Venus elää
Viime viikkojen tehokkaimmin vaiettu mutta erittäin suuri planeettageologian uutinen on, että Venuksella on tälläkin hetkellä aktiivista sisäsyntyistä geologista toimintaa. Tämä on niin iso asia, että se on syytä toistaa: Venus on geologisesti aktiivinen planeetta. En ole huomannut, että Suomessa asiasta olisi mikään suurempi mediatalo maininnut mitään. Ainoastaan Ursan Tähdet ja Avaruus -lehden verkkouutiset ja Geologia.fi -sivusto uutisoivat aiheesta lyhykäisesti. No, tiedotusvälineiden toimintaa on pelkällä luonnontieteilijän koulutuksella ja pikkukaupunkilaisjärjellä useimmiten aika hankala ymmärtää.
Kyseessä on siis merkittävä uutinen, mutta yllätyksenä sitä ei voi pitää. Itsekin olen Venuksen mahdolliseen geologiseen aktiivisuuteen viitannut aiemmin tässä blogissa. Viimeksi helmikuussa kirjoitin Venuksen ”lumirajasta”, josta tehdyt havainnot viittaavat aktiiviseen kaasukehän ja pinnan vuorovaikutukseen. Tällainen aktiivisuus on kuitenkin pohjimmiltaan lähinnä Auringosta saadun energian varassa. Puolentoista viikon takaisessa uutisessa kuitenkin oli kyse huomattavasti merkittävämmästä asiasta, eli Venuksen sisäisen energian pyörittämästä geologisesta toiminnasta.
Ennen tuoreisiin löytöihin perehtymistä voi kuitenkin olla paikallaan luoda pikainen silmäys aiempien vuosikymmenten havaintoihin, jotka ovat viitanneet käynnissä olevaan tuliperäiseen toimintaan Venuksessa. Hätäisimmät Venus-historiansa tuntevat lukijat voivat hyvillä mielin hypätä tämän kappaleen yli ja siirtyä itse asian ytimeen eli uusiin todisteisiin.
Varhaisemmat viitteet aktiivisesta vulkanismista
NASAn Pioneer Venus 1 eli Pioneer Venus Orbiter tutki Venusta suunnitellun kahdeksan kuukauden sijasta peräti 14 vuotta 1970-luvun lopulta 1990-luvun alkuun saakka. Heti kiertolaisen saavuttua sen mittalaitteet rekisteröivät erittäin runsaasti rikkidioksidia Venuksen pilvikerroksen yläosasta. Lisäksi Pioneer Venus näki huomattavasti oletettua enemmän utua pilvien yläpuolella. Erityisen kiehtovaa oli, että vuosien kuluessa utu hälveni ja rikkidioksidin määrä laski. Havaintojen luonnollisin selitys oli suuri tulivuorenpurkaus, joka oli tapahtunut juuri ennen aluksen saapumista ja pruutannut korkealle Venuksen kaasukehään rikkidioksidia yli kymmenkertaisen määrän normaaliin nähden.
Euroopan avaruusjärjestön Venus Express -luotain (VEx) puolestaan tutki Venusta vuosina 2006–2014. Se tarjosi useampiakin epäsuoria havaintoja hyvin tuoreesta tai parhaillaan käynnissä olevasta tuliperäisestä toiminnasta. Esimerkiksi vuonna 2011 raportoitiin hyvin paljon Pioneer Venus Orbiterin havaitseman kaltaisesta rikkidioksidipiikistä kaasukehässä. Vuonna 2010 julkaistut VExin VIRTIS-spektrometrin (Visible and Infrared Thermal Imaging Spectrometer) tulokset Venuksen pinnan paikoin korkeasta emissiivisyydestä taas viittasivat siihen, että Venuksella on samankaltaista hot spot -vulkanismia kuin Maassakin. Meillä tunnetuimpia esimerkkejä sellaisesta ovat Havaiji ja Islanti.
VIRTIS-mittausten tulokset raportoitiin puolentoista vuoden keskiarvoina, eikä tulkittu lämpötilaero ympäristön ja havaittujen poikkeamien välillä ollut kuin alle 20°C. Niinpä tutkijat eivät pitäneet käynnissä olevia tulivuorenpurkauksia perustelluimpana selityksenä VIRTIS-mittauksille. Sen sijaan parhaiten havaintoihin sopivat joskus viimeisen 2,5 miljoonan vuoden aikana, ja mieluiten vain joitain satoja tai kymmeniä tuhansia vuosia sitten tapahtuneet purkaukset, joiden synnyttämien laavavirtojen pinta-aines ei vielä ollut ennättänyt rapautua. Idunn Mons -tulivuoren tapauksessa tutkijat tosin eivät voineet sulkea käynnissä olevaa purkausta pois.
Kun vuonna 2021 Venus Expressin mittausaineistoja käytiin vielä kattavammin läpi, Idunn Monsin mahdollinen nykyhetken aktiivisuus sai vahvaa tukea sen kohdalla havaituista merkillisistä kaasukehän virtauksista. Ne sopivat yhteen käynnissä olevan tulivuorenpurkauksen kanssa. Lisäksi tarkemmat laboratoriomittaukset ja mallinnukset Venuksen basalttien koostumusta vastaavien kivien rapautumisesta ja spektroskooppisista ominaisuuksista viittasivat siihen, että Idunn Monsin laavavirrat voisivat olla vain muutamien vuosien, eivät muutamien kymmenien tuhansien vuosien ikäisiä.
Idunn Mons ei kuitenkaan välttämättä edes Venus Expressin mittausten perusteella ollut ainut parhaillaan aktiivinen paikka Venuksen pinnalla. Vuonna 2015 VExin Venus Monitoring Cameran (VMC) aivan erotuskyvyn rajamailla olleista mittauksista saatiin puristettua tieto, jonka mukaan hyvin nuoren Ganis Chasman1 repeämävyöhykkeellä tapahtui useita infrapuna-alueen kirkastumisia. Kirkastumat muuttuivat vain päivien kuluessa. Ainoa järkeenkäypä selitys näille oli käynnissä ollut vulkaaninen toiminta, esimerkiksi laavajärvet.
Vanha aineisto, uudet havainnot
Ainakin oman etänäppituntumani perusteella viime vuosina Venus-tutkijoiden parissa vallitsevaksi onkin muodostunut vahva usko siihen, että Venus on geologisesti elävä planeetta, jonka sisäinen energia pitää käynnissä jatkuvaa tuliperäistä toimintaa. Se muokkaa ja uudistaa pintaa ja on luonnollisesti vuorovaikutuksessa Venuksen massiivisen kaasukehän kanssa.
Geologien näkökulmasta Pioneer Venus Orbiterin ja Venus Expressin havainnoissa Venuksen aktiivisesta geologiasta on kuitenkin yksi paha puute: ne kaikki ovat epäsuoria todisteita. Kiihkein paholaisen asianajaja voi aina sanoa, että VMC:n rekisteröimät vain päivien kuluessa tapahtuneet muutokset olivat ainoastaan kaasukehän oikkuja ja äärimmilleen revitellyn mittausaineiston virhetulkintoja. Venuksen kaasukehä on niin erikoinen, että Pioneer Venus Orbiterin havainnot rikkidioksidista voisivat selittyä ties millä eksoottisella kemialla. Ja kymmenestä enemmän tai vähemmän onnistuneesta Venera- ja Vega-laskeutujasta huolimatta tietomme Venuksen pinnan koostumuksesta ovat niin rajalliset, että VIRTIS-havaintojen innoittamista laboratorikokeista ja mallinnuksista saadaan sopivalla parametrien valinnalla sellaisia tuloksia kuin halutaan. Tällaisia väitteitä ei kukaan toki ole esittänyt, mutta noin periaatteessa sellaisille on ollut tilaa.
Jo Pioneer Venus Orbiter ja Neuvostoliiton Venera 15 ja 16 -luotaimet kartoittivat 1970- ja 80-luvuilla tutkillaan Venuksen pintaa. Nykyiset tietomme Venuksen pinnanmuodoista ja topografiasta perustuvat kuitenkin suurimmalta osin NASAn Magellan-luotaimen mittauksiin. Magellan kartoitti synteettisen apertuurin tutkallaan (SAR) lähes koko Venuksen pinnan noin sadan metrin erotuskyvyllä vuosina 1990–1994.
Magellanin SAR-tutka ei ampunut signaalejaan suoraan luotaimen alapuolelle, vaan jonkin verran vinoon. Tämän merkitys hahmottuu ehkä helpoimmin, kun vertaa sitä Kuun pintaan täysikuulla ja puolen kuun tienoilla: pinnanmuodot erottuvat kunnolla vain, kun valo (tai tutkasäde) tulee kohteeseen vinosti. Magellanin ensimmäisen tutkakartoitusjakson aikana tutka ”katsoi” itään ja kartoitti 84 % pinnasta, toisen jakson aikana länteen kartoittaen 55 % pinnasta. Kolmannella jaksolla katsottiin taas itään, mutta hieman eri geometrialla. Täten kaikkiaan noin 42 % Venuksen pinnasta on kuvattu tutkalla kahteen tai paikoin kolmeenkin kertaan.
Nykyisin tutkimusprofessorina Alaskan yliopistossa Fairbanksissa toimiva Robert R. Herrick on pitkän linjan planeettatutkija, joka on erikoistunut Venukseen. Käytännössä kaikki Venus-tutkijat tuntevat esimerkiksi Herrickin luoman Venuksen törmäyskraatterien tietokannan. Se oli aikoinaan omassakin väitöskirjatutkimuksessani välttämätön lähdeaineisto.
Toisin kuin moni muu Magellan-aikakaudella Venuksen viettelemäksi joutunut tukija, Herrick ei missään vaiheessa hylännyt Venusta. Kun NASA hyväksyi VERITAS-luotaimen rahoituksen2 vajaat kaksi vuotta sitten, Herrick – joka on mukana luotainhankkeen tiederyhmässä – päätti taas palata Venuksen pariin ihan tosissaan. Hän alkoi käydä Magellan-aineistoa läpi etsien nuorilta vulkaanisilta alueilta muutoksia eri tutkakartoitusjaksojen kuvien välillä. Hän ei edes varsinaisesti uskonut löytävänsä mitään, mutta noin 200 tunnin manuaalisen kuvien vertailun jälkeen eräästä kuvaparista yllättäen pomppasikin esiin selvä muutos. Tästä kertoo Science-lehdessä viime viikolla ilmestynyt tutkimusartikkeli Surface changes observed on a Venusian volcano during the Magellan mission.
Maat Monsia pidetään yleensä Venuksen korkeimpana tulivuorena. Se kohoaa noin 8 km Venuksen vertailutason yläpuolelle ja noin 5 km ympäristön tasankoja ylemmäs. Maat Mons on osa Atla Region monimuotoista ja laajaa vulkaanistektonista kokonaisuutta. Maat Monsin pohjoiskyljellä on vähäisempi nimetön tulivuori, jonka pohjoisosassa on pieni purkausaukko. Helmikuun 1991 tutkakuvassa se oli melko pyöreä, kooltaan noin 1,5 × 1,8 km (pinta-ala 2,2 km2) ja jyrkkäreunainen. Saman vuoden lokakuussa sen koko oli kuitenkin liki tuplaantunut (4,0 km2) ja muoto muuttunut epämääräisemmäksi. Samalla se näytti olevan täyttynyt eli aukon pohja oli aiempaa lähempänä yläreunaa. Lokakuun kuvassa erottuu aukon pohjoispuolella alarinteessä myös laavavirtoja, jotka eivät näy helmikuun kuvassa. Kuvien erilaisesta geometriasta johtuen on kuitenkin mahdotonta sanoa, ovatko laavavirrat todella uusia vai eikö niitä erottunut helmikuussa kuvausteknisten syiden vuoksi.
