academy of Sciences julkaistiin Vashan Wrightin johdolla kirjoitettu artikkeli Liquid water in the Martian mid-crust. Wright kalifornailaiskollegoineen mallinsi Marsin järistyksiä vuosina 2018–2022 mitanneen InSight-laskeutujan aineistoa.  InSightin mittauksista saatiin määritettyä P– eli primääri- eli pitkittäisaaltojen nopeus, S– eli sekundääri- eli poikittaisaaltojen nopeus, sekä kokonaistiheys. Wright ja kumppanit muuttelivat Marsin kuorikerroksen parametrejä koettaen saada mallinsa vastaamaan mahdollisimman hyvin InSightin tekemiä havaintoja.

Paras vastaavuus seismisten mittausten ja mallien löydettiin, kun Marsin keskikuoressa, noin 11,5–20 km:n syvyydessä olevan kallioperän raot ja huokoset ovat nestemäisen veden täyttämiä. Syvemmällä raot ovat kallioperän oman painon alla puristuneet kasaan, joten vettä ei voi enää syvemmällä olla.

Syväpohjavettä on Wrightin ryhmän mallinnusten mukaan Marsissa paljon. Todella paljon. Jos InSightin ympäristön 50 km:n säteellä kattava mallinnus kuvaisi tilannetta koko Marsissa, vastaisi se 1–2 km syvää globaalia valtamerta Marsin pinnalla. Tämä riittäisi hyvin selittämään geologien tekemät havainnot, eikä vettä tarvitsisi saada katoamaan avaruuteen.

Geofysikaalisissa malleissa on sellainen hieman harmillinen piirre, etteivät ne koskaan anna yksiselitteistä vastaus, vaan samaan tulokseen voidaan päätyä monin eri tavoin. Vesitulkintaa ei siis vallankaan näin varhaisessa vaiheessa sovi pitää varmana. Tässä vaiheessa selvää ei ole sekään, kuinka syväpohjavesi saadaan sopimaan yhteen yläkuoresta puuttuvan kryosfäärin kanssa. Sekin tulkinta tehtiin InSightin mittauksista.

Syväpohjaveden merkitys

Jos nyt kuitenkin romanttisessa scifi-hengessä oletetaan kalifornialaistutkijoiden uuden mallinnuksen osuvan oikeaan, on sillä huomattavia vaikutuksia muillekin kuin Marsin veden kohtalosta elämänuransa tehneille geologeille. Ainakin astrobiologeja asian luulisi kiinnostavan, samoin kuin niitä, jotka haaveilevat siirtokuntien perustamisesta Marsiin.

Mikäli Marsissa syntyi joskus elämää, joka perusteiltaan muistutti elämää Maassa – tai jos elämä siirtyi Maasta Marsiin – on nestemäinen vesi sille elinehto. Maapallolla mikrobeja elää kalliossa ainakin 3–5 kilometrin syvyydessä. Paikallisista olosuhteista riippuen maksimisyvyydeksi, jolla elämää voi kalliossa vielä maapallolla olla, on esimerkiksi astrobiologi Charles Cockell arvellut noin 5–10 km. Mikäli marsilainen elämä seurasi vuosimiljardien kuluessa yhä alemmaksi pakenevaa vettä, sitä voisi yhä olla syvällä Marsin kuoressa, sillä pienempänä planeettana esimerkiksi kuumuus ja paine ovat Marsissa tietysti pienempiä kuin vastaavalla syvyydellä Maassa.

Itse Wrightin ja kollegoiden artikkelissa – joka kolmesivuisena oli nykypäivän tieteelliseksi julkaisuksi hämmästyttävän lyhyt – ei otettu kantaa syväpohjaveden merkitykseen Marsin tulevia siirtokuntia ajatellen. Artikkelia käsitelleissä uutisjutuissa asia mainittiin, mutta hieman nihkeään ja näköalattomaan sävyyn. Tietenkin on selvää, että mikäli vesi on yli kymmemen kilometrin syvyydessä Marsin pinnan alla, ensimmäiset astronautit tai edes ensimmäiset pienet tutkimussiirtokunnat eivät kostu siitä mitään. Olisi kuitenkin aika melko uskaliasta väittää, ettei vesi olisi laisinkaan käytettävissä. Periaatteessa se olisi teknisesti jo nyt saatavilla.

Syvin maapallolle kairattu reikä ulottuu Kuolan niemimaalla yli 12 km:n syvyyteen. Se tehtiin neuvostotekniikalla 35 vuotta sitten. Viime keväänä kiinalaiset saavuttivat kymmenen kilometrin rajapyykin omassa kairauksessaan, joka tähtää yhteentoista kilometriin. 1990-luvulla saksalaisetkin tökkäsivät baijerilaiseen kallioon yli yhdeksänkilometrisen reiän.

Todella syvien reikiä kairaaminen maankuoreen on erittäin vaikeaa. Ihmisen kekseliäisyys ja teknologisen kehityksen nopeus ovat kuitenkin huimaavia. Siksi en keksi mitään järjellistä syytä olettaa, että viidenkymmenen tai sadan vuoden vuoden päästä Mars-tukikohtaa rakennettaessa parinkymmenen kilometrin syvyyteen kairattava reikä olisi mikään ylitsepääsemätön ongelma, jos sellainen todella haluttaisiin tehdä.

Ellei muuta vettä planeetalta löydy, on ilmiselvää, että pysyvä Mars-tukikohta ottaa käyttöönsä ihmisen aikaperspektiivissä loppumattoman syväpohjaveden. On tosin hieman ironista, että veden kairaaminen kallioperästä vaatii ainakin nykyisenkaltaisilla teknologioilla hurjat määrät vettä. Napajäätiköillä hiilidioksidijään alla vettä tietenkin riittää, mutta olosuhteet sielllä ovat muuten hieman karut, joten tuskinpa sinne ainakaan suurimpia Mars-tukikohtia ollaan rakentamassa. Navoilta olisi kuitenkin aika vaivatonta louhia jäätä autonomisilla roboteilla ja kuljettaa se lauhkeammalla alueella sijaitsevaan tukikohtaan kairauksessa käytettäväksi. Siellä tekoäly ja kairausrobotit voisivat hoitaa likaisen työn, joten siirtolaisten pääjoukon tullessa tukikohdassa olisi ehtymätön vesivaranto valmiina käytettävissä. Se, olisiko tällainen lopulta kovinkaan järkevää tai moraalisesti kestävää, on sitten ihan toinen asia. Käytännössä on kuitenkin niin, että jos jokin asia on mahdollinen, jossain vaiheessa joku sen joka tapauksessa tekee.

Elämme Marsin veden katoamishypoteesien osalta mielenkiintoisia aikoja. Geokemistien rapautumismalli ennustaa, ettei Marsin kallioperässä ole vapaata vettä käytännössä lainkaan. Vesi olisi toki mahdollista irrottaa mineraaleista, mutta se vaatisi energiasyöppöjen teollisuuslaitosten rakentamista. Jos taas Vashan Wright ja muut geofyysikot ovat oikeassa ja Marsin keskikuoressa on valtaisat vesivarastot, tarvitsee veden hyödyntämiseksi rakentaa vain vähän tavallista syvempi porakaivo. Aika näyttää, osuuko kumpikaan hypoteesi lähellekään totuutta.

---

¹Kuten olen tainnut ennenkin mainita, piparkakkuheitteleiden synnylle on muitakin teorioita kuin veteen perustuvia, mutta ne eivät suurinta osaa tutkijoista ole onnistuneet vakuuttamaan.

---

Chang’e 6 ja Kuun etäpuolen näytteet

1.7.2024 klo 06.07, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Geokemia , Heittele , Kuu , kuulennot , Törmäysaltaat

Viime tiistaina 25.6.2024 toteutui monen kuututkijan monikymmenvuotinen unelma: tunnetusta kohdasta Kuun Maahan näkymättömältä etäpuolelta saatiin ensimmäistä kertaa näytteitä analysoitavaksi. Planeettageologit ympäri maailman ovat tietysti vilpittämästi ylistäneet saavutusta. Minkäänlaista epäilystä ei tosin ole siitäkään, että moni amerikkalaistutkija harmitteli mielessään, että nuo 1935 grammaa korvaamattoman arvokkaita kuukiviä laskeutuivat Sisä-Mongolian arolle. Saavutuksesta nimittäin vastasi Kiinan kuuluotain Chang’e 6.

Kiinan nousu kuu- ja planeettatutkimuksen mahtimaaksi

Neuvostoliitto hallitsi suurvaltojen kilpajuoksua Kuuhun 1950-luvun lopussa ja 1960-luvun alussa. Sen jälkeen kuulentojen kiistaton ykkönen oli Yhdysvallat. Viimeistään vuonna 2013 laskeutuneen Kiinan Chang’e 3 -aluksen ja sen Yutu-mönkijän myötä kävi kuitenkin selväksi, että Kiina otti johtoaseman kuunpinnalla tapahtuvassa tutkimuksessa. Millään muulla valtiolla tai yksityisellä taholla ei ole ollut poliittista tahtoa ja sen tuomaa rahavirtaa kuulaskeutujien, -mönkijöiden ja -näytteenhakulentojen rakentamiseen ja operoimiseen. Valtaosa muista avaruustoimijoista on saanut Kuun pinnalle lähinnä vain romua tai eriasteisesti rähmälleen päätyneitä laskeutujia, joiden tieteellinen anti on jäänyt luvalla sanoen köyhänlaiseksi.

Yhdysvaltain avaruushallinto on sillä välin puolitehoisesti panostanut astronauttien paluuseen Kuun pinnalle. Jatkuvista viivästyksistä kärsineen Artemis-ohjelman pitäisi nykysuunnitelmien mukaan saada astronautit Kuun etelänavan tuntumaan alkusyksyllä 2026. Puolitoista vuotta sitten valtionhallinnon tarkastuksessa tosin pidettiin vuoden 2027 alkupuoliskoa todennäköisenä laukaisuajankohtana.

Muiden maiden ja yritysten kompastellessa Kiina on seilannut voitosta voittoon. Chang’e 4 ja Yutu 2 -mönkijä onnistuivat ensimmäisessä pehmeässä laskeutumisessa Kuun etäpuolelle tammikuussa 2019. Molemmat ovat ainakin virallisen tiedon mukaan yhä toiminnassa.

Chang’e 5 puolestaan toi joulukuussa 2020 Maahan ensimmäiset kuunäytteet sitten vuoden 1976. Ja nyt, kesäkuussa 2024 Chang’e 6 toi siis kauan kaivatut ensimmäiset etäpuolen näytteet Maahan. Kokonaissaavutuksen vaikuttavuutta korostaa, ettei yksikään Kiinan kuualuksista ole epäonnistunut. Lisäksi samaan aikaan Kiina on saanut myös mönkijän ajelemaan Marsin pinnalla ja rakentanut avaruusasemia Maan kiertoradalle. Itseäni ei ainakaan yllättäisi laisinkaan, mikäli Yhdysvaltain ja Euroopan soutaminen ja huopaaminen möhkötaudista kärsivän Marsin näytteenhakulennon parissa johtaisi siihen, että ensimmäiset Mars-näytteet maapallolle tuokin länsimaiden yhteenliittymän sijasta Kiina.

Chang’e 6:n laskeutumisalue, eli mitä näytteiltä odotetaan?

Chang’e 6 kyydissään länsimedian yllättänyt Jinchan-minimönkijä laukaistiin kohti kuuta 3.5.2024. Laskeutuminen tapahtui 1.6. noin 50-metrisen kuluneen kraatterin reunalle Apollon törmäysaltaan eteläosaan. NASAn Lunar Reconnaisance Orbiter Cameran tutkijoiden mukaan laskeutumispaikan koordinaatit ovat 41,6385° eteläistä leveyttä ja 206,0148° itäistä pituutta. Kaksi päivää myöhemmin pari kiloa kuukiviä oli kairattu ja kauhaistu mukaan, joten nousumoduuliin pakatut näytteet ampaisivat Kuun kiertoradalle 3.6.2024. Siellä nousumoduuli telakoitui paluualuksen kanssa 6.6. ja siirsi näytteet siihen. Ja kuten todettua, näytteet saapuivat Maahan 25.6.2024.

Mutta millainen Chang’e 6:n laskeutumisalue oikeastaan on, ja miksi näytteiden saaminen sieltä on kuututkijoiden mielestä niin kiinnostavaa?

Kuun lähi- ja etäpuolet eroavat toisistaan monin eri tavoin. Näkyvin ero on, että lähipuolen törmäysaltaat ovat suurimmalta osin myöhemmin täyttyneet basalttisilla laavoilla, mutta etäpuolella näin ei pääsääntöisesti ole tapahtunut. Syynä tähän on lähinnä se, että Kuun lähipuolen kuori on merkittävästi ohuempi kuin etäpuolella. Eron synty lienee tavalla tai toisella yhteydessä Kuun ja Maan välisiin vuorovesivoimiin hyvin varhain Kuun synnyn jälkeen, mutta syyn ja seurauksen suhteista ei olla yksimielisiä.

Kuun lähipuolen kivilajien kemiallinen koostumus on myös erilainen kuin etäpuolella. Suurin osa lähipuolen kivistä niin merillä kuin vaaleilla ylängöilläkin sisältää selvästi enemmän kaliumia (kemiallinen merkki K), harvinaisia maametalleja (engl. rare earth elements, REE) ja fosforia (P) kuin etäpuolen kivet. Harvinaisista maametalleista radioaktiivinen torium on yksi runsaasti KREEP-rikkaiden kivien tunnusomaisimmista alkuaineista. Suurempaa kaliumin ja toriumin tapaisten radioaktiivisten aineiden määrää on arveltu yhdeksi syyksi siihen, miksi Kuun lähipuolella on ollut vulkaanista toimintaa enemmän ja paljon pidempään kuin etäpuolella.

Lännessä KREEP-alue seurailee Kuun suurimman merialueen, Myrskyjen valtameren eli Oceanus Procellarumin rantoja. Geologien kielenkäytössä lähipuolen KREEP-rikas alue tunnetaankin nimellä Procellarum KREEP Terrane, eli PKT. Sen synty ja olemus on yksi kuututkimuksen visaisimpia pulmia. Sen aiheuttajana saattoi olla törmäys tai vulkanismi, tai vulkanismi jonka käynnisti törmäys.

Ongelmallista PKT:ssä muun kuututkimuksen kannalta on, että Imbriumin törmäysaltaan muodostuminen levitti KREEP-ainesta ympäriinsä, mukaan lukien kaikki Apollo- ja Luna-näytteenhakupaikat. Chang’e 6:n ansiosta tutkijoilla on nyt käytettävissään näytteitä mahdollisimman kaukaa PKT:n ydinalueilta. Näiden KREEP-aineksella ”saastumattomien” näytteiden myötä käsitykset lähi- ja etäpuolten perustavanlaatuisesta geokemiallisesta erilaisuudesta varmasti täsmentyvät merkittävästi.

Ei ollut sattumaa eikä amerikkalaisia kohtaan suuntautunutta ilkeilyä, että Chang’e 6:n laskeutumispaikaksi valikoitui juuri Apollon allas. Apollo on noin 500 km:n läpimittainen kaksirenkainen törmäysallas, jonka eteläisen reunan tuntumassa on laajahko mare-basalttien muodostama tasanko. Aiemmissa tutkimuksissa sen oli arveltu olevan iältään 3,63–2,44 miljardia vuotta. Vuosi sitten Nature Astronomy –lehdessä ilmestyneessä artikkelissaan Landing site of the Chang’e-6 lunar farside sample return mission from the Apollo basin Xingguo Zeng kollegoineen sai kraatterilaskuihin perustuvalla iänmäärityksellä nipistettyä iästä vielä hieman pois. Tällä hetkellä paras arvio Chang’e 6:n laskeutumisalueen basalttien iäksi onkin 2,40 miljardia vuotta. Ei tämä toki Kuun nuorinta tuliperäistä toimintaa tai edes viimeiseimpiä mare-basaltteja edusta, mutta vallankin Kuun etäpuolen mittapuulla erittäin tuoretta vulkanismia kuitenkin. Vaan miten vulkanismi ylipäätään oli mahdollista näin myöhään alueella, jossa ei ollut ”ylimääräisen” radioaktiivisuuden tuottamaa lämpöä tarjolla? Chang’e 6:n näytteiden tutkimisen jälkeen toivottavasti tiedämme asiasta enemmän.

Chang’e 6:n laskeutumispaikka sijaitsee kahden eri basalttiyksikön rajalla. Yli miljardi vuotta vanhemmalle kolmannelle basalttiyksiköllekään ei ole matkaa kuin vajaat 10 km. Siksi on erittäin todennäköistä, että törmäyskraattereiden heitteleen mukana Chang’e 6:n lastiin päätyi pieni määrä hitusia useammasta eri ikäisestä laavapurkauksesta.

Eri-ikäiset pinnalle purkautuneet tuliperäiset kivet ovat yksi tärkeimmistä tavoista yrittää ymmärtää Kuun sisäistä kehitystä. Silti Apollon altaan basaltit tuskin olivat tärkein syy lähettää Chang’e 6 hakemaan historialliset ensimmäiset etäpuolen näytteet nimenomaan sieltä. Vaa’assa painoi varmasti enemmän, että Apollo sijaitsee South Pole – Aitkenin (SPA) törmäysaltaan sisällä.

Noin 2400 km:n läpimittainen SPA on aurinkokuntamme suurin yleisesti törmäysaltaaksi tunnustettu rakenne. Se voi olla myös vanhin. SPA on saattanut tavalla tai toisella olla syypää melko tarkoin Kuun vastakkaisella puolella sijaitsevan Procellarum KREEP Terranen synnylle.

