Kraatterin reunalta

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.

---

Itä-Suomen kraatterien iät

2.4.2024 klo 23.42, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Kraatterit , Maa , Mineralogia , Shokkimetamorfoosi , Suomi , Törmäykset

Suomen törmäyskraattereista kiinnostuneille on ollut maaliskuussa tarjolla mielenkiintoisia uutisia. Viime viikolla 27.3.2024 julkistettiin, että Suomen nuorin ja parhaiten tutkittu törmäyskraatteri, Lappajärvi, on virallisesti hyväksytty osaksi UNESCO Global Geopark -verkostoa. Lappajärven, Vimpelin, Alajärven ja Evijärven kuntien alueelle levittäytyvä Kraatterijärvi Geopark on Suomen viides.

Lappajärven Geopark on erittäin hieno uutinen muun muassa alueen yleisen tunnettuuden, luonto- ja geomatkailun, sekä geologian opetuksen ja kansanvalistuksen kannalta. Tieteellisesti kiinnostavia uutisia maaliskuussa tuli kuitenkin Itä-Suomesta, tosin Texasin kautta. Kuun puolivälissä Houstonissa nimittäin järjestettiin planeetta- ja kraatterigeologien tärkein vuosittainen kokous, Apollo-ohjelman myötä vuonna 1970 syntynyt Lunar and Planetary Science Conference. Kokouksessa esiteltiin uusia iänmääritystuloksia Paasselän ja Suvasveden törmäyskraattereista. Kuten tutkimuksessa usein käy, uudet tulokset toisaalta vahvistavat aiempia käsityksiä, mutta myös aiheuttavat tutkijoille päänvaivaa.

Paasselkä

Itä-Suomen kraatterien uusista iänmäärityksistä päävastuussa oli Winfried H. Schwarz Heidelbergin yliopistosta Saksasta. Suomen kraattereiden tutkimusta pidempään seuranneille hän on jo vanha tuttu, kuten ovat tutkimuksissa mukana olleet ja suomalaiskraattereita paljon tutkineet Martin Schmieder ja Elmar Buchner, sekä näissäkin tutkimuksessa käytettyjä lohkarenäytteitä aikoinaan löytänyt Jarmo Moilanen.¹

Savonlinnan ja Kiteen rajalla sijaitseva Paasselän törmäyskraatteri on kotimaan mittakaavassa varsin suuri. Sen läpimitaksi on yleensä arvioitu noin kymmenen kilometriä. Kuten useimmista muistakaan Suomen kraattereista, ei Paasselästäkään ole enää kohonnutta reunaa jäljellä, joten kokoarvio on jokseenkin epävarma. Joka tapauksessa Paasselkä on niin suuri, että se on väkisinkin niin kutsuttu kompleksikraatteri, jolla pitäisi olla jonkinlainen keskuskohouma. Yksiselitteisiä merkkejä sellaisesta ei kuitenkaan ole koskaan syvän Paasselän pohjasta onnistuttu havaitsemaan.

Vuonna 1999 Lauri J. Pesosen vetämissä tutkimuksissa törmäyskraatteriksi varmistunut Paasselkä on Suomen kraattereista myös siinä mielessä poikkeuksellinen, että sen ikä on varsin tarkoin tunnettu. Vuonna 2010 Winfried Schwarzin johdolla tehtyjen ikämääritysten perusteella havaittiin, että Paasselän törmäyskivilajit ovat Suomen ainoita toistaiseksi tunnettuja triaskaudella syntyneitä kiviä. Vuonna 2015 ikää vielä hieman tarkennettiin: nykyisin hyväksytty Paasselän kraatterin ikä on 231,0 ± 2,2 miljoonaa vuotta (Ma).

Aiemmat Paasselän ikämääritykset on tehty radioaktiivisen kaliumin (⁴⁰K) hajoamiseen perustuvalla argon/argon-menetelmällä (⁴⁰Ar/³⁹Ar). Niin erinomainen ajoitusmenetelmä kuin se onkin, siinä on kuitenkin omat hankaluutensa. Yksi suurimmista liittyy siihen, että analysoitavasta mineraalista tai lasista mitattavat argonin isotoopit ovat kaasuja. Siksi argon saattaa joissain tapauksissa päästä pakenemaan tutkittavista kivistä, eikä lopputuloksena saatava ikä täysin vastaa todellisuutta. Ongelmaa pahentaa, etteivät ne mineraalit, joita argon/argon-menetelmässä yleensä pystytään käyttämään, kuulu kaikkein kestävimpien joukkoon.

Siksi onkin aina mukavaa, jos Ar/Ar-ikä pystytään vahvistamaan – tai kumoamaan – jollain toisella, kaliumista ja argonista täysin riippumattomalla menetelmällä. Juuri siihen Schwarzin uunituoreissa tutkimuksissa pyrittiin. Kohteena olivat tällä kertaa tärmäyksen synnyttämässä paineessa šokkimetamorfoituneet zirkoni-mineraalin (ZrSiO₄) kiteet. Sisältämänsä uraanin ja kestävyytensä ansiosta se on useimpien kivien ikämäärityksiä tekevien tutkijoiden suosikkimineraali.

Schwarzin johdolla tehdyssä kokousjulkaisussa U-Pb Dating of Zircon Grains from the Paasselkä Impact Structure esiteltiin ensimmäiset törmäyksen runtelemista zirkoneista tehdyt uraani–lyijy-menetelmään (U–Pb) perustuvat ikämääritykset Paasselältä. Paasselän zirkonien šokkimetamorfoosin osalta tämä tosin ei ole ensimmäisen tutkimus, sillä niin kutsutut FRIGN-zirkonit (engl. former reidite in granular neoblastic zircon) löydettiin Gavin Kennyn johdolla jo reilut neljä vuotta sitten, kuten aikoinaan kirjoittelin. Lisätutkimukset eivät kuitenkaan ole ollenkaan pahitteeksi, vallankaan kun aiemmassa tutkimuksessa FRIGN-zirkonit eivät olleet pääosassa. Lisäksi šokkiaallon vaikutuksesta zirkonin hajotessa syntyvä baddeleyiitti (ZrO₂) sai nyt osakseen sentään maininnan verran huomiota. Baddeleyiitti ei sinänsä varma törmäystodiste ole, mutta tällainen esiintymistapa osoittaa sen syntyneen šokkimetamorfisissa oloissa.

 

Tuoreen kokousjulkaisun pääosassa on siis kuitenkin Paasselän šokkimetamorfoosin sijasta sen ikä. ”Ikä” ei kuitenkaan huippuluokan analyysilaitteista ja tutkijoista huolimatta ole juuri koskaan geologiassa yksikäsitteinen asia, sillä iänmääritystulosten tulkinta on oma taiteenlajinsa. Näin on myös Paasselän tapauksessa: 26 zirkonirakeen 36:sta mittauspisteestä suurin osa antoi tulokseksi ”ikiä”, joiden geologinen merkitys on hyvin kyseenalainen.

Yhdeksän analyysipistettä tuotti kuitenkin varsin kauniin tuloksen. Niiden perusteella Paasselän kraatteri syntyi 229,8 ± 2,2 miljoonaa vuotta sitten. Virherajojen puitteissa tämä on sama kuin aiemmin määritetty Ar/Ar-ikä. Muiden pisteiden tuottamat vanhemmat ”iät” viittaavat hyvin vahvasti siihen, että kaikki törmäystä vanhempi radioaktiivisuuden synnyttämä lyijy ei poistunut zirkoneista törmäyksen vaikutuksesta. Zirkonien radioaktiivinen kello ei siis törmäyksessä täysin nollautunut, vaan vanhaa lyijyä jäi systeemiin kummittelemaan.

Paasselän uudet ikämääritykset on toistaiseksi siis esitelty ainoastaan parisivuisessa kokousjulkaisussa. Analyysitulokset ja niistä tehdyt tulkinnat eivät näin ollen ole vielä saaneet osakseen vertaisarviointia. Jos nyt kuitenkin oletetaan, että tulokset pitävät paikkansa – eikä ole mitään ilmeistä syytä olettaa, että ne eivät pitäisi – on tämä Paasselän osalta vallan mainio asia. Kun kaksi erilaista menetelmää osoittaa, että Paasselän kraatteri syntyi myöhäistriaskauden Carn-aikana noin 230 miljoonaa vuotta sitten, on tulosta syytä pitää melkoisen uskottavana. Toki on viisasta pitää mielessä, että molemmat ikämääritykset tulevat samasta näytteestä ja ovat vieläpä saman tutkimusryhmän aikaansaannosta, mutta hyvä näinkin.

Suvasvesi

Savon sydämessä Leppävirralla ja osin Kuopion puolella sijaitsevat Suvasveden nelikilometriset kraatterit ovat koko maailmankin mittakaavassa ainutlaatuinen kaksikko. Missään muualla ei ole kahta kilometrien kokoluokkaa olevaa kraatteria aivan toistensa vieressä.²

Suvasveden pyöreistä järvenselistä pohjoisempi eli Suvasvesi N tunnistettiin törmäyskraatterin jäänteeksi 1990-luvun puolivälissä – Lauri Pesosen johdolla tietenkin. Ilmassa oli kuitenkin jo aiemmin ollut arveluja siitä, että myös eteläisempi järvenselkä voisi olla törmäyssyntyinen. Kallioperäkairaus on kuitenkin kallista lystiä. Siksipä Suvasveden selistä ei edelleenkään ole kairattu kuin pohjoinen.

Šokkimetamorfoosin täysin kiistattomia todisteita ei näin ollen ole löydetty kuin pohjoisemmasta kraatterista, sillä pirstekartioita Suvasveden eteläisemmän selän eli Haapaselän rantakallioista kartoittaneet tutkijat ovat itsekin todenneet, että voisivat ne pirstekartio-oletetut selvempiäkin olla. Heikkojen pirstekartioiden lisäksi muitakin aihetodisteita eteläisen kraatterin puolesta on vuosien varrella kertynyt. Tärkeimpiä niistä ovat törmäyssulakivi- ja sueviittilohkareet, jotka viimeisimmän alueen yli virranneen jäätikön liikesuunnan perusteella ovat peräisin Haapaselän pohjasta eli Suvasvesi S:stä. Ne kuitenkin ovat ”vain” irtolohkareita. Siksi kriittisimmät tutkijat voivat edelleen väittää, ettei eteläisempää Suvasveden kraatteria ole lopullisesti todistettu. Kaikissa merkittävissä puolivirallisissa kraatteriluetteloissa Suvasvesi S kuitenkin on mukana. Tänä vuonna pitäisi selvitä, pääseekö se myös The Meteoritical Societyn työstämälle viralliselle listalle.

