Kraatterin reunalta

Reiner Gamma ja Kuun kiehkuroiden topografia

28.11.2023 klo 09.00, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: geofysiikka , Historia , Kuu , Nimistö

Kuun pinnalla näkyy eri kokoisten törmäyskraattereiden, koostumukseltaan ja iältään vaihtelevien laavakenttien, tektonisten rakenteiden ja melko harvalukuisten tulivuorten lisäksi muutamissa paikoissa myös kirkkaita  mutkittelevia kuvioita, joista ei oikein tahdo saada otetta. Kyseessä ovat kiehkurat (engl. swirls), joita pyörteiksikin on Suomessa kutsuttu. Ne ovat satojen kilometrien alueille leviäviä, hieman kiharaista hiuskiehkuraa muistuttavia tummempien ja vaaleampien vyöhykkeiden muodostamia rajoiltaan aika epämääräisiä muotoja. Ne ovat harvinaisia, sillä niitä ei ole havaittu missään muualla kuin Kuussa, eikä Kuustakaan ole löydetty kuin yksitoista kiehkura-aluetta. Kukaan ei myöskään ole varma siitä, kuinka kiehkurat syntyvät.

Kiehkuroista kiistatta kuuluisin on Oceanus Procellarumin eli Myrskyjen valtameren länsireunan tuntumassa sijaitseva, selväpiirteisimmiltä osiltaan hieman nuijapäätä tai brittiläisen kuututkija Thomas Gwyn Empy Elgerin (1836–1897) mukaan munniharppua muistuttava Reiner Gamma.

Reiner Gammasta ja sen topografiasta ilmestyi aiemmin tässä kuussa uusi mielenkiintoinen artikkeli. Sen keskeiset tulokset tiivistyvät kuitenkin niin lyhyeen, ettei pelkästään siitä kehtaa yhtä blogitekstiä kirjoittaa. Onneksi(?) Reiner Gamma suo kuitenkin mahdollisuuden harhailla hetkisen kuuhistorian hämyssä. Pelkästään modernista kuututkimuksesta kiinnostuneiden kannattaa suosiolla hypätä suoraan jutun loppupuolelle.

Reiner Gamman monet nimet

Reiner Gamma on tunnettu ja sitä on myös ihmetelty vuosisatoja. Tiettävästi ensimmäisen nimen sille antoi Michael van Langren (1598–1675). Vuonna 1645 julkaistussa kuukartassaan hän kutsui sitä tuolloin vielä eläneen ja matemaatikkona toimineen ranskalaisen Ismaël Boulliaun (1605–1694) kunniaksi nimellä Bullialdi. Van Langrenin käyttämistä nimistä kuitenkin vain kolme on säilynyt tähän päivään saakka samoilla sijoillaan. Kuun nykynimistön isä  Giovanni Battista Riccioli (1598–1671) siirsikin vuonna 1651 Bullialdin nykyiselle paikalleen ja vaihtoi kirjoitusasun Boulliaun latinalaistettuun muotoon Bullialdus.

Syistä, jotka lienevät hävinneet historian pölyisimmille ullakoille (tai joita minä en nyt vaan satu muistamaan), Riccioli päätti Boulliaulta vapautuneella paikalla tehdä kunniaa itselleen Galileo Galileille (1564–1642): kiehkuran nimeksi tuli Galilaeus. Riccioli oli paitsi tähtitieteilijä, myös jesuiittapappi. Tieteenhistorioitsijat ovatkin tavanneet ajatella, että Riccioli ikään kuin virkansa puolesta sijoitti kirkon oppeja vastaan haranneet maailmankuvan keikauttajat Kopernikuksen, Keplerin ja Galilein kärvistelemään Myrskyjen valtamerelle. Riccioli oli kuitenkin tietysti myös erittäin oppinut mies, joten samaisen ajatuskulun mukaan hän kuitenkin sisimmässään ymmärsi aurinkokeskisen maailmankuvan ylivertaisuuden vaikka kirjoituksissaan tietysti kopernikanismia vastustikin ja siksi antoi Kopernikukselle ja Keplerille kirkkaiden ja pitkien säteiden ympäröimät, hienosti ympäristöstään erottuvat kraatterit.

Tähän viehättävään mutta kieltämättä hiukan huuruiseen ideaan ei kuitenkaan sovi, että Reiner Gamma, siis Galilaeus, ei erikoisuudestaan huolimatta ole vähäisellä suurennuksella tarkastellen mitenkään silmiinpistävä piirre Kuun pinnalla. Vaan ehkäpä Riccioli halusikin valinnallaan korostaa Galilein ainutlaatuista roolia ensimmäisenä Kuuta julkisesti kaukoputkella tutkineena tähtitieteilijänä? Vai pääsikö Ricciolin pappispuoli voitolle, ja katolisen kirkon opeille eniten harmia aiheuttanut tähtitieteilijä sai siksi niin vaatimattomalta näyttävän kohteen nimiinsä?

Nimi Galilaeus pysyi Kuun kartoilla noin 185 vuotta. Vuosina 1834–1836 ilmestyi kuitenkin saksalaisten Wilhelm Beerin (1797–1850) ja Johann Mädlerin (1794–1874) käänteentekevä neliosainen kartta Mappa Selenographica. Sitä kannattaa käydä ihastelemassa aina kun Helsingin yliopiston observatoriomuseolla piipahtaa. Beer ja kartoitustyöstä suurimman vastuun kantanut Mädler sysäsivät Galilein aiemmalta paikaltaan 150 km luoteeseen ja antoivat aika mitäänsanomattomalle 16-kilometriselle kraatterille nimen Galiläi (nykyisin Galilaei).

Beer ja Mädler olivat viehtyneet maanmiehensä Johann Schröterin vuonna 1791 esittelemään käytäntöön nimetä kirkkaita läiskiä tai vuorenhuippuja (tai vallankin Schröterin alkuperäisessä systeemissä, melkeinpä mitä vain) kreikkalaisilla aakkosilla. Heidän kartassaan Reiner Gamma saikin lähes nykyisen nimensä, eli Reiner γ (pieni gamma). Nimi tuli läheisestä jo Ricciolin nimeämästä Reinerin kraatterista (Ricciolilla muodossa Reinerus), joka kunnioitti Galilein oppilasta Vincenzio Renieriä (1606–1647). Brittiläinen Edmund Neison (1849–1940) puolestaan päätti vuonna 1876 omassa The Moon -teoksessaan pistää hieman Beeriä ja Mädleriä paremmaksi ja antoi samalle kohteelle nimen Reiner Γ (iso gamma). 1800-luvulla kirjainten valinnassa ei ollut mitään varsinaista logiikkaa, joten Beerin, Mädlerin ja Neisonin syytä kutsua Reinerin viereistä kiehkuraa juuri gammaksi voi vain arvailla. Olisiko taustalla kummitellut vielä Galilein haamu?

Mappa Selenographican kumppaniksi Beer ja Mädler julkaisivat vuonna 1837 teoksensa Der Mond eli Kuu.Kuvauksessaan Reiner Gammasta he hämmästelivät, kuinka eräät aiemmat havaitsijat olivat saattaneet sekoittaa Reinerin kraatterin Reiner Gammaan. Reiner kun kraatterina näkyy parhaiten paikallisen aamun tai illan loivasti lankeavassa valossa, mutta Reiner Gamma on kirkas täplä, joka erottuu selvimmin täydenkuun aikaan. Tätä sopiikin ihmetellä, mutta toisaalta niin sitäkin, että Beer ja Mädler antoivat kirjassaan Reiner Gammalle nimen Plateau Reiner γ. Plateau nimittäin tarkoittaa ylätasankoa eli platoota, jollaiselta Reiner Gamma ei minkäänlaisessa valaistuksessa näytä. Beer ja Mädler itsekin totesivat, että Reiner Gamman korkeus on korkeintaan 60 metriä (eli 30 toisea), joten kovin kummoisesta ylätasangosta ei edes tuon perusteella olisi voinut olla kyse. Tuntematonta on, mistä Beer ja Mädler maksimiarvionsa repivät, sillä minkäänlaista varjoa ei Reiner Gamma sen paremmin kuin mikään muukaan kiehkura koskaan heitä.

Virheellisesti platooksi kutsuminen ei kuitenkaan onneksi vakiintunut, mutta nimi Reiner γ (tai joskus Reiner Γ) oli käytössä 1970-luvulle asti. Tuolloin kansainvälinen tähtitieteellinen unioni IAU päätti eräiltä osin edelleenkin hämäräksi jääneessä prosessissa hankkiutua eroon Kuun kreikkalaisista aakkosista. Kolmea vuorta (Mons Gruithuisen Gamma, Mons Gruithuisen Delta ja Mons Hadley Delta) lukuun ottamatta kaikki muut kreikkalaiset saivatkin mennä, mutta Reiner Gamma jäi, tosin ilmeisesti liian hankalaksi tulkittu kirjain auki kirjoitettuna. Nämä neljä kohdetta ovatkin Kuun nykyisessä virallisessa nimistössä ainoa muisto pitkästi yli 150 vuotta vallinneesta käytännöstä. Kuuharrastajat tosin edelleen käyttävät monia kreikkalaisia aakkosnimiä. Tilanteen on kuitenkin tehnyt hankalaksi se, ettei yhdessäkään nykyisin yleisesti saatavilla olevassa modernissa kartastossa tai taulukossa näitä kreikkalaisia aakkosnimiä ole.

Reiner Gamman topografia

Kirjoittelin puolisentoista vuotta sitten kiehkuroista vähän laajemmin. Tuolloin käsittelin myös Deborah Dominguen johdolla tehtyä artikkelia, jossa ensimmäistä kertaa nähtiin jonkinmoista korrelaatiota kiehkuroiden muotojen ja kuunpinnan hyvin pienten korkeuserojen välillä. Dominguen vetämässä tutkimuksessa nähtiin Kuun etäpuolella sijaitsevien Mare Ingeniin kiehkuroiden kirkkaiden osien sijaitsevan keskimäärin pari–kolme metriä matalammalla kuin niiden viereisten tummien osien. Tämä oli jollei nyt suorastaan käänteentekevää niin ainakin erittäin kiinnostavaa. Kiehkuroiden perusominaisuutena on nimittäin pidetty sitä, ettei niillä ole korkeusulottuvuutta käytännössä laisinkaan. Muutenkaan ne eivät tunnu välittävän topografiasta mitään, sillä niitä esiintyy sekä ylängöillä että laavatasangoilla, ja ne voivat myös ylittää niiden välisen rajan ilman mitään näkyvää muutosta itse kiehkurassa. Yhden datapisteen perusteella ei kuitenkaan ole järin viisasta lähteä kovin pitkälle meneviä yleistyksiä ja ennustuksia tekemään.

Sittemmin pitkälti sama Planetary Science Instituten (PSI) tutkimusryhmä John R. Weirichin johdolla käänsi katseensa Reiner Gammaan. Tulokset julkaistiin marraskuun alkupuolella kaikkien saataville The Planetary Science Journal -verkkolehden artikkelissa The Search for Topographic Correlations within the Reiner Gamma Swirl. Tutkimusryhmän lähestymistapa oli edelleen sama, eli he tekivät ennennäkemättömän tarkkoja korkeusmalleja pienestä osasta Reiner Gammaa ja tutkivat kiehkuran kirkkaan, tumman ja aiemmassa tutkimuksessa määrittelemänsä tumman ja kirkkaan osan väliin jäävän diffuusin osan korkeuseroja.

Tulokset ovat yhtäpitävät Mare Ingeniin mittausten kanssa: Reiner Gamman kirkkaat osat ovat yleensä nelisen metriä matalammalla kuin tummat osat. Aivan kuten Mare Ingeniinkin tapauksessa, paikallisesti korkeuserot voivat kuitenkin joskus mennä toisinkin päin.

Kun kahdesta aivan eri puolilla Kuuta sijaitsevasta kiehkurasta on tehty samansuuntaiset havainnot, alkaa johtopäätös vaikuttaa uskottavammalta: kiehkuroilla on kuin onkin jonkinlainen yhteys esiintymispaikkansa topografiaan. Uuden, ja Kuusta kiinnostuneiden näkökulmasta kiistatta myös jännän äärellä siis ollaan. Harmillista tilanteessa on vain se, ettei kiehkuroiden topografisen tutkimuksen vaatimien korkeusmallien tekeminen ole rutiinia, eivätkä sellaisia ole Kuun mysteerien selvittelemiseen tiettävästi soveltaneet vielä muut kuin PSI:n tutkijat.

Weirich kollegoineen ei isommin lähde arvailemaan topografiariippuvuuden merkitystä erilaisille kiehkuroiden syntyä koskeville hypoteeseille. Se on kuitenkin selvää, ettei yksikään toistaiseksi ehdotetuista malleista kykene selittämään kaikkia kiehkuroiden havaittuja ominaisuuksia. He myös myöntävät, että kiehkuran muotoon vaikuttavat topografiasta täysin riippumattomatkin tekijät. Törmäykset tai sähköstaattiset voimat voivat nostaa Kuun pinnan pölyä leijailemaan ja useimpiin kiehkuroihin liittyvä voimakkaampi magneettikenttä voi vastata pölyn kulkeutumisesta kiehkuroihin. Pölyhiukkasten koko, koostumus ja magneettiset ominaisuudet voivat kuitenkin vaikuttaa kulkeutumiseen, samoin kuin kiehkuran kirkkauteen ja siihen, että kirkas pöly useimmiten jämähtää muutaman metrin ympäristöään alempana oleville alueille. Kukaan ei kuitenkaan tiedä, miten tämä prosessi oikeastaan tapahtuu ja mikä on se perimmäinen tekijä, joka aikaansaa kiehkuran synnyn.

Kiehkuroiden synty on siis edelleen arvoitus. Viimeiset neljäsataa vuotta niitä on pidetty käytännössä kaksiulotteisina kohteina. PSI:n kiehkuratyöryhmän tulokset johtavat kuitenkin väistämättä siihen, että jatkossa kiehkuroiden syntymalleja hiottaessa ei topografian merkitystä voida enää sivuuttaa.

---

Arrokothin möykyt ja kumiankan kokoaminen

31.10.2023 klo 10.10, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Arrokoth , Aurinkokunta , Kuiperin vyöhyke , Törmäykset

Kuiperin vyöhykkeellä, Neptunuksen ja Pluton ratojen tuolla puolen kiertävä Arrokoth on aurinkokuntamme etäisin kohde, jota on tutkitttu avaruusluotaimen lähiohituksella. NASAn New Horizons -luotain viuhahti Arrokothin ohi uudenvuodenpäivänä vuonna 2019.

Arrokoth, joka ennen natsikortin pöytään lyömistä tunnettiin tilapäisnimellä Ultima Thule, on niin sanottu kylmä klassinen Kuiperin vyöhykkeen kohde. Arrokoth oli ensimmäinen ja on pitkälle tulevaisuuteenkin ainoa kylmä klassinen Kuiperin vyöhykkeen kohde, jota on päästy tutkimaan lähietäisyydeltä.

Arrokothin kaltaisten kappaleiden radat ovat säteeltään noin 40–47 tähtitieteellistä yksikköä, kohtalaisen pyöreitä ja suunnilleen samassa tasossa muun aurinkokunnan kanssa. Kylmät klassiset Kuiperit eivät myöskään ole resonanssissa planeettojen eli käytännössä Neptunuksen kanssa. Arrokoth kumppaneineen on siis ollut aina aurinkokunnan ulkolaidalla toisin kuin vaikkapa monet avaruusluotaiminkin tutkitut komeetat, jota ovat muokkautuneet lukuisten Auringon lähiohitusten yhteydessä.

Syyskuun lopulla julkaistiin New Horizonsin päätutkijan ja primus motorin Alan Sternin johdolla tehty tutkimus The Properties and Origin of Kuiper Belt Object Arrokoth’s Large Mounds. Arrokothin geologiaa ja kehitystä on tietysti pohdittu jo New Horizonsin ja Arrokothin kohtaamisesta alkaen, mutta varhaisemmissa tulkinnoissa ei hitaan datalinkin vuoksi ollut vielä käytössä kaikkea New Horizonsin tuottamaa mittausaineistoa. Nyt tarjolla on koko tutkimusaineistoon perustuva ja rauhassa sulateltu näkemys Arrokothin geologiasta ja samalla kylmien klassisten Kuiperin vyöhykkeen kappaleiden synnystä.

Arrokothin geologiset pääpiirteet

Arrokoth muistuttaa muodoltaan kumiankkaa. Ankan vartalo, entiseltä epäviralliselta nimeltään Ultima, nykyinen Wenu Lobus, on läpimitaltaan noin 21 x 20 x 9 km. Ankan pää, eli entinen Thule ja nykyinen Weeyo Lobus, on kooltaan noin 15 x 14 x 10 km. Etenkin suurempi Wenu Lobus näyttää koostuvan möykyistä, jotka Suomenlahden pohjan maineikkaasta möykystä poiketen lienevät likimain pallomaisia tehden Wenusta hieman vadelmaa muistuttavan. Näitä Wenun möykkyjä (englanniksi lähes yhtä epähohdokkaasti mounds) on Sternin ryhmän tutkimuksessa nyt tunnistettu 12 kappaletta, läpimitoiltaan noin kolmesta kolmeentoista kilometriin. Todennäköisesti ne tai ainakin suurimmat niistä yltävät koko Arrokothin läpi kuvaamatta jääneelle puolelle.

Möykyistä suurin on keskellä loppujen muodostaessa rengasmaisen rakenteen sen ympärille Wenun oletetulle alkuperäiselle eli ennen Weeyon kanssa yhdistymistä vallinneelle ekvaattorille. Möykyt ovat keskenään silmiinpistävän samanlaisia niin kooltaan, väriltään kuin muodoiltaankin. Tämä viittaa vahvasti yhteiseen alkuperään.

Keskimöykyn ja ympäröivien möykkyjen välissä on kirkkaampi kapeahko vyöhyke. Se on saanut oman nimensä, Ka’an Arcus. Se näyttäisi olevan muiden möykkyjen ja niiden välisten kontaktien päällä, joten se on näitä nuorempi. Sen on tulkittu syntyneen hienojakoisen aineen, käytännössä pintaregoliitin, valuessa painanteeseen. Luultavasti samankaltainen alkuperä on ankan niskan ja kaulan muodostavalla hyvin kirkkaalla Akasa Linealla.

Kumiankan pää eli Weeyo Lobus eroaa Wenu Lobuksesta kahdella tapaa. Ensinnäkään Weeyossa ei ole yhtä selvää möykkyrakennetta. Toiseksi Weeyoon on syntynyt Arrokothin suurin törmäyskraatteri, halkaisijaltaan noin 6,7-kilometrinen Sky (entiseltä väliaikaisnimeltään Maryland). Nämä kaksi asiaa lienevät toisiinsa yhteydessä, sillä Skyn synnyn oletetaan hävittäneen Weeyon alkuperäisen rakenteen. Sternin tutkimusryhmä kartoittikin kolme kryptomöykkyä alueilta, jotka sijaitsevat kauimpana Skysta ja joilla Skyn synnyn tuhoavat ja peittävät vaikutukset näin ollen olivat pienimmät. Todennäköisesti Weeyo olikin alkujaan hyvin paljon Wenun kaltainen.

Arrokothin synty

Kuten kolmen ja puolen vuoden takaisessa blogitekstissä mainitsin, tuolloin Arrokothin möykkyrakenteen synnystä oli kaksi eri malllia. Joko rakenne kuvastaa alkuperäistä, Wenun (ja analogian perusteella luultavasti myös Weeyon) syntyessä muodostunutta rakennetta, tai sitten kyseessä on myöhempi, tarkemmin tuntemattomien geologisten prosessien synnyttämä rakenne.

Sternin tutkimusryhmän uudessa tutkimuksessa Wenun möykkyrakenteen syntyä koetettiin selvittää tietokonemallinnuksella. Paras vastaavuus saatiin, kun noin viiden kilometrin läpimittaisten kappaleiden annettiin keskinäisen vetovoimansa vaikutuksesta kasautua hissukseen yhteen. Yksittäisten kappaleiden koheesion eli niitä koossa pitävien voimien täytyi olla varsin vähäinen, sillä muutoin lopputulos olisi muistuttanut enemmän rypäleterttua kuin vadelmaa. Lisäksi palluroiden keskinäisen törmäysnopeuden täytyi olla todella alhainen, eli alle 1 m/s. Tuo vastaa keskimääräisen päälle kahdeksankymppisen ihmisen kävelyvauhtia. Weeyon synty on oletettavasti ollut hyvin samankaltainen kuin Wenun.

