Kraatterin reunalta

Tutankhamonin taivaalliset aarteet, osa 2

1.6.2022 klo 05.20, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Historia , Mineralogia , Shokkimetamorfoosi , Tektiitit , Törmäykset

Tutankhamonin rintakoru

Englantilaisen arkeologi Howard Carterin (1874–1939) vuosien työn tuloksena syksyllä 1922 löytämässä farao Tutankhamonin hautakammiossa oli itse hautaholvin ja käytävän lisäksi kolme huonetta. Eteishuone oli täynnä hujan hajan heiteltyjä arkipäiväisiä käyttötavaroita ja hautajaisrituaalin esineistöä. Tavarat olivat sekaisin ja osin rikki haudanryöstäjien jäljiltä. Eteishuoneesta pääsi pieneen sivuhuoneeseen ja itse hautakammioon, ja siitä edelleen Carterin aarrekammioksi nimeämään huoneeseen. Nimitys oli osuva, sillä upeimmat haudan yli 5000:sta esineestä oli varastoitu sinne. Varkaat olivat aarrekammiostakin vieneet pieniä koruja, mutta kaikkein kallisarvoisimmat aarteet olivat kaikesta päätellen yhä jäljellä.

Koska aarrekammio oli haudan perimmäinen huone, Carter pääsi tutkimaan sitä vasta talvella 1926–1927. Silloin aarrekammiosta löytyi myös korukivin koristeltu rintakoru.¹ Sen keskellä oli kellanvihreä siivekäs skarabee, joka kannattelee Horuksen silmää, sekä Auringon ja Kuun symboleja.

Skarabee oli muinaisessa Egyptissä tavallinen ja monikäyttöinen elämää symboloiva amuletti. Se kuvaa pyhää pillerinpyörittäjää, eli auringonjumala Ra:ta symboloivaa kovakuoriaista. Pillerinpyörittäjä valmistaa pyörittämällä lannasta ravinnokseen ja munimispaikakseen pallon, joka egyptiläisille symboloi Aurinkoa. Kovakuoriaisen lantapallon pyöritys taas kuvasi egyptiläisten mielestä Auringon vuorokautista liikettä taivaan poikki.

Tutankhamonin rintakorun kaunis kellanvihreä skarabee kiiltää kuin lasi ja on läpinäkyvä. Carter tulkitsi, että se oli valmistettu kalsedonista. Kalsedoni on melko tavallinen kvartsin mikrokiteinen muunnos, jota on käytetty korukivenä iät ja ajat.

Carter kuitenkin erehtyi. Totuus onkin paljon mielenkiintoisempi ja monimutkaisempi tarina kuin kukaan olisi tuolloin pystynyt aavistamaankaan.

Libyan merkillinen aavikkolasi

Ranskalainen Fulgence Fresnel (1795–1855) oli itämaiden tuntija ja kartoittaja. Nykyisin hänet muistetaan erityisesti Mesopotamian varhaisena tutkijana.² Vuonna 1846 Fresnel oli tutkimassa Libyan aavikkoa nykyisen Egyptin länsiosissa. Aavikolta hän löysi merkillisiä vihreitä lasinkappaleita, jotka hän tiettävästi myös mainitsi julkaisussaan neljä vuotta myöhemmin. Lasi ei kuitenkaan herättänyt tiedemaailmassa sen suurempaa kiinnostusta.

Siksi myöskään englantilaisen maanmittari, kartoittaja ja sotilas Patrick Andrew Clayton³ (1896–1962) ei liki 90 vuotta myöhemmin ollut kuullut Fresnelin lasilöydöstä. Hän vietti 1920–30-luvuilla parikymmentä vuotta kartoittaen Egyptin aavikkoalueita. Joulukuun 29. päivänä vuonna 1932 hänkin törmäsi aavikolla hiekkadyynien välissä vaaleanvihreisiin lasinpalasiin. Lasia löytyi pian runsaasti lisää. Suurimmat Claytonin löytämät kappaleet painoivat yli neljä kiloa. Hänen mukaansa lasia esiintyi ainakin 80×25 km:n laajuisella alueella.

Tieto Claytonin kiinnostavasta löydöstä levisi nopeasti lyhyinä tiedonantoina. Esimerkiksi heinäkuussa 1933 Nature-lehdessä julkaistiin maininta lasista. Siinä tätä Libyan aavikkolasia verrattiin Keski-Euroopan ja Australian tektiitteihin sekä vastikään Arabiasta löydetyn Wabarin törmäyskraatterikentän lasiin.

Naturen pikku-uutisessa ei ole kirjoittajan nimeä, mutta kyseessä oli todennäköisesti British Museumin kivikokoelman hoitaja, kraatteritutkimuksen pioneeri Leonard James Spencer (1870–1959). Seuraavana vuonna Clayton ja Spencer julkaisivat Mineralogical Magazinessa ensimmäisen varsinaisen tutkimusartikkelin aiheesta. Omassa osuudessaan Clayton totesi asiantuntijoiden lausuntoihin nojaten, että ihmiset olivat lohkoneet lasikappaleita kenties jo kivikaudella. Vaikkei asiaa järin paljon liene tutkittukaan, myöhemmät tutkijat ovat ainakin jakaneet Claytonin käsityksen.

Spencer puolestaan totesi lasin koostuvan lähes puhtaasta piidioksidista. Hän pohdiskeli lasin törmäyssyntyä, mutta kraatterin puute ja lasiesiintymän suuri koko olivat ongelmallisia. Tuolloin tunnetuista tektiiteistä Libyan aavikkolasi taas erosi etenkin lasikappaleiden suuren koon perusteella.⁴

Seuraavina vuosikymmeninä kävi yhä selvemmäksi, että Libyan aavikkolasi on muutenkin erilaista kuin tektiitit. Aavikkolasin sisällä on joskus nähtävissä virtauskuvioita, mutta lasinkappaleet eivät ole koskaan aerodynaamisesti muotoutuneita, toisin kuin tyypilliset tektiitit. Toinen merkittävä ero on koostumus. Tektiititkin ovat suurimmalta osin piidioksidia, mutta niissä on kuitenkin yleensä 10–30 % muutakin, toisin kuin Libyan aavikkolasissa. Ja vaikka aavikkolasissa on hyvin niukasti vettä, on sitä selvästi enemmän kuin tektiiteissä.

Libyan aavikkolasista löytyi myös lechatelieriittiä, eli kvartsista sulamalla muodostunutta lasia. Sen synnyn vaatimaa korkeaa lämpötilaa (vähintään n. 1550–1650°C) ei tavanomaisissa geologisissa prosesseissa esiinny, sillä kuumimmatkin laavat ovat yleensä ”vain” noin 1250-asteisia. Siksi lechatelieriittiä ei luonnossa esiinnykään muualla kuin salamaniskujen muodostamissa putkimaisissa fulguriiteissä ja törmäysprosesseissa. Ja jo Spencer totesi vuonna 1939 julkaisemassa artikkelissaan, ettei fulguriiteillä ja Libyan aavikkolasilla ole mitään tekemistä toistensa kanssa.

Toinen jo useita vuosikymmeniä tunnettu vahva viite Libyan aavikkolasin törmäyssynnyn puolesta on baddeleyiitti, jota saksalainen geologi Barbara Kleinmann löysi lasista vuonna 1968. Baddeleyiitti on harvinainen zirkoniumdioksidimineraali (ZrO₂), jota kyllä esiintyy muissakin geologisissa ympäristöissä, mutta kun sitä tavataan zirkonin (ZrSiO₄) hajoamistuotteena, on lämpötilan täytynyt olla lechatelieriitin vaatimuksiakin korkeampi eli yli 1750°C. Kleinmannin baddeleyiittilöydön jälkeen Libyan aavikkolasin törmäyssynty oli siis jo erittäin vahvalla pohjalla.

Vaikka Libyan aavikkolasi on pääosin puhdasta ja väriltään kauniin kellanvihreää, on siinä silloin tällöin havaittavissa tummia raitoja. 1980-luvun lopulta alkaen eräissä näistä raidoista on eri menetelmillä havaittu selvä geokemiallinen sormenjälki. Se osoittaa törmänneen kappaleen olleen todennäköisimmin kondriittinen kivimeteoriitti. Ikämääritykset puolestaan todistivat törmäyksen tapahtuneen noin 29 miljoonaa vuotta sitten.

Moninaisista todisteista huolimatta törmäystarinassa oli kuitenkin pari kiusallista ongelmaa: Libyan aavikkolasin esiintymisalueella ei ollut törmäyskraatteria, eikä alueen hiekasta tai hiekkivestä saa sulattamalla aikaiseksi lasin kemiallista koostumusta. Libyan puolella, noin 150 km aavikkolasin esiintymisalueesta länsilounaaseen on kuitenkin kaksikin törmäyskraatteria, eli noin 3,4-kilometrinen öljyfirman mukaan nimetty BP ja 18-kilometrinen Oasis. Hankaluutena on, ettei niidenkään kallioperän koostumus vastaa lasin koostumusta. Lisäksi etenkin BP on aivan liian pieni synnyttämään alkujaan melkoisen massiivisen heittelekentän 150 km:n päähän.

Kraatterin puutetta selittääkseen alkoivat 2000-luvun alussa etenkin John Wasson (1934–2020) ja Mark Boslough sekä yhdessä että erikseen tutkia, olisiko melko matalalla ilmakehässä räjähtävistä asteroideista tai komeetoista Libyan aavikkolasin synnyttäjäksi. Laskujen ja tietokonemallinnusten perusteella esimerkiksi 120-metrinen asteroidi voisi räjähtää kenties noin 15 km:n korkeudella. Tällöin useiden tuhansien asteinen lämpöpulssi voisi hyvinkin sulattaa maankamaran pintakerroksia jopa noin 10 km:n läpimittaiselta alueelta. Tämä tuntui selittävän puuttuvan kraatterin ja havaitut korkean lämpötilan indikaattorit oikein mukavasti. Laaja mediajulkisuus auttoi ideaa juurtumaan niin suuren yleisön kuin tutkijoidenkin mieliin parhaana tapana selittää Libyan aavikkolasin erikoisuudet.

Samoihin aikoihin Wassonin ja Boslough’n tutkimusten kanssa Barbara Kleinmann kuitenkin palasi aavikkolasin pariin. Vuonna 2001 hän kollegoineen julkaisi näin jälkikäteen ajatellen yllättävänkin vähälle huomiolle jääneen lyhyen artikkelin. Siinä hän esitti kiistattomat todisteet alueen hiekkakivikallioiden šokkimetamorfoosista: kvartsin šokkilamellit osoittivat, että Libyan aavikkolasin esiintymisalueen hiekkakivipaljastumat olivat kokeneet kohtalaisen, alle 20 GPa:n paineen. Epäselväksi kuitenkin jäi, olivatko kalliot esimerkiksi osa kulunutta kraatterin pohjaa vai kenties heittelettä. Kaukana kraatteri ei kuitenkaan voinut olla.

Muutaman viime vuoden aikana Libyan aavikkolasin šokkimetamorfoosin tutkimus on jatkunut. Vuonna 2019 lasin kemiaa ja isotooppikoostumusta pitkään ja syvällisesti tutkinut Christian Koeberl (1959–) toisti yhdessä Ludovic Ferrièren (1982–) kanssa Kleinmannin tutkimukset, ja sai myös samanlaiset tulokset. Heidän tulkintansa oli, että vaikka ilmaräjähdys voikin synnyttää riittävän korkean lämpötilan, se ei millään kykene aiheuttamaan kallioperään šokkimetamorfoosiin kykenevää paineaaltoa. Näin ollen alueella täytyy heidän mielestään olla lähes täysin kuluneen törmäyskraatterin jäänteet.