Alkujaan oletettiin, että Suvasveden kraatterit muodostavat aidon kaksoiskraatterin. Siis sellaisen, jossa kaksi kraatteria syntyi samaan aikaan. Tämä oli täysin looginen oletus, sillä on erittäin epätodennäköistä, että lähes samaan paikkaan osuisi kaksi asteroidia aivan eri aikoina. Toki vuosimiljardeja sitten Maata pommitettiin ankarasti ja kraattereita täytyi syntyä Kuun tapaan vieri viereen, mutta myöhempinä geologisina ajanjaksoina kiviä on taivaalta putoillut niin harvakseltaan, että vierekkäiset mutta eri-ikäiset kraatterit olisivat epätodennäköisempiä kuin lottovoitto.

Vuonna 2016 Martin Schmiederin johdolla tehdyissä Ar/Ar-iänmäärityksissä kävi kuitenkin ilmi, että pohjoisen kraatterin ikä on vain noin 85 miljoonaa vuotta, mutta eteläisen ikä vähintään noin 710 miljoonaa vuotta. Epätodennäköisyydestään huolimatta tämä vaikutti geologisesti järkeenkäyvältä tulokselta, sillä eteläinen järvenselkä on huomattavasti pohjoista matalampi. Lisäksi pohjoisessa kraatterissa havaittiin magneettinen poikkeama, joka kairauksessa osoittautui pienen törmäyssulakiviesiintymän synnyttämäksi. Eteläisessä tällaisesta ei näy jälkeäkään. Erot pohjoisen ja eteläisen kraatterin syvyydessä ja magneettikentässä selittyvät siis helposti sillä, eteläistä eroosio on kuluttanut vähintään reilut 600 miljoonaa vuotta kauemmin kuin pohjoista.

Kuitenkin jo samana vuonna 2016 suurelta osin samat tutkijat, tällä kertaa Winfried Schwarzin johdolla, julkaisivat lyhyen kokousabstraktin Suvasveden kraattereiden uraani–lyijy-iänmäärityksistä. Analyyseistä saadut Suvasvesi N:n iät olivat 90–70 Ma ja alle 100 Ma. Luvuissa oli siis reippaasti hajontaa, mutta ainakin ne olivat yhteensopivia aiemman tuloksen, eli noin 85 Ma:n kanssa.

Lohkarenäytteistä saadut Suvasvesi S:n ikämääritykset sen sijaan olivat omituisia. 750–600 Ma oli vallan mukava, Ar/Ar-tulosten kanssa yhteensopiva ikä. Ongelma oli vain siinä, että sen lisäksi tuloksiksi saatiin taas suurin piirtein alle 100 Ma ja 90–70 Ma. Helpoin selitys oli, että oletukset melko suoraviivaisesta lohkareiden jäätikkökuljetuksesta eivät pitäneetkään paikkaansa, vaan Suvasvesi S:stä kaakkoon sijaitsevan Mannamäen ja Kaituransalon alueelle oli tullut törmäyssulakivilohkareita niin pohjoisesta kuin eteläisestäkin kraatterista.

Nyt Schwarzin johdolla tehdyssä toisessa Lunar and Planetary Science Conferencen kokousjulkaisussa U-Pb Dating of the Suvasvesi Impact Structures – Double Impact or Not keskeisiltä osiltaan sama tutkijaporukka palasi Suvasveden ikäproblematiikkaan. Hieman pidempi formaatti antoi mahdollisuuden tulosten yksityiskohtaisempaan esittelyyn. Sikäli kun kokousjulkaisuja oikein tulkitsen, varsinaisesti uusia ikämäärityksiä ei nyt kuitenkaan tehty.

Pohjoisen kraatterin kairanäytteiden osalta tilanne on varsin selkeä. Ikämäärityksistä kolme nuorinta ovat ns. konkordantteja ikiä ja osuvat välille 72 ± 10 – 94 ± 12 Ma. Kaikista kahden näytteen 25:stä analyysistä saadaan pyöräytettyä Suvasvesi N:n iäksi 70,4 ± 9,6 Ma. Virherajat ovat hieman härskit, mutta iät ovat ainakin suunnilleen samaa suuruusluokkaa kuin Ar/Ar-ikä 85,6 ± 1,9 Ma.

Kuten jo vuonna 2016 todettiin, alkujaan Suvasvesi S:stä peräisin olleiksi kuvitellut kolme lohkarenäytettä ovatkin sitten melkoinen murheenkryyni: ”ikiä” on vaikka muille jakaa. Mitään erityisen varmaa niistä ei voi päätellä, mutta jonkinmoista tukea ne antavat Suvasvesi N:n noin 85 Ma:n iälle.

Schwarzin ryhmän mukaan on myös mahdollista, että osa zirkoneista on saanut kaksi tälliä: ensimmäisen eteläisen kraatterin syntyessä vähintään 1200 miljoonaa vuotta sitten ja toisen pohjoisen kraatterin syntyessä 85 miljoonaa vuotta sitten. Ikämääritysten näkökulmasta tämä 1200 miljoonan vuoden minimi-ikä eteläiselle kraatterille onkin tutkimuksen kiinnostavin uusi tulkinta. Se sopii yhteen myös aiempien Ar/Ar-tutkimusten kanssa, sillä myös noin 710 Ma oli nimenomaan minimi-ikä.

Suvasveden uraani–lyijy-iät tulevat FRIGN-zirkoneista. Vuonna 2016 niiden tosin ei vielä tiedetty olevan FRIGN-zirkoneja, sillä koko termiä ei oltu vielä keksitty ja ymmärrys zirkonin käyttäytymisestä šokkimetamorfoosissa oli viime vuosien reippaaseen kehitykseen nähden puutteellista. Näin ollen Schwarzin ja kumppaneiden tuore kokousjulkaisu on tiettävästi ensimmäinen, jossa tuodaan selkeästi ja todisteiden kera esille, että FRIGN-zirkoneja esiintyy myös Suvasvedellä.

Kokonaisuutena tarkastellen Paasselän ja Suvasveden tuoreet kokousjulkaisut eivät tuoneet esiin mitään erityisen mullistavaa. FRIGN-zirkonit ovat silti tervetullut lisä Suvasveden kraattereiden törmäystodisteiden joukkoon, eikä niitä koko Suomestakaan ole vielä turhan monesta paikasta löydetty. Erityisen tärkeää tuloksissa kuitenkin on, että vallankin Paasselän ja Suvasvesi N:n osalta uraani–lyijy-ikämääritykset tukevat aiempia argon/argon-menetelmällä saatuja ikiä.

Suvasvesi S:n ikä sen sijaan pysyy arvoituksena. Se suattaapi olla vähintään noin 1200 Ma, mutta suattaapi olla olemattakii.

---

¹Jääviysilmoituksena lienee syytä todeta, että Paasselän tuoreen kokousjulkaisun ja vanhempien artikkelien kirjoitustyössä olin osaltani mukana minäkin, samoin kuin osassa vanhempia Suvasvesi-juttuja.

²Lac Wiyâshâkimî eli paremmin nimellä Clearwater Lakes tunnettu kraatterikaksikko on paras vertailukohta, mutta niiden hahmottamiseksi olisi syytä olla avaruudessa tai vähintään lentokoneessa. Suvasvedellä vene tai korkealla rantakalliolla seisominen riittää.

---

Lämpimät kiitokset Winfried Schwarzille kuvien antamisesta käyttööni.

Tämä juttu saattaa myöhemmin ilmestyä hieman useammalla kuvalla varustettuna henkiinherättelyä kaipaavassa Suomen kraatterit -blogissa.

---

Kuka keksi Kuiperin vyöhykkeen?

1.3.2024 klo 10.27, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Aurinkokunta , Historia , Komeetat , Kuiperin vyöhyke , Nimistö

Aurinkokunnan perusrakenne on aika selkeä. Lähimpänä Aurinkoa kiertää neljä kivistä planeettaa, Merkurius, Venus, Maa ja Mars. Marsin jälkeen tulee asteroidivyöhyke, jonka suurimmat kappaleet ovat Ceres ja Vesta. Sitten ovatkin vuorossa jättiläisplaneetat Jupiter, Saturnus, Uranus ja Neptunus. Näistä kahta viimeistä on viimeisen noin viidentoista vuoden aikana alettu kutsua jääjättiläisiksi erotuksena suuremmista Jupiterista ja Saturnuksesta, jotka ovat varsinaisia kaasujättiläisiä.

Neptunuksen jälkeen tulee – niin, mikä? Vanhoina, yleensä huomattavan subjektiivisillä epävaltaojalaisilla kriteereillä määritellen hyvinä aikoina Neptunuksen jälkeen tuli aurinkokuntamme uloin planeetta Pluto. Vuonna 1992 Jane Luu (1963–) ja David Jewitt (1958–) kuitenkin löysivät ensimmäisen kappaleen Pluton radan takaa eli Albionin. Löytö oli erittäin merkittävä, mutta ei vielä aiheuttanut kovin suurta mullistusta. 2000-luvulla alettiin kuitenkin samoilta hyisiltä ja pimeiltä seuduilta havaita Pluton kokoluokkaa olevia ja suurempiakin kappaleita. Jos Pluto oli ”planeetta”, samoin olivat nämä uudet löydöt.

Vuonna 2006 kansainvälinen tähtitieteellinen unioni (IAU) päätti omien sääntöjensä vastaisen hämäräperäisen operaation jälkeen riisua Plutolta planeetan aseman ja alkoi kutsua sitä kääpiöplaneetaksi. Saman tittelin saivat myös kaukaiset Eris, Haumea ja Makemake.¹ Koska Cereskin on IAU:n mukaan kääpiöplaneetta, ei Neptunuksen takana voi alkaa esimerkiksi ”kääpiöplaneettavyöhyke”.

Yleisen nimityskäytännön mukaan Neptunuksen radan takaa alkaakin Kuiperin vyöhyke. Siten kääpiöplaneetat Cerestä lukuun ottamatta, kuten myös etäisin lähietäisyydeltä tutkimamme aurinkokunnan kappale Arrokoth, ovat Kuiperin vyöhykkeen kohteita (engl. Kuiper Belt Objects, KBOs).

Rinkelin muotoinen Kuiperin vyöhyke sijaitsee yleisesti käytetyn, hieman epämääräisen määritelmän mukaan suunnilleen 30–50 tähtitieteellisen yksikön päässä Auringosta.² Se vaihettuu  hajanaiseksi kiekoksi (engl. scattered disk) ja edelleen pallomaiseksi Oortin pilveksi. Osa Kuiperin vyöhykkeen kappaleista, kuten Pluto, on rataresonanssissa Neptunuksen kanssa, osa taas ei. Erilaiset rataparametrit antavatkin eväät neptunuksentakaisten kappaleiden (engl. trans-neptunian objects) luokitteluun.