Stern ja kumppanit eivät tutkimuksessaan ottaneet uutta kantaa Weeyon ja Wenun yhteensulautumiseen, joten aiemmat päätelmät pätevät yhä. Ne siis muodostuivat erillisinä kappaleina kilometrien läpimittaisten möykkyjen yhteentörmäyksissä. Wenu ja Weeyo kiersivät yhteistä massakeskipistettään, kunnes lopulta törmäsivät toisiinsa <5 m/s nopeudella. Jossain vaiheessa Skyn synnyttänyt törmäys tuhosi ja peitti suuren osan Weeyon alkuperäisestä rakenteesta jättäen jäljelle vain muutaman epämääräisehkön kryptomöykyn.

Avoimet kysymykset

Tämä kaikki kuulostaa varsin näppärältä ja uskottavalta. Sternin ryhmän tutkimus antaa kuitenkin vain ehdotuksen siitä, miten Arrokothin muodostuminen eteni, muttei pyri ottamaan kantaa siihen, miksi näin omituisia asioita ylipäätään pääsi tapahtumaan. Miksi ihmeessä Arrokoth koostuu nimenomaan kilometrien kokoisista kappaleista? Eikö luontoäiti olisi päässyt paljon helpommalla, jos se olisi kasannut Arrokothin pelkästään kohtalaisen hienojakoisesta irtomoskasta? Vaihtoehtoisesti Arrokoth voisi koostua kappaleiden jatkumosta, eli periaatteessa voisimme aivan hyvin nähdä eri kokoisia palasia kymmenkilometrisestä planetesimaalista aina New Horizonsin kameran erotuskyvyn (parhaimmillaan 33 metriä kuvapistettä kohti) rajalla oleviin lohkareisiin saakka. Mistään tällaisesta ei kuitenkaan ole havaintoja, vaan Arrokoth näyttää koostuvan siististi yhteen kasatuista keskenään samanlaisista kilometrien läpimittaisista möykyistä.

Tutummista kappaleista aurinkokunnan sisäosissa ei juuri ole hyötyä Arrokothin ymmärtämisen kannalta, sillä kunnolla näkemissämme asteroideissa ei ole mitään Arrokothin kaltaista. Lähimmät mahdolliset vertailukohdat löytyvätkin komeetoista. Esimerkiksi komeetta 67P/Churyumov–Gerasimenkon kaksiosaisen ytimen suuremman puoliskon koko vastaa varsin hyvin Arrokothin möykkyjen läpimittoja. Komeetat voisivatkin Sternin ryhmän mukaan muodostua yhdestä tai suurempien komeettojen tapauksessa kahdesta tai useammasta Arrokothin möykkyjä vastaavasta kappaleesta.

Ongelmallista kuitenkin on, että monissa komeettojen syntymalleissa, kuten myöskin syyskuussa ilmestyneessä Bill Bottken vetämän työryhmän mallissa, valtaosa komeetoista on koostunut suurten törmäysten jätteistä. Arrokothin kaltaisten kylmien klassisten Kuiperin vyöhykkeen kappaleiden kehityshistoriaan tällaiset suuret törmäykset kuitenkaan nimenomaisesti eivät kuulu. Vaikka siis jonkinlaista etäistä yhdennäköisyyttä Arrokothin ja komeettojen välillä onkin, suoraa sukulaisuussuhdetta ei silti voida ainakaan nyky-ymmärryksen mukaan osoittaa.

Arrokothille ei varmasti olla avaruusluotaimin palaamassa, eikä muidenkaan Kuiperin vyöhykkeen kappaleiden lähitutkimuksista ole tällä hetkellä uskottavia suunnitelmia. Niinpä vastauksia Arrokothin arvoituksiin pitää yrittää etsiä lähempää.

Huomenna 1.11.2023 Dinkinesh-asteroidin ohi lentävä NASAn Lucy-luotain on matkalla tutkimaan Jupiterin troijalaisia asteroideja. Lucy-fossiilin amharan kielestä translitteroidun nimen mukaan nimetty Dinkinesh on ihan tavallinen pääasteroidivyöhykkeen kappale, joten siitä ei liene iloa Arrokothin vertailukohtana. Vuodesta 2027 alkaen Lucy kuitenkin lentää lukuisten Jupiterin troijalaisten ohi. Ne ovat peräisin Kuiperin vyöhykkeeltä, ja vaikka ne ovatkin matkallaan kokeneet melkoisen höykytyksen, voivat ne silti tuoda jonkinlaista lisävalaistusta Arrokothin synnyn ongelmiin. Kehitteillä olevan ESAn Comet Interceptor -lento puolestaan voisi toteutuessaan tutkia vielä Kuiperin vyöhykettäkin kauempana sijaitsevasta  Oortin pilvestä peräisin olevaa ensimmäistä kertaa Aurinkoa lähestyvää komeettaa.

Lucyn päätehtävän onnistuminen ja Comet Interceptorin toteutuminen ovat vielä kysymysmerkkejä, eivätkä ne edes tutki täysin Arrokothiin verrattavissa olevia kappaleita. Siksi avaimet Arrokothin ymmärtämiseksi ovat vielä vähintään useiden vuosien ajan vielä Arrokothissa itsessään. Vaikkei tuoretta dataa siitä enää saadakaan, uusia ideoita syntyy ja esimerkiksi simulaatiomenetelmät kehittyvät. Nyt uskomme, että Arrokoth on koottu kilometrien kokoisista möykyistä. Jonain päivänä meillä varmasti on myös parempi käsitys siitä, miksi näin on.

---

Europan hiilidioksidijää ja sen alkuperä

26.10.2023 klo 19.50, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Europa , Geokemia , Kryovulkanismi , Vesi

Vajaa vuosi sitten, 23.11.2022, Yhdysvaltain itärannikolta Baltimoresta, James Webb -avaruusteleskoopin ohjaushuoneen eturivistä, lähetettiin NASAn Deep Space Networkin kautta käsky kääntää puolentoista miljoonan kilometrin päässä sijaitseva kymmenen miljardin dollarin kaukoputki kohti Europaa. Webbin infrapunakamera ja -spektrometri havaitsivat tuota Jupiterin neljänneksi suurinta kuuta vain muutaman minuutin. Se kuitenkin kannatti. Lyhyen havaintorupeaman kiehtovat tulokset julkaistiin reilu kuukausi sitten eli 22.9.2023 ilmestyneessä Science-lehdessä.

Europan kuoren ja meren yleispiirteet

Europa on hieman omaa Kuutamme pienempi jääpallo. Sen pinta on geologisessa mielessä hyvin nuori. Siksi Europalla täytyy olla sisäsyntyisiä geologisia prosesseja, jotka uudistavat sen pintaa. Energiaa näihin riittää, sillä Jupiter vatkaa jättimäisillä vuorovesivoimillaan jatkuvasti Europaa, samoin kuin sen lähinaapureita Ioa ja Ganymedestä.

Europaa peittää lähinnä vesijäästä koostuva ja erilaisten tektonisten rakenteiden hallitsema kuori. Sen paksuudesta ei kenelläkään ole tietoa, ja paksuusarviot vaihtelevat villisti riippuen tutkijasta ja hänen edustamastaan tutkimusalasta. Vuosien saatossa esitetyt minimiarviot tarjoavat paksuudeksi vain satakunta metriä, maksimiarvioiden ollessa useita kymmeniä tai jopa lähes sata kilometriä. Kirjoittelin kuitenkin Europan jääkuoresta ja sitä muokkaavasta tektoniikasta ja harvoista törmäyskraattereista hieman enemmän viime vuodenvaihteen molemmin puolin, joten ei siitä tällä kertaa sen enempää.

Europan jääkuoren alla on meri. Sen syvyys on arvoitus, mutta suht helposti muistettava arvio on 100 ± 50 km. Maapallon merien tapaan myös Europan merivesi on suolaista. Tämä on voitu päätellä esimerkiksi tekemällä magneettisia mittauksia. Yksi sähkömagnetismin käteviä ominaisuuksia nimittäin on, että magneettikenttä synnyttää siihen nähden liikkuvaan sähköä johtavaan aineeseen sähkökentän. Kun puolestaan sähkökenttä liikkuu, syntyy magneettikenttä. Jupiterilla on erittäin ärhäkkä magneettikenttä, jonka läpi Europa radallaan kiertää. Magneettiset mittaukset osoittavat, että Europan kohdalla havaitaan Jupiterin vahvan kentän vuoksi myös huomattavasti heikompi Europan kenttä. Yksinkertaisin selitys havainnoille on, että Jupiterin magneettikenttä synnyttää Europan sähköä johtavaan mereen sähkökentän, joka puolestaan aikaansaa Europan magneettikentän.

Meren suolaisuudesta on kuitenkin olemassa suorempiakin havaintoja, jotka myös paljastavat, millaisesta suolasta oikein on kyse, vaihtoehtoja kun on lukuisia. Nelisen vuotta sitten Samantha Trumbo kollegoineen julkaisi Hubble-avaruusteleskoopilla tehtyihin spektroskooppisiin mittauksiin perustuneen artikkelin. Siinä osoitettiin, että Europan pinnalla esiintyy aivan tavallista ruoka- eli vuori- eli merisuolaa. Ruokasuolaa löytyi Europan pinnalta etenkin vajaan parintuhannen kilometrin läpimittaiselta Tara Regiolta, sekä vähäisemmässä määrin Powys Regiolta. Europan suolaisuus on myös ihan silminnähtävää, sillä se värjää esiintymisalueensa hieman kellertäviksi.

Erityisen oleellista suolalöydöissä on, että molemmilla suolaseuduilla, mutta etenkin Tara Regiolla on runsaasti niin sanottuja kaaosalueita. Kaaosalueiden syntyä ei täysin ymmärretä. Vallankin viime vuosituhannella jonkin verran kannatusta sai idea, jonka mukaan ne edustavat paikkoja, joissa Europan pintaan törmännyt kappale on puhkaissut jääkuoren. Törmäysmallin mukaan jäljelle jäänyt avanto kelluvine jäälohkareineen olisi jäätynyt uudelleen umpeen synnyttäen havaitun kaoottisen ja muhkuraisen alueen. Nykyisin törmäysmallia paljon suositumpia ovat kuitenkin ideat, joiden mukaan kaaosalueet on synnyttänyt jokin sisäinen mekanismi. Alempaa kuoresta on voinut kohota pinnalle lämpimämpää jäätä, tai paikalle on syystä tai toisesta muodostunut europalainen versio uveavannosta.

Oli kaaosalueiden syntymekanismi mikä hyvänsä, ne ovat geologisesti nuoria ja niillä on todennäköisesti ainakin jonkinlainen yhteys alla olevaan mereen. Siksi Trumbon ryhmän suolalöydös olikin niin kiinnostava: kun kaaosalueilla esiintyy ruokasuolaa, sitä on melkoisella varmuudella myös meressä. Havainto tarkensi käsityksiä Europan meren koostumuksesta, sillä aiemmin vallalla oli näkemys, jonka mukaan vedessä olisi ruokasuolan sijasta liuenneena pääasiassa sulfaatteja, siis rikkiyhdisteitä.

Hiilidioksidijään jakauma

Samantha Trumbo ei ole unhoittanut Europan spektroskooppista tutkimusta. Ainoastaan kuukausi vuoden takaisten Webb-teleskoopilla tehtyjen havaintojen jälkeen hän lähetti Science-lehteen yhdessä kääpiöplaneetta Eriksen löytäjänä ja Pluton tappajanakin tunnetun Michael E. Brownin kanssa kirjoittamansa artikkelin The distribution of CO₂ on Europa indicates an internal source of carbon. Samalla erittäin nopealla aikataululla Sciencelle lähti myös Geronimo Villanuevan johtaman työryhmän aivan samoihin Webbin havaintoihin perustuva artikkeli Endogenous CO₂ ice mixture on the surface of Europa and no detection of plume activity. Kummankin artikkelin pääjohtopäätös on sama: Europan pinnalla on hiilidioksidijäätä, jonka esiintyminen keskittyy Tara Region alueelle. Vähäisemmässä määrin sitä on myös Powys Regiolla. Alueet ovat siis samat, joilta oli aiemmin löydetty ruokasuolaa.

Hiilidioksidijäässä tai hiiliyhdisteissä ei sinänsä ole mitään erityisen ihmeellistä. Niitä esiintyy monin paikoin aurinkokunnassamme. Oleellista oli, että Trumbon ja Villanuevan johtamissa tutkimuksissa pystyttiin osoittamaan, ettei Europan hiilidioksidijää ole peräisin esimerkiksi Europan pintaan törmänneistä hiilipitoisista asteroideista, eikä se ole syntynyt myöskään säteilyn muokatessa hiiltä sisältäviä planeettainvälisiä pölyhiukkasia. Europan pinnalla nähtävä hiilidioksidijää on siis sisäsyntyistä. Hiilidioksidijää ei kuitenkaan ole pysyvää Europan pinnan olosuhteissa, joten sen täytyy esiintyä johonkin toiseen, pinnan oloja paremmin kestävään aineeseen sekoittuneena.

Suojaavasta, toistaiseksi tuntemattomasta aineesta huolimatta tutkijat olettavat, että jatkuvan hiukkaspommituksen vuoksi hiilidioksijäätä irtoaa pinnasta koko ajan. Näin ollen sitä täytyy tulla koko ajan lisää tai vähintään sen on täytynyt purkautua pinnalle geologisessa mielessä melko äskettäin. Tämä sopii hyvin yhteen kaaosalueiden havaitun nuorekkuuden kanssa.  Hiilidioksidijään keskittyminen lämpimästä ja pinnalle tai ainakin sen läheisyyteen purkautuneesta vedestä kielivien kaaosalueiden yhteyteen on siis hyvin vahva viite sen puolesta, että hiilidioksidia on Europan meressä ja että meri on ainakin vielä viime aikoina ollut yhteydessä Europan pintaan.

Häilyvät geysirit

Yksi kiinnostavimmista Europan geologiaa viimeisen vuosikymmenen aikana käsitelleistä tieteellisistä väittelyistä on koskenut sen mahdollisia geysirejä. Muilla jäisillä kappaleilla geysirejä tunnetaan, sillä Neptunuksen Triton-kuun geysireistä suihkuaa typpeä. Saturnuksen kuu Enceladus taas syöksee vähän väliä tiikerinraidoistaan vettä ympäröivään avaruuteen. Myös kääpiöplaneetta Ceres saattaa, omituista kyllä, hönkiä vettä avaruuteen jonkinlaisina geysirejä muistuttavina purkauksina. Useissa Hubble-avaruusteleskoopin havainnoissa on oltu näkevinään myös Europan sylkevän toistuvasti vettä samalta, Galileo-luotaimen lämpimäksi toteamalta alueelta. Nämä havainnot ovat kuitenkin saaneet innostuksen lisäksi osakseen rapsakkaa kritiikkiäkin, sillä ne olivat aivan Hubblen erotuskyvyn kynnyksellä.

Villanuevan ryhmän artikkelissa paneuduttiin hiilidioksidijään esiintymisen lisäksi myös Webbin havaintoihin, joilla yritettiin saada parempi selko Europan mahdollisten geysirien esiintymisestä. Webbin datasta etsittiin veden lisäksi merkkejä metaanista, etaanista, metanolista ja hiilimonoksidista. Valitettavasti mitään näistä ei kuitenkaan löydetty.

Vaikkei geysirejä havaittukaan, ei sitä voida pitää kuoliniskuna Europan tämänhetkiselle geologiselle aktiivisuudelle. Negatiiviset tulokset osoittavat vain sen, että mikäli geysirejä nykyisin Europalla on, niiden täytyy olla paikallisia, heikkoja ja kohtalaisen harvinaisia, tai että ne eivät tuota Webbin etsimiä yhdisteitä. Varmaa on, että niiden muutaman minuutin aikana, kun Webb vuosi sitten Europaa havaitsi, sen läntisellä pallonpuoliskolla ei ollut käynnissä sellaista geologista aktiivisuutta, joka olisi nostanut avaruuteen merkittäviä määriä vettä. Vaikuttaakin vahvasti siltä, että lopullisen selvyyden saamiseksi Europan mahdollisista geysireistä on odotettava 2030-lukua ja NASAn Europa Clipper -luotaimen havaintoja paikan päältä.

Uudet tulokset ovat geysirien puutteesta huolimatta erittäin kiinnostavia. Ensinnäkin ne osoittavat, että Webb pystyy tekemään merkittäviä havaintoja myös Jupiterin kuista. Toisekseen havainnot hiilidioksidijäästä, jonka alkuperä mitä suurimmalla todennäköisyydellä on meri, ovat Europan geokemiallisen kehityksen ymmärtämisen kannalta tärkeitä.

Sitten on tietenkin asian astrobiologinen aspekti. Hiili on tuntemamme kaltaisen elämän kannalta aivan keskeinen alkuaine. Villanuevan ryhmän artikkelissakin todettiin, ettei nykyisillä havainnoilla pystytä erottelemaan eloperäisiä hiiliyhdisteitä täysin ilman elämää syntyvistä hiiliyhdisteistä. Muutaman vuoden takainen ruokasuolahavainto ja nyt löytynyt hiilidioksidijää kuitenkin tekevät Europan valtamerestä koostumukseltaan yhä enemmän maapallon merivettä muistuttavaa. Meillä meret ovat olleet tulvillaan elämää viimeiset kolme tai jopa reilut neljä miljardia vuotta. Olisiko tuona aikana myös Europan suolaisessa ja hiilipitoisessa vedessä onnistuttu ratkaisemaan elämän mysteeri?

---

Kuu, klikkaukset ja Karigasniemi

30.9.2023 klo 20.59, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Kuu , kuulennot , Yleinen

Kuun napaseudut ovat kuluneen kesän ja syksyn aikana olleet tiedotusvälineissä esillä harvinaisen paljon. Erityisesti Kuun etelänapa on piipahdellut otsikoissa. Periaatteessa tästä voivat kaikki Kuusta kiinnostuneet olla iloisia.

Ennen kuin uppoudutaan hieman tarkemmin viimeaikaiseen kuujournalismiin, vilkaistaan lyhyesti, mikä Kuun etelänavassa on niin kiinnostavaa, että valtio ja firma toisensa jälkeen pyrkii sinne.

Kuun kiehtovat navat

Maapallon vuodenajat johtuvat lähinnä siitä, ettei pallomme pyörimisakseli ole pystysuorassa ratatasoon eli ekliptikaan nähden vaan on siihen verrattuna nykyisellään noin 23,4° kallellaan. Tämän vuoksi pohjoisen kesällä Aurinko paistaa napapiirin pohjoispuolelle koko ajan ja talvella ei ollenkaan (yksinkertaisuuden vuoksi unohdetaan nyt ilmakehän vaikutus).

Ekliptika on siis se taso, jossa Maa ja Kuu yhdessä kiertävät kerran vuodessa Auringon ympäri. Toisin kuin Maan akseli, Kuun pyörimisakseli on ekliptikaan nähden lähes pystyssä, eli vain noin 1,5° astetta kallellaan. Tämän vuoksi Kuussa ei ole vuodenaikoja oikeastaan laisinkaan. Käytännössä se tarkoittaa mm. sitä, että Kuun navoilla Aurinko paistaa aina horisontista. Tällaisessa tilanteessa syvempien notkelmien pohjille ei ”koskaan” (eli ainakaan suunnilleen viimeiseen 1–3 miljardiin vuoteen) pääse tulemaan suoraa auringonvaloa. Toisaalta korkeimmat kohdat kylpevät lähes jatkuvassa paisteessa.

Kuun napaseudut ovat kraatteroitunutta ylänköä. Siksi ikuisen valon huiput ja pysyvän pimeyden verhoamat kraattereiden pohjat eivät muodosta laajoja yhtenäisiä alueita. Sen sijaan pienehköt valon ja pimeyden tyyssijat täplittävät napojen ympäristöjä ja voivat sijaita aivan toistensa vieressä. Sattumalta sopivien törmäysten ansiosta etelässä ikuisen pimeyden alueita on enemmän kuin pohjoisessa. Korkeusmallien perusteella on laskettu, että kaukaisimmat kraatterien pohjat, jotka pimeydessä pysyttelevät, voivat olla niinkin lähellä päiväntasaajaa kuin 58:nnella leveyspiirillä. Nämä ovat kuitenkin hyvin harvinaisia ja valtaosa kooltaan merkittävistä ikiyön alueista sijaitsee alle kymmenen asteen päässä navasta.

Koska Kuussa ei käytännössä ole lämpötilaeroja tasaavaa kaasukehää, pimeys tarkoittaa myös kylmyyttä. Kuussa sijaitsevatkin tunnetun aurinkokunnan kylmimmät paikat. Hurjimmillaan pakkasta on liki 250°C, parisenkymmentä astetta enemmän kuin Plutossa. Lähellä voi kuitenkin olla vuorenhuippuja, joiden lämpötila saattaa parhaimmillaan kohota jopa viitisenkymmentä astetta plussan puolelle.