Lisäksi SPA:n synnyttänyt törmäys oli niin valtaisa, että se todennäköisesti toi pintaan kiveä Kuun vaipasta saakka. Sellaisiin näytteisiin geologit nimenomaan haluaisivat päästä käsiksi, sillä planeettojen kuoret ovat vain ohut ja tietyssä mielessä jopa harhaanjohtava pintasilaus. Jos haluaa oikeasti ymmärtää, miten planeetat toimivat ja mistä ne koostuvat, pitää tavalla tai toisella päästä käsiksi vaipan kiviainekseen. Syvälle kaivautunut SPA on helpoimmin käytettävissä oleva keino saada näytteitä Kuun vaipasta.

Maapallon tavoin Kuun vaipan on perinteisesti ajateltu koostuvan suurelta osin oliviini-nimisestä mineraalista. Spektroskooppisesti sitä on kuitenkin nähty SPA:n ympäristössä hyvin niukasti. Törmäysmallintajat ovatkin pyrkineet etsimään tapoja, joilla saadaan syntymään valtavan kokoinen törmäysallas, joka ei kuitenkaan ole erityisen syvä. Tällä hetkellä varmaa ratkaisua ei ole. Joko törmäyksessä oli jotain outoa, tai perinteiset mallit Kuun vaipan koostumuksesta ovat pielessä. Viikko sitten Maahan saadut näytteet voivat selvittää tämänkin ongelman.

Chang’e 6:n laskeutuminen Apollon altaaseen on tosin itse asiassa hieman ongelmallinen tapaus vaipasta peräisin olevien näytteiden saamisen kannalta. Apollo on nimittäin niin iso, että se todennäköisesti läpäisi koko SPA:n heittelekerroksen ja levitti SPA:n heitteleen kauas ympäristöön.¹ Jonkun pienemmän SPA:n pohjalle syntyneen kraatterin reunalla olisi todennäköisesti tarjolla enemmän SPA:n heittelettä. Jonkin verran sitä kuitenkin lienee Chang’e 6:n laskeutumispaikallakin, sillä ympäristöön tapahtuneet pienemmät törmäykset ovat epäilemättä toimittaneet sitä takaisin.

Chang’e 6:n näytteistä toivottavasti löytyvä SPA:n heittele voikin olla kokenut pelkän SPA:n törmäyksen lisäksi Apollon törmäyksen, sekä jonkin pienemmän törmäyksen, joka sitten toimitti sitä takaisin Apollon altaan pohjalle. 1960- ja 70-luvuilla Kuusta kerätyt näytteet ovat opettaneet, että tällaisen monivaiheisen höykytyksen kokeneista kivistä voidaan yhä saada irti vanhimman törmäyksen ikä.

Planeettojen pintojen ja niiltä saatujen kivinäytteiden iänmääritys on aihe, johon palaan näissä blogijutuissani tuon tuostakin. Se on geologian tutkimuksen ytimessä, joten ei aiheen käsittelyä oikein voi välttääkään.

Kuu suo meille mahdollisuudet ymmärtää koko aurinkokunnan (sisäosien) geologisen historian aikaskaala. Nyt Chang’e 6:n näytteiden myötä meillä on ensi kertaa todellinen tilaisuus ratkaista tämä ongelma. Koska SPA on suurin ja luultavasti vanhin vielä havaittavissa oleva törmäysallas, on sen iän luotettava määritys tärkein yksittäinen asia, joka Chang’e 6:n näytteistä toivotaan saatavan selville. Muodostuiko SPA pian noin 4,5 miljardia vuotta sitten tapahtuneen Kuun synnyn jälkeen? Vai aloittiko se niin sanotun myöhäisen rajun asteroidipommituksen (engl. late heavy bombardment, LHB)nelisen miljardia vuotta sitten? Onko monesti mainittu noin 4,3 miljardin vuoden ikä todellakin SPA:n syntyikä?

Apollon allas on selvästi SPA:ta nuorempi, koska se syntyi sen sisään ja on paljon paremmin säilynyt. Vaan kuinka paljon niillä on ikäeroa? Jos ikäero on suhteellisen pieni, LHB oli epäilemättä todellinen ilmiö. Silloin lähipuolten altaidenkin neljän miljardin vuoden tuntumassa olevat ikämääritykset ovat luultavasti kohtalaisen oikeaan osuneita, eivätkä ne kaikki ole pelkästään yhä uudestaan ja uudestaan mitattuja Imbriumin altaan heitteleen ikiä. Suuri ikäero taas viittaisi siihen, että LHB on ainoastaan virheellinen tulkinta ja tilastoharha, ja todellisuudessa sisemmän aurinkokunnan törmäysvuo laski suhteellisen tasaisesti ilman outoja rykäisyjä.

Myöhäisen pommituksen on raportoitu näkyvän myös muilla planeetoilla ja meteoriittinäytteiden ikämäärityksissä. Chang’e 6:n kuunäytteiden tulevien ikämääritysten merkitystä miettiessä onkin pidettävä mielessä, että niin kauan kuin kiinalaiset tai kenties NASA ja Euroopan avaruusjärjestö ESA eivät ole saaneet tuotua näytteitä Marsista, käsityksemme muiden planeettojen pintojen ikämäärityksistä on täysin riippuvainen kuunäytteistä analysoitujen isotooppi-ikien vertailusta kraatterilaskuista saatuihin malli-ikiin. Jos Chang’e 6:n näytteet antaisivat yksiselitteiset iät SPA:lle, Apollolle, sekä nuorelle ja vanhalle etäpuolen mare-vulkanismille, näkyisivät vaikutukset myös muiden planeettojen pintojen aikaskaaloissa.

LHB:n perimmäiseksi syyksi esitetään yleensä jättiläisplaneettojen vaelluksia lähemmäksi ja kauemmaksi Auringosta. Niitä mallintaville dynaamikoille LHB:n ikä ja olemassaolo ovat keskeisiä opinkappaleita. Myös maapallon elämän kehitykselle ja siis meidän kaikkien olemassaolollemme LHB:llä oli kenties erittäinkin suuri vaikutus. Siksi myös Maan varhaisinta elämää tutkivien olisi syytä olla innoissaan Chang’e 6:n näytteistä ja niiden suomista mahdollisuuksista.

Emme vielä voi tietää, mitä Chang’e 6:n näytteet Kuun etäpuolelta lopulta paljastavat. Ensimmäisiä vertaisarvioituja tuloksia saamme varmasti jo loppuvuoden aikana. Kahdessa kilossa etäpuolen kiviä riittää onneksi tutkittavaa vuosiksi ja vuosikymmeniksi.

Parhaassa tapauksessa Chang’e 6:n näytteet voisivat siis ratkaista ei ainoastaan Kuun vaan koko aurinkokunnan kehityksen kiinnostavimpia kysymyksiä. Tulosten vaikutukset ulottuvat siten paljon laajemmalle kuin ”vain” kuututkijoiden reviirille. Niinpä ei ole kaukaa haettua, että Chang’e 6 osoittautuu 2000-luvun tähän mennessä tärkeimmäksi planeettalennoksi.

---

¹Kannattaa muistaa kraatteroitumisen perusteista, että heittelettä ei ole vain lopullisen kraatterin reunan ulkopuolella vaan myös sen sisäpuolella, sillä kompleksikraatterien ja törmäysaltaiden lopullisesta läpimitasta suuri osa syntyy romahtamalla, ja ennen romahtamistaan tämä alue oli juuri saanut niskaansa paksun kerroksen heittelettä.

---

Ganymedeen kulmikkaat kraatterit

29.6.2024 klo 01.46, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Ganymedes , Kraatterien morfologia , Kraatterit , Tektoniikka , Törmäykset , Törmäysaltaat

Planeettaluotaimilla on poliittisten, taloudellisten ja teknologisten tarkoitusperiensä lisäksi yleensä myös jonkinmoisia tieteellisiä tavoitteita. Valtaosa luotainlentoihin liittyvistä tieteellisistä tuloksista saadaan tietysti vasta sitten, kun luotain on päätehtävänsä suorittanut ja eri mittalaitteiden aineisto tai parhaassa tapauksessa jopa näytteet on saatu Maahan. Varjoon kuitenkin usein jää, että jo ennen kuin avaruusalus laukaistaan matkalleen, on tehty valtavasti työtä tutkimuskohteena olevan taivaankappaleen paremmaksi tuntemiseksi. Tällaisia tutkimuksia ei välttämättä olisi tehty koskaan, ellei tuleva luotainlento toimisi kannustimena.

Euroopan avaruusjärjestö ESAn JUICE-luotain (Jupiter Icy Moons Explorer)¹ laukaistiin reilu vuosi sitten pitkälle matkalleen tutkimaan Jupiteria sekä sen jäisiä kuita Europaa, Kallistoa ja erityisesti Ganymedestä. Jos kaikki menee hyvin, JUICEsta tulee joulukuussa 2034 Ganymedeen kiertoradalle asettuessaan ensimmäinen avaruusluotain, joka tutkii toisen planeetan kuuta pelkkien pikaisten ohilentojen sijasta pidemmän aikaa kiertoradalta.

En ole asiaa excelöinyt, mutta näppituntumalta on vaikuttanut siltä, että Ganymedeen geologiaa käsittelevien tutkimusartikkelien määrä on viime aikoina lisääntynyt. Mukaan on tullut tutkimusryhmiä, jotka eivät perinteisesti ole jäisten kuiden kehitystä juurikaan selvitelleet. Tämä on varsin yleinen ilmiö ja ymmärrettävää paitsi tieteelliseltä, myös taloudelliselta kannalta. Kun voi osoittaa, että on tutkinut ansiokkaasti esimerkiksi Ganymedestä jo 2020-luvulla, on paljon helpompi saada rahoitusta Ganymedes-tutkimukseen 2030-luvulla, kun ohilentojen ja sitten kiertoradalta tehtävien tutkimusten myötä uutta dataa alkaa virrata.

Tuoreehkoista Ganymedes-tutkimuksista ehdoton suosikkini on saksalaisen Freiburgin yliopiston geologian professorin Thomas Kenkmannin ryhmässä Namitha Rose Babyn johdolla kirjoitettu artikkeli Polygonal impact craters on Ganymede. Se ilmestyi Meteoritics & Planetary Science -lehden maaliskuun numerossa. Kuten artikkelin kiitettävän ytimekäs otsikko kertoo, sen aiheena ovat Ganymedeen kulmikkaat törmäyskraatterit.

Mutta hetkinen – eikös törmäyskraattereiden pitäisi olla pyöreitä eikä kulmikkaita?

Monikulmaisten törmäyskraattereiden synty ja olemus – hyvin lyhyt oppimäärä

Ympyriäinen ongelma

Jo Galileo Galilein (1664–1642) mainitsema Kuun kraattereiden pääsääntöinen pyöreähköys oli niiden syntyä pohtineille tutkijoille jonkinasteinen ongelma muutaman sadan vuoden ajan. Järki ja arkikokemus kertoivat, että jos lyijykuulan pudotti kaurapuuroon tai pyssyllä ampui hietikkoon, syntyneen kraatterin muoto riippui törmäyskulmasta: mitä loivempi kulma, sitä soikeampi kraatteri. Koska Kuussa selvästi soikeita suuria kraattereita on vain kourallinen, piti kraattereiden törmäyssyntyä kannattaneiden harvalukuisten tutkijoiden keksiä monimutkaisia selitysyrityksiä sille, miksi kraattereita synnyttävät kappaleet putoavat Kuussa pystysuoraan. Toiset luovuttivat suosiolla ja totesivat, että kun soikeita kraattereita ei kuunpinnalla esiinny, ainoa järkevä selitys on, että ne eivät ole syntyneet törmäysten vaan tuliperäisen toiminnan tuloksena.

Ratkaisu oivallettiin vasta 1920–30-luvuilla. Tuolloin useampikin tutkija älysi toisistaan riippumatta, että arkipäivän kokemus kraattereiden synnystä ei juurikaan auta ymmärtämään niiden syntyä. Tämä johtuu siitä, että asteroidit ja harvakseltaan esiintyvät komeetat lentelevät täällä aurinkokunnan sisäosissa sellaista haipakkaa, että törmäävä kappale ja iso osa kohdeaineksesta höyrystyvät. Lyhyesti sanottuna törmäyksen seurauksena tapahtuu räjähdys.² Räjähdys taas on suurin piirtein pallosymmetrinen hyvin loiville ja siten myös harvinaisille törmäyskulmille asti. Siksi kraatterit ovat lähes pyöreitä, vaikka törmäävä kappale osuisikin pintaan melko vinosti.

1800-luvulla kuututkijat alkoivat kuitenkin kiinnittää huomiota siihen, että monet Kuun kraattereista eivät tarkkaan ottaen olleetkaan pyöreitä, vaan muistuttivat ennemminkin säännöllisiä monikulmioita. Vallankin enemmän tai vähemmän täydellistä kuusikulmiota muistuttavia kraattereita tuli silloin tällöin vastaan. Eräiden maapallon tulivuorten magmasäiliöiden romahtaessa syntyneiden kalderoiden oli havaittu myös olevan lievästi ja jokseenkin epämääräisesti kulmikkaita. Niinpä Kuun kraattereiden kulmikkuus oli joidenkin tutkijoiden mukaan osoitus niiden vulkanismiin liittyvästä romahdussynnystä.

1950- ja vallankin 1960-luvulla alkoi kuitenkin räjäytyskokeiden myötä lisääntyä ymmärrys törmäyskraattereiden synnystä. Eräissä harvoissa tapauksissa kiinnitettiin huomiota siihen, että kun kraatteroitumiskokeet tehtiin aivan tavanomaisessa rakoilleessa kalliossa, kraattereista ei tullutkaan pyöreitä vaan monikulmaisia.

Tarkemmat monikulmaisten kraatterien syntymallit saivat silti odottaa 1970- ja 1980-lukujen taitteeseen saakka. Tuolloin Duane T. Epplerin johdolla analysoitiin systemaattisesti satojen Kuun kraatterien muotoja ja pyrittiin keksimään niiden muodoille myös selitykset.

Suuremmat monikulmaiset kraatterit

Epplerin esittämät hypoteesit ovat edelleenkin yleisimmät selitysmallit törmäyskraatterien kulmikkuudelle. Suuret ns. kompleksikraatterit ovat selkein tapaus. Niiden syntyä luonnehtii epävakaaksi kasvaneen reunan romahtaminen. Epplerin mallin mukaan tämä romahdus tapahtuu pitkin kohdeaineksessa jo ennen törmäystä ollutta heikkouspintaa pitkin, mikäli sellainen on tarjolla. Tällainen heikkouspinta voi olla melkein mikä tahansa tavanomainen epähomogeenisuus, eli rako, siirros, liuskeisuus tai eri kivilajien välinen rajapinta eli kontakti.

Kivi käyttäytyy siis samoin kuin kaikki muutkin, eli se on laiska ja etsii pienimmän riesan tien: on helpompaa romahtaa valmiiksi heikkoa pintaa pitkin kuin alkaa murtaa ehjempää kiveä. Kallioperässä on tyypillisesti noin yhdestä kolmeen selväpiirteistä heikkoussuuntaa, joten tällä mekanismilla kraattereista syntyy kätevästi suorien sivujen ja niiden välisten kulmien hallitsemia monikulmaisia kraattereita. Täydellisen symmetrisiä monikulmioita harvoin tapaa, mutta tässäkään ei ole mitään ihmeellistä. Jos sopivaa heikkouspintaa ei löydy ja kohdeaines on kraatterin reunan mittakaavassa suunnilleen homogeenista, syntyy kraatterille ympyränkaarta seuraileva reunan pätkä.

Kompleksikraatterien suorat sivut ovat siis Epplerin hypoteesin mukaisesti samansuuntaisia kallioperän heikkousvyöhykkeiden kanssa. Nämä heikkousvyöhykkeet voivat olla kaukokartoitusaineistoissa hyvin näkyviä suuria siirros- tai rakoiluvyöhykkeitä. Yksi monikulmaisten kraatterien hienoimpia piirteitä kuitenkin on, että niiden reunat voivat olla suoria sellaisillakin alueilla, joilla ei näyttäisi olevan mitään merkittäviä tektonisia rakenteita. Kartoittamalla monikulmaisten kraatterien suoria sivuja päästäänkin ”näkemään” vähäisempiä kallioperän rakenteita, jotka eivät välttämättä ilmene kaukokartoitusmittakaavassa mitenkään muuten. Tämä antaa arvokasta tietoa tutkittavana olevan alueen geologisesta historiasta.

Pienemmät monikulmaiset kraatterit

Pienemmät eli ns. maljakraatterit muistuttavat muodoltaan pyöreää jälkiruokakippoa. Niillä ei tapahdu merkittävää reunan romahtamista. Ne ovat huomattavasti kompleksikraattereita hankalampia tapauksia niin kulmikkuuden synnyn kuin sen hyödyntämisenkin kannalta. Näin on siitä huolimatta, että maapallon tunnetuin ja monessa mielessä parhaiten tutkittu törmäyskraatteri, Arizonassa sijaitseva Barringer Meteorite Crater eli Meteor Crater, on selvästi neliskanttinen.³

Perinteisen idean ja myös Epplerin mallin mukaan Barringerissä on kaksi hallitsevaa alueellista rakosuuntaa, jotka kulkevat kraatterineliön lävistäjien poikki. Kraatterin syntyvaiheessa sen kaivautuminen oli helpompaa rakopintojen suunnassa, minkä seurauksena kraatteri hieman venyi rakojen suuntaisesti. Tämä johti Barringerissä neliömäiseen muotoon ja siihen, että kraatterin suorat sivut ovat noin 45°:n kulmassa hallitseviin rakosuuntiin nähden.