Kuiperin vyöhyke on siis rinkelin muotoinen suurempien ja pienempien jäisten kappaleiden kokoelma Neptunuksen takana. Mutta miksi sitä kutsutaan Kuiperin vyöhykkeeksi? Ja miksi joskus Kuiperin vyöhykkeen sijasta puhutaan Edgeworthin–Kuiperin vyöhykkeestä?

Kun asiaa alkaa tutkiskella edes sen verran, että lukaisee Kuiperin vyöhykkeestä kertovan englanninkielisen Wikipedia-artikkelin, käy äkkiä ilmi, ettei kumpainenkaan nimitys välttämättä ole täysin sopiva. Onneksi netissä on englanniksi kaikenlaisia juttuja aiheesta, näistä ansiokkaimpana International Comet Quarterly -lehden nettisivuilta löytyvä lyhyt, kiitettävän provokatiivisesti otsikoitu artikkeli What is improper about the term ”Kuiper belt”? (or, Why name a thing after a man who didn’t believe its existence?).³ Sen ohella Universe Today -sivuston juttu What Is the Kuiper Belt? tarjoaa arvokkaita tiedonmurusia. Sisäpiiriläisen näkemystä kaipaavan kannattaa puolestaan lukaista David Jewittin omille nettisivuilleen kirjoittama Why ”Kuiper” Belt? Suomeksi tarjonta rajoittuu kuitenkin Wikipedian lyhyisiin mainintoihin nimeämisen kummallisuuksista.

Yksi asia, jonka luonnontieteen ja sen historian harrastamisesta olen oppinut, on olla luottamatta toisenvaraiseen tietoon. Näin ollen katsoin tarpeelliseksi ottaa kohtuullisen vaivannäön puitteissa itse selville, mitä alkuperäislähteissä sanotaan Kuiperin vyöhykkeen olemassaolosta ja sen nimeämisestä.⁴

Kuiperin vyöhyke?

Hollantilaissyntyinen, mutta Yhdysvalloissa uransa tehnyt Gerard Peter Kuiper (1905–1973, alkujaan Gerrit Pieter Kuiper) oli yksi 1900-luvun planeettatutkimuksen merkittävimpiä hahmoja. Hänen vaikutuksensa esimerkiksi Apollo-lentojen toteutumiseen oli aivan keskeinen.

Vuonna 1951 Kuiper julkaisi kriittisenä ufotutkijanakin tunnetun J. Allen Hynekin (1910–1986) toimittamassa teoksessa Astrophysics: A Topical Symposium Commemorating the Fiftieth Anniversary of the Yerkes Observatory and a Half Century of Progress artikkelin nimeltään On the Origin of the Solar System. Jotta olisin omien periaatteideni kanssa mahdollisimman jyrkässä ristiriidassa, turvaudun sen osalta toisenvaraisiin lähteisiin, koska opusta ei kirjahyllystäni tai kovalevyltäni löydy. Tämä artikkeli on se, johon ”Kuiperin vyöhykkeestä” historiallisena käsitteenä kirjoittavat ihmiset viittaavat. David Jewittin mukaan Kuiper kirjoitti Astrophysics-kirjan artikkelissaan näin:

“..We must therefore assume that the planet Pluto is responsible for the dispersal of the comets (to the Oort cloud)”

Oletan, että sulkulauseke on Jewittin lisäämä täsmennys. Jewittin mukaan on ilmiselvää, että Kuiper totesi Pluton radan takana aurinkokunnan alkuaikoina olleen kappaleita, mutta että Pluto oli ne sieltä vetovoimavaikutuksellaan singonnut Oortin pilveen. Kuiper siis Jewittin mukaan nimenomaan ennusti, että nykyisin Kuiperin vyöhykkeeksi kutsumallamme alueella ei ole merkittävää jäisten kappaleiden varastoa. Vielä 1950-luvulla Pluton kuviteltiin olevan kenties maapallon massainen kappale, joten Kuiperin ajatus oli hieman järkevämpi kuin miltä se äkkiseltään tuntuu. Nykyisin tiedetään, ettei Pluto olisi millään kyennyt Kuiperin kuvittelemaan temppuun, minkä tietysti todistavat Kuiperin vyöhykkeeltä havaitut kohteet.

Kuiper julkaisi vuonna 1951 toisenkin artikkelin nimeltä On the Origin of the Solar System. Tämä on helposti saatavilla, joten se suo mahdollisuuden tarkistaa, millaisia ajatuksia Kuiperin päässä todella liikkui. Alla on katkelma kyseisestä artikkelista.

Kuiper siis aivan oikein toteaa, että 38–50 AU:n etäisyydellä on ollut vesi-, ammoniakki ja metaanijäästä koostuvia kilometrikokoluokan kappaleita. Pluto ja sen jälkeen Neptunus ovat kuitenkin häirinneet niiden ratoja siten, että ne päätyivät Oortin pilveen. Mitään nykyisen Kuiperin vyöhykkeen kaltaista Kuiper ei artikkelissaan ennusta. Tämän artikkelin perusteella loppupäätelmä on sama kuin mihin esimerkiksi David Jewitt ja Daniel W. E. Green ovat tahoillaan Kuiperin vuoden 1951 toisen artikkelin arvioissaan päätyneet: Kuiper ei ennustanut Kuiperin vyöhykkeen olemassaoloa vaan päinvastoin totesi, että sitä ei enää voi olla olemassa.

Edgeworthin vyöhyke?

Irlantilaiseen sivistyssukuun syntynyt Kenneth Essex Edgeworth (1880–1972) oli sotilas, taloustieteilijä ja lähinnä itseoppinut tähtitieteilijä. Toisen maailmansodan paperipulan keskellä vuonna 1943 hän julkaisi Journal of the British Astronomical Association -lehdessä artikkelin The Evolution of our Planetary System. Kuten Edgeworth itsekin toteaa johdannossaan, kyseessä ei ole varsinainen tieteellinen teoria, vaan lähinnä ajatusmalli siitä, kuinka asiat voisivat olla. Hänen mukaansa Pluton radan takana on suuri määrä pieniä kappaleita, komeettoja. Ne eroavat asteroideista sikäli, että hänen mukaansa komeetat ovat koheesiottomia soraläjiä. Nykyisin tiedämme, että monet asteroidit ovat juuri tällaisia vetovoiman heikosti koossa pitämiä pienten partikkelien yhteenliittymiä. Eivät tosin ne komeetatkaan, joita on päästy läheltä tarkastelemaan, juuri sen kummoisempia ole. Eli kyllä Edgeworth oikeilla jäljillä oli, kuten alla olevasta katkelmastakin näkyy.

Sodan jälkeen Edgeworth palasi aiheeseen ja julkaisi Monthly Notices of the Royal Astronomical Society -lehdessä artikkelin The Origin and Evolution of the Solar System. Kuten alla olevasta kuvasta näkyy, hän esitti artikkelissaan, että neptunuksentakainen avaruus sisältää suuren määrän pieniä kappaleita, jotka silloin tällöin lipeävät radoiltaan ja päätyvät näkyviksi komeetoiksi aurinkokunnan sisäosiin. Edgeworth puhuu näistä kappaleista ryppäinä (”clusters”), mutta ei koskaan yksiselitteisesti kerro, millaisia nämä hänen kuvittelemansa ryppäät ovat.

Toisin kuin Kuiper, Edgeworth joka tapauksessa ehdotti, että Neptunuksen ja Pluton takana on vielä nykyisinkin pieniä kappaleita. Tässä mielessä Edgeworthin nimen käyttäminen neptunuksentakaisista kappaleista puhuttaessa on ihan perusteltua. Varsin etäällä Edgeworthin ajatukset kuitenkin olivat siitä, millainen nykyinen käsityksemme Kuiperin vyöhykkeestä on. Ja sitäpaitsi Edgeworth ei suinkaan ollut ensimmäinen, joka kirjoitti aiheesta.

Leuschnerin vyöhyke?

Clyde William Tombaugh (1906–1997) löysi Pluton neljän maissa iltapäivällä 18.2.1930. Löytö julkaistiin vajaa kuukausi myöhemmin 13.3.1930.⁵ Se oli luonnollisesti valtaisa uutinen, ja tähtitieteliljät ympäri maailman alkoivat havaita vasta löydettyä planeettaa kyetäkseen määrittämään sen radan tarkasti.

Tässä vaiheessa tarinaan tulee mukaan amerikkalainen Armin Otto Leuschner (1868–1953). Hänet tunnetaan erityisesti pitkäaikaisena Kalifornian yliopiston Berkeleyn kampuksen tähtitieteen osaston johtajana. Leuschner oli lukuisten 1900-luvun alkupuoliskon merkittävimpien tähtitieteilijöiden opettaja.

Science-lehden uutispalstalla kaksi kuukautta Pluton löytämisen jälkeen 18.4.1930 julkaistu Leuschnerin lähettämä sähke tuolloin vielä nimellä Planeetta X kulkeneen Pluton rataa koskeneessa jutussa on mielenkiintoinen. Leuschnerin mukaan Planeetta X saattaa nimittäin olla vain yksi vielä löytämättömistä, pitkän kiertoajan omaavista planetaarisista kappaleista (”long-period planetary objects”). Kuten alla olevasta katkelmasta käy ilmi, toiset Leuschnerin ehdottamista vaihtoehdoista ovat suuri asteroidi, jonka Jupiter tai jokin muu jättiläisplaneetta on suistanut radaltaan, tai kirkas komeettamainen kappale.

Kiinnostavaa tässä on etenkin se, että Leuschner käyttää ilmaisua planetary object. Emme voi tietää, millaista kappaletta Leuschner varsinaisesti ajatteli, mutta ilmeistä on, että hän piti sitä erilaisena kohteena kuin komeetat.

