Kraatterin reunalta

Marsin tuoreet kraatterikentät

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Pienten kappaleiden törmäysuhka

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

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

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

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

---

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

---

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

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

---

Lieksan meteoriitti sai hyväksyntänsä

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

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

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

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

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

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

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

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

Mistä pallasiitit saivat nimensä?

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

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

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

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

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

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

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

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

 Mistä pallasiitit ovat lähtöisin?

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

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

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

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

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

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

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

---

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

---

Viileä Aurinko ja marsilainen vetytalous

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

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

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

Törmäyssulakerrosten hapettuminen

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

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

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

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

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

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

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

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

Serpentiniittiytyminen

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

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

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

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

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

Paradoksin nykytila?

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

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

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

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

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

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

---

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

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

3 FeO + H₂O → Fe₃O₄ + H₂

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

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

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

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

---

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

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

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

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

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

IAU ja MetSoc

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

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

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

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

Meteoroidit, mikrometeoroidit ja pölyhiukkaset

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

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

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

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

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

Rubinin ja Grossmanin eli jatkossa MetSocin mukaan meteoroidi on

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

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

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

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

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

Meteorit

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

IAU:n määritelmä meteorille on seuraavanlainen:

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

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

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

Meteoriitit

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

IAU:n mukaan meteoriitti on

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

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

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

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

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

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

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

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

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

• läpimitaltaan vähintään 10 µm.

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

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

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

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

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

Meteoriittien nimeäminen

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

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

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

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

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

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

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

---

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

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

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

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

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

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

---

Uutisia Lieksasta

28.4.2023 klo 03.04, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Geokemia , Historia , Meteoriitit , Mineralogia , Shokkimetamorfoosi

Lähes kuusi vuotta sitten, 30.5.2017, eläköitynyt kelloseppä Pekka Vallimies oli koiransa Bonon kanssa Lieksan Löpönvaaran hakkuuaukolla tarkastamassa kevään korvasienitilannetta. En ole mistään lukenut tai kuullut, millainen Löpönvaaran korvasienitarjonta lopulta sinä keväänä oli. Korvasieniä huomattavasti kiinnostavampaa nimittäin oli, että Vallimies löysi reissullaan rautakappaleen. Sen vaiheet seuraavan kesän aikana on kerrottu useaan kertaan, mm. Tähdet ja Avaruus -lehden verkkouutisissa ja itse lehden numerossa 6/2017, samoin kuin rautakappaletta Geologian tutkimuskeskuksessa (GTK) analysoineen Kari A. Kinnusen mainioissa vapaasti luettavissa olevissa artikkeleissa Geolöytäjä– ja Mineralia-lehdissä. Niinpä niitä on tässä yhteydessä turha enää toistaa.

Oleellista on Vallimiehen erittäin hienon löydön seuraus: Löpönvaaran rautakappaletta markkinoitiin uutisissa Suomen ensimmäisenä rautameteoriittina. Tämä oli äärimmäisen kiinnostavaa, sillä rautameteoriitit ovat jo lähtökohtaisesti meteoriittien joukossa harvinaisuuksia muodostaen viitisen prosenttia kaikista tunnetuista meteoriiteista. Tietysti kyse oli myös pitkällisen odotuksen päättymisestä, sillä edellinen meteoriitti Suomesta oli löydetty vuonna 1974 (Orimattila) ja edellinen aiemmin löydetyn meteoriitin tunnistus oli tehty vuonna 1980 (Kivesvaara). Uutisjutuissa uumoiltiin, että pian Lieksaksi ristitty meteoriittikandidaatti saisi hyväksynnän meteoriittien virallisesta nimeämisestä päättävältä The Meteoritical Societyn nimistökomitealta.

Hyväksyntää ei kuitenkaan viralliseen meteoriittitietokantaan ilmestynyt. Ei ilmestynyt myöskään minkäänlaista tieteellista tutkimusartikkelia Lieksan mötikästä tai edes kokousabstraktia. GTK:n tutkija Jukka Kuvan johdolla tehtiin kuitenkin Lieksan raudasta posteri nimeltään Tomographic investigation of a complete iron meteorite.¹ Sen perusteella Lieksan kappale koostuu tilavuudeltaan noin 80 %:sti nikkeliraudasta ja 20 %:sti silikaattimineraaleista, lähinnä oliviinista, joka on useille meteoriittityypeille ominainen runsaasti rautaa ja magnesiumia sisältävä mineraali, mutta suomalaisille tuttu lähinnä vain kiuaskivien komponenttina. Nikkeliraudan koostumuksen kerrottiin olevan noin 88 (paino-?)%:sti rautaa, 11 %:sti nikkeliä.

Vuosi löydön jälkeen Luonnontieteellinen keskusmuseo Luomus tiedotti, että Lieksan meteoriittioletetun ”ominaisuuksia tullaan selvittämään monipuolisissa jatkotutkimuksissa laajan tutkijaverkoston yhteistyönä.” Tämä lupasi erittäin hyvää, kuten oli tehnyt jo Tähdet ja avaruus -lehden uutinen ja numerossa 1/2018 ilmestynyt artikkeli, joiden mukaan Ursan tulipallotyöryhmän aktiivit Jarmo Moilanen ja Pekka Kokko olivat löytäneet lisää mahdollisia rautameteoriitteja Löpönvaaran alueelta.

Noista viimeisistä tiedotteista ja lehtiartikkeleista on nyt kulunut viitisen vuotta. Ainoat kattavammat julkiset tiedot, jotka Lieksan rautakappaleista omiin silmiini useaan vuoteen osuivat, olivat peräisin noista Tähdet ja Avaruus -lehden artikkeleista ja Jarmo Moilasen kotisivuilta. Joitain analyysejä rautakappaleista on kaikesta päätellen tehty, mutta niitä ei ole julkaistu.