Asia ei kuitenkaan käytännössä ole tietenkään näin yksinkertainen. Myöhemmät rakennegeologiset tutkimukset Barringerillä ovat osoittaneet, että itse asiassa siellä on muitakin merkittäviä rakoilusuuntia kuin vain perinteisesti ajatellut kaksi toisiaan vastaan kohtisuoraa rakoparvea. Nykyisin tiedetäänkin, että Barringerin kallioperässä on myös alueellisia rakoja, jotka ovat yhdensuuntaisia kraatterin reunan suorien sivujen kanssa. Tämä on johtanut muutamaan erilaiseen malliin kulmikkaiden maljakraatterien synnylle. Asiaa ei kenttäolosuhteissa ole tutkittu muualla kuin Barringerillä, eikä sielläkään loppujen lopuksi kovin kattavasti. Siksi kukaan ei nykyisin osaa edes kohtalaisella varmuudella sanoa, miten monikulmaisten maljakraatterien suorat sivut suhtautuvat kohdeaineksen vallitseviin heikkoussuuntiin. Näin ollen kulmikkaiden maljakraatterien suorien sivujen planeettageologinen hyväksikäyttö alueen vanhojen rakenteiden kartoittamiseen on huomattavasti riskialttiimpaa touhua kuin kompleksikraatterien tapauksessa.⁴

Vaikka monikulmaisten kraattereiden synnyn ymmärtämisessä onkin vielä ongelmia, ne ovat kuitenkin todellisia ja käyttökelpoisia. Niitä esiintyy koko aurinkokunnassamme Merkuriuksesta Plutoon ja Charoniin, kivisiltä planeetoilta ja asteroideilta jäisiin komeettoihin ja kuihin.

Jupiterin kuulla Ganymedeellä on aiemmin vain kuvan kera todettu olevan monikulmaisia kraattereita. Tänä keväänä tilanne muuttui, sillä nyt niitä on ensimmäistä kertaa tutkittu hyvinkin kattavasti.

Ganymedeen tektoniikka ja kraatterit

Yli 5260 km:n läpimitallaan Ganymedes on paitsi Jupiterin, myös koko aurinkokuntamme suurin kuu. Kääpiöplaneetat Ceres ja Pluto ovat sen rinnalla varsin vähäpätöisiä. Sisin planeetta Merkuriuskin on halkaisijaltaan liki 400 km pienempi kuin Ganymedes. Jos Ganymedes sattuisi Jupiterin sijasta kiertämään ensisijaisesti Aurinkoa, pidettäisiin sitä ilman muuta planeettana.

Ganymedes koostuu vain noin 60 %:sti kivestä loppuosan ollessa lähinnä vesijäätä. Jääkuoren alla on sula suolainen meri, joka on osaltaan synnyttämässä Ganymedeen monimutkaista magneettikenttää. Ganymedes onkin ainoa kuu, jolla on oma sisäsyntyinen magneettikenttänsä.

Ganymedeen pinta on niin kylmä, noin -180°C:sta -110°C:een, että jään käyttäytyminen on monessa mielessä lähempänä silikaattista kalliota kuin vaikkapa meikäläistä lämmintä jäätikköjäätä. Siksi melko vanhatkin kraatterit ja muut pinnanmuodot voivat säilyä Ganymedeen pinnalla aivan samoin kuin kiviplaneetoillakin. Ganymedeen varhaisimmat suuret törmäysaltaat syntyivät kuitenkin kuoren ollessa nykyistä lämpimämpi, ohuempi ja notkeampi, ja ovat siksi ennättäneet lätsähtää pahoin.

Noin 35 % Ganymedeen pinnasta sisältää yhä runsaasti törmäyskraattereita. Tämä kraatteroitunut tumma alue on tulkittu vanhemmaksi kuin selvästi vähemmän kraattereita sisältävä vaalea osuus, joka kattaa loput 65 % Ganymedeen pinnasta. Luovuuden puuskassaan planeettageologit ovat keksineet kutsua näitä alueita tummaksi ja vaaleaksi maastoksi.

Vaalean maaston erityispiirre ovat sen pitkänomaiset harjanteet ja painanteet. Ne on tulkittu synnyltään tektonisiksi. Toisin sanoen ne ovat lähinnä erilaisten syvälle ulottuvien kallioperän siirrosten ilmentymiä, eivät esimerkiksi törmäysten synnyttämän heitteleen kaivertamaa pintaröpelöä. Siirrosten uskotaan olevan lähinnä venytyksen synnyttämiä normaalisiirroksia ja grabeneja. Lisäksi joukossa on tulkittu olevan planeetoilla melko harvinaisia kulku- eli sivuttaissiirroksia, jotka osoittavat Ganymedeen kallioperän liikkeen olleen paikoin osittain myös vaakasuuntaista.

Neljän vuoden takaisessa kartoituksessa Ganymedeen siirrosten havaittiin muodostavan neljä erisuuntaista supersysteemiä, joista kaksi tärkeintä esiintyy eri pallonpuoliskoilla: toinen on kiertosuuntaan nähden etummaisella eli johtavalla ja toinen taas perää pitävällä eli seuraavalla puoliskolla.⁵ Niiden synty lienee kytköksissä Ganymedeen ja muiden Jupiterin suurten kuiden pintaa muovaaviin vuorovesivoimiin ja niiden muutoksiin vuosimiljardien saatossa.

Myös tummilla alueilla on omat tyypilliset tektoniset rakenteensa. Toisin kuin vaalean maaston tektoniikka, tummien alueiden rakenteet eivät luultavasti ole sisäsyntyisten voimien aikaansaannosta, vaan pohjimmiltaan törmäyssyntyisiä. Todennäköisesti tummaa ainesta kirjovat lineamentit ovat muinaisten monirenkaisten törmäysaltaiden rengasrakenteita, jotka syntyivät Ganymedeen kuoren ollessa paljon nykyistä ohuempi.

Gadymedeen oloissa kraatterityyppien vaihettuminen maljakraattereista kompleksikraattereiksi tapahtuu noin viiden kilometrin läpimitassa. Voyager 1:n ja 2:n, Galileon ja viimeisimpänä Junon kuvista muodostetun Ganymedeen globaalin kuvamosaiikin erotuskyky on sen verran vaatimaton, että Babyn ja kollegoiden kraatterianalyysi koski vain kompleksikraattereita. Näin ollen maljakraatterien suorien sivujen ongelmallisuuteen ei tutkimuksessa sen ihmeemmin tarvinnut paneutua.

Artikkelin mukaan Ganymedeellä on 459 monikulmaista kraatteria, joilla on ainakin yksi suora sivu. Läpimitaltaan ne vaihtelevat viidestä kilometristä aina 153-kilometrisiin jättiläisiin saakka. Ganymedeen kaikista vähintään 30 km:n läpimittaisista kraattereista 30 % on kulmikkaita. Ihan vähäpätöisestä ilmiöstä ei siis ole kyse.

Ganymedeen tyypillisimmät monikulmaiset kraatterit ovat 20–40 km:n läpimittaisia. Artikkelissa tätä havaintoa ei sen kummemmin kommentoitu, mutta itseäni se kiinnostaa kovasti. Muutamilla muilla planeetoilla, joilla asiaa on tutkittu, on nimittäin myös havaittu, että pienimmät ja suurimmat kompleksikraatterit eivät muodostu monikulmaisiksi läheskään niin usein kuin tällaiset keskisuuret tai hieman sitä pienemmät kraatterit. Tulosten vertailua tietenkin hankaloittaa hieman erilaiset monikulmaisen kraatterin määritelmät eri tutkimusten välillä, mutta kun eri tutkimusryhmät saavat erilaisilta taivaankappaleilta hyvin samansuuntaisia tuloksia, olisi kovin omituista, jollei ilmiö olisi todellinen ja näin ollen kertoisi jotain itse kraatteroitumisprosessista. Eri asia on, perehtyykö kukaan siihen koskaan.

Keskeisin tulos Babyn ja kollegoiden artikkelissa on, että Ganymedeellä aivan kuten muillakin tarkemmin tutkituilla kappaleilla kulmikkaiden kraatterien suorien sivujen suunnat pääsääntöisesti heijastelevat niitä lähellä olevien tektonisten rakenteiden suuntia. Tämä osoittaa, että pinnalla havaitut piirteet ovat todellakin kolmiulotteisia rakenteita, jotka ulottuvat pinnan alapuolelle ja vaikuttavat törmäyskraatterin syntyyn. Eri alueiden välillä on kuitenkin huomattavia eroja. Esimerkiksi Ganymedeen lähipuolen tummassa maastossa 71 % kraatterien suorista sivuista on yhdensuuntaisia läheisen tektonisen piirteen kanssa, mutta etäpuolen tummilla alueilla vastaava prosentti on vain 39. Luvut poikkeavat toisistaan niin paljon, että sen luulisi kuvastavan jotain todellista eroa lähi- ja etäpuolien välillä. Toistaiseksi avoinna on, mikä tämä ero voisi olla.

Babyn ryhmän artikkelissa pidetään yllättävänä havaintoa esimerkiksi tummalta Galileo Regiolta, jossa kulmikkaiden kraatterien suorat sivut ovat sekä yhdensuuntaisia ympäröivien rakenteiden kanssa, että niitä vastaan kohtisuoria. Galileo Regiolla tärkein kraattereihin vaikuttava tektoninen piirre on kuitenkin Lakhmu Fossaen lukuisat kaarevat rakenteet, jotka on yleisesti tulkittu hyvin monirenkaisen törmäysaltaan renkaiden jäänteiksi. Törmäysaltailla (ja -kraattereilla) tiedetään olevan kehämäisesti allasta ympäröivän konsentrisen rakoilusysteemin lisäksi myös säteittäinen rakosysteemi. Se vain ei näy alkuunkaan samassa mittakaavassa kuin altaiden renkaat, vaan on yleensä kaukokartoitusaineistossa täysin näkymätön. Esimerkiksi Marsin törmäysaltaiden ympärillä tällaisen piilossa pysyttelevän rakoilukomponentin esiintyminen vaikuttaa monikulmaisten kraatterien perusteella varsin ilmeiseltä. Olisikin kiinnostava tietää, voisiko tämä selittää Babyn havaitseman mutta vastausta vaille jääneen kohtisuoran komponentin. Jatkotutkimuksille on siis tältäkin osin vielä tilaa.

Saksalaisryhmän artikkelin myötä Ganymedes liittyi siihen hitaasti mutta varmasti kasvavaan taivaankappaleiden joukkoon, jonka monikulmaisista kraattereista on tehty yksityiskohtaista tutkimusta. Jo tämä työ avaa kiinnostavia näkymiä Ganymedeen tektoniseen historiaan. Ehkä vielä oleellisempaa silti on, kuten hyvässä tutkimuksessa aina, että artikkeli nostaa esiin kysymyksiä, joihin jatkotutkimuksissa on syytä paneutua tarkemmin. Tällainen globaali kartoitus on myös oivaa raaka-ainetta vertaileville tutkimuksille, joilla toivottavasti päästään käsiksi itse monikulmaisten kraatterien syntyprosessiin ja sen vaihteluun erilaisilla taivaankappaleilla.

Tutkimuksen tulevaisuus?

Kun parikymmentä vuotta sitten kerroin kraatterikokouksissa tutkivani rakenteellisesti kontrolloituja monikulmaisia törmäyskraattereita ja sitä, mitä ne voivat kertoa ympäröivän alueen tektonisesta historiasta, vastauksena oli melko usein hämmentynyttä silmienpyörittelyä. Eräs palkittu fyysikkotaustainen kraatterimallintaja päätyi inttämään, että kulmikkaiden kraatterien syntyminen on mahdotonta. Viime vuosina onkin ollut ilo huomata, että tutkimuksia erilaisten taivaankappaleiden kulmikkaista kraattereista ja niiden merkityksestä on alkanut ilmestyä yhä enemmän. Voin helposti myös kuvitella, että Thomas Kenkmannin kaltaisten arvovaltaisten tutkijoiden aihetta kohtaan osoittama mielenkiinto lienee tehnyt niiden tutkimuksesta myös salonkikelpoisempaa kuin aiemmin, eikä nykypäivänä kulmikkaiden kraatterien tutkijoita pidetä välttämättä enää täysin kaheleina.

Asiaan perehtyneille tutkijoille alkaa nykyisin olla jo täysin selvää, että kompleksikraatterit romahtavat syntyessään mielellään pitkin jotain vallitsevaa heikkouspintaa. Tätä tapahtuu suurilla ja pienillä kappaleilla, niin kivessä kuin jäässäkin, ja se kertoo jotain alueen tektonisesta historiasta. Jatkossa huomiota soisikin kiinnitettävän aiempaa enemmän monikulmaisiin maljakraattereihin. Jos niiden suorien sivujen suhde kohdeaineksen heikkouspintojen suuntiin ymmärrettäisiin paremmin, olisi tutkijoilla käytössään uusi, aiempaa pienempiin kohteisiin pureutuva keino tutkia toisten taivaankappaleiden tektonista historiaa.

Lisäksi tarvittaisiin ehdottomasti lisää käytännön kenttätutkimusta. Barringerillä olisi syytä tehdä kattava rakennegeologinen tutkimus, jotta aiempien töiden ristiriitaisuuksien syyt saataisiin varmuudella selville. Ongelma on, ettei Barringerin lisäksi muita selkeästi kulmikkaita nuoria maljakraattereita Maassa kovin monta ole. Noin 400-metrinen Aouelloul Mauritaniassa olisi yksi hyvä tutkimuskohde.

Suomessa olisi mahdollisuuksia tutkia kenttäoloissa vanhempia eri kokoluokkien kulmikkaita kraattereita. Ilmiselvästi kuusikulmainen Söderfjärden on tietysti tunnetuin esimerkki. Sen lisäksi Geologian tutkimuskeskuksen geofyysikko Seppo Elo kollegoineen huomasi 1990-luvun alussa Lappajärven painovoimakenttää tutkiessaan, ettei Lappajärven kraatterikaan varsinaisesti ole pyöreä vaan kulmikas. Taivalkosken pieni Saarijärvi puolestaan osoittaa kulmikkuutensa osin ihan rantaviivassaan, mutta selkeämmin kun sen syvärakennetta tutkitaan sähkömagneettisin menetelmin.

Kenttätutkimusten lisäksi laboratoriokokeet auttaisivat paljon. Räjäytys- ja törmäyskokeita rakoilleisiin kohteisiin tehtiin 1950–1970-luvuilla, mutta mielenkiintoisimpien kokeiden tulosten raportointi jätti aika paljon toivomisen varaa. Nykyisin geologisia törmäyskokeita tehdään muutamissa laboratorioissa ympäri maailmaa, mutta kulmikkaiden kraatterien syntyä kukaan ei ole toistaiseksi ollut kiinnostunut tutkimaan. Ottaen huomioon, kuinka yleisiä ne erilaisten aurinkokuntamme kappaleiden pinnoilla ovat, tämä on aikamoisen yllättävää.

Kasvaneen laskentatehon myötä nykyisin olisi myös aiempaa helpompaa tehdä tietokonemallinnuksia, joissa kohteen heikkouspinnat olisi huomioitu. Mallinnuksia tuntuu vain vaivaavan hieman sama ongelma kuin kokeitakin: vuosikymmenestä toiseen tutkitaan samoja kysymyksiä entistä tarkemmin, ilman että missään vaiheessa selvitettäisiin asioita hieman toisenlaisista lähtökohdista.

Viisitoista vuotta sitten tiivistin yllä olevat toiveeni seuraavasti: ”Only detailed structural studies of well-preserved terrestrial (polygonal) impact crater rims, preferably accompanied by high-resolution planetary remote sensing studies, and especially cratering experiments in fractured targets and sophisticated 3D numerical models, can solve the puzzle of polygonal impact craters’ formation mechanisms.” Noista ei ole toistaiseksi toteutunut kuin kulmikkaiden kraatterien kaukokartoitustutkimus. Senkin osalta suuren erotuskyvyn tutkimukset ovat todella harvassa.

Kehitys on siis ollut hitaanalaista. Haluan kuitenkin uskoa, että JUICEn korkean erotuskyvyn JANUS-värikameran (lat. Jovis, Amorum ac Natorum Undique Scrutator) tuodessa 2030-luvulla Ganymedeen maljakraatteritkin tutkimuksen piiriin, on meillä toivottavasti jo huomattavasti parempi kokonaiskäsitys tektoniikan ja törmäyskraatterien vuorovaikutuksesta.

---

¹ESA on muuttanut luotaimen virallisen kirjoitusasun JUICEsta Juiceksi. Akronyymi on kuitenkin akronyymi vaikka sen voissa paistaisi, ja sitä paitsi etenkin Suomessa Juicella on jo 1970-luvulta alkaen ollut aivan toinen kulttuurihistoriallinen merkitys. Näin ollen pidätän itselläni oikeuden kirjoittaa JUICEsta.

²Tai kuten kivitohtori Martti Lehtisen (1941–2020) kraatteriluentoja kuunnelleet tietävät, kyseessä on RÄJÄHDYS!

³Ihan perustellusti voi kuitenkin väittää, että Barringer on neliön sijasta kahdeksankulmio, jossa on neljä pidempää suoraa sivua ja niiden kulmissa neljä lyhyempää suoraa sivua. Barringerin kulmikkuudesta on tehty vain kaksi tarkempaa tutkimusta, ja niiden tulokset ja tulkinnat ovat keskenään ristiriidassa.

⁴Aikoinaan omissa tutkimuksissani tosin havaitsin, että tietyllä alueella monikulmaisten malja- ja kompleksikraattereiden antama suuntainformaatio on yhtäpitävää. Tämä johti myös uuteen syntyhypoteesiin. Koska syntyhypoteeseistä ei kuitenkaan ole yksimielisyyttä, on viisaampaa suhtua maljakraattereihin jonkinlaisella varauksella. Valitettavasti tätä puolta monikulmaisen kraatterien synnystä ei oikeastaan kukaan ole sittemmin kunnolla tutkinut.