Nykyisin tiedämme, että suuret Kuiperin vyöhykkeen kappaleet, tai ainakin Pluto ja sen suurin kuu Charon (itse asiassa Pluto ja Charon muodostavat kaksoisplaneetan) ovat olleet geologisesti aktiivisia. Tämän perusteella voidaan olettaa muidenkin suurten Kuiperin vyöhykkeen kappaleiden olevan geologialtaan monimuotoisia. Lisäksi Kuiperin vyöhykkeen kappaleilta on löydetty renkaita, ja monilla niistä on kuita. Nämä, etenkin geologinen aktiivisuus, ovat ainakin planeettageologin näkökulmasta nimenomaan planeettamaisten kappaleiden ominaisuuksia, eivät komeettojen. Omasta näkökulmastani se, että Leuschner teki eron neptunuksentakaisten planeettamaisten ja komeettamaisten kappaleiden välillä puoltaisi ajatusta ”Leuschnerin vyöhykkeestä”. Lisäksi Leuschner oli tiettävästi ensimmäinen, joka asian toi esille. Sähkeen katkelma Sciencen uutispalstalla ei tosin ole kaikkein vakuuttavin tieteellinen julkaisu.

Leonardin vyöhyke?

Amerikkalainen Frederick Charles Leonard (1896–1960) oli tähtitieteilijä ja merkittävä meteoriittitutkija. Alan tärkein järjestö The Meteoritical Society on Leonardin perustama. Elokuussa 1930, nelisen kuukautta Leuschnerin sähkeen jälkeen, Leonard julkaisi The Astronomical Society of the Pacific -yhdistyksen uutislehtisessä nelisivuisen artikkelin The New Planet Pluto. Siinä Leonard piti Plutoa Merkuriuksen tai korkeintaan Marsin kokoluokkaa olevana. Tämä oli huomattavasti lähempänä todellisuutta kuin Kuiperin aikana vallalla ollut käsitys Plutosta suunnilleen Maan kokoisena kappaleena.

Artikkelinsa lopulla Leonard heittäytyy spekulatiiviseksi. Kuten alla olevasta kuvasta näkyy, Leonard kirjoittaa muun muassa näin:

”Is it not likely that in Pluto there has come to light the first of a series of ultra-Neptunian bodies, the remaining members of which still await discovery but which are destined eventually to be discovered?”

Leonard käyttää tekstissään ilmaisuja zones, families ja series puhuessaan Plutosta ensimmäisenä uudenlaisena neptunuksentakaisena kohteena. Hänelle Pluto ja muut, vielä löytämättömät kohteet ovat eri asia kuin maankaltaiset planeetat, jättiläisplaneetat tai asteroidit. Leonard ei myöskään puhu tämän vyöhykkeen kappaleista komeettoina. Lisäksi hän käyttää ilmaisua ”a world like Pluto”, plutonkaltainen maailma.

Planeettageologin silmin katsellen näyttää ilmeiseltä, että Leonardin visio neptunuksentakaisesta uudenlaisesta vyöhykkeestä, jossa esiintyy Pluton kaltaisia maailmoja, on hyvin lähellä nykyistä käsitystämme Kuiperin vyöhykkeestä. Lisäksi Leonard on kuvauksessaan paljon tarkempi kuin yhdessä virkkeessä eri vaihtoehtoja puntaroinut Leuschner tai ryppäistä ja komeetoista kirjoittanut Edgeworth. Niinpä ”Leonardin vyöhyke” olisi paljon perustellumpi nimitys kuin ”Edgeworthin–Kuiperin vyöhyke”, ”Kuiperin vyöhykkeestä” puhumattakaan. Tieteellisempää tarkastelua ”Leonardin vyöhyke” ei tosin kestä, koska kyseessä on ainoastaan ajatus, ei yksityiskohtaisemmin esitelty malli.

Cameronin vyöhyke?

Kanadalaissyntyinen Alastair Graham Walter Cameron (1925–2005) oli alkujaan ydinfyysikko, mutta opetteli sitten omin päin astrofysiikkaa. Planeettatutkimuksen parissa erittäin monipuolinen Cameron muistetaan etenkin yhtenä Kuun törmäyssyntyteorian alkuperäisistä esittäjistä.

Vuonna 1962 hän julkaisi Icarus-lehdessä melkoisen mittavan artikkelin The Formation of the Sun and Planets. Sen loppupuolella hän toteaa – kuten seuraavasta kuvasta näkyy – että Neptunuksen radan takana on runsaasti samaa kaasua, josta Aurinko ja planeetat tiivistyivät. Neptunuksen takana ei planeettaa syntynyt, mutta komeettoja kylläkin. Cameronin mukaan aurinkokunnan ulkolaidalla täytyykin olla valtaisat määrät pieniä kiinteitä kappaleita.

Geologin näkökulmasta silmiinpistävää on, että toisin kuin Leonard, Cameron puhuu vain pienistä kappaleista ja komeetoista, eikä erityisesti tuo esille, että kyseeseen voisivat voisi olla myös Pluton kaltaiset planeettamaiset kohteet. Cameron on paljon paremmin kartalla kuin Kuiper, mutta Leonardin kaukonäköisyyttä hänellä ei tällä kertaa ollut.

Whipplen vyöhyke?

Pitkän elämäntyön etenkin komeettojen parissa tehnyt Fred Lawrence Whipple (1906–2004) oli Frederick Leonardin oppilas. Hän oli myös se tutkija, jota on kiittäminen komeettojen koostumusta kuvaavasta ”likaisen lumipallon” käsitteestä. Whipplen oma alkuperäinen termi tosin oli ”icy conglomerate”, mutta tiettävästi lehdistön keksimä ”dirty snowball” oli huomattavasti iskevämpi.

Kun Kuiperin vyöhykkeen nimeämishistoriaa tutkiskelee, tulee useammassakin paikassa vastaan brittiläisen, mutta Yhdysvaloissa Minor Planet Centerin johtajana elämäntyönsä tehneen Brian Geoffrey Marsdenin (1937–2010) kommentti aiheesta. Esimerkiksi Wikipedian mukaan se kuuluu näin: ”Neither Edgeworth nor Kuiper wrote about anything remotely like what we are now seeing, but Fred Whipple did.” Marsdenin mukaan siis sen paremmin Edgeworth kuin Kuiperkaan eivät kirjoittaneet Kuiperin vyöhykkeestä sellaisena kuin se todellisuudessa on, mutta Fred Whipple kirjoitti.

Tässä yhteydessä mainitaan yleensä kaksi Whipplen vuonna 1964 Proceedings of the National Academy of Sciences –lehdessä julkaistua artikkelia, The History of the Solar System ja Evidence for a Comet Belt Beyond Neptune. Alla olevassa ensiksi mainitussa artikkelissa Whipple olettaa Neptunuksen takana syntyneiden komeettojen olevan siellä edelleen ja muodostavan melko kapean vyöhykkeen. Läpimitaltaan nämä olisivat kilometrien kokoluokkaa.

Whipple ei kuitenkaan artikkelissaan juurikaan ota esille suurempia kappaleita, vaikka pähkäileekin, onko Pluto suuri komeetta vai Neptunuksen karannut kuu: ”Is Pluto really a large comet? Or is it a lost satellite of Neptune? Perhaps we will never know until we land a space probe on it.”

Sama pohdiskelu Pluton luonteesta on esillä myös Whipplen toisessa vuoden 1964 artikkelissa. Lisäksi Pluton heikosti tunnettu massa aiheutti Whipplelle ongelmia, sillä se vaikutti myös komeettavyöhykkeen massaan. Whipple ei artikkelissaan pystynytkään tekemään yksiselitteistä ratkaisua massiivisen tai hyvin vähäpätöisen komeettavyöhykkeen välillä.

Vaikka Marsden onkin varmasti dynaamisesta näkökulmasta oikeassa Whipplen ennustajanlahjojen suhteen, geologisina kohteina Whipple ei ehdottamiaan kappaleita pitänyt.

Fernándezin vyöhyke?

Uruguaylainen komeettatutkija Julio Ángel Fernández Alves (1946–) muistetaan etenkin osallisuudestaan Pluton poistamisessa planeettojen joukosta. Hän oli esimerkiksi mukana vaatimassa, että planeetan olisi siivottava naapurustonsa muista saman kokoluokan kappaleista. Sen paremmin Fernández kuin kukaan muukaan ei kuitenkaan ollut keksinyt yleisesti hyväksyttyä määritemää sille, mitä tämä oikeastaan tarkoittaa. Loppu on osin surkuhupaisaakin historiaa. Aiheesta väännettiin viimeksi viikko sitten.

Vuonna 1980 Fernández oli osittain ilman omaa syytään, osittain lievää leväperäisyyttään aiheuttamassa nimenomaan ”Kuiperin vyöhykkeen” päätymisen osaksi tieteellistä terminologiaa. Hän julkaisi Monthly Notices of the Royal Astronomical Society -lehdessä artikkelin nimeltään On the Existence of a Comet Belt Beyond Neptune. Fernández ei missään vaiheessa puhu ”Kuiperin vyöhykkeestä”, mutta käyttää artikkelinsa alussa ensimmäisellä rivillä sanaa ”belt” ja toisella rivillä viittaa Kuiperin Astrophysics-kirjassa julkaisemaan artikkeliin. Näin Fernández antaa epämääräisillä ilmauksilla ymmärtää, että Kuiperin ehdottama vyöhyke olisi edelleen olemassa. Myöhemmin jutussa hän kyllä mainitsee, että Kuiper totesi Pluton ja Neptunuksen hävittävän tämän alkuperäisen vyöhykkeen. Vahinko oli kuitenkin ehtinyt jo tapahtua.

  

Muutoin Fernándezin artikkeli esimerkiksi David Jewittin mukaan on hyvinkin ansiokasta mallinnustyötä (itselläni ei älli riitä tällaisten arviointiin). Jewittin mielestä Fernández ansaitsisi kunnian kaikkein selkeimmästä ja fysikaalisesti parhaiten perustellusta Kuiperin vyöhykkeen ennustamisesta: ”…I would say that J. Fernandez most nearly deserves the credit for predicting the Kuiper Belt based on clear statements and physical reasoning.”

Kaikesta huolimatta: Kuiperin vyöhyke

Tiettävästi ensimmäinen kerta, kun ”Kuiperin vyöhyke” (Kuiper belt) esiintyi vertaisarvioidussa julkaisussa, oli Martin Duncanin, Thomas Quinnin ja Scott Tremainen artikkeli The Origin of Short-Period Comets The Astrophysiocal Journal -lehdessä toukokuussa 1988. Useimmiten syyttävä sormi osoittaa kolmikosta palkituimpaan eli Tremaineen.

Kuten alla olevasta näytteestä käy ilmi, Duncan ja kumppanit viittaavat Kuiperin vuoden 1951 Astrophysics-kirjan artikkeliin. Sikäli kun David Jewittia on uskominen ja sen perusteella mitä Kuiperin toisesta artikkelista voi päätellä, Duncan, Quinn tai Tremaine eivät kuitenkaan lukeneet itse artikkelia. Luultavasti he lukivat Fernándezin artikkelin alun ja olettivat sen pohjalta Kuiperin keksineen Kuiperin vyöhykkeen.