Tilanne oli Lieksan rautamötiköiden osalta siis pitkään erittäin murheellinen. Virallista hyväksyntää meteoriiteiksi ei ole, eikä mitään tutkimustuloksia ole julkaistu normaaliin tieteelliseen tapaan. Lieksan julistaminen meteoriitiksi vuonna 2017 olikin koulukirjaesimerkki toiminnasta nimeltä science by press release, joka ei yleisesti hyväksyttyjä tieteellisen tutkimuksen kriteerejä täytä. Suomesta on näin ollen edelleen löydetty vain 13 kansainvälisesti hyväksyttyä meteoriittia, eikä niiden joukossa ole yhtään rautameteoriittia.² Synkän rautatunnelin päissä alkoi kuitenkin viime vuonna näkyä heikkoa valonkajoa kahdesta hieman odottamattomastakin suunnasta.

Marylandin Lieksa

Viime vuonna Yhdysvalloissa, University of Marylandissä työskentelevän, meteoriitteja ja muita avaruuskiviä vuosikymmeniä erittäin ansiokkaasti tutkineen geokemian professori Richard J. Walkerin tutkimusryhmässä tehtiin rautameteoriittejä käsitellyt maisterin tutkielma, sikäläinen gradu siis. Emily Chiappen tutkielman nimi on Genetics, Ages, and Chemical Compositions of the Group IIIE Iron Meteorites and the Iron Meteorite Lieksa. Tässä suomalaisten meteoriittioletettujen näkökulmasta äärimmäisen kiinnostavassa työssä siis tutkitaan IIIE-ryhmän rautameteoriittien alkuperää, ikää ja kemiallista koostumusta, sekä hieman yllättäen kaupan päällisinä myös Lieksan rautaa. Lieksaa oli Luomuksesta Marylandiin päätynyt 13 g:n kappale.

Chiappe tutki Lieksaa erittäin monipuolisesti. Analyysien yksityiskohtiin ei tässä ole tarvetta uppoutua, vallankin kun tutkielma on, kuten pitääkin, kaikkien vapaasti luettavissa. Eräisiin Lieksan rautakappaletta koskeviin tutkielman tärkeimpiin johtopäätöksiin kannattaa kuitenkin perehtyä hieman tarkemmin.

Yksi viimeisen reilun kymmenen vuoden merkittävimpiä edistysaskeleita meteoriittitutkimuksessa on se havainto, että metalli-isotooppien (lähinnä kromi, nikkeli, titaani, wolframi, rutenium eli ruteeni ja etenkin molybdeeni) näkökulmasta meteoriitit pohjimmiltaan jakautuvat vain kahteen, niiden syntysijoja heijastavaan päätyyppiin. Meteoriittitutkijat puhuvat, osittain hieman hämäävästi, hiilikondriittisesta lähteestä (carbonaceous chondrite reservoir, CC) ja ei-hiilikondriittisesta lähteestä (non-carbonaceous chondrite reservoir, NC). Hämäävää tämä terminologia (kuten myös vähän hiiltä sisältävien kondriittien kutsuminen hiilikondriiteiksi – mutta se on taas toinen tarina) on siinä mielessä, että muutkin kuin hiilikondriitit voivat olla CC-tyypin meteoriitteja. Esimerkiksi osa rautameteoriiteista on peräisin hiilikondriittisesta lähteestä.

Oleellista tässä uudessa jaottelussa on, että Jupiterin kasvu aurinkokunnan ensimmäisen muutaman miljoonan vuoden aikana esti tehokkaasti eri lähteistä peräisin olevan aineksen sekoittumisen. Niinpä Jupiterin radan ulkopuolelle jäi hiilikondriittinen lähde, sen sisäpuolelle puolestaan muut kappaleet.

Myöhemmin Jupiterin kasvun ja radan mahdollisen edestakaisen liikuskelun vuoksi aines pääsi hieman sekoittumaan. Tämä selittää sen, että nykyisellä asteroidivyöhykkeellä esiintyy alkujaan sekä CC- että NC-lähteestä peräisin olevia kappaleita.

Emily Chiappen tutkielman Lieksaa koskevan osuuden perustavanlaatuisin havainto koskeekin juuri luokittelua NC- tai CC-tyypin meteoriitiksi. Hänen molybdeeni-, ruteeni- ja wolframi-isotooppianalyysiensä tulos oli varsin selvä: Lieksan rautakappale vastaa isotooppikoostumukseltaan NC-tyypin meteoriitteja. Toisin sanoen sen emäkappale muodostui Jupiterin radan sisäpuolella. Lieksan möllykkä lienee varsin suurella todennäköisyydellä ensimmäisiä ellei peräti ensimmäinen suomalainen meteoriitti tai meteoriittikandidaatti, jolle tämä perustavanlaatuinen määritys on saatu tehtyä. Wolframi-isotooppien avulla selvisi sekin, että Lieksan emäkappaleen rauta- ja silikaattiosat erkaantuivat toisistaan 1,5 ± 0,8 miljoonaa vuotta sen jälkeen kun aurinkokunnan varhaisimmat kiinteät kappaleet eli ns. kalsium-alumiinisulkeumat muodostuivat.

Isotooppitutkimusten lisäksi Chiappen opinnäytteessä tutkittiin ns. platinaryhmän metalleja ja muita geokemiallisessa mielessä raudan tapaan käyttäytyviä alkuaineita. Ne ovat erittäin käyttökelpoinen työkalu luokiteltaessa meteoriitteja. Lieksan kappaleen metallien runsauden ja etenkin niiden keskinäisten suhteiden perusteella ei kuitenkaan löytynyt vastaavuutta minkään nykyisen rautameteoriittiluokan kanssa.

Tämä ei silti tarkoita, etteikö Lieksa voisi olla rautameteoriitti tai vallankaan sitä, että analyyseissä olisi ongelmia. Tätä kirjoittaessani nimittäin tunnetaan 146 virallisesti hyväksyttyä rautameteoriittia, jotka eivät sovi mihinkään tämänhetkiseen meteoriittiluokkaan. Tämä on reilut kymmenen prosenttia kaikista hyväksytyistä rautameteoriiteista. Kyse on vain siis siitä, että käytössä oleva luokitussysteemi ei ole aukoton ja että luonto tuppaa olemaan aika monimutkainen.