Purkausaukon muodon muuttuminen kahdeksan kuukauden aikana on täysin ilmeistä. Sen syyksi on kuitenkin tarjolla kaksi vaihtoehtoa. Joko kyseessä on purkausaukon täyttyminen magmalla, jolloin olisi muodostunut laavajärvi ja samalla purkausaukko olisi laajentunut, tai vaihtoehtoisesti magmasäiliö olisi tyhjentynyt, jolloin purkausaukko olisi romahtaessaan laajentunut ja osittain täyttynyt reunoilta romahtaneella aineksella. Tutkakuvien eikä vallankaan topografisen aineiston erotuskyky ei kuitenkaan mahdollista valintaa näiden eri vaihtoehtojen välillä.
Mikäli lokakuun kuvassa purkausaukon pohjoispuolella erottuvat rakenteet ovat uusia laavavirtoja, Herrickin tulkinnan mukaan ne eivät luultavasti syntyneet suoraan muotoaan muuttaneen purkausaukon laavoista vaan pienemmän kuvissa erottumattoman purkausaukon kautta.
Saadakseen paremmin tolkkua joskus hieman hankalasti tulkittavista tutkakuvista Herrick pyysi kollegaansa Scott Hensley’ä simuloimaan kuvien tilanteet. Simulaatiot varmistivat Herrickin päätelmät siitä, että kuvissa näkyvä toinen purkausaukko ei muuttunut kuvien välillä, mutta toisen erittäin ilmeiset muutokset eivät mitenkään selity kuvausgeometrian vaihtumisella ja tutkakuvien omituisuuksilla. Muutos on siis todellinen geologinen tapahtuma. Hensleyn simulaatioiden mukaan helmikuun kuvassa purkausaukon syvyys on 175 m, pohjan halkaisija 1250 m, ja se sijaitsee 5° länteen viettävässä rinteessä.
Aurinkokunnan ainokaiset
Herrick arvioi käyneensä läpi noin 1,5 % pinnasta etsien Magellan-kuvapareista muutoksia. Niitä ei kuitenkaan löytynyt kuin tuo yksi. Se ei tilastollisen tarkastelun kannalta ole järin kattava otos, mutta jotain Venuksen tällä hetkellä käynnissä olevasta tuliperäisestä toiminnasta senkin perusteella voi jo sanoa. On selvää, ettei Venus ole niin aktiivinen kuin Jupiterin kuu Io, jossa on havaittu toista sataa muuttuvaa kohtaa eli purkautuvaa tulivuorta. Toisaalta vaikuttaa epätodennäköiseltä, että Venuksen vulkanismi olisi hiipunut vain murto-osaan Maan vulkaanisesta aktiivisuudesta. Herrickin ja Hensleyn johtopäätös onkin, että heidän havaintonsa sopii hyvin yhteen sen kanssa, että Atla Region alueella olisi käynnissä suurin piirtein Havaijin nykyiseen aktiivisuuteen verrattavissa olevaa vulkaanista toimintaa. Kuten kaikki tietävät, tulivuorenpurkaukset Havaijilla eivät ole millään muotoa harvinaisia. Ja Atla Regio on vain yksi Venuksen monista alueista, joilla on havaittu hot spot -tyyppisiä vulkaanisia rakenteita.
Herrick ja Hensley eivät asiaa jutussaan maininneet, mutta kannattaa huomata, että Venus Expressin VMC-kameran näkemät päivien ajanjaksolla eläneet lämpimät läiskät havaittiin Ganis Chasman alueella. Se sijaitsee myös Atla Regiolla Maat Monsista pohjoiseen. Atla Regiolla on siis varmasti kuukausien jaksolla muotoaan muuttanut vulkaaninen pinnanmuoto ja – sikäli kun VMC-havainnot pätevät – päivien jaksolla eläviä infrapunaläiskiä. Looginen johtopäätös tästä on, että Atla Regiolla on vähän väliä vulkaanista toimintaa. Eikä tarvitse järin suurta älyllistä loikkaa tehdä, jos kaiken vuosikymmenten varrella kertyneen todistusaineiston valossa väittää, että Venuksessa on luultavasti lukuisia alueita, joilla on merkittävää aktiivista vulkanismia. Ei ole poissuljettua, että jossain päin Venusta voisi olla koko ajan käynnissä jonkinlaista tulivuoritoimintaa.
Herrickin ja Hensleyn löydön merkittävyyttä kannattaa tuumailla ihan rauhassa koko aurinkokunnan mittakaavassa ja sen kappaleiden pintoja muokkaavien prosessien näkökulmasta. Maapallon moninaista geologista toimintaa pyörittää sen sisäinen energia. Marsissa puolestaan emme sitkeästä yrityksestä huolimatta ole nähneet pinnalla sellaisia muutoksia, jotka olisivat peräisin Marsin sisäisestä energiasta, vaikka seismisten mittausten perusteella Marsin pinnan alla vielä toimintaa onkin.
Merkuriuksen pinnalla on havaittu muutoksia, joista osa voi hyvin olla tektonista alkuperää, mutta niissä on kyse planeetan jäähtymisestä ja kutistumisesta eli sisäisen energian hiipumisesta. Kuussa lienee käynnissä samankaltainen prosessi.
Ulompaa aurinkokunnasta tunnetaan kolme kappaletta, joiden aktiivisuudesta ei planeeettatutkijoiden parissa kiistellä. Enceladuksen ja Ion räiskähtelevän elämänilon taustalla on kuitenkin Saturnuksen ja Jupiterin sekä niiden muiden kuiden Enceladukseen ja Ioon jatkuvasti kohdistama vuorovesivatkaus. Ne siis ovat aktiivisia lähinnä siksi että ne ovat siellä missä ovat, eivät siksi millaisia ne syvällä sisimmässään ovat. Neptunuksen kuun Tritonin purkaukset taas voivat olla viimeisiä henkäyksiä Tritonin siepatuksi joutumisen aiheuttamasta vuorovesisulamisesta.
Sisarplaneettamme Venus on kuitenkin toista maata. Sitä eivät vuorovesivoimat kurita eikä sen kaunis pinta ole kauttaaltaan vanhuuttaan rypistymässä. Sen sijaan Venuksen sisuksissa olevat radioaktiiviset aineet tuottavat vielä lämpöä ja pitävät yllä pinnan jatkuvaa uusiutumista tuliperäisen toiminnan seurauksena. Nyt, vuosikymmenten vihjailujen jälkeen, meillä lopultakin on siitä konkreettinen todiste. Tämä nostaa Venuksen Maan rinnalle aurinkokuntamme ainoiksi aidosti sisäisen energian ansiosta aktiivisiksi planeetoiksi.
1Itse tutkimusartikkelissa puhutaan otsikossa ja muutenkin koko ajan Ganiki Chasmasta, mutta sellaista ei ole olemassakaan. Ympäröivä tasanko tosin on nimeltään Ganiki Planitia. Tämä kuvastaa ainoastaan sitä, että vaikka artikkeleissa ns. kirjoittajia on vaikka kuinka ja artikkelien vertaisarviointi on periaatteessa hyvä järjestelmä, hyvin harva kuitenkaan loppujen lopuksi lukee tutkimuksia huolella läpi ennen kuin ne julkaistaan. Tosin eipä niitä tietysti moni lue sen jälkeenkään.
2Pari viikkoa sitten julkistetussa NASAn budjettiehdotuksessa VERITAS-luotaimen rahoitus tosin vedettiin pois käytännössä kokonaan. Niinpä sosiaalisessa mediassa onkin näkynyt runsaasti planeettatutkijoiden viestejä tunnisteella #SaveVERITAS. Jo aiemmin Jet Propulsion Laboratoryn ja Psyche-luotaimen hallinnoinnin sössimisen takia VERITASta oli lykätty muutamalla vuodella, joten luotainhankkeen jatko näyttää tällä hetkellä erittäin huonolta. Saa nähdä, saavatko uudet havainnot Venuksen aktiivisuudesta NASAn pyörtämään tai ainakin lieventämään lyhytnäköistä päätöstään.
13 kommenttia “Venus elää”
Vastaa
Ceres – soodaa, suolaa ja salmiakkia
Ceres on Marsin ja Jupiterin kiertoratojen välissä olevan asteroidivyöhykkeen suurin kappale. Läpimitaltaan se on noin 940 km ja massaltaan se on yksin vastuussa yli kolmanneksesta koko asteroidivyöhykkeen massasta. Se on myös ensimmäinen, uudenvuodenpäivänä vuonna 1801 löydetty asteroidi. Myöhemmin 1800-luvun alkupuolella löydettyjen asteroidien tapaan sitä pidettiin pitkään planeettana. Planeettageologien silmissä se on sellainen nykyisinkin.
Aurinkokuntauutisia vähänkään pidempään seuranneet muistavat varmasti Dawn-luotaimen lähestymisen kohti Cerestä talvella 2015. Jo vuonna 2003 Hubble-avaruusteleskoopilla löydetty kirkas täplä muuttui Dawnin kuvissa alieniauton ajovaloiksi. Lopulta Dawnin asetuttua Cereksen kiertoradalle ”ajovalot” paljastuivat koko Cereksen kirkkaimmiksi kohdiksi. Ne kuuluvat edelleen Cereksen kiinnostavimpiin pinnanmuotoihin.
Kun Dawnin toiminta syksyllä 2018 päättyi luotaimen syöksyyn Cereksen pinnalle, on Ceres-uutisiakin ymmärrettävästi näkynyt tiedotusvälineissä harvemmin. Kuten luotainlennoilla yleensäkin käy, monet kiinnostavat kysymykset Cereksen geologiasta jäivät Dawnin toiminta-aikana vielä tarkempaa vastausta vaille. Keskeisimpiä näistä ovat kysymykset siitä, onko Ceres tällä hetkellä geologisesti aktiivinen ja vellooko sen syvyyksissä vielä meri.
Tutkijoilla on nyt ollut jokunen vuosi aikaa pureutua kaikkeen Dawnin tuottamaan tutkimusaineistoon, joten jonkinlaisia välitilinpäätöksiä alkaa olla tarjolla. Viime kesänä aiheesta ilmestyikin kokoomateos Vesta and Ceres – Insights from the Dawn Mission for the Origin of the Solar System. Se tarjoaa ajantasaisen kokonaiskuvan Cereksen geologiasta. Muutaman viikon päästä eli 21.3.2023 koittavan Cereksen opposition kunniaksi nyt onkin sopiva hetki tarkastella pintapuolisesti, mitkä tällä hetkellä ovat tutkijoiden konsensusnäkemykset eräistä keskeisistä Cerestä koskevista kysymyksistä.
Cereksen koostumus ja alkuperä
Asteroidivyöhykkeen kappaleita on totuttu pitämään epämääräisinä kivenmurikoina, joukossaan jonkun verran rautaa. Ceres on porukan tunnetuin kummajainen, sillä se on varsin vetinen paikka: sen massasta noin puolet on kiveä, puolet taas vettä ja muita helposti haihtuvia aineita. Ceres ei kuitenkaan ole täysin yksin, sillä asteroidivyöhykkeen ”neljästä suuresta” pienin, Hygiea, lienee perheineen kutakuinkin Cereksen kaltainen jäästä ja kivestä muodostunut kappale. Parhaat vertailukohdat niille lienevätkin Saturnuksen kuut, eivät suinkaan muut asteroidit.
Jossain Saturnuksen kiertoradan tienoilla tai vielä kauempana Kuiperin–Edgeworthin vyöhykkeellä Cereksenkin arvellaan aikoinaan syntyneen. Tämän puolesta puhuu esimerkiksi se, että vaikkei vesijää täysin mahdoton kääpiöplaneetan rakennusaine asteroidivyöhykkeellä olekaan, ammoniakki (NH3) sitä vastoin on. Vasta suunnilleen Saturnuksen radan tienoilla ammoniakkijää on avaruuden oloissa pysyvä yhdiste, joten vasta siellä se on voinut olla osa sitä jää- ja kivipölyä, josta Ceres syntyi.