Se, että vanhoja artikkeleja ei lueta vaan tyydytään kopioimaan jonkun varhaisemman tutkijan käsitys alkuperäislähteen sisällöstä on erittäin tyypillistä. Tämä luonnollisesti johtaa virheiden kertautumiseen, aina painovirheitä myöten. Tässä tapauksessa se johti Kuiperin vyöhykkeen nimeämiseen juuri sen tutkijan mukaan, joka ei esittänyt vyöhykkeen olemassaoloa.

Muutoin artikkelissa ei ainakaan omasta näkökulmastani ole moittimista. Duncan ja kumppanit esittävät, etteivät lyhytjaksoiset, Auringon alle 200 vuodessa kiertävät komeetat voi olla peräisin Oortin pilvestä, vaan niiden täytyy tulla Kuiperin vyöhykkeeltä. Tämä vastaa nykyistä käsitystä. Merkille pantavaa jälleen näin geologin silmin kuitenkin on, ettei artikkelissa puhuta mistään planeettamaisista kappaleista, ainoastaan komeetoista.

Dynaamikot vs. geologit?

Vähäistä keskustelua Kuiperin vyöhykkeen nimeämisestä ovat käyneet ymmärrettävistä syistä lähinnä aurinkokunnan dynamiikkaan ja pienkappaleisiin erikoistuneet tutkijat. Planeettageologit sen sijaan ovat olleet aiheesta hissukseen. Dynaamikoille planeetat, kuut, asteroidit ja komeetat ovat vain massapisteitä, jotka pitää saada tottelemaan laskutikkua tai nykyisin tietokonemallia. Geologeille ne, tai ainakin suuremmat niistä, sen sijaan ovat pitkän ja monimuotoisen kehityksen läpikäyneitä kiehtovia maailmoja.

Tätä taustaa vasten ei tunnu ollenkaan erikoiselta, että varhaisista Kuiperin vyöhykkeen kaltaista entiteettiä pohtineista tutkijoista ainoa, joka korosti vyöhykkeen kappaleiden kenties olevan suuria ja kiehtovia Pluton kaltaisia kohteita, oli Frederick Leonard. Toki hänkin oli varsinaiselta koulutukseltaan ”oikea” tähtitieteilijä, mutta meteoriitit olivat hänen omien sanojensa mukaan kiehtoneet häntä aina. Kuiperin vyöhykkeestä kirjoittaessaan meteoriitit olivat jo useamman vuoden ajan olleet hänen pääasiallisin ammatillisen kiinnostuksensa kohde. Leonard ei kuvitellut vain toisiinsa vetovoiman välityksellä vuorovaikuttavia massapisteitä, vaan hänelle aurinkokunnan kohteet edustivat konkreettisia paikkoja aurinkokunnassamme, joista silloin tällöin putoilee kauniita näytteitä tutkittavaksi. Leonardilla, toisin kuin myöhemmillä kirjoittajilla, oli geologinen käsitys Kuiperin vyöhykkeestä.

Kuiper vai jotain muuta?

David Jewittin mainion nettikirjoituksen loppupäätelmä kaukaisten kappaleiden nimeämisen osalta oli varsin yksinkertainen: ”Call them ’trans-Neptunian’ objects”. Se, että kaikkia Neptunuksen radan ulkopuolella sijaitsevia kappaleita kutsuttaisiin neptunuksentakaisiksi kappaleiksi, ei kuitenkaan ole erityisen tyydyttävä ratkaisu. Kuiperin vyöhyke, hajanainen kiekko ja Oortin pilvi ovat kaikki Neptunuksen radan tuolla puolen. Niissä sijaitsevat kappaleet eroavat toisistaan ainakin osittain synnyltään, kehitykseltään ja etenkin rataparametreiltään eli vuorovaikutukseltaan muiden aurinkokunnan kappaleiden kanssa. Niiden kaikkien niputtaminen yhden käsitteen alle ei auttaisi ymmärtämään ja arvostamaan aurinkokunnan kappaleiden moninaisuutta. Päin vastoin, se olisi omiaan tekemään kaikesta Neptunuksen rataa kaukaisemmasta tavarasta samaa harmaata loskaa.

Vaikkei Kuiperin vyöhyke olekaan virallisesti hyväksytty termi, se on kuitenkin vakiintunut kielenkäyttöön. Näin ollen on vaikea kuvitella, että sitä ryhdyttäisiin muuttamaan, vaikka asiaan alettaisiinkin kiinnittää enemmän huomiota. Jos Kuiper olisi ollut vaikkapa umpirasisti tai kiihkomielinen homofoobikko, tilanne voisi olla toinen. Kuiper oli tiettävästi kuitenkin vain erittäin vaativa änkyrä, joka silloin tällöin sopivasti ”unohti” viitata samasta asiasta aiemmin kirjoittaneiden tutkijoiden töihin (kuten esimerkiksi Edgeworthin artikkeleihin). Nuo eivät etenkään entisaikojen tutkimusmaailmassa järin suuria syntejä olleet.

Nimityksen vaihtaminen tuottaisi tietysti myös käytännön ongelmia, koska kyseessä on niin vakiintunut termi. Vaikea tuota kuitenkaan ylitsepääsemättömänä hankaluutena on pitää. Esimerkiksi biologiassa lajien ja muidenkin taksonomisten luokkien nimien vaihtuminen on melko arkipäiväistä, oli kyse sitten tieteellisistä tai yleiskielisistä nimistä.

Jos minulta kysyttäisiin, Kuiperin vyöhykkeen nimi joutaisi romukoppaan. Olisin hyvin tyytyväinen, jos joku keksisi sille toimivan nimen, joka ei liity yhteenkään ihmiseen vaan kertoo yksiselitteisesti ja näppärästi mistä on kyse. Mikäli uuden nimen taas haluttaisiin kunnioittavan jotakuta tutkijaa, olisi suosikkini Leonardin vyöhyke. Leuschnerin–Leonardin vyöhyke kelpaisi minulle myös.

Toistaiseksi ja varmasti pitkälle tulevaisuuteen mennään kuitenkin Kuiperin vyöhykkeellä. Ja mikäpä siinä, sillä kuten David Jewittkin totesi, Kuiperin vyöhykkeen nimitys sentään noudattaa kunnianarvoisaa Stiglerin lakia, jonka mukaan mitään tieteellistä löytöä ei nimetä sen ensimmäisen keksijän mukaan.⁶

---

¹Kannattaa huomata, että esimerkiksi Wikipedia ei noudata kansainvälisen tähtitieteellisen unionin IAU:n määritelmiä, vaan kutsuu muitakin suuria kappaleita kääpiöplaneetoiksi.

²Yksi tähtitieteellinen yksikkö eli AU, tai au kuten hölmöjen nykysääntöjen mukaan pitäisi sanoa, on Maan ja Auringon välinen keskietäisyys eli noin 150 miljoonaa kilometriä.

³Jutulle ei ole merkitty tekijää, mutta kyseessä on oletettavasti Daniel W. E. Green, sillä hän teki jutun lopussa mainitut pidemmät aihetta käsittelevät kaksi artikkelia.

⁴Mainittakoon, että salaliittoteoreetikkojen suosima hokema Do your own research! on itse asiassa pitkälti yhteneväinen tieteenfilosofisen tradition kanssa, kuten vaikkapa filosofi Neil Levy on Synthese-lehden artikkelissaan todennut.

⁵13.3. oli Planeetta X:n metsästyksen toden teolla käynnistäneen Percival Lowellin (1855–1916) syntymäpäivä. Lisäksi William Herschel (1738–1822) oli löytänyt Uranuksen 13.3.1781. Symboliikan merkitys osana mediapeliä oli tutkijoilla jo tuolloin hyvin hallussa.

⁶Toisin kuin esimerkiksi suomenkielisessä Wikipediassa kerrotaan, Stiglerin lakia ei keksinyt Robert K. Merton (1910–2003). Ehkä on kuitenkin parempi jättää tuon käsitteen historian selvittäminen toiseen kertaan, vaikka asia kiehtova onkin.

---

Muokkaus 1.3.2024: Hieman sanojen toistoa poistettu ja reipas määrä kirjoitusvirheitä korjattu ja muutama selventävä lausekin lisätty.

---

Marsin näytteenhakulennon ongelmat ja tarpeellisuus

28.2.2024 klo 08.38, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Mars , Meteoriitit

NASAn planeettaohjelman rahoituspulmat

Viime vuosina ja kuukausina planeettatutkija toisensa jälkeen on joutunut pettymään NASAn jatkuviin hallinnollisiin ja rahoitusongelmiin ja niistä johtuviin viivästyksiin. Näkyvimpänä esimerkkinä vuosi sitten Venuksen geologiaa tutkiva VERITAS-lento pistettiin naftaliiniin epämääräiseksi ajaksi. Syynä oli Psyche-luotaimen laukaisun viivästyminen. Lopulta viime lokakuussa laukaistun Psychen ongelmien taustalla olivat puutteet suunnittelussa, sisäisessä viestinnässä ja yksinkertaisesti työvoimassa. Väkeä siirrettiin monissa luotainhankkeissa mukana tai päävastussa olevan NASAn Jet Propulsion Laboratoryn (JPL) sisällä ohjelmasta toiseen, ja VERITAS jäi kärsijäksi.

Tämän vuoden alussa JPL:stä irtisanottiin 100 alihankkijoiden työntekijää. Helmikuun alussa uutisoitiin, ettei tämä riitä, vaan alihankkijoiden väestä 40 lisää saa kenkää. Heidän lisäkseen peräti 530 JPL:n omaa työntekijää saa lähtöpassit. Rahaa tietysti säästyy, mutta kun jo valittuja luotainlentoja ei pystytä toteuttamaan osaltaan juuri väen vähyyden vuoksi, toiminnan järkiperäisyyttä voi ihmetellä.

Myös tulevaisuus näyttää synkältä, sillä keskihintaisten New Frontiers -luokan lentojen seuraavaa hakukierrosta lykättiin viime syksynä kolmella vuodella eteenpäin. Aiempia New Frontiers -lentoja ovat olleet huikean menestyksekkäät ja yhä käynnissä olevat New Horizons, Juno ja OSIRIS-REx / OSIRIS-APEX. Suunnitelmien mukaan vuonna 2028 Saturnuksen suurinta kuuta Titania tutkimaan lähtevää Dragonfly-helikopteria rakennetaan parhaillaan, mutta New Frontiers -luokan jatkosta ei ole mitään tietoa.

