Kraatterin reunalta

Ryppyinen Kuu

1.2.2023 klo 06.42, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Historia , Kuu , Nimistö , Tektoniikka , Törmäysaltaat , Vulkanismi

Kuu on kuulu kraattereistaan. Niitä on etenkin vanhoilla ylängöillä. Kuun meriä eli huomattavasti nuorempia basalttitasankoja on usein pidetty piirteettöminä ja joidenkin erhettyneiden mielestä jopa tylsinä. Merillä on kuitenkin oma erityinen pinnanmuotonsa, jollaista ei tapaa missään muualla: harjanteet. Ne tarjoavat kuuharrastajalle kaunista katseltavaa, kunhan vain on oikeaan aikaan havaitsemassa. Kuututkijat puolestaan ovat niiden suhteen vielä osittain ihmeissään, vaikka ne on tunnettu jo yli 230 vuotta ja niitä käytetään jatkuvasti tutkittaessa Kuun sisäosien kehitystä ja yleistä geologista historiaa.

Harjanteiden ulkonäkö

Kuun merille ominaiset harjanteet tunnetaan englanniksi yleensä nimillä wrinkle ridge tai mare ridge. Latinaksi harjanteet ovat yksikössä dorsum, monikossa dorsa. Suomeksi vakiintunutta nimeä ei ole, mutta pelkkien harjanteiden lisäksi on puhuttu niiden esiintymisympäristön mukaisesti mare-harjanteista, ulkonäköä kuvailevista ryppyharjanteista ja sekä ulkonäköön että syntytapaan viittaavista poimuharjanteista.

Harjanteita on havaittu Merkuriuksessa, Venuksessa, Kuussa ja Marsissa. Tyypillisesti ne esiintyvät laavatasangoilla, mutta Marsissa myös eräiltä kerroksellisiksi sedimenttikiviksi tulkituilta alueilta on löydetty harjanteita. Oleellista on, että kiviaines, johon harjanteet syntyvät, on kerroksellista, oli se sitten muodostunut laavasta tai sedimenteistä. Maapallolta tunnetaan muutamia kohteita, joita pidetään mare-harjanteiden kaltaisina, mutta täyttä varmuutta asiasta ei ole.

Kuun harjanteet ovat tyypillisesti muutamista kymmenistä muutamiin satoihin metreihin korkeita. Niiden pituus sen sijaan on hyvin vaikeasti määriteltävissä, sillä harjanteille on ominaista katkeilu ja sivusuunnassa tapahtuvat hyppäyksittäiset siirtymät. Yleensä yksittäisten harjanteiden pituus on muutamia kymmeniä kilometrejä, mutta lähes yhtenäistä harjannesysteemiä voi paikoin seurailla helposti yli 500 kilometriäkin.

Harjanteille ominaista on epäsymmetrisyys ja kaksi- tai oikeastaan kolmiosaisuus. Helposti jo pienellä kaukoputkella havaittavan harjanteen ”pohjaosan” muodostaa laakea, yleensä noin kilometristä kuuteen–seitsemään kilometriin leveä selänne. Ne ovat epäsymmetrisiä siten, että selänteen toinen puoli on selvästi jyrkempi kuin toinen. Tämän selänteen päälle on syntynyt huomattavasti teräväpiirteisempi, poimutetulta tai rypytetyltä näyttävä osa. Se on usein lähellä selänteen jompaa kumpaa reunaa, mutta voi olla myös keskellä. Sekään ei ole epätavallista, että tämä ryppy on joskus hieman sivussa itse selänteen ulkopuolella. Selänteitä voi esiintyä kokonaan myös ilman ryppyjä.

Rypytetyn harjanteen ja laakean selänteen alle olevan kolmannen, hankalimmin havaittavan osan muodostaa erittäin loiva, tyypillisesti 30–50 km leveä kohouma. Selänteen jyrkällä puolella se yleensä päättyy kutakuinkin samalla kohdalla selänteen kanssa, mutta loivalla puolella se jatkuu kymmeniä kilometrejä kauemmas. Tilanne voi tosin joskus olla toisinkin päin.

Harjanteet esiintyvät tyypillisesti pyöreähköjen merien reunoilla kiertäen merta suunnilleen reunan suuntaisesti. Mare Nubium on paras esimerkki pyöreähköstä merestä, jossa säteittäiset harjanteet ovat hallitsevia. Merissä, jotka eivät ole törmäysaltaissa (etenkin Oceanus Procellarum ja Mare Frigoris) on harjanteiden suunnissa yleensä enemmän valinnan varaa.

Osa harjanteista ei kuitenkaan noudata mitään törmäysaltaan tai meren geometrian määrittelemää suuntaa, vaan selvästikin seuraa laavan peittämäksi jääneen kraatterin reunaa. Selkeimpiä esimerkkejä tällaisista ovat Sinun Iridumin eli Sateenkaarilahden merenpuoleinen reuna ja Rupes Rectan eli Suoran vallin sisältävän, joskus nimellä ”Ancient Thebit” tunnetun kraatterin läntinen reuna. Niiden kohdalla tulkinta on hyvin helppo, sillä harjanne noudattelee melko tarkasti havaittavissa olevan kraatterin reunan jatketta. Lisäksi täydellisiä pienehköjä harjannerenkaita (engl. ridge ring) tunnetaan sieltä täältä Kuun meristä. Oma lukunsa on Lamont.

Lamont sijaitsee melko keskellä Mare Tranquillitatista eli Rauhallisuuden merta. Se on luokiteltu kraatteriksi, jonka läpimitta on 83 km. Varsinaisia todisteita sen puolesta, että Lamont olisi minkäänlainen kraatteri, on kuitenkin niukanlaisesti.

Lamont muodostuu jokseenkin soikeasta harjannerenkaasta, jonka läpimitaksi voi sanoa vaikkapa tuon noin 80 km. Lisäksi sen ulkopuolella on toinen harjanteista ja toisaalta erikoisesti länsipuolella pienistä grabeneista (hautavajoamista) koostuva epämääräisehkö rengasrakenne. Sen läpimitaksi voidaan arpoa reilut 160 km. Lisäksi Lamontiin liittyy lukuisia säteittäisiä harjanteita.

Erittäin suurilla kraattereilla, niin sanotuilla kaksirengasaltailla, sisärenkaan ja kraatterin reunan halkaisijoiden suhde on ½, siis sama kuin epämääräisillä Lamontin renkailla. Niinpä useimmat tutkijat olettavatkin, että Lamont on todellisuudessa suuri törmäyskraatteri, mahdollisesti kaksirengasallas. Allastulkintaa tukee sekin, että Lamontilla on törmäysaltaille tyypillinen maskon eli massakonsentraatio, joka näkyy mainiosti painovoimamittauksissa. Niiden perusteella on arvioitu, että Lamontin renkaiden halkaisijat olisivat peräti 120 km ja 370 km. Ongelmallista tämän tulkinnan kannalta on, ettei niitä ole ihan helppo nähdä topografiasta.

Lamontiin liittyy myös muuta kummaa. Lamontin alueella basalttien koostumus nimittäin poikkeaa Mare Tranquillitatiksen basalteista vähäisemmän titaanipitoisuutensa ansiosta. Tämän pystyy täydenkuun aikaan itsekin näkemään ja valokuvaamaan, sillä Lamontin basaltit ovat selvästi ympäristöään vaaleampia ja raja tavallisiin Tranquillitatiksen basaltteihin on hyvin terävä. Tämän koostumuspoikkeaman muoto noudattelee pitkälti Lamontin kehärakenteen yleistä pyöreähköä muotoa.

Lamontin pohjoispuolella on myös Kuun suurin tunnettu kokoelma erittäin nuoria epäsäännöllisiä mare-läiskiä (engl. irregular mare patches). Ne ovat osoitus poikkeuksellisen pitkään jatkuneesta vulkanismista. Avoinna on, liittyvätkö ne kenties jollain tavoin Lamontiin vai pelkästään Mare Tranquillitatikseen, joka itsekin on outo  (pyöreähköistä piirteistään huolimatta meren alla ei liene törmäysallasta). Lamont on joka tapauksessa Kuun tunnetuin ja suurin esimerkki harjanteiden muodostamasta rakenteesta, jonka oletetaan olevan hautautunut törmäyskraatteri.

Harjanteiden synty

Richard A. Schultz, yksi ansioituneimmistaplaneettojen rakennegeologian tutkijoista,aloitti vuoden 2000 Kuun harjanteita käsitelleen artikkelinsa toteamuksella, joka suurelta osin edelleen pitää paikkaansa: ”Wrinkle ridges are probably one of the most commonly observed, yet least understood, classes of planetary structures.”

Harjanteet kuuluvat siis yleisimpiin mutta huonoimmin ymmärrettyihin planeettojen rakenteisiin. Niiden havaintohistoria on myös erittäin pitkä. Ensimmäiset kuvaukset harjanteista ovat jo 1700-luvun lopulta, kun kuu- ja planeettatutkimuksistaan tunnettu saksalainen Johann Hieronymus Schröter (1745–1816) kirjassaan Selenotopographische Fragmente vuodelta 1791 kutsui niitä vuori- tai valosuoniksi (Bergader, Lichtader). Hän oli myös tiettävästi ensimmäinen, joka teki piirroksen Mare Serenitatiksen itäosaa koristavasta nykyisinkin kaikkein kuuluisimmasta harjanteesta, jota hän kuvaili käärmemäiseksi. Englantilaiset kuututkijat olivat Schröterin kanssa samaa mieltä ja nimesivät sen Serpentine Ridgeksi eli ”Käärmeharjanteeksi”. Sillä nimellä se tunnetaan edelleen, virallisista nimistä huolimatta.

Varhaisten 1800-luvun ja 1900-luvun alun tulkintojen mukaan harjanteiden synty liittyi yleensä tavalla tai toisella veteen tai jäätiköihin. Suomeksikin Kuun harjanteista on joskus näkynyt käytettävän nimitystä ”harju”, mutta vaikka nykypäivänä useimmille maallikoillekin lienee selvää, etteivät jäätikköjoet ole Kuussa koskaan virranneet, on moista harhaanjohtoa ehdottomasti syytä välttää.

Nykyisinä aikoina harjanteiden synnylle on esitetty lukuisia erilaisia malleja, mutta ne voidaan jakaa kahteen pääryhmään, tuliperäisiin ja tektonisiin. Niin maanpäällisillä kaukoputkilla kuin sittemmin Ranger-, Lunar Orbiter- ja Apollo-valokuvissa nähtiin piirteitä, jotka tulkittiin vulkaanisiksi purkausaukoiksi ja harjanteista lähteviksi laavavirroiksi. Eräät harjanteet näyttivät myös valuvan suoraan kraattereihin. Harjanteiden esiintyminen yksinomaan mare-alueilla oli sekin vulkanistien leirin mukaan vahva viite tuliperäisen alkuperän puolesta.¹

Apollo-lennot kuitenkin antoivat merkittävämpää tukea tektonisille kuin vulkaanisille tulkinnoille. Apollo 17:n komentomoduulissa oli nimittäin mukana ensimmäistä kertaa myös maatutka. Eräs tutkaprofiili kulki Serpentine Ridgen eteläosan poikki. Sen analyysi osoitti, että 0,9–1,6 km:n syvyydellä olevat tutkaheijasteet kallistuvat poispäin harjanteesta, että mare-basalttien kerrokset olivat harjanteen alueella ohuempia kuin muualla, ja että harjanteen alla oli luultavasti jonkinlainen topografinen kohouma. Tämä osoitti, että todennäköisesti harjanteet syntyvät usein jonkin jo olemassaolevan, mutta mare-basalttien peittämäksi jääneen kohonneen rakenteen kohdalle. Tämä ei suoranaiseti todistanut niiden tektonista syntyä, mutta sopi tektoniseen malliin paremmin kuin vulkaaniseen.

Nykyisin planeettojen rakennegeologiaan ja tektoniikkaan perehtyneiden tutkijoiden parissa vallitsee yksimielisyys siitä, että harjanteet todellakin ovat tektonisia rakenteita, jotka syntyvät kerroksellisessa kohdeaineksessa ja esiintyvät selvästi yleisimmin laavatasangoilla. Niiden synnyn taustalla on puristava jännityskenttä. Joihinkin tapauksiin saattaa tosin liittyä hieman myös sivuttaissuuntaista liikettä (jolloin kyseessä on transpressio, jos asian haluaa vaikealla sanalla ilmaista).

Harjanteen alla on ylityöntösiirros, mutta se ei kuitenkaan yllä pintaan asti. Laavapatjan yläosan kivet eivät siis siirrostu, vaan sen sijaan ne menevät jonkin verran mutkalle tai sykkyrälle eli poimuttuvat.

Nykyisin harjanteiden synnyn ja olemuksen suurimmat epäselvyydet liittyvät lähinnä ylityöntösiirrosten syvyysulottuvuuteen ja muotoon. Itse mare-basaltit, joissa harjanteet esiintyvät, ovat vain ohut silaus Kuun pinnassa. Yleensä arviot niiden paksuudestavaihtelevat vain muutamista kymmenistä tai sadoista metreistä muutamaan kilometriin, alueesta ja tutkimusmenetelmästä riippuen. Muiden todisteiden ohella tämä on saanut monet tutkijat ajattelemaan, etteivät siirroksetkaan luultavasti erityisen syvälle ulotu vaan korkeintaan noin viiteen kilometriin. Syviä siirroksia suosivan koulukunnan mukaan parempi arvio olisi noin 20 km.

Yksi planeettojen rakennegeologisen tutkimuksen uranuurtajista, Thomas R. Watters, julkaisi viime vuonna mielenkiintoisen artikkelin Kuun harjanteiden olemuksesta. Vapaasti luettavissa olevan Lunar Wrinkle Ridges and the Evolution of the Nearside Lithosphere -artikkelin mallinnusten perusteella vaikuttaa nimittäin siltä, että matalia ylityöntösiirroksia suosivat olisivat tällä hetkellä niskan päällä. Samalla myös siirroksen muodosta on saatu aiempaa parempi käsitys.

Ylityöntösiirroksia voi olla muodoltaan kahdenlaisia. Yksinkertaisemmassa tapauksessa siirrospinta on suora, eli siirroksen kaltevuus ei syvyyden myötä muutu. Listrisissä ylityöntösiirroksissa taas siirros on kaareva siten, että sen yläosa on jyrkempi, mutta alaosa lähes vaakasuora. Wattersin mallien mukaan tavallisilla ”suorilla” ylityöntösiirroksilla voidaan yrittää selittää havaittujen harjanteiden muodot, kun siirrosten syvyydeksi oletetaan 15–20 km. Hän sai kuitenkin merkittävästi parempia tuloksia malleilla, joissa käytettiin listrisiä siirroksia. Niissä siirrosten maksimisyvyys on 5 km.

Kohtalaisen matalat listriset siirrokset näyttävät siis tällä hetkellä parhaalta tavalta selittää harjanteet. Mallit ja teoriat kuitenkin elävät, joten vain aika näyttää, kokevatko syvät siirrokset vielä jossain vaiheessa renessanssin.

Harjanteet ja Kuun kehitys

Harjanteet ovat kauniita katsella ja niiden synty on kiinnostava tieteellinen ongelma. Mutta onko niistä mitään sen kummempaa hyötyä pohdittaessa suurempia kysymyksiä Kuun geologisesta kehityksestä?

Lamont ja vallankin pienemmät, helpommin ymmärrettävät harjannerenkaat ovat käyttökelpoinen apuneuvo arvioitaessa mare-basalttien paksuuksia. Kraatterit ovat yleensä varsin säännöllisesti käyttäytyviä otuksia, joten jos kraatterin läpimitta tiedetään, voidaan sen syvyys laskea. Eroosion myötä kraatterit toki mataloituvat, mutta laskennallinen syvyys on kuitenkin pätevä lähtökohta.  Siten onnistuttiin jo 1970-luvulla muodostamaan nykyisinkin suuruusluokaltaan pätevä käsitys mare-basalttikerrosten paksuudesta. Kun näin saatiin laskettua mare-basalttien kokonaistilavuus, voitiin arvioida Kuun vulkaanista historiaa aiempaa merkittävästi tarkemmin.

Tektoniset rakenteet ovat yksiselitteisin tapa mitata koko Kuun muodonmuutoksen määrää. Samoin niiden avulla voidaan arvioida, milloin minkäkinlainen muodonmuutos oli käynnissä. Yllättävän harvoin esille nostettu tosiasia (tai ainakin sellaisena yleisesti pidetty) on, että elollisten olentojen tapaan nuoruudessaan Kuu lähinnä turposi, mutta on vanhemmiten alkanut kutistua ja sen myötä rypistyä.

Kuun kuoren venyessä syntyvät grabenit lakkasivat muodostumasta noin 3,6 miljardia vuotta (Ga) sitten. Puristuksessa syntyviä harjanteita sen sijaan alkoi muodostua jo noin 4 Ga sitten, niiden huippuaika koettiin noin 3,5–3,1 Ga sitten, ja viimeisimmät harjanteet syntyivät ainoastaan noin 1,2 Ga sitten. Harjanteiden lähisukulaisia eli lobate scarp -tyyppisiä ylänköharjanteita – joista joskus myöhemmin enemmän – syntyy luultavasti nykyisinkin. Syy globaaliin kutistumiseen on luultavimmin Kuun sisäosien jäähtyminen. Harjanteet antavat siis tietoa Kuun sisäisen aktiivisuuden kehityksestä ja määrästä miljardien vuosien ajalta.

Harjanteet kertovat tietenkin paitsi Kuun globaalista kehityksestä, myös alueellisista prosesseista. Kuun geologia on hyvin pitkälti törmäysaltaiden geologiaa. Suuri osa meristä sijaitsee törmäysaltaissa ja altaissa olevat meret taas ovat harjanteiden tyypillisimpiä esiintymisalueita. Niinpä harjanteet ovat oleellinen tietolähde pyrittäessä ymmärtämään altaiden kehitystä.

Allastektoniikka on turhan laaja aihepiiri tässä yhteydessä esiteltäväksi, mutta peruslähtökohta on, että törmäysaltaiden sisäosissa vallitsee osittain mare-basalttien oman painon ja osittain vaipasta kohonneen tiheämmän aineksen vuoksi puristusjännitys. Siksi siellä syntyy harjanteita. Altaiden reunaosia puolestaan hallitsee venyttävä jännityskenttä, minkä vuoksi siellä esiintyy tyypillisesti grabeneita.

Osittain harjanteet käyttäytyvätkin kuten teoria ennustaa. Säteittäisiä harjanteita pitäisi kuitenkin olla altaiden sisäosissa, kun todellisuudessa niitä yleensä havaitaan ulompana aivan konsentristen grabenien tuntumassa. Tämä voisi selittyä sillä, että mare-basalttikerros ei syvene merkittävästi altaan keskustaa kohden vaan on tasapaksumpi. Ongelmaksi tässä mallissa tietenkin tulee se, kuinka tällainen tasapaksumpi kerros voisi syntyä törmäysaltaan kaltaisessa syvässä kuopassa. Harjanteet tuntuvat siis olevan hieman omapäisiä. Joka tapauksessa ilman niitä ymmärryksemme törmäysaltaista olisi pahasti vajavainen.

Vaikka harjanteet ovat suuren yleisön parissa tuntemattomia, ne ovat monimuotoinen ja -käyttöinen sekä laajalle levinnyt rakenne Kuussa ja muilla maankaltaisilla planeetoilla. Huolimatta siitä, että niiden on jo usean vuosikymmenen ajan uskottu olevan pohjimmiltaan ylityöntösiirrosten aikaansaamia, liittyy niiden yleiseen syntymekanismiinkin silti vielä runsaasti epävarmuuksia. Täysin ei myöskään ymmärretä harjannerenkaiden syntyä, ja allastektoniikan teoriassa on vielä runsaasti viilaamista. Miksi esimerkiksi Mare Nubiumissa on lähinnä säteittäisiä harjanteita, kun muissa merien täyttämissä törmäysaltaissa konsentriset harjanteet hallitsevat?

Tutkijoilla siis varmasti riittää harjanteiden parissa vielä töitä. Ammattilaisten lisäksi myös harrastajien soisi kiinnittävän harjanteisiin hieman enemmän huomiota. Kun Aurinko paistaa matalalta harjanteisiin, on nimittäin erittäin mukava seurailla niiden kaunista aaltoilua ympäri meriä ja pohdiskella samalla, millaisia olivat muinainen jännityskenttä ja merenalainen topografia, jotka harjanteiden muodot aiheuttivat.

---

¹Mare-harjanteet voivat joskus jatkua ylängöillä lobate scarp –tyyppisinä harjanteina, mutta vaikka ne mare-harjanteiden lähisukulaisia ovatkin, kyseessä on kuitenkin hieman eri rakenne, joka ansaitsee joskus oman blogi-tekstinsä.

---

Kiitokset Jari Kuulalle Apollo 11:n Lamont-kuvan esiinkaivamisesta.

Aikanaan tämä juttu ilmestynee Hieman Kuusta -blogissani, luultavasti vielä hieman runsaammin kuvitettuna.

---

Europan kraatterit, aineen suuri kiertokulku ja elämä

27.1.2023 klo 10.52, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Europa , Ganymedes , Heittele , Io , Komeetat , Kraatterit , Kuiperin vyöhyke , Törmäykset , Törmäysaltaat

Europa on Galileo Galilein tammikuussa 1610 löytämästä neljästä Jupiteria kiertävästä valopisteestä vähäisin. Läpimitaltaan (3122 km) se on vain hieman omaa Kuutamme (3476 km) pienempi. Aurinkokunnan kuiden joukossa se kuitenkin kuuluu suurien ja kiinnostavimpien joukkoon.

Kuukausi sitten kirjoittelin hieman enemmän Europan tektoniikasta ja samalla myös sen tutkimushistoriasta. Vallankaan jos Europa ei ole erityisen tuttu ja asia kuitenkin kiinnostaa, voi olla järkevää lukaista se ennen kuin uppoutuu yhtään syvemmälle tämänkertaiseen tarinaan.