Ceres on voinut päätyä syntysijoiltaan asteroidivyöhykkeelle aurinkokunnan nuoruudessa, kun jättiläisplaneetat tietokonemallien mukaan kuljeskelivat välillä lähemmäksi Aurinkoa ja takaisin. Toisaalta sekin on mahdollista, että jättiläisplaneettojen vaelluksen seurauksena asteroidivyöhykkeelle päätyi valmiin Cereksen sijasta ammoniakkipitoista jäätä. Yhdessä kivisemmän aineksen kanssa se sitten muodosti Cereksen. Riippumatta siitä, missä Ceres syntyi, ammoniakki siis ei kuitenkaan ole alkujaan asteroidivyöhykkeeltä peräisin.
Cereksen ammoniakista puhuttaessa on syytä myös huomata, että puhtaan ammoniakin sijasta Cereksessä tapaa nykyisin yleensä ammoniakin suoloja, mm. ammoniumkloridia (NH4Cl). Iso osa suomalaisista siis viihtyisi Cereksellä mainiosti, ammoniumkloridi kun tunnetaan paremmin salmiakkina. Salmiakkia löytyi täydellä varmuudella Occator-kraatterissa sijaitsevasta Cerealia Faculasta, joka on ”ajovaloista” se kirkkaampi ja samalla Cereksen kirkkain kohta. Cerealia Faculassa, kuten Cereksessa muutenkin, on tosin natriumkarbonaattia eli soodaa huomattavasti enemmän kuin salmiakkia. Jos tohtii, kotona voi siis helposti kokeilla miltä Cereksen pinta maistuisi. Reseptiin ei tarvita kuin reilusti soodaa, hieman salmiakkia ja hyppysellinen ruokasuolaa. Autenttisemman suutuntuman vuoksi mukaan voi lisätä hieman savea, sillä salmiakin lisäksi ammoniakkia on Cereksen pinnalla hyvin yleisissä savimineraaleissa.
Syntyipä Ceres sitten asteroidivyöhykkeellä tai Saturnuksen takana, sen jäiset komponentit sulivat syntyprosessin kuumuudessa. Sen myötä Ceres differentioitui, eli raskaammat ainekset vajosivat syvälle ja kevyet nousivat pintaan. Niinpä Cerekselle syntyi kivisestä aineksesta koostuva vaippa ja keskimäärin ehkäpä noin 40 km paksu jäiden, suolojen, orgaanisten yhdisteiden ja osin myös kiviaineksen muodostama kuori. Myöskään pienen metallisen ytimen olemassaoloa ei voida sulkea pois.
Cereksen kuoren ja vaipan välissä on arveltu olleen – tai jopa edelleen olevan – kymmeniä kilometrejä syvä globaali meri. Merivesi oli melkoisen suolaista ja sen seassa oletetaan olleen runsaasti hienoainesta eli käytännössä savimineraaleja ja muita verkkosilikaatteja. Globaalin meren olemassaolo vielä nykyään ei ole todennäköistä, mutta vesitaskuja voi hyvin olla edelleen siellä täällä. Tällainen olisi aivan hyväksyttävää käytöstä vaikkapa Jupiterin tai Saturnuksen kuiden joukossa, jossa jättiläisplaneetan ja muiden suurten kuiden vetovoiman vuoksi vuorovesienergiaa olisi tarjolla sisäisiä prosesseja pyörittämään. Cereksellä tällaista voimalaitosta ei kuitenkaan ole, joten on mysteeri, kuinka se on saanut sisuksensa pysymään lämpöisenä.
Onko Ceres aktiivinen?
Vuonna 2014, kun Dawn oli vielä matkalla kohti Cerestä, Euroopan avaruusjärjestön Herschel-satelliitin infrapunamittauksiin pureutuneet tutkijat ilmoittivat havainneensa Cereksestä purkautuvaa vettä. He paikansivat vesipurkaukset tummempiin alueisiin lähellä Cereksen päiväntasaajaa. Suoraviivaisimman selityksen mukaan vesijää sublimoitui auringonvalon vaikutuksesta suoraan kiinteästä aineesta kaasuksi. Toinen vaihtoehto oli kryovulkanismi.
Dawn ei kuitenkaan nähnyt merkkejä käynnissä olevista purkauksista. Puhdasta vesijäätä se kyllä havaitsi siellä täällä etenkin pohjoisen pallonpuoliskon pinnalla, mutta yleistä se ei ole. Herschelin tulokset ovatkin sittemmin saaneet kritiikkiäkin osakseen. Ainakaan sellaisia määriä vettä kuin Herschel-tutkijat raportoivat – 6 kg sekunnissa – ei Cereksestä kaikesta päätellen purkaudu.
Herschelin mittausten tulkinnat eivät kuitenkaan olleet yksiselitteisesti väärin. Lämmön lisäksi nimittäin myös Auringon hiukkaspommitus kykenee irrottamaan vettä Cereksen pinnasta. Dawnin kiertäessä Cerestä Aurinko ei kuitenkaan ollut yhteistyöhaluinen: se ei röyhtäissyt suuria koronan massapurkauksia Cereksen suuntaan, joten asiaa ei päästy tutkimaan. Lopullista varmuutta Cereksen pinnalta avaruuteen karkaavasta vedestä ei siis ole.
Nelisen kilometriä korkea ja noin 21 × 13 km:n läpimittainen tasalakinen Ahuna Mons on Cereksen vuorista kuuluisin ja näyttävin. Se on tulkittu kryovulkaaniseksi vuoreksi, joka syntyi jäykkäliikkeisen, runsaasti suoloja ja karbonaatteja sisältäneen litkun purkautuessa. Ahuna Mons vei ymmärrettävästi suurimman huomion, mutta Cereksen pinnalla on havaittu kymmenkunta muutakin vuorta ja tönkyrää, jotka on tulkittu synnyltään kryovulkaanisiksi. Ahuna Mons on niistä nuorin, alle 210 ± 30 miljoonaa vuotta. Muut ovat vanhempia ja siksi kuluneempia ja lätsähtäneempia. Erityisen kiintoisaa on, että lähes kaikki kuitenkin esiintyvät suunnilleen samalla alueella Ahuna Monsin pohjois- ja itäpuolilla. Syytä tähän ei tiedetä. Järkevältä kuitenkin tuntuisi, että syystä tai toisesta tällä alueella Cereksen valtamerestä on vielä jäljellä sulana pysynyt meri, tai että veden on ainakin helpompi purkautua pinnalle kuin muualla.
Vaikka Ceres ei juuri nyt aktiivisesti vettä heittäisikään, on sen pinnalla selviä merkkejä Ahuna Monsiakin merkittävästi nuoremmasta geologisesta toiminnasta. Cerealia Faculan keskellä sijaitsevassa Cerealia Tholus -nyppylässä havaittu hydrohaliitti eli vesipitoinen ruokasuola (NaCl ∙ 2H2O) säilyy pinnalla korkeintaan pari tuhatta vuotta. Koska sitä pinnalla kuitenkin selvästi on, täytyy sitä nousta pinnan alta lisää.
Cerealia Faculan lisäksi vähäisempiä suolaesiintymiä havaittiin Cereksen pinnalta satoja. Suolan saaminen pinnalle ei kuitenkaan ole aivan yksinkertaista. Suolaliuosten pitäisi raskaampina painua hiljalleen jäätyvän meren pohjalle eikä suinkaan kohota pinnalle. Suolan on mahdollista konsentroitua kraattereissa esiintyvään törmäyssulaan ja törmäykset voivat myös paljastaa vanhoja suolakerrostumia. Ongelma tietenkin on, että vaaditulla parin tuhannen vuoden aikajänteellä ei tarvittavia suuria tärmäyksiä tapahdu. Tuoreen suolan pintaan saamiseksi ei siis vain tunnu olevan mitään muuta mahdollista mekanismia kuin jonkinlainen kryovulkaaninen toiminta. Ainakaan törmäykset eivät havaintoja voi selittää.1
Cereksen kirkkaimmat läiskät eivät kuitenkaan suurimmalta osaltaan ole hydrohaliittia vaan soodaa ja salmiakkia. Unohdetaan siis suolakriteeri hetkeksi. Siltikin geologisessa mielessä nuori aktiivisuus vaikuttaa väistämättömältä. Cerealia ja sen kyljessä sijaitseva pienempi Pasola Facula nimittäin syntyivät noin 8 miljoonaa vuotta sitten ja vähäisempi pinnan uusiutuminen tapahtui noin miljoona vuotta sitten. ”Ajovalojen” himmeämpi, itäisempi lamppu, Vinalia Faculae, syntyi puolestaan noin kolme miljoonaa vuotta sitten. Jos jokin prosessi geologinen oli toiminnassa vain 1–3 miljoonaa vuotta sitten, on se sitä todennäköisesti tänäkin päivänä. Occator-kraatterin ikä on noin 22 miljoonaa vuotta, eikä ole uskottavaa, että sen synnyn aiheuttama lämpö olisi riittänyt kierrättämään sooda- ja suolalitkuja vielä aivan vastikään, vaikka se alkujaan saattoikin olla tekijä, joka aikaansai suolojen konsentroitumisen juuri Occatorin kohdalle. Geologisessa mielessä hyvin tuoreeseen kryovulkanismiin päädytään siis myös tätä kautta.
Juling on 20-kilometrinen kraatteri Cereksen eteläisellä pallonpuoliskolla. Sen pohjalla on näyttäviä maanvyörykerrostumia. Kraatterin pohjoisreunalta, josta massiivisin vyöry sai alkunsa, havaittiin vesijäätä. Tämä ei ollut erityisen ihmeellistä, sillä Cereksen vyöryjen oletettiinkin esiintyvän paikoissa, joissa kuoressa on hieman tavallista runsaammin vesijäätä. Yllättävää kuitenkin oli, että vesijääalueen havaittiin kasvavan puolen vuoden aikana parin neliökilometrin verran. Tämä tulkittiin todisteeksi veden vuodenaikaiskierrosta. Keväällä ja kesällä jää siis sublimoituu härmistyäkseen syyskylmien myötä. Tämä voi liittyä Herschel-tutkijoiden raportoimiin vesipurkauksiin, mutta toisaalta veden kierron ei välttämättä tarvitse olla laaja-alaista vaan se voi tapahtua vain hyvin paikallisesti vyöryn ja varjoisan kraatterin reunan välillä. Joka tapauksessa tämä on selkein esimerkki siitä, että Cereksen pinta on aktiivisten geologisten prosessien myötä alituisessa muutoksessa.
Geologisesti elossa, entä biologisesti?
Ceres siis kaikesta päätellen on geologisesti elävä (kääpiö)planeetta ja sen jäisen kuoren alla lienee ainakin paikoitellen sulaa suolaista vettä. Ammoniakin myötä myös typpeä on runsain mitoin tarjolla. Hiiltä Cereksellä riittää – edelleen pähkäillään, onko Ceres lähisukua eräille hiilikondriittimeteoriiteille vai ei. Tällä hetkellä tosin ei ole tarkkaa käsitystä siitä, paljonko Cereksen hiilestä on karbonaateissa ja paljonko elämän kannalta kiinnostavammissa orgaanisissa yhdisteissä. Orgaanisia yhdisteitä pinnalla paikka paikoin joka tapauksessa on. Erityisen kiinnostava on noin tuhannen neliökilometrin alue Ernutet-kraatterin lähistöllä. Alueen orgaaniset aineet on tulkittu alifaattisiksi, siis vailla bentseenirengasta oleviksi hiiliyhdisteiksi. Ne voivat olla peräisin hiilikondriittisesta asteroidista tai komeetasta. Mielenkiintoisimmassa ja täysin mahdollisessa tapauksessa ne voivat olla Cereksen sisäsyntyisten prosessien tuottamia.