⁵Näiden suomesta puuttuvien termien kanssa olen tuskaillut monet kerrat ennenkin. Kun vuorovesivoimat ovat lukinneet kuun pyörimisen oman akselinsa ympäri samaksi kuin sen kiertoajan planeettansa ympäri – kuten on tapahtunut aurinkokunnan suurilla kuilla – kuulla on planeettaansa nähden lähipuoli ja etäpuoli, aivan kuin omalla Kuullamme. Niillä on kuitenkin myös kiertosuuntaansa nähden kaksi eri puolta, jotka monissa tapauksissa poikkeavat hyvinkin paljon toisistaan, joten niillä olisi syytä olla selkeät ja ymmärrettävät nimet. Englanniksi tilanne on helppo. Se pallonpuolisko, joka on menosuuntaan nähden ensimmäisenä, on leading hemisphere, perää pitävä puolisko taas puolestaan trailing hemisphere. Kun ei parempiakaan suomenkielisiä termejä mieleeni ole juolahtanut, niin olkoot ne nyt johtava ja seuraava pallonpuolisko. Parempia nimiehdotuksia otetaan erittäin mielellään vastaan.

---

P.S. Myönnetään, tämä meni vähän turhan tieteelliseksi ja pitkäksi. Koetetaan tehdä seuraavasta jutusta taas hieman lukijaystävällisempi.

---

Pluton kivisydän

1.6.2024 klo 05.30, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: geofysiikka , Kuiperin vyöhyke , Pluto , Törmäykset , Törmäysaltaat

Helteen piinaamien aivojen virkistykseksi on onneksi tarjolla monenlaisia vaihtoehtoja. Yksi halvimmista on siirtyä mielessään aurinkokunnan vilpoisiin ulko-osiin ja mietiskellä niin sanotun Kuiperin vyöhykkeen kappaleiden, kuten vaikkapa Pluton geologista kehitystä.

Yksi Pluton tutkimuksen suosikki-ideoista on viime vuodet ollut sen pinnan alla vellova meri. Huhtikuussa moni tiedesivusto kuitenkin kertoi merihypoteesin kannattajille hieman huolestuttavia uutisia. Uuden tietokonemallinnuksen mukaan useat Plutossa havaitut piirteet selittyvät nimittäin mainiosti myös ilman merta.

Sputnikin allas

Avaruusasioita hieman enemmän seuraava kansalainen saattaa muistaa, että Pluton pinnalla näkyy jännä sydämenmuotoinen alue. Virallisesti se tunnetaan nimellä Tombaugh Regio. Sen selväpiirteisempi läntinen osa puolestaan on nimeltään Sputnik Planitia. Se on pääroolissa, kun pohditaan Pluton meren olemassaoloa ja myös sitä, missä asennossa Pluto avaruudessa nykyisin pyörii.

Kirjoittelin Sputnik Planitian ja sitä ympäröivien alueiden geologiasta tammikuussa 2022. Siksipä nyt ei kannatakaan paneutua aiheeseen sen tarkemmin. Tähän hätään riittää, kun todetaan sen olevan lähinnä typpijäästä koostuva tasanko, joka osittain täyttää laajempaa muutaman kilometrin syvyistä Sputnikin allasta. Se taas on useimpien tutkijoiden mukaan suuren ja jokseenkin vinosti Plutoon mäjähtäneen asteroidin synnyttämä törmäysallas. Altaan läpimitta on tutkimuksesta riippuen noin 1400 km x 1200 km, 1800 km × 1000 km, tai 2000 km × 1200 km, leveämmän osan sijaitessa pohjoisessa. Joka tapauksessa kyse on koko aurinkokunnankin mittakaavassa erittäin kookkaasta törmäysrakenteesta.¹ Juuri sen synnyn uusi mallinnus pääsi otsikoihin.

Sputnikin törmäyssyntyä on tietysti mallinnettu aiemminkin. Suurten törmäysaltaiden tietokonemallinnus ei vain ole aivan yksinkertaista, eikä altaiden synnyn fysiikkakaan ole niin hyvin selvillä kuin pienempien kraatterien tapauksissa. Aiemmat mallinnukset olivat kaksiulotteisia, eikä niissä huomioitu aineen lujuusominaisuuksia laisinkaan. Lujuusominaisuudet ovat kuitenkin merkittäviä etenkin Pluton tapauksessa, sillä aurinkokunnan ulko-osissa tavalliset törmäysnopeudet ovat hyvin hitaita tutumpiin maankaltaisille planeetoille kraattereita synnyttäviin nopeuksiin nähden. Hitaissa törmäyksissä, joissa törmäysnopeus on samaa suuruusluokkaa äänennopeuden kanssa, jää šokkimetamorfoosi hyvin vähäiseksi. Aineen käyttäytyminen on siksi hyvin erilaista kuin perinteisissä törmäyskraattereissa.

Uusista mallinnuksista ja Pluton meren mahdollisesta kuivattamisesta on päävastuussa Harry Ballantyne. Kuukausi sitten mainitsin hänen johdollaan tehdystä Marsin kahtiajakoa koskevasta tietokonemallinnuksesta. Nyt Ballantyne kollegoineen sovelsi koodiaan siis kiviplaneetan sijasta jäisiin kappaleisiin. Artikkeli Sputnik Planitia as an impactor remnant indicative of an ancient rocky mascon in an oceanless Pluto julkaistiin Nature Astronomy -lehdessä.

Ballantynen vetämän tutkimuksen pääkohdat ovat aika selkeät. Parhaan mallin Sputnikin altaasta he saivat aikaiseksi, kun Plutoon törmäsi läpimitaltaan noin 730 km:n kappale. Sen massasta suunnilleen 15 % oli kivisessä ytimessä. Ydintä ympäröi paksu jäävaippa. Kokonaismassaltaan kappale vastasi likimain nykyistä asteroidi Vestaa.

Törmäysnopeus oli alle puolitoista kilometriä sekunnissa ja nykyisestä pohjoisesta tullut törmäys tapahtui noin 60°:n kulmalla.² Vertailun vuoksi lienee hyvä mainita, että maapallolla tyypillinen asteroidin törmäysnopeus on tuohon nähden yli kymmenkertainen eli noin 17 km/s.³ 

Tällainen pliisu kolarointi johti siihen, että kiviaineksen sulamista tapahtui erittäin vähän. Törmänneen kappaleen kivinen ydin painuikin Pluton kuoren ja vaipan jäästä läpi. Se päätyi litistyneeksi möykyksi Pluton kivisen ytimen ja jäisen vaipan rajapinnalle. Ballantynen mallinnuksen mukaan möykky makaa siellä tänäkin päivänä. Törmänneen kappaleen jäinen osuus oli Pluton jäähän verrattuna kevyttä, joten se jäi pinnalle täyttämään osaltaan syntynyttä kuoppaa. Varsin nopeasti painauma alkoi kuitenkin peittyä tavallisella Pluton typpijäällä. Prosessin lopputuloksena syntyi nykyisiin tuntemamme Sputnikin soikea törmäysallas ja sen sisäosia peittävä Sputnik Planitia.

Kaksoisplaneetta, meri ja maskon

Ballantynen ryhmän artikkelissa keskeistä ei ole pelkästään se, kuinka saadaan Sputnikin kaltainen allas syntymään, vaan myös se, mitä tämä vaikutti Plutoon ja mitä se kertoo Pluton sisärakenteesta. Tämän pääpiirteiseksi ymmärtämiseksi voi olla tarpeen kerrata pari perusasiaa.

Pluto ja Charon muodostavat kaksoisplaneettajärjestelmän. Sen molemmat osat kiertävät systeemin massakeskipistettä, joka sijaitsee avaruudessa niiden välissä. Vuorovesivoimien vaikutuksesta sekä Pluton että Charonin pyörimis- ja kiertoajat ovat lukkiutuneet siten, että ne näyttävät toisilleen aina saman puolen. Siksi Sputnikin puolelta ei pääse koskaan näkemään Charonia. Oleellista on, että Sputnikin allas on nimenomaan Charonista poispäin kääntyneellä puolella ja lähellä ekvaattoria.

Iso kuoppa planeetan pinnassa tarkoittaa lähtökohtaisesti massavajetta. Geofyysikoiden mukaan Sputnikin altaan kokoisen massavajeen olisi pitänyt aikojen saatossa johtaa koko planeetan keikahtamiseen siten, että allas olisi päätynyt lähimmälle navalle. Todellisuus näyttää kuitenkin aivan toiselta.

Juuri Sputnikin sijainti on ollut yksi keskeisistä perusteista Pluton merihypoteesille. Koska Sputnikin allas ei ole navalla vaan ekvaattorilla kääntyneenä Charonista poispäin, siinä täytyy olla massavajeen sijasta keskimääräistä enemmän massaa. Planeettageologiassa tällaiset ylimääräiset kilot tunnetaan maskoneina eli massakonsentraatioina. Tutuimmat maskonit sijaitsevat useimpien Kuun merien alla.

Loogisin tapa synnyttää Sputnikin altaaseen maskon on antaa tiheän suolaisen veden nousta maskonin kohdalla ylöspäin, samaan tapaan kuin Kuun maskoneissa vaipan raskas kiviaines on noussut lähemmäs pintaa. Jos vesi olisi jäätynyt tai jos alkujaan kohonnut vesimassa olisi myöhemmin lätsähtänyt takaisin (eli jos hienommin sanottuna allas olisi relaksoitunut), maskon olisi kadonnut. Tällaisessa tapauksessa Sputnikilla ei olisi mitään syytä olla siellä missä se nyt on. Vallitsevien mallien mukaan Sputnikin altaan alla on siis yhä edelleen oltava syvä ja sula suolainen meri, jotta Sputnikilla olisi maskon, jotta se sijaitsisi nykyisellä paikallaan pyörimisakseliin nähden.

Ainakin jos Ballantynen tutkimusryhmää on uskominen, vaatisi Sputnikin alaisen meren sulana pysyminen erittäin korkeaa ammoniakkipitoisuutta. He eivät kuitenkaan pidä realistisena, että Plutossa voisi olla riittävän väkevää pakkasnestettä. Sen sijaan heidän uudet törmäysmallinnuksensa ratkaisevat ongelman.

Koska hitaassa törmäyksessä ei tapahdu merkittävää sulamista, huomattava osa törmänneen kappaleen kivisestä ytimestä päätyy Pluton sisälle jää- ja kivikerrosten rajapinnalle. Parhaiten havaintoja vastaavassa 60°:n törmäyksessä kivimöykky sijaitsee Sputnikin altaan kapeamman eteläosan alapuolella. Möykky on riittävän suuri aiheuttamaan maskonin ja – mikäli Ballantyne ja kumppanit ovat oikeassa – myös ajan saatossa koko Pluton keikahtamisen nykyiseen asentoonsa.

Ballantynen ryhmän maskon siis syntyy ilman hankalaa oletusta hyvin ammoniakkipitoisesta suolavedestä. Jos meri kuitenkin välttämättä Plutoon halutaan, kuten monet tietysti tekevät, Ballantynen malli toimii, kunhan meri on korkeintaan 50 km:n syvyinen. Meikäläisiin meriin verrattuna tuokin on tietysti tolkuttoman syvä, mutta Plutoon kuviteltujen merien joukossa melko matala.

Ballantynen mallinnukset tuovat uuden mielenkiintoisen lisän keskusteluun Pluton merestä. Ei meri kuitenkaan vielä niiden perusteella kokonaan kuivahda. Sky and Telescope -lehden Javier Barbuzano harjoitti aiheen tiimoilta erinomaista tiedejournalismia: hän ei tyytynyt vain toistelemaan lehdistötiedotetta, vaan kysyi toisen ja vielä kolmannenkin tohtorin mielipidettä aiheesta.

James Tuttle Keane toimi yhtenä Ballantynen artikkelin esitarkastajana. Hän on myös ollut eräs näkyvimmistä Sputnik Planitian vaelluksen ja Pluton meren puolestapuhujista. Keane pitää Ballantynen mallinnuksia sinänsä uskottavina. Hänen huomautuksensa, ettei artikkelissa millään tavoin yritetä osoittaa, riittääkö törmänneen kappaleen kivisen ytimen synnyttämä maskon keikauttamaan Plutoa riittävästi, on kuitenkin täysin perusteltu. Ballantynen mallit viittaavat siihen, että maskon voi syntyä, mutta sen seuraukset ovat toistaiseksi pelkän idean asteella, koska niitä ei artikkelissa testattu. Jatkotutkimuksille on tilausta.

Toinen Sky and Telescopen jutussa kriittisiä äänenpainoja esittävä tutkija on 1970-luvulta saakka etenkin jäisten kappaleiden suuria törmäysrakenteita tutkinut William B. McKinnon. Hänen suurin huolenaiheensa on, etteivät Ballantyne ja kumppanit ottaneet riittävästi huomioon Sputnikin altaan ikää. Ikä on tietenkin tuntematon, mutta väkisinkin allas on hyvin vanha. Sen syntyessä vielä nuoren Pluton lämpövuo oli merkittävästi suurempi kuin nykyisin. McKinnonin mukaan Pluton venytyksestä kielivät tektoniset rakenteet osoittavat, että nuorella ja lämpimämmällä Plutolla oli meri, joka on sittemmin hiljalleen jäätynyt. Tämä on johtanut kuoren venymiseen ja ratkeiluun. Ainakin vielä muutama vuosi sitten The Pluto System After New Horizons -raamatussa McKinnon esitti yhdessä Francis Nimmon kanssa, että varhaisesta merestä on Pluton jääkuoren alla vielä tänäkin päivänä jäljellä sadan kilometrin syvyinen vesikerros. Tämä ei luonnollisestikaan sovi alkuunkaan yhteen Ballantynen jo muinoin olemattoman tai korkeintaan 50 km:n syvyisen meren kanssa.

Vaikka Ballantynen ryhmän törmäysmallit kiinnostavia ovatkin, on Pluton meri siis kaikkea muuta kuin kuivatettu. Esimerkiksi huhtikuun lopulla ilmestyi Icarus-lehdessä turhan vahvan maksumuurin takana oleva Patrick J. McGovernin ja Alex L. Nguyenin artikkeli, jonka mukaan 40–80 km paksun kuoren alla on yhä meri. Sen vesi on vain hieman suolaisempaa ja tiheämpää kuin maapallon keskimääräinen merivesi, ei siis erittäin tiheää ja suolaista kuten voisi helposti kuvitella.

Lisäksi useat tutkijat, mm. Ballantynenkin ryhmässä mukana ollut Adeene Denton, ovat viime vuosina ehdottaneet merelle merkittävästi suurempiakin syvyyksiä kuin Nimmon ja McKinnonin sata kilometriä. Tutkimukset Pluton meren olemuksesta ja syvyydestä siis jatkuvat edelleen, vaikka Ballantyne kollegoineen siitä onkin hankkiutumassa kokonaan eroon.

Aurinkokunnan laitamien tutkimuksen tulevaisuus?

Vaikka eritoten Plutoa ja Charonia tutkinut New Horizons -luotain on millä tahansa tolkullisella mittarilla mitaten kiistaton menestys, se oli kuitenkin Pluton systeemin osalta ”vain” yksi ohilento. Siksi tietomme Plutosta ja etenkin sen sisärakenteesta ovat erittäin puutteelliset. Päätelmiä joudutaan tekemään hyvinkin vajavaisten lähtötietojen pohjalta. Tämä jättää tilaa sille, että toisensa täysin poissulkevatkin mallit vaikkapa juuri Pluton merestä ovat nykytietämyksen valossa aivan mahdollisia.

Pluton ohilennosta tulee pian kuluneeksi yhdeksän vuotta, mutta uusia tutkimuksia ilmestyy koko ajan. Kiinnostus Plutoa kohtaan ei siis ole tutkijoiden parissa hiipumassa, vaikkei uusia mittaustuloksia Pluton läheltä enää saadakaan. Onkin äärimmäisen valitettavaa, ettei tällä hetkellä ole vakavammin suunnitteilla ainuttakaan luotainprojektia, joka tutkisi aurinkokunnan ulko-osia.

New Horizonsin tulokset Pluton järjestelmästä ja Arrokothista ovat osoittaneet, että kylmäksi ja kuolleeksi luullulla alueella on ollut hämmentävän eloisaa geologista toimintaa. Mitä yllätyksiä odottaakaan kääpiöplaneetoilla, joita emme ole koskaan nähneet läheltä? Esimerkiksi Eris ja soikea, renkaiden ympäröimä Haumea ovat suunnilleen Pluton kokoisia kappaleita, joista emme kuitenkaan tällä hetkellä tiedä juuri mitään. Yllätys oli melkoinen, kun viime talvena julkaistujen James Webb -avaruusteleskoopilla saatujen tulosten mukaan sekä Eris että Makemake lienevät geologisesti aktiivisia. Aktiivisuus voi olla peräisin pinnanalaisesta merestä, tai jostain ihan muusta. Oleellista on, että nyt tunnettujen kääpiöplaneettojen kokoluokkaa olevia tai vieläkin suurempia geologisesti monimuotoisia kappaleita voi Kuiperin vyöhykkeellä olla löytämättä runsaasti.

Paitsi ettemme tunne ns. Kuiperin vyöhykkeen kappaleita, emme myöskään täysin käsitä, mitä siellä tapahtuu: monet prosessit, jotka olemme luulleet ymmärtävämme aurinkokunnan sisäosien perusteella, onkin mm. aurinkokunnan ulko-osien kylmyyden ja hitaiden kiertonopeuksien vuoksi ajateltava enemmän tai vähemmän uusiksi. Törmäykset ja (kryo)vulkanismi ovat tästä hyviä esimerkkejä.