Planeettageologien parissa Europa tunnetaan lähinnä sen pintaa raidoittavista tektonisista rakenteista ja aktiivisiin geysireihin viittaavista havainnoista. Useimpien astrobiologien mielestä Europa puolestaan on yksi aurinkokunnan kiinnostavimmista kohteista. Tästä on kiittäminen lähinnä Europan syvyyksissä lymyilevää valtamerta.

Yksi asia, josta Europaa ei tunneta, on törmäyskraatterit. Niitä on nimittäin erittäin vähän. Kraatterit ovat kuitenkin harvalukuisuudestaan huolimatta hyvin käyttökelpoinen työkalu tutkittaessa Europan geologista kehitystä ja rakennetta. Niillä voi olla myös aivan keskeinen merkitys mahdollisen Europan valtameren elinkelpoisuuden kannalta. Siksi niitä kannattaakin vilkaista hieman tarkemmin. Ja jotta Europan kraattereita voi ymmärtää, on ensin oltava käsitys siitä, millaiset kappaleet niitä synnyttävät.

Europaan törmäävät kappaleet

Täällä aurinkokunnan sisäosissa, maankaltaisten planeettojen valtakunnassa, törmäävät kappaleet ovat jokseenkin tuttuja. Niiden alkuperässä on vuosimiljardien kuluessa luultavasti tapahtunut hieman muutoksia, mutta lähtökohtaisesti Marsin, Kuun, Maan, Venuksen ja Merkuriuksen kraatterit ovat ihan tavallisten asteroidien synnyttämiä. Niiden ominaisuudet tunnetaan hyvin, sillä museoissa on kymmeniä tuhansia esimerkkejä Maata lähelle tulevista asteroideista, jollaiset ovat hallinneet aurinkokunnan sisäosien kraatteroitumista ainakin viimeiset 3,8 miljardia vuotta. Kun nämä asteroidit ovat pudonneet Maan tai muun planeetan pinnalle ja säilyneet höyrystymättä tai sulamatta, ne tunnetaan meteoriitteina.

Asteroidien ja meteoriittien ominaisuuksissa on toki merkittäviä eroja riippuen siitä, onko kyse tiiviistä rautamöykyistä vai niukin naukin vetovoiman kasassa pitämistä sorakasoista. Ainekset ovat kuitenkin Maapallon geologiasta tuttuja ja niitä voidaan kohtalaisen helposti tutkia laboratorioissa. Kun siirrytään ulommille planeetoilla ja niiden kuille, tilanne muuttuu ratkaisevasti.

Europalla, samoin kuin muillakin jättiläisplaneettojen kuilla, asteroidit eivät suinkaan ole tärkein törmäävien kappaleiden ryhmä. Kivien sijasta Europan pinnalle nimittäin putoilee jäätä, eli lähinnä Jupiterin komeettaperheen kappaleita (engl. Jupiter-family comets, JFC).Ne ovat komeettoja, joiden kiertoaika Auringon ympäri on nykyisin alle 20 vuotta.

Jupiter-perheen komeetat ovat peräisin kahdesta eri lähteestä. Perinteisen Kuiperin (eli Kuiperin–Edgeworthin) vyöhykkeen kappaleet ovat luultavasti suunnilleen synnynsijoillaan muun Aurinkokunnan kanssa likimain samassa tasossa ja melko pyöreillä radoilla. Hajanaisen kiekon (engl. scattered disk) komeetat puolestaan ovat jättiläisplaneettojen vaikutuksesta joutuneet soikeammille ja jyrkemmille radoille. Näitä molempia on Jupiter aikojen saatossa valtavalla vetovoimallaan rohmunnut perheeksi oman kiertoratansa tuntumaan.

Alkuperän ja siitä seuraavan koostumuksen lisäksi Europaan törmäävät kappaleet eroavat meille tutummista aurinkokunnan törmääjistä myös nopeudellaan: Europan tyypillinen törmäysnopeus on noin 26 km/s, kun Maa–Kuu-systeemissä se on noin 17 km/s ja Marsissa vain noin 10 km/s. Tämä ei johdu Europasta itsestään vaan vieressä möllöttävästä massiivisesta Jupiterista, joka kiihdyttää lähelleen erehtyviä kappaleita. Törmäysnopeus on syntyvien kraatterien kannalta sikäli oleellinen tekijä, että kraatterin koon määrittelee lähinnä törmäys- eli liike-energia. Ja kuten kaikki yläasteen fysiikasta epäilemättä muistavat, liike-energia on puolet massan ja nopeuden neliön tulosta (E_k=½mv²).

Europan planetaarisissa ominaisuuksissa on vielä yksi erityinen piirre, joka vaikuttaa merkittävästi syntyviin kraattereihin: Europa on tuttuihin ja turvallisiin kiviplaneettoihin nähden pieni. Niinpä sen painovoimakin on vähäinen, vain noin 1,3 m/s². Tämä on vajaa kahdeksasosa Maan painovoimasta (9,8 m/s²) ja niukasti alle kolmasosa Marsin painovoimasta (3,7 m/s²). Siten myös pakonopeus Europan pinnalta on vähäinen, vain 2 km/s, kun se esimerkiksi Maassa on 11 km/s. Näin ollen lujaa tapahtuvat törmäykset heittävät tavaraa kauas, ja varsin helposti koko kuun vaikutuspiirin ulkopuolelle Jupiteria kiertävälle radalle. Oleellista on, että sama pätee myös Europan lähinaapuriin, tulivuoritoiminnan hallitsemaan Ioon.

Pienten kraatterien alkuperä

Laattatektoniikkaa muistuttava Europan geologinen aktiivisuus pitää sen pinnan nuorena. Käsitykset pinnan iästä vaihtelevat, mutta konservatiivinen arvio on 200–20 miljoonaa vuotta. Kun pinta on näin nuorta, on väistämätöntä, ettei törmäyskraattereita ole ehtinyt kertyä järin paljon. Vanhat kraatterit jauhautuvat jäälaattojen törmäillessä toisiinsa ja peittyvät uusilla jääkerroksilla, sekä paikoin kenties myös uppoavat Europan syvyyksiin niin nopeasti, ettei koko ajan hiljenevä törmäysvuo ehdi tuottaa uusia kraattereita kadonneiden tilalle.

Koska suuret törmäilevät kappaleet käyvät aurinkokunnassa ajan myötä yhä harvinaisemmiksi, ovat Europan nykyiset kraatterit myös melkoisen pieniä. Kun tähän yhdistetään se, ettei saatavilla oleva kuva-aineisto Europasta ole kaikin osin kovin hääppöistä – vain noin 20 % pinnasta on kuvattu alle puolen kilometrin erotuskyvyllä – on havaittavissa olevia kraattereita väkisinkin vähän verrattuna lähes kaikkiin muihin aurinkokuntamme kappaleisiin.

Yli kymmenen kilometrin läpimittaisia törmäyskraattereita on löydetty koko Europan pinnalta vain 23. Tämä on selvästi vähemmän kuin vaikkapa pinta-alaltaan pienemmältä Pohjois-Amerikan mantereelta. Kun kraatterien koko pienenee, kasvaa tietysti myös niiden määrä erittäin nopeasti. Pikkuruisia, alle kilometrin läpimittaisia kraattereita tunnetaan Europan pinnalta tuhansittain. Näistä kuitenkin valtaosa, kenties jopa yli 95 %, on sekundäärikraattereita. Europan vähäisestä vetovoimasta johtuen melko pienenkin, parin–kolmenkymmenen kilometrin läpimittaisen kraatterin puolikilometrisiä sekundäärikraattereita voi löytyä hyvinkin tuhannen kilometrin päästä. Esimerkiksi Europan nuorimman kraatterin, noin 26-kilometrin läpimittaisen Pwyllin sekundäärikraattereita on laskettu yli 3300 kappaletta, minkä perusteella sen on arveltu synnyttäneen niitä vähintään miljoona.

Europan pienten, alle kilometrin läpimittaisten sekundäärikraattereiden alkuperässä on erikoinen piirre: likikään kaikki niistä eivät välttämättä ole Europan törmäyskraattereiden sekundäärikraattereita. Vaikka aurinkokunnan vulkaanisesti aktiivisimman kappaleen eli Ion pinnalta ei ole löydetty ainuttakaan törmäyskraatteria, niitä täytyy tietysti sielläkin syntyä. Pakonopeus Ion pinnalta on lähes yhtä alhainen kuin Europastakin, joten Ion törmäyskraatterien heittelettä päätyy Jupiteria kiertävälle radalle runsaasti. Mallinnusten perusteella on esitetty, että 9 % kappaleista, jotka karkaavat Iosta, törmäävät lopulta Europaan. Suunnilleen saman verran Ganymedeen pinnalta päätyvistä kappaleista päätyy tekemään kraatterin Europan pintaan. Matka Iosta Europaan kestää tyypillisesti vajaat 60 vuotta.

Kraatterit, jotka syntyvät toisen kraatterin heitteleestä, joka on päätynyt kuun pinnalta planeettaa kiertävälle radalle törmätäkseen myöhemmin saman tai toisen kuun pintaan, tunnetaan englanniksi nimellä sesquinary craters. Hankalahkon nimen taustalla on latinan puoltatoista tarkoittava etuliite sesqui-. Kutsuttakoon niitä nyt tilapäisellä väännöksellä ”seskinääriset” kraatterit (latinistit ovat erittäin tervetulleita antamaan kunnollisen nimiehdotuksen). Seskinäärisiä kraattereita synnyttävien kappaleiden törmäysnopeus on alhaisempi kuin normaaleilla primäärikraattereita synnyttävillä kappaleilla, mutta suurempi kuin kuun pakonopeus.

Seskinäärisiä kraattereita Europan pinnalla pitäisi olla eritoten 200–1000 metrin kokoluokassa. Ongelmana on, että havaintojen perusteella tämän kokoiset kraatterit muistuttavat tavallisia sekundäärikraattereita etenkin sikäli, että ne esiintyvät ryppäinä. Planeettaa vuosikymmeniä kierrettyään heittelekappaleet hajaantuvat hyvin tehokkaasti, joten seskinääristen törmäysten ei kuuluisi tapahtua rykelminä vaan tavallisten primääritörmäysten tapaan yksitellen. Niinpä laskujen ja simulaatioiden pätevyydestä ei tällä hetkellä ole varmuutta. Selvää kuitenkin on, että Galilein kuiden välillä tapahtuu heitteleen siirtymistä kuulta toiselle, mutta sen yleisyydestä ja merkittävyydestä ei yhteisymmärrystä ole.

Kraatterien kummalliset muodot

Europalla aivan tavallisissakin primääritörmäysten synnyttämissä kraattereissa on erikoislaatuisia piirteitä. Jäisten kappaleiden kraattereille tyypillistä on, että niiden reuna on hyvin kapea verrattuna kiviplaneettojen kraattereihin. Tämä pätee Europallakin. Täysin omalaatuista sen sijaan on Europan kraattereiden mataluus. Europan kraatterit syvenevät kasvavan läpimitan myötä ihan kiltisti noin 8–12 km:n läpimittaan saakka, kunnes ne yhtäkkiä käyvätkin matalammiksi.

Nyt joku takarivistä saattaa ihan ymmärrettävästi huutaa innoissaan: ”Viskoosi relaksaatio!” Vaan eipä tämä kavereiden kesken lätsähtämisenä (engl. viscous relaxation) tunnettu ilmiö riitä selittämään Europan kraattereiden vähäistä syvyyttä. Matalaksi päätymisen lisäksi kraattereissa nimittäin tapahtuu paljon muutakin outoa. Suuremmilta kraattereilta katoavat reunat lähes kokonaan, ja niiden pohja on käytännössä ympäröivän pinnan tasolla. Ja vaikka reunat katoavat, keskuskohoumat säilyvät jokseenkin normaalin näköisinä. Tällaista ei muilta jäisiltä kappaleilta tunneta, joten kyse täytyy olla jostain itse kraatteroitumisprosessiin ja sen muokkautumisvaiheeseen liittyvästä minuuttien aikaskaalalla tapahtuvasta dynaamisesta ilmiöstä eikä vuosituhansia ja -miljoonia kestävästä verkkaisesta lätsähtämisestä.

Edellisiin omituisuuksiin liittynee sekin, että Europan melko normaalit, tavallisen keskuskohouman sisältävät kompleksikraatterit vaihtuvat läpimitan kasvaessa häkellyttävän nopeasti (27–33 km:n läpimitassa) erittäin monia renkaita sisältäviksi Valhalla-tyypin törmäysaltaiksi. Poissa tavallisten kompleksikraatterien ja törmäysaltaiden välistä ovat niin kiviplaneetoilta tutut protoaltaat, joissa on sekä keskuskohouma että keskusrengas ja aidot kaksirengasaltaat, kuin vaikkapa Ganymedeellä ja Kallistolla yleiset keskuskuoppakraatterit.

Oma lukunsa Europan kraattereiden joukossa on Manannán, jonka läpimitta on tutkijasta riippuen jotain 23 km:n ja 26×30 km:n väliltä. Sen reunalla on tulkittu olevan Europalla erittäin harvinainen kielekemäinen esiintymä törmäyssulaa, siis törmäyksessä jäästä sulanutta vettä. Manannánilla on keskuskohoumaa muistuttava rakenne, mutta se sijaitsee kaikkea muuta kuin keskellä. Reunaa ei juuri ole ja kraatterin pohja on ympäristön tasalla. Erikoisin piirre on keskellä sijaitseva noin 150 m syvä kuoppa, joka ei kuitenkaan alkuunkaan muistuta muilta planeetoilta tuttua keskuskuoppaa. Kuopasta lähtee säteittäisesti rakoja, jotka saavat sen muistuttamaan ylimääräisiä jalkoja kasvattanutta mutanttipunkkia. Sitä ympäröivät hieman epäsymmetriset rengasmaiset vajoamat.

Europan kraattereiden erikoisia piirteitä ei ole kiistattomasti pystytty selittämään, mutta yritetty on. Todennäköisimmin ratkaisu piilee siinä, että pienet Europan kraatterit käyttäytyvät normaalisti, koska ne syntyvät kokonaan kivikovassa jäässä. Suuremmat kraatterit, siis vähintään noin 8–12 km:n läpimittaiset, alkavat sen sijaan jo ”aistia” kovan jääkerroksen alla olevan hyvin pehmeän kerroksen. Kyseessä voi olla joko lämmin ja siksi notkea jää, tai jopa sula meri.

Törmäyskraatterit ovatkin yksi luotettavimmista keinoista määrittää Europan jääkerroksen tai ainakin sen kovan yläosan paksuus. Erilaiset tulkinnat, laskut, mallit ja simulaatiot antavat luonnollisesti hieman erilaisia tuloksia, mutta suurin yksimielisyys saavutetaan siitä, että kraatterien perusteella Europan kovan jääkerroksen paksuus on 15–20 km. Tämä on varsin erilainen näkemys kuin esimerkiksi jääkuoren mekaanisten ominaisuuksien mallintajilla, jotka ovat tulkinneet kovan kuoren paksuudeksi ohuimmillaan vain sata metriä ja paksuimmillaankin noin 10 km.

Toisessa ääripäässä ovat ne, jotka pohjaavat mallinsa termodynamiikkaan. Näissä malleissa kovan jääkerroksen paksuus on muutamien kymmenien kilometrien luokkaa. Törmäyskraatterit antavat kuitenkin mekaanisia ja termodynaamisia malleja suorempaa tietoa jääkerroksesta. Kyse on vain siitä, osaammeko tulkita kraatterit oikein.

Pinnalta mereen

Pitkähköksi venähtäneen johdannon jälkeen päästään lopultakin tarinan varsinaiseen pihviin, johon jo viime kerralla viittasin. Menemättä yksityiskohtiin voi huoletta todeta, että planeettatutkijoiden keskuudessa vallitsee siis yksimielisyys siitä, että Europan jääkuoren alla todellakin on meri. Siitäkään ei ole epäselvyyttä, että Jupiterin vetovoiman aiheuttama massiivinen vuorovesi-ilmiö pitää sen sulana. Meren syvyydestä ei sen sijaan ole tarkempaa tietoa, mutta yleinen arvio on satakunta kilometriä (±50 km). Vettä Europassa lienee enemmän kuin maapallon valtamerissä yhteensä.

Nestemäinen vesi ja tarjolla oleva energia (vuorovesivoimat, sekä mahdollinen merenalainen vulkanismi) saavat yleensä astrobiologit innostumaan. Elämälle tämä ei kuitenkaan yksistään riitä. Tuntemamme kaltainen elämä pyörii pitkälti erilaisten hapetus–pelkistys-reaktioiden varassa. Arkipäiväisiä esimerkkejä näistä ovat vaikkapa hengitys ja yhteyttäminen.

Europan mahdollisesta elämästä kiinnostuneita tutkijoita on jo pidemmän aikaa pohdituttanut, kuinka Europan mereen saadaan riittävästi hapettavaa ainetta, jotta hapetus–pelkistys-reaktiot pysyvät käynnissä elämän kehittymisen kannalta riittävän pitkään. Viimeisin malli, Evan Carnahanin johdolla Geophysical Research Letters -lehdessä esitelty tutkimus Surface-To-Ocean Exchange by the Sinking of Impact Generated Melt Chambers on Europa julkaistiin viime vuoden lopulla.

Europan pinnan merkittävin hapettava aine on, ehkä hieman yllättäenkin, happimolekyyli (O₂). Niitä syntyy runsaasti, kun Jupiterin magneettikentän kiihdyttämät, alkujaan Ion sisuksistaan sylkemät ionit piiskaavat jäätä hajottaen vesimolekyylejä vedyksi ja hapeksi. Happea siis riittää, mutta sen saaminen parinkymmenen kilometrin paksuisen jääkerroksen läpi ei ole ihan helppoa.

Maapallolla laattatektoniikka ja erityisesti litosfäärilaattojen työntyminen toistensa alle vaippaan eli subduktoituminen on keskeisessä osassa aineen suuressa kiertokulussa. Kuten viime blogitekstissäni totesin, Europalla on jotain laattatektoniikan kaltaista toimintaa, mutta ei ole laisinkaan varmaa, kuinka tehokasta (tai edes todellista) Europan jäälaattojen työntyminen toistensa alle lopulta on. Pelkästään sen varaan siis Europan aineen kiertokulkua pinnalta mereen ei voi laskea.

Vuosi sitten esitetyn idean mukaan Europan niin kutsutuilla kaaosalueilla voisi tapahtua suolaisen veden kulkeutumista ohentuneen jään läpi mereen saakka. Tämän mallin mukaan siis sisäsyntyiset tai vuorovesivoimien ylläpitämät prosessit pitäisivät hapetus–pelkistys-reaktiot käynnissä, ainakin paikallisesti. Carnahanin ja kollegoiden malli sen sijaan hyödyntää täysin ulkoista prosessia, eli kraatteroitumista.

Pohjimmiltaan Carnahanin ryhmän idea on hyvin yksinkertainen. Törmäyskraattereiden synty tuottaa aina törmäyssulaa. Europan ja muiden jäisten kappaleiden tapauksessa törmäyssula on käytännössä vettä. Vesi on erittäin eksoottinen yhdiste muun muassa siksi, että se on nestemäisenä tiheämpää kuin kiinteänä. Siksi talvisin Suomessakin pääsee – tai ainakin vanhoina hyvinä aikoina pääsi – järvelle luistelemaan tai pilkille. Järvet eivät jäädy pohjiaan myöten, vaan jäät kelluvat veden päällä.

Europalainen törmäyssula pyrkii siis luontaisesti valumaan syvemmälle jääkuoreen. Tätä edesauttaa kaksi kraattereille ominaista piirrettä. Niissäkin osissa vastasyntynyttä kraatteria, missä kohdeaines ei sula, se lämpenee merkittävästi, helpottaen veden läpäisyä. Lisäksi kohdeaines myös rakoilee. Veden on siis periaatteessa suhteellisen helppo valua kraatterin pohjalta alaspäin kohti merta.

Carnahanin ja kollegoiden mallissa jääkuoren paksuudeksi oletettiin 10 km, mikä nykykäsitysten valossa on hieman vähänlaisesti. Mahdollinen se silti toki on. Manannánin kokoisen kraatterin tapauksessa noin 28 km³ törmäyksessä sulanutta vettä valuisi 10 km:n jääkerroksen läpi mereen noin tuhannessa vuodessa. Jonkinlaisena nyrkkisääntönä voi pitää sitä, että kun niin sanotun kaivautumiskraatterin syvyys (eli kraatterin tilapäinen, syntyprosessin aikana saavutettava maksimisyvyys) on vähintään puolet jääkuoren paksuudesta, yli 40 % törmäyssulasta päätyy mereen viimeistään noin kymmenen tuhannen vuoden aikaskaalassa.

Törmäyssulan kaivama huokoinen kanava kraatterin pohjalta mereen on sikälikin ajatuksena mukava, että sellainen voi osaltaan olla selittämässä eräitä Europan kraatterien erikoisia muotoja. Mikäli Europan meri on riittävän korkean paineen alainen, voi merivesi päästä tällaista huokoista kanavaa pitkin pinnalle täyttämään ja muokkaamaan kraatteria. Kanava pysyisi auki yli tuhat vuotta, mikä hyvinkin riittäisi kraatterin ulkomuodon muuttamiseen. Mikäli tällaista meriveden nousua kraattereihin todella tapahtuisi, kraatterit olisivat kaaosalueiden ohella kiinnostavimpia kohteita koettaa saada näytteitä merestä yrittämättä epätoivoisesti kairata parinkymmenen kilometrin mittaista reikää jäähän.