Tämä näkemys sai vahvistusta Koeberlin ja Aaron J. Cavosien tutkimuksesta, jossa he löysivät Libyan aavikkolasista niin kutsuttuja FRIGN-zirkoneja (former reidite in granular neoblastic zircon), jotka osoittivat šokkipaineen olleen vieläkin korkeampi, eli ainakin 30 GPa. Tällaiseen täräytykseen ei ainakaan nykytietämyksen valossa pelkkä ilmaräjähdys mitenkään pysty. Mutta eipä Koeberlillakaan ollut selitystä siihen, kuinka kraatteri hävitetään kokonaan näkyvistä, mutta jätetään valtavalle alueelle järjetön määrä törmäyslasin kappaleita.

Tällä hetkellä perinteisempi kraatteroitumismalli näyttää siis todisteiden valossa jyräävän ilmaräjähdysidean. Koostumusongelmat ja jo Spenceriä vaivannut kraatterin puute eivät kuitenkaan ole kadonneet mihinkään. Vaikka Libyan aavikkolasi onkin kiistatta törmäyssyntyistä ja kallioperä sen esiintymisalueella on myös kokenut šokkipaineen vaikutukset, kukaan ei siis edelleenkään tiedä, miten se oikeastaan sai alkunsa.

Skarabee ja aavikkolasi

Vuonna 1996 italialainen mineralogi Vincenzo de Michele (1936–) vieraili Kairon Egyptiläisessä museossa. Tutankhamonin rintakorua ihastellessaan hän pani merkille, että skarabee, jota Howard Carter oli pitänyt tavallisena kalsedonina, muistuttaakin hyvin suuresti Libyan aavikkolasia. Hän onnistui saaman tutkimusluvan ja osoitti pari vuotta myöhemmin julkaisemassaan lyhyessä artikkelissa skarabeen ja aavikkolasin optisia ominaisuuksia tutkimalla, että kyseessä on sama materiaali.⁵

Laajamittaisempi lasinvalmistus alkoi Egyptissä luultavasti suunnilleen 18. dynastian alussa eli vuoden 1550 eaa. paikkeilla. Pari sataa vuotta myöhemmin Tutankhamonin aikaan lasi ei siten enää ollut huippuharvinaista, mutta silti toki ylellisyystuote. Tutankhamonin haudasta löydettiinkin runsaasti erilaisia lasiesineitä. Näin ollen Egyptissä varmasti oli lasinkäsittelyyn erikoistuneita käsityöläismestareita, joilta Libyan aavikkolasikappaleenkin muokkaaminen kauniiksi skarabeeksi luonnistui.

Toisin kuin Tutankhamonin (tai oikeastaan hänen isoisänsä) rautatikarin kohdalla, emme kuitenkaan skarabeen tapauksessa tiedä, kuka Libyan aavikkolasia Thebaan yli 700 km:n päästä toi ja missä tarkoituksessa. Vietiinkö jo raakalasinpalanen faraolle tai hänen esikunnalleen ihasteltavaksi, vai vasta valmis skarabee? Ja tehtiinkö se vielä Tutankhamonin eläessä vai vasta hänen kuolemansa jälkeen? Vai oliko koko rintakoru rautatikarin tapaan perintö- tai kierrätyskalleus? Näihin kysymyksiin vastaaminen lienee vielä vaikeampi tehtävä kuin Libyan aavikkolasin syntyprosessin selvittäminen.

---

¹En tiedä miksi tuota suomeksi pitäisi nimittää. Englanniksi se kulkee nimillä breast plate ja pectoral.

²Hänen isoveljensä Augustin-Jean Fresnel (1788–1827) on vielä huomattavasti maineikkaampi, sillä hän oli eräs keskeisimmistä fyysikoista, jotka osoittivat valon olevan poikittaista aaltoliikettä. Hän myös mm. keksi majakoissa käytettävän Fresnel-linssin.

³Pat Clayton oli myös Michael Ondaatjen Englantilainen potilas -kirjan ja Anthony Minghellan samannimisen elokuvan Peter Madox -hahmon esikuva.

⁴Ranskalainen mineralogi ja geologi Alfred Lacroix (Francois Antoine Alfred Lacroix, 1863–1948) julkaisi isoina möykkyinä esiintyvien Muong Nong -tyypin tektiittien kuvauksen vasta vuosi Claytonin ja Spencerin artikkelin jälkeen.

⁵De Michele julkaisi artikkelinsa sen verran harvinaisessa lehdessä (Sahara), että en itse ole kyseistä artikkelia lukenut. Enkä usko, että kaikki siihen omissa artikkeleissaan viittaavat tutkijatkaan ovat juttua koskaan edes nähneet.

---

Tämä juttu ilmestyy aikanaan myös Hieman Kuusta -blogissani, koska niin ilmestyy ykkösosakin. Seuraavaa blogitekstiä saakin sitten odottaa tavanomaista pidempään, sillä kirjoittelussa seuraa näillä näkymin muutaman kuukauden kesätauko.

---

Tutankhamonin taivaalliset aarteet, osa 1

31.5.2022 klo 07.58, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Geokemia , Historia , Meteoriitit , Mineralogia

Tutankhamonin haudan löytyminen

Sata vuotta sitten, marrakuussa 1922, oli Howard Carterilla (1874–1939) jännät paikat. Carter oli jo nuorukaisena vuodesta 1891 alkaen toiminut Egyptissä arkeologeja avustaneena piirtäjänä ja oppinut sitten arkeologiksi ja egyptologiksi itsekin. Hän oli vuonna 1907 aloittanut lordi Carnarvonin (viides Carnarvonin jaarli George Edward Stanhope Molyneux Herbert, 1866–1923, Downton Abbey -tv-sarjasta monille tutun Highclere Castle -kartanon omistaja) palkkaamana egyptologina johtaen kaivauksia muinaisen Egyptin pääkaupungin Theban eli nykyisen Luxorin alueella.

Kuninkaiden laakso oli Egyptin Uuden valtakunnan ajan (n. 1550–1069 eaa.) faraoiden hautapaikka. Vuonna 1914 lordi Carnarvon sai luvan tehdä kaivauksia siellä. Ensimmäisen maailmansodan alkuunsa keskeyttämät tutkimukset pääsivät kuitenkin kunnolla vauhtiin Carterin johdolla vasta vuonna 1917.

Asiantuntijat, etenkin amerikkalainen miljonääri ja harrastajaegyptologi Theodore M. Davis (1838–1915) olivat aiemmin julistaneet Kuninkaiden laakson loppuunkalutuksi. Carter oli kuitenkin toista mieltä. Suurelta osin juuri Davisin rahoittamien kaivausten tuottamien löytöjen perusteella Carter  oli nimittäin vakuuttunut, että jossain Kuninkaiden laaksossa täytyi olla tuolloin erittäin heikosti tunnetun farao Tutankhamonin¹ (faraona n. 1332–1323 eaa. tai n. 1361–1352 eaa.) hauta.

Lordi Carnarvon oli pitkämielinen ja intohimoinen egyptologian tukija ja harrastaja, mutta kun vuosia kului eikä mainittavampaa edistystä tapahtunut, alkoi hänelläkin vuonna 1921 usko hiipua ja jatkuva rahanmeno hirvittää. Niinpä hän päätti kaivausten loppuvan vielä samana vuonna. Carter kuitenkin uskoi vakaasti olevansa oikeilla jäljillä ja lupasi kustantaa työt omasta taskustaan, mikäli edelleenkään ei löytyisi mitään mainittavampaa. Tämä teki vaikutuksen lordiin ja kaivauksia jatkettiin. Talvikauden 1922–1923 kaivaukset olisivat kuitenkin viimeiset, jonka lordi Carnarvon lupasi rahoittaa.

Marraskuun neljäntenä päivänä vuonna 1922 Carterin palkkaama paikallinen, ilmeisesti jälkipolville tuntemattomaksi jäänyt vedenkantajapoika törmäsi maan alle johtavien portaiden ylimmäiseen portaaseen. Paikka oli vain parin metrin päässä kohdasta, johon Davis oli aikoinaan lopettanut omat kaivauksensa. Myös Carter itse oli pyörinyt samoilla kulmilla jo aiempina vuosinaan. Portaat puhdistettiin nopeasti irtokivistä ja oviaukko paljastui. Carter saattoikin kirjoittaa kenttäpäiväkirjaansa pokkkeuksellisen lyhyen ja ytimekkään toteamuksen: ”Hautakammion ensimmäiset portaat löydetty.”²

Carter sähkötti löydöstä lordi Carnarvonille Englantiin. Carnarvon seurueineen matkusti Egyptiin ja 26.11.1922 hänestä ja Carterista tuli yhdessä Carnarvonin tyttären lady Evelyn Herbertin (Evelyn Leonora Almina Beauchamp, 1901–1980) ja Carterin avukseen kutsuman kollegansa Arthur Robert Callenderin (1875–1936) kanssa kolmeentuhanteen vuoteen ensimmäiset ihmiset, jotka olivat nähneet Tutankhamonin kulta-aarteiden täyttämän hautakammion.³

Hyvin nopeasti Tutankhamonin hautakammio paljastui muiden faraoiden hautojen tapaan jo pian hautaamisen jälkeen ryöstetyksi. Ryöstöjä oli itse asiassa kaksikin, mutta molemmat jäivät syystä tai toisesta lähinnä surkeiksi ryöstöyrityksiksi. Siksi hautakammiokompleksista löydettiin tuhansittain satumaisen arvokkaita esineitä, Tutankhamonin muumion kultanaamio näistä kuuluisimpana. Tätä lordi Carnarvon ei kuitenkaan itse ehtinyt nähdä, sillä Tutankhamonin sarkofagi avattiin vasta lokakuussa 1925. Lordi Carnarvon oli kuollut jo huhtikuussa 1922 tulehtuneen hyttysenpiston aiheuttaman bakteeri-infektion (erysipelas) komplikaatioihin (eikä muumion kostoon, vaikka viihdeteollisuus silloin ja yhä edelleen niin haluaa uskotella).

Gerzehin rautahelmet ja Tutankhamonin tikari

Rautakauden alun ajankohdasta Egyptissä ja sen lähialueilla liikkuu monenlaisia käsityksiä. Joidenkin lähteiden mukaan raudan valmistus rautamalmista opittiin Lähi-idän alueella suunnilleen Tutankhamonin valtakaudella tai pian sen jälkeen, toisten mukaan taas vasta noin 500–600 vuotta ennen ajanlaskumme alkua. Toisaalta rautaa on löydetty myös Kheopsinin eli Khufun pyramidista Gizasta vuoden 2560 eaa. paikkeilta. Erittäin harvinaista metallista rautaa tuotiin Anatoliasta Egyptiin vasta 1200-luvulla eaa. Rautahelmiä on kuitenkin löydetty jo esidynastisen ajan haudoista yli viidentuhannen vuoden takaa. Miten moinen on mahdollista?