Napamatkailun moninaisiin tieteellisiin perusteluihin tullee palattua jossain myöhemmässä blogitekstissä, joten tässä yhteydessä riittänee vain pikainen katsaus napaseutujen merkityksestä ihmisten tai erilaisten robottiluotainten kannalta. Tiede nimittäin tuntuu 1960-luvun tapaan olevan nykyisinkin jollei nyt suorastaan sivuseikka niin ainakin ainakin kaukana ihmisiä kuljettavista kuulennoista vastaavien poliitikkojen ja myös insinöörien mielistä.

Pääsyyt Kuun napojen kutsuun ovat niiden erikoiset valaistus- ja lämpötilaolosuhteet. Jatkuva auringonpaiste tarkoittaa vakaata energian lähdettä kuuasemalle tai laskeutumisalukselle. Varjossa pysyttelevien paikkojen kylmyys puolestaan merkitsee sitä, että etenkin sekä suoralta että kraatterien reunoilta heijastuneelta sekundääriseltä auringonvalolta suojassa olevat täydellisen ikiyön alueet ovat erinomaisia pakastimia: jos ainaiseen varjoon päätyy jotakin herkästi haihtuvaa ainetta, kuten vaikkapa vettä tai hiilidioksidia, se ei sieltä helposti poistu. Näiden yhdisteiden runsaus ja esiintymistavat ovat kuitenkin vielä pitkälti arvailujen varassa, sillä esimerkiksi parhaiten tutkitun vesijään määräarvioita laskettiin pari viikkoa sitten julkaistussa tutkimuksessa reippaasti.

Napa-alueilta saatavaa vesijäätä voidaan käyttää säteilysuojana, puhdistettuna siitä saadaan juomavettä ja vedyksi ja hapeksi halvalla aurinkoenergialla hajotettuna sitä voidaan käyttää rakettipolttoaineena. Vety voidaan myös hyödyntää polttokennojen avulla sähkön tuotannossa paikoissa, joihin Aurinko ei koskaan paista.

Vesijään yhteydessä esiintyvää hiilidioksidia voisi käyttää suoraan kasvihuoneviljelmillä. Kosmisten säteiden vaikutuksesta satojen ja tuhansien miljoonien vuosien aikana hiilidioksidista kenties muodostuneet pitempiketjuiset hiiliyhdisteet taas voidaan tutkimisen sijasta esimerkiksi hyödyntää samoin kuin maapallolla, eli polttaa. Kuun napaseudut ja vallankin etelänapa lähiympäristöineen on siis tavattoman houkutteleva kohde kuulentojen näkökulmasta. Siksipä olikin hienoa, että tiedotusvälineet kertoivat elokuun lopulla Intian kolmantena valtiona Yhdysvaltain, Neuvostoliiton ja Kiinan jälkeen onnistuneen saamaan aluksen halvalla ja pehmeästi Kuun pinnalle, vieläpä ”etelänavalle”. Intian saavutus oli huikea ja kuututkijat ympäri maailman odottavat tutkimustuloksia vesi kielellä, mutta tiedotusvälineiden suoritus jätti rutkasti petrattavaa.

Chandrayaan-3:n laskeutumisalue

Intian Chandrayaan-3-kuulento laukaistiin 14.7.2023 Intian omalla LVM3-M4-raketilla. Chandrayaan-3 koostuu kolmesta osasta, eli Kuun kiertoradalle jääneestä emäaluksesta, Vikram-laskeutujasta ja Pragyan-mönkijästä. Vikram ja Pragyan laskeutuivat onnistuneesti 23.8.2023. Mutta mihin? Asiahan varmasti selviää kun hieman tutkii, mitä tiedotusvälineet asiasta kertoivat. Oleellisimmat kohdat olen katkelmista lihavoinut.*

Uutisoidessaan Chandrayaan-3:n laukaisusta, kertoi Yle näin:

• Yle 14.7.: ”Laskeutujan ja mönkijän on tarkoitus laskeutua noin kuuden viikon kuluttua elokuun loppupuolella Kuun etelänavan läheisyyteen, joka on aiemmin tutkimatonta aluetta.”

Ylen laskeutumisuutinen on pitkälti samoilla linjoilla:

• Yle 23.8.: ”Laskeutuja ja sen kuljettama mönkijä laskeutuivat Kuun tutkimattomalle etelänapaseudulle.”

MTV puolestaan tarkensi laskeutumisaluetta:

• MTV 23.8.: ”Onnistuminen teki Chandrayaan-3:sta ensimmäisen kuun etelänavalle laskeutuneen aluksen.”

Yle ja MTV antavat laskeutumispaikasta siis hieman erilaisen tulkinnan, joten tutkitaanpa lehdistön tarjontaa:

• Helsingin Sanomat 23.8.: ”Intian kuuluotain Chandrayaan-3 on laskeutunut pehmeästi Kuun etelänavan lähelle. Kuuluotain laskeutui ensi kertaa Kuun napa-alueelle puoli neljältä iltapäivällä Suomen aikaa.”
• Ilta-Sanomat 23.8.: ”Intia teki keskiviikkona historiaa, kun maan kuuluotain Chandrayaan-3 onnistui laskeutumaan Kuun etelänavan lähelle.” … ”Intian kuuluotaimen tärkein tavoite on löytää Kuun etelänavalta vesijäätä – tutkijoiden mukaan vesijään löytäminen voisi tukea pysyvän siirtokunnan rakentamista kuuhun joskus pitkällä tulevaisuudessa.”
• Iltalehti 23.8.: ”Intian Chandrayaan 3-luotain laskeutui onnistuneesti Kuun etelänavalle keskiviikkona 15.30 Suomen aikaa.”
• Aamulehti ja Keskisuomalainen STT:n uutisen pohjalta 23.8.: ”Laskeutujan yhtenä tehtävänä on etsiä jäätä Kuun napa-alueelta.”
• Turun Sanomat 23.8.: ”Luotain laskeutui Kuun etelänavalle, jonne yksikään avaruusalus ei ole onnistunut laskeutumaan aikaisemmin.”

Hämmennys laskeutumispaikasta ei siis lienny sanomalehtien juttuja lukemalla, päin vastoin. Tekniikan Maailma kuitenkin uutisoi usein luonnontieteestä, joten varmastihan se tarjoaa selkeää tietoa tästäkin aiheesta:

• Tekniikan Maailma 24.8.: ”Chandrayaan-3-luotain laskeutui lähelle Kuun etelänapaa eilen puoli neljältä Suomen aikaa. Vaikeasti saavutettavalle Kuun etelänavalle laskeutuminen oli historian ensimmäinen.”

Kovin ristiriitaiseksi menee, sillä kotimaisista suurista tiedotusvälineistä ei todellakaan selviä, oliko laskeutumispaikka Kuun etelänavalla vai jossain lähellä sitä. Varmuuden saamiseksi onkin paras laajentaa tutkimusta ulkomaisiin tiedotusvälineisiin:

• Deutsche Welle 23.8.: ”India  on Wednesday became the first country to land a spacecraft near the moon’s south pole.”
• France 24 22.–23.8.: “Chandrayaan-3, which means ‘Mooncraft’ in Sanskrit, touched down shortly after 6pm India time (1230 GMT) near the little-explored lunar south pole.”
• BBC 23.8.: “India has made history as its Moon mission becomes the first to land in the lunar south pole region.”
• BBC 5.9.(?): “The Vikram lander – carrying a rover called Pragyaan in its belly – touched down on the Moon’s little-explored south pole on 23 August.”

Eurooppalaisjätitkään eivät siis ole asiasta yksimielisiä. Vaan entäpä avaruuteen erikoistuneet verkkomediat? Niiltähän varmasti saa yksiselitteisen vastauksen Vikramin laskeutumispaikasta:

• Spacenews.com 23.8.: ”The success of the Chandrayaan-3 mission marks a watershed moment, as it becomes the first spacecraft to land on the moon’s south pole — a region containing water ice and valuable minerals.”
• SpacePolicyOnline.com 23.8.: “India joins the list of ‘firsts’ on the Moon with Chandrayaan-3 — the first probe to land near the Moon’s South Pole.”

Epätietoisuus ei tuosta yhtään helpottunut, joten lienee parasta tarkistaa asia suoraan hevosen suusta. Vilkaistaan siis, mitä asiasta sanoo itse Intian avaruusjärjestö ISRO:

• ISRO 26.8.: “Pragyan rover roams around Shiv Shakti Point in pursuit of lunar secrets at the South Pole!”
• ISRO 28.8.: “The Laser-Induced Breakdown Spectroscopy (LIBS) instrument onboard Chandrayaan-3 Rover has made the first-ever in-situ measurements on the elemental composition of the lunar surface near the south pole.”

ISRO ei siis itsekään osaa päättää, ovatko Vikram ja Pragyan Kuun etelänavalla vai jossain muualla.

Yllä olevat esimerkit, jotka on poimittu 10.9., ovat juttujen leipätekstistä, koska toimittajilla ei käsitykseni mukaan ole välttämättä paljonkaan sananvaltaa sen suhteen, millaisia otsikoita tai ingressejä heidän juttuihinsa pistetään. Pika-analyysini perusteella linkkaamistani uutislähteistä ainoastaan SpacePolicyOnline-sivusto kertoi laskeutumispaikan alustavat koordinaatit. Muiden lähteiden mukaan Vikram laskeutui Kuun etelänavalle tai jonnekin ”lähelle” sitä, kuten SpacePolicyOnlinekin sanoi.

Kiusallista tässä kaikessa on lähinnä se, ettei kumpikaan versio tarinasta ole totta. Vikram – Pragyan kyydissään – laskeutui kyllä onnistuneesti Kuuhun ja myös kauemmaksi päiväntasaajasta kuin mikään kuulento sitä ennen. Mutta ei se Kuun etelänavalle laskeutunut, tai edes ”lähelle” sitä.

Koetetaanpa konkretisoida, missä Vikram ja Pragyan ovat. Jos laskeutumispaikka, jonka koordinaatit ovat NASAn Lunar Reconnaissance Orbiter -luotaimen NAC-kameraryhmän mukaan 69,3741° eteläistä leveyttä ja 32,32° itäistä pituutta, sijoitettaisiin maapallolle, sijaitsisi se Kuningatar Maudin maalla noin 70 km Prinsessa Ragnhildin rannikosta etelään. Varsinaisia naparetkeilijöitä en tunne, mutta olen minä kuitenkin Shackletonini lukenut. Sen perusteella rohkenen väittää, että jos Etelämantereella on edennyt 70 km rannikolta, ei vielä todellakaan ole etelänavalla.

Etelämanner on aika harvalle henkilökohtaisesti tuttu, joten käännetäänpä leveysaste toisin päin ja katsotaan, missä Vikramin laskeutumisalue sijaitsisi maapallon pohjoisella pallonpuoliskolla. Maan pyörimisakselin kaltevuus määrittelee meille napapiirit, jotka nykyisin siis sijaitsevat noin 66,6°:n kohdalla. Suomessa napapiiri sijaitsee muun muassa aika lähellä Rovaniemen lentokenttää (mutta ei lentoaseman lattiaan piirretyn viivan kohdalla tai siellä muovihirvityksessä, jonne turistipoloiset kuskataan). Vikramin laskeutumispaikan leveysaste, noin -69,37°, vastaisi siis maapallolla napapiirien mukaan määriteltyä napa-aluetta. Kuun yhteydessä ei kuitenkaan puhuta napapiiristä, mutta jos puhuttaisiin, Vikram jäisi siitä todella etäälle.

Navalla Vikram ja Pragyan eivät siis ole, mutta onko laskeutumispaikka ”lähellä” napaa? Median mukaan on, mutta moisen väittäminen vakavalla naamalla vaatii ihailtavaa pokkaa. Vikram on nimittäin asteissa mitattuna ihan yhtä vakuuttavasti Kuun etelänavalla kuin Karigasniemi on Maan pohjoisnavalla. Vinkkinä Utsjoen matkailuyrittäjille: kannattaa markkinoida Karigasniemeä pohjoisnapana. Tiedotusvälineissä se epäilemättä menisi läpi.

No, Kuu on merkittävästi Maata pienempi pallo, joten kilometrejä mahtuu samalle astevälille Kuussa paljon vähemmän. Tottahan Kuussa täten ollaan Vikramin leveysasteella jo kilometreissä mitaten ihan lähellä etelänapaa, eikö? Etäisyys on tietysti suhteellinen käsite, kuten Einstein meille opetti, mutta arkitodellisuudessa voidaan pysytellä klassisen mekaniikan mukaisessa koordinaatistossa. Sen mukaan Vikramin laskeutumispaikalta Kuun etelänavalle on matkaa noin 625 km. Se vastaa etäisyyttä vaikkapa Vantaan tiedekeskus Heurekasta Tornioon.

Jos siis aiot mennä ensi viikolla Heurekaan tutustumaan Katastrofien keskellä -näyttelyyn, mutta päädytkin Tornioon Meerin Grillille syömään maineikasta Möykkyä, tilanne ei ole katastrofi vaan voit tiedotusvälineiden logiikan mukaisesti onnitella itseäsi kutakuinkin täydellisestä suorituksesta. Ainakin pääsit Heurekan ”tuntumaan” tai ”läheisyyteen”.

Asteet tai kilometrit eivät olisi merkityksellisiä, jos Vikramin laskeutumispaikan olosuhteet vastaisivat etelänapaa. Silloin sen voisi aivan hyvin sanoa laskeutuneen vaikkapa ”napaseudulle”. Vaikka leveysasteen puolesta alueella voisi pieniä ikuisen pimeyden alueita ollakin, Vikram laskeutui turvallisuussyistä Manzinus U ja Boguslawsky C -kraattereiden väliselle tasangolle, jolla sellaisia ei ole. Niinpä siellä ei ainakaan pinnalla tai välittömästi sen alla voi olla vesi- tai hiilidioksidijäätäkään.

Konkreettinen todistus siitä, ettei laskeutumisalueella ole myöskään ainaista päivänpaistetta on Vikramin ja Pragyanin ilmeinen ja odotettu uuvahtaminen Kuun kaksiviikkoisen yön aikana. Tätä kirjoittaessani (30.9.) ISRO ei vielä virallisesti ole luopunut toivosta saada radioyhteyttä palautettua. Todennäköisyys sille, että Vikram tai Pragyan enää koskaan heräisivät, on valitettavasti kuitenkin erittäin pieni.

Luonnollisesti ISROssa ainakin suorittavassa portaassa tiedetään, etteivät Vikram ja Pragyan ole asteissa, kilometreissä tai olosuhteiden puolesta lähelläkään Kuun etelänapaa. Ymmärrän silti täysin ISROn ja etenkin Intian motiivit valheelliseen viestintään. Navoissa on kiistaton hohtonsa, sillä niille on vaikea päästä, ollaan sitten Maassa, Kuussa tai Marsissa. Intia yrittää kovasti kasvattaa geopoliittista vaikutusvaltaansa ja kohottaa imagoaan maailman silmissä. Niitä pyrkimyksiä palvelee huomattavasti paremmin klikkauksia keräävä höpötarina siitä, että Intia on saanut laskeutumisaluksen ja mönkijän Kuun ”etelänavalle” kuin vaikkapa totuuden mukaisesti ”eteläisille ylängöille”. Se että ymmärrän asian ei kuitenkaan ole sama kuin että hyväksyisin sen.

Ymmärrän jollain tasolla myös pienempien lehtitalojen toiminnan. Jos kerran ISRO itse sanoo laskeutuneensa Kuun etelänavalle ja koko muu maailma hehkuttaa asiaa, niin varmaan asia sitten on totta ja siitä pitää vaikkapa turkulaisille kertoa asiaa sen kummemmin miettimättä. Mutta isompien mediatalojen toiminta ei millään tavalla mahdu järkeeni. Vaikkapa Ylellä, Hesarilla ja Tekniikan Maailmalla – ulkomaisista uutisjättiläisistä puhumattakaan – on tieteeseen erikoistuneita toimittajia. Heillä pitäisi olla ihan viran puolesta ellei nyt peräti ammattiylpeyttä (joka on valitettavasti maailmasta aika tarkkaan kadonnut) niin ainakin jonkinlaista näennäiskiinnostusta aihetta kohtaan. Ei olisi oikeasti kova homma tarkistaa, mihin Vikram todellisuudessa oli suunnistamassa ja mihin se päätyi.

Vaikkei tiede tai kuututkimus kiinnostaisikaan, niin luulisi vuorossa olevan toimittajan jossain vaiheessa uraansa tai koulutustaan kuulleen edes puhetta aiheesta nimeltä faktojen tarkistus, tai kätevästä tiedonhakumenetelmästä nimeltä Googlaaminen. En minäkään Chandrayaan-3:n laukaisun aikoihin muistanut tarkkaan, mikä sen suunniteltu laskeutumisalue oli. Siispä Googlasin. Oikean tiedon löytämiseen epämääräisen sälän seasta meni vajaat puoli minuuttia.

Totta kai toimittajilla on aina kiire, liksa on huono ja työajatkin ikävät. Toimituspäällikkö hengittää niskaan, tenava pitäisi viedä keppihevoskerhoon ja itse olisi kiva ehtiä vielä astangajoogaan. Mutta ei se oikeasti ole mikään selitys täysin epäkelvolle uutisoinnille.

Vaikka mentaalifoliota suht säännöllisesti pääni ympärille pyörittelenkin, en ole niin vainoharhainen, että uskoisin median tarkoituksella viilaavan meitä linssiin vallankaan tällaisessa asiassa, joka ei hallituksen leikkauslistoihin vaikuta tuon taivaallista. Kyllä kyse on vain yksinkertaisesti toimitusten ja toimittajien välinpitämättömyydestä ja laiskuudesta. Tämä on sääli, sillä paitsi että tuloksena on todellisuuden vastaisten käsitysten leviäminen, nakertaa se uskoa tiedotusvälineiden toimintaan yleisemminkin. Ja mitä laiskempaa journalismia harjoitetaan, sitä enemmän on tilaa puhtaalle propagandalle, joka tässäkin tapauksessa meni läpi että heilahti. Tähän ei olisi nykymaailmassa varaa.

Olen kuullut väitettävän, että kritiikkikin pitäisi päättää johonkin positiiviseen, jotta lukijalle varmasti jää lämpöisenpörröinen olo sekä tuntemus siitä, että kaikki on kuin onkin lopulta hyvin eikä mitään tarvitse tehdä. Tällaisen ilon levittämiseen tarjoutuikin mahdollisuus, sillä Suomesta löytyi yksi lähde, joka kertoi Vikramin ja Pragyanin laskeutumisesta ihan oikein:

• Tähdet ja Avaruus 14.9., 6/2023, s. 29: ”Intian laskeutumispaikka sijaitsee kuitenkin Kuun 70. eteläisen leveyspiirin tuntumassa eli vain väljästi tulkittuna napaseudulla. Varsinaisesta etelänavasta se on hyvin kaukana.”

Ursa siis päihitti aivan eri resursseilla pelaavat kotimaiset ja kansainväliset mediatalot suvereenisti. Eikä se ollut edes kovin vaikeata.

---

*Jotta juttu pysyisi toiston osalta edes suunnilleen järkevissä mitoissa, jätin varsinaiseen leipätekstiin vain muutamia esimerkkejä. Torpatakseni syytteet kirsikanpoiminnasta tai rusinoiden kaivamisesta pullasta, tässä on lisää tiedotusvälineiden tarjontaa 10.9.2023 mennessä. Sen jälkeen aiheen silmäilyni on ollut satunnaisempaa, mutta asiallista uutisointia en edelleenkään ole nähnyt.