Vesi, suolat, typpi ja orgaaniset yhdisteet kattavat aika ison osan elämän edellytyksistä. Sen perusteella, mitä Cereksestä sekä elämän synnystä ja ylläpitämisestä tiedetään, voidaan Cerestä perustellusti pitää astrobiologian näkökulmasta aurinkokunnan kiinnostavimpien joukkoon kuuluvana kappaleena. Niinpä jo vuosina 2019–20 NASAn tutkijat alkoivat selvitellä mahdollisuuksia lähettää uusi luotain tutkimaan Cereksen potentiaalia elämän tyyssijana. Esillä oli eri vaihteohtoja, eli kiertolainen, laskeutuja, mönkijä tai hyppijä ja näytteenhakulento. Tulos oli, että parhaiten vastinetta rahoille saataisiin lähettämällä alus hakemaan näytteitä Vinalia Faculan ympäristöstä niin vaaleilta kuin tummiltakin alueilta.
Haaveista ja suunnitelmista huolimatta minkäänlaisia konkretiaa ei Cerekselle paluun osalta ole. Se ei kuitenkaan muuta mihinkään sitä, että kun parin–kolmen viikon päästä kiikarin ja tähtikartan kanssa varustautuneena suuntaan katseeni Leijonan takalistosta Bereniken hiuksiin päin ja pääsen taas katselemaan Cerestä, mieleeni väkisinkin kumpuaa ajatus: Voisiko tuohon pieneen pisteeseen kätkeytyä elämää?
1Tässä yhteydessä on syytä korostaa, että tämä on omaa päättelyäni enkä ole vastaavaa koskaan mistään lukenut. Logiikka kuitenkin vaikuttaa aika kiistattomalta. En tosin erehdy väittämään, että olisin varsinainen Cereksen tai kryovulkanismin sen paremmin kuin logiikankaan asiantuntija.
5 kommenttia “Ceres – soodaa, suolaa ja salmiakkia”
-
Ceres on myös mahdollinen ihmiskunnan tuleva koti, kuten esitin pari vuotta sitten (https://arxiv.org/abs/2011.07487). Cereksen edut ovat typen saatavuus asumusten ilmakehiä varten ja sopiva koko, eli pakonopeus on riittävän pieni jotta materiaalin nostaminen kiertoradalle on halpaa, ja toisaalta kappale on riittävän suuri jotta materiaalia riittää pitkään. Ajatus on siis rakentaa suuri satelliitti Cerestä kiertävälle radalle, jonka pyörivissä asuinsylintereissä on maankaltainen keinopainovoima ja jota voidaan laajentaa lähes loputtomasti jopa Maan pinta-alaa suuremmaksi.
-
Teemu Öhman sanoo:
Lukaisin tuon artikkelisi läpi, mielenkiintoinen ja ansiokkaasti mietitty juttu. Yksi asia, mikä näin geologin silmiin pisti, oli rakenntamiseen tarvittavien raaka-aineiden saatavuuden vähäinen analyysi. Sori jos missasin sen, mutta huomasin lähinnä vain raudan mainittuna. Toki siinä vaiheessa, kun tuollaista megasatelliittia rakennetaan, voidaan olettaa kaiken muun tekniikan ohella myös kaivos- ja rikastustekniikan kehittyneen huimasti. Teräkseen kuitenkin tarvitaan muutakin kuin rautaa, ja ainakin lyhytnäköisesti ajatellen voisi kuvitella tuolloin vielä jollain lailla meikäläistä elektroniikkaa muistuttavia sähkövärkkejäkin tarvittavan. Vallankin jos Cereksen differentioituminen on edennyt siihen pisteeseen, että sillä on metallinen ydin, on kuoressa oletettavasti metalleja hyvin niukasti. Vaipassa toki on enemmän, mutta sinne päästäkseen pitäisi päästä ensin 40-60 km paksun kuoren ja mahdollisesti välissä olevan meren läpi. Eli jos ja kun tuon ajattelee olevan omillaan toimeen tuleva systeemi, olisi kiva nähdä jonkunlaisia arvioita siitä, miten saadaan metallit riittämään esimerkiksi Maan asuinpinta-alaa vastaavaan rakennelmaan.
-
-
Kun rakennetaan keinopainovoimaan, suunnittelu voidaan tehdä niin että materiaalilta kysytään lähinnä vetolujuutta mutta ei puristuslujuutta. Tämä on etu verrattuna planeetan pinnalla tapahtuvaan rakentamiseen. On olemassa hyvin vetolujia teräslaatuja, kuten pianolanka ASTM A228, joka on lähes 99% rautaa ja loput hiiltä, mangaania ja piitä. Hiiltä siellä on, piitäkin varmaan kun kvartsia tuppaa olemaan kaikkialla, ja mangaania luulisi esiintyvän raudan kylkiäisenä. Usein on myös niin että seosaineita voidaan tarvittaessa korvata toisilla.
Referenssin 13 mukaan Cereksen pinnassa on niinkin paljon kuin 13-17% rautaa. Se perustuu Dawn-orbiterin gamma- ja neutroni-instrumenttiin, luulisi sen olevan jokseenkin robusti mittaus.
Sähköjohtoihin tarvitaan mielellään kuparia tai alumiinia. Kupari saattaa olla harvinainen, alumiinia meteoriiteissa on tyypillisesti ehkä noin 1%. Jos kumpaakin on liian vähän, magnesiumia varmaan löytyy, kun se on meteoriiteissa yleensä runsas. Monia muitakin metalleja voi käyttää johtimina.
Mikrosirut olisivat varmaan tuontitavaraa Maasta varsin pitkään. Ne ovat kevyempiä kuin ihmiset. Muoveja voi valmistaa, kun ensin saadaan tehdas joka tekee etyleeniä hiilestä ja vedystä. Piirilevyt ovat lasikuitua, eli muovia ja kiveä.
Ceres-laskeutuja tarvittaisiin, jotta saataisiin alkuainekoostumus selville varmasti. Tai itse asiassa olisi hyvä olla näytteenhakulento, koska silloin saataisiin selville myös se miten pintamateriaalin mahdollisen toksisuuden voisi poistaa. Ionipropulsiota käyttämällä näytteenhaku ei olisi välttämättä kauhean vaikea. Laskeutuminen ja nousu pinnalta olisi helpompia kuin Marsissa, ja sieltäkin ollaan näytteenhakua tekemässä.
-
Tuo ”kvartsia tuppaa olemaan kaikkialla” ei maapallon ulkopuolella alkuunkaan päde, sillä aurinkokunnan mittakaavassa kvartsi on hyvinkin harvinainen mineraali. Kenties tarkoitat silikaattimineraaleja ylipäätään, ja niitähän toki Cereksessäkin piisaa.
Tarkistin huvikseni mainitsemiesi metallien (paitsi Fe, koska siitä on Dawnin mittaus) pitoisuuksia CI- ja CM-tyypin hiilikondriiteissa suht tuoreesta lähteestä (Braukmüller et al. 2018, GCA). CI- ja CM-meteoriittejahan yleensä pidetään parhaina labraan tällä hetkellä saatavina vertailukohtina Cerekselle. Arvot ppm:nä silmämääräisen keskiarvon mukaan seitsemän meteoriitin pohjalta:
Mn 1900
Cu 140
Al 10 000 (=1 %)
Mg 112 000Eli kyllä kuparia (ja muita vastaavia) saa kaivaa Cereksestä ihan tosissaan. Jollei tuossa vaiheessa, kun siirtokuntaa rakennetaan, ole luovuttu avolouhoksista ja siirrytty kokonaan pinnan alle, on asukkailla yksi psykologisten ongelmien lähde lisää, sillä aika karuun kuntoonhan Ceres menee. Muutenkaan se ei monotonisen kivihiilenmustan värimaailmansa takia pidemmän päälle välttämättä kaikkein inspiroivin mahdollinen maisema ole, ja jos se vielä on yhtä isoa avolouhosaluetta, niin eipä paljon hymyilytä.
-
Joo, tarkoitin silikaatteja ylipäätään, eli piin ja hapen yhdisteitä. Kiitos tarkennuksesta.
Mangaania näyttäisi olevan riittävästi, koska 1900 ppm on 1-1.5 prosenttia raudasta jota oli 13-17%, eli 2-3 kertaa enemmän kuin pianolangan seosaineeksi tarvittu joka oli noin puoli prosenttia raudasta. Alumiinia näyttää olevan riittävästi johtimiin, kupari riittää ehkä vain osaan niistä.
Megasatelliitin massasta (paperini taulukko 2) 94% on säteilysuojaa ja maaperää, 5% on rakennemateriaalia eli pääosin terästä (pianolankaa), ja loput 1% on pääosin ilmaa. Tuossa yhdessä prosentissa ovat mukana myös kaikki tekniset osat kuten johtimet, lasit jne. Koska säteilysuojan ja maaperän koostumus on joustava, ajatus on että mitään kuonaa ei jää pinnalle, vaan kaikki kelpaa, eli materiaalia nostetaan kiertoradalle siinä järjestyksessä kuin se pinnalla on. Materiaalista erotetaan kiertoradalla tarvittava rauta, typpi, happi, vesi jne. Jäännös määritellään säteilysuojaksi ja maaperäksi, ja ne jäävät kiertoradalle osaksi megasatelliittia.
Kun pinnasta poistetaan ainetta eikä ole väliä mistä sitä otetaan, pinnan ulkonäkö voidaan tehdä sellaiseksi kuin halutaan, samoin kuin kuvanveistäjä voi päättää mikä patsas marmorilohkareen sisältä ilmestyy. Esimerkiksi pinta voidaan maisemoida entisen kaltaiseksi meteoriittikraattereineen, jos niin halutaan esteettisistä syistä tehdä.
Megasatelliitin rata on korkealla (50,000-100,000 km), jotta sen rakennetta rasittava vuorovesivoima minimoituu. Sieltä katsoen Ceres näyttää 1-2 kertaa isommalta kuin Kuu, eli pinnan yksityiskohdat eivät näy ellei kiikaroi. Joka tapauksessa psykologisesti asukkaiden kokema ympäristö ei ole niinkään Ceres, vaan se auringon valaisema lähiluonto, mikä asuinsylinterien sisällä on. Valon intensiteetti on säädetty maankaltaiseksi optisin menetelmin.
-
-
Vastaa
Iltatähden lumiraja
Perjantai kallossa
Antiikin Kreikan mytologiassa iltatähti eli Hesperos oli aamunkoiton jumalattaren Eoksen ja tähtien jumala Astraioksen poika. Myös aamutähti Fosforos eli Eosforos oli komeisiin miehiin vähän liiaksikin mieltyneen Eoksen poika. Fosforoksen isäehdokkaita tosin olivat Astraioksen lisäksi ainakin Kefalos ja Atlas.
Suositun tarinan mukaan Samoksen saarelta kotoisin ollut matemaatikko ja mystikko Pythagoras (n. 570–495 eaa.) oli ensimmäinen, joka oivalsi, että taivaalla näkyvät Hesperos ja Fosforos ovatkin fysikaalisesti yksi ja sama kohde. Varhaiset kreikkalaiset luonnonfilosofit olivat kuitenkin mieltyneitä lähinnä hiekkarannalla filosofointiin ja ympyröiden piirtelyyn, eivätkä he pääsääntöisesti olleet erityisen hyviä pitkien havaintosarjojen tekijöitä. Niinpä kreikkalaisia huomattavasti varhaisemmat ja havaintojen kirjaajina pätevämmät sumerilaiset olivat älynneet aamu- ja iltatähden yhteyden jo paljon aiemmin. Voi tosin olla, että Pythagoras oivalsi asian heistä riippumatta.
Oli miten oli, jumaltensa suhteen vapaamieliset kreikkalaiset alkoivat sittemmin samaistaa miespuoliset aamu- ja iltatähtensä rakkauden jumalatar Afroditeen. Periaatteessa samaa Venukseen liitettyä jumalatarta sumerilaiset kutsuivat nimellä Inanna ja sittemmin babylonialaiset nimellä Ishtar. Tässäkään mielessä kreikkalaiset eivät siis olleet ensimmäisiä, vaan luultavasti kopioivat jumalattarensa Kaksoisvirtain maasta.