Carnahanin vetämä ryhmä otti artikkelissaan kantaa vain hapettavien aineiden kuljettamiseen pinnalta mereen. Sama malli toimisi kuitenkin tietysti myös muiden aineiden kierrättämisessä. Kuten edellä tuli todettua, Europaan törmäävät kappaleet ovat komeettoja. Niissä on runsaasti jos jonkinlaisia hiilipitoisia yhdisteitä. Aminohapoista eli proteiinien rakennuspalikoista ainakin glysiiniä (C₂H₅NO₂) on havaittu komeetoissa. Aurinkokunnan ulko-osista peräisin olevista hiilikondriiteista on lisäksi löydetty useampiakin aminohappoja, joten ei ole järin kaukaa haettu ajatus, että niitä olisi Jupiterin komeettaperheen jäsenissäkin. Jos vain aminohapot selviävät komeetan törmäyksestä Europan pintaan, niitä päätyy myös törmäyssulaan ja – sikäli kun Carnahanin ryhmän esittämä malli pätee – sen mukana mereen. Aminohapot eivät ainakaan olisi haitaksi elämän kehittymisen kannalta.

Toinen orgaanisten aineiden lähde on ihan tavallinen Europan pinta-aines. Europan, aivan samoin kuin monien muiden aurinkokunnan jäisten kappaleiden pinnoilla on nähtävissä punaruskeita alueita. Ne koostuvat yleensä toliineista, jotka ovat säteilypommituksen yksinkertaisista ja yleisistä hiili- ja typpipitoisista yhdisteistä kuten hiilidioksidista (CO₂), metaanista (CH₄), typestä (N₂) ja ammoniakista (NH₃) tuottamia pidempiketjuisia mönjämolekyylejä. Myös tämän jankin kulkeutuminen Europan mereen törmäyssulan mukana on astrobiologian näkökulmasta kiintoisaa.

Kuulta toiselle

Seskinääriset törmäykset tuovat vielä yhden mielenkiintoisen vivahteen aineen ja sen myötä myös mahdollisen elämän kiertoon Jupiterin kuilla. Iolla ei meidän tuntemamme kaltaista elämää voi olla, mutta Europan ohella myös Ganymedeellä on erittäin suurella todennäköisyydellä pinnanalainen meri. Todisteet Kalliston meren puolesta eivät ole aivan yhtä vakuuttavia, mutta hyvin mahdollisena sitäkin silti pidetään.

Seskinääristen törmäysten myötä kraatterien heittelettä on kulkeutunut kuulta toiselle iät ja ajat. Jos jonkin kuun meressä on syntynyt elämää ja se on päätynyt törmäysten, kaaosalueiden tai harjanteiden synnyn myötä pinnalle, on elämää tai ainakin merkkejä siitä väkisinkin päätynyt  seskinäärisen heitteleen myötä myös muille kuille.

Törmäykset tarjoavat siis ainakin periaatteessa elämän rakennuspalikoille keinot kulkeutua Kuiperin vyöhykkeeltä tai hajanaisesta kiekosta Europan pinnalle ja edelleen säteilysuojaan Europan lämpimän meren syleilyyn. Samoin elämä voi törmäysten ansiosta kulkeutua geologisessa aikaskaalassa äärimmäisen nopeasti ja helposti kuulta toiselle. Huomattavasti hankalampi kysymys sitten on, oliko elämällä alkujaankaan mahdollisuuksia syntyä millään Jupiterin kuista.

---

Europa – laattatektoniikkaa biljardipallolla?

31.12.2022 klo 18.21, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Europa , Historia , Tektoniikka , Vesi

Pian auringonlaskun jälkeen Padovassa tammikuun seitsemäntenä päivänä vuonna 1610 Galileo Galilei (1564–1642) suuntasi vielä uudenkarhean kaukoputkensa kohti Jupiteria. Vain viitisen viikkoa aiemmin hän havainnut Kuun olevan vuorten ja eri kokoisten pyöreiden kuoppien kirjoma monimuotoinen maailma, kaikkea muuta kuin aristotelisen täydellinen kirkon hyväksymä pallo. Nyt vuorossa oli vähintään yhtä järisyttäviä havaintoja.

Galilei näki suorassa rivissä Jupiterin itäpuolella kaksi ”tähteä” ja länsipuolella yhden. Aluksi hän ei kiinnittänyt niihin sen kummempaa huomiota, sillä hän piti niitä tavallisina taustataivaan tähtinä. Jo aiemmin hän oli nimittäin kaukoputkellaan pannut merkille, että tähtiä oli avaruudessa valtavan paljon enemmän kuin paljailla silmillä pystyi näkemään. Sekin oli maailmankuvaa järisyttänyt havainto.

Seuraavana iltana, 8.1.1610, Galilei havaitsi jälleen Jupiteria. Nyt hän hämmästyi: kolme kirkasta ”tähteä” näkyikin linjassa Jupiterin länsipuolella. Jupiter toki liikkuu koko ajan taivaalla taustatähtiin nähden kuten Galilei erittäin hyvin tiesi, mutta näiden kolmen ”tähden” suhteen Jupiter näytti liikkuvan päinvastaiseen suuntaan kuin sen pitäisi.

Tammikuun yhdeksännen päivän iltana Galilei ei tehnyt havaintoja, mutta kymmenentenä hän oli jälleen Jupiterin kimpussa. Nyt ”tähtiä” näkyi kaksi, molemmat Jupiterin itäpuolella. Tässä vaiheessa Galilei oivalsi, että Jupiter ei suinkaan mutkittele illasta toiseen, vaan ”tähdet” kiertävät Jupiteria. Ensimmäiset kuut Maa–Kuu-järjestelmän ulkopuolelta oli löydetty, eikä Maa senkään vuoksi ollut enää erikoisasemassa aurinkokunnassamme.

Galilein ensimmäisen Jupiter-piirroksen lähimpänä Jupiteria itäpuolella sijainnut ”tähti” muodostui todellisuudessa kahdesta kuusta. Nykyisiltä, Galilein syvästi inhoaman baijerilaisen Simon Mariuksen  (1573–1625) vuonna 1614 antamilta nimiltään Iona ja Europana tunnetut kuut olivat tuolloin niin lähellä toisiaan, ettei Galilei vaatimattomalla kaukoputkellaan kyennyt erottamaan niitä erillisinä kohteina. Kauimpana idässä oli Kallisto¹, lännessä puolestaan Ganymedes.¹ Seuraavana iltana Galilei ei hoksannut edelleen kaukana idässä ollutta Kallistoa lainkaan. Lännessä olleet kuut olivat Jupiterista lukien Io, Europa ja Ganymedes. Niinpä ihmiskunnan ensimmäiset piirrokset Kallistosta ja Ganymedeestä tehtiin 7.1.1610, mutta Iosta ja Europasta erillisinä kohteina vasta seuraavana iltana. Galilein kunniaksi nämä Jupiterin neljä suurinta kuuta tunnetaan nykyisin Galilein kuina.

Europa on muuttunut neljässä vuosisadassa valopisteestä monien planeettatutkijoiden mielestä yhdeksi aurinkokuntamme kiinnostavimmista kohteista. Avaruusaikakauden ensimmäiset vilkaisut Europaan eivät kuitenkaan vielä kovin paljon lupailleet. Harva muistaa Pioneer 10 ja 11 -luotainten Jupiterin ohilentoja joulukuissa 1973 ja 1974.² Osittain tämä johtuu siitä, että kuvat Jupiterista eivätkä vallankaan sen kuista olleet järin hääppöisiä. Tässä vaiheessa kuitenkin oli jo selvää, että Europan kuori, tai vähintään sen pinta, on lähinnä vesijäätä.

Voyager-luotainten ohilennoilla maaliskuussa ja heinäkuussa 1979 Europa oli ratamekaniikan armottomien lakien vuoksi heikoimmin kuvattu Galilein kuu. Siitä huolimatta planeettatutkijoiden eteen avautui hämmästyttävä näkymä aurinkokunnan tasaisimpaan kappaleeseen. Sen pinnalta puuttuivat kraatterit lähes kokonaan, mutta sitä kirjoi ainutlaatuisten halkeamien ja muiden viivamaisten rakenteiden verkosto. Kesti kuitenkin kymmenen vuotta, ennen kuin tutkijat saivat aikaiseksi ensimmäisen artikkelin, jossa hahmoteltiin ajatusta toistensa suhteen liikkuvista jäälaatoista ja esitettiin rekonstruktioita siitä, kuinka erilaisten siirrosten erottamat laatat ovat toistensa suhteen liikkuneet. Samalla Europasta tuli maapallon jälkeen ainoa kappale aurinkokunnassamme, jossa oli siihen mennessä havaittu selviä todisteita Maan laattatektoniikalle ominaisista sivuttais- eli kulkusiirroksista, joissa laatat liukuvat toistensa ohitse.

Lähes kotoisan Kuumme läpimittaista Europaa pidetään edelleen tektoniselta kannalta eniten Maata muistuttavana taivaankappaleena. Vuosina 1995–2003 Jupiteria kiertäneen Galileo-luotaimen kuvista oli nähtävissä, että lukuisat jäälaatat olivat liukuneet toistensa ohi ja erkaantuneet toisistaan. Missään ei kuitenkaan tuntunut olevan alueita, joissa laatat olisivat painuneet toistensa alle. Tämä oli tietenkin ongelma, sillä vaikka planetaarista laajenenemista voi tapahtua – esimerkkinä keskeltä turpoamisensa vuoksi ratkennut Pluton kuu Charon³ – ei Europalla kuitenkaan näy merkkejä globaalista laajenemisesta. Lopulta kahdeksisen vuotta sitten esitettiin tulkintoja, joiden mukaan tällaisia subduktiovyöhykkeitä Europassakin kuitenkin olisi. Moni yksityiskohta Europan tektoniikasta jäi kuitenkin edelleen auki.

Marraskuun Journal of Geophysical Research – Planets -lehdessä julkaistiin mielenkiintoinen laaja vapaasti luettavissa oleva tutkimus, joka tarjoaa vastausyrityksiä useisiin Europan tektoniikkaa koskeviin kysymyksiin. Geoffrey C. Collinsin johtama yhdentoista ihmisen ryhmä tutki Europan etäpuolella, siis aina Jupiterista poispäin kääntyneellä puoliskolla pituuspiirin 140°E tuntumassa olevia pinnanmuotoja kolmella lähes navalta toiselle ulottuvalla alueella.

Tutkimuksen keskeisiä johtopäätöksiä on kolme:

1. Laattatektoniikan kaltainen aktiivisuus on Europalla laajalle levinnyttä, muttei globaalia. Laattojen liike on siis alueellisesti rajoittunutta ja voi näin ollen heijastella alueellisia tai paikallisia prosesseja. Tämä poikkeaa maapallosta, jossa laattatektoniikka on globaali, pohjimmiltaan lähes kaikkia suurimpia geologisia ilmiöitä hallitseva prosessi.
2. Laattatektoniikan kaltainen aktiivisuus on ajoittaista eikä ole käynnissä tällä hetkellä. Laattojen liike siis käynnistyy tietyllä alueella, päättyy jossain vaiheessa ja alkaa myöhemmin uudelleen jossain muualla. Myös tässä mielessä Europa poikkeaa merkittävästi maapallosta.
3. Laattojen liike on rajoittunutta. Havaitut siirtymät olivat tyypillisesti kymmenen kilometrin luokkaa, eikä missään nähty sataan kilometriin yltäviä siirtymiä. Myös tämä on merkittävä ero maapalloon, jossa tällaisia rajoitteita ei ole.

Collinsin ryhmän tulokset antavat siis hyvin vahvaa tukea ajatukselle, että Maan ohella myös Europalla on laaja-alaisia tektonisia liikuntoja, joissa suuret laattamaiset kuoren kappaleet liikkuvat toistensa vieritse, erkaantuvat toisistaan uuden aineksen purkautuessa niiden väliin, ja painuvat toistensa alle törmätessään. Eri asia sitten on, tohtiiko tällaista kutsua laattatektoniikaksi vai ei.

Miksi sitä sitten haluaakaan kutsua, Europan laatat kuitenkin joka tapauksessa ovat mitä suurimmalla todennäköisyydellä liikkuneet viimeisen sadan miljoonan vuoden aikana. Geologisessa mielessä merkittävä, koko Europan pintaa uudistanut toiminta on siis ollut käynnissä varsin äskettäin. Tästä kertoo myös Europan kraatteritiheys, joka on koko aurinkokunnan pienimpiä. Mutta miksi laatat eivät ole tällä hetkellä vaeltamassa mihinkään? Ja miksi liike on rajoittunutta niin ajallisesti kuin paikallisestikin? Ja johtuuko laattojen ajoittainen kuljeskelu ja pyörähtely Europan sisäisestä energiasta, vai onko kyseessä Jupiterin aiheuttamien massiivisten vuorovesivoimien aikaansaama liike?

Kuten Collinsin ryhmä artikkelissaan korostaa, näihin ja moniin muihin keskeisiin Europan geologista kehitystä koskeviin kysymyksiin on nykyisen luotainaineiston avulla hyvin vaikea antaa mitään varmahkoa vastausta. Niin suuri menestys kuin Galileo-luotain olikin, sen jumittunut pääantenni rajoitti etenkin kuvien määrää ja laatua erittäin tuntuvasti. Kun pintaa ei näe, sitä on aika hankala tutkia. Todennäköistä onkin, että todella merkittäviä edistysaskeleita Europan tektoniikan ymmärtämisessä saadaan odottaa 2030-luvulle. Silloin toivon mukaan NASAn Europa Clipper -luotain tuottaa tutkijoiden käyttöön nykyistä huomattavasti kattavampaa ja tarkempaa kuva- ja koostumustietoa. 

Europa Clipperin päätehtävä on selvittää, onko Europan jääkuoren alla paikkoja, jotka voisivat ylläpitää elämää. Yksi elämälle suotuisten olosuhteiden kannalta oleellisimmista prosessesita on ravinteiden kierrätys. Sen näkökulmasta Collinsin ryhmän havainnot toisiinsa törmäävistä ja sitä myöten jollain toistaiseksi tuntemattomalla tavalla syvyyteen uppoavista laatoista voivat olla hyvinkin oleellisia. Ravinteita voidaan kuitenkin kierrättää pinnalta mereen myös muuten kuin toisiinsa törmäävien laattojen avulla. Tästäkin aiheesta ilmestyi viime marraskuussa kiehtova tutkimusartikkeli, mutta se tarina saa odottaa vuoroaan ensi kertaan.

Sitä odotellessa voi vaikka vilkaista mainiosti näkyvissä olevaa Jupiteria pienellä kaukoputkella tai jalustalle asetetulla kiikarilla. Samalla voi tuumiskella, kuinka nopeasti itse olisi oivaltanut näiden pienten valopisteiden olevan Jupiteria kiertäviä kuita, kun mitään sellaista ei tiedetty eikä taika- ja kirkkouskon täyttämässä maailmassa myöskään hyväksytty voivan olla olemassakaan.

---

¹Vaikka olenkin lähtökohtaisesti sitä mieltä, ettei taivaankappaleiden tai niiden pinnanmuotojen nimien kirjoitusasuja pitäisi suomalaistaa (perusteet ovat turhan pitkät tässä läpikäytäviksi), Jupiterin neljän suurimman kuun nimet ovat suomalaisissa asuissaan vuosikymmenten aikana muodostuneet melkoisen vakiintuneiksi, etenkin harrastajapiireissä (ja tutkijapiirejä Galilein kuiden ympärillä ei Suomessa tiettävästi koskaan ole ollutkaan). Niinpä poikkeus vahvistaa säännön, ja kirjoitan Kallistosta Calliston sijaan. Samoin aurinkokunnan suurin kuu on Ganymedes eikä suinkaan Ganymede.

²Veikkaisin, että vielä harvempi muistaa Pioneer 10:n ja 11:n olleen eräänlaisia Voyager-luotainten selviytymismahdollisuuksien esikartoituksia. Voyagerien piti tehdä Jupiterin lähiohitukset päästäkseen tutkimaan muita jättiläisplaneettoja. Tuossa vaiheessa ei kuitenkaan tiedetty, kuinka karuun magneettiseen myräkkään ja hiukkaspommitukseen Voyagerit joutuisivat Jupiterin ohi pyyhältäessään. Pioneerien ensisijainen tehtävä olikin tutkia hiukkasia ja sähkömagneettisia kenttiä Jupiterin lähiympäristössä. Tämä näkyi niiden mittalaitevalikoimassa, jossa ei varsinaista kameraa ollut lainkaan. Lähimmäksi kameraa pääsi mitättömällä 2,5 cm:n linssillä varustettu kuvantava fotopolarimetri, joka kuvasi Jupiteria ja sen kuita punaisen ja sinisen valon aallonpituuksilla. Synteettisen vihreän kaistan avulla saatiin aikaiseksi normaalimman näköisiä kuvia.

³Nimitettäköön Charonia tässä perinteiden mukaisesti Pluton kuuksi, vaikka järkevämpää olisi kutsua Plutoa ja Charonia kaksoisplaneettajärjestelmäksi, ei vähiten siksi, että järjestelmän massakeskipiste on tyhjässä avaruudessa Pluton ja Charonin välissä.

---

Keurusselän viilausta

27.12.2022 klo 17.15, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: geofysiikka , Kraatterien morfologia , Kraatterit , Maa , Shokkimetamorfoosi , Tektoniikka , Törmäykset

Kahdellatoista törmäyskraatterillaan Suomi on pinta-alaan suhteutettuna maapallon kraatteroitunein maa. Kraattereista Keurusselkä on Suomen suurin. Törmäyskraatterin sijasta sitä tosin voi perustellusti kutsua törmäysrakenteeksi, koska se on erittäin kulunut, eikä alkuperäisestä kraatterin muodosta ole enää mitään jäljellä. Kaikki Keurusselkää vakavammin tutkineet ovatkin yksimielisiä siitä, että kraatteri on kulunut pohjiaan myöten tai todennäköisemmin Keurusselän nykyinen eroosiotaso on kraatterin alkuperäisen pohjan alapuolella.

Tällaisen lähes kokonaan näkyvistä kadonneen törmäysjäljen tutkimus on merkittävästi haasteellisempaa kuin paremmin säilyneiden kraatterien. Valtaosa Keurusselän törmäyksessä syntyneistä kivilajeista on eroosion myötä menetetty ikuisiksi ajoiksi. Tähänastisten julkaistujen havaintojen perusteella jäljellä on törmäyksessä tavalla tai toisella murskautuneesta kivestä koostuva nyrkin kokoinen breksialohkare,¹ sekä yksi varmahko osittain sulaneestakin aineksesta koostuva breksiajuoni, joka on mahdollistanut Keurusselän törmäyksen ajoittamisen. Sikäli kun juonen ajoitus pätee, Keurusselkä syntyi vähintään noin 1150 miljoonaa vuotta sitten.

On kuitenkin yksi törmäyskivien tyyppi, joita Keurusselällä tutkijoiden riemuksi piisaa: pirstekartiot. Ne muodostuvat melko alhaisessa šokkipaineessa mihin tahansa kivilajiin. Pirstekartiot ovat kiven läpikotainen rakennepiirre. Ne muodostavat tavallisesti vain osittaisen kartion kaarevan pinnan, jota koristavat säteittäisesti kartion yleensä katkenneesta huipusta lähtevät uurteet ja harjanteet. Aiemmin pelkkiä pirstekartioitakin pidettiin varmoina törmäystodisteina ja ”virallisesti” niin on vieläkin, mutta käytännössä nykyisin vaaditaan myös vähintään mikroskooppisia lisätodisteitakin. Onneksi Keurusselän pirstekartioista niitä šokkilamellien muodossa löytyykin.

Keurusselkä paljastui törmäyskraatteriksi, kun Satu Hietala löysi alueelta ensimmäiset pirstekartiolohkareet syksyllä 2003. Sittemmin yhdessä Jarmo Moilasen kanssa pirstekartioita tavoitettiin runsain mitoin lisääkin. Tuolloin molemmat olivat vielä geologian harrastajia, mutta nykyisin ammattitutkijoita, jotka ovat onneksi edelleen kiinnostuneita Keurusselästä. Niin ovat olleet varsin monet muutkin, ja oman epätieteellisen näppituntumani mukaan Keurusselästä onkin tullut Suomen toiseksi tutkituin törmäyskraatteri Lappajärven jälkeen.

Marraskuun Meteoritics & Planetary Science –lehdessä ilmestyi Hietalan ja Moilasen yhdessä monia Suomen ja maailman kraattereita tutkineen virolaisen Jüri Pladon kanssa kirjoittama tutkimusartikkeli Keurusselkä impact structure, Finland — Overview, new observations, and renewed interpretation of the size. Se on ilahduttavasti ihan laillisesti kaikkien vapaasti luettavissa. Kuten otsikko lupaa, artikkeli tarjoaa kattavan läpileikkauksen aiemmista tutkimuksista ja kokoaa yhteen Hietalan ja Moilasen Keurusselän kenttätyötulokset lähes parin vuosikymmenen ajalta.

Ehkäpä keskeisin tai ainakin helpoimmin sulatettava uusi anti artikkelissa on entistä tarkempi tietämys pirstekartioalueen laajuudesta. Hietalan ja Moilasen tutkimusten mukaan pirstekartioita esiintyy Keuruun ja Mänttä–Vilppulan kalliopaljastumissa noin 15 km:n läpimittaisella alueella. Tämän perusteella artikkelissa ehdotetaan Keurusselän kraatterin läpimitaksi 37,5 km.

Ehdotus pohjautuu kahden johtavan kraatterispesialistin, Gordon Osinskin ja Ludovic Ferrièren vuonna 2016 lanseeraamaan riippuvuussuhteeseen. Sen mukaan suuren törmäyskraatterin niin sanottu apparent diameter – kutsuttakoon sitä nyt paremman termin puutteessa vaikka ”näennäiseksi halkaisijaksi”² – on pirstekartioalueen läpimitta jaettuna 0,4:llä. Kukaan ei ole varma, miten tämä ”näennäinen halkaisija” suhtautuu kraatteriin ”viralliseen”, reunalta toiselle mitattuun halkaisijaan. Käytännössä Hietalan ryhmän laskema 37,5 km tarkoittaa siis vain sitä, että aikoinaan kraatteri oli todennäköisesti suurempi kuin 37,5 km.