• Helsingin Sanomat 14.7.: ”Jos kaikki menee suunnitelmien mukaan, Chandrayaan 3 laskeutuu pehmeästi Kuun etelänavan lähistölle elokuun lopulla.”
• Helsingin Sanomat 29.8.: ”Luotain pääsi myös ensi kertaa Kuun etelänavan tuntumaan.”
• Helsingin Sanomat 31.8.: ”Chandrayaan-3:n uumassa kulkenut pieni mönkijä, Pragyan, rullasi pian alas rampilta Kuun etelänavan lähellä. Pragyanilla ja muilla laitteilla on elinaikaa nähtävästi vain kaksi viikkoa. Sitten etelänavan alueelle laskeutuu Kuun hyvin kylmä yö.” … ”Intiasta tuli neljäs maa, joka sai luotaimen ehjänä Kuun pinnalle, ja ensimmäinen maa, joka sai luotaimen etelänavan lähelle.”
• Ilta-Sanomat 24.8.: ”Intia teki keskiviikkona historiaa, kun maan kuuluotain Chandrayaan-3 onnistui laskeutumaan Kuun etelänavalle. Intia on nyt ensimmäinen maa, jonka luotain pääsi Kuun etelänavan lähistölle. Kuun etelänapa on vielä suurelta osin tutkimatta.”
• Iltalehti 23.8.: ”Intian Chandrayaan-3-luotain laskeutui Kuun etelänavalle keskiviikkona iltapäivällä.” …  ”Yhdenkään toisen valtion avaruusohjelma ei ole laskeutunut Kuun etelänavalle, josta toivotaan löytyvän vettä jossain muodossa.” … ”Intian avaruusohjelman ISRO:n edellinen yritys Kuun etelänavalle vuonna 2019 päättyi yhtä lailla huonosti, kun laskeutumisalus murskautui samalle alueelle, jonne Intia laskeutui nyt. Etelänavan rosoisen maaston kerrottiin vaikeuttavan alueelle laskeutumista.”
• Tekniikan Maailma 30.8.: ”Luotaimen Vikram-laskeutuja mittasi ensi töikseen Kuun etelänavan maaperän lämpötiloja, kertoo Gizmodo.” … ”’Tämä on ensimmäinen tällainen profiili Kuun etelänavasta. Tarkemmat havainnot seuraavat perässä’, ISROn viestissä kerrottiin.”
• Tekniikan Maailma 5.9.: ”Intian kuumönkijä on suorittanut ensitehtävänsä Kuun etelänavan ympäristössä.”
• SVT 23.8.: “Intill månens sydpol har ingen farkost tidigare landat, varken obemannad eller bemannad.”
• CNN 24.8.: “India’s attempt to land its spacecraft near the lunar south pole comes just days after another nation’s failed attempt to do the same.”
• Fox News 23.8.: “India is now the first country in the world to successfully land on the moon’s south pole, a feat Russia had attempted earlier this week.”
• Space.com: 24.8.(?): “India’s Chandrayaan-3 mission successfully landed near the moon’s south pole on Wednesday (Aug. 23). The Indian Space Research Organization (IRSO) mission not only made history because it saw the nation become the fourth to successfully land on the moon — after the Soviet Union, the U.S. and China — but also because it named India the first to land at the southern lunar pole.”
• ISRO 27.8.: “The presented graph illustrates the temperature variations of the lunar surface/near-surface at various depths, as recorded during the probe’s penetration. This is the first such profile for the lunar south pole.”

Jos jollakulla on tarjota esimerkkejä asian totuudenmukaisesta uutisoinnista, näkisin niitä mielelläni kommenttiosiossa.

---

P.S. myöhemmin illalla 30.9.2023: Saunassa istuskellessani juolahti mieleeni, että huolimatta jääviyteni ilmeisyydestä, lienee se silti parempi todeta ihan selväsanaisestikin, ihan vain sillä että tahallinen väärinymmärtäminen ja mielensä pahoittaminen ovat aikamme kansantauteja. Tähdet ja Avaruus (T+A) on Ursan kustantama lehti, nämä blogit ovat myös Ursan alaista toimintaa, ja minulle maksetaan näiden kirjoittamisesta. Kehuin siis blogissa työnantajaani. Ainoa puolustukseni on, että jos Ursalla on organisaatiokaavio, ovat T+A ja blogit ihan eri lokeroissa. Tarkkaavainen lukija voi nyt tietysti huomauttaa, että kirjoitanhan minä silloin tällöin myös vastauksia T+A:n kysymyspalstallekin. Tämä pitää paikkansa, mutta se onkin korvauksetonta harrastustoimintaa. (Joku tutkija voisi selvittää, ilmaiseksi tietenkin, pyydetäänkö muita kuin tutkijataustaisia ihmisiä useinkin tekemään koulutustaan vastaavaa työtä ilman korvausta ja suostuvatko he siihen yleensä mukisematta, kuten tutkijataustaiset ymmärtääkseni tyypillisesti tekevät.)

Muokkaus 2.10.2023: Poistettu yksi mukaan lipsahtanut ylimääräinen sana ja korjattu yksi toisto. Ja vielä 9.10. poistin yhden ylimääräisen km:n.

---

Summasen syväluotaus

28.8.2023 klo 09.00, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: geofysiikka , Kraatterien morfologia , Kraatterit , Maa , Mineralogia , Sedimentaatio , Shokkimetamorfoosi , Suomi , Törmäykset

Keski-Suomen sydämessä Saarijärvellä sijaitsevan Summasen eli Summasjärven keskellä oleva erikoinen sähkönjohtavuuspoikkeama sai selityksensä kesällä 2018. Tuolloin Summanen todistettiin Suomen kahdenneksitoista törmäyskraatteriksi. Kesällä 2020 puolestaan julkaistiin alustavia tulkintoja etenkin tarkemmista geofysikaalisista mittauksista. Niistä ja Summasen löytöhistoriasta kirjoittelinkin tuolloin lyhykäisesti. Se blogijuttu kannattaa ehkä lukaista taustoitukseksi ja yleiseksi muistin virkistykseksi.

Meteoritics & Planetary Science -lehden tuoreimmassa heinäkuun numerossa on kaikille halukkaille tarjolla päivitystä Summasen tutkimusten etenemisestä. Satu Hietalan johdolla tehty artikkeli Summanen structure: Further geological and geophysical evidence of a meteorite impact event in Central Finland pureutuu nimensä mukaisesti niin Summasen geologiaan kuin sen geofysiikkaankin.

Johde- ja painovoima-anomaliat

Summasen löytymiseen johtanut sähkönjohtavuuspoikkeama oli uusissakin tutkimuksissa erityisen huomion kohteena. Nyt sähkömagneettisissa syväluotauksissa tuon johdeanomalian havaittiin yltävän 240 m:n syvyyteen. Tämän Hietala ja kumppanit tulkitsivat osoittavan syvyyttä kraatterintäytesedimenttien ja sen alla olevan murskautuneen kiven eli törmäysbreksiakerroksen alapintaan. Tuollainen 240 m syvä kuoppa siis syntyisi, jos Summasesta nyt kuopaistaisiin kaikki siihen vuosimiljoonien saatossa kertynyt irtomoska ja sen alla oleva törmäyksessä ruhjottu, alkujaan melko löyhä kivimurska pois.

Varsinainen sähkönjohtavuuspoikkeama selitetään artikkelissa suolaisella pohjavedellä. Kun kiviaines ja vesi ovat miljoonia vuosia toistensa kanssa kontaktissa, vesi liuottaa kivestä suoloja. Ilmiö korostuu, kun kivi on murskautunutta ja rakoillutta ja tarjolla on edes vähäinen lämmönlähde. Nämä ehdot toteutuvat melko pienissäkin, Summasen kaltaisissa törmäyskraattereissa. Summanen löytyi siis Hietalan tutkimusryhmän mukaan siksi, että suolainen pohjavesi täyttää kraatterin pohjalla olevan törmäysbreksian rakoja ja synnyttää ympäristöään paremmin sähköä johtavan kerroksen.

Uutta tekniikkaa edustavan sähkömagneettisen syväluotauksen lisäksi Summasella tehtiin perinteisempiä painovoimamittauksia. Sähkönjohtavuuspoikkeaman kohdalla havaittiin negatiivinen painovoimapoikkeama, käytännössä siis massavaje. Painovoimamittauksissa ei näkynyt merkkejä esimerkiksi pienestä tiheämmästä kohteesta poikkeaman keskellä, joka olisi voinut kieliä törmäyssulakivestä ja samalla nykyistä isommasta kraatterista. Painovoimapoikkeaman suuruus on myös samaa luokkaa kuin pienissä kuluneissa kraattereissa tapaa olla. Mitään omituista syvälle menevää rakoilua tai suurempaa kraatteria eivät siis painovoimamittauksetkaan paljastaneet, vaan tulokset olivat hyvin sopusoinnussa sähkömagneettisten mittausten tulkintojen kanssa.

Geofysiikan perusteella keskisuomalaiseen graniittiin on siis aikoinaan isketty kuoppa, jota on osittain täyttynyt törmäyksen murskaamalla aineksella ja myöhemmillä sedimenteillä. Geofysiikka ei kuitenkaan pysty kertomaan, millaisia tai minkä ikäisiä nämä myöhemmät kerrostumat ovat. Tähän tarvitaan perinteistä geologiaa.

Sedimenttejä ja šokkilamelleja

Suomesta tuppaavat puoltatoista miljardia vuotta nuoremmat kivet puuttumaan. Ne harvat mitä on löydetty sijaitsevat yleensä syvissä painanteissa, eli lähinnä törmäyskraattereissa. Siksi siitä asti kun Summasesta on oltu kiinnostuneita, on pidetty mahdollisena, että sen uumenista löytyisi Suomen mittakaavassa nuoria sedimenttikiviä.

Jos sedimenttikivien ikäsuhde kraatteriin nähden – ovatko ne törmäystä nuorempia vai vanhempia – sekä niiden vuosimiljoonissa mitattu ikä saadaan edes suurin piirtein selville, päästään samalla käsiksi itse kraatterin synnyn minimi- tai maksimi-ikään. Sedimentit voivat myös kertoa olosuhteista kraatterin syntyaikaan. Samalla kraatterien sedimenttikivet tarjoavat harvinaisen tilaisuuden päästä tutkimaan erittäin heikosti tunnettuja ajanjaksoja Suomen kallioperän historiassa.

Geologiselta kannalta Hietalan tutkimusryhmän artikkelin kiintoisinta antia onkin se, että nyt Summaselta on viimeinkin löydetty sedimenttikiviä muutaman pienen irtolohkareen verran. Kaikki lohkareet ovat myös hieman erilaisia.

Summasen lähimaastosta löydetyt sedimenttikivet ovat hiekkakiviä, yksi on tosin vähän hienompirakeinen. Omasta mielestäni oleellisinta on se mikä niistä puuttuu: niistä ei löydetty merkkejä šokkimetamorfoosista. Sedimenttikiviin tosin ei, olosuhteista vähän riippuen, välttämättä edes synny esimerkiksi kvartsin šokkilamelleja (planar deformation features, PDF) aivan yhtä helposti kuin magmakiviin. Tästä huolimatta šokin tunnusmerkkien puuttumista voi pitää ainakin hyvin vahvana viitteenä sen puolesta, että nämä nyt tutkitut kivet edustavat törmäystä nuorempia kerrostumia. Näiden sedimenttikivien ikä antaisi siis samalla Summasen törmäyksen minimi-iän. Törmäyksen maksimi-ikä puolestaan on alueen vanhan magmasyntyisen kallioperän ikä, noin 1,88 miljardia vuotta.

Harmillista on, että Summasen tutkijat vetivät vesiperän etsiessään sedimenttikivistä hieman epämääräisiä mikrofossiileja, akritarkkeja, joiden avulla suomalaisiakin kraatterintäytesedimenttejä on perinteisesti ajoitettu. Viime vuosina mikrofossiilitutkimus on kuitenkin ottanut aimo harppauksia eteenpäin pienten hiilipitoisten fossiilien (small carbonaceous fossils, vakiintunutta suomennosta niille ei taida olla) tunnistamisen myötä. Kuten lähinnä toisen blogin puolelle olen kirjoitellut, Suomen kraattereista niitä on toistaiseksi löydetty Lappajärveltä ja Taivalkosken Saarijärveltä. Hietalan ryhmän artikkelissa ei mainita, onko tällaisia tutkimuksia suunnitteilla. Toivottavasti on.

Kun kiven ikää ei tiedetä, sitä voi kuitenkin aina yrittää arvioida. Summasen sedimenttikivet muistuttavat artikkelin mukaan suuresti Söderfjärdenin kraatterin kambrikautisia hiekkakiviä. Tämän perusteella ryhmä ehdottaakin, että myös Summasen kivet ovat kambrikautisia ja että Summasen seutu oli ainakin jossain vaiheessa kambrikautta – siis pyöreästi puolisen miljardia vuotta sitten – meren peittämä. Ajatus on täysin uskottava mutta ei alkuunkaan uusi, sillä kraatterien ja niiden sedimenttikivien näkökulmasta Ben Slater ja Sebastian Willman toivat asian esille jo vuonna 2019.

Artikkelissa esitellään myös ansiokkaita uusia šokkimetamorfisia tutkimuksia Summasen pirstekartioista. Vuoden 2018 artikkelin šokkilamellilöydöt olivat jäätikön kuljettamista irtolohkareista, mutta tällä kertaa niitä tavoitettiin myös kiintokalliossa olevista pirstekartioista. Tämä on sikäli erittäin mielenkiintoista, että Summasen kalliopirstekartiot sijaitsevat nykyisellään havaittavan kuopan ja siis johdeanomalian ulkopuolella.

Šokkilamellit toimivat painemittarina. Summasen tapauksessa ne osoittavat, että pirstekartiot kokivat jopa 20 gigapascalin (200 000 ilmakehän) šokkipaineen. Etenkin Suomen kraattereille tyypilliset pienen kraatterijärven reunamilla sijaitsevat pirstekartiot ovat elefantinpoikanen huoneessa, sillä periaatteessa kraatterin reunalla tai jopa sen ulkopuolella ei šokkipaineen pääsääntöisesti pitäisi olla likikään noin korkea. Selitys voi piillä šokkipaineen erikoisissa paikallisissa vaihteluissa, tai sitten ymmärryksessämme kraattereiden, šokkilamellien ja/tai pirstekartioiden synnystä on suurempia aukkoja kuin olemme kuvitelleetkaan. Joka tapauksessa asia on saanut hämmentävän vähän huomiota osakseen.

Vuoden 2018 artikkeli ja tuore tutkimus tuovat esiin myös mielenkiintoisia eroja Summasen kivien šokkimetamorfoosissa. Aiemmassa tutkimuksessa pantiin merkille, että šokkilamellien ohella kvartsissa esiintyi yleisesti myös tasomurtumia (planar fractures, PF). Ne ovat šokkilamelleja alhaisemman paineen indikaattori ja niiden asema varmana törmäystodisteena on jatkuvan keskustelun aihe. Käytännössä kuitenkaan yhdessä kvartsirakeessa kahteen tai useampaan suuntaan esiintyviä tasomurtumia ei ole luonnossa tavattu mistään muualta kuin törmäyskraattereista. Tasomurtumia löydettiin myös Hietalan ja kumppanien uusista näytteistä, mutta syystä tai toisesta huomattavasti edellistä tutkimusta vähemmän. Kummassakaan työssä tasomurtumia ei tutkittu sen tarkemmin, mikä on hieman sääli, sillä monessa mielessä korkeamman šokkipaineen ilmiöt tunnetaan paremmin kuin matalan.

Sama olankohautus koskee kvartsin mikroskooppisia sulkarakenteita (feather features, FF). Nekin löydettiin Summaselta jo viisi vuotta sitten, mutta nyt niitä havaittiin lisää. Sulkarakenteet on tunnettu jo vuosikymmeniä, mutta niihin on alettu kiinnittää enemmän huomiota vasta 2010-luvulla. Niiden synty ymmärretään vielä heikosti, joten olisi mukava nähdä, että kun niitä tavataan uudessa kraatterissa, ne saisivat osakseen samanlaisen huolellisen analyysin kuin paljon pidempään tutkitut šokkilamellit. Ainakin niiden mittaukset ja yksityiskohtaiset kuvaukset tarjoaisivat raaka-ainetta myöhemmille laajemmille synteeseille. Toivottavasti Summasen tasomurtumat ja sulkarakenteet vielä jossain vaiheessa saavat osakseen tarkempaakin tutkimusta.

Summasen kulumisesta Hietala ja kumppanit tuntuvat olevan kahtalaista mieltä. Toisaalta artikkelissa sanotaan selvästi, että kyseessä on hyvin säilynyt maljakraatteri. Toisaalta taas vain vähän myöhemmin todetaan, että Summaselta puuttuu selväpiirteinen pyöreä kuoppa ja reuna, ja että kraatteri on täyttynyt ja erodoitunut. Nämä molemmat väitteet eivät voi pitää paikkaansa. Summasesta saatavilla olevan tiedon perusteella itselleni on muodostunut käsitys, että kyseessä nimenomaan ei ole hyvin säilynyt kraatteri, vaan melko pahasti kulunut ja kohtalaisen vanha ja pieni törmäysrakenne, jollaisia Suomessa on lukuisia (enemmän kuin missään muualla, Suomi kun on pinta-alaan nähden maailman kraatteroitunein maa).

Ristiriitaisista lausahduksista huolimatta Hietala ryhmineen käsittelee hieman tarkemminkin Summasen eroosiohistoriaa. Jo pari vuotta sitten julkaistujen eroosiolaskujen perusteella artikkelissa esitetään, että Summasen seudulta olisi kraatterin syntymisen jälkeen kadonnut eroosion myötä noin 90 m kalliota. Näin Summasen alkuperäinen syvyys törmäyshetken maanpinnan tasosta breksikerroksen pohjaan olisi ollut noin 330 m (eli nykyisen kuopan 240 m + 90 m eroosiossa kadonnutta kiveä).¹

Suuremmissa puitteissa käsitykset Summasen kraatterista eivät uuden artikkelin myötä muuttuneet. Summasen nykyinen läpimitta on noin 2,6 km, mutta se lienee alun perin ollut jonkin verran suurempi. Se on silti ollut alkujaankin tavallinen maljakraatteri, eikä keskuskohouman ja voimakkaasti romahtaneiden reunojen karakteroimasta suuremmasta kompleksikraatterista ole havaittavissa merkittäviä viitteitä. Kraatteria täyttävät osittain törmäystä nuoremmat sedimenttikivet, jotka saattavat olla kambrikautisia, tai sitten eivät.

Kotimaisen kraatteritutkimuksen uusi nousu?

Suomen kraatteritutkimus oli 1990-luvun ja 2000-luvun alun kukoistuksen jälkeen vuosikaudet pääosin saksalais- ja osin ruotsalaistaustaisten tutkijoiden ja tutkimusryhmien käsissä. Erinomaista työtä tuolloin tehtiinkin. Erikoista kuitenkin oli, että Suomessa ei perinteistä ja lukuisista hyvin vähän tutkituista kraattereista huolimatta aihepiiriä käytännössä juurikaan tutkittu. Tässä mielessä on ollut erittäin miellyttävää nähdä viime vuosina tapahtunut muutos. Yliopistoihin alan tutkimus opetuksesta puhumattakaan ei ole palannut, eivätkä Geologian tutkimuskeskuksessa tai Maanmittauslaitoksella törmäyskraatterit taida olla varsinainen painopistealue. Mutta se, ettei yksittäisiä aiheesta kiinnostuneita tutkijoita ainakaan kovin aktiivisesti estetä tekemästä perustutkimusta on näinä aikoina jo merkittävä positiivinen signaali. Tästä on hyvä jatkaa.

---

¹Jutussa todetaan tämän jälkeen kraatterin olevan poikkeuksellisen matala muihin kraattereihin verrattuna, mutta tunnustan, ettei päätelmän logiikka itselleni aukea, koska minkäänlaisia korjauskertomia ei kerrota, ja ilman niitä tai edes jonkinlaisia perusteluja tai selityksiä on kovin vaikea verrata törmäyshetken maanpinnasta breksiakerroksen pohjaan mitattua syvyyttä kraatterin reunan harjalta breksiakerroksen pintaan mitattuun syvyyteen, kuten artikkelissa ilmeisesti tehdään. Se on suunnilleen sama kuin vertailisi ihmisiä, joista toinen on mitattu päälaelta jalkapohjiin ja toinen hartioilta Slade-bootsien pohjaan. Tulokset saattavat joissain tapauksissa olla vertailukelpoisia, mutta bootsien paksuudesta sekä pään ja kaulan pituudesta olisi hyvä esittää jonkinlaiset näkemykset, että vertailuja voi ylipäätään tehdä. Jos ei huomioida monia epävarmuustekijöitä sisältävää kraatterien arvioitua eroosiota vaan vertaillaan ainoastaan nykyisin havaittavissa olevia rakenteita, esimerkiksi Iso-Naakkima ja Saarijärvi ovat Summasta matalampia.

---

Vaippa hukassa?

1.7.2023 klo 08.39, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Kraatterit , Kuu , kuulennot , Mineralogia , Törmäykset , Törmäysaltaat

Apollo-lennoilla astronautit toivat Maahan 382 kg kuunäytteitä. Kaksi ja puoli vuotta sitten kiinalaislaskeutuja Chang’e-5 puolestaan onnistui haalimaan tutkijoiden iloksi 1,7 kg kiviä. Näitä täydentävät maapallolta tähän mennessä löydetyt 621 kuumeteoriittia. Niiden kokonaismassa on toista tonnia, mutta tutkimuksen kannalta niiden ikävä puoli on, että toisin kuin Apollo- ja Chang’e-näytteiden tapauksissa, meteoriittien lähtöpaikkoja Kuun pinnalta ei tunneta.

Lisäksi on neljäs, ainakin suurelta yleisöltä hieman jo unohduksiin jäänyt kuunäytteiden lähde: arvaamaton itänaapurimme. Neuvostoliitto oli aikanaan ihan täysiverinen vastustaja Yhdysvaltain voittamassa kilpajuoksussa Kuuhun. Jonkinlaisena Neuvostoliiton kuuohjelman huipentumana voi pitää kahta Lunohod-mönkijää, jotka kulkivat Kuun pinnalla vuosina 1970 ja 1973. Valtiojohdon vaatimuksesta niillä tosin keskityttiin mönkimiseen silloinkin kun tutkijat olisivat mieluummin pysähtyneet tekemään tarkempia analyysejä.