Chiappen tutkimuksissa lähin yhteensopivuus löytyi Lieksan rautasirpaleen ja ns. pääryhmän pallasiittien välillä. Pallasiitit ovat harvinaisia kivirautameteoriitteja, joita tunnetaan tällä hetkellä 162 kappaletta. Yksi kuuluisimmista pallasiiteista on viime vuonna putoamisensa 120-vuotisjuhlia viettänyt Marjalahti.

Pallasiiteissa nikkeliraudan sisällä on oliviinikiteitä. Tässä vaiheessa kannattaa muistaa, että GTK:n läpivalaisututkimuksissahan todettiin, että noin 20 % Lieksan meteoriittikandidaatista oli silikaattiainesta ja enimmäkseen nimenomaan oliviinia, mikä tietysti tukee pallasiittiajatusta. Chiappen tutkimukset eivät todistaneet, että Lieksan rauta olisi pääryhmän pallasiitti, mutta tämänhetkisten tulosten valossa sitä ei voitu sulkea pois. Varmistus suuntaan tai toiseen vaatisi lisätutkimuksia. Joka tapauksessa on kutkuttavaa ajatella, että Lieksa saattaisi olla jo maamme toinen Marjalahden kaltainen harvinaisuus.

Lieksan neljäs rautakappale

Jo Lieksan kolmannen kappaleen löytänyt Pekka Kokko onnistui 10.7.2017 7.10.2017 löytämään Löpönvaaran tienoilta myös neljännen, noin 164-grammaisen rautamöykyn. Jarmo Moilasen mukaan sen osin puolipallomainen ”muoto on hyvin omituinen” ja siinä ”on tolkuttoman paljon fosforia” ollakseen meteoriitti. Niinpä se oli Geologian tutkimuskeskuksessa tulkittu työkoneiden osien valmistuksessa käytetystä jauhemetallista valmistetuksi kappaleeksi.

Viime syksynä kuului Turusta kuitenkin positiivisessa mielessä kummia. Laura Kotomaa oli nimittäin tehnyt Lieksan neljännestä rautakappaleesta Turun yliopistoon pro gradu -tutkielman nimeltään Classification of iron meteorites and description of mineralogy, geochemistry, and texture of the Lieksa-4 meteorite. Jostain syystä gradua vain ei saa luettavaksi muualla kuin Turun yliopiston toimipisteissä. Onneksi gradun tiivistelmä sentään on vapaasti luettavissa. Lisäksi Kotomaa kollegoineen kirjoitti aiheesta kokousabstraktit niin marraskuun Lithosphere 2022 -symposiumiin kuin lyhyesti viime maaliskuun 1^st GeoDays -kokoukseenkin. Niiden pohjalta saa jo kohtalaisen käsityksen siitä, mitä Lieksan neljännestä rautakappaleesta tällä hetkellä tiedetään.

Kotomaan ja kollegoiden mukaan Lieksan neljäs rautakappale todellakin sisältää poikkeuksellisen paljon fosforia, peräti neljä painoprosenttia. Nikkelin (11 p.-%) ja raudan (84 p.-%) pitoisuudet ovat jokseenkin normaaleja rautameteoriiteille, mutta erityisesti fosforin runsaus tekee sen luokittelemisesta hankalaa. Chiappen tutkiman ensimmäisen Lieksan meteoriittiehdokkaan tapaan Kotomaa ehdottaakin, että myös Löpönvaaran neljäs rautapalanen pitäisi ”luokitella” luokittelemattomaksi.

Koska Kotomaan ja Chiappen tutkimusmenetelmät poikkesivat merkittävästi toisistaan, tulokset täydentävät mukavasti kokonaiskuvaa Lieksan raudoista, mutta toisaalta tekevät keskinäisen vertailun vaikeaksi. Mineralogisesti Lieksan nelonen koostuu painoprosentteina ilmaisten noin 70 %:sti kamasiitista (eli metallurgien alfa-raudasta, α-Fe,Ni) ja 20 %:sti maanpäällä erittäin harvinaisesta mutta rautameteoriiteissa yleisestä schreibersiitistä ((Fe,Ni)₃P). Troiliittia (FeS) on vain alle prosentti.

Koska Lieksan neljäs rautakimpale sisältää vain kamasiittia eikä toista nikkelirauden muotoa taeniittia (γ-Fe,Ni), siinä ei myöskään esiinny monille rautameteoriiteille (oktaedriiteille) ominaista Widmanstättenin lamellirakennetta. Sen sijaan siinä nähdään Neumannin viivoja.³ Ne ovat rautameteoriittien toiselle rakenteelliselle pääryhmälle, heksaedriiteille, tyypillisiä tasomaisia rakenteita, joskin niitä tavataan joskus harvoin myös muissa rautameteoriittityypeissä. Ne ovat ns. mekaanisia kaksoslamelleja, jotka syntyvät šokkipaineen eli käytännössä törmäyksen nitkauttaessa kamasiitin kidehilaa. Neumannin viivat ovat siis hyvin vahva todiste sen puolesta, että Lieksan neljäs rautameteoriittikandidaatti todellakin olisi meteoriitti.

Sihote-Alinin rautameteoriitin sahatulla pinnalla näkyy selkeitä Neumannin viivoja. Keskellä oleva tummempi muikula on troiliittia. Kuva: André Knöfel / https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=7803661 / CC BY-SA 3.0 de.

Lieksan nykytilanne

Jos hyväksytään se ajatus, että Lieksan ensimmäinen ja neljäs rautalöytö ovat meteoriitteja, on tilanne alkuperäisen muinais-Lieksan ilmakehään syöksyneen kappaleen synnyn kannalta hyvin mielenkiintoinen. GTK:n, Chiappen ja Kotomaan tutkimukset ja niistä raportointi ovat kaikki hyvin erilaisia, joten luotettavaa kuvaa ykkös- ja nelosmurkulan yhteneväisistä piirteistä ja eroista on erittäin vaikea saada. Se on joka tapauksessa selvää, että erilaisten koostumusten yhteensovittaminen ei ole aivan suoraviivaista. Vaihtoehtoja on kuitenkin paljon.