Eri asia sitten on, kuinka tarpeellista on ilmoittaa puolen kilometrin tarkkuudella muutamien kymmenien kilometrien suuruusluokkaa oleva luku, joka on saatu alkujaankin melkoisen karkeasta kaavasta. Omassa, varmaankin turhankin kriittisessä mielessäni käsitys Keurusselän koosta ei uuden tutkimuksen myötä siis muuttunut miksikään. Jos joku minulta sitä sattuisi kysymään, vastaukseni lienisi edelleen jotain sellaista kuin ”luultavasti yli 35–40 km”.

Näennäiseen läpimittaan läheisesti liittyvään eroosiotasoonkin Hietalalla ja kumppaneilla on sanansa sanottavana. Aiempi, parin vuoden takainen arvio eroosion määrästä Keurusselällä oli 0,80–1,23 km. Uusi laskennallinen arvio eroosion maksimimäärästä on 1,50 km ja sen on arvioitu olleen suurempaa kraatterin itäosissa.³ Korkeintaan puolentoista kilometrin kerros kiveä siis on Keski-Suomesta viimeisen reilun miljardin vuoden aikana kulunut pois. Se voi tuntua paljolta, mutta tällainen eroosiotahti on maapallon mittakaavassa poikkeuksellisen hidas.

Laserkeilauksen avulla tuotetut erittäin tarkat korkeusmallit ovat viime vuosina mullistaneet maapallon pinnan tutkimuksen monilla aloilla, myös geologiassa. Hietalan ryhmän tutkimuksessa Maanmittauslaitoksen erinomaista laserkeilausaineistoa käytettiin Keurusselän rakennepiirteiden selvittämiseen. Geologian tutkimuskeskuksen Mika Larronmaan tekemän tulkinnan mukaan laserkeilausaineistossa on pirstekartioalueen pohjois- ja eteläreunoilla havaittavissa kaarevia, törmäyssyntyisiksi siirroksiksi oletettuja rakenteita. Niiden etäisyys toisistaan on noin 18–25 km. Tällainen noin 25 km:n läpimittainen rakenne sopii jo vuosina 2006 ja 2013 seismisestä aineistosta tulkittuihin kraatterin reunaan mahdollisesti liittyviin siirroksiin.⁴ Millään lailla varmoina näitä tulkintoja ei kuitenkaan edes kirjoittajien itsensä mielestä voida vieläkään pitää.

Kaarevien siirrosten lisäksi korkeusmallista tulkittiin suoria lineamenttejä. Niiden suunnat poikkeavat alueellisista, joten niiden oletettiin olevan mahdollisesti myös törmäykseen liittyviä. Vastaavia säteittäisiä ja konsentrisia rakoja ja siirroksia on havaittu (tai ainakin tulkittu) olevan suurehkoissa kraattereissa eri puolilla maailmaa, myös esimerkiksi Lappajärvellä.

Ilmeisesti uusi tulkinta on tehty myös Hietalan ja Moilasen vuonna 2006 löytämästä sulapitoisesta breksiajuonesta. Samasta juonesta on peräisin Keurusselän ikämääritys. Aiemmissa tulkinnoissa juonen kiviaineksen on oletettu sulaneen, kun kalliolohkot kraatterin keskuskohouman alueella törmäyksen seurauksena liikkuivat ja hankasivat toisiaan vasten. Tällaisessa hankauksessa kiviaines usein vain murskautuu ja muuttuu hyvin hienorakeiseksi. Joskus se voi kuitenkin myös sulaa. Tällaisia kitkasulamisen kautta syntyneitä kiviä kutsutaan niin törmäyskraattereiden yhteydessä kuin myös ”tavallisissa” tektonisissa liikunnoissa pseudotakyliiteiksi.

Aiemmin tuota Keurusselän Kirkkorannan juonta siis pidettiin jonkinlaisena pseudotakyliittisenä breksiana. Nyt Hietala ja kumppanit kuitenkin kutsuvat juonta törmäyssulaksi (artikkelissa siis englanniksi impact melt). Törmäyssula syntyy itse törmäävän kappaleen aikaansaamasta kuumuudesta. Syvälle varsinaisen törmäyssulakerroksen ja kraatterin pohjan alapuolelle ulottuvia törmäyssulajuonia tunnetaan useista eri kraattereista. Sellainen ei siis olisi minkäänlainen mahdottomuus Keurusselälläkään. Törmäyssulien hyvä puoli pseudotakyliitteihin verrattuna on, että törmäyssuliin on sekoittunut ainesta törmänneestä kappaleesta. Näin niistä voidaan useissa tapauksissa määrittää törmänneen kappaleen koostumus, siis se, minkä tyyppinen meteoriitti kyseessä oli. Harmillisesti Hietalan ryhmän artikkelissa ei kuitenkaan esitetä todisteita uuden tulkinnan puolesta eikä kerrota tarkemmin, mihin tulkinta perustuu.

Uudessa Keurusselkä-artikkelissa siis kootaan yhteen lähes parin vuosikymmenen aikana tehdyt keskeisimmät Keurusselkää koskeneet tutkimukset. Erityisen oleellista on Hietalan ja Moilasen kenttätutkimustulosten esilletuonti. Mitään mullistavan uusia näkökulmia – ainakaan perusteltuja – artikkelissa ei kuitenkaan tuoda esille. Keurusselkä on siis kuluneisuudestaan huolimatta edelleen Suomen suurin törmäyskraatterin jäänne, ja yksi maapallon vanhimmista. Avoinna kuitenkin ainakin oman näkemykseni mukaan on muun muassa se, kuinka suuri se alkujaan oli. Ehkäpä nyt uudelleen virinnyt suomalaisten kraatterien tutkiminen suomalaistenkin tutkijoiden toimesta tarjoaa tulevaisuudessa vastauksen tähän ja lukuisiin muihin niin Keurusselkää kuin muitakin Suomen kraattereita koskeviin kysymyksiin.

---

¹Breksialohkareita on kyllä löydetty useampiakin, mutta tiettävästi vain yksi on tähän mennessä osoitettu törmäyssyntyiseksi.

²”Apparent diameter” oli vuosikymmenten ajan täysin yksiselitteinen käsite. Suuria kokeellisia räjähdyskraattereita, pieniä laboratoriomittakaavan törmäyskraattereita ja Kuun kraattereita mittailleet tutkijat käyttivät nimitystä kuvaamaan kraatterin halkaisijaa mitattuna ympäröivän maanpinnan tasossa kraatterin syntyhetkellä. Tämä ”apparent diameter” eli ”näennäinen halkaisija” oli siten pienempi kuin reunanharjalta toiselle mitattu ”tavallinen” kraatterin halkaisija. Jostain ainakin itselleni kovin mystiseksi jääneestä syystä vuonna 2005 arvovaltainen kirjoittajajoukko kuitenkin muutti tilanteen tekemällä ehdotuksen, jonka mukaan ”apparent diameter” tarkoittaakin uloimpien törmäyssyntyisen suunnilleen konsentristen normaalisiirrosten rajaaman rakenteen halkaisijaa mitattuna ympäröivän maanpinnan tasossa törmäyshetkellä. Koska maapallon kraattereiden iät ja eroosiotasot ovat tyypillisesti erittäin huonosti tunnettuja, on tämä uusi ”apparent diameter” yleensä käytännössä vain huonosti perusteltu arvaus, ainakin jos se annetaan määritelmän mukaisesti (mitä uskoakseni ei kuitenkaan useinkaan tehdä, kuten tämäkin tutkimus osoittaa (ks. alaviite 4)). Osinski ja Ferrière sitoivat kaavansa tähän vuoden 2005 ”apparent diameteriin” ja heidän kaavallaan Hietala kollegoineen nyt siis laski uuden ”näennäisen halkaisijan”

³Se, miten tähän 1,50 km:n arvioon päädyttiin, jäi itselleni hivenen hämäräksi, mutta kyseessä lienee henkilökohtainen ongelma.

⁴Kuten yllä viitteessä 2 mainitsin, nykymääritelmien mukaan uloimmat havaitut kraatterisyntyiset konsentriset siirrokset määrittävät kraatterin ”näennäisen halkaisijan”. Vaikkei Hietalan ja kollegoiden artikkelissa asiaa mainitakaan, saadaan artikkelissa esitetyista uusista havainnoista siis kaksi varsin erilaista ”näennäistä halkaisijaa”, eli korkeusmallista ja seismisistä luotauksista tulkittu 25 km (jossa tosin eroosiota ei ole huomioitu) ja pirstekartioalueen kokoon pohjautuva laskennallinen 37,5 km.

---

Kun aika on kypsä, tämä juttu ilmestyy jossain hivenen laajemmassa muodossa myös Suomen kraatterit -blogissa.

---

Marsin järistykset ja tuoreet törmäykset

30.11.2022 klo 23.58, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: geofysiikka , Heittele , Kraatterien morfologia , Kraatterit , Maanjäristykset , Mars , Törmäysaltaat

Planetaarinen seismologia

Maanjäristysten ja niitä synnyttävien seismisten aaltojen tutkimus eli seismologia on paras tapa saada selkoa maapallon sisäosien rakenteesta. Siksi myös lähiplaneettoja on yritetty tutkia seismisin keinoin lähes yhtä kauan kuin niille on pystytty tekemään pehmeitä laskeutumisia. Tulokset ovat kuitenkin olleet melkoisen vaihtelevia.

Kaikkien kuuden Kuuhun laskeutuneen Apollo-aluksen mittalaitearsenaaliin kuului erilaisia seismometrejä. Ne myös enimmäkseen toimivat erinomaisesti aina siihen asti, kun ne pikkurahan säästämiseksi sammutettiin vuonna 1977. Apollo-seismometreistä suurelta osin johtuu, että Kuun sisärakenne tunnetaan nykyisin Maan jälkeen parhaiten.

Myös Marsia haluttiin tutkia seismisin menetelmin, joten vuonna 1976 Marsiin saapuneissa Viking 1 ja 2 -laskeutujissa oli seismometrit mukana. Viking 1:n seismometri ei kuitenkaan toiminut eikä Viking 2:n mittausaineistosta löydetty ainuttakaan varmaa järistystä. Osittain tämä oli seurausta siitä, että laskeutujien päätehtävänä oli elämän merkkien etsintä. Siihen keskittyneet laitteet saivat etusijan, minkä vuoksi seismometrit sijoitettiin mittausten kannalta epäedulliseen paikkaan laskeutujissa.

Täysin hyödyttömiä Viking 2:n seismometrin mittaukset eivät kuitenkaan olleet, sillä insinöörejä kiinnostaneiden laskeutujan omien kolinoiden ja tärinöiden lisäksi se mittasi säätilan vaihtelujen synnyttämää värinää täydentäen näin varsinaisia meteorologisia mittauksia. Tarttuipa mukaan myös yksi todennäköinen pölypyörrekin.

Hieman yllättäen myös vuonna 1982 Venuksen pinnalle laskeutuneissa neuvostoliittolaisissa Venera 13 ja 14 -aluksissa oli mukana seismometrit. Yllättävää tämä on siksi, että Venuksen hurjissa oloissa laskeutujien oli suunniteltu kestävän puolisen tuntia, ja todellisuudessa ne sinnittelivät tunnin–pari. Näin lyhyenä aikana kukaan ei kuvitellut tapahtuvan sellaista ihmettä, että voimakas Venuksen järistys jäisi haaviin. Seismometrit olikin suunniteltu mittaamaan mikroseismistä värinää. Tulokset jäivät kuitenkin monitulkintaisiksi ja todennäköisintä on, että Viking 2:n tapaan myös Venera 13:n ja 14:n seismometrit mittasivat laskeutujan tärähtelyä tuulessa.

InSight

Veneroiden jälkeen toisilta planeetoilta uutta seismistä dataa halajavat tutkijat joutuivat odottamaan kauan. Hyvää kuitenkin kannatti odottaakin: neljä vuotta sitten Elysiumin tasangolle Marsiin laskeutunut NASAn InSight (Interior Exploration using Seismic Investigations, Geodesy and Heat Transport) on ylivoimaisesti merkittävin toista taivaankappaletta seismisin keinoin tutkinut laskeutuja sitten Apollo-aikojen. InSightin on arveltu uuvahtavan aurinkopaneeleihin kertyvän pölyn aiheuttamaan sähkön puutteeseen nyt joulukuuhun mennessä, mutta toistaiseksi se on pysynyt vielä joten kuten toimintakuntoisena.

Neljän toimintavuotensa aikana se on mitannut yli 1300 järistystä. Niistä yli 50 on ollut riittävän voimakkaita, jotta niiden syntypaikka – yleensä Cerberus Fossaen geologisesti hyvin nuori alue InSightin koillispuolella – on saatu määritettyä. Suurin mitattu Marsin järistys tapahtui viime toukokuun alussa, kun InSight oli jo pahasti hiipumassa.

Sen lisäksi, että InSightin ranskalaisvalmisteinen seismometri nimeltään SEIS (Seismic Experiment for Interior Structure) on saanut määriteltyä Cerberus Fossaen Marsin seismisesti aktiivisimmaksi alueeksi, on käsitys Marsin sisärakenteesta nyt merkittävästi aiempaa tarkempi. InSightin ansiosta tiedämme, että Marsilla on sula ydin, jonka halkaisija on 3660 ± 80 km. Raudan ja nikkelin lisäksi se sisältää oletettua enemmän myös keveämpiä alkuaineita. Vaippakerroksen paksuus puolestaan on noin 1500 km, eli suunnilleen puolet maapallon vaipan paksuudesta. Marsin kuoren paksuus, 24–72 km, taas vastaa Maan mantereisen kuoren paksuutta.

Marsin järistykset ovat pääosin sisäsyntyisiä, eli ne syntyvät joko tektonisten voimien nitkuttaessa kalliota tai osittain sulan kiviaineksen liikkeistä magmasäiliöissä. Osa järistyksistä on kuitenkin ulkoisten tekijöiden aiheuttamia, eli peräisin pienten asteroidien törmäyksistä Marsin pintaan. Sellaiset antavat mahdollisuuden hieman erilaiseen seismiseen tutkimukseen. Lokakuun lopulla aiheesta julkaistiin parikin artikkelia Science-lehdessä.

Marsin sisärakennetta on saatu tutkittua niin kutsuttujen runkoaaltojen (engl. body waves) avulla. Näitä ovat pitkittäiset P- eli primääriaallot ja poikittaiset S- eli sekundääriaallot. Niiden lisäksi maanjäristyksissä syntyy usein myös pinta-aaltoja. Pinta-aaltoja ei kuitenkaan oltu onnistuttu Marsissa havaitsemaan, sillä järistykset tapahtuivat liian syvällä ollakseen tehokkaita pinta-aaltojen muodostajia. Tilanne muuttui 18.9.2021, jolloin InSight rekisteröi poikkeuksellisen voimakkaan järistyksen.

Tarkemmissa tutkimuksissa järistyksen alkupiste tarkentui Tempe Terran alueelle. Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) -luotaimen kameroiden kuvista hyvin läheltä ennustettua paikkaa löytyi tuoreiden kraattereiden rypäs. Suurimman yksittäisen kraatterin (38,11°N 280,12°E) läpimitta oli 130 ± 12 m. Se oli tuolloin suurin tunnistettu vastasyntynyt kraatteri. Kraatterin etäisyys InSight-laskeutujasta on noin 7455 km.

Tempe Terran kraatteriryppään synty aiheutti järistyksen, jonka voimakkuus oli noin neljä magnitudia. Tämä vertautuu varsin hyvin Suomen mittaushistorian voimakkaimpaan maanjäristykseen eli magnitudin 3,8 Väinön värinään, joka tapahtui 17.2.1979 Lappajärven törmäyskraatterin itäisellä reunalla.

Joulukraatteri

Tempe Terran kraatteri ei kuitenkaan saanut pitää ennätystään kovinkaan kauaa. Jouluaattona 2021 InSightin seismometri rekisteröi nimittäin jälleen poikkeuksellisen järistyksen. Se tapahtui huomattavasti lähempänä, 3460 km:n päässä Amazonis Planitialla (34,80°N 189,92°E). Sen aiheuttanut törmäys synnytti myös noin neljännen magnitudin järistyksen ja samalla toistaiseksi suurimman tunnetun tuoreen kraatterin.

Tämä 150 ± 10 m:n läpimittainen ja 21 m syvä kraatteri on vähintään kolmesta näkökulmasta erittäin mielenkiintoinen tapaus. Kraatteritutkijan silmin tarkasteltuna kraatterissa viehättää sen kauniin epäsymmetrinen heittelekenttä. Kraatterista lounaaseen ulottuu ainakin kymmenkunta kilometriä pitkä kiilamainen alue, jossa ei ole heittelettä oikeastaan lainkaan. Tämä on loivakulmaisten törmäysten tunnusomainen piirre ja kertoo suoraan, että törmännyt kappale tuli lounaasta, tässä tapauksessa luultavasti noin 30°:n kulmalla. Samaa tulosuuntaa indikoi myös vastakkaisella puolella kraatteria oleva pienten sekundäärikraatterien alue, joka on pisimmillään koillisessa.

Erikoisimmat piirteet ovat kraatterista luoteeseen ja heikommin eteläkaakkoon erottuvat kaartuvat tummat rakenteet. Tällaisia niin sanottuja sapeleita (engl. scimitar) ei ole löydetty muualta kuin eräiden Marsin nuorimpien kraatterien ympäriltä. Niiden syntyä ei vielä ymmärretä, mutta suosituimpien mallien mukaan ne muodostuvat kaasukehän läpi syöksyvää asteroidia ympäröivän kartiomaisen šokkiaallon ja itse törmäyksessä syntyvän suunnilleen pallomaisen šokkiaallon vuorovaikutuksesta. Sapelien näkyminen vaatii lisäksi pölyistä pintaa, jollaista Marsissa riittää.

Marsin vedestä innostuneiden tutkijoiden ja insinöörien mieliä kiihottava joulukraatterin piirre puolestaan erottui MRO-luotaimen HiRISE-kameran (High Resolution Imaging Experiment) lähikuvista. Kraatterin heittelekentällä huomattiin nimittäin olevan tavallisten kivenlohkareiden joukossa runsaasti myös suuria vesijään kappaleita. Niitä on aivan kraatterin reunalla sekä ainakin noin 150 m:n päähän saakka ulottuvalla alueella. Tämä jääheitteleen jakauma kertoo, että kohdeaineksessa on jäätä lähes pinnasta ainakin muutaman kymmenen metrin syvyyteen.

Suoria todisteita vesijäästä on löydetty Marsista monin paikoin, eikä siinä sinänsä ole mitään uutta tai ihmeellistä. Kiinnostavan tästä jouluaattokraatterista tässä mielessä kuitenkin tekee sen syntypaikka. Kraatteri sijaitsee vain 34,8 astetta päiväntasaajan pohjoispuolella. Näin läheltä päiväntasaajaa ei ole ennen löydetty suoria todisteita nykyisestä vesijäästä. Mikäli ihmiskunta ei onnistu intomielisessä yrityksessään kärventää itsensä takaisin kivikaudelle tai post-apokalyptiseen scifi-helvettiin, joskus ei niin hirvittävän kaukaisessa tulevaisuudessa ihmiset kävelevät Marsin pinnalla. Tuolloin runsaat ja lähes kaikkialla esiintyvät vesivarastot ovat erittäin käyttökelpoisia.

Kolmas näkökulma Amazoniksen joulukraatteriin on tietenkin Marsin sisärakenteesta kiinnostuneen seismologin. InSightin kohdalla olevan Marsin kuorikerroksen paksuudeksi on jo aiempien järistysten perusteella onnistuttu määrittämään 39 ± 8 km. Kun käytössä on vain yksi seismometri koko planeetalla, ei runkoaaltojen perusteella ole kuitenkaan pystytty havaitsemaan kuoren tai vaipan yläosan sivusuuntaisia paksuusmuutoksia. Tuoreet pinta-aaltoja tuottaneet törmäykset, etenkin Amazoniksen joulutörmäys, muuttivat tilanteen.

Havaittujen seismisten nopeuksien perusteella InSightin kohdalla Marsin kuoressa ei ole ainakaan merkittäviä määriä jäätä. Magmasta syntyneitä kiviä sen sijaan riittää, sillä Elysiumin laavakerrokset (tai osin syväkivet?) ovat vähintään muutaman kilometrin paksuisia. InSightin laskeutumisalueella kuori on kuitenkin pääosin harvempaa (ja täten seisminen nopeus pienempi) kuin Elysiumin ja Amazonisin välisellä alueella. Tämä saattaa selittyä sillä, että Elysiumin laavojen alla voi olla Utopian todennäköisen törmäysaltaan höttöisempää heittelettä.

Paitsi että InSightin seismometri rekisteröi joulutörmäyksestä suoraan lyhintä tietä tulleet pinta-aallot, se (todennäköisesti) onnistui 75 minuuttia myöhemmin havaitsemaan myös Marsin toiseen suuntaan kiertäneet pinta-aallot. Nämä niin sanotut R2-aallot kulkivat Hellaksen törmäysaltaan kautta. Hellaksen törmäyksen seuraksena Marsin kuori lienee altaan kohdalla vain muutaman kilometrin paksuinen. Niinpä Hellaksen kohdalla R2-aallot pääsivät kulkemaan tiheämmässä ylävaipan aineksessa. Sikäli kun nämä havainnot ja tulkinnat pätevät, on keskimääräinen seisminen nopeus Marsin kuoressa suunnilleen sama sekä vanhalla eteläisellä ylängöllä että nuoremmalla pohjoisella alangolla. Tämä puolestaan avaa uusia mahdollisuuksia ymmärtää Marsin suuren kahtiajaon syntyä.

Mitä InSightin jälkeen?

Kun InSight kuluvan talven aikana todennäköisesti lopullisesti sammuu, ei Maan ulkopuolella ole yhtään toimivaa seismometriä. Kuuhun on toivottu kattavaa geofysikaalista mittausasemaverkostoa jo Apollo-seismometrien sammutuksesta lähtien. Nykyisissä suunnitelmissa haikaillaan sellaista kenties jo vuodelle 2030. Myös Kuun eteläisellä napaseudulle laskeutuvien Artemis III -lennon astronauttien mukaan on kaavailtu seismometriä. Pisimmällä Kuun seismometrisuunnitelmista on ehkä Farside Seismic Suite -laitepaketti, jossa on tarkoitus viedä kaksi seismometriä Kuun etäpuolelle Schrödingerin altaaseen.