Gerzehissä⁴ Kairon eteläpuolella on liki 300 esihistoriallista hautaa. Vuonna 1911 kahdesta haudasta löydettiin helmiä, joista toiset olivat olleet vainajan kaulalla ja vyötäröllä, toiset vainajan käsissä. Ketjuissa olleet helmet koostuivat kullasta, lapislatsulista, karneolista ja akaatista. Toisen vainajan käsissä olleissa helmissä oli vielä laajempi valikoima kallisarvoisia korukiviä: lapislatsulia, obsidiaania, karneolia, granaattia, serpentiiniä, kalsedonia, kalsiittia ja kultaa sekä vuolukiveä. Lisäksi niin ketjuissa kuin käsissäkin oli rautahelmiä.

Noin puolitoista senttiä pitkiä putkimaisia rautahelmiä arveltiin jo pian löydön jälkeen meteoriittiraudasta tehdyiksi. Kuitenkin vasta vuonna 2013 kaksi toisistaan riippumatonta tutkimusryhmää osoitti eri analyysimenetelmiä käyttäen oletukset tosiksi. Diane Johsonin johtama ryhmä sai määriteltyä, että kyseessä oli rakenteellisen luokittelun perusteella tyypillisin rautameteoriitti eli oktaedriitti.⁵ Thilo Rehrenin johdolla tehdyssä tutkimuksessa meteoriittitulkinta sai vahvistusta helmien korkeasta germanium-pitoisuudesta.

Erojakin tutkimusryhmien tulkinnoissa oli. Johnsonin näkemyksen mukaan Gerzehiksi nimettyä rautameteoriittia oli työstetty ainoastaan kylmänä. Rehrenin ryhmän tulkinta puolestaan oli, että runsaan nikkelipitoisuutensa vuoksi meteoriittirauta olisi ollut liian haurasta, jotta se olisi kylmänä kestänyt takomisen millin–parin paksuiseksi levyksi ja sen taivuttamisen putkeksi. Olipa työstömenetelmä mikä hyvänsä, Gerzehin helmet ovat kuitenkin vanhin todiste raudan käytöstä muinaisessa Egyptissä. Samalla niiden esiintyminen kullan ja muiden kallisarvoisten korukivien kanssa osoittaa, että rautaa pidettiin poikkeuksellisen arvokkaana materiaalina.

Rautameteoriitit sisältävät huomattavasti runsaammin nikkeliä kuin maapallolla hyvin harvinainen metallinen rauta tai rautamalmista jalostettu rauta. Maalliseenkin rautaan voi kuitenkin joskus harvoin esimerkiksi rauta- ja nikkelipitoisen kuparimalmin rikastamisen yhteydessä päätyä enemmän nikkeliä kuin siinä alkujaan oli. Siksi pelkkä kohonnut nikkelipitoisuus ei ole vedenpitävä todiste rautameteoriittikandidaatin tai raudasta valmistetun vanhan esineen avaruudellisesta alkuperästä. Ja kun kyse on korvaamattoman arvokkaista arkeologisista löydöistä, esinettä vahingoittavat analyyttiset menetelmät eivät ole mahdollisia eikä tutkimusluvan saaminen tämän vuoksi ole järin helppoa. Siksi vuonna 2013 tunnetuista 28:sta muinaisegyptiläisestä nikkelipitoisesta rautaesineestä vain Gerzehin helmet olivat todistetusti meteoriittista alkuperää.

Nikkelipitoisista rautaesineistä kuuluisimman löysi jo Howard Carter Tutankhamonin haudasta. Avattuaan Tutankhamonin sarkofagin vuonna 1925 hän löysi kaksi tikaria. Muumion vatsan päälle aseteltu tikari oli valmistettu kokonaan kullasta. Myös faraon oikean reiden päällä olleen tikarin lapislatsulilla, karneolilla ja malakiitilla koristeltu kahva oli tehty kullasta, mutta terä oli rautaa. Sen on ainakin jo viimeiset viitisenkymmentä vuotta uskottu olevan meteoriittista alkuperää, vaikkei analyysituloksia tai -menetelmiä aikoinaan julkaistukaan. Varmuus asiasta on kuitenkin saatu vasta viime vuosina.

Vuonna 2016 Daniela Comellin vetämä ryhmä julkaisi ensimmäiset kunnolliset geokemialliset analyysitulokset Tutankhamonin rautatikarista. Niiden mukaan tikarin metallissa on noin 11 painoprosenttia nikkeliä ja puolisen painoprosenttia kobolttia. Nikkeliä on enemmän kuin missään ihmisten ennen 1800-lukua rautamalmista valmistamissa rautaesineissä, mutta rautameteoriitille se on aivan normaali pitoisuus. Vähintään yhtä oleellinen todiste on, että nikkelin ja koboltin suhde vastaa täysin rautameteoriiteille tyypillistä suhdetta.

Viimeisin artikkeli Tutankhamonin rautatikarista julkaistiin huhtikuun Meteoritics & Planetary Science -lehdessä. Takafumi Matsuin johdolla tehty tutkimus vahvisti Comellin ryhmän tulokset terän nikkeli- ja kobolttipitoisuuksista. Lisäksi uudet analyysit entisestään varmistavat sen meteoriittista alkuperää ja antavat kiehtovia viitteitä sen valmistuksesta ja päätymisestä Tutankhamonin arkkuun.

Matsui kollegoineen pani merkille, että vaikka terä ei ole ruostunut, siinä on kuitenkin jonkin verran tummia pisteitä ja läikkiä, jotka eivät ainakaan vajaan sadan vuoden aikana ole muuttuneet miksikään. Niiden kohdilla terän rikki- ja klooripitoisuudet olivat selvästi kohonneet. Nämä havainnot sopivat hyvin rautameteoriiteissa tavallisten troiliittisulkeumien ja rautameteoriittien yleisen rapautumistuotteen akaganeiitin aiheuttamiksi.    

Mielenkiintoisin Matsuin ja kollegoiden tulos saatiin terän nikkelin jakaumakartasta. Siinä nähtiin noin millimetrin levyisiä lamellimaisia rakenteita. Ne ovat Matsuin artikkelin mukaan todennäköisimmin jäänteitä oktaedriitti-tyypin rautameteoriiteille ominaisesta Widmanstättenin rakenteesta. Säilynyt Widmanstättenin rakenne yhdessä troiliittisulkeumien kanssa osoitti, että terää työstettäessä sen lämpötila on ollut korkeintaan 700–950°C:n tienoilla.

Terän ohella Matsui kollegoineen analysoi myös tikarin kahvaa. Sen kullassa oli poikkeuksellisen runsaasti kalsiumia, mutta ei rikkiä. Tämä viittaa siihen, että kahvan koristeiden kiinnityksessä ei käytetty orgaanista liimaa tai kipsilaastia, vaan kalkkilaastia. Tähän vaadittua teknologista osaamista ei kuitenkaan Egyptissä ollut vielä Tutankhamonin aikaan. Sen sijaan kalkkilaastin käyttö kultakoristeiden valmistuksessa tunnettiin noihin aikoihin Mitannin valtakunnassa nykyisen Syyrian ja Turkin seuduilla.

Tikarin Mitannilaista alkuperää tukevat vahvasti myös kirjalliset todisteet. Amarnan kirjeinä tunnettu kasa savista diplomaattipostia nimittäin kertoo, kuinka Mitannin kuningas Tusratta naitti tyttärensä Taduhepan farao Amenhotep III:lle eli Amenofis III:lle (faraona ehkä n. 1386–1349 eaa. tai 1388–1350 eaa.). Kultakahvainen rautatikari on kuvattu virkamiesmäisen tarkasti kahdessakin Amarnan kirjeessä, joissa luetteloidaan Tusrattan häälahjoja tulevalle vävypojalleen. Amenhotep III oli todennäköisesti Tutankhamonin isoisä, joten on varsin helppo kuvitella, että yllättäen kuollut ja hätäisesti haudattu nuori farao sai matkalle tuonpuoleiseen mukaan vaarivainaansa puukon, semminkin kun arvoesineiden, arkkujen ja hautojenkin kierrätys oli tuolloin melko yleinen käytäntö.

Tutankhamonin tikarin meteoriittista alkuperää voi siis uusimpien tutkimusten valossa pitää varmana. Vaikuttaa myös uskottavalta, että oktaedriitti-meteoriitti, josta tikarin terä valmistettiin, putosi jonnekin nykyisen Syyrian pohjoisosien tai Turkin kaakkoisosien tienoille, tai ainakin tikari valmistettiin siellä.

Muinaiseen Egyptiin ja rautameteoriitteihin liittyy vielä yksi mielenkiintoinen sivuhaara. Vain muutama kymmenen vuotta Tutankhamonin kuoleman jälkeen alkaneen 19. dynastian aikana rautaa merkitsemään vakiintui uusi hieroglyfi, joka tarkoitti ”taivaan rautaa” tai ”rautaa taivaasta”.⁶ Lisäksi samoihin aikoihin kirjoitettiin ilmeisesti Karnakin temppelissä Thebassa teksti, jonka on tulkittu kuvaavan meteoriittia. Näillä perustein on ajateltu, että egyptiläiset tiesivät rautaa joskus putoavan taivaasta. Sikäli kun tämä oletus pitää paikkansa, egyptiläiset tunsivat meteoriittien taivaallisen alkuperän kahdeksansataa vuotta ennen kuin ensimmäiset luotettavahkot kreikkalaiskuvaukset meteoriiteista kirjoitettiin. Siihen että länsieurooppalainen ”sivistyneistökin” tämän oivalsi, menikin sitten aikaa yli kolmetuhatta vuotta.

---

Howard Carter löysi Tutankhamonin haudasta myös toisen kauniin ja kiinnostavan esineen, jonka alkuperä on avaruudellinen. Se on tarinan kakkososan aiheena.

---

¹Käytän selvyyden vuoksi Tutankhamonista tätä ainakin omalle ikäpolvelleni tutuinta nimeä. Alkujaan Tutankhamonin nimi oli Tutankhaten, mutta hänen isäoletettunsa, kerettiläisfarao Ekhnatonin eli Ahenatenin eli Akhenatenin eli Amenhotep IV:n kuoleman jälkeen hän muutti nimensä Tutankhamoniksi. Tutankhamonin nimi esiintyy joskus suomeksikin muodoissa Tutankhamen ja Tutankhamun, ja tavuviivoitettuja versioita esiintyy myös runsain mitoin. Kaikki kuitenkin tarkoittavat samaa nuorena hallinnutta ja kuollutta faraota.

²”First steps of tomb found.”

³Carter porasi ensin hautakammion oveen reiän, josta kurkisteli sisään lepattavan kynttilän valossa. Carterin vastaus malttamattoman lordi Carnarvonin kysymykseen siitä, näkeekö hän sisällä mitään, oli yksinkertainen ja lienee arkeologian kuuluisimpia lausahduksia: ”Yes, wonderful things!”

⁴Eli el-Gerzehissä eli el-Girzehissä eli El Gerzessä eli al-Girzassa eli Girzassa eli Jirzahissa.

⁵Tarkemmin sanottuna hienorakenteisin sellainen, eli rakenneluokaltaan Off.

⁶Myös heettiläisten ja babylonialaisten kielissä sanat rauta ja taivas olivat ilmeisessä yhteydessä toisiinsa.

---

Tämä juttu ilmestyy lähipäivänä hieman pidempänä, mutta meteoriittien kannalta täysin epäoleellisen sivuraiteen sisältävänä versiona myös Hieman Kuusta -blogissani.

---

Rikinkatkuinen henkäys ja harjanteiden synty Iossa

30.4.2022 klo 15.33, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Aurinkokunta , Dyynit , Io , Komeetat , Mars , Pluto , Sedimentaatio , Titan , Venus

Ampumaleiri Lohtajalla. Tapani Kansan komeasti tulkitsema Kalajoen hiekat. Haukiputaan Virpiniemen hyppyrimäet. Frank Herbert, David Lynch ja Denis Villeneuve. Mitä näillä kaikilla on yhteistä?