Tällä hetkellä on tiettävästi esimerkiksi täysin auki, edustavatko Lieksan rautapalaset jonkin planetesimaalin rautaista ydintä (ns. magmatic iron meteorites) vai kenties jossain pienemmässä kiteytymisympäristössä, esimerkiksi törmäyssulakerroksessa, syntyneitä meteoriitteja (ns. non-magmatic iron meteorites). Molemmissa tapauksissa erilaiset sulan koostumusta hiljalleen muuttavat fraktioivat kiteytymisprosessit, sulien sekoittuminen ja lopulta törmäyksen synnyttämä murskautuminen ja mahdollinen uudelleenkasautuminen voivat aikaansaada kappaleen, jossa koostumus vaihtelee merkittävästi pienelläkin alueella. Vaikka Lieksan rautakappaleiden välillä siis vaikuttaakin olevan huomattavia koostumuksellisia eroja, voidaan ne silti ainakin vajavaisen nykytiedon valossa selittää alkujaan yhdeksi kappaleeksi ilman suurempaa älyllistä väkivaltaa.

Tätä kirjoittaessani Lieksan nimeä ei siis näy virallisessa meteoriittiluettelossa. Siksipä siitä ei edelleenkään sovi puhua meteoriittina (blogiteksti tästä aiheesta lienee tulossa vielä vapuksi). Chiappen ja Kotomaan tutkimustöiden perusteella näyttää kuitenkin entistäkin varmemmalta, että ainakin ensimmäinen ja neljäs Löpönvaaran rautakappale todellakin ovat meteoriitteja. Viiden–kuuden vuoden takaiseen tilanteeseen verrattuna asiat ovat tällä hetkellä myös sikäli paljon paremmin, että ainakin tutkimustulokset ovat periaatteessa julkisia, vaikkeivat vertaisarvioituja.

Julkisesti on tietääkseni kerrottu viidestä Lieksan rautakappaleesta, mutta eri asia on, kuinka paljon niitä on vuosien varrella maastosta oikeasti löydetty. Kysymysmerkkejä on senkin suhteen, päätyvätkö mahdolliset löydöt tutkijoille, tutkivatko he niitä, ja julkistavatko he mahdollisia tuloksiaan. Kun Löpönvaaran ensimmäinen rautakimpale löydettiin, siitä puhuttiin jopa kansallisaarteena. Siihen nähden Lieksan rautakappaleita edelleen ympäröivä salamyhkäisyys tuntuu näin avoimen tieteen ystävästä hieman erikoislaatuiselta. Jostain jotain varmaan kertoo sekin, että helpoimmin tietoa Lieksan rautameteoriittioletetusta on saatavilla amerikkalaisen maisterivaiheen opiskelijan opinnäytetyöstä.

Joka tapauksessa viimeisen vuoden aikana Lieksan rautameteoriittioletettujen tutkimuksessa on opinnäytteiden myötä otettu valtaisia loikkia eteenpäin. Tämä on tietysti erittäin kannatettavaa ja arvokasta toimintaa. Toivottavasti tämä johtaa ennen pitkää siihenkin, että tulevissa blogiteksteissä ei tarvitse enää etsiä kiertoilmauksia, vaan kansainvälisen hyväksynnän myötä voi ihan suoraan puhua ”Lieksan rautameteoriitista”.

---

¹Posterit ovat puheiden ohella toinen perinteinen tapa esittää tutkimusten alustavia tuloksia tieteellisissä kokouksissa. Kokouspostereita säestää aina varsinainen kokousabstrakti eli aiheesta kirjoitettu mitaltaan hyvin vaihteleva juttu, joka ei kuitenkaan käy läpi vertaisarviointia. GTK:n tutkijoiden posterista ei käy ilmi, mihin kokoukseen se mahdollisesti liittyy, eikä aiheesta ilmeisesti ole kirjoitettu abstraktia.

²Jos tarkkoja ollaan, virallisesti Suomesta on löydetty 12 meteoriittia, sillä Meteoritical Society valitettavasti laskee vuonna 1902 löydetyn Marjalahden pallasiitin venäläiseksi. Toki Marjalahti sijaitsee nykyisin Venäjän puolella rajaa ja autonominen Suomi oli löytöhetkelläkin osa Venäjää, mutta eihän tämä siitä venäläistä tee. Marjalahtea tutki ensimmäisenä väitöskirjassaan suomalaismeteoriittien merkittävin varhainen tutkija, sipoolaissyntyinen mineralogi Leonard Borgström (Johan Henrik Leonard Borgström, julkaisuissa myös Leon. H. Borgström, 1876–1954), joka teki työuransa lähinnä Helsingin yliopiston ylimääräisenä mineralogian professorina. Marjalahden pallasiitti on sikälikin merkittävä, että sen oliviinikiteitä käytettiin pitkään ja käytetään osin edelleenkin yleisenä standardimateriaalina geokemiallisessa analytiikassa. Marjalahden pääkappaletta säilytetään Helsingissä Luonnontieteellisen keskusmuseon Luomuksen kokoelmissa.

³Neumannin viivojen löytöhistoriaan liittyy paljon hyvin yleisiä virhekäsityksiä, joten käytänpä alaviitteen suoman tilaisuuden hyväkseni oikaistakseni niitä edes pieneltä osin.

Neumannin viivat löysi Braunaun rautameteoriitista itävaltalainen(?) mineralogi Johann Georg Neumann. Hän ei ole sama henkilö kuin saksalainen kirkkohistorioitsija ja teologi Johann Georg Neumann (1661–1709), jonka kuvaa kuitenkin silloin tällöin hänen mineralogitäyskaimansa yhteydessä käytetään. Mineralogi Johann Georg Neumann ei myöskään ole sama mies kuin huomattavasti kuuluisampi saksalainen mineralogi Franz Ernst Neumann (1798–1895), jonka kunniaksi Neumannin viivojen löytäminen valitettavan monesti annetaan. Tämä virhe esiintyy ainakin useissa muutoin erittäin ansiokkaissa ja suosituissa O. Richard Nortonin (1937–2009) meteoriittikirjoissa. Oletankin, että tämä Nortonin lipsahdus on yleisen harhaluulon taustalla.