Suomalaisista monikaan ei taida tietää, että on Afroditen kanssa tekemisissä joka viikko. Roomalaisten kautta Afrodite nimittäin levitti rakkauttaan länsimaihin nimellä Venus.1 He myös päättivät nimetä viikonpäivänsä Auringon, Kuun ja viiden planeetan mukaan. Perjantaista tuli dies Veneris, Venuksen päivä. Suorimmin tämä näkyy romaanisissa kielissä: niissä perjantain nimenä on jokin väännös latinasta, esimerkiksi italian venerdì , ranskan vendredi ja espanjan viernes.
Germaanisiin kieliin Afroditen ja perjantain yhteys saapui muinaisnorjalaisten kautta. Heillä Venuksen vastine oli mm. rakkauden ja äitiyden jumalatar Frigg tai mm. kauneuden ja hedelmällisyyden jumalatar Freija. Frigg ja Freija saattoivat myös alkujaan olla yksi ja sama jumalatar. Muinaisnorjan frjádagr ja -englannin frigedæg ovat varsin lähellä nykykielisiä vastineitaan. Asiaa ymmärtävien mukaan samaa juurta on myös suomen perjantai.
Tämän talven ja kevään aikana ei oikein voi välttyä Venukselta muinakaan päivinä. Se on kesäkuulle asti auringonlaskun jälkeen länsitaivaalla niin silmiinpistävä näky, että kansan syvien rivien parissa ihmettelyä iltatähdestä varmasti riittää. Viime viikolla Venuksen, Jupiterin ja Kuun kohtaaminen sattui osumaan laajalti selkeään iltaan, joten se ylitti ilahduttavan monissa tiedotusvälineissä uutiskynnyksenkin. Ensi torstaina 2.3.2023 Kuu on jo ennättänyt aivan toisaalle, mutta Jupiter ja Venus ovat aivan vieretysten eli vain reilun Kuun läpimitan pässä toisistaan. Tämä ei ehkä uutiskynnystä ylitä, mutta ainakin harrastajia se viehättää.
Venus kiinnostaa näinä aikoina myös lähes kaikkia merkittäviä avaruusjärjestöjä. Seuraavan vajaan kymmenen vuoden aikana onkin suunniteltu lähetettävän ainakin viisi luotainta tutkimaan Venusta. Venus-huuma näkyy siinäkin, että uusia Venuksen geologiaa käsitteleviä artikkeleita, joissa tuleville luotaimille ehdotetaan tutkimuskohteita, ilmestyy tuon tuosta. Esimerkiksi viime joulukuussa julkaistiin tutkimus, jossa pureuduttiin yhteen jo yli viisi vuosikymmentä kummastuttaneeseen Venuksen pinnanmuotoon.
Maxwell Montesin ”lumet”
Venuksen pinnanmuodot on nimetty naisoletettujen ja feminiinisten jumalattarien mukaan. Poikkeuksia tähän naissääntöön on vain kolme: Alpha ja Beta Regio ovat laajoja ylänköalueita, jotka erottuivat jo 1960-luvun tutkakartoituksissa. Ainoa miehen mukaan nimetty paikka Venuksen pinnalla on Venuksen korkeimmat huiput sisältävä Maxwell Montesin vuoristo. Myös se havaittiin ja nimettiin jo 60-luvulla.
Maxwell Montes sai nimensä skotlantilaisen James Clerk Maxwellin (1831–1879) mukaan. Maxwell oli sähkömagnetismin ymmärtämisen kannalta yhtä tärkeä kuin Isaac Newton (1643–1727) oli gravitaatiolle. Vaikka ilman Maxwellin yhtälöitä ei nykymaailmassa toimisi juuri mikään, Maxwellistä ei ole tullut Newtonin kaltaista kaikkien tuntemaa hahmoa. Venuksen pinnalle hän kuitenkin nimellisesti pääsi, toisin kuin Newton.
Syy Maxwellin kunnioittamiseen naisten planeetalla löytyy Venuksen kaasukehästä, se kun on näkyvän valon aallonpituuksilla läpinäkymätön. Tutka-aallot sen kuitenkin läpäisevät, eikä niiden ja erilaisten materiaalien vuorovaikutusta olisi koskaan ymmärretty tai toimivaa tutkaa rakennettu, jollei Maxwell olisi ensin oivaltanut, mistä sähkömagnetismissa oikein on kyse. Ja ilman tutkaa emme tietenkään tietäisi Venuksen pinnanmuodoista tai geologisesta historiasta oikeastaan yhtikäs mitään. Maxwell on siis paikkansa Venuksessa ansainnut.
Jo 1960–70-luvuilla Maxwell Montes (tai pelkkä Maxwell, kuten sitä varhaisissa tutkimuksissa epävirallisesti kutsuttiin) erottui maanpäällisillä tutkilla otetuissa Venus-kuvissa poikkeuksellisen kirkkaana alueena pohjoisessa, suunnilleen Suomea vastaavalla leveyspiirillä. Myöhemmin, etenkin 1990-luvun alussa koko Venuksen pinnan kartoittaneen Magellan-luotaimen myötä kuvat ja käsitykset Maxwell Montesista tarkentuivat. Maxwell Montes kattaa noin 850 × 700 km:n laajuisen alueen ja sen korkein huippu, Skadi Mons, nousee noin 11 km Venuksen vertailutason yläpuolelle, ollen siis Venuksen korkein kohta. Magellanin kartoituksen myötä kävi ilmi, että koko Maxwell Montes tai sitä ympäröivä Ishtar Terran ylänkö ei ole tutkan näkemänä poikkeuksellisen kirkas, vaan voimakkaimmin tutkasäteitä heijastava seutu rajoittuu Maxwell Montesin korkeimmille alueille.2
Tutkijat ovat yrittäneet keksiä ilmiölle selitystä jo vuosikymmeniä, mutta yksimielisyyteen asiasta ei ole päästy. Monen mielestä houkuttelevimmalta on tuntunut selitys, jonka mukaan vuorten huipuille on satanut tai kaasukehästä on tiivistynyt jotain puolimetallia tai metallia. Parhaiten heijastuneen tutkasignaalin ominaisuuksiin sopisi telluuri, mutta myös esimerkiksi vismuttia, tinaa, arseenia, antimonia ja niiden yhdistelmiä on ehdotettu. Ajatuksen mukaan telluuri (tai muu vastaava) ei voi esiintyä metallisessa alkuaineolomuodossaan valtaosalla Venuksen pintaa. Maxwell Montesin korkeimmilla vuorenhuipuilla lämpötila on kuitenkin sen verran alhaisempi, että telluurin kertyminen on mahdollista. Tilanne vertautuu periaatteeltaan siis täysin maapallon lumihuippuisiin vuoriin. Erona tosin on, että paksujen hankien sijasta muutama milli tai jopa vain jokunen mikrometri telluuria voisi riittää selittämään tutkaheijasteen.
Toisen päämallin mukaan Maxwell Montesin kirkkaissa huipuissa ei ole kyse hieman eksoottisista satavista puolimetalleista (joita purkautuu Maan tulivuorista ja joita näin ollen on täysin perusteltua olettaa olevan myös Venuksen kaasukehässä aivan riittävästi) vaan kemiallisista reaktioista kaasukehän ja lähinnä basalttisten kivien välillä. Reaktioiden tuloksena syntyisi tavanomaisia malmimineraaleja kuten rikkikiisua (FeS2) tai magneettikiisua (Fe1-xS). Myös magnetiittia (Fe²⁺Fe³⁺₂O₄) on ehdotettu. Näidenkin reaktioiden lopputuotteet ovat paine- ja lämpötilariippuvia, joten niitä esiintyisi vain tietyn korkeuden yläpuolella. Ongelmana on tosin mm. se, ettei kukaan ole varma, onko esimerkiksi rikkikiisu pysyvä Maxwell Montesin olosuhteissa vai ei.
Venuksen topografia tunnetaan melkoisen huonosti. Yleensä Maxwell Montesin kirkkaita huippuja käsittelevät tutkimukset ovat tyytyneet olettamaan, että ”lumiraja” on vakiokorkeudella kaikkialla Maxwell Montesin alueella. Viime joulukuussa The Planetary Science Journal -lehdessä ilmestyi vapaasti luettavissa oleva Andriana Strezoskin ja Allan Treimanin artikkeli The “Snow Line” on Venus’s Maxwell Montes: Varying Elevation Implies a Dynamic Atmosphere. Se pakottaa tutkijat miettimään mallejaan uudelta kantilta.
Vuonna 2021 Strezoski oli Treimanin ohjauksessa Houstonin Lunar and Planetary Institutessa kesäharjoittelijana. Treiman pisti hänet mittaamaan ”lumirajan” korkeuden Maxwell Montesin eri puolilla niin tarkasti kuin nykyisillä aineistoilla pystyy. Mittaustuloksista kävi ilmi, että ”lumiraja” on Maxwell Montesin luoteisrinteillä keskimäärin noin 3,5 km korkeammalla kuin kaakkoisrinteillä. Magellan-luotaimen korkeusdatan laatu ei aina ole paras mahdollinen, ja mittauksissa paikoin näkyvä hurja heittelehtiminen voi hyvin johtua ongelmista korkeus- ja heijastusdatan korreloinnissa. Suurissa puitteissa tulos on kuitenkin täysin selvä: Maxwell Montesin ”lumirajan” korkeus riippuu siitä, missä päin Maxwell Montesia satutaan olemaan. Luoteessa se on 8 km:n korkeudella, kaakossa vain 4,5 km:ssä.
Kuva: A. Strezoski & A. H. Treiman, 2022. The ”Snow Line” on Venus’s Maxwell Montes: Varying Elevation Implies a Dynamic Atmosphere. The Planetary Science Journal 3:264 / CC BY 4.0.
Jos ”lumirajan” perinteiseen tapaan olettaa heijastelevan vakiolämpötilaa, tarkoittaisi se sitä, että vakiokorkeudella Maxwell Montesin eri puolilla lämpötilaerot olisivat noin 30 astetta. Tämä ei tunnu laisinkaan uskottavalta, koska Venuksen lämpötilaa mitanneiden luotainten tulosten perusteella Venuksen kaasukehä on vakiokorkeudella varsin tarkoin vakiolämpöinen. Kaasukehän koostumus vaihtelee hieman leveysasteen mukaan, mutta tämä ei auta selittämään ”lumirajan” korkeuseroja varsin rajallisella alueella. Apua ei ole Maxwell Montesin monimuotoisesta geologiastakaan, sillä systemaattista luode/kaakko -eroa ei ole havaittavissa.
Jos kyse olisi kaasukehän ja kallioperän välisestä kemiallisesta reaktiosta tuulen puhaltaessa kaakosta, todennäköistä olisi, että ajan saatossa kaakkoisrinteen kivet saavuttaisivat kyllästymispisteen. Tällöin kaasukehään jäisi runsaasti reagoivaa ainetta vielä Maxwell Montesin huipun ylittämisen jälkeenkin. Siinä tilanteessa myös luoteisrinteen ”lumirajan” luulisi lopulta asettuvan samalle tasolle. Koska aikaa on varmasti riittänyt mutta korkeusero on olemassa, tämäkään idea ei tarjoa tyydyttävää ratkaisua.