Vastaus kysymykseen on tietenkin dyynit. Ne ovat tuulen rakeisesta aineksesta kasaamia kumpuja tai harjanteita. Joidenkin määritelmien mukaan tosin mikä tahansa virtaava aine, kuten vaikkapa vesi, voi kasata dyynejä. Dyyneille ominaista on, että niillä on jyrkkä suojasivu (siis myötätuulen puolella oleva sivu) ja loivapiirteisempi vastasivu. Ne syntyvät saltaatioksi kutsutussa prosessissa, jossa partikkelit kohoavat ilmaan, lentävät tuulen mukana lyhyen matkan, putoavat alas ja odottelevat seuraavaa lyhyttä hypähdystään.

Dyyniaines on raekooltaan yleensä hiekkaa, eli jyvästen läpimitta on suunnilleen sadasta mikrometristä pariin milliin. Sen ei kuitenkaan tarvitse olla koostumukseltaan tavallista silikaattisesta kiviaineksesta peräisin olevaa hiekkaa eli lähinnä kvartsia, kuten yleensä ajatellaan, vaan muukin koostumus käy. Esimerkiksi Yhdysvaltain New Mexicon osavaltiossa sijaitsevassa White Sandsin kansallispuistossa kyseessä on kipsi. Käytännössä kaikki suomalaisetkin ovat kohdanneet dyynejä, vaikkeivat olisi koskaan käyneet esimerkiksi Porin Yyterissä, Lohtajalla, Kalajoella, Virpiniemessä tai Enontekiön Hietatievoilla. Tuulen kasaamat lumikinokset ovat nimittäin syntytavaltaan dyynejä, vaikkei niitä sellaisiksi yleensä mielletäkään.

Dyynit ovat tuttuja myös monille planeettatutkijoille. Aurinkokunnassa niitä esiintyy yllättävältäkin tuntuvissa paikoissa, ja niitä on ihasteltu ja ihmetelty jo puoli vuosisataa.

Mars

Maapallon jälkeen tunnetuimmat aurinkokunnan dyynit sijaitsevat Marsissa. Sen pohjoista napajäätikköä kiertävä valtaisa dyynimeri havaittiin jo 50 vuotta sitten Mariner 9 -luotaimen kuvista. Myös eteläisellä napa-alueella on suuri, vaikkakin pohjoista pienempi dyynikenttä. Dyynejä kuitenkin esiintyy kaikkialla Marsissa, tyypillisimmin törmäyskraatterien pohjilla. Maapallon dyyneihin tottuneille ne ovat silmiinpistävän tummia, sillä Marsista puuttuu meikäläisten dyynien tyypillisin rakennusaine, kvartsi, lähes kokonaan. Ne koostuvatkin pääasiassa basalttisesta hiekasta, mutta mukana on jonkin verran myös sulfaatteja kuten kipsiä. Muutoin Marsin dyynit ovat mittasuhteiltaan ja olemukseltaan hyvin paljolti Maan dyynien kaltaisia.

Venus

Sisarplaneettamme tunnetaan tulivuoristaan ja valloilleen päässeestä kasvihuoneilmiöstä, mutta siellä on myös dyynejä. Niitä tosin ei ole kovin runsaasti: laajempia dyynikenttiä on löydetty ainoastaan parilta alueelta. Näiden lisäksi muutamalta seudulta on paikannettu mikrodyynejä tai kareita, joiden olemassaolo on tosin vain päätelty tutkaheijasteen ominaisuuksista, sillä ne ovat liian pieniä, jotta niiden muodot voitaisiin nähdä Magellan-luotaimen tutkan erotuskyvyllä. Venuksen dyynien havaittu vähäisyys on hieman kummallista. Osittain siihen saattaa vaikuttaa tutkan kuvausgeometria, mutta enimmäkseen syyt lienevät aivan todellisia ja liittynevät vähäiseen hiekan määrään ja hiljaiseen tuulennopeuteen (n. 1–2 m/s) Venuksen pinnalla.

Titan

Aurinkokunnan toiseksi suurin kuu, Saturnuksen Titan, on paksun kaasukehän peitossa. Siksi sen pintaa on Venuksen tavoin pystytty parhaiten kuvaamaan tutkan avulla. Cassini-luotaimen tutka paljasti päiväntasaajan molemmin puolin 30:nnelle leveyspiirille asti ulottuvat vyöhykkeet, jotka ovat valtavien, jopa 1–2 km leveiden, satoja kilometrejä pitkien ja satakunta metriä korkeiden dyynien peitossa. Dyynit kattavat 17 % Titanin pinnasta eli noin 14 miljoonaa neliökilometriä, toisin sanoen puolitoista kertaa Saharan kokoisen alueen.¹ Dyynit koostuvat kaasukehästä tiivistyneistä hiilivedyistä, jotka ovat muodostaneet noin millin läpimittaisia jyväsiä. Ne ovat sitten aikojen saatossa kasautuneet Titanin hiljaisessa, vain noin metrin sekunnissa puhaltavassa tuulessa mahtaviksi tuulen suuntaisesti asettuneiksi pitkittäisdyynikentiksi.

Pluto

New Horizons -luotaimen ohilennollaan kesällä 2015 ottamat kuvat Plutosta sisälsivät toinen toistaan hämmästyttävämpiä piirteitä. Yksi yllätyksistä oli dyynien ja muiden tuulen toiminnan merkkien esiintyminen. Dyynejä löydettiin lähinnä Sputnik Planitian länsiluoteisen reunan tuntumasta Al-Idrisi Montesin juurelta. Dyynien harjanteet seuraavat toisiaan noin 0,4–1 km:n välein ja peittävät vähintään 75 km:n läpimittaisen alueen. Ne koostuvat parin–kolmensadan mikrometrin läpimittaisista metaanijään kappaleista, joita Al-Idrisi -vuoristosta alaspäin valuvat, korkeintaan 10 m/s puhaltavat tuulet kuljettavat. Tuulet jaksavat siirtää Pluton metaanipartikkeleja, mutta niiden pinnalta nousemiseen tarvittaneen lisäpotkua. Sitä tarjonnee iltapäivän auringonpaisteessa kylpevän tasangon typpi- ja metaanijään sublimoituminen eli muuttuminen suoraan kaasumaiseksi. Kaasupurkaukset siis nostavat jääpartikkelit ylös ja painovoiman ajamat tuulet liikuttavat niitä eteenpäin, synnyttäen lopulta tuulensuuntaan nähden poikittaisten dyynien kentän.

Komeetta 67P/Churyumov–Gerasimenko

Euroopan avaruusjärjestön Rosetta-luotain tarjosi ensimmäiset todella yksityiskohtaiset näkymät komeetan pinnasta, kun se kiersi 67P/Churyumov–Gerasimenkoa vuosina 2014–2016. Jälleen kerran luontoäiti pääsi yllättämään tutkijat, sillä jo pelkästään 67P:n geologia osoittautui monimuotoisemmaksi kuin oltiin oletettu. 67P:n pinnalla esiintyy myös dyynimäisiä harjanteita, joiden muoto muuttui merkittävästi niiden kahden vuoden aikana, jolloin Rosetta 67P:tä kiersi. Dyynit esiintyvät noin 7–18 metrin välein ja ovat parhaimmillaan parisen metriä korkeita. Samoin kuin Pluton tapauksessa, dyynejä muodostavat partikkelit kohoavat komeetan pinnasta Auringon lämmön saadessa jään sublimoitumaan. Partikkeleja vaakasuunnassa siirtävien tuulten syntytapa on kuitenkin toinen: tuuli puhaltaa 67P:n yö- ja päiväpuolten suurten lämpötilaerojen aiheuttaman paine-eron vuoksi.

Dyynejä Iossa?

Io on Jupiterin suurista kuista sisin. Se on vulkaanisesti aktiivisin kappale koko aurinkokunnassa. Jatkuvien, jo vuonna 1979 Voyager 1 -luotaimen ohilennolla havaittujen tulivuorenpurkausten vuoksi Ion pinta uudistuu jatkuvasti. Siksi se on ainoa tuntemamme tarkasti kuvattu kiinteäpintainen kappale, josta ei ole löydetty ainuttakaan törmäyskraatteria.

Ion vulkanismi johtuu sitä vatkaavista vuorovesivoimista. Io on lähes saman kokoinen kuin Kuu ja kiertää Jupiteria suunnilleen samalla etäisyydellä kuin Kuu Maata. Jupiter on kuitenkin 318 kertaa niin massiivinen kuin Maa ja Io kiertää Jupiterin vain reilussa 42 tunnissa, joten Jupiterin Ioon kohdistama vuorovesivoimien höykytyskin on ihan toista luokkaa. Lisäksi Ion kiertoaika on resonanssissa lähimpien muiden suurten kuiden eli Europan ja Ganymedeen kiertoaikojen kanssa, mikä tekee Ion radasta hieman elliptisen. Tämä entisestään vahvistaa vuorovesivoimien vaikutuksia. Niinpä Ion kallioperä liikkuu pystysuunnassa noin 100 m. Vertailun vuoksi: niin Maassa kuin Kuussakin vastaava vuorovesivoimien aiheuttama kallioperän liike on vain puolisen metriä. Tästä jatkuvasta muodonmuutoksesta syntyvä kitkalämpö on pohjimmiltaan syynä Ion ylettömälle tuliperäiselle aktiivisuudelle.

Näin valtaisat vuorovesivoimat voivat myös synnyttää tektonisia rakenteita Ion kallioperään. Galileo-luotaimen tarkimmissa kuvissa nähtiinkin pisimmillään muutaman kilometrin mittaisia ja noin 0,1–1 km:n välein esiintyviä harjanteita, joiden korkeus on ehkä joidenkin kymmenien metrien luokkaa. Kymmenien kilometrien läpimittaisten harjannekenttien yksittäisillä harjanteilla on aina yhdenmukainen suuntaus. Harjanteet olivat myös jopa Ion mittakaavassa erittäin nuoria, sillä mikään muu kerrostuma ei näyttänyt peittävän niitä.

Harjanteissa havaitut suuntaukset osoittautuivat enimmäkseen samoiksi, joita vuorovesivoimien synnyttämien harjanteiden teorian mukaan pitäisikin noudattaa. Esimerkiksi päiväntasaajan lähistöllä olevat harjanteet ovat joko itä–länsi- tai pohjois–etelä-suuntaisia. Tätä on pidetty osoituksena harjanteiden tektonisesta ja siis vuorovesivoimiin kytkeytyvästä alkuperästä. Mikään ei kuitenkaan selitä, miksi jokin tietty päiväntasaajan seudun harjannekenttä on juuri itä–länsi-suuntainen eikä pohjois–eteläinen (tai toisinpäin), sillä sen kallioperässä vaikuttavat molemmat jännityssuunnat. Mallissa on siis runsaasti aukkoja, mutta parempaakaan ei ole keksitty.

Harjanteiden nähtiin kuitenkin jo varhain olevan melkoisesti dyynien kaltaisia. Tektoninen synty vaikutti silti todennäköisemmältä, sillä Ion mitättömän kaasukehän paine on maksimissaankin vain miljardisosa Maan ilmanpaineesta, eli yksi nanobaari. Vaikka Ion yö- ja päiväpuolen lämpötilaeroista johtuvat tuulet puhaltavatkin jopa 300 m/s, lähes olemattomasta paineesta johtuen saltaation ei uskottu voivan olla mahdollista, sillä pinnasta ei tuollaisella nopealla mutta ponnettomalla tuulella mitenkään saatu nousemaan hiekanjyväsiä ylös.