Neumann piti Wienin luonnontieteen ystävien viikkokokouksessa 21.1.1848 esitelmän nimeltään ’Structur des Braunauer Meteoreisens’ nykyiseen Tšekkiin vuonna 1847 pudonneen Braunaun rautameteoriitin rakenteesta. Kuuluisa itävaltalainen mineralogi Wilhelm Haidinger (Wilhelm Karl Ritter von Haidinger, 1795–1871) kokosi saman vuoden elokuussa  perustamansa ja johtamansa yhdistyksen julkaisuun ’Berichte über die Mittheilungen von Freunder der Naturwissenschaften in Wien (IV. Band. Nr. 1–6)’ tiivistelmät esitelmistä. Tuo ilmeisesti Haidingerin kirjoittama tiivistelmä on tiettävästi ensimmäinen kirjallinen maininta Neumannin viivoista. Jo siinä esitetään niiden syntyneen kaksostumalla.

Tiivistelmän lopussa kerrottiin varsinaisen tutkimusartikkelin olevan työn alla. Neumannin artikkeli ’Ueber die krystallinische Structur des Meteoreisens von Braunau’ ilmestyikin luultavasti jo vuonna 1849 Haidingerin toimittamassa lehdessä ’Naturwissenschaftliche Abhandlungen’ (muutamien lähes samannimisten lehtien vuoksi tätä kutsutaan joskus myös jälkiviisaasti nimellä ’Naturwissenschaftliche Abhandlungen Wien’). ”Luultavasti” siksi, että nykyisin helposti sähköisesti saatavilla oleva kirjamuotoinen yli 500-sivuinen kokoelmanide (Dritter Band in zwei Abtheilungen) on vuodelta 1850, mutta ilmeisesti lehtimuotoinen julkaisu tapahtui jo vuoden 1849 puolella. Vanhojen julkaisuvuosien selvittäminen tahtoo usein olla hieman hankalaa.

Laitetaanpa tähän loppuun vielä Neumannin piirroskaavio Braunaun meteoriitin Neumannin viivojen sijoittumisesta heksaedriin nähden, osin ihan vain siitäkin ilosta, että useimmat riittävän vanhat kuvat ja tutkimukset ovat kaikkien vapaasti ja luvallisesti käytettävissä.

---

Päivitys 27.5.2024: Korjattu Lieksan neljännen rautakappaleen eli Löpönvaaran löytöpäivä ja lisätty korjauksen yhteyteen linkki. Löpönvaara hyväksyttiin meteoriitiksi toukokuussa 2024. Asiasta kiinnostuneiden kannattaa ehkä lukaista siitä kirjoittamani blogiteksti. Saman jutun alaviitteissä käyn läpi lyhyesti myös löytöpäiväsekoilun.

---

Rashid ja Atlas – Arabiemiraattien kuumönkijä ja rakopohjaiset kraatterit

1.4.2023 klo 07.02, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: geofysiikka , Kraatterien morfologia , Kraatterit , Kuu , kuulennot , Nimistö , Tektoniikka , Vulkanismi

Kuun pinnalle ja sitä kiertämään suunnitellaan lähivuosina laukaistavaksi runsaasti kiertolaisia, laskeutujia ja mönkijöitä. Itse olen jo aikaa sitten pudonnut kärryiltä sen suhteen, mitä hanketta on lykätty kuinkakin paljon ja miten laskeutumisaluesuunnitelmat ovat muuttuneet.

Tällä hetkellä vahvin kandidaatti seuraavaksi Kuun pinnalta kuvia ja tutkimustuloksia lähettäväksi alukseksi on Yhdistyneiden arabiemiirikuntien Rashid-mönkijä. Viime joulukuussa SpaceX-yhtiön Falcon 9 -kantoraketilla avaruuteen laukaistun aluksen on määrä päätyä huhtikuun aikana, mahdollisesti 25.4.2023 japanilaisen ispace-yhtiön Hakuto-R-laskeutujalla pehmeästi Atlas-kraatteriin. Mikäli kaikki sujuu hyvin, ispacestä tulee ensimmäinen Kuuhun tai ylipäätään toiselle taivaankappaleelle onnistuneen laskeutumisen tehnyt yksityinen yhtiö ja Arabiemiirikunnista Yhdysvaltain, Neuvostoliiton ja Kiinan jälkeen neljäs valtio, joka on saanut kauko-ohjatun laitteen siirtymään Kuun pinnalla paikasta toiseen.¹

Hakuto-R:n kyydissä on itse asiassa kaksikin laskeutujaa. Länsimediassa Rashid on ”perinteisenä” mönkijänä saanut jonkin verran palstatilaa, mutta mukana on myös Japanin avaruushallinto JAXAn johdolla kehitelty minimönkijä Lunar Excursion Vehicle 2 (LEV-2). Siitä ei ole juuri kylillä huudeltu, mutta tietyissä piireissä se on varmasti Rashidiakin innostavampi värkki. Kyseessä on nimittäin erittäin jännä idea: LEV-2 on vain noin kahdeksan sentin läpimittainen 250 grammaa painava pallo, joka Kuun pinnalle laskeuduttuaan Transformersien tapaan muuttaa muotoaan ja ohjataan liikuskelemaan paikasta toiseen. LEV-2:n tiimissä onkin mukana Transformersit aikoinaan kehittänyt lelufirma Tomy.

Itse en ole nähnyt Hakuto-R:n laskeutumista seuraavien tapahtumien tarkkaa aikataulua, joten voi olla, että LEV-2 rullaa pinnalle ennen Rashidia. Tällöin tietysti Japani päihittää Arabiemiirikunnat pinnalla liikkuvan laitteen saamisessa Kuuhun. Hyötykuormana LEV-2:lla on kaksi kameraa, joten sen suora tieteellinen anti jää kameroiden näkymien analysoinnin varaan. Hyvin arvokasta sekin tietysti voi olla, tarkasta laskeutumispaikasta ja tuuristakin riippuen.