Strezoskin ja Treimanin mukaan paras selitys Maxwell Montesin ”lumirajan” epäsymmetrisyydelle on pohjimmiltaan hyvin yksinkertainen ja tuttu maapallon vuoristoalueilta. Jos kaasukehän virtaus kävisi kaakosta, vuoristo pakottaisi kaasun kohoamaan ja jäähtymään, minkä seurauksena telluuri (tai mitä ikinä heijastava aines sitten onkaan) sataisi lähinnä kaakkoisrinteille. Vuoriston ylitettyään kaasussa ei enää juuri olisi satavaa ainesta mukana, joten luoteispuolelle riittäisi ainoastaan rippeitä. Tyhjästä on paha nyhjästä, joten luoteispuolella ”lumiraja” jäisi väkisinkin korkeammalle kuin kaakkoispuolella. Ajatusta tukee mukavasti se kaasukehämallinnusten ennustama seikka, että Maxwell Montesin alueella todellakin pitäisi puhaltaa Venuksen olosuhteissa varsin voimakas noin 3 m/s kaakkoistuuli.
Mielenkiintoista on, että Venuksen päiväntasaajan seuduilla on vuoria, joiden korkeus ylittää Maxwell Montesin ”lumirajan”. Niillä ei kuitenkaan poikkeuksellisen voimakasta tutkaheijastusta ole havaittu.3 Selitys voisi Strezoskin ja Treimanin mukaan piillä kaasukehän koostumuksen muutoksissa leveysasteen myötä, vaikka muitakin mahdollisuuksia on.
Strezoskin ja Treimanin tutkimus ei tietenkään tarjoa lopullista selvyyttä Maxwell Montesin ”lumien” olemukseen. He eivät esimerkiksi ota kantaa siihen, olisiko satava aines telluuria vai jotain muuta. Sekin on mahdollista, että ”lumiset” huiput muodostanut prosessi ei enää ole aktiivinen. Venus on ollut ja myös mitä todennäköisimmin on edelleen geologisesti elävä planeetta, ja Maxwell Montes on voimakkaasti tektonisten voimien muokkaama alue. Jotta havaittu ero ”lumirajan” korkeudessa syntyisi, täytyisi koko Maxwell Montesin kallistua vain noin 0,2°. Tämä ei ole ollenkaan mahdoton ajatus.
Selvää joka tapauksessa on, että tulevien luotainlentojen toivotaan tuovan lisävalaistusta niin Venuksen kaasukehän kuin sen pinnankin koostumusvaihteluihin, samoin kuin niiden väliseen vuorovaikutukseen. Niitä odotellessa ainakin minusta on hauska ajatella, että juuri nyt tätä kirjoittaessani kauniisti metsänrajan yläpuolella loistavan naapuriplaneetan korkeimmilla vuorenhuipuilla voi kaakkoistuulen myötä sataa telluuria.
1Kiinnostava lisä Venuksen nimi- ja jumalasoppaan on, että roomalaisille Fosforos oli Lucifer, joka vääntyi kristillisessä mytologiassa myös paholaisen nimeksi. Kotimaisessa käännöksessä sanotaan ”Kointähti, sarastuksen poika”, joten myös Raamatun mukaan Fosforos oli Eos-jumalattaren poika. Kreikassa Eos oli Hyperionin ja ja hänen sisarensa Theian tytär. He puolestaan olivat Gaian ja tämän pojan Uranuksen lapsia. Kuten Jobin kirjassa todetaan, Saatana eli Lucifer oli yksi Jumalan useista pojista. Teologis-mytologis-etymologisesti orientoituneet lukijat voivat näin ollen pohtia, onko Jumala siis Eos ja näin ollen pohjimmiltaan Uranuksesta.
2Pelkän tutkaheijasteen voimakkuuden lisäksi Maxwell Montesin huiput erottuvat samalla tavoin myös muissa ominaisuuksissa kuten emissiivisyydessä, mutta yksinkertaisuuden vuoksi moiset yksityiskohdat kannattaa tässä tapauksessa unohtaa.
3Maxwell Montesia ympäröivän Ishtar Terran ylängöllä vastaava ilmiö esiintyy paikoin myös, mutta Maxwell Montesilla se on selväpiirteisin ja parhaiten tutkittu, joten selvyyden vuoksi on paras rajoittaa tarina Maxwell Montesiin.
Vastaa
Ryppyinen Kuu
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.
Vastaa
Europan kraatterit, aineen suuri kiertokulku ja elämä
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 (Ek=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.
Vastaa
Europa – laattatektoniikkaa biljardipallolla?
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:
- 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.
- 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.
- 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.
2 kommenttia “Europa – laattatektoniikkaa biljardipallolla?”
-
Lasse Reunanen sanoo:
Galileo Galilei oli merkinnyt päiväyksensä (7.1.1610 ja 8.1.1610):
Adi 7 ja Adi 8, jotka lienee gregoriaanisen kalenterimme mukaiset
kun oli nykyisen Italian katolisella seudulla.
Täällä pohjoisemmassa, Ruotsin Suomen alueella oltiin vielä
juliaanisen kalenterin päiväyksillä, 10 vrk jäljessä –
siis vuoden 1609 loppupuolella päiväyksissään…-
Unohtui kommentoida tähän ajallaan, pahoittelut. Gregoriaaninen vs. juliaaninen kalenteri on oleellinen asia Jupiterin kuiden löytöhistorian kannalta. Kuten tuolla blogitekstissä mainitsin, mutten sen kummemmin lähtenyt rönsyilemään (sitä kun tulee muutenkin tehtyä liian kanssa), Galilein ja Simon Mariuksen välit eivät olleet lämpimimmät mahdolliset. Hommahan meni niin, että Marius yritti väittää, että hän oli havainnut Jupiterin kuut ennen Galileita. Hän kuitenkin käytti vielä pakanallista juliaanista kalenteria, joten hänen (väitetyt) havaintonsa tehtiin todellisuudessa Galilein ensihavaintojen jälkeen. Tarinaa on avattu tarkemmin mm. tuossa blogitekstissä antamassani Marius-linkissä.
-
Vastaa
Keurusselän viilausta
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.
8 kommenttia “Keurusselän viilausta”
-
Jukka Luoma-aho sanoo:
Mielenkiintoinen artikkeli.Mutta kun katsoin kraateri paikkoja niin nehän on yhdessä jonossa.Aivan kuin maa ois kulkenut saman meteoriitti pilven läpi satojen Milj. Vuosien ajan Ois jännää jos kraaterit jatkuisivat itään päin mennessä .Yst. terv. Asiasta mitään tietämätön
-
Tuo on hyvä huomio. Kraatteriketju itse asiassa jatkuu itään päin, sillä rajan tuolla puolen on Pentti Eskolan 1920-luvulla maineeseen nostama Jänisjärven kraatteri. Ketju jatkuu länteenkin, sillä myös Ruotsin ja Norjan kraatterit (Barentsin meressä sijaitsevaa Mjølniriä lukuun ottamatta) sijaitsevat suunnilleen samalla kapeahkolla vyöhykkeellä. Vain Taivalkosken Saarijärvi on hieman pohjoisempana. Lisäksi Pohjois-Ruotsissa on Vakkejokkin breksiaesiintymä, mutta sen emäkraatteria ei tunneta. Pohjois-Ruotsista tunnetaan törmäyssulakiviä myös irtolohkareina, mutta niidenkin emäkraatteri on kateissa.
Syytä kraatterien erikoiseen jakaumaan ei tunneta, mutta eipä sitä toisaalta ole oikein tosissaan kukaan tutkinutkaan. Periaatteessa pohjoisessa pitäisi kraattereita olla enemmän kuin etelässä, sillä kallioperä on Fennoskandian pohjoisosissa vanhempaa, joten kraattereita olisi kerennyt syntyä enemmän. Syyt jakaumaan voivat liittyä vaikkapa erilaiseen kulutushistoriaan (esimerkiksi viimeimmän jääkauden kulutus oli pohjoisessa jäänjakaja-alueella paljon vähäisempää kuin etelämpänä, joten kraatterit voivat pohjoisessa olla pahemmin peittyneitä) tai siihen, että etelän tutkijoilla on pohjoiseen pitkä ja kallis matka. Tai sitten kyse on jostain ihan muusta. Mutta vaikka se houkuttelevalta tuntuukin, se on kuitenkin varmaa, että kyse ei ole saman meteoroidipilven läpi kulkemisesta miljardin vuoden aikajaksolla.
-
-
Markku Kaakkolammi sanoo:
Eikö tuota ”näennäistä” voi korvata ”arvio” sanalla ? Näennäinen viittaa enemmän kuviteltuun, ja kraateri on kuitenkin olemassa. Sinänsä tyhmää, että Suomessa tehdystä tutkimuksesta joutuu tekemään käännöksiä englannista. Ensin Suomeksi ja siitä kääntämään, vaikka oltaisiin kuinka kansainvälistä, arvoisat tutkijat. Palkkanne kuitenkint tulee Suomesta.
-
Onpas ilahduttavaa huomata, että kraatteriterminologia herättää kiinnostusta! Sinänsä toki voisi aivan hyvin puhua myös arviohalkaisijasta. Termithän ovat vain sopimuskysymyksiä. Tämän termin määrittelyssä pitäisi sitten tehdä myös ratkaisu sen suhteen, kumpaa ”apparent diameteriä” tuo ”arviohalkaisija” tarkoittaisi (vai haluttaisiinko noudattaa englannin sekasotkumallia ja tarkoittaa sillä molempia; vrt. esim. ”transient cavity” ja ”transient crater”: https://tieteentermipankki.fi/wiki/Geologia:kaivautumiskraatteri). Tieteen termipankissa (https://tieteentermipankki.fi/) on tehty ansiokasta monialaista tieteen termityötä, mutta tosiasia on, että monella tutkimusalalla, vaikkapa kraatteritutkimuksessa, ei yhteisesti hyväksyttyä suomenkielistä termistöä yksinkertaisesti ole. Ja kun Suomessa ei ole tälläkään hetkellä ainakaan minun tietääkseni yhtään tutkijaa, jonka palkasta merkittävä osa olisi suunnattu kraatteritutkimukseen, olisi aika kova vaatimus, että heidän pitäisi harrastuksekseen tehdä vielä oman alansa termityötä.
Lähtökohtaisesti olen toki sitä mieltä, että tieteestä täytyy pystyä puhumaan ja kirjoittamaan omalla äidinkielellään. Jollei se ole mahdollista, ei kieli kuulu sivistyskielien joukkoon, ja se olisi monessa mielessä turmion tie. Siksi tarvitaan suomenkielisiä tiedetoimittajia, tietokirjailijoita ja kääntäjiä, sekä resursseja eli rahaa heidän työhönsä (ja sama tietysti muilla kotimaisilla kielillä). Ja tarvitaan suomenkielisiä sanoja. Ylitsepääsemätön ongelma kuitenkin on, että monet tutkimusalat ovat olemattoman pieniä, tai niitä ei akateemisessa mielessä ole lainkaan. Esimerkiksi itselleni läheisimpiä tutkimusaloja, eli planeettageologiaa ja kraatteritutkimusta, ei ole Suomessa opetettu vuosikymmeneen. Kun ei ole alan opetusta, ei ole myöskään tarvetta alan sanoille.
Periaatteen tasolla ymmärrän myös näkemyksen, että ensin pitäisi tehdä tutkimus suomeksi ja sitten englanniksi. Kellään vain ei olisi sellaiseen aikaa (eli rahaa). Pikkuruisilla aloilla on myös hyvin vaikea nähdä sellaisella varsinaista tarvettakaan. Mikäli vaikkapa tässä blogitekstissä esitelty Keurusselkä-artikkeli olisi tarjolla myös suomeksi (Missä? Kuka sen julkaisisi ja kustantaisi?), en millään jaksa uskoa, että sitä oikeasti lukisi edelleenkään Suomessa kuin muutama ihminen, sillä kielestä riippumatta kyse on pitkälle erikoistuneesta tieteestä, joka ei ihan herkästi asiaan tarkemmin perehtymättömille maallikoille aukea.