Huhtikuussa Nature Communications -verkkolehdessä julkaistu George D. McDonaldin johdolla tehty tutkimus Aeolian sediment transport on Io from lava–frost interactions esittelee uuden mallin, jolla saltaatio ja sen myötä dyynit voisivat olla Iossa sittenkin mahdollisia. McDonald kollegoineen havaitsi, että Ion harjanteet tuppaavat olemaan lähellä tulivuoria.² Oleellista mallille lisäksi on, että Ion pinnasta suurin osa on rikkidioksidin peitossa. Kerros ei liene kovin paksu, ehkä pari–kolmekymmentä senttiä tai puolisen metriä.

Kun tulivuoresta valuva kuuma laavavirta kohtaa tällaisen rikkidioksidikuoren, alkaa rikkidioksidi höyrystyä nopeasti. Tästä seuraa kaasupurkauksia, jotka riittävät nostamaan rikkidioksidijyväset ylös. Kun kaasukehä on paikallisesti itse tulivuorenpurkauksen ja tällaisten laavan ja rikkidioksidikerroksen vuorovaikutuksessa purkautuvien kaasuejn ansiosta myös hieman tavallista tiheämpi, riittää McDonaldin ryhmän laskujen mukaan siinä vääntöä tarpeeksi, jotta rikkidioksidihiekka saadaan etenemään pomppimalla. Näin heidän mukaansa saataisiin Ion pinnalle syntymään dyynejä.

McDonaldin ryhmä onnistui myös mittaamaan eräiden harjanteiden topografiaa. Niiden toisen sivun huomattiin olevan loivempi kuin toisen. Tämä sopii ajatukseen, että harjanteet olisivat poikittaisdyynejä. Lisäksi harjanteiden korkeuden ja leveyden suhde, samoin kuin muut mitattavissa olleet ominaispiirteet, vastasivat poikittaisdyynejä.

McDonaldin tutkimusryhmällä on siis kasassa aikaisempien epämääräisten havaintojen tueksi mittauksia, jotka sopivat poikittaisdyyneihin. Lisäksi heillä on ensimmäistä kertaa osoittaa uskottava mekanismi, jolla Ion pinnan hiekanjyvät saadaan kohoamaan riittävästi ylös, jotta vallitsevat tuulet voivat alkaa kasata niitä dyyneiksi. Riittävän laadukasta kuva-aineistoa harjanteista on kuitenkin valitettavan vähän, joten täyttä varmuutta harjanteiden synnystä ei vielä ole. McDonaldin ja kollegoiden havainnot ja syntymalli vaikuttavat kuitenkin erittäin lupaavilta.

Joka tapauksessa tämä on tarpeellinen muistutus siitä, että dyynejä voi ainakin periaatteessa syntyä myös erittäin ohuessa ja kenties vain silloin tällöin hieman tihenevässä kaasukehässä. Varsin todennäköistä onkin, että kunhan aurinkokunnan kappaleiden kartoitus etenee, löydämme dyynejä vielä muistakin yllättävistä paikoista.

---

Pluton vuoret ja kryovulkanismi

21.4.2022 klo 07.38, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Kryovulkanismi , Pluto , Vesi , Vulkanismi , Vuoristot

Geologiset prosessit aurinkokunnassamme

Koko aurinkokuntamme mittakaavassa on laskutavasta riippuen vain noin kolmesta viiteen todella merkittävää kiinteiden kappaleiden pintoja uudistavaa geologista prosessia. Maa on omituinen poikkeus muiden joukossa, sillä tämä on ainoa tuntemamme paikka, jossa laattatektoniset voimat hallitsevat koko planeetan kehitystä. Aurinkokunnan kokonaiskuvaa hallitsevat törmäykset, etenkin planeettojen hurjassa nuoruudessa. Jupiterin toiseksi suurin kuu Kallisto, Merkurius ja myös oma Kuumme ovat oivia esimerkkejä maailmoista, joissa törmäysten seuraukset näkyvät yhä kaikkialla.

Irtaimen aineksen uudelleenkerrostuminen eli sedimentaatio taas on tärkeää paitsi laajoilla alueilla Maassa, myös Marsissa ja Titanissa sekä paikallisesti esimerkiksi Venuksessakin.

Sitten on vielä vulkanismi, vallankin kun sen ymmärtää laajasti prosessina, jossa kiinteäpintaisen kappaleen sisuksista tursuu pinnalle jotain virtaavaa ainesta tai vaihtoehtoisesti pinnalle kertyy jonkinlaisen tulivuoren tai purkausaukon kautta kaasukehän tai käytännössä tyhjän avaruuden läpi lentänyttä tavaraa. Aurinkokunnan sisäosissa vulkanismin tuotteet ovat lähinnä piihin ja happeen pohjautuvia yhdisteitä eli erilaisia silikaatteja, joiden perusrakennuspalikka on SiO₄^4- -ioni. Joskus harvoin tulivuorista purkautuu myös hiili- ja happipohjaisia yhdisteitä (tarkemmin sanottuna karbonaatteja eli yhdisteitä, joissa keskeisenä komponenttina on CO₃^2- -ioni). Tuliperäinen toiminta hallitsee mm. aurinkokuntamme vulkaanisesti aktiivisinta kappaletta Ioa, ja samoin Venus on erilaisten tulivuorten ja vulkanismin dominoima planeetta.

Kryovulkanismi

Kauempana jättiläisplaneettojen kuilla ja Kuiperin vyöhykkeen kappaleilla kallioperän pääosan muodostavat silikaatteja tai karbonaatteja helpommin haihtuvat aineet. Lähinnä kyseessä on yksinkertaisesti vesijää höystettynä lorauksella erilaisia pakkasnesteitä. Niillä seuduin sula vesi vastaa meille tutuista tulivuorista virtaavaa laavaa. Tällaista vulkanismin (laajasti ymmärrettynä) muotoa kutsutaan kryovulkanismiksi.

Nykyisinkin aktiivista kryovulkanismia esiintyy Enceladuksella ja Tritonilla, kenties Europallakin. Myös asteroidivyöhykkeen suurimmasta kappaleesta, kääpiöplaneetta Cereksestä on tehty nykyiseen aktiivisuuteen viittaavia havaintoja, mutta purkausten takana lienee vain pintaa lämmittävä Auringon säteily eikä Cereksen sisäinen energia. Joka tapauksessa Cereksellä on ollut myös sisäsyntyistä kryovulkaanista toimintaa geologisessa mielessä vastikään.

Lentäjien vuoret

Tammikuussa kirjoittelin Pluton geologiasta. Jutun loppupuolella esittelin lyhykäisesti uusia ideoita koskien Pluton tunnetuimpien vuorten eli Wright ja Piccard Montesin syntyä. Tuolloin tulokset olivat alustavia, mutta nyt aiheesta saatiin julkaistua vertaisarvioitu artikkeli. Kelsi Singerin ja – planeettageologian perusartikkeliksi varsin erikoisesti – peräti 24:n muun kirjoittajan juttu Large-scale cryovolcanic resurfacing on Pluto ilmestyi Nature Communications -verkkolehdessä maaliskuun lopulla.

Piccard Mons ja etenkin Wright Mons ovat herättäneet ihmetystä siitä lähtien kun New Horizons -luotain kuvasi ne kesällä 2015. Huonosti, vain Pluton kaasukehän autereen heijastamassa valossa kuvattu Piccard Mons kohoaa ympäristöstään noin 7 km ja on läpimitaltaan suunnilleen 250 km. Jos sen keskipiste olisi Jyväskylässä, sijaitsisivat Kuopio ja Tampere vastakkaisilla puolilla vuoren juurella. Aika iso vuori siis.

Wright Mons puolestaan on noin 4–5 km:n korkuinen ja 150 km:n läpimittainen. Sen huipulla oleva kuoppa on halkaisijaltaan noin 50 km. Omituisinta on kuopan syvyys, noin 4 km. Se on siis yhtä syvä kuin vuori on korkea. Vielä hurjempi on Piccard Monsin kuoppa, joka yltää jopa ympäröivän pinnan alapuolelle. Samoin tekee pienemmän Coleman Monsin yhteydessä oleva kuoppa. Se ei kuitenkaan ole vuoren huipulla vaan sen vieressä, joten on epäselvää onko vuorella ja kuopalla varsinaisesti mitään tekemistä toistensa kanssa.

Wright ja Piccard Montesia pidettiin aiemmin yleisesti kryovulkaanisina tulivuorina, joiden huipuilla on romahtamalla syntyneet kalderat. Ongelmallista tosin oli, että kalderoiksi huippujen kuopat olivat valtavia, eivätkä ne oikeastaan edes näyttäneet kalderoilta, sillä niiltä puuttuivat kalderoille ominaiset monivaiheisista romahduksista kertovat sisäkkäiset terassimaiset piirteet. Mitään merkittävästi parempaakaan ideaa kukaan ei kuitenkaan tuntunut keksivän.

Merkillinen muhkuramaasto

Paitsi itse vuoret, myös niitä ympäröivä muhkuramaasto on omituista. Singerin ja kollegoiden artikkelin mukaan muhkuramaaston yksittäisten möykkyjen läpimitta on tyypillisesti 6–12 km. Niiden korkeus puolestaan on muutamasta sadasta metristä noin kilometriin. Maastossa ei näy minkäänlaisia merkkejä virtauksesta tai myöskään purkausaukkoja, sillä Wright, Piccard tai Coleman Montesin yhteydessä esiintyvistä syvistä kuopista ei vaikuta valuneen pihalle mitään. Mitään tällaista ei ole havaittu muualla aurinkokunnassa tai edes muualla Pluton pinnalla.

Vuorten ja muhkuroiden koostumus ei anna merkittäviä lisävihjeitä niiden synnyn selvittämiseksi. Pääosin alue koostuu vesijäästä. Korkeimmilla kohdilla pinnalla on lisäksi Pluton ohuesta kaasukehästä peräisin olevaa metaanikuuraa. Ammoniakki auttaisi alentamaan veden jäätymispistettä, mutta siitä ei ole havaintoja. Sen puute voidaan tosin tarvittaessa selittää sillä, että metaanikuura estää ammoniakin spektrin havaitsemisen varsin tehokkaasti.

Muhkurat ja vuoret ovat geologisesti Pluton mittakaavassa kohtalaisen nuoria, sillä yhtäkään törmäyskraatteria ei New Horizonsin kuvista alueelta ole löydetty. Tämän perusteella muhkuramaaston ja vuorten pinnan iäksi on arvioitu noin 1–2 miljardia vuotta.

Mitä oikeastaan selvisi?

Lupaavasta otsikostaan huolimatta Singerin ja kollegajoukkion artikkeli ei tarjoa kovinkaan paljon helpotusta Pluton aiheuttamaan päänsärkyyn. Plutotutkijoiden valiojoukon selitys muhkuramaaston ja niiden yhteydessä esiintyvien vuorten synnylle nimittäin on vain se, että alueella on tapahtunut useita suuria kryovulkaanisia purkauksia, jotka ovat synnyttäneet kohoumia. Niistä osa on yhtynyt toistensa kanssa muodostaen vielä monimuotoisempia piirteitä. Muhkuramaasto olisi syntynyt jollain tapaa jäykkäliikkeisen aineksen virratessa pinnalla. Purkausaukot ovat heidän mukaansa jääneet vuorten ja muhkuramaaston alle.