Hakuto-R on tällä ensilennollaan lähinnä ”vain” laskeutuja, jonka tehtävänä on paitsi todistaa, että Kuuhun laskeutumisen teknologiset haasteet eivät ole ylitsepääsemättömiä yksityisellekään toimijalle, myös ennen kaikkea toimittaa Rashid ja LEV-2 turvallisesti perille. Lisäksi Hakuto-R toimii mönkijöiden linkkimastona. Siinä on myös kanadalaisvalmisteinen kamera, jonka on tarkoitus lähinnä kuvata Rashidia ja LEV-2:ta. Hakuto-R:n ja LEV-2:n tapaan Rashid on ennen kaikkea avaruustekniikan demonstraatio ja Emiraattien osoitus teknologisesta ja taloudellisesta mahdistaan. Nelipyöräinen ja kymmenkiloinen Rashid on kuitenkin ihan pätevä tutkimuslaite eikä ”pelkästään” insinöörien taidonnäyte.

Rashidissa on kaksi² ranskalaisvalmisteista Full HD -tasoista CASPEX-kameraa. Samaan tekniikkaan pohjautuu myös NASAn Marsia tutkivan Perseverance-mönkijän SuperCam, joten Kuun pinnalta on lupa odottaa ainakin laatunsa puolesta erinomaisia näkymiä. Rashidin onnistuessa osan mediahuomiosta viekin varmasti kamerat rakentanut Ranskan avaruusjärjestö CNES. Kameroiden on tarkoitus toimia 8–10 päivää tutkien maisemia ja geologiaa, sekä Kuun hienorakeisen pinta-aineksen eli regoliitin ja mönkijän vuorovaikutusta ja pölyn kulkeutumista.

Rashidissa on myös kolmas ranskalaiskamera, Nancyssä sijaitsevassa Lorrainen yliopistossa kehitetty mikroskooppikamera, jolla suunnitelmien mukaan tutkitaan regoliitin rakennetta. Se kuvaa 4×5 cm:n alueen noin 25 mikrometrin tarkkuudella kuvapistettä kohti. Voisi kuvitella, että mikäli regoliitin sijasta kivenmurikka saadaan mikroskooppikameran näkökenttään, senkin kuvaaminen Rashidin tutkimusryhmälle kelpaa. Rashidin neljäs kamera taas on melko alhaisen erotuskyvyn lämpökamera, joka kartoittaa mönkijän lähiympäristön lämpötilaa senttimetrien tarkkuudella.

Kameroiden lisäksi Rashidin ainoa varsinainen tieteellinen tutkimuslaite on Arabiemiraattien, Oslon yliopiston ja Eidsvoll Electronicsin (EIDEL) tutkijoiden yhteistyönä rakentama Kuun plasman ja regoliittipölyn vuorovaikutusta tutkiva laite (multi-Needle Langmuir Probe, m-NLP). Se mittaa elektronien tiheyttä neljällä korkeudella noin 15–65 cm:n korkeudella pinnasta. Kuun pinnan yläpuolella pilvimäisinä muodostelmina leijailevaa, ilmeisesti sähköstaattisten voimien kannattelemaa ja mahdollisen riskitekijän muodostavaa pölyä on ihmetelty jo Surveyor- ja Apollo-lennoista lähtien. Silti sen muodostumista tai kulkeutumista Kuussa ei vieläkään ymmärretä. Koska Kuuhun on lähivuosina suuntaamassa runsaasti herkkiä tutkimuslaitteita ja myös jokunen monipuoliseksi kuututkijaksi koulutettu astronautti, voi m-NLP:n tuloksista olla merkittävästikin iloa niin tieteellisesti kuin tulevien laskeutumisalusten, mönkijöiden ja astronauttien turvallisuuttakin silmällä pitäen.

Euroopan avaruusjärjestö ESA on ollut tukemassa m-NLP:n kehitystä, mutta ESAlla on myös suorempi yhteys Rashidiin. Rashidin renkaissa on nimittäin eri materiaaleista koostuvia pieniä paneeleja, joista osan ESAn materiaalitutkijat hankkivat. Kokeessa on tarkoitus tutkia eri materiaalien kestävyyttä ja kuupölyn tarttuvuutta niihin. Koska ESA ei ole ollut mukana aiemmissa Kuuhun laskeutuneissa tai sen pinnalla kulkeneissa aluksissa, ovat Rashidin renkaiden testilevyt ensimmäinen ESAn ja siis suomalaisten veronmaksajien suora kosketus Kuun pintaan. Rashidin on suunniteltu kestävän vain yhden Kuun päivän eli 14 meikäläistä vuorokautta, eikä tuosta ajasta tietenkään todellisuudessa ajella paljoakaan. Siksi näin epäinsinööristä tuntuu melkoisen epätodennäköiseltä, että pelkkien valokuvien perusteella pystyttäisiin tekemään kovin pitkälle meneviä johtopäätöksiä materiaalien kulutuskestävyydestä Kuun olosuhteissa. Mutta tämäkin on askel eteenpäin, ja kun ESAlle tilaisuus tällaiseen tutkimukseen mukaan menemiseen tuli, oli toki vain järkevää tarttua siihen.

Atlaksen mytologiaa ja geologiaa

Niin astronautit kuin lähivuosien robottiluotaimetkin ovat pääsääntöisesti suuntaamassa Kuun eteläiselle napaseudulle. Rashid kuitenkin eroaa muista, sillä sen tähtäimessä oleva Atlas-kraatteri sijaitee Kuun lähipuolen koillisosassa. Kuuharrastajan kannalta tässä on tietenkin se mukava piirre, että Rashidin laskeutumisaluetta voi katsella helposti jo kiikarilla. Pienehköllä kaukoputkella sen geologisista pääpiirteistä pääsee aika helposti kärryille.