Moniongelmainen Mars Sample Return

Yksi huolestuttavimmista planeettageologiaan ja sen rahoitukseen liittyvistä uutisista julkaistiin viime syyskuussa. Tuolloin riippumaton tutkimuspaneeli sai valmiiksi raporttinsa Mars Sample Return -ohjelman (MSR) nykytilanteesta. NASAn ja Euroopan avaruusjärjestö ESAn yhteisen, useista erillisistä lennoista koostettavan MSR:n tarkoituksena on hakea Marsista kivinäytepötkylät, joita Perseverance-mönkijä tälläkin hetkellä Jezero-kraatterista kairaa.

Raportti on ikävää, muttei mitenkään yllättävää luettavaa vallankaan jos on seurannut NASAn aiempia seikkailuja todella suurten projektien, kuten James Webb -avaruustelskoopin parissa. Raportin ja paneelin vetäjän Orlando Figueroan haastattelun mukaan MSR oli jo alusta alkaen alibudjetoitu ja sen aikataulu oli epärealistinen. Laukaisu vuonna 2026 ei missään nimessä ole mahdollinen ja 2030 tekee myös tiukkaa. Alkuperäinen 5,3 miljardin dollarin budjetti, josta on hupuloitu jo kolmisen miljardia, ei riitä alkuunkaan. Paneeli arvioi MSR:n lopullisiksi kustannuksiksi yli kymmenen miljardia. Mikäli vanhat merkit paikkansa pitävät, kuten ne yleensä tuppaavat näissä asioissa tekemään, tuokin arvio jää reilusti vajaaksi.

Ongelmien syyt ulottuvat syvälle MSR:n toteuttamistapaan ja NASAn toimintakulttuuriin. NASAn eri keskukset, jotka MSR:ssä ovat mukana, toimivat eri tavoin, eikä niiden välillä ole toimivaa kommunikaatiota. Ja vaikka MSR:n pitäisi olla NASAn tiedepuolen ykkösprioriteetti, MSR:n johdolla ei edes ole suoraa yhteyttä NASAn sikariportaaseen. MSR on repäisty erilleen NASAn Mars-ohjelmasta, joka siis pyörittää esimerkiksi MSR:lle näytteitä keräävää Perseverancea. Tiedon- ja osaamisen kulku MSR:n ja Mars-ohjelman välillä ole likikään sitä mitä sen pitäisi.

Paneelin mukaan NASAssa ei ole sisäistetty, että MSR:n pitäisi tällä hetkellä olla NASAn tiedepuolen tärkein hanke. Tällä on merkitystä sikäli, että jos MSR:n insinöörit ja tutkijat, maailman Mars-tutkijat, NASAn johtajat, Yhdysvaltain poliitikot ja veronmaksajat eivät ole vakuuttuneita MSR:n tärkeydestä, on sen tie jatkossakin kuoppainen. Tälläkin hetkellä MSR imee NASAn budjetista niin valtavasti rahaa, että heliofysiikan ja astrofysiikan tutkijat ovat käärmeissään. Esimerkiksi James Webb -teleskooppi lupasi mullistavia tuloksia omasta aurinkokunnastamme universumin kaukaisimpiin kolkkiin asti – ja on sen jo nyt tehnyt – joten sen tueksi oli paljon helpompi saada laaja tiedeyhteisön tuki.

MSR:llä ei tällaista kohtalaisen vakaata tukea ole. Planeetta- tai Mars-tutkijatkaan eivät yhtenä henkilönä ole MSR:n takana, sillä esimerkiksi kaukokartoitus- ja mönkijäpuolelta on kuultu kommentteja, joiden mukaan MSR:n hyödyt eivät vastaa sen aiheuttamia kuluja ja ongelmia muiden planeettojen tutkimukselle. Poliittinen tukikin on häilyväistä, sillä Yhdysvaltain senaatti on uhannut MSR-ohjelmaa lakkautuksella, jollei kuluja saada kuriin.

Paneelin mukaan MSR:n yksi keskeisimmistä ongelmista on tiedotus. NASAn poliittisesti valitun johdon, samoin kuin poliitikkojen ja veronmaksajien päihin mahtuu kerrallaan valitettavasti korkeintaan yksi NASAan liittyvä merkittävämpi asia. Tällä hetkellä se on tietenkin ihmisten paluuta Kuuhun ajava Artemis-ohjelma. NASAn rahoitusongelmat toki näkyvät siinäkin ja lentoja on jatkuvasti lykätty. Tällä hetkellä Artemis II lähtee Kuun kiertoradalle astronautit kyydissään aikaisintaan syksyllä 2025.

Sympaattisia sankariastronautteja heiluttamassa tähtilippua Kuun etelänavan tuntumassa on paljon helpompi markkinoida kuin kivinäytteitä. Niistä kun saadaan irti vain maallikoille täysin mystisiksi jääviä mikroskooppikuvia, sekä valtava määrä numeroita, jotka eivät sivullisille kerro sitäkään vähää. NASAssa on paneelin havaintojen mukaan selvästikin päädytty siihen, ettei MSR:stä ja sen merkityksestä edes kannata yrittää kertoa juuri mitään.

MSR:llä onkin hallinnollisten ja rahoitusongelmien lisäksi myös pahanlainen PR-ongelma. Tutkijat itse ovat kahdesti valinneet MSR:n Yhdysvaltain planeettatutkimuksen kymmenvuotissuunnitelmien tärkeimmäksi tavoitteeksi. Normaaliin keskusteluun kuuluvista mutinoista huolimatta sillä siis on perinteisesti ollut erittäin laaja ja pitkäkestoinen tuki. Ensimmäisen kerran huolellisesti perusteltu näytteidenhakulento Marsiin esiteltiin jo vuonna 1978 huikean menestyksekkäiden Viking-laskeutujien ja kiertolaisten huumassa. Siksi eräät vuosikymmeniä näytteenhakulennosta unelmoineet tutkijat ovatkin olleet huolissaan ja syystäkin närkästyneitä MSR:n budjettiongelmista (mistä lähtökohtaisesti pitää syyttää poliitikkoja) ja NASAn ilmeisestä sössimisestä hallinnon ja julkikuvan osalta jo MSR-ohjelman alkuvaiheessa.

Eivätkö Mars-meteoriitit ja mönkijät riitä?

Yksi sinnikkäimmistä ja arvostetuimmista MSR:n puolestapuhujista on kautta vuosikymmenten ollut Hap McSween, Tennesseen yliopiston planeettageologian professori emeritus. Helmikuussa McSween piti The Meteoritical Societyn mainiossa uudessa Ed Scottin muistoluentosarjassa väkevän ja huolestuneen puheenvuoron MSR:n puolesta, nimeltään Mars Sample Return: Why Martian Meteorites and Rover Missions Are Not Enough. Selkänojana McSweenillä oli vuonna 2019 julkaistu 150-sivuinen International MSR Objectives and Samples Team (iMOST) -yhteenliittymän raportti The potential science and engineering value of samples delivered to Earth by Mars sample return, jonka tärkeimpiä kirjoittajia hän oli. Vaikkei McSweenin luento ehkä pedagogisena ja esitysteknisenä suoritteena kaikkein loisteliain olekaan, kannattaa se ehdottomasti vilkaista, jos aihe kiinnostaa. iMOSTin massiivista raporttia en itsekään ole kokonaan jaksanut lukea, mutta keskeisimmät osiot kyllä. Onneksi siitä on saatavilla myös muutaman sivun tiivistelmä.

McSween ja iMOST lähestyivät MSR:n merkitystä ja tavoitteita seitsemän pääteeman kautta, jotka voidaan pukea kysymysten muotoon. Niiden myötä käy selväksi, että mikäli haluamme selvittää todella perustavanlaatuisia kysymyksiä, me todella tarvitsemme näytteenhakulentoa Marsiin. Seuraava jaottelu noudattelee McSweenin tapaa esitellä MSR:n tavoitteita. iMOSTin raportissa asiat olivat hieman eri järjestyksessä ja eri sanoin, mutta sisällöltään esitykset toki olivat yhtenäiset.

1. Olemmeko yksin?

Jättiläisplaneettojen jäiset kuut ovat astrobiologian kannalta erittäin kiinnostavia. Mars on silti monesta näkökulmasta elämän esiintymisen kannalta Maan jälkeen ykköskohde, ainakin jos puhutaan suunnilleenkaan maankaltaisesta elämästä ja siitä, että meillä on realistisia mahdollisuuksia päästä sitä lähiaikoina tutkimaan. Marsin olosuhteet ovat olleet sellaiset, että elämää olisi aivan hyvin voinut kehittyä. Tai, jos Marsiin tuli elämää muualta, se on voinut siellä säilyä hengissä. Marsin pinnan alla jonkinlaista alkeellista elämää voisi esiintyä vielä tänäkin päivänä. Mönkijöillä voitaisiin saada viitteitä elämästä, mutta todisteet vaativat näytteiden tutkimista Maassa.

Pidempään planeettatutkimusta seuranneet muistavat varmasti presidentti Bill Clintonin pitämän lehdistötilaisuuden meteoriitti ALH84001:stä vuonna 1996. Tuolloin etupäässä NASAn tutkijat väittivät löytäneensä siitä piirteitä, joiden selittäminen vaati elämää. Se oli lähtölaukaus astrobiologian nousukaudelle, jota vielä nykyäänkin eletään.

ALH84001:n kiinnostavimpien ominaisuuksien on sittemmin muiden tutkijoiden toimesta osoitettu voivan syntyä myös enemmän tai vähemmän tavallisten geokemiallisten prosessien kautta ilman elämääkin. Alkuperäiset löydöt tehneet tutkijat tosin pysyvät edelleen kannassaan. Oleellista kuitenkin on, kuten McSween korosti, että mikäli ALH84001 ei olisi sattunut päätymään Maahan vaan se olisi osunut Mars-mönkijän tielle, me emme edes pystyisi pohdiskelemaan, ovatko sen jännät piirteet biologista alkuperää vai eivät.

Mönkijöiden on oltava pieniä ja kestäviä, joten niiden tutkimuslaitteiden ominaisuudet jäävät todella kauaksi siitä, mihin maanpäälliset laboratoriot pystyvät. Tilanne pysyy samankaltaisena myös tulevaisuudessa. Jotta voimme tutkia ALH84001:n kaltaisia äärimmäisen kiinnostavia näytteitä sillä tarkkuudella, että voimme perustellusti pohtia Maan ulkopuolisen elämän osuutta havaintojen selittäjänä, on näytteet pakko saada Maahan.