Suurten kappaleiden lisäksi myös pienet voivat yllättää. Viime talvena julkaistut, Plutolle nimen antaneen Venetia Burneyn mukaan nimetyn ja opiskelijatyönä syntyneen pölyä mittaavan laitteen tulokset osoittivat, että myös käsityksemme Kuiperin vyöhykkeen koosta saattaa olla pahasti alimitoitettu. Pölyä nimittäin löytyi enemmän kuin oletettiin, eikä kukaan tiedä, mistä se on peräisin. Tämä voi viitata laajempaan Kuiperin vyöhykkeeseen, toiseen vyöhykkeeseen sen takana, tai vaikka runsaampaan suurten törmäilevien kappaleiden joukkoon. Kuiperin vyöhykettä tutkiessamme emme näin ollen oikeastaan edes tiedä, mitä olemme tutkimassa.

Ihmeteltävää aurinkokunnan ulko-osissa siis riittää. Näkymämme sinne vain ovat valitettavan sameat. Onneksi NASA tuli viime syksynä lopulta järkiinsä ja perui aikeensa ajaa New Horizonsin planeettatutkimus alas ja jatkaa lentoa ainoastaan osana heliosfäärifysiikan tutkimusta. Se ei kuitenkaan muuta mihinkään sitä tosiasiaa, että nykyisin parhaassa iässä olevat tutkijat ovat vähintään eläkeiän kynnyksellä ennen kuin pääsemme seuraavan kerran havaitsemaan suurempia ns. Kuiperin vyöhykkeen kappaleita läheltä. Onneksi sitä odotellessa voimme nauttia vanhojen mittausten pohjalta tehdyistä uusista ja yllättävistä tulkinnoista, kuten vaikkapa Harry Ballantinen yrityksestä korvata Pluton lämmin sydän kylmällä ja kivisellä.

---

¹Sisäsyntyisilläkin malleilla on varmasti yhä kannattajansa, mutta tutkimuksen valtavirtaa ne eivät edusta.

²Jos lukee itse artikkelin, tämä kohta voi herättää hämmennystä, sillä jutussa törmäyskulmaksi mainitaan 30°. Ongelma on siinä, että geologit ja fyysikot eivät ajattele monestakaan asiasta samalla tavalla, eivät edes siitä, kuinka kulmia mitataan. Geologitaustaisten kraatteritutkijoiden mielestä, jos kappale tömähtää pintaa vasten pystysuoraan, on törmäyskulma 90°. Fyysikoille tämä on tietenkin 0°. Fyysikoiden mielestä asia on myös niin ilmeinen ja looginen, ettei sitä tarvitse tutkimusartikkeleissa yleensä edes mainita.

³Nopeus 17 km/s tarkoittaa puoltatoista kierrosta maapallon ympäri tunnissa, tai hurautusta teitä pitkin Ursan toimistolta Oulun kauppatorille 36 sekunnissa. Ballantynen artikkeli on tosin nopeuksien osalta itsensä kanssa ristiriidassa. Artikkelissa todetaan ”…~730 km impactor striking Pluto at 30° with an impact velocity, v_coll, of 1.2v_esc (~6 km s⁻¹) produces an impactor-dominated region at the impact site…”, mutta toisaalta myös ”The impacts are slower than the speed of sound in geologic ice, ~2–4 km s⁻¹, so shocks play a minor role.” Tunnustan, että meikäläiselle asia jää mysteeriksi. Kenties homma  selviäisi, jos perinteiseen fyysikkotapaan aloittaisi olettamalla pyöreän lehmän.

---

13.6.2024: Korjattu pari pientä näppäilyvirhettä.

---

Löpönvaara – Suomen viidestoista meteoriitti

21.5.2024 klo 19.17, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Geokemia , Meteoriitit , Mineralogia , Nimistö , Suomi

Nyt on jokaisella suomalaisten meteoriittien ystävällä aihetta iloon: meteoriittien virallisesta nimeämisestä vastaava The Meteoritical Societyn nimistökomitea on eilen 20.5.2024 hyväksynyt Löpönvaaran tietokantaansa! Löpönvaara on täten Suomen viidestoista meteoriitti.¹ Samalla se on ensimmäinen maastamme löydetty rautameteoriitti. Kuvia Löpönvaaran meteoriitista pääsee helpoimmin katselemaan ResearchGatesta.

Kirjoittelin aiemmin nimellä Lieksa-4 tunnetusta Löpönvaarasta hieman reilu vuosi sitten.  Uutta tutkimusta aiheesta ei ole vielä julkaistu. Siinä mielessä suunnilleen kaikki oleellinen, mitä itselläni on aiheesta sanottavaa, on todettu jo tuossa vuoden takaisessa jutussani. Virallistuksen myötä lienee kuitenkin nyt paikallaan kerrata ihan suomeksikin perusasiat Löpönvaarasta sen perusteella, mitä Meteoritical Bulletin Databasessa julkaistu tiivistelmä Löpönvaaran meteoriitista kertoo.

Löpönvaara löytyi 10.7.2017 7.10.2017.² Löytäjä oli Ursan tulipallotyöryhmän aktiivijäsen Pekka Kokko. Hänet oli tietenkin paikalle houkutellut harrastajapiireissä jo ennen virallista julkistusta levinnyt tieto Lieksan meteoriitin (tuolloin vielä meteoriittikandidaatin) löytymisestä Löpönvaaralta vajaat puolitoista kuukautta aiemmin. Meteoriitit tuppaavat ilmalentonsa aikana hajoamaan lukuisiin osiin, joten sieltä mistä on löydetty yksi meteoriitti, on todennäköistä löytää myös muita.

Löpönvaara oli löydettäessä noin millimetrin paksuisen ruostekerroksen peitossa. Alkuperäisestä sulamiskuoresta oli silti vielä vähäisiä jäänteitä havaittavissa. Reippaasti rakoilleen ja jonkin verran rapautuneen meteoriitin massa löytöhetkellä oli vajaat 164 grammaa.

Löpönvaaran tutkimuksesta on päävastuussa ollut väitöskirjatutkija Laura Kotomaa Åbo Akademista. Hänen johdollaan Löpönvaaraa on analysoitu myös Turun yliopistossa ja Geologian tutkimuskeskuksessa. Viime vuoteen nähden Löpönvaaran koostumus on nyt hieman tarkentunut ollen 75 % kamasiittia eli nikkelirautaa (α-Fe,Ni) ja 20 % schreibersiittia ((Fe,Ni)₃P). Meteoriiteille tyypillistä rikin ja raudan yhdistettä troiliittia (FeS) on vain alle 0,1 painoprosenttia.

Hivenalkuainepitoisuuksiensa perusteella Löpönvaara luokitellaan tarkemmin luokittelemattomaksi (engl. ungrouped) rautameteoriitiksi. Tällaisia meteoriitteja tunnetaan maapallolta tällä hetkellä yhteensä 152 kappaletta. Ne ovat melko kirjava porukka, eikä niiden joukosta ole vielä löydetty viittä niin paljon toisiaan muistuttavaa meteoriittia, että niistä olisi saatu muodostettua oma meteoriittiluokkansa. Tavallaan Löpönvaara siis on – aivan samoin kuin muutama sata metriä pohjoisempaa löytynyt tarkemmin luokittelematon pallasiitti Lieksa – täysin ainutlaatuinen kappale ja näin ollen tieteellisesti erittäin kiinnostava.

Juuri Lieksan ja Löpönvaaran läheisyys on yksi lieksalaismeteoriittien kiehtovia mysteereitä. Epätodennäköisiä asioita tapahtuu ja suuriakin avaruuskiviä voi sattumalta putoilla aivan samoille tienoille, kuten vaikkapa Suvasveden törmäyskraatterit osoittavat. Voi siis olla mahdollista, että Lieksa ja Löpönvaara tipahtivat taivaalta aivan eri aikoina ja nyt vain lähes uskomattoman onnenkantamoisen myötä löytyivät toistensa läheisyydestä.

Toinen ilmeinen vaihtoehto on, että jo avaruudessa ollessaan asteroidi on koostunut osin pallasiitista ja osin rautameteoriitista. Lieksa ja Löpönvaara olisivat siis alkujaan syntyneet erillään, päätyneet vuosimiljardien kuluessa avaruudessa yhteen ja törmänneet lopulta yhtenä murikkana jonnekin Lieksan tienoille.

Törmäyspaikka ei tosin välttämättä ole ollut Löpönvaara, sillä alueelle tyypillisesti sekin on luoteesta virranneen jäätikön muovaama hieman drumliinimainen mäki. Lieksan ja Löpönvaaran meteoriitit voivat olla viimeisintä jäätiköitymisvaihetta vanhempia (tai kenties jäätikölle pudonneita) ja virranneen jäätikön löytösijoilleen kuljettamia. Vaihtoehtoja on siis useita.

Harrastajapiireissä liikkuvien tarinoiden mukaan Löpönvaaran alueelta on löydetty runsaasti muitakin rautakappaleita kuin Lieksa ja Löpönvaara. Koska niitä ei ole tutkittu tai ainakaan tutkimuksia ei ole julkaistu, niiden olemuksesta ja mahdollisesta liittymisestä Lieksan tai Löpönvaaran meteoriitteihin ei voi esittää kuin pelkkiä arvailuja. Koska Lieksa ja Löpönvaara ovat alkuperältään selvästi erilaisia kappaleita, olisikin äärimmäisen tärkeää saada alueen muut kiinnostavat rautakappaleet tutkimuksen pariin. Samalla tietysti olisi oleellista, että meteoriittitutkimukseen olisi maassamme resursseja ja laajempaa kiinnostusta, jotteivat meteoriittikandidaatit jäisi vain museoiden ja yliopistojen nurkkiin pyörimään.

Nuo ovat kuitenkin tulevaisuuden asioita. Tällä hetkellä kannattaa vain riemuita Pekka Kokon, Laura Kotomaan ja muiden Löpönvaaran tutkimuksiin osallistuneiden menestyksestä ja siitä, että Suomesta on vihdoinkin tunnistettu ensimmäinen rautameteoriitti.

---

¹Marjalahti lasketaan virallisesti venäläiseksi, koska Marjalahden putoamis- ja löytövuonna 1902 Suomi oli osa Venäjän suuriruhtinaskuntaa, ja nykyisin Marjalahti on Venäjän puolella rajaa. Marjalahdesta kiinnostuneiden kannattaa lukea Jarkko Kettusen ja Jarmo Moilasen mainio artikkeli Tähdet ja Avaruus-lehden numerosta 1/2024.

---

Jälki-/loppuhuomautus: Lieksa löydettiin siis toukokuun lopulla 2017 ja se hyväksyttiin virallisesti meteoriitiksi toukokuun lopulla 2023. Nyt vuotta myöhemmin toukokuun loppupuoliskolla hyväksyttiin Löpönvaara. Toistankin, mitä sanoin vuosi sitten: “Jos olisin töissä Lieksan kunnan matkailu- tai kulttuuripuolella, järjestäisin toukokuun lopulle vuosittaiset meteoriittipäivät.”

---

Muokkaus 21.5.2024: Lisätty Löpönvaaran meteoriitin kuvalinkki ja muutettu yksi linkki.

Korjaus 24.5.2024: Virallisissa tiedoissa tällä hetkellä löytöpäiväksi on merkitty 10.7.2017. Eräiden tietojen mukaan löytö kuitenkin tapahtui vasta 7.10.2017. Tämän perusteella Lieksan löydön julkistus 7.9.2017 tapahtui siis näin ollen ennen Löpönvaaran löytymistä. Tosin esimerkiksi Lieksan meteoriitteja ansiokkaasti tutkineen Jarmo Moilasen sivuilla todetaan, että löytö olisi tehty virallisiinkin tietoihin merkitty päivänä 10.7.2017. Päivitellään näitä tietoja, jos joskus varmistuu, milloin Löpönvaara todellisuudessa löytyi.

Päivitys 27.5.2024: Jarmo Moilaselta saamani tiedon mukaan oikea Löpönvaaran löytöpäivä on todellakin 7.10.2017, toisin kuin virallisiin tietoihin on merkitty. Uskotaan siis tätä ainakin toistaiseksi.

---

Kuun hämähäkit

30.4.2024 klo 23.59, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Kuu , kuulennot , Vulkanismi

Luin vastikään unohtumattoman kirjan. Kyseessä oli A. E. van Vogtin Moonbeast vuodelta 1963. Tarinassa, joka oli yhdistelmä kolmesta van Vogtin 1940-luvulla kirjoittamasta novellista, oli kauniita itäsaksalaisia kuunatsinaisia, joita kuolemattomat moniavioiset villin lännen cowboyt ryöstivät itselleen vaimoiksi. Porukkaa johti miljoona vuotta vanha neandertalilainen nimeltä Big Oaf, ja he elivät osittain onton Kuun luolastoissa. Siellä asusti myös kirjalle nimen antanut kuupeto, eli sapelihammastiikeri.

Alkuperäiset Kuun asukkaat olivat van Vogtin romaanissa jo kohonneet seuraavalle olevaisuuden tasolle. Heidän kehittämäänsä teknologiaa kuitenkin löytyi Maasta. Masentuneesta sotaveteraanisankaristamme kehittyi kuuteknologian ansiosta vahingossa yli-ihminen, joka tosin kätevästi menetti muistinsa aina kun hän otti kehityksessään seuraavan loikan. Häntä jahtasivat sekä vallanhimoisen Yhdysvaltain presidentin miehekkäämmäksi muokattu amatsoniarmeija, että toisten yli-ihmisten muodostamat vallankumoukselliset.

Luulisi, ettei näin erinomaisista lähtökohdista saa mitenkään aikaiseksi muuta kuin välittömästi klassikoksi kohoavaa maailmankirjallisuutta. Mutta niin vain van Vogt jotenkin onnistui möhlimään koko homman: lopputulos oli tylsää sekoilua, joka ilmeisesti jopa yritti ottaa itsensä jollain tavoin vakavasti.

Ehkäpä van Vogtin romaani olisi ollut parempi, jos hän olisi tiennyt Kuussa olevan monikymmenmetrisiä hämähäkkejä, jotka voivat nielaista varomattoman astronautin.

IMPejä ja hämähäkkejä

Pitkän linjan ukrainalainen planeettatutkija, Suomessakin paljon töitä tehnyt Mikhail Kreslavsky¹ ja jo Apollo-astronautteja kouluttamassa ollut James W. Head III julkaisivat huhtikuun Planetary Science Journal -verkkolehdessä erittäin kiehtovan tutkimusartikkelin. Silloin tällöin Kuun pinnalta löydetään yhä edelleen ihan uudenlaisia asioita. Nyt näyttää vahvasti siltä, että Kreslavsky ja Head ovat törmänneet niistä viimeisimpään. Artikkelin nimi ”Spiders” on the Moon: Morphological Evidence for Geologically Recent Regolith Drainage into Subsurface Voids kertoo jo kaiken oleellisen: Kuussa todellakin on hämähäkkejä.

Ennen hämähäkkeihin tutustumista on kuitenkin syytä luoda pikainen silmäys toisiin, vasta viimeisen reilun kymmenen vuoden aikana laajemman tutkimuksen kohteiksi päätyneisiin kummallisuuksiin, eli IMPeihin.

Mare Tranquillitatiksen länsiosassa, noin 250 km Apollo 11:n laskeutumispaikasta pohjoisluoteeseen on runsaasti kummallisia pieniä kuoppia. Niitä kutsutaan nykyisin epäsäännöllisiksi mare-läiskiksi (engl. irregular mare patches, IMP). Niitä löytyy myös muilta Kuun meriltä ja järviltä, mutta ei mistään niin runsaasti kuin läntiseltä Tranquillitatikselta.

Ensimmäisen nykyisin IMPiksi luokiteltavan kohteen, kuuharrastajienkin haastavana havaintokohteena tunteman Inan löysi kartoittajamestari Ewen Whitaker (1922–2016) vuonna 1972 tutkiessaan Apollo 15:n kuvia Lacus Felicitatiksen alueelta. Muutamaa vuotta myöhemmin Peter Schultz esitteli neljä lisäkohdetta väitöskirjatyöhönsä perustuvassa klassikkoteoksessaan Moon Morphology.

Sittemmin IMPit unohdettiin. NASAn Lunar Reconnaissance Orbiter -luotain (LRO) muutti kuitenkin tilanteen tältäkin osin. Vuonna 2012 Phil Stooke julkaisi luettelon 27:stä IMPistä (mukaan lukien Whitakerin ja Schultzin löydöt), jotka hän oli huomannut LRO:nottamista kuvista. Hän kutsui niitä nimellä meniscus hollows. IMPeiksi niitä alettiin kutsua vasta vuonna 2014 Sarah Bradenin johtamassa tutkimuksessa, jossa niitä löydettiin 70. Viimeisin, Le Qiaon johdolla julkaistu artikkeli vuodelta 2020 sisälsi IMPejä tai IMP-ryppäitä jo 91 kappaletta.

IMPit lienevät Kuun mittapuulla hyvin nuoria, luultavasti alle 100 miljoonan vuoden ikäisiä mare-alueilla esiintyviä usein hieman pitkänomaisia matalia mutta teräväreunaisia kuoppia. Niiden maksimipituus vaihtelee yleensä muutamasta kymmenestä metristä muutamaan kilometriin. Itse kuopat (Stooken hollows) ovat kirkkaita, mutta niitä ympäröi hieman tummempi loiva kohouma (Stooken meniscus). IMPien synnystä ei ole saavutettu yksimielisyyttä, mutta jonkinlaiseen magmaattiseen toimintaan ne joka tapauksessa useimpien tutkijoiden mukaan liittyvät.

IMPit ovat niin erikoinen ja ainoastaan Kuusta tavattu pinnanmuoto, että niistä on joskus varmaankin syytä kirjoittaa ihan oma juttunsa. Tässä tarinassa ne näyttelevät tärkeää sivuroolia.