Kuun kraatterit on jo pitkään nimetty lähinnä tutkimusmatkailijoiden tai luonnontieteilijöiden mukaan. Kuun koillisosa on kuitenkin erikoislaatuinen poikkeus, sillä siellä on neljä suurta kraatteria, jotka ovat saaneet nimensä Kreikan mytologian hahmojen mukaan. Eräissä tarinoiden versioissa tosin ainakin kolmelle neljästä on annettu myös tähtitieteellisiä ansioita. Yksi näistä on Endymion, komea kuolevainen johon Kuun jumalatar Selene rakastui. Sen nimesi jo Michael van Langren vuonna 1645, kuten viime lokakuussa kirjoittelin. Syystä tai toisesta Giovanni Riccioli piti van Langrenin antamasta nimestä ja kenties siitä innostuneena antoi kolmelle muullekin saman seutukunnan kraatterille mytologiaan pohjautuvan nimen.

Mytologisen nelikon eteläisin jäsen on Cepheus, joka on paljon tutumpi tähdistönä – Kefeus oli Etiopian kuningas, Kassiopeian puoliso ja Andromedan isä – kuin kraatterina. Uroteoistaan ja Kefeuksen tavoin myös tähdistönä tunnettu Hercules taas on aivan taivaankannen kannattelijan Atlaksen vieressä Mare Frigoriksen eli Kylmyyden meren itäpään tuntumassa. Herkuleen ja Atlaksen sijoittaminen vieretysten tuntuu hieman julmalta Atlasta kohtaan, sillä Herkuleella ja Atlaksella oli omat kärhämänsä jo Herkuleen eläessä, ja kun Herkules kuoli, Atlas horjahti ja maailma järkkyi Olympos-vuorelle siirtyneen Herkuleen tuoman ylipainon vuoksi.

Kraatterina Atlas on erittäin mielenkiintoinen tapaus. Sen halkaisija on noin 88 km ja se syntyi myöhäisimbrisellä epookilla ollen nyt siis varhaisessa keski-iässä. Toisin kuin tavanomaisten kraattereiden tapauksessa, Atlaksen pohja ei kuitenkaan ole tasainen. Jos unohdetaan noin 800 m korkea keskuskohouma, ovat Atlaksen pohjan keskiosat noin 100–300 m korkeammalla kuin reunaosat. Pohja on siis kupera. Lisäksi sitä halkovat noin 1–2,5 km leveät ja pari–kolmesataa metriä syvät raot. Atlaksen pohjan raot tunnetaan nykyisin kollektiivisella nimellä Rimae Atlas.

Atlaksen kaltaisia kraattereita kutsutaan yksinkertaisesti rakopohjaisiksi kraattereiksi (engl. floor-fractured craters). Ne ovat törmäyskraattereita siinä missä kaikki muutkin Kuun suuret kraatterit. Ne ovat kuitenkin joutuneet Kuun sisäisten voimien muokkaamiksi. Rakopohjaiset kraatterit esiintyvät lähes aina Kuun merien lähistöllä, mutta niiden pohjat eivät ainakaan kokonaisuudessaan ole mare-basalttien peittämiä. Joskus pohjan raot ja/tai kuperuus ovat ainoa selkeä osoitus siitä, että kraatteria on sen synnyn jälkeen muokattu merkittävästi. Melko usein, kuten Alphonsus-kraatterin tapauksessa, rakoihin kuitenkin liittyy erittäin selväpiirteisiä vulkaanisia purkausaukkoja ja syvyyksistä pinnalle suihkunnutta tummaa tuliperäistä ainesta. Vastaavia tummia pyroklastisia läiskiä on pari kappaletta myös Atlaksen pohjalla. Niitä, kuten Kuun kaikkia värieroja, kannattaa katsella kutakuinkin täydenkuun aikaan.

Rakopohjaisten kraatterien synnyn yksityiskohdista käydään edelleen harvakseltaan keskustelua uusien tutkimusartikkelien muodossa. Perusidea on kuitenkin ollut selvillä jo kohta viisi vuosikymmentä: syviä törmäyssyntyisiä rakoja pitkin kraatterin alapuolelta on kohonnut magmaa. Se ei kuitenkaan ole noussut pintaan saakka vaan kohoaminen on tyssännyt jonkin matkaa pinnan alapuolelle. Siellä se on muodostanut muodoltaan hieman sienimäisen, niin sanottua lakkoliittia muistuttavan magmaintruusion. Se on pullistanut ja venyttänyt kraatterin pohjaa synnyttäen grabeneja eli hautavajoamia tai pienempiä rakoja.

Sanomattakin lienee selvää, ettei yksikään Apollo-lento sen paremmin kuin mikään aiempi miehittämätön laskeutuja tai mönkijä ole tutkinut yhtään rakopohjaista kraatteria paikan päällä. Tällaisia kraattereita ei myöskään maapallon pinnalta tunneta, joten Rashid tarjoaa ihmiskunnalla ensimmäisen lähinäkymän rakopohjaiseen kraatteriin.

Itselleni ei Rashid-uutisia ja kokousabstrakteja lukiessani ole missään vaiheessa käynyt selväksi, mikä lopulta oli syy Atlaksen valikoitumiseen Rashidin kohteeksi. Julkisuuteen ilmoitetun suunnitellun Hakuto-R:n laskeutumispaikan koordinaatit ovat 47,5°N 44,4°E. Tämä veisi Rashidin Atlaksen pohjan pohjoisosiin. Laskeutumisellipsin kokoa tosin ei ole silmiini osunut.

Laskeutumispaikan valintaa voi pitää melkoisen rohkeana. Alue on hieman tasaisempaa kuin suurempien rakojen kirjomat eteläinen, itäinen tai läntinen pohja, mutta pohjoisessakin maasto on kumpuilevaa, paikoin rakoillutta ja onpa lähistöllä lähes 4,5-kilometrinen nimetön hyvin nuori kraatterikin. Rashid voi aivan hyvin kohdata sen heittelettä, vallankin jos laskeutuminen tapahtuu vähänkään aiotuista koordinaateista länteen. Laskeutumisalue on myös lähellä Atlaksen pohjan pohjoisempaa pyroklastisen aineksen peittämää aluetta, tai määritelmästä riippuen jopa sen päällä. Joka tapauksessa alueella varmasti jonkin verran on syvältä Kuun sisuksista, todennäköisesti vaipasta saakka purkautunutta tuliperäistä ainesta.