Filosofit ja muut satusedät ja -tädit ovat turhaan pyöritelleet kaikenlaisia niin sanottuja suuria kysymyksiä tuhansien vuosien ajan. Moni pohtii niitä edelleen. Onko jumalia olemassa? Mitä kuollessa tapahtuu? Mistä tulemme ja mihin menemme? Olemmeko yksin maailmankaikkeudessa? Tuohon viimeiseen kysymykseen vastaamiseen MSR antaa avaimet. Minun mielestäni jo se antaa MSR:n toteuttamiselle riittävät perusteet.

2. Miten ja missä prebioottinen orgaaninen kemia kehittyi ja mikä oli sen merkitys elämän synnylle?

Maapallon ikä on noin 4,56 miljardia vuotta (Ga). Vanhimmat kivilajit taas ovat puolisen miljardia vuotta myöhemmin syntyneitä. Ne ovat gneissiä, periaatteessa samanlaista kovassa paineessa ja lämpötilassa myllättyä raitaista kiveä, jollaista Suomi on pullollaan. Vanhimmat sellaiset kivet, jotka eivät ole tällaista korkeaa metamorfoosia kokeneet, ovat iältään noin 3,4 Ga. Maan nuoruudessa on siis yli miljardin vuoden jakso, jolta meillä ei ole jäljellä kuin hyvin pahasti murjottuja kiviä. Tuon reilun miljardin vuoden aikana planeetallamme kehittyi elämää. Koska Marsissa eivät geologiset prosessit ole olleet likikään yhtä aktiivisia kuin Maassa, ovat Marsin vanhimmat kivet merkittävästi paremmassa kunnossa.

Runsaasti hiiltä sisältävissä meteoriiteissa on yhdisteitä, joiden oletetaan olleen keskeisiä elämän synnyn kannalta. Loikka hiilikondriiteista maapallon vanhimpiin elämästä todistaviin kerrostumiin on kuitenkin valtaisa. Muiden kivien tapaan maapallon aktiivinen geologia on muokannut vanhimpia hiilipitoisia kerrostumia sen verran pahasti, että niiden tarkka analysointi on lähes mahdotonta. Marsissa prebioottisen kemian tuotokset ovat säilyneet monin verroin paremmin kuin Maassa, tai näin ainakin oletetaan. Siksi näytteet Marsista voisivat auttaa ymmärtämään, miten hiilikondriittien suhteellisen yksinkertaisista orgaanisista yhdisteistä päädyttiin prebioottisen kemian kautta elämään.

3. Millainen on elinkelpoisten ympäristöjen historia?

Mars on myös ainoa kappale aurinkokunnassamme, jossa on säilynyt elinkelpoisten ympäristöjen varhaisin kehitys. Marsin tapauksessa tällaisia ympäristöjä on useita. Sedimenttisyntyiset eli kerrostumalla syntyneet ympäristöt ovat elämän esiintymisen ja sen pitkällisen säilymisen kannalta tärkeimpiä. Marsissa on runsaasti esimerkiksi erilaisten vesialtaiden pohjille syntyneitä kerrostumia. Kuten Maassa myös Marsissa geokemialliset ja mineralogiset merkit elämästä tai jopa fossiilit säilyvät parhaiten juuri sedimenttikivissä.

Hydrotermisissä systeemeissä kuumat liuokset kiertelevät kiviaineksessa. Vettä varhaisessa Maassa ja Marsissa oli, ja lämpöenergiaa tarjosivat niin tulivuoret kuin törmäyskraatterien hiljalleen jäähtyvät törmäyssulakivetkin. Vettä on myös syvällä pinnan alla, ja maapallolla elämää on runsaasti sielläkin. Miksipä ei siis myös Marsissa?

Neljännen merkittävän elinkelpoisen ympäristön muodostavat paikat, joissa kiviaines, vesi ja kaasukehä ovat vuorovaikutuksessa. Lisäksi tuliperäisten kivien muuttuessa niihin on voinut jäädä jälkiä elämästä (tämän ympäristön voisi tosin laskea osaksi myös hydrotermisiä systeemeitä).

Jezero-kraatteri valittiin Perseverancen tutkimuskohteeksi juuri siksi, että siellä on mahdollista saada näytteitä lukuisistä elinkelposista ympäristöistä. Jezero oli järviallas, johon virranneet joet kerrostivat deltoja. Jezerossa on myös merkkejä hydrotermisestä toiminnasta. Syvältä peräisin olevia kiviä päästään tutkimaan, kunhan Perseverance saa punnerrettua itsensä Jezeron reunalle. Erilaisten elinkelpoisten ympäristöjen kehitystä voidaan näin ollen Perseverancen näytteiden pohjalta tutkia, kunhan MSR vain saa näytteet Maahan.

4. Kuinka planeetat syntyivät, differentioituivat ja kehittyivät?

Ymmärryksemme Marsin koostumuksesta ja sisärakenteesta perustuu suurelta osin Marsista peräisin oleviin meteoriitteihin. Ne antavat kuitenkin varsin rajoittuneen kuvan Marsista (tästä myöhemmin lisää). Jezerossa on paljon vanhempia kiviä kuin mitä meteoriitit ovat, joten niiden avulla voidaan saada merkittävästi aiempaa tarkempi kuva Marsin varhaisesta magmaattisesta kehityksestä.

Kunhan MSR:n myötä Jezeron vanhojen magmakivien iät saadaan määritettyä, saadaan samalla ensimmäinen kunnollinen piste Marsin pinnan iän ja sen törmäyskraatteritiheyden suhdetta kuvaavalle käyrälle. Tämä voi kuulostaa tylsältä, mutta sillä olisi (mahdollisesti) käänteentekevä vaikutus geologiseen ajanlaskuun aurinkokunnassamme. Tähän saakka olemme joutuneet erilaisten mallien avulla arvailemaan tuota suhdetta perustuen ainoastaan kuunäytteiden ikiin. Siihen pohjautuu koko aurinkokunnan kiinteäpintaisten kappaleiden pintojen iänmääritys. Näytteet Marsista auttaisivat siis ajoittamaan geologisia prosesseja Merkuriuksesta Arrokothiin saakka huomattavasti aiempaa tarkemmin.

5. Mitä geokemia voi kertoa jättiläisplaneettojen seilaamisesta?

Aurinkokuntamme ensimmäinen miljardi vuotta oli rauhatonta aikaa. Etenkin Jupiterin mutta osaltaan myös muiden jättiläisplaneettojen kasvu ja etenkin seilaaminen edestakaisin aurinkokunnan ulko- ja sisäosien välillä – sikäli kun tätä edes tapahtui – on vaikuttanut merkittävällä tavalla planeettojen syntyyn ja kehitykseen, samoin kuin esimerkiksi asteroidivyöhykkeen, Kuiperin vyöhykkeen ja ehkä jopa Oortin pilven sijaintiin ja olemukseen. Mistä tarkkaan ottaen oli peräisin se aines, josta Mars alkujaan muodostui? Jotta tähänkin kysymykseen voidaan vastata, on näytteet saatava maapallolle, sillä tarvittavia isotooppimäärityksiä ei edes täällä pystytä tekemään kuin kourallisessa laboratorioita.

Yksi Apollo-näytteistä paljastunut hämmentävä havainto oli, että niiden iät olivat valtaosin hieman alle neljä miljardia vuotta. Tämä johti siihen päätelmään, että varhaisen kiivaan asteroidipommituksen jälkeen koitti seesteisempi aika, kunnes sitten nelisen miljardia vuotta sitten alkoi taivaalta taas sataa isoja kiviä. Tätä Kuun myöhäistä rajua asteroidipommitusta on selitetty juuri jättiläisplaneettojen seilaamisella. Sittemmin ajatus on levinnyt kattamaan koko sisemmän aurinkokunnan. On tosin syytä huomata, etteivät tutkijat ole alkuunkaan yksimielisiä siitä, oliko tätä myöhäistä pommitusta olemassakaan. MSR-näytteet voisivat paljastaa, oliko myöhäinen pommitus todellinen ilmiö ja näin ollen antaa kaivattua konkreettista tukea ajatuksille seilaavista jättiläisplaneetoista.

6. Kuinka planeettojen kaasukehät syntyivät ja kehittyivät?

Maankaltaisten planeettojen kaasukehät ovat kiehtovan erilaisia. Venuksen ja Marsin kaasukehät ovat hiilidioksidia. Maapallolla ja Titanissa puolestaan typpi on pääosassa. Miten tähän on päädytty?

Perseverance ei ota näytteitä pelkästään Marsin kallioperästä ja löysästä pinta-aineksesta, vaan myös Marsin nykyisestä kaasukehästä. Lisäksi kivinäytteisiin on arkistoitunut pikkuruisia kuplina muinaista kaasukehää. Meteoriiteista on saatu näytteitä ”vain” muutaman sadan miljoonan vuoden takaisesta kaasukehästä – mikä sekin on ällistyttävä asia, kun sitä pysähtyy miettimään – mutta MSR:n Maahan tuomilla näytteillä päästäisiin tässäkin asiassa pureutumaan vanhempiin aikoihin.

Lisäksi kivissä olevat kaasut kertovat paitsi itse kaasukehästä ja sen muutoksista, myös koko planeetan kehityksestä, sillä kaasut ovat peräisin syvältä vaipasta. Koska paksu kaasukehä on ilmeinen etu elämän kannalta, on vanhojen kaasunäytteiden myötä mahdollista selvittää tästä näkökulmasta, kuinka pitkään varhaisessa Marsissa oli vielä suotuisat edellytykset elämälle.

7. Mars – uhka vai mahdollisuus?

Elon Muskin lisäksi moni muukin ihminen haaveilee matkasta Marsiin ja pysyvien tukikohtien rakentamisesta sinne. Myös NASAn Artemis-ohjelma on vain osa laajempaa Moon to Mars –suunnitelmaa, jonka lopussa häämöttää ihmislajin pysyvä jalansija Marsissa.

Ennen kuin ihminen menee Marsiin, on kuitenkin välttämätöntä tietää, kuinka tappava Mars on. Marsin pöly voi olla ihmiselle myrkyllistä, ja ainakin se aiheuttaa ongelmia mekaanisille laitteille ja virtapiireille. Lisäksi, vaikka mahdollsuus on häviävän pieni, on mahdollista, että Marsissa elää jokin mikroskooppinen eliö, joka voisi tulla toimeen myös ihmisessä ja olla täten terveysuhka.Näidenkin asioiden selvittämiseksi näytteet ovat välttämättömiä.