IMPejä tutkiesaan Kreslavsky ja Head huomasivat, että läntisen Mare Tranquillitatiksen IMPien yhteydessä Arago- ja Ross-kraatterien välimaastossa Arago E:stä kolmisenkymmentä kilometriä länteen esiintyy neljässä paikassa jotain ennennäkemätöntä. Jokaisessa neljässä ryhmässä on 3–5 kirkasta, hieman hämähäkkiä muistuttavaa rakennetta. Koko hämähäkkirakenteen läpimitta on 50–80 metriä. Keskellä olevasta, yleensä noin viiden metrin läpimittaisesta ja 2–5 metriä syvästä kuopasta eli hämähäkin ”vartalosta” lähtee 5–10 ”jalkaa”, jotka kapenevat kauempana. Ne ovat noin metrin syvyisiä. Kreslavsky ja Head tutkivat tunnettujen IMPien ympäristöt lisälöytöjen toivossa, mutta mistään muualta kuin läntiseltä Tranquillitatikselta ei hämähäkkejä tavattu.

Joissain tapauksissa hämähäkin ”vartalon” muodostavan kuopan pohjalla näyttäisi olevan avoin reikä, joka johtaa pinnan alla olevaan onkaloon. Onkalon syvyyttä tai laajuutta ei kuitenkaan tiedetä. Kreslavskyn ja Headin selitys hämähäkkien synnylle perustuu kuitenkin juuri tähän onkaloon: Sen katto sortuu, ja Kuun irtain pintakerros eli regoliitti valuu onkaloon. Valuessaan regoliitti kaivertaa hämähäkin ”jalat”.

Jokainen hämähäkkilauma sijaitsee noin puoli kilometriä leveässä ja 1–2 kilometriä pitkässä suunnilleen itä–länsi-suuntaisessa painanteessa. Painanteen syvyys on 10–40 metriä. Kaikki havaitut hämähäkit ovat korkeintaan joidenkin satojen metrien päässä pienestä IMPistä. Lisäksi hämähäkkien lähellä on kirkkaita lohkarekenttiä. Toisin kuin Kuun normaalit lohkarekentät, hämähäkkien läheiset lohkareikot eivät kuitenkaan ole minkään kraatterin heittelettä. Lohkarekenttiä on Kuussa viime aikoina havaittu eräiden erittäin tuoreesta tektonisesta toiminnasta todistavien harjanteiden yhteydessä, mutta hämähäkkien kohdalla ei tällaista harjannetta ole (joskin kaikkien toistaiseksi tunnettujen hämähäkkien itäpuolella on suuri harjanne).

Laumassa esiintyvien hämähäkkien itä–länsi-suuntaus (tarkemmin sanottuna itäkaakko–länsiluode) näkyy myös muualla ympäristössä. A- ja B-ryhmiksi nimetyt hämähäkkilaumat ovat keskenään samassa suunnassa, samoin kuin hämähäkkien keskuskuopat. A- ja B-ryhmien muodostamalta linjalta löytyy myös pieniä IMPejä. Mare Tranquillitatiksella on lisäksi mm. itä–läntisiä rillejä, ja suuri IMP Sosigenes-kraatterin itäpuolella olevan painauman pohjalla on sekin samassa suunnassa. Sattumia mahtuu maailmaan, mutta rajansa kaikella. Mare Tranquillitatiksen länsiosassa täytyy olla jotain poikkeuksellista.

Mare Tranquillitatiksessa onkin paitsi eniten IMPejä, myös pari–kolmesataa pientä mare-doomia, eli hyvin matalaa ja loivapiirteistä tuliperäistä pullistumaa. Tranquillitatis on myös vasta vuonna 2017 tunnistettujen vallihautadoomien (engl. ring-moat dome structures, RMDS) luvattu maa. Vallihautadoomit ovat kymmenien tai satojen metrien, joskus kilometrinkin läpimittaisia loivia pyöreitä kohoumia, joita ympäröi kapea ja matala painanne. Niitä on löydetty Kuusta tuhansittain. Mare Tranquillitatiksessa on myös useita oletettavasti vanhojen laavatunneleiden muodostamiin luoliin johtavia aukkoja.

Headin ja Lionel Wilsonin suosima malli niin IMPien kuin vallihautadoomienkin synnylle on tuliperäisen toiminnan loppuvaiheissa pinnalle tai hieman sen alle purkautuva magmaattinen vaahto (engl. magmatic foam). Samankaltainen malli voisi Kreslavskyn ja Headin mukaan synnyttää hämähäkkien alla olevat onkalot. Heidän ideansa mukaan ne muodostuvat, kun magmaattinen juoni ei aivan yllä Kuun pintaan saakka. Juonen kärjessä tapahtuu runsaasti höyrystymistä, mikä johtaa pinnanalaisen onkalon muodostumiseen. Juonet ovat pitkiä ja kapeita laattamaisia rakenteita, jotka tyypillisesti synnyttävät grabeneja (hautavajoamia) tai tuliperäisten purkausaukkojen ketjuja. Juonimalli selittääkin kätevästi hämähäkeissä havaitun suuntauksen.

Mare Tranquillitatiksen laavat ovat noin 3,7 miljardia vuotta vanhaa tyypillistä titaanirikasta basalttia. Kreslavskyn ja Headin ehdottaman syntymallin mukaan hämähäkkien alla olevat onkalot ovat syntyneet samaan aikaan kuin laavatkin. Kuun alhaisen vetovoiman, vähäisen seismisen aktiivisuuden ja erittäin hitaan eroosion ansiosta ne pysyivät ehjinä aivan viime aikoihin saakka.

Todennäköisesti viimeisimmän miljoonan vuoden aikana kuunjäristys kuitenkin romahdutti onkaloiden katot. Jokusen metrin paksuinen regoliittikerros alkoi valua onkalon katosta sisään. Korkeintaan tunnin kuluttua onkalon katon romahtamisesta – luultavasti vain minuuteissa tai kymmenissä minuuteissa – regoliittiin oli syntynyt koko monikymmenmetrinen hämähäkki.

Kun regoliitti valui onkaloon, paljastui alta tuoretta regoliittia, jota mikrometeoriitti- ja hiukkaspommitus ei ollut päässyt tummentamaan. Tämä siis selittää hämähäkkien kirkkauden. Mekanismilla, jonka kaikkia yksityiskohtia ei vielä täysin tunneta, kuunjäristys synnytti myös hämähäkkien ympärillä näkyvät tuoreet lohkareikot. Jos hämähäkin pohjalla oleva reikä ei mene tukkoon, hämähäkki kehittyy ajan saatossa normaaliksi pinnan alle johtavaksi aukoksi. Jos se tukkeutuu, hämähäkki katoaa vähitellen kokonaan näkyvistä.

Kreslavskyn ja Headin esittelemä malli niin hämähäkkien alla olevien onkaloiden kuin itse hämähäkkien synnyllekin on looginen, ja se selittää ainakin periaatteessa kaikki hämähäkeissä toistaiseksi havaitut piirteet. Kreslavsky ja Head myöntävät toki, että yksityiskohdissa riittää vielä miettimistä, ja että hämähäkkien pienuus hankaloittaa niiden tutkimista merkittävästi. Intian Chandrayaan-2 -kiertolaisen kamera kykenee kuitenkin vielä tarkempien kuvien ottamiseen kuin jo kohta 15 vuotta Kuuta kiertäneen LRO:n. Onkin kiinnostavaa nähdä, käyttävätkö intialaiset jatkossa OHRC-kameransa (Orbiter High Resolution Camera) tarjoamaa etulyöntiasemaa juuri tällaisten erotuskyvyn äärirajoilla olevien uudenlaisten kohteiden tutkimiseen.

Yksi asia, johon Kreslavsky ja Head eivät suoranaisesti ota kantaa, on Mare Tranquillitatiksen erityislaatuisuus. Miksi IMPejä, hämähäkkejä, mare-doomeja ja vallihautadoomeja on niin paljon juuri Tranquillitatiksen alueella? Selitys voi osittain piillä alueen poikkeavassa alkuperässä. Valtaosa Kuun meristä sijaitsee törmäysaltaissa. Meristä suurin, Oceanus Procellarum, voi tosin hyvin olla erittäin merkittävä poikkeus. Tutkijapiireissä ei vallitse yksimielisyyttä siitä, onko Mare Tranquillitatiksen alla törmäysallasta vai ei. Jos on, se on hyvin vanha ja lätsähtänyt, ja samalla se on menettänyt maskoninsa. Myös Tranquillitatiksen basaltit ovat Kuun iäkkäimpiä. Ehkäpä Tranquillitatiksella on niin moninaisia vulkaanisia pinnanmuotoja siksi, että näemme edelleen jälkiä ajalta, jolloin Kuu oli nuori ja villi? Kenties muualla vulkanismi jatkui pidempään ja tavanomaiset basalttiset laavavirrat peittivät mahdolliset aikaisemmat vulkaaniset rakenteet alleen?

Tranquillitatiksen magmatismin varhainen hiipuminen voi selittyä sillä, että magma oli peräisin läheltä pintaa eikä näin ollen päässyt hyödyntämään pitkään sulana pysyneen vaipan varastoja. Eri asia sitten on, kuinka IMPien hyvin nuorelta näyttävä pinta sopii yhteen tämän mallin kanssa. Kiehtovaa joka tapauksessa on, että Mare Tranquillitatiksen laavat ovat Kuun vanhimpia, mutta ne ovat ainakin jollain tavalla kytköksissä Kuun nuorimpiin pinnanmuotoihin kuuluvien hämähäkkien ja IMPien kanssa.

Hämähäkkien merkitys

Hämähäkkejä on siis toistaiseksi löydetty vain neljästä paikasta yhdeltä alueelta, ja ne ovat erittäin pieniä. Näin ollen mitään suurta mullistusta ne eivät käsityksille Kuun geologiasta ole aiheuttamassa. Emme kuitenkaan tällä hetkellä tiedä, kuinka yleisiä ne aiemmin ovat olleet. Kreslavskyn ja Headin mukaan ne ovat havaittavissa korkeintaan noin muutaman miljoonan vuoden ajan, mikä Kuun pitkässä geologisessa historiassa on pelkkä silmänräpäys. Ne ovatkin voineet muokata Kuun pintaa enemmän kuin pelkän neljän esiintymän perusteella voisi äkkiseltään ajatella. Hämähäkkien synty on prosessi, jota ei aiemmin ole otettu huomioon, joten hämähäkit muodostavat nyt yhden uuden mahdollisen virhelähteen hyvin pienten törmäyskraatterien käytölle kuunpinnan iänmäärityksessä: hämähäkkien synty hävittää pienimpiä kraattereita ja siten uudistaa pintaa, jolloin se näyttää nuoremmalta kuin se todellisuudessa onkaan. Kraatterilaskijoiden on syytä ainakin tiedostaa tämä virhemahdollisuus.

Apollo-lentoihin saakka oli olemassa pelko, että Kuun pinta saattaa paikoin olla paksun pölykerroksen peitossa. Pahimmillaan pöly voisi imaista pahaa-aavistamattoman astronauttipoloisen uumeniinsa. Tätä tematiikkaa käyttivät paitsi A. E. van Vogt Moonbeastissään, myös paljon onnistuneemmin esimerkiksi Arthur C. Clarke klassikkoromaanissaan Selene I (A Fall of Moondust) vuodelta 1961 ja Harry Harrison ensimmäistä miehitettyä kuulentoa käsittelevän novellinsa Down to Earth dramaattisessa alussa vuodelta 1963. Hämähäkkien myötä tämä yli 50 vuotta poissa pysytellyt pelko on nyt – ainakin periaatteessa – osittain palannut.

Kuunjäristykset ovat maanjäristyksiin verrattuna hyvin heikkoja. Silti, jos Kreslavskyn ja Headin malli pitää paikkansa, ne riittävät onkaloiden kattojen sorruttamiseen. Jos kuunjäristykset pystyvät siihen, silloin siihen pystyy myös vaikkapa kuuaseman rakennustoiminta tai pahimmillaan vähäisempikin täristys. Mikäli esimerkiksi kairanäytettä ottava astronautti onnistuu murtamaan allan lymyilevän onkalon katon, tulee hänelle kiire välttääkseen onkaloon valuvaan regoliittiin hautautumisen.

Kuun luolat ovat yksi kuuasemien suunnittelijoiden suosikkikohteista. Hämähäkkien löytyminen ja niiden oletettu sukulaisuus luolien kattoaukkojen kanssa korostaa entisestään tarvetta tutkia luolien ympäristö erittäin tarkoin ennen kuin siellä isommin aletaan mellastaa. Kreslavsky ja Head ehdottavat tähän mönkijöiden maatutkia, joita etenkin kiinalaiset ovat jo käyttäneet menestyksekkäästi niin Kuussa kuin Marsissakin. Toinen mahdollisuus tunnettujen luolien lähiympäristön kartoittamiseen olisi käyttää uudempaa teknologiaa, myonigrafiaa. Sen soveltuvuutta Kuun tutkimiseen selvitellään jo ihan tosissaan.

Kuun maatutkien ja myonigrafian yleistymistä odotellessa joudutaan kuitenkin olemaan perinteisten valokuvien ja korkeusmallien varassa. Odotan innolla, millainen yllättävä uusi pinnanmuoto niistä seuraavaksi löydetään.

---

¹Ukrainasta englanniksi translitteroituna Mykhaylo Kreslavsky. Suomalaisesta näkökulmasta tämä on tietenkin täysin väärin, mutta kun en valitettavasti tiedä, ovatko suomalaiset ukrainan translitterointisäännöt samat kuin venäjän, mennään englantilaisella muodolla ”Kreslavsky”, vaikka oletettavasti oikeampi muoto suomeksi olisi toki ”Kreslavski”.

---

Muokkaus 2.5.2024: Muutama pieni näppäilyvirhe korjattu.

---

Marsin mysteerit: kahtiajako ja kadonnut vesi

28.4.2024 klo 02.53, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Jokiuomat , Mars , Törmäykset , Törmäysaltaat , Vesi

2000-luvun alkuvuosina Jouko Raitalan johtamalla Oulun yliopiston planetologian tutkimusryhmällä piti kiirettä. Etenkin vanhemmat kollegat ravasivat vähän väliä Berliinissä suunnittelemassa kuvauskohteita Euroopan avaruusjärjestö ESAn Mars Express -luotaimen saksalaisvalmisteiselle korkean erotuskyvyn stereokameralle eli HRSC:lle.

Kerran noihin aikoihin etelän mediakin poikkeuksellisesti kunnioitti ryhmäämme läsnäolollaan. Toimittaja kysyi meiltä kaikilta jotain sen suuntaista, kuin että mikä on kaikkein kiinnostavin tuntematon asia Marsista. Tarkoitus oli tietenkin saada sitaattikelpoisia kommentteja vedestä ja ties vaikka marsilaisesta elämästä. Toki fiksummilta kollegoiltani erittäin asiallisia ja silti myyviä lausuntoja tulikin. Porukan tylsimpänä ja geologeimpana minä tietysti aloin höpöttää jotain kuivakkaa siitä, miksi koko punainen planeetta on niin kovin merkillisesti kahtiajakautunut vanhaan kraatteroituneeseen etelän ylänköön ja pohjoiseen alankoon. Toimittajan katse lasittui hyvin äkkiä, eikä tästä dikotomiana tunnetusta kesto-ongelmasta muistaaksi lukenut jutussa halaistua sanaa. Sinne meni oma varttini valokeilassa.

Tämä takavuosien tapahtuma muistui mieleeni, kun luin aina mainion Eos-lehden tammikuun numerosta Matthew R. Francisin lyhkäisen jutun Five Head-Scratching Martian Mysteries, siis Viisi päätäraavituttavaa Marsin mysteeriä. Kuinka ollakaan, vanha tuttu kysymys Marsin eteläisen ja pohjoisen pallonpuoliskon perustavanlaatuisesta erilaisuudesta komeili listan kärjessä.

Etelän ylängöt vs. pohjoisen alangot

1960-luvulla ensimmäiset kolme Marsin ohilentoja tehneet Mariner-luotaimet sattuivat kuvaamaan ainoastaan Marsin eteläistä ylänköä. Hätäisimmät ehtivät tuolloin todeta marsilaiset kuolleiksi ja Marsin tylsäksi kraattereiden peittämäksi planeetaksi. Vasta 1970-luvun alussa Marsia kiertämään jäänyt Mariner 9 löysi jättimäiset tulivuoret, valtaisat kanjonit ja todennäköisimmin virranneen veden kaivertamat uomat. Samalla kävi selväksi, että Marsin eteläinen ja pohjoinen pallonpuolisko ovat täysin erilaisia. Pohjoinen puolisko (tai, määritelmästä riippuen, ehkä ennemminkin kolmannes) on viitisen kilometriä eteläistä alempana sijaitsevaa enimmäkseen piirteetöntä tasankoa, jolla ei juuri törmäyskraattereita näy, tulivuorista tai virtausuomista puhumattakaan.

1970-luvun lopulla ja 1980-luvun alussa vallitseva selitys dikotomialle oli, että se oli seurausta varhaisesta epäsymmetrisestä magmaattisesta toiminnasta. Tämä johti pohjoisen pallonpuoliskon kuoren ohenemiseen altapäin. Myöhemmät sisäsyntyiset mallit ovat korostaneet sitä, että samalla kun pohjoinen kuori oheni, eteläinen paksuni.

Vuonna 1984 etenkin Kuun kartoittajana tunnettu Don Wilhelms ehdotti yhdessä myöhemmin Mars-mönkijöiden myötä maailmanmaineeseen nousseen Steve Squyresin kanssa, että pohjoiset alangot voisivat hyvin olla vain jättimäinen törmäysallas, hieman Kuun South Pole – Aitkenin altaan tapaan. Tämä Borealiksen altaana tunnettu idea vaikutti selittävän lukuisia havaintoja ja oli yksinkertaisuudessaan houkutteleva.