Riippuen siitä kuinka lähelle nimetöntä pientä kraatteria, Atlaksen pohjoisreunaa tai jotain rakoa Hakuto-R laskeutuu, Rashidin ranskalaiskameroiden tallentamat maisemat voivat olla kuulaskeutumisten parhaimmistoa. Ainakaan basalttitasankojen loppumatonta piirteettömyyttä Rashid ei kohtaa. Toivotaan kuitenkin, että se osuu sen verran tasaiseen paikkaan, ettei laskeutuminen ainakaan alueen kivikkoisuuteen tai kuoppaisuuteen kirjaimellisesti kaadu.

Näin geologin näkökulmasta on harmillista, ettei Rashidiin onnistuttu saamaan ainuttakaan mittalaitetta, joka pystyisi analysoimaan pinnan kemiallista koostumusta. Mikäli esimerkiksi Rashidin renkaat ruopaisevat pinnan alta näkyville jotain erityisen kiinnostavaa vulkaanista ainesta, kuten Jack Schmitt hieman onnekkaastikin Apollo 17 -lennolla löysi oranssit lasipalloset kun oli saappaillaan ensin pöyhinyt pintaa, saataneen mikroskooppikameran kuvista kuitenkin pääteltyä jotain aineksen syntyyn liittyvistä prosesseista. Lasiahan ja ylipäätään mitä tahansa vulkaanista ainesta voi olla päätynyt pinnalle paitsi itse Atlaksen pohjan raoista myös tuoreen nimettömän kraatterin heitteleen mukana. Tuollaisen 4,5-kilometrisen kraatterin voi laskennallisesti olettaa nostaneen Atlaksen pohjalle ainesta parhaimmillaan jopa noin 500 metrin syvyydestä, joten niin pinnalle purkautuneita lasipalleroita kuin syvemmällä kiteytyneitä kiviä voi heitteleen mukana olla Rashidin näköpiirissä.

Kuten sanottu, en tiedä emiraattien tai heitä avustaneiden ranskalaisten perimmäistä syytä Atlaksen tai sen pohjoisen pohjan valinnalle Rashidin laskeutumispaikaksi. Jos geologialla on ollut mitään tekemistä valinnan kanssa – kuten tietysti luulisi ja toivoisi – on tuoreella törmäyskraatterilla ja sen syvyyksistä paljastamilla kivillä, samoin kuin tietysti pohjan raoista purkautuneella pyroklastisella aineksella kaiken järjen mukaan ollut huomattava painoarvo. Lisäksi 1970-luvulla tehdyn geologisen kartoituksen mukaan Rashidin laskeutumisalue on Atlasta nuoremman Herculeksen heittelekentän rajalla. Myöhemmissä tulkinnoissa tätä rajaa on tosin siirretty lännemmäksi Atlaksen pohjalla, mutta loppujen lopuksi sillä ei kovin suurta merkitystä liene, tavallisen ballistisen heittelentän raja kun on aina veteen piirretty viiva. 68-kilometrinen Hercules on ainakin laskennallisesti nostanut ainesta noin viiden kilometrin syvyydestä. Tällainen kiviaines, vallankin mikäli sen lähtöpaikka todellakin pystyttäisiin osoittamaan Herculekseksi, olisi geologeille erittäin kiinnostavaa.

Rashidilla ei siis työkaluja kunnolliseen geologiseen tutkimukseen valitettavasti mukanaan ole, mutta on helppo kuvitella, että tästä huolimatta lennon suunnittelijat ovat halunneet laskeutumisalueeksi geologisesti kiinnostavan paikan. Toivottavasti kaikki menee hyvin ja muutaman viikon kuluttua päästään näkemään, miltä Atlaksen pohjan geologia oikeasti lähietäisydeltä tarkastellen näyttää. Ja jospa samalla lopulta selviäisi sekin, mikä mahti Kuun pölyn oikein saa levitoimaan.

---

¹Kiinalaiset, vuosina 2013 ja 2019 laskeutuneet Yutu-mönkijät ovat tuoreimmat tapaukset. Ainoat niitä edeltäneet kuumönkjät olivat Neuvostoliiton Lunohod 1 ja 2 -alukset vuosina 1970 ja 1973. Ensimmäinen robottialus, joka hallitusti vaihtoi paikkaansa Kuun pinnalla, oli kuitenkin Yhdysvaltain Surveyor 6 -laskeutuja syksyllä 1967. Sen rakettimoottoreita käytettiin hallittuun laskeutujan paikan muuttamiseen osana Kuun pintaosien ominaisuuksia koskeneita tutkimuksia. Tuo ensimmäinen kuuloikka oli kuitenkin ihan suunnitellusti melko vaatimaton, noin 2,5 metriä.

²CNESin itsensä mukaan kameroita olisi kolme, mutta Rashidin valmistanut Emiraattien avaruuskeskus Mohammed Bin Rashid Space Centre puhuu tiedotteissaan koko ajan kahdesta. Varmaa tietoa minulla ei ole, mutta oletan, että myös Rashidin mikroskooppikamera pohjautuu CASPEXiin, jolloin molemmat väitteet olisivat kutakuinkin oikeassa.

---

Venus elää

28.3.2023 klo 06.41, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Tektoniikka , Tulivuoret , Venus , Vulkanismi

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.

---

Ceres – soodaa, suolaa ja salmiakkia

1.3.2023 klo 07.27, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: asteroidit , Aurinkokunta , Ceres , Kryovulkanismi , Vesi

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.

---

Iltatähden lumiraja

27.2.2023 klo 01.36, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Venus , Vuoristot

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 (Fe_1-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.

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.

---

Ryppyinen Kuu

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

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

Harjanteiden ulkonäkö

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Harjanteiden synty

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Harjanteet ja Kuun kehitys

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

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

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

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

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

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

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

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

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

---

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

---

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

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