Kun Marsiin ollaan tutkimusasemia rakentamassa, ei kaikkia rakennustarpeita kannata kuskata Maasta asti. Marsin pintakerros eli regoliitti, samoin kuin muut sedimentit ja kivilajit voivat olla raaka-ainelähteitä, tai ainakin ne voivat toimia bulkkimateriaalina, josta tehdään esimerkiksi tiiliä tai vain kasataan tukikohtarakennelman päälle. Näiden samojen asioiden testaamista Kuussa ei välttämättä tarvitse enää vuosikymmeniä odotella. Jotta voidaan suunnitella, mihin kaikkeen Marsin kiviainesta voidaan käyttää ja miten, on eri kivi- ja maalajien koostumus ja mekaaniset ominaisuudet selvitettävä. Vaikka laskeutujien ja mönkijöiden analyyseillä pääsee hyvin alkuun, on planeetan antimet syytä tuntea tarkemmin ennen kuin ihmisten lähettämistä pidemmäksi aikaa Marsiin aletaan vakavammin suunnitella.

Meteoriittien vääristämä kuva

Edellä kävi toivottavasti selväksi, etteivät erilaiset Marsiin lähetettävät robotit kykene nähtävissä olevassa tulevaisuudessa tekemään sellaisia analyysejä, joita suuriin aurinkokuntamme dynamiikkaa, geologiaa ja elämää koskeviin kysymyksiin vastaaminen edellyttää. Meillähän kuitenkin jo on valtavasti Marsista lähtöisin olevia meteoriitteja. Niitä päästään syynäämään parhaissa laboratorioissa niin paljon kuin raha ja aika antavat myöten. Miksi nämä käytännössä ilmaiset näytteet eivät riitä, vaan pitää käyttää miljarditolkulla veronmaksajien rahoja kivien hakemiseen paikan päältä? Asian ymmärtämiseksi pitää sisäistää perusasiat meteoriiteista, sekä pari Mars-meteoriitteihin liittyvää erityispiirrettä.

Vaikka Mars-meteoriitteja tunnetaan satoja (tätä kirjoittaessani 377 kpl), eivät ne suinkaan ole näytteitä sadoista tasaisesti eri kivilajeja edustavista paikoista Marsin pinnalla. Tilanne on itse asiassa kutakuinkin päinvastoin: meteoriittitutkijoiden mukaan Mars-meteoriitit ovat lähtöisin ainoastaan noin kymmenestä eri paikasta Marsissa.

Ainoa mekanismi, jolla voimme saada meteoriitteja toisilta planeetoilta, ovat asteroiditörmäykset. Niinpä tutkijat ovat etsineet Marsin luotainkuvista kraattereita, jotka olisivat voineet toimia Maahan päätyneiden meteoriittien lähtöpisteinä. Vaikka joitain erinomaisia kandidaatteja onkin esitetty, varmuudella emme voi tietää, mistä näytteet ovat peräisin. Tämä on iso ongelma. Tutkittavan alueen geologisen historian ymmärtämiseksi itse näytteen lisäksi on nimittäin oleellista tuntea sen esiintymisympäristö eli konteksti. Kun lähtöpaikkoja ei tiedetä, ei tiedetä kontekstiakaan, joten tarina jää väkisinkin vajavaiseksi.

Kaikki Mars-meteoriitit ovat runsaasti rautaa ja magnesiumia sisältäviä magmakiviä, yksi tosin on magmakivistä koostuvasta regoliitista puristunut murskalekivi eli breksia. Ylivoimaisesti suurin osa niistä on myös geologisesti varsin nuoria, eli iältään vain joitakin satoja miljoonia vuosia. Koostumus ja ikä kertovat, että ne ovat todennäköisimmin peräisin jostain Marsin nuorten suurten tulivuorten alueelta. Mars-meteoriittien kokoelmasta siis puuttuvat lähes kokonaan vanhat kivet, eli juuri sellaiset näytteet, joita useimmat tutkijat mieluiten haluaisivat laboratorioihinsa.

Marsissa esiintyy mönkijöiden ja kiertolaisten kuvallisten todisteiden perusteella hyvin runsaasti sedimenttikiviä. Ne uupuvat meteoriittikokoelmista täysin. Kuten edellä tuli todettua, sedimenttikivet olisivat kuitenkin astrobiologisesta näkökulmasta huomattavasti kiinnostavampia kuin magmakivet.

Tiivistäen: meillä on näytteitä nuorista magmakivistä, kun oikeastaan haluaisimme näytteitä vanhoista sedimenttikivistä.

Näyteongelmaan ei luonto tarjoa ratkaisua. Tämä johtuu törmäysten fysiikasta ja kivien ominaisuuksista. Pakonopeuden ylittävä ja oikeaan kulmaan lentävä heittele on peräisin kohdekallioperän pintaosista. Jotta törmäys viskaisi suuria kiinteitä lohkareita yli pakonopeuden, pitää kiven kuitenkin olla myös riittävän kovaa.

Sedimenttikivet ovat selvästi pehmeämpiä kuin nuoret magmakivet. Myös miljardien vuosien aikana rapautuneet vanhat magmakivet ovat aika heppoista tavaraa. Marsin sedimenttikivet ja vanhat magmakivet eivät tuota meteoriitteja Maahan lähinnä kolmesta syystä. Ensinnäkään šokkiaalto ei alkujaankaan synnytä suuria kappaleita pakonopeuden ylittävää pehmeää kiviainesta. Toisekseen pienemmät höttöiset kivet tuhoutuvat jo lentäessään Marsin kaasukehän läpi. Ja vaikka jokunen pieni kivi varmasti avaruuteen asti pääseekin, ne tuhoutuvat viimeistään Maan ilmakehässä.

Vaikka Mars-meteoriitit ovatkin tutkijoille äärimmäisen arvokkaita, ne siis paljastavat vain hyvin yksipuolisen ja vääristyneen kuvan Marsin geologisesta historiasta. Mikäli todella haluamme ymmärtää Marsin ja muiden planeettojen kehitystä ja yrittää ihan vakavasti selvittää, onko Marsissa joskus ollut elämää, me tarvitsemme Perseverancen Jezerosta keräämät näytteet, sekä toivottavasti myöhemmin myös runsaasti muita yhtä tarkoin valikoituja näytteitä.

Miten tästä eteenpäin?

Vaikka Perseverance on NASAn mönkijä, ei MSR ole pelkästään NASAn tai amerikkalaisten ratkaistavaksi jätettävä ongelma. ESA on MSR:ssä keskeinen taloudellinen kumppani ja suunnittelemassa välttämättömiä komponentteja näytteenhakulennolla käytettäviin aluksiin. Näytteenhakua on suunniteltu kansainvälisenä yhteistyönä ja pelkästään iMOST-ryhmässä oli tutkijoita seitsemästätoista maasta. MSR:n tuomia näytteitä tietenkin myös jaettaisiin tutkimusryhmille ympäri maailman. Vaikka vetovastuu asiassa on NASAlla, MSR:n rahoitusongelmat koskettavat näin ollen koko planeettatutkijoiden yhteisöä, eivät vaikkapa vain amerikkalaisia Mars-tutkijoita.

Ongelman keskiössä on tietenkin amerikkalaisten ajastaan jälkeenjäänyt politiikka. Kuten kuka tahansa maailmanpolitiikkaa seuraava ihminen on viimeisen parinkymmenen vuoden aikana voinut huomata, Yhdysvalloissa sopimisen kulttuuri on kadonnut historian hämyyn. NASAn kuten muidenkin liittovaltion organisaatioiden johto valitaan poliittisin perustein uudestaan joka kerta kun presidentti vaihtuu, joten minkäänlaisesta jatkuvuudesta ei enää voida puhua. Nykyisen Bidenin hallinnon avaruuspolitiikan näkyvin piirre on ollut se, ettei sitä oikeastaan ole. Tällaisessa ilmapiirissä erittäin kalliit, useiden vaalikausien yli yltävät ja jo muutenkin sekavat ohjelmat ovat hätää kärsimässä.

Helppoja ratkaisuja MSR:n tilanteen vakauttamiseksi ei ole. Jos JPL:n kaavailemat massiiviset irtisanomiset toteutuvat, sillä on vaikutuksia NASAn planeettaohjelmaan ja myös MSR:iin pitkälle tulevaisuuteen. NASA on luvannut antaa vastineensa Figueroan paneelin esiin nostamiin ongelmiin tänä keväänä. En yllättyisi, vaikka jotain kuultaisiin jo parin viikon päästä alan tärkeimmän kokouksen, Lunar and Planetary Science Conferencen yhteydessä.

Kuten Figueroakin haastattelussaan totesi, yksi ongelmakohdista on niinkin yksinkertainen asia kuin MSR:n julkisuuskuva. Sitä ei ole saatu markkinoitua niin, että edes NASAn johtoportaassa tunnuttaisiin tajuavan, kuinka tärkeästä asiasta on kyse. Lobbareita siis tarvitaan.

Kiivaskin tieteellinen väittely on välttämätön osa tieteen tekemistä ja kehitystä. Tästä huolimatta ihmettelen planeettatutkijoiden ja jopa planeettageologien rintaman viime aikaista yllättävän laajaa repeilyä. Lyhytnäköisten kaukokartoittajien ja putkiaivoisten labrarottien välillä on tietysti aina ollut ristiriitoja, mutta kaikkien kannattaisi ottaa onkeensa Apollo-ohjelman opit. Vielä yli 50 vuotta Apollo-lentojen jälkeen niiden tuomia näytteitä tutkitaan ympäri maailmaa, ja entistä tarkemmat analyysilaitteet paljastavat niistä jatkuvasti uusia ja yllättäviä piirteitä.

Vaikka MSR:n näytemäärä olisi väkisinkin vain murto-osa Apollon 382 kg:sta, riittäisi siinäkin silti tutkittavaa lukuisille tuleville sukupolville. Ilman näytteiden analysointia kaukokartoitukselta puuttuvat kiistattomat faktat, joihin havaintonsa sitoa. Mitä enemmän ja mitä tarkemmin Mars-näytteitä analysoidaan, sitä luotettavampaa kaukokartoituskin on. Kaikki hyötyvät.

Etenkin Yhdysvalloissa mutta myös muissa maissa tarvittaisiin nyt Hap McSweenin kaltaisia laajalti arvostettuja tutkijoita, jotka jaksavat pitää ääntä MSR:n puolesta. Nähtäväksi jää, löytyykö sellaisia ja olisiko heistä osaltaan kääntämään NASAn planeettatutkimuksen hukassa olevaa kurssia. Toivotaan, sillä mahdollisuuksia yrittää saada vastauksia äärimmäisen tärkeisiin kysymyksiin ei pitäisi hukata pelkästään turhanpäiväisten hallinto-ongelmien ja poliittisen pelin vuoksi.