Sellaista mallia kyllä kannattaisin erittäin lämpimästi, että palkkaa työstään saavat tutkijat velvoitettaisiin tekemään julkaistuista tutkimuksistaan esimerkiksi noin puolen sivun selkokielinen tiivistelmä suomeksi (tai ruotsiksi). Tuollaiset voitaisiin hyvin vähällä vaivalla julkaista yliopiston tai tutkimuslaitoksen kotisivuilla ja tiedotusvälineidenkin olisi sieltä helppo poimia kiinnostavia juttuaiheita. Eri asia sitten on, kuinka moni niitä löytäisi tai lukisi, mutta ainakin periaate olisi minusta suositeltava. Nykyisinhän joillain tiedelehdillä on jo tapana, että varsinaisen tieteellisen tiivistelmän lisäksi artikkelista julkaistaan myös kansantajuinen yhteenveto (”plain language summary” on esim. Journal of Geophysical Researchillä käytössä).
-
-
Anssi sanoo:
Minkä verran uusi nyt syntyvä törmäyskraateri toisi lisätietoa kraatteritutkimukselle, eli tarkentaisiko se jo tunnettujen kraatereiden analyyseja?
-
Tuo on erittäin hyvä mutta myös erittäin laaja kysymys. Asiasta kirjoittaisi helposti ihan oma juttunsa – kiitos vinkistä! Otetaan nyt kuitenkin joitain äkkiseltään mieleen putkahtavia näkökantoja esille.
Lähdetään liikkeelle siitä oletuksesta, että voisimme seurata törmäävään kappaleen saapumista kaikessa rauhassa. Näin ollen oleelliset törmäyksen lähtöparametrit, jotka normaalisti joudutaan vain arvioimaan tilastollisten todennäköisyyksien pohjalta, olisivat tarkasti tiedossa. Näitä olisivat etenkin törmäysnopeus ja törmäyskulma. Törmänneen kappaleen massa saataisiin tarkasti läpimitasta (muodosta), joka olisi syynätty tarkkaan ennen törmäystä sekä väkisinkin jostain päin kraatterin ympäriltä tuoreeltaan löytyvien asteroidista irronneiden pienempien kappaleiden tiheydestä. Näin saataisiin välttämätön datapiste malleihin, joilla arvioidaan, millainen kappale on synnyttänyt minkäkin kokoisen kraatterin. Enää ei tarvitsisi olla tietokonemallinnuksien ja laboratoriomittakaavan kraatterikokeiden varassa, vaan asia todella tiedettäsiin, ainakin yhdessä tapauksessa. Tässä siis puhutaan kraatteritutkimuksen aivan perusytimeen kuuluvien asioiden selvittämisestä.
Unohdetaan tässä ajatusleikissä se, että kilometrikokoluokan asteroidin törmäys tekisi alueellisessa mittakaavassa ihmisille ja elävälle luonnolle aika ikävää jälkeä (joskin tuhon laajuuden ja monimuotoisuuden tutkiminen olisi luonnollisesti yksi aivan keskeinen tutkimuksen osa-alue). Itse siis näkisin mieluiten juuri tuollaisen muutaman kilometrin kiven synnyttämän keskisuuren, Keurusselkä-kokoluokan kraatterin muodostumisen. Sen ei kuitenkaan tarvitsisi syntyä Suomeen, vaan mieluummin jollekin sellaiselle seudulle, jossa Suomen tapaan alueen kallioperä ennen törmäystä tunnettaisiin huomattavan tarkasti geologisen kartoituksen, kairausten ja geofysiikan ansiosta, mutta jossa olisi kuitenkin kovan graniittisen peruskallion päällä selkeä, ehkäpä mieluiten vaakakerroksellinen sedimenttikivipatja, jossa olisi sopivasti toisistaan eroavia kerroksia. Mielellään patjassa olisi ainakin erilaisia hiekkakiviä, karbonaattikivikerros (esim. kalkkikiveä) ja mielellään jokin rikkipitoinen kemiallinen sedimentti, vaikkapa anhydriitti (CaSO4) tai sen vesipitoinen lähisukulainen kipsi (CaSO4•2H2O).
Nämä karbonaatit ja sulfaatit saisivat olla kohdekallioperässä siksi, että niiden käyttäytyminen šokkimetamorfoosissa tunnetaan edelleen aika heikosti ja ne ovat ilmastollisesti merkittäviä (etenkin vielä suuremman kokoluokan törmäyksissä, jossa niitä vapautuu ilmakehään erittäin suuria määriä). Tässä tapauksessa päästäisiin suoraan mittaamaan, minkä verran niistä haitallisia kaasuja ilmakehään vapautuu.
Sedimenttikivipatjan päällä saisi olla myös jonkunmoinen irtosedimenttikerros. Hiekka tai lössi sopisi mainiosti. Näin päästäisiin hyvinkin todennäköisesti selvittämään, miten Charles Darwinin ajoista asti länsimaisia tutkija hämmentäneet kauaksi emäkraatteristaan lentäneet lasikappaleet ja -pallot eli tektiitit ja mikrotektiitit oikein syntyvätkään. Ja koko tämän erilaisista kerroksista koostuvan kohdekallioperän tarkoitus on päästä selvittämään paitsi erilaisten kiviainesten käyttäytymistä šokkimetarmofoosissa, myös heitteleen syntyä suuremmissa kraattereissa: Miten syvyys, maastonmuodot ja kallioperän rakenteet ja muut ominaisuudet vaikuttavat siihen, mihin ja millaista heittelettä korrostuu?
Tällainen ideaalikallioperä auttaisi myös varmistamaan monia kraatteroitumismekaniikan perusasioita, kuten keskuskohouman tai reunan nousun määrää ja näihin liittyviä pohjimmiltaan rakennegeologian piiriin kuuluvia geologisia prosesseja. Nykykäsityksen mukaan esimerkiksi keskuskohouma nousee erittäin korkealle ilmaan ennen lässähtämistään lopulliseen muotoonsa. Tässä vaikuttaa keskeisesti prosessi nimeltään akustinen fluidisaatio, joka on paitsi erittäin laajalti väärin ymmärretty, myös pitkälti vain teorian varassa, koska suuressa mittakaavassa sitä ei koskaan ole päästy havaitsemaan käytännössä. Tässä ideaalikraatterin tapauksessa akustista fluidisaatiota voitaisiin havaita reaaliajassa ainakin satelliiteista.
Itse yhtenäinen törmäyssulakerros ja pienemmät törmäyssulalammikot kiinnostaisivat koosta riippuen paitsi kraatteritutkijoita, myös magmakivien syntyä tutkivia petrologeja, koska periaatteessa kyseessä on pitkälti sama prosessi kuin suuren magmasäiliön jäähtyessä ja kiteytyessä. Erona olisi lähinnä vain se, että tämän juuri syntyneen magmasäiliön pinta ei olisi kilometrien syvyydessä vaan tutkittavissa heti maanpinnalta alaspäin. Tutkimus olisi toki melkoisen pitkäikäistä, sillä jos otetaan mukaan ns. hydroterminen vaihe, jossa kuumat litkut kiertelevät kuumassa kiviaineksessa (mikä tietenkin on myös astrobiologien näkökulmasta kiintoisaa), sulakerroksen jäähtyminen kestäisi koosta riippuen satoja, tuhansia tai satoja tuhansia vuosia.
Tässä nyt pintapuolisesti muutamia näkökantoja aiheeseen. Käytännössä on tietenkin niin, että jokainen kraatteritutkimuksen osa-alue hyötyisi merkittävästi siitä, että päästäisiin reaaliajassa seuraamaan vierestä suuren kraatterin syntyä ja myöhempää muokkautumista. Ja koska kraatteroituminen on aurinkokunnan (ja oletettavasti myös muiden aurinkokuntien) tärkein geologinen prosessi, lisääntyisi ymmärryksemme myös muista kiinteistä taivaankappaleista ja niiden geologiasta merkittävästi. Vaikka tuo äärimmäisen kiehtovaa olisikin, on tietenkin syytä toivoa, ettei sellaista tilaisuutta tule.
-
Vastasit 27.12. Jukka Luoma-ahon huomioon kraattereista yhdessä jonossa;
— ”Syytä kraatterien erikoiseen jakaumaan ei tunneta, —
kyse ei ole saman meteoroidipilven läpi kulkemisesta”…
Ajatuksena siinä voisi olla kyse myös, että kun Maa on aina samoin kallellaan
ratatasollaan kulkiessa avaruudessa –
niin siihen kallistuskulmaan viistosti osuisi myös meteoroidien tietty kulkurata
(ei mikään erillispilvi vaan laajempi niiden kiertorata Auringon ympäri).
Siten ne ratatasot Suomen keskiosan kohdilta poikittain osuneet vastakkain,
”miljardin vuoden aikajaksolla”…-
No, Maan akselin kaltevuus heittelee jo jokusen miljoonan vuoden aikaskaalalla pari-kolme astetta ja vaikka Kuu vaappumista tasoittaakin, niin tuollaisen miljardin vuoden aikana heittely ihan varmasti on vielä vähän enemmän, eli jos tuo malli pätisi, pitäisi pelkästään sen takia hajontaa kraatterien jakaumassa olla enemmän. Ja ylipäätään se, että jokin homma aurinkokunnan kaltaisessa eläväisessä ympäristössä pysyisi noin vakaana miljardi vuotta, ei vaan onnistu. Dynamiikka- ja ratalaskupuolen ihmiset osaisivat myös perustellen sanoa, miksi tuo idea ei ylipäätään toimisi, mutta minun on tyydyttävä vain sanomaan, että noin se ei vaan mene. Syyt kraatterien jakaumaan ovat varmasti geologis-inhimilliset, eivät tähtitieteelliset.
-
Vastaa
Marsin järistykset ja tuoreet törmäykset
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.
Vastaa
Muuttuva Merkurius
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.
Vastaa
Kuun nimistön vanhimmat kerrostumat, osa 2
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.
2 kommenttia “Kuun nimistön vanhimmat kerrostumat, osa 2”
-
Miten aikoinaan päädyttiin teoriaan, että Kuun etäpuolella olisi vähemmän meriä kuin lähipuolella, ja joka osoittautui oikeaksi ?
-
Hhmm… mulla keloo nyt pahasti tyhjää. Mistä ”teoriasta” mahtaa olla kyse? Mikään varsinainen teoria se ei ole voinut olla, koska teorioiden pitää perustua jonkinlaisiin havaintoihin, joten ilman niitä kyseessä on vaan valistumaton arvaus. Hivenen pystyttiin toki libraatiovyöhykkeiden perusteella ekstrapoloimaan etäpuolelle. Selkein esimerkki tästä oli eteläisen napaseudun vuoret, joista pääteltiin, että etäpuolella pitää olla valtaisan suuri törmäysallas. Silloin se kulki nimellä Big Backside Basin ja tunnetaan nykyisin nimellä South Pole – Aitkenin allas. Mutta noin muuten etäpuoli oli kyllä täysin tuntematon ennen vuoden 1959 Luna 3:a.
-
Jaoin tekstin Ursan sivulla Facebookissa, ja siihen tuli tällainen kommentti:
”Totta kai Venus on tuliperäinen. Kaikki kaasukehän ympärillään säilyttäneet aurinkokuntamme planeetat ovat geologisesti aktiivisia, koska se on pysyvän kaasukehän edellytys.”
Miten vastaisit?
Kiittäisin hyvin mielenkiintoisesta kommentista ja pyytäisin vähän täsmennystä sekä mielellään jonkinlaisia lähteitä.
Venuksen kaasukehä voisi olla olematta pysyvä kahdesta syystä, eli kaasun (käytännössä siis hiilidioksidin) pitäisi joko keveytensä vuoksi karata avaruuteen tai sen pitäisi säteilyn vaikutuksesta hajota (ja sitten hiilen ja hapen pitäisi karata avaruuteen – ja happea karkaakin). Venus on kuitenkin iso ja hiilidioksidi on raskas molekyyli, joten ei se herkästi ole mihinkään häipymässä. Hiilidioksidi on myös paitsi raskas myös jämäkkä molekyyli, joten tuskinpa se ensimmäisenä on hajoamassakaan siinä mittakaavassa, että kaasukehä kokonaan katoaisi. Itselläni eivät kyvyt alkuunkaan riitä yrittämäänkään tuollaisten laskemista, mutta todettakoon, etteivät nuo yksinkertaisia asioita ole, sen takiahan MAVEN lähetettiin Marsin kiertoradalle asiaa tutkimaan.