Marsin seismologiaakin koskevia alustavia suunnitelmia toki on, mutta Marsin sen paremmin kuin Kuunkaan osalta ei mikään ole varmaa. Etenkin NASA on pitänyt viime vuosien aikana suurta ääntä Kuuhun palaamisesta, mutta kannattaa pitää mielessä, että viimeisimmät kuusi onnistunutta pehmeää laskeutumista Kuun pinnalle ovat tehneet Kiina ja Neuvostoliitto.

Tätä kirjoittaessani NASAn Artemis I -lento kiertää Kuuta. Amerikkalaiset ovat kuitenkin edelleen kaukana siitä, että saisivat seismometrin tai vallankaan seismometriverkoston Kuun tai Marsin pinnalle. Toivottavasti he siinä onnistuvat, sillä InSight on neljän toimintavuotensa aikana osoittanut modernien seismisten tutkimusten keskeisen merkityksen planeettojen sisärakenteen ja kehityksen ymmärtämisessä.

---

Muuttuva Merkurius

26.11.2022 klo 02.02, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Kraatterit , Merkurius , Tektoniikka , Vulkanismi

Merkuriuksella on imago-ongelma. Se on peräisin jo lähes viidenkymmenen vuoden takaa ja aurinkokuntamme sisin planeetta kärsii siitä edelleen.

Vuosina 1974–1975 NASAn Mariner 10 -luotain suoritti kolme Merkuriuksen ohilentoa. Niiden myötä sen pinnasta saatiin kartoitettua hieman alle puolet. Kuvien paljastamaa törmäyskraattereiden ja tektonisten rakenteiden hallitsemaa maisemaa luonnehdittiin tuoreeltaan kuumaiseksi. Totta tämä tietysti joiltain osin onkin. Kraatteroituminen on ollut sekä Kuun että Merkuriuksen pintaa eniten muokannut prosessi.

Niin englannin- kuin suomenkielinenkin Wikipedia on Merkuriusta kuvaillessaan edelleen samoilla linjoilla: ”Sen törmäyskraatterien täyttämä pinta muistuttaa Kuun pintaa.” Kuumaiseksi kutsuminen on tietenkin Kuun ystävien mielestä merkittävä kehu. Valitettavasti vain media, yleisö ja kieltämättä myös iso osa tutkijoista tulkitsi tämän tarkoittavan geologisesti uuvahtanutta ja sen myötä myös vähemmän mielenkiintoista planeettaa.

Osasyyllinen tähän näkemykseen oli Mars. Mariner 9 -luotain oli vain muutamaa vuotta aiemmin kuvannut Marsin valtavia tulivuoria, tuhansien kilometrien mittaisia repeämälaaksoja ja muinoin virranneen veden kaivertamia jokiuomia. Napajäätiköt kasvoivat ja pienenivät vuodenaikojen myötä, ja välillä pölymyrskyt kietoivat koko planeetan vaippaansa. Sellaisen kanssa oli vaikea kilpailla huomiosta, oli Merkurius sitten oikeasti kuinka kiinnostava tahansa.

Osin imago-ongelmasta johtuen tämän nykymääritelmillä aurinkokunnan pienimmän planeetan lähitutkimuksissa koitti Mariner 10:n jälkeen yli kolmen vuosikymmenen mittainen tauko: toinen luotain kohti Merkuriusta laukaistiin vasta vuonna 2004. Vuosina 2008–2009 muutaman Merkuriuksen ohilennon tehnyt NASAn MESSENGER-luotain kiersi Merkuriusta nelisen vuotta vuodesta 2011 alkaen.

Koko planeetan pinnan kattanut valokuvakartoitus yhdessä MESSENGERin muiden mittalaitteiden avulla tehtyjen löytöjen kanssa kanssa toi tuolloin Merkuriuksen silloin tällöin tiedeuutisiinkin. Etenkin Merkuriuksen pohjoisten napaseutujen vesijääesiintymien varmistuminen oli suuremman luokan tapaus.

Toinen säväyttävämpi uutinen oli jo Mariner 10:n kuvissa lukuisten kraatterien pohjilla nähtyjen kirkkaiden läiskien paljastuminen kuopiksi.¹ Koska nämä kuopat näyttelevät aivan keskeistä osaa tämänkertaisessa tarinassa, on tässä vaiheessa syytä syytä ottaa pieni sivuaskel ja perehtyä niiden olemukseen hieman tarkemmin.

Kummat kuopat

Mariner 10:n ottamissa kuvissa useiden törmäyskraatterien pohjilla nähtiin siis erikoisia pieniä, mutta kirkkaita läiskämäisiä kohteita. Niiden olemuksesta ei kuitenkaan pystytty sanomaan sen enempää, koska kuvista ei yksityiskohtia erottunut. Niinpä ne jäivät pienen piirin ihmetyksen aiheiksi.

MESSENGERin myötä tilanne muuttui merkittävästi. Uusista kuvista ja korkeusmittauksista selvisi, että kirkkaiden kohteiden keskellä on kuoppia, joiden läpimitta vaihtelee jokusesta kymmenestä metristä useisiin kilometreihin. Vastaavia ei ole löydetty mistään muualta aurinkokunnastamme.

Syvyydeltään ne ovat vain muutamia kymmeniä metrejä, ja samalla alueella olevat kuopat ovat varsin tarkoin saman syvyisiä. Kuopilla ei ole kohonneita reunoja ja niiden pohjat ovat tasaiset. Törmäyskraattereita ne siis eivät ole, eivätkä ne muistuta mitään tunnettuja tuliperäisiä purkausaukkojakaan. Ne kuitenkin esiintyvät tavallisimmin törmäyskraattereissa (yleensä kraatterien pohjilla, mutta myös keskuskohoumissa, reunoilla, reunaterasseilla ja heittelekentillä), mutta joskus myös purkausaukkojen yhteydessä.

Kuoppien esiintyminen ei ole satunnaista. Niitä tavataan hieman keskimääräistä useammin aurinkoisilla rinteillä. Lisäksi niillä on hyvin voimakas taipumus esiintyä kömpelön nimen low reflectance material (LRM) saaneessa tummassa aineksessa. Toinen tumma spektroskooppinen pintamateriaalin yksikkö, jossa kuoppia myös on runsaasti, tunnetaan nimellä low reflectance blue plains (LBP). Jonkin verran niitä on tuliperäisten purkausaukkojen syöksemässä pyroklastisessa aineksessakin. Hyvin harvinaisia ne sen sijaan ovat etenkin pohjoisessa ja Caloriksen törmäysaltaan ympäristössä esiintyvillä enimmäkseen laavasyntyisiksi tulkituilla tasangoilla.

Kuoppia on hieman eri näköisiä. Erilaisten kuoppien on ajateltu edustavan erilaisia kehitysvaiheita. Suosituin ehdotettu kuoppien kehityskulku menee pääpiirteissään näin: Ensin syntyy pieni kuoppa, joka sitten alkaa kasvaa ja saa seurakseen muita. Kuoppien pohjat ovat aluksi kirkkaita, ja kuoppia ympäröi kirkkaasta ja ympäristöään tasaisemmasta ja/tai hienojakoisemmasta aineksesta muodostunut kehä. Kasvavat kuopat yhtyvät suuremmiksi. Kuoppia synnyttävän aktiivisuuden hiipuessa ensimmäisenä katoavat kirkkaat kehät, mutta kuoppien pohjat pysyvät yhä kirkkaina. Kun aktiivisuus on kokonaan lakannut, myös kuoppien pohjat tummuvat ympäristön kaltaisiksi ja eroosio alkaa pehmentää kuoppien muotoja.

Kuoppien olemuksen ja esiintymisalueiden selvittäminen on periaatteessa yksinkertaista havainnointia. Niiden synty- ja muokkautumismekanismi(e)n ymmärtäminen on kuitenkin paljon vaikeampi ongelma. Erilaisten spektrometrimittausten perusteella on päätelty, että kuoppien yhteydessä esiintyy todennäköisesti runsaasti magnesium- ja kalsiumsulfidia (MgS ja CaS) sekä lyijykynistä tuttua grafiittia (C). Nämä ovat Merkuriuksen olosuhteissa aineita, jotka haihtuvat helpommin kuin ympäristön tavalliset mineraalit.

Yleisin hypoteesi kuoppatutkijoiden parissa onkin, että näitä herkästi haihtuvia yhdisteitä on runsaasti LRM- ja LBP-aineksessa. Haihtumista tapahtunee jo Merkuriuksen kuumissa normaalioloissa, päivälämpötila kun ekvaattorin seuduilla kohoaa 430°C:n tienoille. Erityisesti haihtumista kuitenkin tapahtunee paikoissa, joissa on tavallistakin enemmän lämpöä tarjolla, kuten juuri auringonpuoleisilla rinteillä. Lisäksi Merkuriuksen pyörähdys- ja kiertoaikojen lukkiutuminen on johtanut siihen, että sillä on erityiset ”lämpönavat” pituuspiireillä 0° ja 180°. Myös näiden alueiden tuntumassa havaitaan tavallista runsaammin kuoppia. Törmäyskraattereiden pitkään kuumina pysyvät törmäyssulakivet ja vulkaaniset purkausaukot toimivat myös ylimääräisen lämmön lähteinä, luultavasti selittäen kuoppien paikallisen jakauman LRM- ja LBP-alueilla.

Kuopat ovat vähintään geologisessa mielessä erittäin nuoria. Niitä on nähty tuoreimpienkin törmäyskraatterien pohjilla, joten kuoppien on täytynyt syntyä kraatterien jälkeen. Kuvien erotuskyvyn puitteissa ei ole kyetty havaitsemaan, että kuoppia olisivat pienet törmäyskraatterit muokanneet. Tämä onkin saanut tutkijat pohtimaan, voisivatko kuopat olla paitsi geologisesti, myös ihan tavallisen ihmisjärjen ymmärtämissä vuosimäärissä nuoria. Tai voisiko niitä peräti syntyä koko ajan?

Tuoreita törmäyksiä?

MESSENGER-aineiston pohjalta tehdään uusia kiinnostavia löytöjä edelleen. Esimerkiksi loppukesästä Geophysical Research Letters -lehdessä julkaistiin erittäin kiehtova artikkeli Merkuriuksen pinnalla havaituista muutoksista.

Emerson J. Speyererin johdolla tehty, valitettavasti maksumuurin takana oleva artikkeli Present Day Endogenic and Exogenic Activity on Mercury kertoo jo otsikossaan kaiken oleellisen: Merkurius on kyllä kurttuinen muttei kuollut. Speyererin ryhmän tulkinnan mukaan Merkurius on siis tälläkin hetkellä geologisesti aktiivinen planeetta.

MESSENGER kuvasi Mercury Dual Imaging System- eli MDIS-kameran laajakuvapuolella Merkuriuksen pinnan useampaan kertaan. Suurilta alueilta on myös eri aikoina otettuja kuvapareja, joissa pinnan valaistusolosuhteet ovat lähestulkoon identtiset. Tällaisia kuvapareja Speyerer kollegoineen tutki, mahdollisia muutoksia etsien.

Niitä myös löytyi. Speyererin ryhmän analyysi paljasti kuvista kaksikymmentä täysin varmaa muutosta. Lisäksi havaittiin muutama epäselvempi ja siksi tarkemman analyysin ulkopuolelle jätetty tapaus. Varmoista muutoksista 19 oli pieniä pyöreäköjä läiskämäisiä kirkastumisia ja yksi viivamainen muutos. Yhdessä havaitussa piirteessä nähtiin selvä sädemäinen rakenne, mutta pääsääntöisesti muutoksen kokeneet kohteet jäivät laajakulmakameran kuvien vähäisehkön erotuskyvyn vuoksi vain epämääräisiksi kirkkaiksi läimäreiksi.

Säteiden ympäröimän kohteen loogisin selitys on törmäyskraatteri, säteet kun ovat yksi nuorimpien kraatterien tunnusmerkeistä. Kraattereita syntyy kaikkialla aurinkokunnassa koko ajan, joten ne olisivat periaatteessa mahdollinen selitys kaikille havaituille uusille kirkkaille läiskille. Tämä on kuitenkin erittäin epätodennäköistä, sillä jos kaikki 19 läiskää olisivat törmäyskraattereita (käytännössä itse kraatteri ei näy, vaan tutkimuksessa oletettiin kirkkaat läiskät kraatteria ympäröiväksi heittelekentäksi), täytyisi Merkuriukseen osua tuhat kertaa enemmän asteroideja (ja pieni määrä komeettoja) kuin nykyiset mallit ennustavat. Toki mallit ovat ennenkin olleet pielessä, mutta tuhatkertainen ero on turhan suuri, jotta törmäyksiä voisi pitää uskottavimpana selityksenä.

Kasvavia kuoppia?

Muutosten esiintymisympäristö antaa osviittaa niiden mahdollisesta synnystä. Muutoksista valtaosa (12 kpl) havaittiin tumman LRM-aineksen kohdalla tai sen välittömässä läheisyydessä. Kuten edellä todettiin, LRM on siitä mielenkiintoista tavaraa, että Merkuriuksen kummat kuopat esiintyvät erityisen mielellään juuri siinä. Hakematta mieleen nousee ajatus, että muutoksilla ja kuopilla voisi olla jotain tekemistä toistensa kanssa.

Tätä mahdollista yhteyttä tukee se havainto, että kuusi muutosta havaittiin sellaisissa kraattereissa, joissa on varmuudella havaittu kuoppia, tai tällaisten kraatterien heittelekentillä. Lisäksi erään muutoskohdan keskeltä havaittiin myöhemmin otetussa korkean erotuskyvyn kuvassa kuopparyhmä.

Myös yksi havaittu viivamainen muutos on yhteydessä kuoppiin. 196-kilometrisen Sholem Aleichem -kraatterin läntisellä terassivyöhykkeellä huomattiin huhti–lokakuussa 2011 syntynyt peräti noin kahden kilometrin mittainen reunaterassilta kohti kraatterin pohjaa suuntautunut kapea kirkastuma. Kirkastuman lähtöpäässä nähtiin myöhemmässä korkean erotuskyvyn kuvassa kuoppa. Luonnollisin selitys havainnoille on, että terassilla olevan kuopan kasvaminen tai muu aktiivisuus synnytti maanvyöryn, jossa kuopan kirkasta ainesta valui kraatterin jyrkähköä sisäreunaa pitkin parin kilometrin matkan kohti kraatterin pohjaa.

Aktiivista tektoniikkaa?

Merkuriuksen jättimäisen rautaytimen jäähtyminen on aiheuttanut koko planeetan pinnan rypistymisen. Käytännössä se näkyy erilaisina tektonisina harjanteina ja siirroksina. MESSENGERin loppuvaiheen matalalta kiertoradalta otetuista kuvista löydettyjen kaikkein pienimpien siirrosten iäksi on arveltu alle 50 miljoonaa vuotta. Siksi ei ole järin suuri yllätys, että kuoppien ja LRM-aineksen ohella myös tektoniikalla voi olla yhteys tuoreisiin muutoksiin Merkuriuksen pinnalla. Tasan puolet havaituista kirkastumista nimittäin sijaitsee korkeintaan 50 km:n päässä jostain tektonisesta rakenteesta. Kukaan ei hämmästyisi, jos tarkemmissa kuvissa paljastuisi pienempiä ja tuoreempia siirroksia vieläkin lähempää tai peräti täsmälleen kirkastumien kohdilta.

Kaksikymmentä pienialaista muutosta koko planeetan pinnalla ei välttämättä kuulosta paljolta, mutta kannattaa pitää mielessä geologiset aikaskaalat. Jos nämä muutokset olisivat jakautuneet tasaisesti Merkuriuksen pinnalle ja kuvastaisivat sen normaalia geologista aktiivisuutta, uudistuisi 99 % Merkuriuksen pinnasta vain 25 miljoonassa vuodessa. Geologisessa mielessä tämä on hyvin lyhyt ajanjakso. Vaikka Merkuriuksesta ei ole löytynyt yhtä vanhoja alueita kuin Kuusta, on kuitenkin Merkuriuksenkin pinnasta iso osa muutaman miljardin vuoden ikäistä. Selvää siis on, etteivät nyt havaittujen kaltaiset muutokset muokkaa pintaa samalla tavalla kaikkialla, koska silloin vanhat pinnat olisivat jo kadonneet. Todennäköisintä onkin, että muutokset rajoittuvat tektonisesti aktiivisille alueille, LRM- ja LBP-ainesten peittämille seuduille ja ylipäätään kuoppien ympäristöön, mitkä niiden syntytapa ja -olosuhteet sitten pohjimmiltaan ovatkaan.

Euroopan avaruusjärjestön BepiColombo-luotain aloittaa kolmen vuoden kuluttua Merkuriuksen kiertämisen. Nyt löydetyt tuoreiden muutosten alueet kuuluvat hyvin suurella todennäköisyydellä sen varhaisimpien tutkimuskohteiden joukkoon. Sikäli kun kaikki sujuu hyvin, BepiColombon laitteet tuottavat nykyistä merkittävästi yksityiskohtaisempaa kuva-, korkeus- ja koostumusaineistoa. Muutostutkimusten kannalta keskeistä on, että MESSENGERin kuvien tarjoama havaittavien muutosten aikaikkuna oli vain muutama vuosi, mutta BepiColombon ja MESSENGERin kuvia vertailemalla päästään jo vähintään viidentoista vuoden aikaskaalaan. Muutoksia löytyy varmasti merkittävästi enemmän kuin pelkistä MESSENGER-kuvista. Niiden perusteella saadaan runsain määrin uutta tietoa kutistuvan Merkuriuksen tektoniikasta ja sen mahdollisesta nykyisestä aktiivisuudesta, samoin kuin kuoppien tarkemmasta olemuksesta ja kehityksestä. Tämän vuosikymmenen jälkimmäisellä puoliskolla Merkurius-tutkijoilla onkin edessään erittäin mielenkiintoiset ajat.

---

¹Englanniksi nämä kuopat tunnetaan nimellä hollows. Niille, kuten lukuisille muillekaan planeettageologian termeille ei ole vakiintuneita suomenkielisiä vastineita.

---

Kuun nimistön vanhimmat kerrostumat, osa 2

31.10.2022 klo 20.30, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Havaitseminen , Historia , Kraatterit , Kuu , Nimistö

Tämänkertaisen blogitekstin alustukseksi kannattaa ehdottomasti lukaista eilen julkaistu tarinan ykkösosa ainakin siinä tapauksessa, että haluaa tietää, mistä tässä oikeastaan on kyse.

Heveliuksen vuoristot ja niemet

Van Langrenin nimistö ei ehtinyt vanhentua kuin pari vuotta, kun Puolasta kuului kummia. Johannes Hevelius (1611–1687) oli aikansa merkittävimpiä havaitsevia tähtitieteilijöitä ja myös kaukoputkien linssien hiojia. Esimerkiksi Gassendi käytti kaukoputkessaan Heveliuksen linssejä. Erikoista Heveliuksen työssä kuitenkin oli, että vaikka hän käytti Kuun ja planeettojen havaitsemiseen kaukoputkia, tähtien paikkojen mittauksissa hän oli vielä vanhaa koulukuntaa ja luotti paljaiden silmien voimaan.

Syksystä 1643 alkaen Hevelius havaitsi Kuuta systemaattisesti puolisentoista vuotta. Se oli hänen varhaisimpia suurempia tutkimushankkeitaan. Hän lähetti ensimmäisiä luonnoksiaan nähtäviksi kollegoilleen, mm. Gassendille, joka kannusti häntä jatkamaan kartoitusprojektiaan. Se valmistui vuonna 1647 Selenographia-teoksen julkaisun myötä.¹ Selenographia käsitti kolme koko Kuun näkyvän puolen karttaa sisältäen myös libraatiovyöhykkeet, 40 piirrosta Kuusta eri vaiheissaan ja luettelo-osan (Kuva 1). Heveliuksen nimistö oli jonkin verran laajempi kuin van Langrenilla.

Alkujaan Hevelius aikoi nimetä kohteet menneiden ja nykyisten kollegojensa mukaan. Hän kuitenkin lankesi itsesensuuriin, koska pelkäsi heidän pahoittavan mielensä. Lopulta hän päätyi käyttämään klassisen maantiedon nimiä.

Jälkiviisaasti voi todeta, että Heveliuksen olisi luultavasti kannattanut riskeerata ja käyttää kollegoidensa nimiä närkästyksen uhallakin. Nimeämisen osalta Heveliuksen kuuprojektin lopputulos oli nimittäin aika kamala. Esimerkiksi van Langrenin Endymion oli Heveliukselle lacus Hyperboreus Superior, nykyinen kraatteri Ross puolestaan insula Apollonia Minor. Heveliuksen nimet olivat pitkiä ja jo sen ajan tutkijoille alkuperäiseltä merkitykseltään hämäriä. Asiaa ei helpottanut, että Heveliuksella oli lähemmäs 30 eri kohdetyyppiä. Esimerkiksi Heveliuksen mielestä erilaisia niemiä olivat caput, chersonnesus ja promontorium. Vähemmästäkin sekoaa.

Hevelius myös onnistui pahoittamaan ainakin van Langrenin mielen. Hän nimittäin kehuskeli Selenographiassa olevansa ensimmäinen, joka on nimennyt Kuun pinnanmuotoja, eikä maininnut van Langrenista ja hänen kartastaan mitään. Ainakin van Langrenin mukaan Hevelius kuitenkin oli siitä hyvinkin tietoinen.

Historian saatossa Heveliuksen antamille nimille ei ole käynyt sen paremmin kuin van Langrenin nimilläkään. Nykykartoista Heveliuksen nimiä alkuperäisiltä paikoiltaan ja (lähes) alkuperäisessä muodossaan löytyy nimittäin vain neljä (Taulukko 1; Kuva 2).