Borealiksen altaan läpimitaksi Wilhelms ja Squyres arvioivat noin 7700 km. Sen olisi heidän mukaansa voinut synnyttää vähintään noin 600 km:n läpimittainen asteroidi. Varhaisen aurinkokunnan oletetun asteroidipopulaation valossa tämä tuntui aivan uskottavalta.

Kaikkia yksi jättimäinen allas ei kuitenkaan miellyttänyt. Muutamaa vuotta Wilhelmsin ja Squyresin jälkeen Herbert Frey ja Richard Schultz ehdottivatkin pohjoisten alankojen olevan seurausta useista suurista, joskaan ei jättimäisistä törmäyksistä. Erityisen laajaa kannatusta Freyn ja Schultzin ajatus ei tosin koskaan ole nauttinut.

1990-luvun lopussa alkanut Mars-kuume aiheutti vakavampia ongelmia yhden jättiläistörmäyksen synnyttämälle Borealiksen altaalle. Marsin painovoimakenttää ja siitä johdettua kuoren paksuutta tutkineet geofyysikot Maria Zuberin johdolla nimittäin totesivat, ettei havaittu painovoimapoikkeama vastaa jättimäisen törmäysaltaan oletettua poikkeamaa. Altaan kohonneesta reunastakin olisi heidän mukaansa pitänyt olla vielä jäljellä jotain. Geofysiikka torppasi myös 1990-luvun puolivälissä ehdotetun maapallon kaltaiseen laattatektoniikkaan perustuneen mallin dikotomian synnylle.

Vuosikymmenen loppupuolella tarkempi analyysi Jeffrey Andrews-Hannan johdolla käänsi kuitenkin Zuberin pään. Andrews-Hanna, Zuber ja Bruce Banerdt päätyivätkin pääpiirteissään hyväksymään Wilhelmsin ja Squyresin idean, tosin sillä muutoksella, että törmäyksessä syntynyt Borealiksen allas ei ollutkaan suunnilleen pyöreä, vaan elliptinen. Samalla sen kokokin kasvoi: Andrews-Hannan vetämän ryhmän ehdottaman Borealiksen altaan läpimitta on noin 10600 × 8500 km. Tämä ajatus sai vahvaa tukea samaisessa Nature-lehden numerossa julkaistuista Margarita Marinovan johdolla tehdyistä törmäyssimulaatioista.

2000-luvun lopulla alkoi kuitenkin ilmestyä myös täysin toisenlaisia törmäysmalleja. Niissä jättitörmäys ei tapahtunutkaan Marsin pohjoiselle pallonpuoliskolle, vaan syvälle etelään, kenties jonnekin etelänavan tienoille. Ajatus törmäyksestä alueelle, joka nykyisin sijaitsee korkeammalla kuin muu planeetta, tuntuu tietysti aluksi järjenvastaiselta. Näiden mallien alkuperäinen ajatus kuitenkin oli, että törmäys olisi johtanut eteläisen kuoren paksuuntumiseen samaan tapaan kuin puhtaasti magmaattisissa malleissa on ajateltu. Alkuperäisestä törmäysaltaasta ei näiden mallien mukaan ole mitään jäljellä.

Viimeisin näkemäni kattavampi tutkimus eteläisen jättitörmäyksen synnyttämästä dikotomiasta julkaistiin reilu vuosi sitten Icarus-lehdessä. Harry Ballantynen johdolla tehdyissä simulaatioissa on kuitenkin erilainen perusajatus kuin aiemmissa malleissa. Ballantynen vetämässä sveitsiläistutkimuksessa törmäyksen ei tarvitse synnyttää massiivista Marsin sisäistä magmaattista toimintaa. Sen sijaan eteläiset ylängöt edustavat valtaisaa törmäyssulamerta, joka sitten hissukseen kiteytyi ja muodosti eteläisten ylänköjen paksun kuoren. Paras vastaavuus havaintoihin saatiin, kun törmänneen asteroidin läpimitta oli 1000–1500 km ja törmäys tapahtui hitaasti (noin 6–7 km/s) loivalla kulmalla.

Tällaiset puolen planeetan kokoiset törmäystapahtumat ovat kuitenkin äärimmäisen vaikeita mallinnettavia. Millään lailla varmana Ballantynen ryhmän tuloksia ei siis voida pitää, ja toiset ryhmät saavat omista simulaatioistaan aivan päinvastaisia tuloksia. Esimerkiksi kuutisen vuotta sitten esiteltiin hybridimalli, jonka mukaan törmäys tapahtui pohjoiselle pallonpuoliskolle, jonne syntyi suunnilleen ”perinteinen” Borealiksen törmäysallas, mikä edelleen johti massiiviseen magmaattiseen toimintaan ja kuoren paksuuntumiseen eteläisellä pallonpuoliskolla.

Kuten Eos-lehden jutussakin todetaan, lopputulema on, ettei vuosikymmenien tutkimuksesta huolimatta kenelläkään ole edelleenkään edes suunnilleen varmaa tietoa siitä, kuinka Marsin silmiinpistävin ja vanhin pinnanmuoto, eli pallonpuoliskojen kahtiajakautuminen oikeastaan syntyi. Puhtaasti sisäsyntyiset mallit, samoin kuin pohjoiseen tai etelään tapahtuneet jättitörmäykset tai näiden jonkinlaiset yhdistelmät ovat kaikki edelleen mahdollisia vaihtoehtoja. Jos Marsiin saataisiin joskus kattava seismometriverkosto, saattaisi olla mahdollista ainakin sulkea joitakin malleja pois. Hyvistä ideoista huolimatta sellainen ei kuitenkaan ole toteutumassa ainakaan lähitulevaisuudessa.

Minne vesi katosi?

Marsin dikotomia on kytköksissä myös toisena Eosin artikkelissa esiin nostettuun mysteeriin, eli veden kohtaloon. Kuten tässäkin blogissa olen moneen kertaan todennut, Marsin muinaisesta vedestä on saatu runsaasti todisteita jo 1970-luvun alusta alkaen (eikä suinkaan vasta 1990-luvun lopulta, kuten Eosin jutussa annetaan ymmärtää). Marsista löytyy niin haaroittuvia jokiuomia kuin valtavien, äkillisten tuhotulvien kaivertamia uomiakin. Nämä tulvauomat päätyvät useimmiten dikotomiavyöhykkeellä pohjoisille alangoille. Vähäisemmät joet virtasivat puolestaan kraatterijärviin synnyttäen deltoja, jollaista Perseverance-mönkijä on Jezero-kraatterissa tutkimassa, kuten puolisentoista vuotta sitten kirjoittelin. Jäätikköjokitoiminnasta taas kertovat harjut.

Merkittävin kytkös dikotomian ja ja veden välillä on hypoteettinen pohjoinen valtameri. Etenkin Tim Parkerin 1980- ja 90-lukujen taitteen väitöskirjatutkimusten myötä valtameren ajateltiin aikoinaan peittäneen koko pohjoiset alangot. Dikotomiavyöhykkeen ympäristöstä kartoitettiin useampiakin eri aikoina syntyneiksi oletettuja rantaviivoja. Meren olemuksesta tai edes sen olemassaolosta ei kuitenkaan ole vuosikymmenten pähkäilyn jälkeen päästy yhteisymmärrykseen. Kirjoitin aiheesta oman blogijuttunsa kaksi vuotta sitten, joten siihen ei nyt sen tarkemmin ole enää tarvetta palata, vallankaan kun mitään merkittäviä läpimurtoja aiheen tiimoilta ei sen jälkeen ole tietääkseni tapahtunut.

Oli Marsin pohjoisesta valtamerestä mitä mieltä tahansa, valtaosa Mars-tutkijoista on yhtä mieltä siitä, että aikoinaan Marsissa on täytynyt olla huomattavasti enemmän vettä kuin nykyisin. Mikäli Parkerin kartoittamat, nykyisin kiistanalaiset valtameren rantaviivat suunnilleenkaan pitävät paikkansa, on Marsin pohjoisessa valtameressä ollut vettä määrä, joka vastaisi kenties 130–700 m:n paksuista planeetanlaajuista vesikerrosta. Eteläisellä pallonpuoliskolla on lisäksi kenties ollut omat sisämerensä Hellaksen ja Argyren valtavissa törmäysaltaissa. Eräät nykytutkijat esittävät, että Marsissa on aikoinaan ollut puolentoista kilometrinkin globaalia vesikerrosta vastaava määrä vettä. Keskeinen ongelma on, mihin kaikki tuo merien vesi on sittemmin kadonnut.

Mars on maapalloa merkittävästi pienempi planeetta. Siksi sen heikompi vetovoima ei kykene pitämään vikkelästi liikkuvia vesimolekyylejä tai etenkään veden hajotessa syntyvää vetyä otteessaan yhtä tehokkaasti kuin Maan vetovoima. Marsin kaasukehä on myös hyvin ohut – Marsin pintapaine on vain reilu kahdessadasosa Maan pintapaineesta – eikä Marsilla ole kunnon magneettikenttää. Siksi aurinkotuuli repii lähes estoitta Marsin kaasukehästä vettä (eli vetyä – kemistit voivat tosin nyrpistää nenäänsä sille, että geologeille vety tai jopa pelkät protonit eli H⁺-ionit ovat ”vettä”) mukanaan. Vesi, tai ainakin osa siitä, on siis voinut tyystin kadota Marsista ja häipyä planeettainväliseen avaruuteen.

Lohdullisempiakin vaihtoehtoja on. Vaikkei Mars kraatteritiheydeltään ylläkään Kalliston, Kuun tai Merkuriukseen kaltaiseen lähes kaiken kattavaan möyhennykseen, on se silti rajusti kraatteroitunut planeetta. Siksi Marsin kuori on hyvin voimakkaasti rakoillut jopa useiden kilometrien syvyyteen saakka. Suuressa mittakaavassa murskautuneen kallioperän eli megaregoliitin rakoihin on näin ollen voinut sitoutua suuret määrät vettä. Toisin kuin avaruuden tyhjyyteen pyyhkäisty vesi, megaregoliitin rakojen ja huokosten vesi on edelleen geologisesti käyttökelpoista odottaen vain lämpimämpää ilmastojaksoa tai aktiivista tulivuoritoimintaa vapautuakseen.

Ensi syksynä kymmenvuotista uraansa Marsin kiertoradalla juhlivan NASAn MAVEN-luotaimen (Mars Atmosphere and Volatile EvolutioN) yksi päätehtävistä on ollut pyrkiä selvittämään Marsin veden kohtalo. Marsin kaasukehän nykyisen häviämistahdin, 1–2 kg kaasua sekunnissa, tutkijat saivatkin MAVENin mittauksista selvitettyä. MAVENei kuitenkaan ole onnistunut ratkaisemaan kaikkia ongelmia, sillä havaittu tahti ei riitä hävittämään likikään koko sitä vesimäärää, jonka geologit ovat päätelleet Marsissa aikoinaan olleen.

Merkittävää lisävalaistusta Marsin veden kohtaloon saatiin kolmisen vuotta sitten Eva Schellerin väitöskirjatyössä.Schellerin ja kollegojen mallinnusten mukaan havainnot nykyisestä Marsista ja arviot muinaisen Marsin vesimäärästä ovat yhteensopivia, kun huomioidaan Maasta hyvin tuttu ilmiö: kemiallinen rapautuminen.Marsin kuoren kivilajien mineraalit ovat heidän mukaansa laajalti muuttuneet erilaisiksi vesipitoisiksi savimineraaleiksi. Kemiallinen rapautuminen olisi Schellerin Science-lehdessä julkaistun artikkelin mukaan voinut hävittää kolmanneksen tai jopa 99 % Marsin alkuperäisestä vedestä. Marsin vesi on siis heidän mukaansa päätynyt osaksi kiviä. Suunnilleen nykyisen vesimääränsä Mars saavutti Schellerin mukaan jo kolme miljardia vuotta sitten.

Toisin kuin Marsissa, maapallolla kemiallinen rapautuminen ei ole käyttökelpoisessa muodossa olevan veden riittävyyden kannalta minkäänlainen ongelma. Meillä savimineraalit ja muu vesipitoinen kiviaines ovat nimittäin osa aineen suurta kiertokulkua. Vettä sitoutuu täälläkin jatkuvasti kiviainekseen, mutta laattatektoniset voimat kierrättävät sitä. Subduktio- eli alityöntövyöhykkeillä vesipitoinen aines työntyy syvälle maankuoreen. Se kuitenkin palautuu sieltä takaisin kiertoon, kun tulivuoret puhkuvat sen vesihöyrynä ulos. Marsissa ei laattatektoniikkaa ole ollut ainakaan muutamaan miljardiin vuoteen eikä merkittävissä määrin luultavasti koskaan, joten kiviainekseen kemiallisesti sitoutunut vesi on poissa pelistä aivan yhtä tehokkaasti kuin avaruuteen kaikonnut vesikin.

Vaikka veden sitoutuminen rapautuneisiin mineraaleihin vaikuttaakin lupaavalta tavalta päästä eroon Marsin vedestä, ei asia suinkaan ole vielä taputeltu. Yksi osa ongelmaa on alkuperäisen veden määräarvioiden hurja vaihtelu. Kuten Eosin jutussakin todetaan, kaikki Marsia tutkivat geologit eivät ole alkuunkaan vakuuttuneita, että Marsissa on ollut pohjoista valtamerta tai pienempiä lyhytkestoisia merivaiheita. Ongelma heidän mukaansa on, etteivät ”rantaviivat” näytä rantaviivoilta, tai ”merenpohjan sedimenttikerrostumat” merenpohjan sedimenttikerrostumilta. Kuten monessa muussakin asiassa planeettageologiassa, myös Marsin muinaisten merten tutkimuksessa kannattaa tosin ehkä huomioida sekin, että kovimmat kriitikot ovat usein niitä, jotka eivät itse varsinaisesti ole edes tutkineet koko asiaa.

Eosin artikkelissa esitellyt Marsin mysteerit ovat tietysti vain juttuun haastatelluiksi päätyneiden muutamien tutkijoiden esiin nostamia ongelmia. Varsin erilaisiakin listauksia voisi tehdä. Dikotomian synty ja veden kohtalo ovat kuitenkin erinomaisia esimerkkejä perustavanlaatuisista tutkimusaiheista, joita ei vuosikymmenten pähkäilyn jälkeenkään ole onnistuttu ammentamaan tyhjiin. Molemmista nähdään varmasti jatkossakin hyvin erilaisiin tulkintoihin ja johtopäätöksiin päätyviä tutkimuksia. Vaikka hidas kehitys voikin välillä tuntua turhauttavalta, ovat nämä erot ja ristiriitaisuudet merkittävä osa Marsin tutkimisen viehätystä.

---

Muokkaus 3.5.2024: Pari ylimääräistä toistoa poistettu.

---

Muuttuuko meteoriittiluokittelu?

3.4.2024 klo 04.35, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: asteroidit , Geokemia , Meteoriitit , Nimistö

Havaittavien asioiden luokittelu on yksi melkeinpä minkä tahansa tieteenalan ydinasioita. Myös avaruudesta putoilevien kivien eli meteoriittien luokittelua on tehty niin kauan kuin niitä on tieteellisesti tutkittu, eli reilut pari sataa vuotta. Luokitteluperusteita on kuitenkin monenlaisia ja yksityiskohdissaan luokittelu elää koko ajan. Meteoriittien luokittelu on myös pahamaineisen sekavaa eikä perustu yhtenäisiin kriteereihin.

Tieteessä luokittelu ei pääsääntöisesti ole itsetarkoitus. Sen sijaan pyrkimyksenä on ymmärtää tutkittavan kohteen syntyä ja kehitystä ja niihin vaikuttaneita prosesseja entistä paremmin. Kun tutkimuksen kohteista, tässä tapauksessa meteoriiteista ja niiden taustalla olevasta geologiasta ja osin myös astrofysiikasta ymmärretään enemmän, syntyy myös uusia tapoja luokitella asioita.

Viimeisen vuosikymmenen aikana tapahtunut kehitys meteoriittien isotooppianalytiikasssa on johtanut aivan uudenlaiseen suurten linjojen ajatteluun. Sen mukaan meteoriitit voidaan luokitella joko Jupiterin radan takaa hiilikondriittisesta lähteestä (engl. carbonaceous chondrite reservoir) peräisin oleviin meteoriitteihin ja kaikkiin muihin (non-carbonaceous chondrite reservoir). Kirjoittelin tuosta Lieksan yhteydessä muutaman virkkeen vajaa vuosi sitten, joten ei palata aiheeseen nyt sen enempää.

Ne meistä, joiden mielestä vuodet kuluvat nykyisin tavattoman nopeasti, voivat pitää aika uutena ideana myös meteoriittien jakoa differentioituneisiin ja differentioitumattomiin. Reilut kaksi vuosikymmentä siitäkin kuitenkin jo näkyy olevan, kun tuo ajatus alkoi saada laajempaa suosiota.

Differentioitumisella tarkoitetaan tässä tapauksessa ja geologiassa laajemminkin käytännössä sitä, että tutkittava kohde on sulanut. Sen seurauksena sulasta on lähinnä painovoiman vaikutuksesta erottunut erilaisia kerroksia. Raskaimmat ainekset, etenkin rauta ja siihen mieltyneet eli siderofiiliset alkuaineet, valuvat pohjalle, siis esimerkiksi protoplaneetan ytimeen. Vähän keveämpi tavara synnyttää vaipan, ja pinnalle noussut kuona muodostaa esimerkiksi maapallon tapauksessa planeettamme kuoren.