Mikäli tuo esitetty ajatus pätisi, vaatisi se, että myös Titanilla olisi sellaista geologista aktiivisuutta, joka pumppaisi koko ajan typpeä kaasukehään (metaanin jatkuvasta tihkumisesta on puhuttu). Titanin mahdollisesti vanhoista kryovulkaanisista piirteistä on käyty kovastikin keskustelua. Titanilla sellaisia on, mutta tietääkseni yhteisymmärrystä ei ole siitä, kuinka paljon. Ja vaikka Titanilla on aktiivisia eksogeenisia prosesseja muokkaamassa pintaa (tuuli, sade, virtaava neste), aktiivinen endogeeninen geologia on huomattavasti kiistanalaisempaa. Joitain väitteitä aktiivisesta kryovulkanismista on esitetty, mutta käsittääkseni skeptikot ovat niskan päällä. Ehkäpä tuo Dragonflyn myötä aikanaan ratkeaa.
Asia siis voi olla, vähintään osittain, noin kuten kommentoija esittää, mutta ilman perusteita en ajatusta niele, ja ainakaan se ei noin yksioikoisena mallina ole tällä hetkellä valtavirtaa. Tunnustan kuitenkin, että kaasukehien kehitys ja vallankin nuo plasmapuolen hommat (eli kaasukehän karkaaminen aurinkotuulen vaikutuksesta) ovat harrasteita, joihin ei itselläni riitä ymmärrys, aika eikä myöskään yleiskäsityksen saamisen jälkeen kiinnostus.
Mahtavaa, kiitos.
Nyt kun Venuksesta puhutaan, niin esitän tähän varsin spekulatiivisen ajatuksen, joka on joskus käynyt mielessä. Nimittäin että voisiko Merkurius olla Venuksen ”Theia”. Eli että Venukselle olisi käynyt samoin kuin Maalle Kuun syntyessä, paitsi että törmääjäplaneetta ei ollut hajonnut vaan vain menettänyt vaippansa, mutta ydin oli säilynyt ehjänä. Se oli kiertänyt Venusta, mutta etääntynyt nopeammin kuin Kuu Maasta, koska Venuksen paksuun ilmakehään (ehkä silloin nykyistä paksumpi ja vesipitoinen(?)) syntyi nopeammin (?) energiaa dissipoiva vuoksiaalto kuin Maan meriin. Lopulta Venuksen pyöriminen oli hidastunut lukkiutumiseen asti, ja kiertäjä eli Merkurius oli karannut kiertämään Aurinkoa itsenäisenä planeettana. Tämä koittaisi siis selittää Merkuriuksen suuren ytimen / ohuen vaipan sekä Venuksen hitaan pyörimisen. Heikkoja kohtia varmaan useita, mutta yksi ainakin on millä mekanismilla Merkuriuksen radan apheli olisi pienentynyt nykyiselleen.
Olisi mukava käydä tästä vähän keskustelua.
Kieltämättä villi ja kiehtova ajatus. Tähän kyllä tarvitsisit keskustelukumppaniksi sekä todella isojen törmäysten mallintajan että ratadynamiikan mallintajan. Mutta minä nyt tässä flunssan entisestään sumentamana maallikkona yritän heitellä muutamia koekapuloita tuonne rattaisiin.
Silmäilin juuri päivä–pari sitten jotain juttua, jossa syynättiin keveiden isotooppien suhteita, en nyt muista mitä. Pointti oli kuitenkin se, että havaittu ero Maan ja Venuksen suhteissa selittyisi nimenomaan sillä, että Maalla oli Kuun synnyttänyt törmäys, Venuksella ei. Juttu tosin oli VExiä ja Akatsukia edeltävältä ajalta, joten tämän nykytilanne pitäisi tarkistaa, koska jos isotooppisuhteita ei saa pelaamaan, menee homma todella hankalaksi. (Silmäily ei paljastanut, millä ilveellä he sitten olisivat Venuksen kääntäneet, jos törmäys ei kerran sopinut.)
Sen perusteella, mitä tässä vuosikymmenten varrella olen lueskellut ja katsellut todella isojen törmäysten simulaatioita, tuo kuvaamasi tilanne vaikuttaa näppituntumalta erittäin vaikealta. Kun Merkurius on törmäävä kappale, millä ilveellä estät sen ytimen valumisen Venuksen ytimeen? No, ehkä homma toimii erittäin loivalla törmäyksellä, mutta silloin taas tuntuu äkkiseltään kovin hankalalta saada niin paljon energiaa siirtymään, että Venus törmäyksen vaikutuksesta kiepsahtaisi ylösalaisin.
Tällä hetkellä Venuksen ydin lienee halkaisijaltaan noin 1,5-kertainen Merkuriuksen ytimen halkaisijaan. Onko hypoteesissa ideana, että proto-Merkurius olisi ollut vaipan ja ytimen kokosuhteeltaan jotakuinkin ”normaali”? Jos, niin proto-Merkurius oli todellakin iso kappale. Näin ollen vaippa-ainesta oli myös rutosti. Mikä sen kohtalo oli? Yhdistyi Venukseen, vai muodosti kuun jonka dynamiikkaflipperi sitten jotenkin sopivasti nakkasi mäkeen? No, dynamiikkapeleillä saa kaiken aina hävitettyä ja niin tietysti pitääkin, oli Venuksen ja Merkuriuksen syntymalli sitten mikä hyvänsä, koska jonnekin se Merkuriuksen vaippa joka tapauksessa pitää siivota (samoin kuin Venuksen kääntäneen törmäyksen synnyttämä heittele, jos siis perinteisesti kahdella eri törmäyksellä ajatellaan).
Ja joo, voisin kuvitella, että dynaamikot joutuvat useammankin kerran raapimaan päätään, että saavat Merkuriuksen radan sitten tuon törmäyksen jälkeen siirrettyä nykypaikalleen. Tai no, varmasti senkin saa muljautettua jollain Nizzan mallin / Grand Tackin versiolla, mutta eri asia sitten on, kuinka epätodennäköinen sellainen tapahtuma on.
Vaan siis tosiaankin mielenkiintoinen idea, mutta ihan näin vähällä minusta ei saa tuon kannattajaa. Voisin kyllä helposti kuvitella, että tuollaisen selvittelyyn saisi jonkun törmäys- ja jonkun dynamiikkamallintajan puhuttua mukaan. Kyllä ne paljon pöllömpiäkin ideoita mallintelee.
Merkuriuksen massa on 6.8 prosenttia Venuksesta. Jos proto-Merkuriuksen ytimen osuus oli 33% kuten Maalla, poistunut vaipan massa oli luokkaa 8.4 prosenttia nyky-Venuksesta, eli aika vähän.
Venuksen ytimen massaosuuden arviohaarukka on laaja, eräässä lähteessä 23-36 prosenttia. Tuon haarukan keskiarvo (geometrinen tai aritmeettinen) on noin 29 prosenttia, eli jonkin verran Maan arvoa (33 %) pienempi. Näiden lukujen valossa ajatus että Merkuriuksen puuttuva vaipan osuus olisi osa nykyistä Venusta ei näytä mahdottomalta, vaan jopa helpottaisi selittämään miksi Venuksen ytimen osuus planeetan massasta näyttäisi todennäköisesti olevan nykyisellään jonkin erran pienempi kuin Maalla.
Ajatus siis on, että törmäyksessä jollain mekanismilla Merkuriuksen vaippa siirtyy Venuksen vaippaan? Planeettakokoluokan törmäyksissä kyllä tapahtuu kaikenlaista kummallista ja parametrien sopivalla valinnalla pääsee pitkälle, enkä myöskään alkuunkaan väitä olevani sen (jos minkään muunkaan) asiantuntija, mutta kyllä tuo vaan tuntuu törmäysmekaniikan kannalta todella oudolta.
Kyllä, tuo on ajatus (paitsi ei tietysti ihan koko vaippa, kun 1/4 nyky-Merkuriuksen massasta on vaippaa edelleen). Perustelu olisi siis ytimen suurempi tiheys, jolloin se tunkeutuu helpommin vähemmän tiheän vaipan läpi. Ajankohtaista esimerkkiä käyttääkseni, vähän kuin uraaniluoti tunkeutuu teräspanssarin läpi väitetysti melko hyvin.
Juuri niin, se ydin puskee vaipan läpi. Se minua tässä ihmetyttääkin, eli millä estät Merkuriuksen ja Venuksen ytimiä yhdistymästä? Kun normaalisti – jos tuota ilmausta voi ylipäätään käyttää – ytimet yhtyvät ja roippeiksi kiertämään jää vaippamateriaalia. Kuun vähäinen rautapitoisuus oli pitkään ongelma, kunnes Theiasta saatiin pelastus. Rauta meni Maan ytimeen ja vaippojen heitteleistä syntyi Kuu. Nyt sitä rautaa kuitenkin on Merkuriuksessa aika isonlainen möykky vielä jäljellä.
Ajattelin sivuosumaa. Ehkä törmäysnopeus oli myös suurempi kuin Maan tapauksessa. Mitä lähempänä Aurinkoa ollaan, sitä suurempia ovat ratanopeudet.
Ytimen täytyy menettää riittävästi nopeutta jotta se ei karkaa systeemistä, mutta ei niin paljon ettei se jää planeettaan kiinni. Lisäksi sen täytyy uloslentämisen jälkeen heti ensi kierroksella vaihtaa sopivasti liikemäärää vaipan riekaleiden kanssa, koska kahden kappaleen ongelmassa se putoaisi takaisin jollei lennä pakoradalle.
Vaipan riekaleita on voinut jäädä kiertämään Venusta ja niistä on ehkä muodostunut pienempi kuu tai kuita, mutta raskain kuu eli ”Merkurius” on siivonnut pienemmät kappaleet pois ennemmin tai myöhemmin. Pois siivoamisella tarkoitan kolmea kohtaloa eli putoamista Venukseen tai ”Merkuriukseen” tai sinkoutumista ulos. Kuten Maankin Kuu tekee ennen pitkää satelliiteille.
Ilman simulaatioita en uskalla tai osaa arvioida skenaarion todennäköisyyttä. Arvelisin että skenaario on periaatteessa mahdollinen, mutta kysymys on millä todennäköisyydellä. Parametriavaruus on aika moniulotteinen.
No juu, tuo on sitten se vaihtoehto jota tarjosin ekassa(?) vastauksessani. Kuten silloinkin sanoin, tuollaisessa hipaisussa minua eniten arveluttaa se, kuinka tehokas tuollainen on kiepauttamaan Venuksen pyörimään ylösalaisin.
Ajattelin että pyörimisasia hoituu ”merkuriuksen” etääntyessä, kun vuorovesivoima hidastaa molempien pyörimistä ja lopulta lukitsee ne synkroniseksi. Retrogradinen lopputulos saadaan kaiketi, jos törmäys tapahtui niin että ”merkurius” meni retrogradiselle radalle. Silloin ei ole väliä mikä Venuksen pyörimistila oli välittömästi törmäyksen jälkeen.
Sori, edellinen kommenttini taisi mennä metsään. Jos kuu kiertää planeettaa eri suuntaan kuin planeetta pyörii, silloin taitaa olla niin että vuorovesivoima ei karkuuta kuuta kauemmas vaan päinvastoin vetää lähemmäksi, koska planeetassa ei ole senmerkkistä pyörimismäärää joka karkuuttaisi kuuta kauemmas. Rehellisesti sanoen en ole vielä juurikaan miettinyt miksi Venus pyörii retrogradisesti. Yritän ymmärtää tässä vaiheessa vain, miksi se pyörii hitaasti.