Taulukko 1. Pikakertauksena Kuun vanhimmat nimetyt kohteet, joiden nimi on pysynyt nykypäivään saakka käytännössä samana ja myös tarkoittaen samaa kohdetta. Koordinaatit ja halkaisijat ovat IAU:n mukaiset, joskin pyöristetyt. Michael van Langrenin nimeämät kohteet esiteltiin tarinan ykkösosassa.

Alkup. nimi	Nyk. nimi	Koko (km)	Lev.; pit.	Ikä	Nimeäjä, vuosi
Endymionis	Endymion	122	53,6°N; 56,5°E	nektarinen	van Langren, 1645
Langreni	Langrenus	132	8,9°S; 61,0°E	eratostheeninen (kopernikaaninen?)	van Langren, 1645
Pythagorae	Pythagoras	145	63,7°N; 63,0°W	eratostheeninen	van Langren, 1645
Promontorium Agarum	Promontorium Agarum	62	13,9°N; 65,7°E	prenektarinen	Hevelius, 1647
Promontorium Archerusia	Promontorium Archerusia	11	16,8°N; 21,9°E	nektarinen	Hevelius, 1647
Alpes	Montes Alpes	334	48,4°N; 0,6°W	pohja prenektarinen ja nektarinen, pinta varhaisimbrinen	Hevelius, 1647
Mons Apenninus	Montes Apenninus	600	19,9°N; 0,0°E	pohja nektarinen, pinta varhaisimbrinen	Hevelius, 1647

Alpit ja Apenniinit

Ilmeisimmät kohteet, joiden nimistä voimme kiittää Heveliusta, ovat Mare Imbriumia eli Sateiden merta koillisessa ja kaakossa ympäröivät vuoristot. Mare Imbrium on yksi Kuun selväpiirteisimmistä meristä ja muodostaa kuu-ukon oikean silmän. Sitä reunustavat vuoret ovat Imbriumin törmäysaltaan reunoja. Koillista reunavuoristoa Hevelius kutsui lyhyesti nimellä Alpes eli Alpit, jonka virallinen nimi nykyisin on Montes Alpes (Kuvat 3 ja 4). Alpit muodostavat melko lyhyen, määritelmästä riippuen vain noin 250–350 kilometrin mittaisen pätkän, jotka kohoavat Sateiden meren pinnasta jopa liki 4 km. Kuuhavaitsijoille Alpit ovat sikäli erittäin tuttu paikka, että niitä halkoo harrastajien suosikkikohteisiin lukeutuva Vallis Alpes eli Alppilaakso (Kuva 3).

Toinen Heveliuksen nykypäivään saakka selvinneistä vuoristoista on Apenniinit eli Montes Apenninus (Kuva 3).  Heveliuksella ne tosin esiintyivät hieman kummallisesti yksikkömuodossa Mons Apenninus. Apenniinit muodostavat kuutisensataa kilometriä Imbriumin törmäysaltaan kaakkoisesta reunasta nousten lähes viiden kilometrin korkeuteen Sateiden meren pinnasta. Suurelle joukolle kuututkimuksen ystäviä Apenniinit on tutuin siitä, että Apollo 15:n kuumoduuli Falcon laskeutui Apenniinien juurelle Rima Hadleyn laavauoman reunamille kesällä 1971 (Kuva 4).

A(r)cherusian ja Agarumin niemet

Toisen puolen Heveliuksen nykypäivään asti säilyneistä nimistä muodostavat kaksi niemeä, Promontorium Archerusia ja Promontorium Agarum. Niistä ensimmäinen lienee kuuharrastajien parissa kohtalaisen tunnettu ainakin kohteena ellei nimenä, mutta jälkimmäinen kuuluu hieman eksoottisempien kohteiden joukkoon.

Antiikin aikainen Acherusian niemi on nykyisessä Turkissa Mustanmeren rannalla sijaitsevan Karadeniz Ereğlin kaupungin vieressä oleva pyöreähkö niemi. Paikalle perustettiin jo 500 vuotta ennen ajanlaskun alkua Herakleia Pontiken kreikkalainen siirtokunta. Myyttien mukaan viimeisenä urotekonaan Herakles eli Herkules laskeutui kaupungin alueella sijaitsevaan Cehennemağzın luolaan sieppaamaan mukaansa Manalan vahtikoira Kerberoksen.

Hevelius sijoitti Acherusian niemen yhteen komeimmista mahdollisista niemeltä näyttävistä paikoista Kuussa, nimittäin Mare Serenitatista (joka tunnetaan suomeksi lukuisilla eri nimillä, mm. Kirkkauden merenä) ja Mare Tranquillitatista eli Rauhallisuuden merta erottavan pitkän ja kapean niemen kohdalle (Kuva 5). Se on itse asiassa Serenitatiksen törmäysaltaan lounaisen reunan muodostavien Haemusvuorten eli Montes Haemuksen itäisin osa.² Nykyisin niemen viralliseksi kooksi ilmoitetaan 11 km, joten se viittaa vain niemen kärkeen. Todellisuudessa koko niemi on noin 50 km pitkä ja 5–6 km leveä. Se nousee suunnilleen 1,5 km Mare Serenitatiksen pinnasta, mutta vain noin 0,5 km Mare Tranquillitatiksen pinnasta.

Merten korkeuserojen lisäksi niemen ympäristössä näkee jo kiikarilla tai pienellä kaukoputkella hienosti myös meriä täyttävien mare-basalttien koostumuseron. Mare Tranquillitatista ja Serenitatiksen ulko-osia täyttää tummempi titaanirikkaampi basaltti, kun Serenitatiksen sisäosien vaaleammassa basaltissa titaania on noin 5–10 prosenttiyksikköä vähemmän. Tämä väriero on helpoimmin nähtävissä täydenkuun aikaa, mutta on niin selvä, että se erottuu kyllä muulloinkin.

Kauniiden maisemien ja Kuun selvimpiin kuuluvan basalttien koostumusrajan lisäksi niemi on kuuharrastajan kannalta kiinnostava myös kuututkimuksen historian kenties kuuluisimman kirjoitusvirheen vuoksi. Antiikin aikana tunnettu niemi oli siis nimeltään Acherusia. Hevelius kuitenkin kirjoitti sen muodossa Archerusia.  Seuraavina vuosisatoina monet kuututkijat huomasivat Heveliuksen virheen, joten välillä ensimmäinen ”r” oli nimessä mukana, välillä ei. Vuonna 1961 Heveliuksen käyttämä kirjoitusasu kuitenkin virallistettiin, mistä lähtien niemi on tunnettu nimellä Promontorium Archerusia. Ilmeisesti kirjoitusvirhe ei enää ole virhe, jos se on riittävän vanha.

Antiikin aikana Agarumin niemellä tarkoitettiin jotain Asovanmeren pohjoista nientä, mutta tarkka paikka ei ole täysin varma. Todennäköisimmin kyseessä oli jompi kumpi nykyisin surullisen kuuluisasta Mariupolista lounaaseen sijaitsevista Berdjanskin tai Fedotovan kynnäistä.

Heveliuksen Promontorium Agarum (Kuva 6) sijaitsee melko kaukana idässä, Mare Crisiumin eli entisaikojen Caspian itäisellä rannalla. Niemi olisi melko vaatimattoman näköinen elleivät sen tyvellä sijaitsevat 16-kilometrinen Condorcet J:n ja 36-kilometrinen Condorcet W:n kraatteri olisi muokanneet sitä hieman kapeammaksi. Tässäkin tapauksessa niemen virallinen läpimitta 62 km tuntuu hieman mielivaltaiselta, sillä Promontorium Agarumin mereen työntyvä osa on noin 50 km leveä ja noin 40 km pitkä. Korkeutta sillä on peräti viitisen kilometriä.

Promontorium Agarum on törmäysaltaiden näkökulmasta mielenkiintoisessa kohdassa. Yli tuhatkilometrinen Crisiumin allas on yksi Kuun harvoista melko yleisesti monirenkaiseksi tunnustetuista törmäysaltaista. Sen selväpiirteisin, noin 500 km:n läpimittainen rengas kulkee Promontorium Agarumin poikki. Agarumin syntyyn lienee kuitenkin vaikuttanut myös vanhempi ja pienempi, noin 370-kilometrinen Crisium East -nimellä tunnettu törmäysallas. Sen sisempi, noin 185 km:n läpimittainen rengas on hahmoteltu kulkemaan välittömästi niemen pohjoispuolelta. Ei tunnu mahdottomalta ajatella, että Promontorium Agarum törröttää Mare Crisiumin itärannalla juuri siksi, että sen ovat siihen osaltaan nostaneet niin Crisiumin kuin Crisium Eastinkin topografiset renkaat.³

Heveliuksella tuskin oli minkäänlaista käsitystä käyttämiensä historiallisten nimien taakse kätkeytyvien niemien todellisista muodoista. Jotensakin ironista nimittäin on, että Heveliukselta periytyvistä kahdesta Kuun niemestä Promontorium Agarum muistuttaa muodoltaan todellista Acherusian niemeä, kun taas pitkä ja kapea Promontorium Archerusia on olemukseltaan kovasti Berdjanskin ja Fedotovan kynnäiden kaltainen.

Van Langrenin ja Ricciolin Heveliukset

Johannes Hevelius oli jo ennen Selenographiaansa ennättänyt kerätä sen verran mainetta, että van Langren huoli hänet mukaan karttaansa. Hevelius esiintyi van Langrenilla nimellä Hevelii. Kovin kummoista kraatteria van Langren ei kuitenkaan Heveliuksella suonut, sillä Hevelii on 28-kilometrinen, vanha (nektarinen), reunoiltaan pahasti kulunut ja mare-basalttien täyttämä kraatteri vähäisellä Mare Nubiumin eli Pilvien meren ja Mare Cognitumin eli Tunnetun meren välisellä ylänköalueen kaistaleella. Nykyisin tuo raihnainen kraatteri kulkee nimellä Lubiniezky A (Kuva 7). Olisiko Hevelius närkästynyt kraatterinsa vaatimattomuudesta ja siksi jättänyt van Langrenin mainitsematta kirjassaan?

Ainoastaan neljä vuotta Selenographian jälkeen, vuonna 1651, ilmestyi tarinan ykkösosassa mainitun Giovanni Ricciolin suurteos Almagestum Novum, jossa esitelty nimistö oli lopulta päihittävä niin van Langrenin kuin Heveliuksenkin nimistön. Riccioliin Hevelius oli ymmärrettävästi tehnyt huomattavasti suuremman vaikutuksen kuin aiemmin van Langreniin. Se myös näkyi, sillä Riccioli sijoitti Heveliuksen lähelle itsensä mukaan nimeämäänsä 156-kilometristä kraatteria ja oppilaansa ja kartanpiirtäjänsä mukaan nimeämäänsä virallisesti 173-kilometristä Grimaldia.⁴ Ricciolin Hevelius on kohtalaisen komea, 114-kilometrinen nektarinen kraatteri Oceanus Procellarumin eli Myrskyjen valtameren länsirannalla (Kuvat 8 ja 9). Samalla nimellä ja paikalla Hevelius on edelleen.

Van Langrenin ja Heveliuksen perintö

1600-luvun puolivälissä Kuun kartoitus oli tähtitieteilijöiden parissa hyvinkin suosittua puuhaa. Tuntuu hämmästyttävältä, että vain kuuden vuoden aikana, 1645–1651, valmistui kolme erillistä Kuun kartoitusta, joissa kaikissa oli käytössä täysin erilainen nimistö. Kisan voittajaksi selviytynyt Riccioli säilytti van Langrenin kolme kraatteria, eli Endymionin, Pythagoraan ja Langrenuksen. Heveliuksen vuoria ja niemiä Riccioli ei sen sijaan huolinut omaan systeemiinsä, vaan ne palautettiin kartoille myöhempien kartoittajien toimesta. Ricciolin nimistö ei kuitenkaan välittömästi korvannut Heveliuksen systeemiä, vaan myös Heveliuksen nimiä oli pitkään käytössä. Eräät kuututkijat käyttivät molempia nimistöjä rinnatusten. Ja vaikka Heveliuksen nimistö jäikin hiljalleen pois käytöstä, Selenographiaa pidettiin 150 vuotta tärkeimpänä kuutietämyksen lähteenä. Jopa paavi Innocentius X (1574–1655) arvosti luterilaisen Heveliuksen teosta sanoen, että se olisi vertaansa vailla oleva kirja, jollei se olisi kerettiläisen kirjoittama.

Nykyisin van Langrenin ja Heveliuksen Kuun pinnalle sijoittamat nimet ovat tietenkin vain historiallinen kuriositeetti. Kuun pinnanmuodoista voi nauttia kaukoputken ääressä aivan mainiosti ilman mitään tietoa niiden nimistä sen paremmin kuin geologiastakaan. Kuun kartoituksen ja nimistön historia avaa kuitenkin kiinnostavia näkymiä tieteellisen kuututkimuksen varhaisiin vuosikymmeniin, sekä niihin ihmisiin ja heidän ajattelutapoihinsa, jotka olivat keskeisesti vaikuttamassa kuututkimuksen, tähtitieteen ja koko luonnontieteen kehitykseen.

Kuuharrastajalle nimistön varhaishistoria tarjoaa hyvän syyn katsella tarkemmin tavanomaisesta hieman poikkeavia kohteita (Kuvat 2 ja 10). Jos ottaa mukaan kaikki tässä tarinassa mainitut henkilöt Plutarkhoksesta alkaen, riittää monipuolista havaittavaa aivan itäreunalta pohjoiselle libraatiovyöhykkeelle ja länteen Riccioliin saakka. Useimmat kuuhavaitsijat ovat katselleet virallista Grimaldia, mutta harvempi on havainnut Grimaldin törmäysaltaan reunaa, jonka näkyminen on kiinni sopivan loivasta valaistuksesta. Hupia havaitsijoille riittää siis ihanneolosuhteissakin vähintään koko kuunkierron ajaksi.

---

¹Koko nimeltään teos oli Selenographia: sive Lunæ descriptio eli ”Selenografia: tai kuvaus Kuusta”.

²Maapallon tapauksessa Haemusvuorten sijasta nykyään käytetään nimitystä Balkanvuoret.

³Tasapuolisuuden nimissä lienee syytä mainita, että on olemassa myös koulukunta, jonka mukaan Crisiumin altaan itä–länsi-suunnassa venähtänyt muoto johtuu lännestä itään tapahtuneesta loivakulmaisesta törmäyksestä. Tämän ajatuksen mukaan erillistä Crisium Eastin allasta ei ole olemassakaan.

⁴Grimaldin virallinen 173 km:n läpimitta viittaa vain sen keskiosia täyttävän mare-alueen läpimittaan. Kraatterimaisen rengasrakenteen läpimitta puolestaan on noin 234 km, mutta se on itse asiassa kaksirenkaisen törmäysaltaan sisempi rengas eli rengaskohouma. Koko Grimaldin törmäysaltaan läpimitta on noin 460 km, eli tässä mielessä oppilas päihitti opettajansa.

---

Kiitokset Jari Kuulalle havaintopiirrosten käyttöluvista.

---

Kun aika on kypsä, tämäkin juttu ilmestyy myös Hieman Kuusta -blogissani jokusen bonus-kuvan sisältävänä versiona.

---

Kuun nimistön vanhimmat kerrostumat, osa 1

30.10.2022 klo 09.32, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Havaitseminen , Historia , Kraatterit , Kuu , Nimistö

Geologit tapaavat olla kiinnostuneita maankamaran kerrosjärjestyksestä. Kuten olen tainnut jo useamman kerran tässäkin blogissa mainita, tässä on kyse vain siitä, mitkä kallio- tai maaperän kerrokset syntyivät aiemmin, mitkä myöhemmin. Kallioperän tapauksessa kaikkein nuorimpia kerroksia, vaikkapa viime vuosina purkautuneita laavoja, on hyvin vähän. Toisaalta taas tavanomaista enemmän tai vähemmän keski-ikäistä pintaa riittää vaikka kuinka paljon. Usein suurimman kiinnostuksen kohteena ovat kaikkein vanhimmat osat, jotka voivat kertoa varhaisimmista pintaa muodostaneista ja sitä muokanneista prosesseista. Tätä iäkkäintä kallioperää on planeetasta riippumatta yleensä jäljellä erittäin niukasti.

Planeettojen pinnanmuotojen nimeämisen ikäjakauma ja ”kerrosjärjestys” muistuttavat varsin paljon kallioperän ikäjakaumaa ja kerrosjärjestystä. Kuu on tästä paras esimerkki. Valtaosa Kuun nykyisin nimetyistä pinnanmuodoista sai nimensä muutamassa ryöpsähdyksessä jokusen sadan vuoden aikana. Näistä viimeisin tapahtui 1970-luvun ensimmäisellä puoliskolla, kun aiemmin tuntemattomina pysytelleille Kuun etäpuolen kohteille piti saada nimiä. Sen jälkeen uusia nimiä on ilmestynyt harvemmin, lähinnä tarpeen mukaan.¹ Tällä hetkellä  tuorein lisäys Kuun nimistöön on kraatteri Bandfield, joka sai viime heinäkuussa nimensä valitettavan nuorena kuolleen, kuukausi sitten blogijuttuni aiheenakin olleita Kuun kylmiä läiskiä tutkineen Joshua L. Bandfieldin (1974–2019) mukaan.

Kuun nykyisen nimistön tunnetuimman osan muodostavat italialaisen tähtitieteilijän ja jesuiittapapin Giovanni Battista Ricciolin (1598–1671) vuonna 1651 julkaisemassa Almagestum Novum -kirjassaan ja sen sisältämässä Ricciolin opiskelija ja kollega Francesco Maria Grimaldin (1618–1663) piirtämässä kartassa esitetyt nimet. Käytännössä kaikki Kuun lähipuolen tunnetuimmat kraatterit ja meret sekä muutamat järvet, lahdet ja suot ovat Ricciolin nimeämiä. Ricciolin nimeämissysteemissä oli oma mielenkiintoinen ja poliittis-uskonnollisesti rohkeita piilomerkityksiäkin sisältänyt logiikkansa, mutta se saa olla toisen tarinan aihe.

Vähemmän tunnettua on, että sieltä täältä Kuun kartoista löytyy Ricciolia vanhempaakin nimikerrostumaa. Mitä nämä kohteet ovat, ja ketkä niitä nimesivät?

Varhaisimmat Kuun kartoittajat

Ensimmäisen tunnetun Kuun kartan ja sen pinnanmuotojen nimistön loi etenkin magneettisista tutkimuksistaan tunnettu Englannin kuningatar Elisabet I:n henkilääkäri William Gilbert (1540–1603). Häntä voidaan perustellusti pitää myös yhtenä tieteellisen menetelmän kehittäjistä, vaikkei tätä Britannian ulkopuolella yleensä muistetakaan.

Gilbertin kuukartassa on 13 nimettyä aluetta. Esimerkiksi Kuun itäreunalla sijaiseva nykyisin Mare Crisiumina eli Vaarojen merenä tunnettu soikea tumma laavatasanko sai Gilbertiltä nimen Brittannia. Gilbert ei kuitenkaan koskaan julkaissut karttaansa, joten se ja hänen luomansa nimistö jäivät tieteenhistoriallisiksi sivuhuomautuksiksi.

Julkaisukynnystä ei kyennyt ylittämään myöskään Gilbertin maanmies, Virginian siirtokuntien kuvauksestaan tunnettu mutta myös etevä tähtitieteen, matematiikan ja optiikan tutkija Thomas Harriot (n. 1560–1621). Gilbert oli tehnyt havaintonsa paljain silmin, mutta Harriot luonnosteli ensimmäiset tunnetut kaukoputkihavaintoihin perustuvat piirrokset Kuusta elokuussa 1609, nelisen kuukautta ennen italialaista Galileo Galileitä (1564–1642; Kuva 1). Harriotin töherrykset vain olivat täysin onnettomia: kuka tahansa, jolla on kohtalaisen normaalit silmät, kykenee näkemään Kuusta paljain silmin merkittävästi enemmän tunnistettavia yksityiskohtia kuin Harriotin kamalissa suttupiirroksissa erottuu. Vähän paremman kartan Harriot sai aikaiseksi vuonna 1611, mutta sitäkään hän ei julkaissut. Sitä paitsi tuolloin Galilein vuonna 1610 painettu kirja Sidereus Nuncius kuupiirroksineen oli jo aiheuttanut pahennusta ja ihastusta ympäri Eurooppaa.

Harriot käytti kartassaan lähinnä vain numeroita ja kirjaimia, mutta muistikirjoissaan hän mainitsee nimen Caspian eli Kaspianmeri, jolla hän viittasi Mare Crisiumiin. Kaspianmeren yhdistäminen selvästi paljain silmin erottuvaan Mare Crisiumiin oli tuohon aikaan ilmeisesti varsin yleistä. Jo Kuuluisien miesten elämäkerroista tunnettu kreikkalainen Plutarkhos (n. 46–120) mainitsi Kaspianmeren vertaillessaan Kuun pintaa tuolloin tunnettuun kreikkalaiseen maailmaan. Plutarkhos ei kuitenkaan tehnyt selvää yhteyttä sen ja Mare Crisiumin välillä.

Galilein piirrokset Kuusta olivat ylivertaisia hänen englantilaisten aikalaistensa aikaansaannoksiin nähden. Niistä on tunnistettavissa suuri joukko yksityiskohtia, joita ei paljain silmin erota. Galilei vain ei käyttänyt piirroksissaan minkäänlaista nimistöä, joten sikäli niitä ei voida pitää varsinaisina karttoina. Vaikka Galilei siis muutti käsityksemme Kuusta – se ei enää ollut täydellinen pallo vaan erilaisten vuorien, laaksojen ja tasankojen täyttämä monimuotoinen maailma – hänenkään aivoituksensa eivät nykyisissä kartoissa näy mitenkään.