Pisimpään tieteellistä käyttöä Neuvostoliiton kuuohjelman tuloksista on ollut kolmen Luna-näytteenhakulennon tuomilla kivillä. Niiden määrät eivät tosin olleet järin suuria. Vuonna 1970 Luna 16 (L16) toi Maahan noin 100 g kiviä, Luna 20 (L20) vuonna 1972 puolet tästä (joissain lähteissä tosin puhutaan vain 30 g:sta). Neuvostoliiton viimeinen kuulento, Luna 24 (L24), sai vuonna 1976 suurimman saaliin, 170 g.

Yhdysvalloilla ja Neuvostoliitolla oli sopimus kuunäytteiden jakamisesta, joten NASAn tutkijatkin saivat osansa Neuvostoliiton kuuaarteista. L20:n saaliista NASAn käyttöön annettiin vajaat 2,7 g. Vähäisestä määrästä huolimatta amerikkalaistutkijatkin ovat hyödyntäneet Luna 20:n kiviä jo yli 50 vuotta.

Viime talvena ja tänä keväänä Journal of Geophysical Research: Planets -lehdessä ilmestyi artikkelikaksikko, jossa amerikkalaistutkijat analysoivat L20:n näytteitä. Artikkelien johtopäätökset ovat sikäli mielenkiintoisia, että ne haastavat nykyisiä käsityksiämme joko törmäysaltaiden synnystä, Kuun vaipasta tai molemmista.

Luna 20 ja Crisiumin törmäysallas

Taivaanmekaniikan ja käytettävissä olleen polttoainemäärän vuoksi Neuvostoliiton kuuohjelman kaikki näytteenhakulennot suuntautuivat samalle seutukunnalle päiväntasaajan tuntumaan Kuun itäiselle puoliskolle, Mare Fecundidatiksen koillisosan ja Mare Crisiumin kaakkoisosan väliselle vyöhykkeelle.

L20 laskeutui Kuun pinnalle noin 20 km Ameghino-kraatterista luoteeseen 21.2.1972. Se kairasi noin 25 cm:n pituisen pötkön löyhästä pinta-aineksesta eli regoliitista, talletti sen paluualukseen ja lähti seuraavana päivänä kohti Kazakstania. Sinne se saapui muutamaa päivää myöhemmin.

L20:n kohde oli monessa mielessä Luna-ohjelman laskeutumisalueista geologisesti houkuttelevin, sillä toisin kuin L16 ja L24, se kairasi näytteensä merien väliseltä kannakselta. Toisinaan tuosta ylänköalueesta käytetään 51-kilometrisen Apollonius-kraatterin mukaan annettua epävirallista Terra Apollonius -nimeä.

Erityisen kiinnostavaa alueessa on, että yleisimpien tulkintojen mukaan sitä peittää Crisiumin törmäysaltaan heittele. Törmäysaltaiden kokoa on erittäin hankala määritellä, mutta nykyisen ymmärryksen mukaan Crisiumin altaan halkaisija on vajaat 1080 km ja sisemmän renkaan läpimitta reilut 500 km. Tämä 500 km:n rengas sijoittuu Mare Crisiumin basalttitasankoa ympäröiville ylängöille. Kaivautumiskraatterin, eli sen alueen, jolta heittele on peräisin, on puolestaan oletettu olevan läpimitaltaan noin 380 km. Mare Crisiumia kiertävien harjanteiden on esitetty osoittavan kaivautumiskraatterin sijainnin.¹

Kuun kuorikerros on keskimäärin nelisenkymmentä kilometriä paksu. Kaiken sen mukaan, mitä suurimmista törmäyksistä luulemme ymmärtävämme, puhkaisevat Crisiumin kokoluokan törmäykset kuoren ja yltävät Kuun vaippaan saakka. Crisiumin altaan kohdalla käsitystä kuoren läpäisystä vahvistavat GRAIL-luotainten tekemät painovoimamittaukset. Niiden perusteella kuoren nykyinen paksuus Crisiumin altaan sisäosissa on kutakuinkin nolla. Törmäys toisin sanoen posautti koko kuoren taivaan tuuliin ja myöhemmät kerrostumat, käytännössä siis nykyisen Mare Crisiumin muodostavat basaltit, ovat kerrostuneet kutakuinkin suoraan vaipan päälle.

Törmäysmallien mukaan syvimmältä peräisin oleva heittele jää kaikkein lähimmäksi kaivautumiskraatterin reunaa. Näin ollen Crisiumin altaan sisemmän renkaan tienoilla eli L20:n laskeutumisalueella pitäisi olla alkujaan Kuun sisuksissa alakuoren ja ylävaipan välisellä alueella kenties noin 28–73 km:n syvyydellä syntyneitä kiviä.

Tätä käsitystä ovat tukeneet Kuuta kiertäneiden luotainten tekemät spektroskooppiset mittaukset. Niiden perusteella Crisiumin altaan sisemmän renkaan alueella oletettiin esiintyvän spinelli-nimistä mineraalia (MgAl₂O₄). Spinellin taas on ajateltu syntyneen korkeassa paineessa alakuoren ja ylävaipan alueella. Pääpiirteissään Crisiumin allas vaikutti siis törmäysmallien ja kaukokartoituksen perusteella käyttäytyvän kutakuinkin odotusten mukaisesti.

Ikävät havainnot

Planeettageologiassa kuten muissakin luonnontieteissä hyvällä hypoteesilla voidaan porskuttaa pitkälle. Ennen pitkää tahtoo kuitenkin käydä niin, että joku hyväkäs menee kiusallaan tekemään ihan oikeita havaintoja ja testaa esitettyä hypoteesia. Siinä vaiheessa ikävät faktat usein tulevat kuvioon mukaan ja alkujaan hienolta tuntunutta hypoteesia joudutaan rukkaamaan tai se voi päätyä hypoteesien hautausmaalle. Uusien Crisium-tutkimusten perusteella vaikuttaa siltä, että vähintään hypoteesien hienosäätöön on ilmeistä tarvetta.

Tuoreen Luna 20 -artikkelikaksikon ensimmäisessä, Steven Simonin johdolla tehdyssä Multiple Shallow Crustal Origins for Spinel-Bearing Lithologies on the Moon: A Perspective From the Luna 20 Mission -tutkimuksessa keskityttiin L20:n näytteistä löytyneisiin spinellipitoisiin kiviin. Osa niistä oli normaalista sisäsyntyisestä magmasta kiteytyneitä, osa taas väkivaltaisemman historian läpikäyneitä törmäyskiviä. Kumpikin prosessi voi siis synnyttää spinelliä. Yksikään löydetystä 31:stä spinellipitoisesta kivipartikkelista ei kuitenkaan vastannut kaukokartoitusaineiston perusteella pääteltyä koostumusta.

Paitsi että spinellipitoiset kivet eivät sopineet kaukokartoitustulkintoihin, ne eivät myöskään Simonin ryhmän tutkimusten mukaan edes ole peräisin syvältä Kuun sisuksista. Koostumuksensa ja tekstuuriensa perusteella L20:n spinellipitoiset kivet nimittäin eivät ole syntyneet ylävaipassa tai alakuoressa, vaan ne ovat kiteytyneet ehkäpä vain parin–kolmen kilometrin syvyydessä. Toisin kuin tähän asti on yleensä tehty, Kuun spinelliä ei siis voida pitää vaipan tai alakuoren indikaattorina.

Simonin tutkimusryhmän tulkintojen mukaan paras tapa selittää Kuun tai ainakin Crisiumin spinellit on prosessi nimeltään assimilaatio. Simonin ryhmän assimilaatiomallissa vaipasta kohoaa niin kutsuttuun magnesiumseurueeseen kuuluvaa magmaa. Magnesiumseurueen kivien ajatellaan edustavan ensimmäistä Kuun alkuperäisen kuoren jälkeistä magmaattista toimintaa. Niin magnesiumseurueen kivet kuin Kuun alkuperäinen kuorikin ovat ainakin 300 miljoonaa vuotta vanhempia kuin Crisiumin altaan synnyttänyt törmäys.

Kun magnesiumseurueen magma kohosi kuoreen, se kohtasi alkuperäistä, Kuun syntyä seuranneesta magmamerestä kiteytynyttä kevyttä anortosiittista kuorta. Magma alkoi sulattaa tätä vanhempaa kuorta itseensä eli magnesiumseurue assimiloi anortosiittiä. Kun tällainen anortosiitin saastuttama magma alkoi lämpötilan laskiessa kiteytyä, syntyi jonkin verran spinelliä. Magmaattisen spinellin ohella myös L20:n törmäyskivissä esiintyvä spinelli vaatii Simonin tutkimusten mukaan lähtöaineekseen magnesiumseurueen kiviä.

Simonin ja kollegojen mukaan assimilaatiomalli kyllä toimii, mutta kovin kaunis se ei heidän itsensäkään mielestä ole, sillä se vaatii varsin tarkkarajaisia olosuhteita. Vähintään osan kaukokartoitukseen pohjautuvista Kuun spinellihavainnoista se silti voi selittää. Ongelmallista kuitenkin on, etteivät kaukokartoitukseen perustuvat koostumustulkinnat vastaa nyt havaittua todellisuutta.

Suurin osa Simonin ryhmän artikkelin kirjoittajista jatkoi ja laajensi Crisium-pähkäilyään Chip Shearerin johdolla artikkelissa Where Is the Lunar Mantle and Deep Crust at Crisium? A Perspective From the Luna 20 Samples. Shearerin ja kollegojen artikkelin keskeiset johtopäätökset voi tiivistää kolmeen vaihtoehtoon: joko L20:n kivet eivät ole peräisin Kuun vaipasta, maapallon vaipasta tehtyihin tulkintoihin perustuvat oletukset Kuun vaipasta ovat pielessä, tai merkittävä osa Crisiumin törmäyksen kuopaisemasta vaippa-aineksesta päätyikin heitteleen sijasta törmäyssulakerrokseen.

Kaikki Shearerin ryhmän esittämät vaihtoehdot aiheuttavat haasteita nykyisille käsityksillemme niin Kuusta kuin muistakin maankaltaisista planeetoista. Kenties kauaskantoisin on kakkosvaihtoehto. Maapallon vaippa on ainoa, josta meillä on niin näytteiden kuin geofysikaalisten mittaustenkin ansiosta melkoisen yksityiskohtainen käsitys. Siihen perustuvat kutakuinkin kaikki mallit maankaltaisten planeettojen sisärakenteesta. Jos nämä olettamukset eivät alkuunkaan pädekään, joudutaan planeettageologien oppikirjojen perustavanlaatuisia osia kirjoittamaan kokonaan uudestaan.

Jos taas on niin, kuten Simonin ja Shearerin tutkimusten perusteella todennäköiseltä vaikuttaa, että L20:n kivet eivät edusta Kuun vaippaa, on törmäysaltaiden heitteleen syntymalleja tarpeen tarkastella aiempaa kriittisemmin. Samaa vaatii kolmas vaihtoehto. Se tuntuu kuitenkin omasta näkökulmastani ylivoimaisesti helpoimmalta mahdollisuudelta, sillä se ei vaadi kuin pientä hienosäätöä siihen, kuinka tehokkaasti syvältä peräisin oleva törmäyssula lentää kaivautumisvaiheessa kraatterista ulos. Suurilla altailla sulamis- ja kaivautumissyvyydet eroavat joka tapauksessa merkittävästi toisistaan eivätkä pienemmistä kraattereista johdetut mallit suoraan päde. Myös vaipan ja kuoren lämpövuo vaikuttaa merkittävästi syntyvän törmäyssulan määrään. Sikäli tuntuisi hyvin luontevalta, että vaipan sulamisesta syntynyt aines on vahvasti keskittynyt törmäyssulaan.

Kaukokartoitushavainnot eivät erityisen selvää näkymää Crisiumin törmäyssulan esiintymiseen ja koostumukseen anna. Muutama vuosi sitten Kirby Runionin johdolla tehtiin toistaiseksi yksityiskohtaisin kartoitus Crisiumin mahdollisista törmäyssulaesiintymistä. Kaikkien todennäköisten esiintymispaikkojen todettiin olevan enemmän tai vähemmän saastuneita muilla aineksilla, joten kiistatonta puhtaan Crisiumin törmäyssulan koostumusta ei saatu määritettyä – siinä määrin kuin moinen spektroskooppisesti kiertoradalta ylipäätään mahdollista olisikaan. Parhaat mahdollisuudet puhtaahkon Crisium-sulan löytämiseksi on 35-kilometrisen Yerkes–kraatterin keskuskohoumilta. Todennäköistä onkin, että joudumme odottamaan astronauttien tai automaattisten luotainten näytteenhakua Yerkesiltä tai paikan päällä tehtävää analyysiä ennen kuin käytettävissä on oikeasti kohtalaisen luotettava käsitys Crisiumin törmäyssulan koostumuksesta ja iästä.

Yerkesin keskuskohoumilta toivottavasti joskus haettavia näytteitä vartoillessa kannattaa muistaa, että myös vanhat ja määrältään vähäiset näytteet ovat edelleen täysin käyttökelpoista materiaalia. Vaikka moninaiset kaukokartoitusmenetelmät on täysin korvaamattomia planeettatutkimuksessa, lopullinen totuus löytyy paikan päältä haetuista näytteistä. Eivät nekään silti mikään automaattisesti autuaaksi tekevä voima ole, sillä vaikka kivet eivät valehtele, ne voidaan kuitenkin hyvin helposti tulkita väärin. Aika näyttää, mitä mieltä muut planeettatutkijat Simonin ja Shearerin ryhmien tulkinnoista ovat.

---

¹Pohjimmiltaan ei ole olemassa mitään erityisen hyvin perusteltua syytä, miksi harjanteiden tai minkään muunkaan välttämättä pitäisi osoittaa kaivautumiskraatterin paikkaa. Crisiumin altaan tapauksessa harjannerengas sopii useiden tutkijoiden ajatuksiin kaivautumiskraatterin koosta, mutta esimerkiksi Orientalen altaan harjannerengas (tai oikeastaan sen puolikas) on useimmille liian pieni, joten kaivautumiskraatterin reuna sijoitetaan ulommaksi mare-basalttien ja törmäyssulakerroksen topografiassakin näkyvälle rajalle. Ajatusmallit kaivautumiskraatterien sijoittelulle ovat kuitenkin melkoisen huteralla pohjalla, eikä laajaa yksimielisyyttä aiheesta ole.

---

Marsin tuoreet kraatterikentät

14.6.2023 klo 11.52, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: asteroidit , Heittele , Kraatterien morfologia , Kraatterit , Maa , Mars , Meteoriitit , Törmäykset

Meillä maalaisilla on lukemattoman monta hyvää syytä olla onnellisia. Yksi niistä on hajuton, mauton, läpinäkyvä, tavattoman ohkainen ja kaltoin kohdeltu kerros yläpuolellamme – ilmakehä.

Kaiken muun mukavan ohella se suojelee meitä avaruudesta putoilevilta kiviltä. Ilmakehän tehokkuudesta suojapanssarina saa hyvän  kuvan, kun vertailee tällä hetkellä syntyvien kraatterien määrää Marsissa ja Maassa.

Viimeisin törmäyskraatterin muodostanut tapahtuma Maassa on Carancasin törmäys Perussa vuonna 2007. Sen jälkeen maanpinnalle ja makuuhuoneisiin on toki putoillut avaruuden kiviä ja Venäjällä Tšeljabinskissä vuosikymmen sitten yli 1600 ihmistä loukkaantuikin asteroidin räjähdettyä ilmakehässä. Varsinaisia kraattereita ei kuitenkaan maapallolle ole Carancasin tapauksen jälkeen päässyt syntymään.

Marsissa tilanne on radikaalisti erilainen: vuosina 2007–2021 Marsin pinnalle syntyi vähintään 1203 törmäyskraatteria tai kraatterikenttää. 

Vaikka Marsin jatkuva suosiminen muiden planeettojen kustannuksella monia planeettatutkijoita ärsyttääkin, on vuolaassa Mars-luotainten datavirrassa tietysti paljon hyvääkin. Yksi ilmeisistä eduista on, että Marsia on kartoitettu valtavasti. Tämän ansiosta suuret osat sen pinnasta on kuvattu moneen kertaan hyvälläkin tarkkuudella. Parhaimmillaan Marsin pinnan muutoksia etsivät tutkijat pääsevät vertailukuvia etsiessään vuoteen 1976 saakka. Marsin ylettömän kuvaamisen ansiosta meillä onkin varsin kattava käsitys sen pinnalla tapahtuvista muutoksista vuodenaikojen, vuosien ja vuosikymmenten kuluessa. Maaliskuussa Journal of Geophysical Research: Planets –lehdessä ilmestyi  australialaisessa Curtinin yliopistossa työskentelevien Tanja Neidhartin ja Eleanor K. Sansomin johdolla tehty tutkimus Diversity of New Martian Crater Clusters Informs Meteoroid Atmospheric Interactions. Kuten otsikko kertoo, jutussa ei keskitytty uusiin yksittäisiin kraattereihin vaan kraatterikenttiin. Osittain tutkimus pohjautui tässäkin artikkelissa mukana olleen Ingrid J. Daubarin viime vuonna tekemään kartoitukseen Marsin tuoreista törmäyksistä.

Neidhartin ja Sansomin vetämä kartoitus on toistaiseksi kattavin Marsin tuoreiden eli luotainkuvien ottohetkien välisenä aikana syntyneiden kraatterikenttien esiintymistä selvittänyt työ. Tutkittujen kraatteriryppäiden määrä yli kahdeksankertaistui aiempaan verrattuna. Vuosien 2007–2021 aikana Marsin pinnalla on nyt havaittu syntyneen 634 kraatterikenttää, mikä on yli puolet kaikista 1203:sta havaitusta törmäystapahtumasta. Yksittäisten vähintään metrin läpimittaisten kraatterien määrä ryppäissä vaihteli kahdesta peräti yli 2300:aan.

Kraatterikentät syntyvät, kun meteoroidi tai asteroidi hajoaa kaasukehässä.¹ Periaatteessa hyvin löyhä, vain niukin naukin avaruudessa oman vetovoimansa ansiosta koossa pysyvä kappale voi hajota pelkästään suuremman kappaleen aiheuttamien vuorovesivoimienkin vaikutuksesta. Tyypillisesti sellaiset kappaleet kuitenkin synnyttävät kraatteriketjuja, eivät -kenttiä. Käytännössä kraatterikenttien oletetaankin kertovan jotain kaasukehän ja törmäävän kappaleen vuorovaikutuksesta.

Marsin nykyinen hiilidioksidikaasukehä on Maan ilmakehään verrattuna kovin ohut. Keskimääräinen kaasukehän pintapaine Marsissa onkin vain noin kahdessadasosa Maan ilmakehän keskipaineesta. Lisäksi topografiset poikkeamat Marsin vertailutasosta ovat valtavat: Olympus Mons -tulivuoren huipun ja Hellaksen törmäysaltaan pohjan välinen korkeusero on lähes 30 km. Näin ollen myös erot siinä, kuinka paksun kaasukerroksen läpi Marsiin syöksyvä kappale joutuu läpäisemään päästäkseen synnyttämään kraatteri(kentä)n, ovat eri alueilla todella suuret.

Tämän vuoksi voisikin olettaa, että Marsin ylänköalueilla olisi suhteellisesti enemmän yksittäisiä kraattereita kuin kraatterikenttiä, sillä mitä paksumman kaasukerroksen läpi kivenmurikka joutuu tulemaan, sitä varmemmin se hajoaa pienemmiksi kappaleiksi ja synnyttää kraatterikentän.

Yllättäen mitään tilastollisesti merkittävää eroa ei Neidhartin ja Sansomin ryhmän tuloksissa kuitenkaan näkynyt. Johtopäätös on, että törmäävien kappaleiden kestävyydessä on jo lähtökohtaisesti niin paljon eroja, että erot kaasukehän paksuudessa peittyvät tämän lujuusvaihtelun alle.

Osittain kraatterikenttähavainnot kuitenkin myös vastasivat ennakko-odotuksia. Alangoilla ryppäiden kraatterit ovat pienempiä, sillä kaasukehä ennättää kuluttaa törmäävät kappaleet pienemmiksi ja hidastaa niitä enemmän. Kraatterien etäisyys toisistaan on myös suurempi. Erot alankojen ja ylänköjen välillä eivät kuitenkaan olleet niin suuria kuin tutkijat olivat olettaneet. Malleissa riittää siis vielä hiomista.