Artikkelissa tarjoiltu selitys vuorten ja niiden ympäristön synnylle ei oikeastaan pohjimmiltaan selitä yhtään mitään. Vaikka muhkurat nyt tulkitaan kryovulkaanisiksi, niiden varsinainen syntyprosessi on ihan yhtä pahasti autereisen hämärän peitossa kuin ennenkin. Singer ja kumppanit eivät myöskään ainakaan selväsanaisesti ota mitään kantaa vuorten yhteydessä olevien erittäin laajojen ja syvien kuoppien muodostumiseen. Lähinnä rivien väleistä on tulkittavissa, että ne saattaisivat olla kohtia, joita kryovulkaaniset ainekset eivät vain sattuneet peittämään. On suoraan sanottuna hyvin vaikea kuvitella, että ainakaan kaikki jutun lukuisista kirjoittajista uskoisivat tuohon itsekään.

Ongelmallista on myös alueen oletettavasti nuorehko ikä. Pluto on pieni kappale, halkaisijaltaan noin 2377 km eli alle viidesosa Maasta. Tilavuudeltaan siitä noin 55–60 % on vesijäätä. Niinpä Plutolla on hyvin vähän radioaktiivisia alkuaineita ylläpitämässä sisäisiä prosesseja. Myös sen syntyessä muodostuneen lämmön olisi noin pieneltä kappaleelta luullut jo aikaa sitten hiipuneen. Pluton ja Charonin vuorovesivoimien tuottaman energiankaan ei pitäisi riittää pitkään jatkuneeseen geologiseen toimintaan. Mutta niin vain Pluto on jollain ilveellä onnistunut olemaan sisäisesti aktiivinen varsin kauan. Tähänkään ongelmaan Singer ja kumppanit eivät liiemmin ota kantaa.

Kryovulkanismin huoneessa asustelee myös melkoisen iso elefantti. Olen viime päivinä päässyt nautiskelemaan kevätjäillä hiihtelystä vain siitä syystä, että vedellä on sellainen merkillinen ominaisuus, että se on kiinteänä harvempaa kuin nestemäisenä. Siksi jäät eivät makaa järvien pohjilla. Tavalliset silikaattiset tai karbonatiittiset kivisulat käyttäytyvät juuri päinvastoin. Vaikka tämä on hiihtämisen ja ylipäätään maapallon nykyisenkaltaisen elämän kehityksen kannalta varsin kätevää ja myös välttämätöntä, on se kryovulkanismille pahemmanpuoleinen ongelma. Koska vesi on tiheämpää kuin jää, on varsin hankala kuvitella millainen olisi se geologinen voima, joka uskottavasti saisi veden purkautumaan pari sataa kilometriä paksun jääkerroksen läpi pinnalle.

Jotta tuo onnistuisi edes kohtalaisen helposti, pitäisi veden ja jään tiheyksien olla lähempänä toisiaan. Tähän tarvitaan jotain, jolla joko Pluton kuoren muodostavan jään tiheyttä kasvatetaan tai pinnalle purkautuvan veden tiheyttä lasketaan. Esimerkiksi kiviaines tai hiilidioksidi sekoitettuna jäähän tai ammoniakki veteen toimisi. Näihin vaihtoehtoihin artikkelissa ei kuitenkaan oteta tarkemmin kantaa. Vaikka Singer kollegoineen siis ehdottaa Plutossa olleen mahtavat vuoret muodostanutta ja niitä ympäröivän muhkuramaaston kattanutta laaja-alaista kryovulkaanista aktiivisuutta, ei heillä ole tarjota mekanismia, jolla se saataisiin toimimaan.

Vaikka Singerin ryhmän artikkeli siis jättääkin vastaamatta useimpiin keskeisiin kysymyksiin, ei kirjoittajia silti parane liiemmin moittia muusta kuin korkeintaan rohkeiden hypoteesien esittämisen puutteesta. Kannattaa muistaa, että muhkuramaaston ja siihen liittyvien vuorten kaltaisia pinnanmuotoja ei ole ennen nähty, eikä meillä ole pidempiä havaintosarjoja aktiivisesta kryovulkanismista mistään päin aurinkokuntaa, näytteistä puhumattakaan. Toisin sanoen Plutoa nyt vain sattuu olemaan erittäin vaikea ymmärtää.

Singer ja kumppanit tarjoilivat siis yhden hyvin yleisluontoisen idean selittämään eräitä Pluton huomattavimmista pinnanmuodoista. Erittäin paljon jäi yhä auki. Oleellisinta onkin, että artikkelin myötä muhkuramaaston sekä Wright, Piccard ja Coleman Montesin pinnanmuodoista ja koostumuksesta on nyt kasassa mahdollisimman tarkat havainnot. Ehkäpä niiden pohjalta joku vielä oivaltaa, mistä tässä kaikessa oikein on kyse.

---

Kummat kiehkurat ja paluu Kuuhun

1.4.2022 klo 05.07, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: geofysiikka , Kuu , kuulennot , Törmäysaltaat , Vesi

Kuun läntisellä pallonpuoliskolla Oceanus Procellarumissa eli Myrskyjen valtameressä Marius-, Reiner- ja Cavalerius-kraatterien välissä sijaitsee kummallinen, lähinnä siittiöltä tai nuijapäältä näyttävä kirkas aaltomainen kuvio, Reiner Gamma. Se on tunnetuin esimerkki joukosta Kuun erikoisia ja kauniita piirteitä, joita kutsutaan englanniksi nimellä swirl. Vakiintunutta suomenkielistä nimitystä niille(kään) ei ole, mutta itse olen aina tilaisuuden tullen tavannut puhua kiehkuroista. Sellaisilta ne näyttävät, kuten englanninkielinenkin nimitys antaa ymmärtää.

Kiehkurat ovat harvinaisia, sillä niitä on tunnistettu koko Kuun pinnalta vain 11–12 kappaletta. Kuuharrastajille Reiner Gamman ohella tutuimpia ovat Kuun itäisellä libraatiovyöhykkeellä sijaitsevat Mare Marginiksen kiehkurat, sillä ne päätyivät Chuck Woodin Lunar 100 -luettelon viimeiseksi havaintokohteeksi. Kuun lähipuolella on kuitenkin kolme muutakin kiehkuraa harrastajien tavoiteltaviksi, eli Descartesin, Airyn ja Rimae Sirsaliksen kiehkurat.

Reiner Gamma kiinnitti erikoisen muotonsa vuoksi jo 1800-luvun herrasmiestutkijoiden mielenkiinnon. Englantilaishavaitsijoista Thomas Gwyn Elger kutsui sitä munniharpuksi. Edmund Neison puolestaan totesi sen olevan paljon silmiinpistävämpi kuin läheinen Reinerin kraatteri. Saksalaiset Wilhelm Beer ja Johann Mädler taas ihmettelivät, kuinka heitäkin varhaisemmat kuuhavaitsijat olivat onnistuneet sekoittamaan olemukseltaan täysin erilaiset Reinerin ja Reiner Gamman. He pitivät Reiner Gammaa hyvin matalana ylätasankona.

Havaintotarkkuuden parantuessa kävi kuitenkin ilmeiseksi, ettei Reiner Gammalla sen paremmin kuin muillakaan, vasta lähinnä viime vuosikymmeninä löydetyillä kiehkuroilla ole minkäänlaista nähtävissä olevaa topografiaa tai ylipäätään mitään korrelaatiota pinnanmuotojen kanssa. Pintapuolisesti tarkastellen kiehkurat ovatkin vain kummallisen muotoisia kirkkaita läiskiä. Tarkemmin tutkittaessa kiehkuroista paljastuu silti monia mielenkiintoisia ja merkillisiäkin piirteitä.

Kiehkuroissa on eroja, mutta kirkkaan ja yleensä mutkittelevan ulkomuotonsa ja näennäisen topografian puutteensa ohella niillä on useita muitakin yhteisiä piirteitä. Yksi oleellisimmista on, että jokainen kiehkura esiintyy magneettikentän poikkeaman eli anomalian kohdalla. Tämä ei tosin päde toisin päin, eli suinkaan jokaisen magneettisen anomalian kohdalla ei ole kiehkuraa. Lisäksi jotkut kiehkurat ulottuvat hieman magneettisen anomalian ulkopuolella. Magneettikentän voimakkuus ei kuitenkaan suoraan korreloi kiehkuran esiintymisen tai kiehkuran kirkkaiden osien tai niiden väliin jäävien tummien osien sijaintien kanssa. Se sentään tiedetään, että ainakin Reiner Gamman tapauksessa magneettiset kenttäviivat ovat kirkkailla alueilla enimmäkseen vaakasuorassa ja tummilla alueilla enimmäkseen pystysuorassa.

Useimmat kiehkurat sijaitsevat melko tarkoin toisella puolella Kuuta kuin jokin törmäysallas. Tämä yhteys olisi muuten hyvin mielenkiintoinen, mutta se voi olla täyttä sattumaa, sillä selväpiirteisimmän kiehkuran eli Reiner Gamman vastapuolelta ei allasta löydy. Kuussa myös törmäysaltaita riittää, joten kohtalaisen hyvä yhteensopivuus täysin sattumalta ei olisi tavaton ihme.

Chandrayaan-1 -luotaimen Moon Mineralogy Mapper (M³) -spektrometri mahdollisti kiehkuroidenkin koostumuksen tarkemman tutkimuksen. M³-havaintojen perusteella kirkkaat kiehkurat sisältävät vähemmän vettä (tarkemmin sanoen hydroksyyli- eli OH^–-ioneja) kuin ympäröivät alueet tai kiehkuroiden tummat vyöhykkeet. Lisäksi kirkkaat alueet eivät ole optisesti niin ”kypsiä” kuin tummat. Se kielii siitä, että niissä on vähemmän hiukkaspommituksen synnyttämää rautaa. Tämä perinteikäs havainto on tosin myös kiistetty, eikä lopullista varmuutta asiasta vielä liene.

Kiehkuroiden erikoinen ulkonäkö ja ominaisuudet ovat johtaneet suureen joukkoon erilaisia ideoita niiden synnyn selittämiseksi. Yksi suosituimmista on ollut, että kiehkuroiden voimakas magneettikenttä suojelee alla olevaa pintaa etenkin Auringon tummentavalta protonipommitukselta. Tämä selittäisi kiehkuroiden kirkkauden ja monet muutkin niiden spektroskooppisista ominaisuuksista. Avoimeksi kuitenkin jää, miksei sitten kaikkien magneettisten anomalioiden kohdalla ole kiehkuraa.

Suurten törmäysaltaiden vastapuolilla eli antipodeilla tapahtuu joskus kummallisia asioita. Tämä tunnetaan etenkin Merkuriuksesta, jossa Caloriksen altaan vastapuolen maasto on hyvin kummallista. Antipodin kohdalla yhteen kasautuneet törmäyksen maanjäristysaallot ja heittele ovat luultavasti synnyttäneet Merkuriuksen oudon maaston. Erilaisten mallinnusten mukaan myös Kuussa törmäysaltaan antipodin alueella villisti virtaileva kuuma heittele olisi voinut synnyttää lyhytaikaisen voimakkaan magneettikentän, joka sitten jämähti kiinni kiviin. Nykyisinkin se ns. remanenttina kenttänä suojelisi alla olevaa pintaa hiukkaspommitukselta. Reiner Gamman puuttuva törmäysallas on kuitenkin kantona kaskessa, samoin kuin se kiusallinen tosiasia, ettei Merkuriuksen tapaista outoa maastoa ole varmuudella Kuun törmäysaltaiden vastapuolilta havaittu.