Kaikki suurelta osin pienistä silikaattipallosista eli kondreista tai kondruleista koostuvat erilaiset kondriittimeteoriitit ovat differentioitumattomia. Loput luonnollisesti ovat differentioituneita meteoriitteja. Siinä missä jako hiilikondriittisesta lähteestä oleviin meteoriitteihin ja muihin korostaa aineksen alkuperää, jako differentioituneisiin ja differentioitumattomiin meteoriitteihin puolestaan nostaa esiin niiden myöhemmän geologisen kehityksen.

Nykyisen luokittelun sekavuus ja viime aikojen kehitys etenkin isotooppianalytiikassa sai puolitoista vuotta sitten ranskalaistutkija Emmanuel Jacquet’n ehdottamaan koko luokittelu- ja nimeämisjärjestelmän merkittävää uusimista. Jacquet’n ideassa luokittelu ja nimet olisivat kaksiosaisia. Meteoriittien luokka (class) määriteltäisiin meteoriittien mikroskoopeilla havaittavan tekstuurin ja mineralogian perusteella, ryhmä (group) puolestaan olisi geneettisempi käsite ja perustuisi etenkin isotooppikoostumukseen, osin myös esimerkiksi kemialliseen koostumukseen. Toistaiseksi mennään kuitenkin 1800-luvulta periytyvällä systeemillä, johon on lisäilty uusia palasia sitä mukaa kun tietämys meteoriiteista on syventynyt. Senkin sisällä on kuitenkin ilmennyt merkittäviä muutospaineita.

Kivet, raudat ja kiviraudat

Vanhin ja yhä käytetyin meteoriittien karkea luokittelu on tuttu kolmijako: kivimeteoriitit, kivirautameteoriitit ja rautameteoriitit. Luokittelu tehdään siis sen perusteella, paljonko meteoriitissa on metallista rautaa suhteessa silikaattimineraaleista koostuvaan ainekseen. Luokittelu on siinä mielessä mukava, että monissa tapauksissa sen voi tehdä kotikonstein (olettaen tietysti, että näyte ylipäätään on meteoriitti).

Rautameteoriitit koostuvat nikkelipitoisesta raudasta, jonka seassa on silloin tällöin niin sanottuina sulkeumina rikki- tai fosforipitoisten mineraalien kasaumia. Monissa on myös tavallisten silikaattimineraalien sulkeumia. Kohtalaisen puhdas nikkelirauta on silti se, mistä rautameteoriitit tunnetaan.

Kivirautameteoriitit taas sisältävät noin puolet kiveä ja puolet rautaa. Jos näyte on riittävän kookas, voi tällaisen avaruuskiven luokittelun saada ihan silmämääräisestikin osumaan hyvin kohdalleen. Jos taas kivirautameteoriitista on jäljellä vain rautaa sisältävä osa, voi oikea tunnistus olla laboratoriossakin erittäin hankalaa tai mahdotonta.

Kivimeteoriitit ovat usein hankalimpia tapauksia tunnistaa meteoriiteiksi. Eräät harvinaiset kivimeteoriitit muistuttavat ulkoisesti täysin maanpäällisiä kiviä. Monia yleisimpiä kivimeteoriitteja taas on hyvin vaikea tai käytännössä mahdoton varmuudella erottaa hitusen jotain malmimineraalia sisältävästä tavallisesta maanpäällisestä kivestä, jos meteoriitti on päässyt maastossa rapautumaan.

Perinteinen meteoriittien yleisluokittelu kiviin, rautoihin ja kivirautoihin on siis käytännössä näppärä. Kovin syvällistä ymmärrystä se ei kuitenkaan meteoriittien synnystä tai kehityksestä anna. Ja kun meteoriitteja tutkitaan yhä tarkemmin, meteoriittien kolmijako-oppi johtaa silloin tällöin ongelmiin.

Rautameteoriittien luokittelu

Rautameteoriittien kemiallinen luokittelu kehittyi 1950-luvulla. Alkujaan se perustui nikkelin, galliumin ja germaniumin pitoisuuksiin. 1960–70-luvuilla mukaan otettiin iridium. Vuosikymmenten saatossa roomalaisin numeroin nimettyjä luokkia muodostettiin ja jaettiin alkupään aakkosilla nimettyihin alaluokkiin. Välillä luokkia ja alaluokkia taas yhdistettiin. Tämä vatulointi on johtanut aika epäelegantteihin nimiin. Kamalin oli epäilemättä luokka IAB/IIICD. Tämä oli jopa meteoriittitutkijoille vähän liian kökkö nimitys, joten nykyisin se pääsääntöisesti tunnetaan nimellä ”IAB-kompleksi”. On hieman kyseenalaista, oliko parannus luokan nimessä merkittävä.

Aika kauheista nimistään huolimatta rautameteoriittien kemiallinen luokittelu on pääpiirteissään ymmärrettävä kokonaisuus. Nykyisellään luokkia erotetaan kolmetoista. Niiden lisäksi on joukko anomaalisia rautameteoriitteja, joita ei saada sopimaan mihinkään olemassaolevaan luokkaan, mutta joita ei myöskään vielä tunneta viittä kappaletta, jotta niistä voitaisiin muodostaa oma luokkansa.¹

Kun rautameteoriittien eri alkuaineiden suhteita tutkittiin tarkemmin, huomattiin nykyisen IAB-kompleksin ja IIE-luokan poikkeavan muista rautameteoriittiluokista. Muissa luokissa alkuaineiden jakauman todettiin noudattavan sellaista jakaumaa, joka pitäisi syntyä, kun metallisula differentioituneen protoplaneetan ytimessä kiteytyy hyvin hitaasti. Tämän seurauksena sulan koostumus hiljalleen hieman muuttuu. Tällainen fraktioiva kiteytyminen on yksi magmakivien synnyn keskeisimpiä opinkappaleita. IAB-kompleksi ja IIE-meteoriitit eivät näyttäneet noudattavan perinteisen fraktioivan kiteytymisen mallia, joten villinä vaihtoehtohypoteesina oli, etteivät ne ole sulia koskaan olleetkaan. Niinpä niitä alettiin kutsua nimellä non-magmatic iron meteorites (NMI), eli tönkösti kääntäen epämagmaattiset rautameteoriitit.²

Ajatus aidosti epämagmaattisista prosesseista NMI-meteoriittien synnyttäjänä on jo pitkään ollut kuollut ja kuopattu. Nykyisin NMI-meteoriittien uskotaan syntyvän asteroidien pintaosissa törmäysten tai protoplaneetan/asteroidin kuoren tai vaipan osittaissulamisen kautta. Niiden hieman erikoinen kemiallinen koostumus voi selittyä esimerkiksi metallisulan epähomogeenisuuden, nopean jäähtymisen ja sulan erkaantumisen vuoksi. Magmaattisista prosesseista siis on kyse, vaikka kiteytyminen ei vahvasti fraktioivaa ollutkaan eikä se tapahtunut kokonaan differentioituneen protoplaneetan ytimessä. Siksi harhaanjohtavasta NMI-nimestä on yritetty jo ainakin parikymmentä vuotta päästä eroon. Menestys on kuitenkin ollut heikkoa, sillä edelleen ilmestyy tutkimuksia ja kirjoja, joissa sitä käytetään.

Toisin kuin magmaattiset rautameteoriitit yleensä, NMI-meteoriitit sisältävät tyypillisesti pieniä silikaattisulkeumia. IAB-kompleksin silikaattisulkeumat muistuttavat kivimeteoriiteista eritoten harvinaisia winonaiitteja. IIE-rautojen silikaattisulkeumat puolestaan vastaavat meteoriittien yleisintä ryhmää, niin sanottuja tavallisia kondriitteja (engl. ordinary chondrites). Ne muodostavat noin 80 % havaituista meteoriittien putouksista. Eräiden IIE-rautojen silikaattisulkeumista on myös löydetty kondreja.

”Raudasta” ”kiveksi”?

Tavalliset kondriitit jaetaan kolmeen luokkaan, eli H-, L- ja LL-kondriitteihin. H-kondriiteilla on korkea kokonaisrautapitoisuus, L-kondriiteilla puolestaan matala. LL-kondriiteilla kokonaisrautapitoisuuden lisäksi metallisessa muodossa esiintyvän raudan määrä on alhainen.³

Jo pitkään on tiedetty, että edettäessä sarjassa H → L → LL tapahtuu meteoriittien fysikaalisissa, mineralogisissa, kemiallisissa ja isotooppisissa ominaisuuksissa systemaattisia muutoksia. Parin vuoden takaisessa artikkelissaan IIE irons: Origin, relationship to ordinary chondrites, and evidence for siderophile-element fractionations caused by chondrule formation pitkän linjan meteoriittitutkija Alan Rubin listasi 14 tällaista muutosta. Esimerkkejä systemaattisista muutoksista ovat vaikkapa metallisen raudan (tai tarkemmin ottaen metallisen nikkelikobolttiraudan) samoin kuin kokonaisraudan väheneminen ja siitä johtuva tiheyden pieneneminen, germaniumpitoisuuden kasvu metallissa, happi-isotooppien muuttuminen raskaammiksi ja kondrien keskimääräisen koon kasvu.

Rubin esittää artikkelissaan, samoin kuin viime marraskuussa pitämässään The Meteoritical Societyn ensimmäisessä meteoriittitutkija Ed Scottin muistoluentosarjan esitelmässä, että IIE-meteoriittien ominaisuudet jatkavat tavallisissa kondriiteissa havaittujen systemaattisten muutosten sarjaa. Vaikka Rubinin idea sai luennon myötä tutkijoiden parissa runsaasti tuoretta näkyvyyttä, ei IIE-rautojen samankaltaisuus tavallisten kondriittien kanssa ole varsinaisesti mikään uusi asia. Rubin on ”vain” koonnut aiemmat tulokset, esittänyt ne loogisena kokonaisuutena ja tehnyt niistä omat päätelmänsä.

Systemaattiset ominaisuuksien muutokset näkyvät niin IIE-rautojen metallissa kuin niiden silikaattisulkeumissakin. Rubinin mukaan sarja IIE → H → L → LL kuvastaa lisäksi näiden meteoriittien ikäjärjestystä: IIE-rautameteoriitit syntyivät näistä neljästä meteoriittiluokasta ensimmäisenä, LL-kondriitit viimeisenä. Rubinin mallissa syntyjärjestys olisi ollut yksi merkittävä tekijä vaikuttamassa niissä havaittuihin muutoksiin.

Rubinin mukaan tällä hetkellä tunnetut 25 IIE-meteoriittia lienevät peräisin yhdeltä ja samalta emäkappaleelta. Ne syntyivät, kun suuret törmäykset sulattivat emäkappaleen kondriittista pintaa. Törmäyssulasta erottui toisiinsa sekoittumattomat silikaatti- ja metallisulat. Metallisulaa toisaalta valui syvemmälle pienen protoplaneetan ytimeen, ja toisaalta sitä jäi kiteytymään suurempina massoina sen vaippaan. Erilaiset kiteytymisolosuhteet johtivat IIE-luokan sisäisiin eroihin.

IIE-luokan meteoriittien emäkappale muistutti melkoisesti H-kondriittien emäkappaletta. Rubinin mukaan samasta kappaleesta ei kuitenkaan ollut kyse, toisin kuin eräät aiemmat tutkijat ovat esittäneet. Eikä se myöskään ollut sama kuin L- tai LL-kondriittien emäkappaleet. Yksi meteoriittitutkimuksen kesto-ongelmia onkin, ettei tavallisten kondriittien emäkappaleiden lukumäärää tiedetä. Viisi niitä on vähintään ollut, mutta määrä voi olla huomattavasti suurempikin.

Rubinin väistämätön johtopäätös havaitusta systematiikasta on, että IIE-luokan meteoriitit pitäisi rautameteoriittien sijaan lukea tavallisiksi kondriiteiksi. Rubinin mallissa IIE-meteoriitit ovat siis tavallisten kondriittien neljäs pääluokka H-, L- ja LL-kondriittien rinnalla. IIE-raudat ja tavalliset kondriitit ovat peräisin samalta seudulta aurinkokunnastamme, ne ovat syntyneet samantyyppisillä emäkappaleilla, ja niitä ovat muokanneet samankaltaiset geologiset prosessit. Tätä taustaa vasten olisi kieltämättä vain järkevää, jos nämä lukuisat yhdistävät piirteet heijastuisivat myös luokitteluun, vaikka lopputuotteet aika erilaisilta näyttävätkin.

Meteoriittien luokittelu ja sen mahdolliset muutokset on tietysti mitä suurimmassa määrin akateeminen kysymys, joka ei vaikuta suojaosan poistosta kannustusta saaneiden kansalaisten elämään sitä tai tätä. IIE-rautojen kutsumisessa kondriiteiksi on myös toistaiseksi kyse ainoastaan yhden eläkeläisukkelin ehdotuksesta. Näin siitä huolimatta, että Rubin ei todellakaan ole tavallinen takarivin taavi vaan vuosikymmenien uran tehnyt erittäin meritoitunut ja arvostettu tutkija (joka myös kutsuttiin välittömästi eläkepäiviltään takaisin entiseen työpaikkaansa dosentiksi ja meteoriittikokoelman kuraattoriksi). Voi siis joka tapauksessa hyvin olla, ettei Rubinin ehdotus koskaan tule yleisempään käyttöön.

Erittäin kiinnostava ja hurja tuo IIE-meteoriittien muutos rautameteoriittien joukosta tavallisen kondriittien rinnalle kuitenkin kieltämättä olisi. Raudan selittäminen kiveksi esimerkiksi suurelle yleisölle suunnatulla meteoriittiluennolla ei välttämättä olisi kaikkein yksinkertaisin tehtävä.

Jacquet’n kaksiosaisten nimien käyttöönotto olisi vielä merkittävästi isompi muutos. Aikaa se varmasti vie ja vastarinta on epäilemättä kovaa. Sen edut ja logiikka ovat kuitenkin ainakin omasta mielestäni niin kiistattomat, että kumma olisi, jollei johonkin sen kaltaiseen järjestelmään joskus luultavasti melko kaukaisessa tulevaisuudessa siirryttäisi. Alan opiskelijoillekin olisi huomattavasti helpompaa, jos meteoriittien luokittelu ja nimeäminen edes peruslogiikaltaan muistuttaisivat Maan ja Kuun kivistä tuttuja käytäntöjä.

Kuten yleensä, aika lopulta näyttää, pitääkö IIE-meteoriitteja jatkossa kutsua tavallisiksi kondriiteiksi muiden joukossa tai yleistyykö meteoriittien kaksiosainen luokittelusysteemi. Joka tapauksessa Rubinin ja Jacquet’n ehdotukset luokittelun muutoksista haastavat perinteisiä malleja ja pakottavat ajattelemaan. Juuri siitä luonnontieteessä parhaimmillaan on kyse.

---

¹Miksi juuri viisi? Siihen ei tietenkään ole mitään varsinaista tieteellistä perustetta. Vuoden 1974 kirjassaan Meteorites – Classification and Properties erittäin ansioitunut meteoriittitutkija ja nykyisestä rautameteoriittien luokittelusta päävastuussa oleva John Wasson (1934–2020) tiettävästi vain päätti, että viisi on sopiva luku, ja tapa on sittemmin vakiintunut. Vakiintuneeseen tapaan kuuluvat toki myös poikkeukset: esimerkiksi Marsista peräisin olevia chassigniittejä on löydetty vain kolme. Jacquet’n kaksiosaisessa luokittelujärjestelmässä chassigniitit tunnettaisiinkin duniittisina nakhliitteina. Lähinnä historian oikusta – eli Chassigny-meteoriitin putoamisesta lokakuun kolmantena päivänä vuonna 1815 – syntynyt chassigniitti-nimitys hävittääkin tehokkaasti näkyvistä sen tosiasian, että chassigniitit ovat vain nakhliittien harvinainen tyyppi.

²Jos joku keksii sujuvat suomennokset näille meteoriittitutkimuksen yleisimmille non-termeille, eli non-carbonaceous chondrite reservoir ja non-magmatic iron meteorite, kuulisin ne mielelläni. Esimerkiksi ”epämagmaattinen rautameteoriitti” on tietysti mahdollinen, mutta ei se hyvä termi ole, vallankin kun viittauksesta magmatismin puuttumiseen on sen harhaanjohtavuuden vuoksi englanniksikin jo pitkään mutta tuloksetta pyritty pääsemään irti.

³Tavallisissa kondriiteissa, samoin  kuin tietysti rauta- ja kivirautameteoriiteissa rautaa tuppaa aina olemaan selvästi enemmän kuin yleisissä Maassa syntyneissä kivissä. Siksi monet meteoriitit ovat selvästi magneettisia. Mahdollisten meteoriittien yhtenä alustavana tunnistuskeinona onkin perinteisesti pidetty magneettisuutta, minkä vuoksi yhä edelleenkin meteoriittikandidaatteja kehotetaan sorkkimaan magneeteilla. Tässä on vain se paha haittapuoli, että magneetit tärvelevät meteoriitin oman magneettisuuden. Tällöin menetetään yksi keskeinen tapa saada arvokasta lisätietoa meteoriittien alkuperästä ja kehityksestä. Jos minulta kysytään, mahdollisten meteoriittilöytöjen tutkimista magneeteilla ei pitäisi suositella, vaan olisi syytä siirtyä vaikkapa ”meteoriittimittarin” (meteorite meter, MetMet) käyttöön. Ongelma tietenkin on, ettei ”meteoriittimittareita” vielä ole laajemmalti saatavilla. Tästä huolimatta ainakaan sellaisessa tilanteessa, jossa on useampia samasta putouksesta peräisin oleviksi arveltuja kappaleita, ihan jokaista ei pitäisi mennä vahvoilla magneeteilla testailemaan.