Jo Daubarin johtamissa tutkimuksissa oli käynyt ilmi pari muuta korkeuden vaikutusta Marsin pinnalle syntyviin tuoreisiin pieniin kraattereihin. Kraatterien ympärillä esiintyvät tyypillisesti tummat, ulkoreunoiltaan epämääräiset kehät ovat sitä yleisempiä mitä alempana ollaan. Tämä vahvistaa entisestään sitä käsitystä, että niiden synnyssä on kyse törmäykseen liittyvän kaasukehän paineaallon seurauksista eikä se ole varsinaiseen heittelekenttään liittyvä ilmiö.

Kraattereita ympäröivät suorat säteet sen sijaan vaikuttaisivat suosivan ohuempaa kaasukehää eli suurempia korkeuksia. Säteiden tapauksessa kaasukehän vaikutusta on tosin hankalampi erottaa suuremman törmäysnopeuden ja lujemman kohdeaineksen säteiden syntyä suosivasta vaikutuksesta.

Yksi pieniä kraattereita koskeva ongelma liittyy Daubarin ryhmän havaitsemaan eroon Kuun ja Marsin tämänhetkisessä kraatteroitumisvuossa. Verrattuna suurempiin kraattereihin, Marsissa syntyy tällä hetkellä ”liian vähän” pieniä kraattereita. Mikään tällä hetkellä tunnettu luonnollinen prosessi tai erilaiset tutkimusmenetelmät eivät selitä havaittuja eroja Kuun ja Marsin välillä. Jokin kohta käsityksissämme lähiavaruuden pienkappaleiden määrästä ja kokojakaumasta lienee siis tällä hetkellä aika pahasti pielessä.

Pienten kappaleiden törmäysuhka

Tällaiset Neidhartin ja Sansomin ryhmän tutkimuksen kaltaiset artikkelit eivät tietenkään suuria otsikoita kerää. Nämä ovat perustutkimuksen pieniä kumulatiivisia askeleita kohti parempaa ymmärrystä lähiavaruudessamme kiertävien kappaleiden määristä ja ominaisuuksista sekä itse törmäysprosessista. Tuoreiden kraatterien ja kraatterikenttien tutkimuksella on kuitenkin myös käytännön merkitystä. Ei vielä tällä kvartaalilla tai edes tällä vaalikaudella, mutta ennen pitkää.

Ihmiset palaavat Kuuhun lähivuosina ja meteoroiditörmäyksiltä suojautuminen on yksi keskeisistä edellytyksistä pidempiaikaisen turvallisen kuuaseman perustamiselle. Sama on luultavasti lähivuosikymmenten kuluessa ajankohtaista myös Marsissa. Tukikohtien suunnittelijat ja asukkaat varmasti haluavat tietää, millaiseen törmäysuhkaan he joutuvat varautumaan. Tällä hetkellä tietomme ovat melkoisen vajavaiset.

Vaikka maapallolla onkin hyvä suojapanssari pienimpiä törmäyksiä vastaan, auttavat Mars-tutkimukset myös meitä varautumaan avaruuden uhkiin. Tutkijat ovat onneksi yhä parempia havaitsemaan Maan kanssa törmäyskurssilla olevia asteroideja. Kaikki etukäteishavainnot Maahan törmäävistä asteroideista on tehty vuoden 2008 jälkeen ja löytötahti kiihtyy koko ajan. Reilu vuosi sitten maaliskuussa havaittiin viides Maahan törmäämässä oleva asteroidi ja tämän vuoden helmikuussa jo seitsemäs.²

Tähän asti kappaleet ovat olleet korkeintaan muutaman metrin läpimittaisia ja possahtaneet harmittomasti ilmakehässä yleensä muutama tunti löytämisensä jälkeen pudottaen maanpinnalle korkeintaan pieniä meteoriitteja. Jossain vaiheessa varmasti kuitenkin löydetään Carancasin tai Tšeljabinskin kappaleen kaltaisia tai suurempia asteroideja, jotka ovat matkalla Maahan ja huonolla tuurilla vielä Carancasin ja Tšeljabinskin tapaan asutuille seuduille. Silloin on kaikkien kannalta hyvä, jos työkalupakista löytyy ymmärrystä siitä, mitä törmääville kappaleilla ilmakehässä ja itse törmäyksessä tapahtuu. Niinpä tästä eksistentiaalisesta näkökulmasta tarkastellen ei ole montakaan alaa, joiden yhteiskunnallinen vaikuttavuus olisi suurempi kuin Marsin kraatterikenttien ja ylipäätään törmäyskraatterien tutkiminen.

---

Mikäli maapallon lähiasteroidit ja asteroidien aiheuttama törmäysuhka kiinnostavat, kannattaa varmaankin osallistua paikan päällä tai etänä Helsingin yliopisto(museo)n Observatorion järjestämään kansainvälisen asteroidipäivän tapahtumaan perjantaina 30.6.2023.

---

¹Myös sekundäärikraatterit, siis primääri- eli emäkraatterista lentäneen heitteleen synnyttämät kraatterit muodostavat kraatterikenttiä. Ne kuitenkin pystytään kohtalaisella varmuudella erottamaan primäärisistä kraatterikentistä kraatterien erilaisten muotojen perusteella. Sekundäärikraatterit jätettiinkin pois Neidhartin ja Sansomin johtamasta tutkimuksesta.

²Sekä viidennen että seitsemännen törmänneen asteroidin löysi unkarilainen asteroidien metsästäjä Krisztián Sárneczky. Vaikka asteroidit uhkaavat tasaisesti koko ihmiskuntaa, Maahan suuntautuvia kivenmurikoita eivät kuitenkaan pyri havaitsemaan juuri muut kuin NASA, Krisztián Sárneczky ja joukko chileläisiä harrastajia. Häkellyttävän harvassa ovat planeetan puolustajat.

---

Lieksan meteoriitti sai hyväksyntänsä

31.5.2023 klo 07.04, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: asteroidit , Historia , Meteoriitit , Mineralogia , Nimistö , Suomi

Aina joskus käy niin kummallisesti, että toiveet toteutuvat. Voipa sellainenkin ihme tapahtua, että toiveet toteutuvat nopeasti.

Huhtikuun lopulla kirjoittelin uusista Lieksan rautameteoriittia koskeneista tutkimuksista. Jutun lopussa esitin kosmokselle vienon toiveen, että Lieksa saisi jossain vaiheessa virallisen meteoriitin nimen ja aseman. Eipä aikaakaan niin voi kauhistus: nyt kuukautta myöhemmin Lieksa löytyy The Meteoritical Societyn ylläpitämästä virallisesta meteoriittitietokannasta.

Lieksan meteoriitin nimi on nyt siis ihan virallisesti Lieksa. Näin ollen myös termiä ”meteoriitti” voi aivan hyvällä omallatunnolla sen yhteydessä käyttää. Hyväksyntä tuli 29.5.2023, eli vain päivää vaille kuusi vuotta sen löytämisen jälkeen. Jos olisin töissä Lieksan kunnan matkailu- tai kulttuuripuolella, järjestäisin toukokuun lopulle vuosittaiset meteoriittipäivät.

Kiinnostavaa virallisen hyväksynnän lisäksi on tietenkin Lieksan luokittelu. Kun sen löytyminen uutisoitiin syyskuussa 2017, Lieksaa ymmärrettävästi markkinoitiin Suomen ensimmäisenä rautameteoriittina. Jo saman kesän tutkimuksissa oli kuitenkin havaittu Lieksan sisältävän nikkeliraudan lisäksi runsaasti silikaattimineraaleja, etenkin oliviinia. Ja kuten huhtikuussa kirjoittelin, University of Marylandissä Lieksaa gradussaan tutkineen Emily Chiappen mukaan lähin, joskaan ei täydellinen vastaavuus Lieksan ja tunnettujen meteoriittiryhmien välillä löytyi niin sanotuista pääryhmän pallasiiteista eikä mistään rautameteoriittiryhmästä. Lieksan neloskappaletta tutkinut Laura Kotomaakaan ei saanut Lieksaa sopimaan nykyisiin luokittelusysteemeihin.

Nyt julkaistu virallinen luokittelu tukee Chiappen ja Kotomaan tulkintoja. Lieksa ei kuulu sen paremmin rautameteoriitteihin, pääryhmän pallasiitteihin kuin pallasiittien toiseen kemialliseen ryhmään eli Eagle Station -pallasiitteihinkaan. Lieksan oliviini-mineraalissa on nimittäin liikaa rautaa tavallisiin pallasiitteihin verrattuna. Samoin germaniumin ja galliumin runsaussuhde on Lieksassa liian korkea peruspallasiitiksi. Niinpä Lieksa luokiteltiin luokittelemattomaksi pallasiitiksi (englanniksi ungrouped pallasite).

Suomi siis lopultakin sai neljännentoista meteoriittinsa, mutta ei ensimmäistä rautameteoriittiaan, pallasiitit kun ovat harvinaisia kivirautameteoriitteja. Lieksa on Marjalahden jälkeen Suomen toinen pallasiitti ja samalla toinen kivirautameteoriitti.

Kaikille tunnetuille pallasiiteille ei ole tehty tarkempaa luokittelua, mutta joka tapauksessa Lieksa pääsi pallasiittienkin joukossa erikoislaatuiseen seuraan. Kaikkiaan pallasiitteja tunnetaan tällä hetkellä 164 (kaksi enemmän kuin huhtikuussa), ja niistä ungrouped-lisämääreen on Lieksa mukaan lukien saanut vain 11 meteoriittia. Kansallisaarteemme on siis koko maailman mittakaavassa hyvin poikkeuksellinen meteoriitti. Ja kuten Chiappen ja Kotomaan työt ovat osoittaneet, Lieksa kokonaisuudessaan on erittäin omituinen tapaus, joten on hyvin mahdollista – ehkä jopa todennäköistä – että Lieksa on täysin ainutlaatuinen meteoriitti.

Mistä pallasiitit saivat nimensä?

Vaikka nimen perusteella voisi toisin luulla, pallasiitit eivät ole peräisin pikkuplaneetta Pallakselta. Ryhmänimeään pallasiitit eivät saaneetkaan löytö- tai lähtöpaikkansa vaan ensimmäisen tutkijansa mukaan.

Monipuolisen uran luonnontutkijana ja tutkimusmatkailijana tehnyt Peter Simon Pallas (1741–1811) syntyi ja kuoli Berliinissä ja opiskeli Saksassa ja Hollannissa. Maineikkaimman osan elämästään hän kuitenkin vietti Venäjällä Katariina Suuren (1729–1796) kutsumana Pietarin tiedeakatemian professorina.

Ensimmäisen pallasiitin löytötarinan yksityiskohdat ovat jokseenkin epäselviä. Marina A. Ivanovan ja Mihail A. Nazarovin version mukaan Krasnojarskin ympäristössä eläneillä tataareilla oli vuoren rinteellä pyhä kivi. Eläköitynyt kasakka, seppänäkin toiminut ja malminetsinnästä kiinnostunut Jakov Medvedev kuuli vuonna 1749 tästä kivestä. Pian hän paikallisten opastamana löysikin sen. Samalla hän huomasi suuren rautalohkareen läheisyydestä rautamalmijuonen. Medvedev ilmoitti lohkareesta ja juonesta saksalaiselle Johann Kaspar Mettichille, joka toimi Karyshin kuparikaivosten esimiehenä ja sittemmin koko Krasnojarskin provinssin kaivosten inspektorina. Mettich kävi katsomassa lohkaretta Medvedevin kanssa, teki muistiinpanoja ja arveli sen olevan jotain rautaakin arvokkaampaa metallia.

Lohkareen tutkimus ei kuitenkaan tuolloin edennyt sen pidemmälle, ja jossain vaiheessa vuosien 1749 ja 1771 välisenä aikana, mahdollisesti jo talvella 1749–1750, Medvedev kuljetti lohkareen pois vuoren rinteeltä. Tämä ei ollut ihan helppo homma, sillä lohkare painoi noin 700 kiloa ja matkaa oli 30 km. Kukaan ei nykyään tiedä varmasti, miten Medvedev tempun oikein teki.

Peter eli venäläisittäin Pjotr Pallas oli vuonna 1771 (monien lähteiden mukaan 1772) läpikulkumatkalla Krasnojarskissa. Siellä hän kuuli huhuja merkillisestä metallilohkareesta. Hän kysyi asiasta Mettichiltä, mutta hänkään ei tässä vaiheessa tiennyt, missä lohkare seikkaili. Pallaksen palvelija, jonka historia tuntee vain nimellä Jakub, onnistui kuitenkin paikallistamaan Medvedevin ja hänen rautamöhkäleensä ja sai taltalla ja vasaralla irrotettua kappaleen lohkareesta. Pallas tunnisti sen oitis metalliseksi raudaksi ja määräsi koko lohkareen tuotavaksi Krasnojarskiin, yli 200 km:n päähän alkuperäiseltä löytöpaikaltaan. Löytöpaikalla on nykyisin muistomerkki, jota ainakin väitetään maailman ainoaksi meteoriitin kunniaksi pystytetyksi muistomerkiksi.

Lohkare saatiin vuonna 1776 Pietariin ja Pallas myös lähetti kappaleita siitä tutkijoille ympäri Eurooppaa. Vuonna 1786 julkaistussa matkakirjassaan hän myös esitti kuvauksen oudosta rautalohkareesta. Pallaksen mukaan lähiympäristön rautamalmijuonia ei ollut koskaan hyödynnetty, alueella ei ollut tulivuoria eikä rautaruukkeja, jotka olisivat voineet tuottaa sellaisen möhkäleen rautaa, ja sen kuljettaminen jostain kauempaa vuorenrinteelle olisi ollut lähes mahdotonta (ja tietysti erittäin kummallista). Sen alkuperä jäi siis selittämättömäksi mysteeriksi.

Pallaksen kirja julkaistiin venäjän lisäksi myös saksaksi ja ranskaksi, joten se oli laajalti tunnettu tuon ajan tutkijapiireissä. Yksi teoksen lukijoista oli saksalainen fyysikko ja muusikko Ernst Florens Friedrich Chladni (1756–1827), jolle Pallas oli myös lähetänyt näytteen lohkareestaan. Vuonna 1794 julkaistussa tulipalloja ja omituisia kiviä käsitelleessä kirjassaan Chladni esitti tuohon aikaan täysin uskomattoman väitteen: Pallaksen rautamöykky ja eräät muut kummalliset kivet ovat peräisin avaruudesta ja näkyvät Maahan syöksyessään tulipalloina. Chladnia pidettiin kahelina, sillä eihän avaruudesta kiviä tai rautakappaleita voinut pudota. Avaruudessa kun ei tuon ajan tietämyksen mukaan ollut vakailla radoillaan kiertäviä planeettoja ja niiden kuita lukuun ottamatta mitään.

Tilanne kuitenkin muuttui pian vuoden 1803 L’Aiglen tuhansien kivien sateen ja sitä tutkineen Jean-Baptiste Biot’n (1774–1862) raportin myötä. Taivaalta todellakin voi pudota kiviä, ja paljon. Aikaa myöten Pallaksen tiedemaailmalle esittelemää, nykyisin nimellä Krasnojarsk tunnettua meteoriittia ja muita sittemmin löydettyjä samankaltaisia meteoriitteja alettiin Pallaksen kunniaksi kutsua pallasiiteiksi. Turhaan hulluksi leimattua Chladnia taas pidetään niin akustiikan kuin meteoriittitutkimuksenkin isänä.

 Mistä pallasiitit ovat lähtöisin?

Lieksa on sen verran kumma kivirautamöykky, että mitään erityisen yksityiskohtaista tarinaa sen synnystä eivät varmasti vielä voi esittää edes siihen perehtyneet tutkijat. Myös pallasiittien synnyn detaljit ovat hämärän peitossa, mutta pääpiirteistä on kuitenkin saavutettu varsin vankka yksimielisyys.

Mikään maapallolla esiintyvä kivilaji ei alkuunkaan muistuta pallasiitteja. Ne koostuvat siis pääosin nikkeliraudasta ja sen sisällä olevista oliviinikiteistä. Pallasiittien sisältämät oliviinikiteet ovat usein kauniin läpinäkyviä. Tällaisia magnesiumrikkaita korukivinä käytettäviä oliviinikiteitä kutsutaan myös peridooteiksi. Kuten edellä totesin, Lieksassa juuri oliviinin turhan alhainen magnesiumpitoisuus rautaan verrattuna on yksi tekijä, joka erottaa sen pääryhmän pallasiiteista.

Pallasiittien oletetaan olevan peräisin jonkin protoplaneetan rautaytimen ja silikaattivaipan rajalta. Nikkeliraudan ja oliviinin tiheys ovat kuitenkin niin erilaisia, että tutkijoilla on ollut hankaluuksia keksiä uskottavaa tilannetta, jossa rauta ja oliviini eivät erotu toisistaan vaan ne pystyvät hiljalleen kiteytymään havaitunlaiseksi rakenteeksi, jossa rauta ympäröi oliviinikiteitä. Kenties yläpuolisen vaipan paino puristi alinta oliviinikerrosta yhä syvemmälle raudan sekaan? Tai ehkäpä protoplaneetan kutistuminen johti sulan raudan purkaukseen ylemmäksi vaippaan? Mikä prosessi sitten olikaan, se ei ollut ainutkertainen sattumus, sillä pallasiittien alaryhmät osoittavat, että emäkappaleita on pitänyt olla useampia.

Pääryhmän pallasiitit voivat kuitenkin olla peräisin samasta protoplaneetasta kuin ryhmän IIIAB rautameteoriitit. IIIAB-raudat olisivat siis tämän ajatuksen mukaan lähtöisin kappaleen ytimestä, pallasiitit taas ytimen ja vaipan rajalta. Nykyisin tätä perinteistä koostumukseen perustuvaa näkemystä on haastettu sillä perusteella, että pallasiittien ja IIIAB-rautojen jäähtymisnopeus on ollut liian erilainen, jotta ne voisivat olla samalta emäkappaleelta peräisin. Täyttä varmuutta tästäkään ei kuitenkaan ole.

Kokoelmissamme olevat erilaiset pallasiitit osoittavat, että aurinkokunnan väkivaltaisessa nuoruudessa eri pallasiittien emäkappaleille kävi melkoisen huonosti. Ilman protoplaneettoja pirstoneita erittäin suuria törmäyksiä meillä ei olisi näytteitä syvältä niiden ydinten ja vaippojen rajapinnoilta. Yhtään pallasiittien kärsinyttä emäkappaletta ei avaruudesta kuitenkaan tunneta. Tutkimusmenetelmiemme pitäisikin parantua rutkasti, että joskus voisimme varmuudella osoittaa jotain tiettyä asteroidia ja sanoa, että vaikkapa Eagle Station -pallasiitit ovat peräisin sieltä ja Lieksa tuolta toiselta asteroidilta. Emäkappaleet ovat myös aivan hyvin voineet vuosimiljardien pyörityksessä rikkoutua niin täysin, että jäljellä on vain pientä silppua eikä ensimmäistäkään isompaa kappaletta.

Emme siis tiedä, mistä Lieksa tarkkaan ottaen on peräisin. Luultavimmin se on kuitenkin syvältä jonkin sittemmin vähintään suurelta osin tuhoutuneen protoplaneetan ytimen ja vaipan rajalta. Ja vaikka Lieksa nyt saatiinkin virallisesti nimettyä ja luokiteltua pallasiitiksi, kannattaa pitää mielessä, että Lieksan neloskappale on kaikesta päätellen varsin erilainen kuin nyt luokituksen perustana ollut ensimmäisenä löytynyt Lieksan meteoriitti. Jatkotutkimuksissa – joita ainakin itse odotan nyt entistäkin suuremmalla mielenkiinnolla – Lieksan luokitus voi hyvinkin vielä muuttua.

Tuo on kuitenkin ennenaikaista arvailua. Niinpä tällä hetkellä kannattaakin myös muualla kuin Lieksan torilla keskittyä juhlimaan sitä, että Suomen neljästoista meteoriitti on lopultakin virallisesti hyväksytty tosiasia, ja että Lieksa on kaikkien tällä hetkellä tunnettujen 71 778:n meteoriitin joukossa erittäin poikkeuksellinen.

---

Päivitys 27.5.2024: Lisätty tekstiin linkki toukokuussa 2024 hyväksyntänsä saaneeseen Löpönvaaran rautameteoriittiin, eli entiseen Lieksa-4:ään. Löpönvaarasta kirjoittelin 21.5.2024, ja Tähdet ja Avaruus -lehden verkkouutisiin aihe päätyi 24.5.2024.

---

Viileä Aurinko ja marsilainen vetytalous

26.5.2023 klo 06.01, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Geokemia , Jokiuomat , Mars , Mineralogia , Törmäysaltaat , Vesi

Maalla ja Marsilla on paljon perustavanlaatuisia yhteisiä piirteitä. Molemmat ovat kiviplaneettoja, joilla on edelleen sisäsyntyistä geologista aktiivisuutta ainakin maanjäristysten muodossa. Niiden navoilla on vuodenaikojen myötä muuttuvat jäätiköt ja kumpaisenkin planeetan pinnalla nähdään runsaasti todisteita virranneesta vedestä. Molemmilla oli myös nuoruudessaan ongelmallinen suhde viileään keskushahmoon.