Malleja toki on muitakin. Kuten monesti muulloinkin kun Kuussa pitäisi selittää jotain erikoista, esiin on loihdittu komeettatörmäykset. Kunnon hopealuodin tavoin komeetat ratkaisevat minkä tahansa ongelman, myös kiehkurat. Uskottavampana vaihtoehtona on esitetty, että magneettikenttä tavalla tai toisella jaottelee ja uudelleenkerrostaa hienorakeista tummaa pölyä, joka rautapitoisempana on magneettisempaa kuin vaalea pöly. Näin erottuisivat kiehkuroiden kirkkaat ja tummemmat alueet.

Eräs mielenkiintoinen kiehkuraidea liittyy sähköstaattisten voimien leijuttamaan pölyyn. Niin hiukkas- kuin mikrometeoriittipommituskin johtavat siihen, että Kuun pölyhiukkasilla tapaa olla heikko sähkövaraus (mikä osaltaan vaikuttaa pölyn sotkevuuteen). Pienet sähkökentät riittäisivät tämän idean mukaan siihen, että pöly leijailisi Kuun pinnan yläpuolella. Tällaisesta levitoinnista on suoria havaintojakin, sillä Apollo-lentoja edeltäneet Surveyor 5, 6 ja 7 -laskeutujat kuvasivat Kuun hämärätaivaalla valoilmiöitä, jotka lienevät pölyn heijastamaa auringonvaloa. Myös Apollo 17:n komentajan Gene Cernanin kuuluisat piirrosluonnokset auringonnoususta Kuun kiertoradalta nähtynä saattavat osittain selittyä sähköstaattisten voimien leijuttamalla pölyllä.

Leijuvaan pölyyn liittyy myös Geophysical Research Letters -julkaisusarjassa maaliskuun alussa ilmestynyt artikkeli. Siinä Deborah Dominguen johtama tutkimusryhmä amerikkalaisesta Planetary Science Institutesta tutki Kuun etäpuolella sijaitsevaa Mare Ingeniin kiehkura-aluetta. Heidän lähtökohtansa poikkesi aiemmista töistä sillä, että heidän käytössään oli merkittävästi aiempaa tarkemmat korkeusmallit.

Näiden 70–80 cm:n horisontaali- ja korkeuserotuskykyyn yltävien korkeusmallien myötä vähintään vuosisadan ajan ”tiedetty” kiehkuroiden riippumattomuus paikallisesta tai alueellisesta topografiasta on joutumassa havaintojen hautausmaalle. Tai ainakin sitä ollaan hieman tuuppimassa siihen suuntaan. Dominguen ja kollegoiden uusien havaintojen mukaan kiehkuroiden kirkkaat osat ovat nimittäin pääosin kahdesta kolmeen metriä alempana kuin tummat vyöhykkeet. Heidän mukaansa raekooltaan kymmenestä mikrometristä jopa millimetriin oleva pöly rikastuisi näihin matalampiin kohtiin. Joko magnetismi, sähköstaattinen leijuminen tai niiden yhdistelmä höystettynä painovoimalla johtaisi pintapölyn kokojaotteluun siten, että hieno tumma aines jäisi ylemmäksi. Samalla matalampien kirkkaiden alueiden pinnasta tulisi millimetrimittakaavassa hieman karkeampi ja myös kiinteämpi. Tämä sopii aiempiin spektro- ja fotometrimittauksiin kiehkuroiden koostumuksesta ja pintarakenteesta.

Vaikka Dominguen ryhmän havaitsema topografiariippuvuus on mielenkiintoinen uusi pelinavaus Kuun kiehkuratutkimuksessa, ei se kuitenkaan ratkaise monia avoimia kysymyksiä. Havaintoihinkin ja niistä tehtyihin johtopäätöksiin tulee myös suhtautua vielä terveellä skeptisyydellä. Uudet suuren erotuskyvyn korkeusmallit kattavat vain kaksi erittäin pientä osaa Ingeniin kiehkuroista. Näilläkään alueilla tulokset eivät ole täysin yhteneväiset, sillä toisella tutkitulla profiililla alhaisin mediaanisyvyys tavataan kirkkaiden kiehkuroiden välisellä tummalla alueella, eli juuri toisin päin kuin yleistetyistä havainnosta tehdyt johtopäätökset kertovat. Järin paljon Domingue kumppaneineen ei tätä ilmeistä ristiriitaa käsittele.

Toinen tällä hetkellä ilmeiseltä vaikuttava mahdollinen ongelma, joka artikkelissakin mainitaan, liittyy pölyn kuljettamiseen tarvittaviin sähkökenttiin. Niin teorioiden kuin laboratorikokeidenkin perusteella Kuussa vähän tavallista voimakkaampia sähkökenttiä muodostuu esimerkiksi kraattereiden reunoihin ja muihin teräväpiirteisiin pinnanmuotoihin. Ingeniin kiehkuroiden tasaisilla tutkimusalueilla tällaisia ei ole. Varsinainen pölyä liikutteleva mekanismi on siis melkoisen epävarmalla pohjalla.

Luonnontieteessä havaintojen pohjalta yleensä ainakin jossain vaiheessa luodaan hypoteeseja ja malleja. Jos ne selittävät useita erilaisia havaintoja ja vieläpä tarjoavat testattavia ennusteita, aina parempi. Ja jos uudet, mieluiten useampien toisistaan riippumattomien tutkijoiden toistamat havainnot eivät sovi vanhoihin malleihin, joutavat vanhat käsitykset romukoppaan. Näin käy siitäkin huolimatta, että ”totuudet” voivat periytyä satojen vuosien takaa.

Dominguen tutkimusryhmän tulokset ja kiehkuroiden osittainen syntyhypoteesi ovat sikäli oivallista luonnontiedettä, että ne tarjoavat testattavissa olevan ennusteen. Sen pätevyyden testaamiseen ei tarvita kuin yksityiskohtaisia toisten kiehkuroiden korkeusmalleja. Jos muidenkin kiehkuroiden alueilta havaitaan samanlaista topografista korrelaatiota kuin Ingeniistä, voi leijuvan pölyn mallin sanoa olevan aika vahvoilla. Samalla tietysti kaikkien kuututkijoiden tuntema perinteinen opinkappale siitä, ettei kiehkuroilla ja topografialla ole mitään tekemistä toistensa kanssa, osoittautuisi virheelliseksi.

Henkilökohtaisen persnäppituntuman esittely sallittaneen näin blogin vapaamuotoisissa ympyröissä. Dominguen ryhmän tutkimusalueet olivat hyvin tasaisella mare-tasangolla. Kiehkuroita on kuitenkin ylängöilläkin: pienehköt Gerasimovichin kiehkurat sijaitsevat keskellä etäpuolen kraatteroitunutta ylänköä, eivätkä lähipuolella sijaitsevat selväpiirteiset Airyn tai läiskämäisemmät Descartesin kiehkurat sen tasaisemmassa maastossa ole. Veikkaisinkin, että mahdollisen topografiakorrelaation löytäminen ylänkökiehkuroista ei tule olemaan järin helppoa. Vaikka siis olenkin Dominguen ryhmän uusista tuloksista vilpittömän innoissani, keski-ikäisenä konservatiivijääränä en ole ihan vielä luopumassa edeltäjieni hyväksi havaitsemista opeista.

Kiehkuroiden tutkimista voi jopa kuututkimuksen sisällä pitää melkoisen eksoottisena puuhana, sillä eihän niitä edes tunneta kuin noin tusina. Muilta taivaankappaleilta ei vastaavia piirteitä ole havaittu laisinkaan (mikä sinänsä on vallan merkillistä, ja varmasti kertoo jostain jotain). Kovin vahvasti niiden syynäämistä ei siis vertailevan planeettatutkimuksenkaan nimissä voi puolustella. Silti kiehkuroilla on kauaskantoisempaakin tieteellistä merkitystä.

Toisin kuin Maalla, Kuulla ei nykyisin ole kaunista kaksinapaista ja eläväistä magneettikenttää. Sen sijaan Kuun magneettikentästä on jäljellä vain kiviin kiinnittyneet muinaiset magneettiset jäänteet. Kiehkuroiden ja niihin liittyvien magneettisten anomalioiden tutkimus, mieluiten paikan päällä, voikin syventää ymmärrystämme Kuun magneettikentän ajallisesta ja paikallisesta kehityksestä vuosimiljardeja sitten. Yksi mahdollinen alkuperä kiehkuroiden magneettisille poikkeamille ovat pinnanalaiset magmaattiset juonet tai kenties laavatunnelit. Mikäli tämä ajatus pitää paikkansa, voidaan kiehkuroita tutkimalla päästä käsiksi laajempiin kysymyksiin Kuun tuliperäisen toiminnan kehityksestä.

Kuten perustutkimuksessa usein käy, myös vuosikymmeniä jatkuneelta akateemiselta puuhastelulta vaikuttavalta kiehkuroiden ja niihin kytkeytyvien magneettisten poikkeamien tutkimuksella voi pian olla käytännöllistäkin merkitystä. Kun astronautit palaavat Kuuhun ja ovat ensin möyrineet etelänavan tuntumassa kyllikseen, aletaan myös muita ympäristöjä tutkia tarkemmin. Jossain vaiheessa kiehkuratkin ovat astronauttien asialistalla. Ihmisten näkökulmasta kiehkuroilla on se etu puolellaan, että niiden voimakkaampi magneettikenttä ainakin jossain määrin suojelee astronautteja haitalliselta hiukkaspommitukselta. Visaisempi kysymys on, onko tällä käytännön merkitystä. Pysyvämpi kuuasema kun kuitenkin vaatii suojakseen vähintään kerroksen Kuun pinta-ainesta.

Toinen astronauttien kannalta kiinnostava piirre kiehkuroissa on niiden vesipitoisuus. Itse kirkkaissa kiehkuroissa hydroksyyli-ioneina esiintyvää vettä on ympäristöään niukemmin. Ideat – joskaan eivät tiettävästi vielä havainnot – viittaavat siihen, että kun vettä kerran on kiehkuroiden kirkkaissa osissa keskimääräistä vähemmän, täytyy kiehkuroita reunustavissa tummissa vyöhykkeissä sitä olla vastaavasti keskimääräistä enemmän. Vettä on Kuussa napaseutuja lukuun ottamatta niin äärimmäisen pieniä määriä, että sen vähäinenkin rikastuminen voi jossain vaiheessa olla merkittävää.

On hyvinkin mahdollista, että saamme paikan päältä tietoa kiehkuroista jo ennen kuin seuraavat astronautit ehtivät niitä tutkimaan. Viime marraskuussa NASA päätti myöntää rahoituksen Intuitive Machines -yhtiön astronautittomalle Nova-C -laskeutujalle. Sen määränpäänä on Reiner Gamma. Tämä olisi kolmas Nova-C -laskeutuja (eli tylsästi nimetty IM-3). Jos kaksi ensimmäistä laskeutujaa onnistuvat ja jo nyt viivästynyt hanke pysyy jatkossa aikataulussa, Reiner Gamman alueelle saavuttaisiin vuonna 2024.