Ranskalainen Pierre Gassendi (1592–1655) tunnetaan atomiteorian henkiinherättäjänä ja maineikkaasta kokeestaan, jossa hän pudotteli tykinkuulia täydessä vauhdissa olleen kaleerin mastosta todistaen Galilein ajatukset inertiasta oikeiksi. Hän oli lisäksi filosofi ja matemaatikko sekä aikansa eturivin tähtitieteilijä. Tähtitieteessä hänet muistetaan etenkin havainnoista, jotka hän teki Johannes Keplerin (1571–1630) laskelmien pohjalta havaitsemastaan Merkuriuksen ylikulusta.²

Vähemmän tunnettua on, että Gassendilla oli vahvaa kiinnostusta myös Kuuta kohtaan. 1620–30-lukujen taitteessa hän ryhtyi yhdessä kollegansa Nicolas-Claude Fabri de Peiresc’in eli Peiresciuksen (1580–1637) ja kaivertaja Claud Mellanin kanssa kartoittamaan kiertolaistamme. Kuun pinnanmuotojen tarkka kartoitus ei tosin heille ollut varsinainen itseisarvo, vaan heidän tavoitteenaan oli luoda käyttökelpoinen apuneuvo maapallon pituusateiden määrittämiseksi.

Kolmikko saikin vuonna 1637 painetuksi ylivertaisen upeita ja yksityiskohtaisia piirroksia Kuusta eri vaiheissa. Peirescin samana vuonna tapahtuneen kuoleman myötä koko hanke kuitenkin lopahti eikä karttoja varsinaisesti koskaan julkaistu.

Tämä oli sikälikin sääli, että Gassendilla oli muistikirjoissaan luonnosteltuna myös Kuun nimistö. Jälkikäteen tunnistettavista kohteista Mare Crisium oli jälleen Caspia, ja mielenkiintoisesti Kuun läntisellä puoliskolla sijaitseva, suunnilleen Mare Crisiumin kokoinen ja muotoinen Mare Humorum oli Gassendille Anticaspia (Kuva 2). 

Gilbertin, Harriotin ja Gassendin ryhmän varhaiset kartoitusyritykset eivät siis näy nykyisessä Kuun nimistössä yhtään sen enempää kuin Galileinkaan. Ne ovat kuin planeetan muokkautunut varhaisin kuori, jonka jäänteistä yhä pystyy paikoin päättelemään, mitä se on joskus ollut, mutta jonka yksityiskohdat suurelta osin jäävät mysteeriksi.

Van Langrenin kraatterit

Samoihin aikoihin Gassendin ryhmän kanssa hollantilainen insinööri ja kartografi Michael (tai Michiel) van Langren eli Langrenus (1598–1675) työsti Espanjan kuningashuoneelle omaa kuukarttaansa (Kuva 3). Myös hänen kartoitusprojektinsa pääasiallinen tarkoitus oli helpottaa pituusasteen määrittämistä maapallolla.

Toisin kuin edeltäjänsä ja kilpailijansa, van Langren sai karttansa valmiiksi ja julkaistuksi vuonna 1645. Se sisälsi myös melko laajan nimistön, joten se oli ensimmäinen todellinen kuukartasto. Van Langren valitsi kohteidensa nimiksi niin oman aikansa kuninkaita ja ruhtinaita kuin entisaikojen filosofeja ja tähtitieteilijöitäkin. Esimerkiksi Kuun suurimmalle merelle, Oceanus Procellarumille eli Myrskyjen valtamerelle van Langren antoi mesenaattinsa kuningas Filip IV:n (1605–1665) kunniaksi nimen Oceanus Philippicus. Mare Crisium viittasi aikakaudelle tyypillisesti edelleen Kaspianmereen, joskin nimi oli muodossa Mare De Moura Caspium. Nämä, kuten lähes kaikki muutkin van Langrenin antamat nimet ovat sittemmin poistuneet käytöstä, mutta muutama kraatteri kantaa yhä hänen antamaansa nimeä (Taulukko 1; Kuva 4).

Taulukko 1. Kuun vanhimmat nimetyt kohteet, joiden nimi on pysynyt nykypäivään saakka käytännössä samana ja myös tarkoittaen samaa kohdetta. Koordinaatit ja halkaisijat ovat IAU:n mukaiset, joskin pyöristetyt. Johannes Heveliuksen nimeämät kohteet esitellään tarinan kakkososassa.

Alkup. nimi	Nyk. nimi	Koko (km)	Lev.; pit.	Ikä	Nimeäjä, vuosi
Endymionis	Endymion	122	53,6°N; 56,5°E	nektarinen	van Langren, 1645
Langreni	Langrenus	132	8,9°S; 61,0°E	eratostheeninen (kopernikaaninen?)	van Langren, 1645
Pythagorae	Pythagoras	145	63,7°N; 63,0°W	eratostheeninen	van Langren, 1645
Promontorium Agarum	Promontorium Agarum	62	13,9°N; 65,7°E	prenektarinen	Hevelius, 1647
Promontorium Archerusia	Promontorium Archerusia	11	16,8°N; 21,9°E	nektarinen	Hevelius, 1647
Alpes	Montes Alpes	334	48,4°N; 0,6°W	pohja prenektarinen ja nektarinen, pinta varhaisimbrinen	Hevelius, 1647
Mons Apenninus	Montes Apenninus	600	19,9°N; 0,0°E	pohja nektarinen, pinta varhaisimbrinen	Hevelius, 1647

Langrenus

Nykyisen Mare Fecunditatiksen eli Hedelmällisyyden meren Langrenus nimesi itsensä mukaan Mare Langrenianumiksi. Sitä on nykyisiltä kartoilta turha etsiä, mutta paremmin kävi hänen nimikkomerensä itärannalle sijoittamalleen toiselle kaimalleen, eli kraatteri Langrenille. Se on säilyttänyt nimensä halki vuosisatojen vain pienellä kirjoitusasun muutoksella ja tunnetaan nykyisin nimellä Langrenus (Kuva 5). Iältään eratostheeninen Langrenus on 132-kilometrisenä ja säteiden ympäröimänä kasvavan, iltataivaalla hyvin näkyvän sirpin kenties komein  kraatteri. Liiallisesta vaatimattomuudesta van Langrenia ei siis voi syyttää. Langrenus on myös van Langrenilta periytyvistä kraattereista selvästi parhaiten havaittavissa.

Endymion

Koko laajasta van Langrenin nimistöstä Langrenuksen lisäksi vain kaksi muuta kraatteria on säilyttänyt nimensä. Nämä ovat Endymionis (nyk. Endymion; Kuva 6) ja Pythagorae (nyk. Pythagoras). 122-kilometrinen tumman laavan täyttämä Endymion on geologisesti vanhin van Langrenin säilyneistä kohteista. Se on iältään nektarinen, eli vuosissa mitaten se syntyi ehkä noin 3,8 miljardia vuotta sitten. Se sijaitsee sen verran kaukana koillisessa, että selvästi ympäristöstään erottuvana kohteena se toimii myös libraation osoittimena: mitä pyöreämpänä Endymionin tumma pohja näkyy, sitä paremmin koillisreunan mielenkiintoisia kohteita, kuten Humboldtianumin törmäysallasta, pääsee omin silmin tutkiskelemaan.

Endymion on nimenä sikälikin kiinnostava ja poikkeuksellinen, että läheisten Atlas– ja Hercules-kraattereiden tapaan se on kreikkalaisen mytologian hahmo eikä suinkaan tavallinen kuolevainen, kuten valtaosa muista Kuuhun nimensä saaneista. Aiolilainen Endymion oli paimen tai toisten versioiden mukaan metsästäjä, jonka komeaan ulkomuotoon Kuun jumalatar Selene rakastui. Endymionin isä Zeus vaivutti poikansa ikiuneen, jotta Selene pääsisi ainaisesti ihailemaan Endymionin ulkoisia avuja. Selene tosin meni yöllisillä vierailuillaan vähän pelkkää ihailua pidemmälle, sillä hän synnytti viisikymmentä Endymionin tytärtä.

Pythagoras

Pythagoras  eli Pythagoras Samoslainen (n. 570 – n. 495 eaa.) oli maineikas kreikkalainen filosofi ja aritmetiikkaan ja geometriaan keskittynyt matemaatikko (sekä mystikko, numerologi yms. hihhuli, kuten ajan tapoihin kuului). Pythagoraan lause a²+b²=c² on yksi matematiikan tunnetuimpia, olipa se sitten Pythagoraan keksimä tai ei.

Kraatteri Pythagoras (Kuva 7) puolestaan on erittäin suuri eli 145-kilometrinen ja melkoisen nuori (eratostheeninen). Se kuitenkin sijaitsee niin pohjoisessa, suunnilleen Iisalmea vastaavalla leveyspiirillä, että se vaatii suotuisaa luoteista libraatiota päästääkseen kunnolla oikeuksiinsa. Näky on kuitenkin parhaimmillaan erittäin komea, ja lähes kolme kilometriä kraatterin pohjalta nouseva keskuskohouma on tutkimuksellisestikin kiinnostava. Sen mukana on nimittäin noussut syvyyksistä pintaan lähes puhdasta anortosiittiä, mikä Kuun alkuperän ja kehityksen tutkijoiden mielestä on aina mielenkiintoista.

---

Parin päivän päästä ilmestyvässä tarinan kakkososassa perehdytään van Langrenin haastajaan Johannes Heveliukseen ja hänen kuukartoituksestaan meidän päiviimme saakka säilyneisiin kohteisiin sekä hieman useamman esimerkin voimin myös siihen, millaisia kohteita varhaiset Kuun kartoittajat nimesivät toistensa ja itsensä mukaan.

¹Kuun kohteiden virallisessa nimeämisessä tosin oli valtaisa ryöpsähdys vuonna 2006, kun satelliittikraatterien, eli yleensä suuremman kraatterin ympärillä olevien pienempien kraatterien kirjaintunnukset – sellaiset kuin esimerkiksi Virtanen B, Virtanen C, Virtanen J ja Virtanen Z – saivat virallisen aseman. Tämä nimeämissysteemi oli ollut epävirallisessa käytössä jo 1700-luvulta alkaen, alussa tosin vailla sen suurempaa logiikkaa. 

²Varsin usein väitetään, että Gassendi oli ainut Keplerin ennustaman ylikulun havaitsija ja siis ensimmäinen, joka ylipäätään näki Merkuriuksen ylikulun. Tosiasiassa Gassendin lisäksi tuon 7.11.1631 tapahtuneen ylikulun havaitsijoita oli ainakin kolme muutakin. Gassendin havainnot kuitenkin olivat merkittävästi tarkempia kuin muiden.

---

Kiitokset Jari Kuulalle Endymion-piirroksen käyttöluvasta ja seikkailemisesta kuuhistorian ihmeellisessä maailmassa.

---

Jezeron kallistuneet kerrokset ja lehdistötiedotteiden mahti

30.9.2022 klo 19.47, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: geofysiikka , Jokiuomat , Mars , Sedimentaatio , Vulkanismi

NASAn Mars-mönkijä Perseverance kulkee Jezero-kraatterin pohjalla tutkien ympäristöään niin kameroilla kuin lukuisilla muillakin mittalaitteilla. Se myös kairaa näytteitä ja pistää ne talteen sillä oletuksella, että ne saadaan joskus myöhemmin kuljetettua Maahan tarkempiin laboratoriotutkimuksiin. Toistaiseksi vähemmän tunnettua kuitenkin on, että Perseverancella on mukanaan myös maatutka.

Jezeron tutkailua

Marsin kamaraa pintaa syvemmältä luotaava tutka on planeettageologiasta kiinnostuneille tuttu laite Marsin kiertoradalta paristakin luotaimesta. Kuun pinnalla maatutka on ollut Kiinan Yutu- ja Yutu-2 -mönkijöissä. Maatutkaa käytetään Kiinan Zhurong-mönkijässäkin Utopian tasangon reunamilla parisentuhatta kilometriä Perseverancesta itäkoilliseen. Zhurongin ensimmäisiä kiehtovia tutkatuloksia julkaistiin aiemmin tällä viikolla. Perseverance laskeutui kuitenkin kolme kuukautta kiinalaisalusta aiemmin, joten sen norjalaisvalmisteinen RIMFAX-tutka (Radar Imager for Mars Subsurface Experiment) sai kunnian olla ensimmäinen maatutka Marsin pinnalla. Sen tuloksia myös julkaistiin hieman aiemmin, eli elokuun lopulla Science Advances -verkkolehdessä.

RIMFAXin kehittäjä ja päätutkija Svein-Erik Hamranin johdolla tehty artikkeli Ground penetrating radar observations of subsurface structures in the floor of Jezero crater, Mars on vallan mukavaa luettavaa. Tutkijoilla on nyt Jezeron pohjalta käytössään 2,6 km pitkä yhtenäinen tutkaprofiili, jonka syvyysulottuvuus on noin 15 metriä. Kiinnostavimmat löydöt olivat suurimmillaan noin 15° kallellaan olevat kerrokset. Tutkijaryhmä ei kuitenkaan pystynyt varmuudella päättelemään, oliko kyseessä magmaattinen (siis joko syvällä Marsin uumenissa tai pinnalla sulasta kiviaineksesta kiteytymällä syntynyt) vai sedimenteistä muodostunut kerroksellisuus.

Itse artikkelissa siis ei, ainakaan omasta mielestäni, ollut mitään moitittavaa, päinvastoin. Tutkijat kertoivat sen, mitä heidän tulkintansa mukaan tässä vaiheessa voidaan maatutkaluotauksen perusteella Jezeron pohjan kerrosrakenteesta päätellä. Se, kuinka asia kerrottiin julkisuuteen, onkin sitten aivan toinen tarina.

Artikkelin innoittamana tehdyn lehdistötiedotteen kärkenä oli tutkijoiden äimistys siitä, että Jezeron pohjalla on vinossa olevia kerroksia. Tällä luodaan tietenkin vaikutelma siitä, että nyt on löydetty jotakin todella ihmeellistä ja hämmästyttävää. Tiedeuutissivusto toisensa jälkeen toisti lehdistötiedotteen viestin pääsääntöisesti varsin uskollisesti. Klikkauksia satelee ja kaikki ovat tyytyväisiä, kun Marsista on taas löydetty vallan merkillisiä juttuja.

Ulkopuolisena on tietenkin mahdotonta sanoa, kuinka ihmeissään tutkijat todella olivat RIMFAXin tuloksista. Mutta ainakaan jos on yhtään perillä geologian perusteista tai on selvinnyt geologian opintojen ensimmäisen syksyn tenteistä ja jos lisäksi tietää, että Jezero on monivaiheisen geologisen historian läpikäynyt muinainen kraatterijärvi – kuten Jezeroa työkseen tutkivat geologit epäilemättä hyvin tietävät – vinoissa kerroksissa ei pitäisi olla mitään ihmeteltävää.

Sedimenttikerrokset?

Perseverance mönkii Jezeron länsiosassa komean deltan etupuolella. Jezeroon on siis lännestä virrannut joki (ja pohjoisesta toinen, mutta unohtakaamme se tällä erää), joka on kuljettanut mukanaan sedimenttejä. Virtauksen hidastuttua ne ovat kerrostuneet järvialtaaseen. Deltoille ominaista on, että sedimentit muodostavat vinoja kerroksia eivätkä siis alkujaankaan kerrostu aina likikään vaakasuoraan, kuten tapahtuu esimerkiksi meren tai suuren järven keskialueilla, joissa virtausta ei usein juurikaan ole.

Viimeistään viime vuonna julkaistujen Perseverancen tulosten perusteella oli myös selvää, että Jezeron läntinen delta on aikoinaan ulottunut pidemmälle kuin mitä luotainkuvista helpoimmin nykyisin erottuva delta antaisi ymmärtää. Vesi on myös virrannut Marsissa eri aikoina, joten ei olisi mikään ihme, vaikka Jezerossa olisi aikojen saatossa ollut useita deltoja, joista vanhimmat ovat osittain kuluneet ja hautautuneet myöhempien kerrostumien alle.

Sekin kannattaa kerroksia ihmetellessä muistaa, että Mars on ollut pitkään kuiva autiomaaplaneetta, joten myös vanhojen tuulen kerrostamien dyynien vinoja sedimenttikerroksia voi aivan hyvin olla Jezeron pohjalla. Ei siis olisi millään muotoa yllättävää vaan päinvastoin täysin odotettua, että RIMFAXin mittauksissa näkyisi vinoja sedimenttikerroksia.

Magmaattiset kerrokset?

Kerroksia eivät kuitenkaan muodosta pelkät sedimentit, vaan myös sulasta kiteytyneet kivet ovat usein kerroksellisia. Pinnalle purkautuneen magman eli laavan kerroksellisuus on tavallista ja helposti ymmärrettävää: tuoreet laavavirrat peittävät vanhempia, muodostaen kerroksellisen rakenteen. Tällaiset ovat tuttuja mm. Venuksesta, Maasta, Kuusta ja Marsista.

Magmaattista kerroksellisuutta esiintyy kuitenkin myös hitaasti kiteytyneissä syväkivissä, kuten vaikkapa maailmankuuluissa Pohjois-Suomen kerrosintruusioissa. Kerrosintruusioissa havaittavaan kerroksellisuuteen vaikuttaa useampia tekijöitä, mutta intruusion keskiosissa pääsääntöisesti raskaammat mineraalit kerrostuvat magmasäiliön pohjalle, kevyemmät lähemmäksi pintaa. Etenkään kerrosintruusion reunavyöhykkeessä kerrosten ei kuitenkaan tarvitse olla vaakasuoria, vaan ne ennemminkin noudattelevat magmasäiliön reunan muotoja. Lisäksi magmasäiliöiden sisällä tapahtuu romahduksia, jotka kääntelevät kerroksia. Jezerossa maatutkalla nähdyt vinot kerrokset voisivat näin ollen aivan hyvin olla jonkinlaisen kerrosintruusion magmaattista kerroksellisuutta.

Hamranin tutkimusryhmän artikkelissa ei siis otettu kantaa siihen, olisiko Jezeron mahdollinen magmaattinen kerroksellisuus pinnalle purkautuneiden laavojen synnyttämää vai kenties jotain kerrosintruusioiden kerroksellisuuden tapaista. Lehdistötiedotteessa kuitenkin kerrotaan tutkalla havaittujen kerrosten syntyvaihtoehdoiksi vain delta tai laavavirrat (magmaattinen vaihtoehto mainitaan ainoastaan siinä vaiheessa, kun on jo tehty selväksi kyseessä olevan laava, siis pinnalle purkatunut magma). Tämä on sikälikin erikoista ja erittäin harhaanjohtavaa, että muissa samaan aikaan julkaistuissa artikkeleissa todettiin varsin vastaansanomattomasti, että Perseverancen tutkimat ja Maahan kuljetusta odottavat näytteet ovat hitaasti kiteytyneitä magmakiviä, jotka syntyivät raskaiden mineraalien vajotessa magmasäiliön pohjalle. Tällainen ympäristö voisi olla magmaattinen intruusio, maapallolla tavattavia laavavirtoja huomattavasti paksumpi (>100–150 m) laavavirta, tai kenties myös törmäyssulalinssi.

Vinojen kerrosten epäihmeellisyyttä miettiessä on hyvä pitää mielessä myös Perseverancen sijainti suhteessa eroosion myötä melkoisesti madaltuneeseen Jezeron kraatteriin. Magmaattinen intruusio voi lähtökohtaisesti olla Jezeron syntyä nuorempi tai vanhempi. Jos se on törmäystä nuorempi, kuten edellisissä kappaleissa oletettiin, sen kerroksia tuskin on synnyn jälkeen kovin paljon ainakaan suurissa puitteissa kallisteltu (pienet paikalliset keinahdukset ovat aina mahdollisia). Vaan jos intruusio onkin törmäystä vanhempi, tilanne on aivan toinen. Perseverance on lähellä Jezeron reunaa, joten kaikki törmäystä vanhemmat kivet ovat kraatterin syntyessä liikkuneet ylös ja alas ja päätyneet ympäristöön, jossa erilaisia romahduksia tapahtuu pitkään törmäyksen jälkeen. Ainakaan itse en muista nähneeni tutkimusta, jossa olisi varmasti kyetty osoittamaan Perseverancen nyt tutkimien magmakivien ikäsuhde kraatteriin nähden.

Lehdistötiedotteessa on siis lähinnä kaksi ongelmaa: tutkijoiden ihmettely, joka tuntuu pelkältä myynninedistämispuheelta, ja laavojen putkahtaminen suunnilleen tyhjästä. Jos artikkeli, jota lehdistötiedote mainostaa, ei ota kantaa kerroksellisuuden syntyyn, ja jos samaan aikaan ilmestyneet muut artikkelit viittaavat vahvasti siihen, ettei Jezerossa ollut mitään sellaista, jota keskivertolukija kuvittelisi ”laavavirralla” tarkoitettavan, miksi ihmeessä lehdistötiedotteessa ja sen seurauksena lukemattomissa uutisissa pitää laavavirroista höpöttää? Tiedotusalan ihmiset ehkä vastauksen tietävät, minä en.

Kuka uskoo lehdistötiedotetta?

Jezeron kerrostumien vinouden mukaomituisuuden painottaminen julkisuudessa ja laavan ilmestyminen lehdistötiedotteeseen saivat minut jälleen kerran miettimään tieteellisiä tutkimustuloksia markkinoivia lehdistötiedotteita, niiden perimmäistä tarkoitusta sekä ylipäätään tieteestä kertomisen tapoja ja moraalia. Science by press release on oma synkkä maailmansa, mutta unohdetaan se tällä kertaa.

Totta kai lehdistötiedotteita täytyy olla. Tutkijat tekevät työtään pääosin verovaroin, joten tietenkin veronmaksajille pitää kertoa tutkijoiden kiinnostavista tuloksista. Aivan liian usein lehdistötiedotteet ovat kuitenkin reippaasti yliampuvia ja tulosten ainutlaatuisuutta turhaan korostavia. Niillä haetaan näkyvyyttä, ei suinkaan sitä, että ihmiset saisivat todellisen kuvan tutkimustuloksista. Ihanko varmasti tämä on pidemmän päälle toimiva ratkaisu?