Reilut kolme vuotta sitten kirjoittelin Marsista ja himmeän nuoren Auringon ongelmasta. Jos tämä englanniksi nimellä faint young Sun paradox tunnettu sitkeästi planeettatutkijoita kalvava paradoksi ei ole tuttu, kannattaa alustukseksi ehkä lukaista kyseinen kirjoitukseni. Lyhyesti sanottuna kyse on siitä, että nuoruudessaan Aurinko oli merkittävästi nykyistä himmeämpi. Niin Maassa kuin Marsissa on kuitenkin nähtävissä todisteita nestemäisen veden esiintymisestä pinnalla noihin aikoihin. Ongelma piilee siinä, että on erittäin vaikea keksiä uskottavaa selitystä sille, miten vettä saattoi virrata Maan tai Marsin pinnalla, kun Aurinko lämmitti vain 70–75 %:n teholla nykyiseen nähden. Kumpaisellakin planeetalla veden olisi periaatteessa pitänyt olla jäässä.

Törmäyssulakerrosten hapettuminen

Maaliskuussa Geophysical Research Letters -lehdessä ilmestyi Kööpenhaminan yliopistossa työskentelevän Martin Bizzarron tutkimusryhmän artikkeli Impact Induced Oxidation and Its Implications for Early Mars Climate, kirjoittajinaan Bizarron lisäksi Lu Pan ja Zhengbin Deng. Pan kollegoineen esittelee tutkimuksessaan uusia laskelmia siitä, kuinka suuret törmäykset olisivat voineet helpottaa himmeän Auringon aiheuttamia ongelmia.

Törmäykset eivät ole uusi keino yrittää selvitä himmeän nuoren Auringon ongelmasta. Kolmen vuoden takaisessa tekstissäni käsiteltiin tuolloin tuoreita ajatuksia siitä, kuinka törmäävien asteroidien hiiliyhdisteet ja rauta pelkistyvät ja synnyttävät samalla metaania ja vetyä. Ne molemmat ovat planeettaa lämmittäviä kasvihuonekaasuja.

Nyt kööpenhaminalaisten tutkimuksessa vety on saanut aiempaa suuremman roolin. Myöskään sen alkuperänä ei ole suoranaisesti itse törmännyt kappale, vaan suurimpien törmäysten synnyttämät massiiviset törmäyssulakerrokset.

Suurissa törmäyksissä törmännyt kappale osin höyrystyy, osin sulaa. Kohdeaines puolestaan höyrystyy, murskautuu, siirtyy pois alkuperäiseltä paikaltaan ja tietysti myös sulaa. Mitä isommasta törmäyksestä on kyse, sitä suurempi on sulaneen aineksen suhteellinen määrä. Pan kollegoineen tutki kaikkein suurimpia törmäyksiä Marsissa, eli muinaisia törmäysaltaita. Niissä törmäyssulan määrä on valtaisa. Vastasyntyneitä törmäysaltaita voi yrittää visualisoida suurelta osin sulan kiven muodostamina sisämerinä.

Törmäysaltaiden törmäyssula ei ole ohut kerros planeetan pintaa, vaan se koostuu suurelta osin syvältä peräisin olevasta alakuoren ja vaipan kiviaineksesta. Siinä on rautaa runsaammin kuin kuorikerroksen yläosassa. Juuri rauta on oleellinen komponentti vedyn muodostumisessa ja sitä myöten kaasukehän lämpenemisessä. Tämä johtuu siitä, että hapen kanssa kahdenarvoisena esiintyvän raudan hapettuminen veden vaikutuksesta kolmenarvoiseksi vapauttaa vetyä.¹

Massiivisten törmäyssulakerrosten hapettuminen on voinut olla kööpenhaminalaisryhmän tulosten mukaan merkittävä tekijä varhaisen Marsin lämmittämisessä. Siihen, että Marsin lämpötila olisi tämän prosessin seurauksena kohonnut yli 0°C:n tarvittiin kuitenkin kaikkein suurimpia törmäyksiä: ainoastaan vähintään 1250 km:n läpimittaisten altaiden törmäyssulan hapettuminen tuotti laskujen mukaan niin paljon vetyä, että se riitti nostamaan Marsin lämpötilan plussan puolelle.

Vanhimpien törmäysten määrä ja koko ovat hankalasti määriteltäviä asioita millä tahansa taivaankappaleella. Marsin geologinen aktiivisuus, eli altaiden kuluminen ja peittyminen, tekee kysymyksestä vielä kinkkisemmän. Aiempiin allaskartoituksiin nojautuen Pan ja kumppanit saivat kuitenkin ynnäiltyä, kuinka pitkän ajan Marsin pinnalla olisi vesi voinut virrata törmäyssulan hapettumisen ansiosta. Laskentamallista riippuen tulos on 5,18–7,78 miljoonaa vuotta.

Tulos ei kuitenkaan tarkoita, että Marsissa olisi ollut yhtäjaksoisesti lämmintä näin pitkää ajanjaksoa. Lämpökaudet tulivat ja menivät sitä mukaa kun suuria törmäyksiä tapahtui. Yksittäisten altaiden nollan yläpuolelle yltänyt lämmitysvaikutus kesti lyhimmillään noin 20 000 vuotta, pisimmillään taas hieman toista miljoonaa vuotta. Siinäkin ajassa ehtii hyvin jokiuomia kaivertaa. Samat uomat ovat myös voineet aktivoitua useita kertoja.

Serpentiniittiytyminen

Lu Pan kollegoineen tutki raudan hapettumisen lisäksi myös pidempikestoista prosessia, törmäyssulan serpentiniittiytymistä. Serpentiniittiytymistä tapahtui, kun kuuma vesi kierteli hiljalleen jäähtyvässä törmäyssulassa ja reagoi vaipan ja alakuoren kivissä tyypillisen oliviini-mineraalin kanssa.² Lopputuloksena tässäkin tapauksessa vapautuu vetyä.

Heidän tulostensa mukaan törmäysaltaissa tapahtuva serpentiniittiytyminen ei kuitenkaan vapautuvan vedyn ja kaasukehän lämpenemisen kannalta ole likikään niin merkittävä prosessi kuin raudan hapettuminen. Marsin kiertoradalta tehtyjen spektroskooppisten havaintojen pohjalta taas on jo pidempään tulkittu, ettei Marsin kallioperässä näy todisteita serpentiniittiytymisestä kuin harvakseltaan. Väistämättömältä vaikuttava johtopäätös kööpenhaminalaistutkimuksesta siis on, ettei serpentiniittiytyminen ole nuoren Marsin kaasukehän kasvihuoneilmiön ja nuoren viileän Auringon ongelman ratkaisun kannalta kovinkaan oleellista.

Homma ei kuitenkaan ole vielä alkuunkaan taputeltu. Talvella nimittäin ilmestyi toinenkin kiinnostava tutkimus nuoren Marsin kallioperän serpentiniittiytymisestä ja kaasukehään vapautuneen vedyn määrästä. Helmikuussa Science Advances -lehdessä julkaistiin Benjamin M. Tutolon ja Nicholas J. Toscan artikkeli Observational constraints on the process and products of Martian serpentinization.

Tutolon ja Toscan tutkimus antaa Mars-tutkijoille ja astrobiologeille paljon miettimisen aihetta. Sikäli kun he ovat oikeassa, on marsperän serpentiniittiytymistä yritetty tähän asti ymmärtää pitkälti vääristä lähtökohdista. Vertailukohtana Marsille on yleensä käytetty Maan vaipasta peräisin olevia kiviä. Ne eivät kuitenkaan koostumukseltaan vastaa Mars-meteoriittien pohjalta varsin tarkoin tiedettyä Marsin koostumusta, sillä Marsin kivien oliviini sisältää selvästi enemmän rautaa kuin Maan vaipan kivien oliviini. Näin ollen myös meikäläisten kivien pohjalta tehdyt laskut Marsin serpentiniittiytymisessä vapautuvasta vedystä ovat Tutolon ja Toscan mielestä reippaasti pielessä. Heidän mukaansa serpentiniittiytymisessä vapautuva vety olisi hyvinkin voinut kompensoida avaruuteen karkaavan vedyn ja rikastua nuoren Marsin kaasukehään. Yhdessä myös serpentiniittiytymisreaktioissa muodostuvan metaanin kanssa tämä olisi voinut riittää lämpimän ja kostean ilmaston syntymiseen Marsin nuoruudessa.

Toinen Tutolon ja Toscan tutkimuksen mielenkiintoinen väite on, että spektroskooppiset tulkintamme serpentiniittiytymisestä kielivistä mineraaleista voivat olla myös pahemman kerran poskellaan. Heidän mallinsa mukainen serpentiniittiytymisreaktio tuottaa nimittäin muun muassa mineraalia nimeltään hisingeriitti. Sen spektroskooppinen ”sormenjälki” on samanlainen kuin nontroniitin. Nontroniitti on taas savimineraali ja Marsin pinnalla yleisten basalttisten kivien rapautumistuote. Sitä on tulkittu esiintyvän Marsin pinnalla hyvinkin runsaasti. Jos kuitenkin nontroniitiksi tulkitut alueet tai edes osa niistä ovatkin todellisuudessa hisingeriittiä kuten Tutolo ja Tosca esittävät, on serpentiniittiytyminen muinaisessa Marsissa ollut paljon yleisempää kuin tähän asti on luultu. Vetyä olisi siis vapautunut enemmän, lämpötila olisi kohonnut ja himmeän nuoren Auringon ongelma olisi jollei suorastaan pois pyyhkäisty, niin ainakin huomattavasti vähäisempi.

Paradoksin nykytila?

Panin ja kumppaneiden sekä Tutolon ja Toscan tutkimukset ovat erittäin kiinnostavia uusia avauksia himmeän nuoren Auringon ongelman ratkaisuun Marsin osalta. Muiden tutkimusryhmien pitää tietenkin päästä pureutumaan heidän tuloksiinsa ennen kuin kukaan uskaltaa ainakaan painavammin äänenpainoin sanoa, ollaanko vieläkään oikeilla jäljillä.

Lupaavista ideoista huolimatta ongelmia nimittäin edelleen on. Kööpenhaminalaistutkimuksen perustavanlaatuinen haaste on törmäysaltaiden ja uomastojen eri-ikäisyys. Esimerkiksi suuret nykyisinkin hyvin näkyvissä olevat Hellaksen, Argyren ja Isidiksen altaat syntyivät joskus hieman yli tai hieman alle neljä miljardia vuotta sitten, mutta jokien synnyttämiksi tulkittuja uomia kaivertui marsperään runsaasti vielä muutama sata miljoonaa vuotta myöhemmin. Artikkelissaan Pan ja kumppanit avoimesti myöntävätkin tämän ja ehdottavat, että jäljet vanhoista uomista ovat voineet ajan saatossa kulua pois tai peittyä nuorempien kerrostumien alle. Näin voi tietysti olla, mutta tilanne, jossa todisteet hypoteesin testaamiseksi ovat kadonneet tai saavuttamattomissa, ei tietenkään tieteellisen menetelmän näkökulmasta ole ihanteellinen. Se ei myöskään selitä, miten nuoremmat, vielä näkyvissä olevat uomastot sitten ovat syntyneet. Hypoteesin selitysvoima vaikuttaa siis hiukan heppoiselta.

Osa ratkaisusta voi piillä siinäkin perusongelmassa, että niin Marsin uomien kuin vanhojen törmäysaltaidenkin ajoittaminen on äärimmäisen hankalaa hommaa. Kenties vanhimmat uomastot ja ainakin jotkut nuorimmista törmäysaltaista ovatkin ajallisesti lähempänä toisiaan kuin on luultu? Erot Marsin pinnanmuotojen ajoittamisessa eri koulukuntien välillä ovat tunnetusti erittäin suuret, joten ei olisi mahdotonta, että nykyiset oletukset eri pinnanmuotojen absoluuttisista, siis vuosissa mitattavista i’istä, muuttuvat vielä paljonkin.

Myös Tutolon ja Toscan hypoteesin testaaminen kaukokartoituksen osalta on kovin kimuranttia. Kun hisingeriitin ja nontroniitin spektroskooppinen sormenjälki on samanlainen, täytyy koettaa keksiä muita keinoja niiden erottamiseksi toisistaan. Tutololla ja Toscalla ei tosin artikkelissaan ollut ehdottaa keinoa probleeman ratkaisemiseksi.

Näiden parin tuoreen tutkimuksen perusteella ei siis oikeastaan voida nuoren himmeän Auringon ongelmasta todeta muuta kuin että se vaivaa tutkijoita edelleen ja siihen haetaan vastausta monesta eri suunnasta. Ratkaisu ei välttämättä ole kumpikaan tässä esitellyistä ideoista, mutta nämäkin vievät tutkimusta ja ajattelua eteenpäin.

Katsotaan taas muutaman vuoden päästä, oltaisiinko silloin jo vähän lähempänä todennäköistä ratkaisua.

---

¹Stephen Hawking totesi jonkun häntäkin fiksumman sanoneen, että jokainen kaava puolittaa kirjan myynnin. Samasta syystä piilotetaan reaktioyhtälöt tänne alaviitteisiin.

Kuten tunnettua, metallinen rauta hapettuu hyvin helposti. Rauta voi kuitenkin hapen kanssa esiintyä kahdella hapetusasteella, eli kahden- (+II) tai kolmenarvoisena (+III). Veden kanssa reagoidessaan kahdenarvoisena esiintyvä rauta muuttuu (osittain) kolmenarvoiseksi. Samalla vapautuu vetyä. Reaktioyhtälö on periaatteessa hyvin yksinkertainen:

3 FeO + H₂O → Fe₃O₄ + H₂

Kun yläasteen kemianopintojen pohjalta alkaa laskea raudan ja hapen hapetuslukuja, tulee kuitenkin Fe₃O₄:n eli magnetiitti-mineraalin kohdalla tenkkapoo (hapen hapetusluku kun on -II). Todellisuudessa kyse onkin yhdisteestä FeO ∙ Fe₂O₃. Magnetiitti on siis rauta(II,III)oksidi.

²Esimerkkinä oliviinin serpentiniittiytymisestä voi esittää rautarikkaan oliviinin eli fayaliitin serpentiniittiytymisreaktion, jonka lopputuotteena vedyn lisäksi on magnetiittia ja piidioksidia:

3 Fe₂SiO₄ + H₂O → 2 Fe₃O₄ + 3 SiO₂ + 2 H₂

Tämä on astrobiologisesta näkökulmasta ollut perinteisesti hyvin kiinnostava reaktio, sillä syntyvä vety voi toimia paitsi kasvihuonekaasuna, myös metanogeenisten arkeonien ”ravintona”. Marsilaiset saattoivat siis elää vetytaloudessa jo reilut neljä miljardia vuotta ennen kuin täällä maapallolla yritetään päästä samaan.

---

Meteoroidi, meteori ja meteoriitti – mitä ne ihan oikeasti tarkoittavatkaan?

1.5.2023 klo 04.53, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: asteroidit , Aurinkokunta , Heittele , kuulennot , Maa , Mars , Meteoriitit , Nimistö

Aina joskus, kuten vaikkapa näin vappuna, on hyvä hiljentyä pohtimaan peruskysymyksiä. Esimerkiksi sitä, mitä ovat meteoroidit, meteoriitit ja niihin läheisesti liittyvät meteorit. Moni voi tietysti ihmetellä, tarvitseeko tuollaisesta perusasiasta ihan blogitekstiä alkaa kirjoittaa. Melkeinpä jokainen vähänkään tähtitieteeseen jollain lailla sekaantunuthan kun on ainakin joskus joutunut selittämään ystäville ja kylänmiehille, että meteoroidi on kivi avaruudessa, ja jos se kivi on päätynyt maanpinnalle meteoriitiksi, se on ilmakehässä näkynyt kirkkaana meteorina eli tähdenlentona.

Näinhän asia tietenkin pääpiirteissään onkin, mutta tieteen näkökulmasta tilanne on huomattavasti monisyisempi. Erilaisten sanojen määritelmien pähkäily voi tuntua turhalta hiusten halkomiselta, mutta sanojen merkityksillä on oikesti, no, merkitystä. Asialla on vaikutuksensa jokapäiväiseen tiedeviestintään, joten periaatteessa se koskettaa jokaista (lähi)avaruuden kiinteistä kappaleista vähänkään kiinnostunutta. Tutkijoiden keskuudessakaan meteorisanojen merkityksistä ei useinkaan olla täysin perillä, tai ainakaan niistä ei syystä tai toisesta välitetä. Jo ihan vain viestin perille menon vuoksi olisikin suotavaa, että terminologia olisi yksikäsitteistä. Sitä se ei valitettavasti ole, eikä tilannetta yhtään helpota se, että ns. virallisia totuuksiakin on ainakin kaksi.

Olisi tavattoman houkuttelevaa aloittaa meteorisen ongelmavyyhden purkaminen jo muinaisista kreikkalaisista. Koska useimpien blogien – ja ainakin tällaisten, joiden kirjoittamisesta saa vähän vaivanpalkkaakin – perimmäisenä tavoitteena kaiketi on, että kirjoittajan itsensä lisäksi joku muukin jaksaa jutun lukea, jätetään ne kreikkalaiset kuitenkin tänä vappuna jatkamaan toogabileitään ihan keskenään.

IAU ja MetSoc

Tähtitieteellisten kohteiden nimeäminen ja joskus myös luokittelu ovat yksi vuonna 1919 perustetun kansainvälisen tähtitieteellisen unionin (International Astronomical Union, IAU) tehtäviä. Nimeämis- ja luokittelutyötään IAU hoitaa vaihtelevalla menestyksellä. IAU on tähtitieteen ammattilaisten järjestö, jonka jäseneksi pääsevät vain astrofysiikan tohtorit. Astrofysiikka tosin on kaikesta päätellen onneksi hyvin laveasti määritelty. Planeettageologeista vain harvat ovat katsoneet tarpeelliseksi liittyä siihen.¹

IAU:n työrukkasia ovat erilaiset komissiot. Komissio F1:n vastuulla ovat meteorit, meteoriitit ja planeettainvälinen pöly. Komission käsialaa ovat meteoritähtitieteen termien määritelmät, joiden viimeisin päivitys on vuodelta  2017.

The Meteoritical Society (MetSoc) puolestaan perustettiin vuonna 1933. Se oli ja on yhä edelleen jäsenistöltään huomattavasti IAU:ta kirjavampi porukka, sillä vaikka valtaosa jäsenistöstä tutkijoita onkin, ovat alusta alkaen myös meteoriittien keräilijät ja harrastajat olleet tervetulleita joukkoon, koulutustaustasta riippumatta.² MetSoc on myös se tieteellinen seura, johon kraatteritutkijat ovat perinteisesti luontaisimmin solahtaneet.

Yksi MetSocin keskeisimpiä tehtäviä on ylläpitää luetteloa hyväksytyistä meteoriiteista ja niiden nimistä. Niinpä MetSocin ja sen meteoriittinimistä päättävän nimistökomitean näkökulmasta on erittäin oleellista, kuinka meteoriitit ja näin ollen myös meteoroidit määritellään.

Meteoroidit, mikrometeoroidit ja pölyhiukkaset

Meteorien ja meteoriittien synnyn edellytys on meteoroidi, joten tarkastellaan sitä ensin.³ IAU:n mukaan meteoroidi on

• kiinteä luonnollinen kappale, jonka läpimitta on suunnilleen 30 µm–1 m ja joka tulee planeettainvälisestä avaruudesta tai liikkuu siellä.

Kokorajat ovat IAU:n määritelmässä likimääräiset, koska rajojen taustalla ei varsinaisesti ole luonto vaan ihminen. Metriä suuremmat kappaleet ovat pääsääntöisesti asteroideja, paitsi silloin harvoin kun ne ovat komeettoja. Koon alarajassa luonnollakin on osittain tekemistä, sillä tullessaan (Maan) ilmakehään 30 µm:ä pienemmät kappaleet eivät yleensä sula, koska ne säteilevät lämmön erittäin tehokkaasti pois. IAU:n meteoroidimääritelmää tekee vielä epämääräisemmäksi lisäksi se, että puhuttaessa meteorihavainnoista, mikä tahansa meteorin aihettava kappale on koostaan tai alkuperästään huolimatta IAU:n mukaan meteoroidi.

Termiä ”mikrometeoroidi” IAU suosittaa vältettäväksi. Sen sijaan 30 µm:ä pienemmät kappaleet ovat avaruudessa kiertäessään pelkkiä pölyhiukkasia. Jos ne on kerätty (Maan) ilmakehästä, niiden nimi muuttuu IAU:n terminologiassa planeettainvälisiksi pölyhiukkasiksi.