Mikä sitten olisi vaihtoehto lehdistötiedotteiden mielivallalle? Fantasiamaailmassa voitaisiin lähteä liikkeelle siitä, että tutkijat olisivat edes rehellisiä tehdessään PR-ihmisten kanssa lehdistötiedotteitaan. Joskus vuosia sitten olin esitarkastajana eräässä asiallisen lehden kaukaisen mantereen törmäyskraatterikandidaattia käsitelleessä tutkimusartikkelissa. Lehdelle lähetetyssä käsikirjoituksessa esiteltiin joitakuita kiinnostavia havaintoja, mutta niistä vedettiin tolkuttoman pitkälle menneitä johtopäätöksiä. Parin–kolmen tarkastuskierroksen jälkeen esitettyjä päätelmiä saatiin hillittyä ja saatoin esittää lehden päätoimittajalle jutun hyväksymistä – joskin edelleen hieman pitkin hampain.

Hyvin pian jutun hyväksymisen jälkeen silmiini osui uutisia aiheesta. Ne perustuivat lehdistötiedotteeseen, joka ei suinkaan kertonut lopullisesta julkaistusta artikkelista vaikka siihen viittasikin, vaan tutkimusryhmän ensimmäisestä käsikirjoitusversiosta eli hurjasta toiveajattelusta. Tällaisena tarina sitten levisi maailmalle. Tuskinpa moni on tänäkään päivänä lukenut varsinaista maksumuurin takana olevaa artikkelia. Oletan, että tällainen toiminta on varsin yleistä ja varmasti yleistyy edelleen, kun tutkimuksen vaikuttavuudesta on tullut muotimantra.

Toiseksi olisi suotavaa, jos lopullisen jakeluun lähtevän lehdistötiedotteen lukisi ennen lähetystä ajatuksella useampi tutkimusryhmän jäsen (sama tietysti pätee myös artikkelikäsikirjoituksiin, mutta sekin on toinen tarina). Voi toki olla, että esimerkiksi Jezeron tutkailutiedotteessa puhutaan ihan tarkoituksella ja tutkimusryhmän siunauksella laavasta, vaikka itse artikkelissa näin ei tehdäkään eikä ajatukselle tule muualtakaan järin vahvaa tukea. Jotenkin vaan veikkaan, että tiedotusihmiset ovat vetäneet mutkia suoriksi ja kiireinen proffa on tiedotetta puolihuolimattomasti vilkaistuaan todennut, että hyvä se on.

Kolmanneksi, edelleen keijukaisten ja vaaleanpunaisten yksisarvisten asuttamassa fantasiamaailmassa pysytellen, jossain määrin itse tiedetoimittajat (jotka toki useimmiten tekevät hyvää ja arvostamaani työtä) mutta etenkin heille jonkinlaista korvausta maksavat tahot voisivat edes pikkuisen yrittää ryhdistäytyä. Valitettavasti vain nykymedialla ei ole aikaa tarkistaa asioita, vaan klikkauksia pitää saada paitsi mahdollisimman paljon, myös mahdollisimman nopeasti. Ihan kaikkea, mitä lehdistötiedotteissa sanotaan, ei toimittajienkaan silti tarvitsisi kaiken kiireen keskellä kakistelematta niellä. Joskus voisi vaikka vilkaista sitä alkuperäistä tutkimustakin ja tarkistaa, kerrotaanko siellä samoja asioita kuin lehdistötiedotteessa, ja millaisin painotuksin.

Ongelmana tietenkin on ajan ja rahan puutteen (ja olisiko taustalla sittenkin lisäksi ihan vain tahdon puute eli vanha kunnon laiskuus?) lisäksi se, että tutkimusartikkelit tuppaavat olemaan täysin käsittämättömiä muille paitsi harvoille asiaan syvällisesti vihkiytyneille. Suurilla kielialueilla on kuitenkin helpotuksena, että erikoistuminen on – edelleen periaatteessa ja ihannemaailmassa – mahdollista. Ei tarvitse olla pelkkä ”tiedetoimittaja” vaan voi olla vaikkapa astrofysiikkaan, geotieteisiin tai ihmisen evoluutioon erikoistunut tiedetoimittaja. Jo kohtalaisella asiaan perehtymisellä lehdistötiedotteiden pahimmat ylilyönnit ja munaukset jäisivät toistamatta ja maailma olisi parempi paikka.

Sitten on myös olemassa konsti, jota ainakin Suomessa toimittajat näkyvät käyttävän erittäin kitsaasti: kysytään asiantuntijalta. Ja jos kysytään, aina ei tarvitsisi kysyä Eskolta tai hallintohimmeleiden ja rahoitushakemusten parissa viime vuodet ahdistuneelta proffalta. Vastaväitellyt tohtori tai vielä väitöskirjaansa väsäävä opiskelija on luultavasti proffaa paremmin kartalla siitä, mitä alalla juuri tällä hetkellä asiasta ajatellaan. Toisaalta myöskään akateemisilla titteleillä ei pitäisi olla merkitystä, vaan ainoastaan sillä, tietääkö kyseinen ihminen oikeasti asiasta jotain.

Itselleni ylivoimaisesti mieluisin tapa nauttia tiedeuutisista on ihan perinteinen oman alan (amerikkalaisesta) paperilehdestä lukeminen. Esimerkiksi itsenäisten tieteellisten seurojen julkaisemilla Sciencella (julkaisijana American Association for the Advancement of Science), Eosilla (julkaisijana American Geophysical Union) ja Physics Todayllä (julkaisijana American Institute of Physics, joka on useiden tieteellisten seurojen yhteenliittymä) on alansa tuntevat toimittajat, joilla on mahdollisuudet ja halua paneutua kulloinkin käsittelemäänsä aiheeseen. Ja aina kun on vähänkään pidemmästä uutisjutusta kyse, siinä ei haastatella ainoastaan uuden tutkimuksen tekijöitä ja päästetä heitä estoitta kehumaan tuloksiaan, vaan toimittajat ovat nähneet sen vaivan, että ovat etsineet tutkimukseen osallistumattoman tutkijan tai tutkijoita kommentoimaan uusia tuloksia. Näissä kommenteissa ei pelätä kertoa ja julkaista myöskään kriittisiä näkemyksiä aiheesta.

Tietenkään tällainen lähestymistapa ei toimi, jos uutisjuttu pitää saada julki viimeistään saman päivän aikana. Voi kuitenkin kysyä, ovatko nopeus, lyhyys ja klikkausten lukumäärä itseisarvoina tärkeämpiä kuin tasapainoinen ja harkittu näkemys varsinaisesta asiasta ja sen taustoista. Lyhyenkin tiedeuutisen voi nimittäin aivan hyvin julkaista muutaman päivän viiveellä. Valtaosa tieteestä kun tuppaa olemaan sen verran loivaliikkeistä, etteivät asiat muutamassa päivässä tai viikossakaan vanhene.

---

Kiitokset J. Korteniemelle kannustuksesta närkästymiselleni.

---

Kylmästä läiskästä kuumaan Saharaan?

28.9.2022 klo 09.44, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Geokemia , Heittele , Kraatterit , Kuu , kuulennot , Meteoriitit , Sferulit , Törmäykset , Vulkanismi

Paras tapa saada perusteellista tietoa aurinkokuntamme kappaleiden todellisesta olemuksesta on tutkia niiltä peräisin olevia näytteitä. Kuu on tässä suhteessa ylivertainen muihin Maan ulkopuolisiin kohteisiin nähden. Apollo-astronautit toivat kuudelta laskeutumisalueelta 382 kg kiviä ja kuupölyä, Neuvostoliiton Luna-laskeutujat puolestaan kolmesta pisteestä muutaman sata grammaa pintamateriaalia. Kaksi vuotta sitten Kiinan Chang’e-5 taas kiikutti reilut 1,7 kg kuunäytteitä Mongoliaan.

Kaikkiaan ihmiskunta on siis ihmisin tai robotein tuonut näytteitä Kuusta kymmeneltä tunnetulta alueelta. Ne kaikki ovat kuitenkin Kuun lähipuolelta ja Chang’e-5:ä lukuun ottamatta kohtalaisen läheltä päiväntasaajaa. Vertailun vuoksi voi vaikka miettiä, kuinka hyvin tuntisimme Afrikan ja Australian geologian, jos meillä olisi näytteitä vain kymmenestä kohdasta Afrikasta. No, vertailu on sikäli hieman epäreilu, että Kuun geologia on paljon yksinkertaisempaa kuin Maan, mutta Afrikan ja Australian yhteenlaskettu pinta-ala on sama kuin Kuun.

Kuumeteoriitit

Luonto on kuitenkin tarjonnut meille mahdollisuuden saada näytteitä Kuusta ihan ilmaiseksi. Kuuhun törmää edelleenkin silloin tällöin kohtalaisen suuria kivenmurikoita. Pakonopeus Kuusta on vain reilut pari kilometriä sekunnissa, joten kun tavallinen asteroidin törmäysnopeus on pakonopeuteen nähden liki kymmenkertainen, merkittävä osa törmäyksessä syntyvästä heitteleestä voi ylittää pakonopeuden ja karata Kuun pinnalta avaruuteen. Tätä edesauttaa myös kaasukehän puute. Aikansa avaruudessa kierreltyään osa karanneesta heitteleestä päätyy meteoriitteina Maahan.

Tätä kirjoittaessani on virallisia kuumeteoriitteja tunnistettu ja nimetty 556 kappaletta. Massaa niistä kertyy reilut 900 kiloa, joten kuumeteoriittiainesta on noin 2,3 kertaa niin paljon kuin Apollo-, Luna- ja Chang’e-näytteitä. Mikä parasta, kuumeteoriittien määrä kasvaa koko ajan.

Viime vuonna julkaistun tutkimuksen mukaan 341 kuumeteoriittia, joista oli riittävän tarkat tiedot, oli lähtöisin 109–134:stä eri paikasta Kuun pinnalla. Jos tuo sama suhde pätee kaikkiin kuumeteoriitteihin, meillä on tällä hetkellä kuunäytteitä ei ainoastaan kymmeneltä laskeutumisalueelta, vaan parista sadasta eri paikasta Kuun pinnalta. Tämä antaa jo paljon paremmat lähtökohdat koko Kuun geologisen kehityksen ymmärtämiseksi.

Ongelma on kuitenkin siinä, että emme tiedä, mistä kohdasta Kuuta kuumeteoriitit tarkkaan ottaen ovat peräisin. Niiden rakenne, mineraalit, kemiallinen koostumus ja isotoopit voidaan kyllä laboratoriossa syynätä äärimmäisen tarkasti, mutta ilman tietoa lähtöpaikasta jää tarina väkisinkin vajaaksi. Geologiassa kontekstilla on merkitystä, minkä Apollo 15:n komentaja Dave Scottkin hyvin tiesi.

Northwest Africa 11962

Tuoreimmassa Meteoritics & Planetary Science -lehden numerossa on mielenkiintoinen artikkeli, joka tarjoaa toivoa kuumeteoriittien lähtöalueiden ja jopa tarkkojen paikkojen selvittämiseksi. Andreas Bechtold kollegoineen tutki Northwest Africa eli NWA 11962 -nimistä kuumeteoriittia. Wienin luonnontieteellinen museo osti sen vuonna 2013 marokkolaiselta kauppiaalta. Sen löytöpaikasta ei kuitenkaan tiedetä muuta kuin että se on peräisin jostain päin Luoteis-Afrikkaa.

Bechtold kollegoineen tutki NWA 11962:n syvintä olemusta jo viime vuonna julkaistussa artikkelissaan. Tämä vain jokusen sentin läpimittainen ja 86 gramman painoinen meteoriitti on regoliittibreksia, eli törmäysten kokoonpuristama sekoitus Kuun pinta-ainesta. Siitä löytyi niin ylänköainesta kuin tasankojen mare-basaltin kappaleitakin. Oleellisia olivat myös vulkaaniset lasipallerot eli sferulit. Niinpä jo viime vuoden artikkelissaan tutkijat päättelivät, että todennäköisin lähtöalue NWA 11962:lle on sellainen, jossa on lähellä niin ylänköä, tasankoa, kuin sellaistakin aluetta, jossa näkyy merkkejä pinnalle tuhkaa ja lasipalleroita pölläyttäneestä pyroklastisesta purkauksesta. Tarkempi paikan haarukoiminen vaati kuitenkin yllättäviin kraatterihavaintoihin perehtymistä. Niiden alkuperä yltää 50 vuoden taakse.

Kuun kylmät läiskät

Yksi joulukuussa 1972 Kuuhun lentäneen Apollo 17:n huoltomoduulin kylkeen tyrkätyistä mittalaitteista oli infrapunaradiometri. Se kartoitti Kuun pinnan lämpötilavaihteluja etenkin öisin. Pinnan yölämpötilaa hallitsevat kivien fysikaaliset ominaisuudet ja raekoko, käytännössä siis se, onko pinnalla vähintään nyrkin kokoisia lohkareita tai paljasta kalliota, vai onko se kuupölyn peitossa. Kuten kokemusperäinen tieto kesäisiltä rannoiltakin kertoo, lohkareet ja kallio pysyvät lämpiminä pitkään Auringon laskettuakin. Siksi ne näkyivät Apollo 17:n infrapuna-aineistossakin kirkkaina kohteina.

Mittausaineistosta löytyi kuitenkin myös kohtia, joissa lämpötila oli kymmenkunta astetta keskimääräistä kylmempi. Yksi näistä kylmistä läiskistä (cold spots) saatiin yhdistettyä valokuvissa nähtyyn kirkkaaseen läiskään, mutta niin kirkkaan kuin kylmienkin läiskien synty jäi tuolloin arvoitukseksi.

Kuun kylmistä läiskistä saatiin tarkempaa tietoa vasta 2010-luvulla Lunar Reconnaissance Orbiter -luotaimen Diviner– radiometrin myötä. Vuonna 2014 Joshua L. Bandfieldin johdolla niitä löydettiin peräti pari tuhatta 50:nnen eteläisen ja pohjoisen leveyspiirin väliseltä alueelta. Uusien valokuvien myötä ilmeni myös, että se mikä 1960-luvun kuvissa oli näyttänyt vain epämääräiseltä kirkkaalta töhryltä, olikin aina pieni nuori törmäyskraatteri ja sitä ympäröivä heittelekenttä.

Kylmät läiskät ovat huomattavasti laajempia kuin niiden keskellä olevat tyypillisesti vain joidenkin kymmenien tai satojen metrien läpimittaiset kraatterit ja niiden heittelekentät. Hiemankaan isompien kraattereiden tapauksessa itse kraatterit ja heittelekentät näkyvät lämpöisinä kohteina, aivan kuten niiden lohkareisuutensa vuoksi sopii olettaakin tekevän. Tämä lämmin alue yltää enimmillään suunnilleen kymmenen kraatterin säteen päähän. Kylmä läiskä voi kuitenkin yltää aina sadan kraatterin säteen päähän, eli merkittävästi etäämmälle kuin normaali valokuvissa näkyvä heittelekenttä. Osassa kylmiä läiskiä kuitenkin erottuu heittelekentille tyypillinen säteittäinen rakenne, joten jonkinlainen heitteleilmiö kyseessä lienee.

Bandfieldin ryhmä ehdotti läiskien synnylle kahta vaihtoehtoista mallia. Perinteisemmän idean mukaan näkyvän heittelekentän ulkopuolelle lentää hienojakoista ainesta, joka ei kasaa merkittäviä heittelekerrostumia. Se ei toisaalta myöskään kaiva ajan saatossa tummentuneen regoliitin alta näkyviin kirkkaampaa ainesta, vaan ainoastaan pöyhii pintaa sen verran, että siitä tulee entistä kuohkeampi.

Vaihtoehtoisen mallin mukaa pöyhimisestä olisi vastuussa joko törmänneen kappaleen, kohdekallioperän tai molempien höyrystymisestä peräisin oleva kaasu. Joka tapauksessa lopputuloksena on alue, jossa regoliitin ylin osa ehkäpä noin viidestä sentistä muutamaan kymmeneen senttiin on höttöisempää kuin ympäristön koskemattoman regoliitin pinta. Siksi se on myös öisin kylmempää.

Vuonna 2018 Jean-Pierre Williams ja Bandfield kollegoineen julkaisivat tutkimuksen, joka tarkensi aiempia käsityksiä kylmien läiskien nuoresta iästä. Kraatterilaskujen perusteella suurimmat kylmät läiskät ovat korkeintaan noin miljoona vuotta vanhoja, pienemmät vain joitain satoja tuhansia vuosia. Kuun miljardeja vuosia vanhaa pintaa on pidetty muuttumattomuuden perikuvana, joten tällaiset geologisessa mielessä nopeasti katoavat mutta kymmenien kilometrien läpimittaiset piirteet vaativat ainakin pienimuotoista ajattelutavan muutosta.

NWA 11962:n (mahdollinen) alkuperä

Kuumeteoriittien valtaosan tiedetään singahtaneen Kuun pinnalta avaruuteen viimeisen puolen miljoonan vuoden aikana. Noin nuoria vähänkään suurempia kraattereita ei ole likikään riittävästi selittämään kuumeteoriittien kirjoa. Näin ollen pienet, nuoret, kylmien läiskien ympäröimät kraatterit ovat kuumeteoriittien todennäköisin lähtöpaikka.

Bechtoldin ryhmä käytti Williamsin ja Bandfieldin läiskälistaa, 1990-luvun lopulla Kuuta kiertäneen Lunar Prospector -luotaimen gammaspektrometrin tuottamia geokemiallisia karttoja ja omia tutkimuksiaan NWA 11962:n koostumuksesta selvittääkseen sen todennäköisen lähtöpaikan. Kyseessä on tiettävästi ensimmäinen kerta, kun kasassa on riittävän yksityiskohtaista tietoa kuumeteoriitin koostumuksesta yhdistettynä kaukokartoitusaineistoon ja riittävään ymmärrykseen nuorimmista Kuun kraattereista, jotta meteoriitin lähtöpaikan selvittämistä voidaan yrittää kohtalaisen uskottavasti perustellen. (Eriasteisia enemmän tai vähemmän vakuuttavia ideoita toki on aiemminkin esitetty.) Bechtold kollegoineen löysikin yhden – ja vain yhden – kylmän läiskän keskellä sijaitsevan kraatterin, joka on ylängön ja mare-basalttien rajaseudulla, jota ympäröivien basalttien titaanipitoisuus sopii NWA 11962:sta määritettyihin, ja jonka lähistöllä on todennäköisiä pyroklastisia kerrostumia, jotka voisivat selittää NWA 11962:n sisältämät vulkaaniset sferulit.    

Kraatteri sijaitsee lähes keskellä Kuun lähipuolta Sinus Mediin eli Keskuslahden kaakkoisrannalla, suunnilleen Réaumur D ja Rhaeticus J -kraatterien välissä kymmenkunta kilometriä ensin mainitusta kaakkoon kohdassa 3,009° itäistä pituutta, 0,387° eteläistä leveyttä. Sen läpimitta on noin 320 m. Itse kraatteri ja sen kirkas lähiheittele näkyvät Diviner-aineiston yölämpötilakartoissa lämpiminä. Sitä ympäröi noin 5 km:n läpimittainen kylmä läiskä. Ehkäpä täältä, kenties vain joitain satoja tuhansia vuosia sitten NWA 11962 sai räjähtävän lähdön matkalleen, joka äskettäin päättyi jonnekin päin luoteisen Afrikan aavikoita.

On kiehtovaa ja Kuun geologian tutkimuksen kannalta lupauksia herättävää ajatella, että NWA 11962:n lähtöpaikka Kuussa saatetaan tietää paljon tarkemmin kuin sen löytöpaikka maapallon pinnalta. Ei lähtöpaikka toki varma ole. Kuun pintakerrosten sekoittuminen törmäysten vaikutuksesta niin pysty- kuin vaakasuunnassakin on edelleen kohtalaisen huonosti ymmärretty prosessi. Näin ollen on periaatteessa täysin mahdollista, että sopiva yhdistelmä mare-basaltteja, ylänköainesta ja vulkaanisia sferuleja on päätynyt myös jonkin muun sopivan kraatterin kohdalle. Myös meteoriittien laukaisuun Kuun (tai minkä tahansa muun isomman kappaleen) pinnalta liittyy vielä paljon asioita, jotka tunnetaan melkoisen kehnosti.

Vaikka Bechtoldin ryhmä olisikin oikeassa, ei kaukokartoitusaineistosta tulkittu geologinen konteksti koskaan ole lähellekään yhtä tarkkaa kuin mihin geologisen koulutuksen saanut astronautti pystyy paikan päällä. Kukaan ei kuitenkaan varmuudella tiedä, milloin saamme seuraavat robotti- tai ihmisgeologit Kuuhun hakemaan näytteitä. Uusien näytteenhakupaikkojen lukumäärä tulee myös ainakin seuraavat vuosikymmenet olemaan hyvin rajallinen. Siksi onkin niin äärimmäisen kutkuttava ajatus, että nyt meillä lienee ainakin kohtalainen mahdollisuus selvittää museoissa ja tutkimuslaitosten varastoissa lojuvien kuumeteoriittien lähtöpaikkojen geologinen konteksti kuulentoihin verrattuna erittäin halvalla ja helpolla tavalla.

---

Tämä juttu ilmestyy aikanaan hivenen pidempänä versiona myös Hieman Kuusta -blogissani.

Muokkaus 28.10.2022: Kakkoskuvaan lisätty, että kyseessä on kraatteri Bandfield ja korjattu sen läpimitta ja koordinaatit virallisten lukujen mukaisiksi. Bandfield nimettiin vasta heinäkuussa 2022, joten Williams et al.in artikkelissa, jossa Joshua Bandfield (1974–2019) vielä oli kakkoskirjoittajana mukana, tuota tietoa ei luonnollisestikaan voinut olla, mutta itse se olisi tietysti pitänyt huomata. No, tulipa ainakin nyt päivitetyksi.