MetSocin tällä hetkellä voimassa olevat meteoroidin ja meteoriitin määritelmät ovat peräisin Alan E. Rubinin ja Jeffrey N. Grossmanin mainiosta artikkelista Meteorite and meteoroid: New comprehensive definitions vuodelta 2010.⁴ Vaikka artikkelin otsikko saattaa kuulostaa hieman kuivakkaalta, juttu on pääosin hyvin selkeä ja jopa hauska, joten meteoriiteista kiinnostuneiden kannattaa ehdottomasti lukea se.

Rubinin ja Grossmanin eli jatkossa MetSocin mukaan meteoroidi on

• kiinteä luonnollinen kappale, jonka läpimitta on 10 µm–1 m ja joka liikkuu planeettainvälisessä avaruudessa.

Koon yläraja on siis MetSocilla ja IAU:lla sama, mutta MetSoc hyväksyy meteoroideiksi hieman pienempiä kappaleita. Meteoroidit voivat MetSocille olla primäärikappaleita tai kaikenlaisten suurempien luonnollista alkuperää olevien kappaleiden rikkoutuessa syntyneitä. Avaruusaluksiin törmää MetSocin mukaan meteoroideja, mutta mikäli tällainen meteoroidien pommittama avaruualus tai sen osa palaa Maahan, meteoroidit muuttuvat meteoriiteiksi.

Toisin kuin IAU, MetSoc myös suosittelee edelleen sanan mikrometeoroidi käyttöä. Mikrometeoroidi on MetSocin mukaan

• meteoroidi, jonka läpimitta on 10 µm–2 mm.

Pienemmät avaruudessa liikkuvat kappaleet ovat MetSocin määritelmien mukaan planeettainvälisiä pölyhiukkasia. Ne myös pysyvät planeettainvälisinä pölyhiukkasina, vaikka ne kasaantuisivatkin suuremmille luonnollisille tai keinotekoisille kappaleille.

Meteorit

Meteorien suhteen viralliset määritelmät ovat hieman meteoroideja helpompia, sillä Meteoritical Society ei niihin juuri ota kantaa. Yllä mainitussa Rubinin ja Grossmanin jutun alaviitteessä meteorin todetaan vain olevan valoilmiö, joka syntyy kun kappale kaasukehän läpi lentäessään kuumentaa sitä ympäröivän kaasun hehkuvaksi.⁵

IAU:n määritelmä meteorille on seuraavanlainen:

• valo ja siihen liittyvät fysikaaliset ilmiöt (lämpö, šokki, ionisaatio) jotka syntyvät, kun kiinteä avaruudesta peräisin oleva kappale syöksyy kaasukehään

Tässä on hyvä huomata, että meteori on siis muutakin kuin valoa. Mielenkiintoista lisäksi on, ettei IAU mainitse ääntä laisinkaan, vaikka yhtä lailla se on samasta syystä syntyvä fysikaalinen ilmiö. Toki voi olla, että IAU määrittelee äänen osaksi šokkia asiaa kuitenkaan erikseen auki kirjoittamatta. IAU:n meteorimääritelmä kattaa myös kaikki kiinteät kappaleet, eli meteoroidit, asteroidit ja komeetat, ja koska määritelmässä ei oteta kantaa kiinteän kappaleen luonnollisuuten, meteorin voi synnyttää myös ihmisten tai avaruusolentojen rakentama avaruusalus. Meteorien ei myöskään tarvitse syntyä vain maapallon ilmakehässä.

IAU antaa myös omat määritelmänsä kirkkaille meteoreille. Jos meteorin absoluuttinen visuaalinen magnitudi⁶ on kirkkaampi kuin -4, sitä voi kutsua bolidiksi tai tulipalloksi. Tämä on hyvin linjassa sen perinteisen ja laajalti tunnetun nyrkkisäännön kanssa, että tulipalloja ovat Venusta kirkkaammat meteorit. Kannattaa myös panna merkille, että IAU rinnastaa bolidit ja tulipallot eikä tee eroa sen perusteella, tapahtuuko meteorille lopussa räjähdystä tai kirkastumista vai ei. Kun absoluuttinen visuaalinen magnitudi on vähintään -17, voi meteoria kutsua superbolidiksi.

Meteoriitit

Meteoriittien kohdalla erot IAU:n ja MetSocin määritelmien välillä käyvät ilmeisiksi. Tämä on tietysti ymmärrettävääkin, sillä meteoriitit ovat koko Meteoritical Societyn olemassaolon perusta, joten MetSocissa ollaan pohdittu asiaa perusteellisemmin kuin IAU:ssa.

IAU:n mukaan meteoriitti on

• kiinteä luonnollinen kappale, joka on selviytynyt syöksystään kaasukehän läpi (eli meteorivaiheesta) höyrystymättä kokonaan.

Lisäksi IAU määrittelee, että kaasukehässä ollessaan meteoroidi muuttuu meteoriitiksi siinä vaiheessa, kun kitka ei sitä enää höyrystä eikä kaasu sen ulkopuolella hehku, eli silloin kun sen pimeälento alkaa. Keskeistä IAU:n määritelmälle on, että meteoriittia ei voi olla ilman meteoria. Kaasukehättömien kappaleiden pinnoilla sijaitsevat muualta peräisin olevat (oletettavasti kiinteät ja luonnolliset) kappaleet ovat IAU:n mukaan törmäysjäänteitä (impact debris). Ja vaikkei IAU mikrometeoroidi-sanasta pitänytkään, heidän näkökulmastaan alle 1 mm:n läpimittaiset meteoriitit ovat mikrometeoriitteja.

MetSocin määritelmä meteoriitille on sen verran monisyinen, että se on parasta Rubinin ja Grossmanin juttua seuraillen käydä läpi useammassa vaiheessa. Ensinnäkin MetSocin mukaan meteoriitit

• voivat esiintyä minkä tahansa taivaankappaleen pinnalla, eivät pelkästään Maassa.

Tästä saatiin esimerkkejä jo Apollo-lentojen alkuvuosina. Apollo 12:n tuomista näytteistä löydettiin Bench Crater -nimellä tunnettu hyvin harvinaista tyyppiä oleva hiilikondriitti.  Apollo 15:n kivistä puolestaan löytyi Hadley Rille -nimen saanut enstatiittikondriitti. Nämä kaksi parin millin kokoista kappaletta ovat edelleen ainoat virallisesti hyväksytyt Kuusta löydetyt meteoriitit.

NASAn Mars-mönkijöiden ansiosta Marsin pinnalta löydettyjä erilaisia virallisen hyväksynnän saaneita rauta- ja kivirautameteoriitteja on tätä kirjoittaessani jo 15. Niitä ovat toistaiseksi löytäneet Spirit (meteoriitit nimiltään Gusev Crater 001–002), Curiosity (Aeolis Mons 001–002 ja Aeolis Palus 001–003) ja erityisesti Opportunity, jonka reitille Meridiani Planumilla osui peräti yhdeksän meteoriittia.

Muilta taivaankappaleilta voidaan periaatteessa aivan hyvin löytää Maasta peräisin olevia meteoriitteja. Tällaisen meteoriitin mahdollinen löytyminen Apollo 14:n kuunäytteestä sai aikaan aika isoja otsikoita nelisen vuotta sitten. Tulkintaa ei kuitenkaan ole saatu varmistettua, joten virallisesti ensimmäistä maameteoriittia ei ole vielä löydetty.

Meteoriitiksi voitaisiin Rubinin ja Grossmanin mukaan laskea myös Maasta peräisin oleva luonnollinen kappale, joka kiertää jonkin aikaa Aurinkoa tai jotain muuta taivaankappaletta, mutta lopulta päätyy takaisin Maahan. Tällaisia kiviä ei myöskään ole onnistuttu vielä löytämään. Määritelmä pitää myös huolen siitä, että eräiden Maan törmäyskraattereiden heitteleestä muodostuneet lasiset tektiitit ja mikrotektiitit eivät ole meteoriitteja, sillä vaikka törmäykset sinkosivatkin ne hetkellisesti avaruuteen, ne eivät kuitenkaan koskaan poistuneet Maan kiertoradalta, vaan palasivat nopeasti takaisin. Samalla periaatteella vaikkapa NASAn suunnittelema Dragonfly-helikopteri voisi löytää Titanin pinnalta Titanista itsestään peräisin olevan meteoriitin, joka vain on välillä käynyt kiertämässä Saturnusta. Sellaisen varma tunnistaminen olisi sitten tietenkin ihan oma ongelmansa.

Vaikka MetSocin määritelmissä meteoroidilla on maksimikoko (1 m), meteoriitilla sitä ei ole. Pienessä päässä raja sen sijaan on määritelty. Läpimitaltaan 10 µm–2 mm olevat meteoriitit ovat MetSocin luokittelussa mikrometeoriitteja. Näin ollen MetSocin mukaan meteoriitti on

• läpimitaltaan vähintään 10 µm.

Täten esimerkiksi muutaman metrin läpimittainen Hoban rautameteoriitti oli avaruudessa ollessaan asteroidi, ei meteoroidi. Almahata Sittan harvinaislaatuiset ureiliitti-meteoriitit pudottanut kappale oli sikäli erikoinen, että se sai asteroidinimen 2008 TC₃ jo ennen kuin se törmäsi Maahan ja synnytti meteoriitit. Samalla logiikalla Morokwengin 70-kilometrisen törmäyskraatterin synnyttäneestä kilometrien kokoluokkaa olleesta kappaleesta jäljelle jäänyt 25-senttinen tavallinen kondriittimeteoriitti oli avaruudessa osa asteroidia, mutta Maassa siis meteoriitti.

Kuten edellä sanottiin, Rubinin ja Grossmanin määritelmän mukaan avaruusalukseen omia aikojaan osunut meteoroidi muuttuu meteoriitiksi, kun se palautetaan Maahan. Muunlainen avustettu kuljetus ei ole sallittua, eli meteoriittien pitää avaruudessa ollessaan kulkeutua luontaisesti. Jos Kuusta ammutaan Maahan kivenjärkäleitä, ne eivät siis Maahan osuttuaan ole meteoriitteja. Samoin jos astronautit kuljettavat esimerkiksi Marsista tai asteroidivyöhykkeeltä kappaleen Maan kiertoradalle ja sitten sysäävät sen putoamaan Maahan, kyseessä ei ole meteoriitti. Luontaista alkuperää pitää tietysti olla itse kappaleenkin, eli MetSocille ei meteoriitiksi kelpaa muukalaisten avaruusalus.

Vaikka MetSocin hyväksymät Rubinin ja Grossmanin määritelmät ovat pääsääntöisesti kiitettävän selkeitä, eräitä ongelmallisiakin kohtia artikkelissa on. Siinä esimerkiksi ensin todetaan, että meteoriittien edeltäjät ovat voineet olla alkujaankin pieniä primäärikappaleita, jotka eivät koskaan kasaantuneet suuremmiksi, tai että niitä on voinut päätyä suuremmilta kappaleilta avaruuteen törmäysten tai vaikka vain pienen asteroidin vinhan pyörimisen seurauksena. Myöhemmin jutussa kuitenkin sanotaan, että meteoriitit syntyvät meteoroidien tai suurempien luonnollisten kappaleiden törmäyksistä. Ehkäpä pääviestin voi tulkita niin, että niiden kappaleiden, joista tulee meteoriitteja, tulee päätyä planeettainväliseen avaruuteen luonnollisesten prosessien seurauksena.

Tiivistettynä Rubinin & Grossmanin ja siis MetSocin määritelmä meteoriitille voidaan esittää vapaasti suomennettuna ja alkuperäisen kankeutta mukaillen esimerkiksi tähän tapaan:

• Meteoriitti on vähintään 10 µm:n läpimittainen luonnollinen kiinteä kappale, joka on alkujaan peräisin taivaankappaleelta, jolta se luonnollisten prosessien myötä kulkeutui kyseisen kappaleen vetovoiman hallitseman alueen ulkopuolelle ja sittemmin törmäsi itseään suurempaan luonnolliseen tai keinotekoiseen kappaleeseen (joka voi olla sama kuin se, jolta kappale päätyi avaruuteen). Rapautuminen ei vaikuta kappaleen asemaan meteoriittina niin kauan kun sen mineraaleista tai rakenteesta on jäljellä ainakin jotain tunnistettavaa. Meteoriitti lakkaa olemasta meteoriitti, jos päätyy osaksi itseään suurempaa kappaletta, josta tulee meteoriitti (eli meteoriitin sisällä ei voi olla meteoriittia).

Meteoriittien nimeäminen

Nimien hyväksyminen uusille meteoriiteille on MetSocin nimistökomitean tärkein tehtävä. Vaikka mikrometeoriititkin ovat meteoriitteja, niitä ei MetSoc kuitenkaan nimeä. Rajan vetäminen mikrometeoriitteihin on täysin ymmärrettävää, sillä jokunen päivä sitten uutisoitiin nimistökomitean tehneen viime vuonna uuden ennätyksen: vuonna 2022 virallisen nimen sai peräti 3094 meteoriittia.

Meteoriittien nimeäminen on tarkkaa puuhaa, eikä sen yksityiskohtiin ole tässä yhteydessä oikeastaan järkeä puuttua. Se, mikä nimi meteoriitilla virallisesti on kun ei kuitenkaan millään tavalla vaikuta siihen, onko kyseessä meteoriitti vai ei. Oleellista sen sijaan on, millaista kappaletta saa missäkin yhteydessä kutsua oman nimensä saaneeksi meteoriitiksi. Tästä MetSocilla on selkeät ohjeet, eli käytännössä lyhyt Philipp R. Heckin johtaman meteoriittitutkijoiden ja -kuraattorien joukon vuonna 2019 kirjoittama artikkeli Best practices for the use of meteorite names in publications. Otsikkonsa mukaisesti se antaa ohjeet meteoriittinimien käytölle julkaisuissa.

Heckin ja kollegoiden ensimmäinen ja tärkein suositus on hyvin selkeä: tutkimusartikkeleissa, kokousabstrakteissa, monografioissa (eli käytännössä akateemisissa tieto- tai väitöskirjoissa) ja erilaisissa kansantajuisissa artikkeleissa saa käyttää vain meteoriittien virallisia nimiä, toisin sanoen niitä nimiä, jotka MetSocin nimistökomitea on hyväksynyt ja jotka on julkaistu MetSocin virallisessa meteoriittien tietokannassa. Muiden kuin meteoriittien virallisten nimien käyttö ei alan tärkeimmissä lehdissä ja kokouksissa ole edes mahdollista.

Aivan yhtä selkeä on toinen suositus: tilapäisnimiä ei julkaisuissa sovi käyttää. Tilapäisnimet ovat tyypillisiä esimerkiksi hiekka-aavikoilta tarkemmin tuntemattomista paikoista löydettyjen meteoriittien kohdalla, tai kun joltain pieneltä alueelta löydetään runsaasti meteoriitteja. Tilapäisnimiä tarvitaan kun meteoriittikandidaatti on käymässä läpi luokittelu- ja nimeämisprosessia, mutta missään muussa tilanteessa niitä ei MetSocin ohjeiden mukaan tulisi käyttää.

Mutta entäpä jos kuitenkin haluaa kirjoittaa jotain möykystä, jota epäilee meteoriitiksi? Lähtökohta MetSocilla tällöinkin on, että jospa nyt kuitenkin hankittaisiin se virallinen nimi ensin. Jos sitä ei silti kuitenkaan ole ja tarve julkaista aiheesta jotain yhä polttelee, pitäisi julkaisussa mainita, mistä nimen puute kiikastaa, käyttää nimeä joka ei ole ristiriidassa jo olemassa olevien nimien kanssa, ja todeta selkeästi, että kyseessä on epävirallinen nimi.

Käytännössä tämä kaikki tarkoittaa, että jollei meteoriittikandidaatilla ole virallista nimeä, se ei oikeastaan edes ole ”meteoriitti”, eikä sitä näin ollen sellaiseksi tulisi kutsua. Aivan näin suoraan tätä ei tosin nähdäkseni missään MetSocin ohjeissa sanota. Tosiasia kuitenkin on, että jollei meteoriittiehdokkaalla ole virallista nimeä, asiassa on alan huippuasiantuntijoiden mielestä jotain epäselvää tai keskeneräistä. Virallisen, toisten tutkijoiden hyväksymän nimen ja luokittelun sijasta hyväksyttyä nimeä vailla olevasta kappaleesta on siis vain jonkin tutkijan tai tutkijoiden mielipide. Onneksi nimien epävirallinen status vaikuttaa alentavasti myös niiden kauppahintaan, minkä vuoksi meteoriittikauppiaillakin on motiivi tehdä yhteistyötä tutkijoiden kanssa ja täten saattaa uudet meteoriittilöydöt tieteellisen tutkimuksen piiriin.

MetSocin nimistökomitean periaatteet käyvät järkeen. Niiden perusteet ovat helposti ymmärrettäviä ja ohjeistus on äkkiä Internetistä kenen tahansa englantia osaavan ja nettiselaimen käytön hallitsevan löydettävissä. Mielenkiintoista onkin, että niiden noudattamatta jättäminen on silti valitettavan yleistä niin meteoriittikauppiaiden, -harrastajien kuin -tutkijoidenkin parissa. Alan yleisen maineen ja uskottavuuden kannalta toivottavaa olisikin, että itse kukanenkin uusien meteoriittikandidaattien kanssa mitä hyvänsä töitä tekevä – on sitten kyse tutkimuksesta tai vaikka yleistajuisten artikkelien kirjoittamisesta – käyttäisi hetken korrektien termien ja menettelytapojen selvittämiseen.

---

¹Tämä tietysti aiheuttaa ongelmia silloin, kun pitäisi tehdä planeettoja koskevia päätöksiä. Tunnetuin esimerkki on Pluton ”alentaminen” kääpiöplaneetaksi vuonna 2006 ja siihen liittyvä hyvin epämääräinen kääpiöplaneetan määritelmä. Päätökset ja määritelmät tehtiin ilman, että itse planeettoja (eikä niiden ratoja – geotieteilijät ja ratalaskijat ovat kaksi ihan eri tutkijaporukkaa, jotka yleensä eivät valitettavasti ymmärrä toistensa puheista tai tutkimuksista juuri mitään) tutkivilta ihmisiltä kysyttiin mitään. Päätös oli myös IAU:n omien sääntöjen ja tapojen vastainen.

²MetSocin jäsenhakemusprosessi on, toisin kuin IAU:n, niin yksinkertainen, että myös muut kuin astrofysiikan tohtorit kykenevät ymmärtämään sen.

³Mistään näistä teksteistä tai termeistä ei ole olemassa suositeltuja tai puolivirallisia suomennoksia. Kehotankin kaikkia asiaan vakavammin suhtautuvia lukemaan itse alkuperäisest viralliset englanninkieliset määritelmät. Linkit löytyvät blogista. Alkuperäislähteissä annetaan määritelmiä tai suosituksia myös muille aiheeseen läheisesti liittyville termeille.

⁴Tarkkaan ottaen MetSoc viittaa Rubinin ja Grossmanin artikkeliin vain muiden taivaankappaleiden pinnalta löytyneitä meteoriitteja koskevassa kohdassa. Tämän voi tietysti tulkita niinkin, että maapallolta löytyvien meteoriitten kohdalla voimassa onkin jokin toinen määritelmä. Blogin lopulla vastaan tulevassa Philipp Heckin ja kollegoiden Best Practises -artikkelissa tosin annetaan ymmärtää, että Rubinin ja Grossmanin määritelmä meteoriitille on myös MetSocin määritelmä, joten tätä voinee pitää kohtalaisen varmana tulkintana.

⁵Voi olla hyvä muistuttaa, että on olemassa myöskin erinomaista työtä tekevä niin harrastajia kuin ammattitutkijoitakin jäsenistöönsä huoliva International Meteor Organization (IMO). Se keskittyy lähinnä meteorihavaintojen tekoon, koordinointiin ja kokoamiseen, eikä sen ristiksi ole sälytetty ”virallisten” määritelmien tekoa. IMOn omaan sanastoon on koottu heidän käyttämänsä terminologia, joka tietenkin poikkeaa niin IAU:n kuin MetSocinkin käyttämästä.

⁶Absoluuttisessa visuaalisessa magnitudissa oletetaan, että kappale on suoraan havaitsijan yläpuolella 100 km:n korkeudessa. Jos siis ollaan aivan tarkkoja, vaikkapa horisontin tuntumassa näkyvä hieman Venusta himmeämmältä näyttävä meteori voi silti olla luokiteltavissa tulipalloksi. Kaikkein pedanteimmat voivat lisäksi huvikseen miettiä, miten tällainen tilanne pitäisi skaalata vaikkapa Venukseen tai Titaniin, joilla ei ole koskaan selkeää 100 km:n korkeuteen saakka ja joiden kaasukehien koostumukset ovat täysin erilaiset kuin Maassa.