Amerikkalaiset eivät ole ainoita, jotka ovat olleet kiinnostuneita Reiner Gamman lähitarkastelusta. Korealla oli nimittäin vielä jokunen vuosi sitten oma suunnitelmansa pienestä CubeSat-pohjaisesta törmäysluotaimesta. Sen oli tarkoitus iskeytyä loivalla kulmalla Reiner Gammaan ja mitata samalla sen magneettikenttää. Itse en ole suunnitelmasta enää vähään aikaan kuullut, joten voi olla, että se on tässä muodossaan haudattu. Korealaiset ovat kuitenkin keskeisesti mukana NASAn ja Intuitive Machinesin Reiner Gammaan suuntaavan Nova-C -laskeutujan laitekehityksessä. Oletettavaa on, että CubeSat-projektin suunnittelussa karttunutta osaamista on suoraan hyödynnetty Nova-C:ssä.

Elämme siis hyvin mielenkiintoisia aikoja niin kuututkimuksessa yleensä kuin kiehkuratutkimuksessa erityisesti. Hyvällä tuurilla jo muutaman vuoden päästä meillä on suoria mittaustuloksia kaikkein maineikkaimmasta kiehkurasta ja sen magneettikentästä. Vaikkei tuolloin vielä selviäisi, mistä kiehkuroissa ja niiden magneettikentissä pohjimmiltaan on kyse, olisi jo yhdenkin syntymallin poissulkeminen merkittävä edistysaskel. Toivotaan parasta.

---

Kiitokset Georgiana Kramerille kiehkurakartasta.

Tämä juttu ilmestyy jossain vaiheessa myös luultavasti parilla lisäkuvalla höystettynä Hieman Kuusta -blogissani.

Muutos iltapäivällä 1.4.2022: Korjattu liikkumaton Surveyor 7 -animaatio.

Korjaus 2.4.2022: Korjattu tekstiin Rimae Sirsaliksen nimi. Kuvassa se on virheellisessä yksikkömuodossa.

---

Marsin pohjoinen valtameri – totta vai toiveajattelua?

24.3.2022 klo 16.10, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Jokiuomat , Mars , Sedimentaatio , Vesi

Mars on pinnanmuodoiltaan kahtiajakautunut planeetta. Eteläinen pallonpuolisko on enimmäkseen lukemattomien törmäyskraatterien täplittämää ylänköä. Tavallisten kraatterien lisäksi etelässä sijaitsee useita jättiläismäisiä törmäysaltaita, kuten Hellas ja Argyre. Ensimmäiset Marsin ohi 1960-luvulla lentäneet luotaimet sattuivat kuvaamaan lähinnä vain tätä muinaista eteläistä puoliskoa. Nämä rakeiset kuvat kraatteroituneesta pinnasta synnyttivät käsityksen geologisesti kuolleesta, hyvin paljon Kuuta muistuttavasta planeetasta.

Marsin pohjoinen pallonpuolisko on täysin toisenlainen. Se on merkittävästi alempana kuin etelän ylängöt, ja sen tasaisen piirteetön pinta näyttää geologisessa mielessä hyvin nuorelta, sillä siitä puuttuvat kraatterit lähes kokonaan. Tämä Marsin pallonpuoliskojen kahtiajako eli dikotomia paljastui vasta Mariner 9 -luotaimen kuvien myötä vuonna 1972. Samalla Marsin havaittiin olevan monimuotoinen ja geologisesti pitkälle kehittynyt planeetta.¹

Jo 1970-luvulla Marsin pohjoisen alangon huomattiin muistuttavan valtameren pohjaa. Havainto ei kuitenkaan vielä tuolloin herättänyt suurempia intohimoja. Vasta 1980-luvun jälkipuoliskolla – ensin parissa kokousabstraktissa ja artikkelissa, mutta erityisesti tuolloin väitöskirjaansa tehneen Timothy J. Parkerin johdolla julkaistuissa artikkeleissa – hypoteesi Marsin pohjoisesta valtamerestä alkoi saada enemmän huomiota osakseen. Osaltaan tässä auttoivat ainakin Bill Hartmannin mukaan Parkerin joka tilanteessa käyttämät havaijilaispaidat. Paitamausta riippumatta itse ajatus kohtasi tutkijoiden parissa kiivasta vastarintaa, sillä tuolloin ”tiedettiin” Marsilla olleen vain kohtalaisen vähän ja eritoten lyhytaikaisesti vettä. Vallitsevan käsityksen mukaan vesi oli toki kaivertanut ylängöille valtaviakin uomia, mutta se haihtui tai painui syvälle marsperään hyvin nopeasti.

Niin häiritseviä kuin Parkerin ja kumppanien tulokset olivatkin, oli niitä kuitenkin vaikea sivuuttaa. He havaitsivat Viking-luotainten tarkimmissa kuvissa erilaisia rantavalleja ja muita pinnanmuotoja, joiden yksinkertaisin selitys oli, että pohjoisia alankoja peitti muinoin valtameri. Selkeimpiä rantaviivoja hahmotettiin kaksi. Sittemmin rantaviivoja löydettiin kolmaskin. Merenpinta oli siis ollut ensin korkeammalla ja sitten laskenut. Vedenpinnan lasku kuitenkin pysähtyi riittävän pitkäksi aikaa, jotta rantamuodostumat ennättivät syntyä. Parkerin ideaa tuki vahvasti se, että tuolloin käytettävissä olleen topografisen aineiston perusteella rantaviivat näyttivät sijaitsevan vakiokorkeudella, aivan kuten rantaviivojen pitäisikin.

1990-luvun lopulla alkoi uusi marskuume, jolle ei loppua ole näköpiirissä. Sen myötä kuvat tarkentuivat ja eritoten Marsin korkeuseroista saatiin merkittävästi aiempaa tarkempi käsitys. Kuten yleensä käy uusien aineistojen myötä, minkäänlaiseen yksimielisyyteen Marsin pohjoisesta valtamerestä ne eivät johtaneet. Päinvastoin, toiset tutkimusryhmät löysivät todisteita valtamer(t)en puolesta, toiset sitä vastaan. Tulkinnat tasaista merenpintaa indikoivista lähes koko pohjoista pallonpuoliskoa kiertävistä alkujaan yhtenäisistä rantamuodostumista joutuivat silti romukoppaan, kun lasermittauksiin perustuva topografiadata osoitti samaksi rantaviivaksi tulkitun muodostuman korkeuden vaihtelevan eri alueilla ja eri tutkimusryhmien analyyseissä satoja metrejä, pahimmillaan pitkästi toista kilometriäkin.

Muinaisen Marsin pohjoisen valtameren olemassaoloa koskeva tilanne ei nykypäivänä ole tästä juuri muuttunut, vaikka yksityiskohtaiset tietomme Marsista lisääntyvät läkähdyttävää tahtia. Kuten Zachary Dickeson ja Joel Davis parin vuoden takaisessa erinomaisessa katsauksessaan totesivat, minkäänlaista tieteellistä yksimielisyyttä asiasta ei ole. Valtameri saattoi olla olemassa, tai sitten ei. Jos se oli olemassa, sen pinta saattoi laskea vaiheittain, synnyttäen havaitut rantaviivat. Toisaalta rantaviivat (mikäli ne niitä ovat) saattavat osoittaa ajallisesti täysin erillisten (valta)merten olemassaolon. Toisin sanoen pohjoinen valtameri saattoi välillä kuivua (lähes) kokonaan, syntyäkseen myöhemmin uudelleen hieman aiempaa pienempänä. Saman valtameren eri puolilla planeettaa sijaitseviksi rantaviivoiksi tulkittujen piirteiden suuret korkeuserot voivat myös selittyä sillä, ettei kyseessä olekaan yksi ja sama valtameri vaan joukko joko ajallisesti tai paikallisesti erillisiä hieman pienempiä meriä. Meri saattoi myös olla jäässä tai sulana.

Vaihtoehtoja on siis lähes lukematon määrä. Kuten Dickeson ja Davis artikkelissaan totesivat, Marsin pohjoisesta valtamerestä voidaan lähinnä todeta vain se, että mikäli se oli olemassa, se oli niin kehitykseltään kuin koostumukseltaankin aivan erilainen kuin ne valtameret, joihin me täällä maapallolla olemme tottuneet.

Davis ja Dickeson kollegoineen ovat jatkaneet vetisiä tutkimuksiaan ylänköjen ja alankojen rajalla. Tammikuussa Journal of Geophysical Research: Planets -julkaisusarjassa ilmestyneessä tutkimuksessaan The Evolution of Ancient Fluvial Systems in Memnonia Sulci, Mars: Impact Crater Damming, Aggradation, and a Large Water Body on the Dichotomy? he keskittyivät viuhkamaisiin muodostumiin Memnonia Sulcin eteläpuolella. Alue sijoittuu Spirit-mönkijän laskeutumispaikkana tunnetusta Gusevin kraatterista koilliseen ja aurinkokunnan korkeimmasta tulivuoresta Olympus Monsista lounaaseen.

Davisin ryhmän tutkimusalueella on runsaasti vanhoja virtausuomia ja kuivuneita kraatterijärviä. Uomiin liittyvissä viuhkamaisissa muodostumissa oli piirteitä sekä fluviaaliviuhkoista että deltoista. Fluviaaliviuhkat syntyvät joen haaroittuessa, kun se virtaa kapeasta laaksosta tasangolle. Tutummat deltat puolestaan ovat jokien päätepisteitä, kun niiden virtaus päättyy järveen tai mereen.

Davisin tutkimusryhmän keskeisin havainto on, että toisin kuin monet muut dikotomiavyöhykkeen viuhkamaiset muodostumat, Memnonia Sulcin viuhkat ovat syntyneet aivan eri korkeuksille: korkeuseroa viuhkojen välillä on jopa noin 700 metriä. Tämä ei järin hyvin sovi ajatukseen pitkäkestoisesta valtamerestä. Heidän mukaansa ennemminkin kyse on dikotomiavyöhykkeellä esiintyneistä erillisistä järvistä.

Kunnon maaotteluhengessä Lontoossa vaikuttavat Davis ja Dickeson saivat haasteen Pariisista: Frédéric Schmidt kollegoineen julkaisi myöskin tammikuussa Proceedings of the National Academy of Sciences -lehdessä kaasukehämallinnuksiin perustuvan artikkelin Circumpolar ocean stability on Mars 3 Gy ago, jonka mukaan pitkäikäinen valtameri Marsissa on hyvinkin ollut mahdollinen.

Perinteisesti nuoren Marsin ilmaston on oletettu olleen joko kylmä ja kuiva tai lämmin ja kostea. Vähänkään pidempikestoista lämmintä ja kosteaa ilmastoa on kuitenkin pidetty fysikaalisena mahdottomuutena etenkin viileän nuoren Auringon vuoksi. Kirjoittelin tästä ongelmasta pari vuotta sitten.

Nyt Schmidt ja kumppanit ehdottavat kolmatta ilmastovaihtoehtoa. Heidän simulaatioidensa mukaan kolme miljardia vuotta sitten Marsissa vallitsi kylmä ja kostea ilmasto. Vaikka planeetan keskilämpötila olikin pakkasen puolella, pohjoinen valtameri pysyi silti sulana. Lämpötilan nollaraja seuraili suunnilleen ylänköjen ja alankojen välistä dikotomiarajaa. Pohjoisen valtameren lisäksi vähäisemmät sisämeret lainehtivat Argyren ja etenkin Hellaksen törmäysaltaissa eteläisellä pallonpuoliskolla. Dikotomiavyöhykkeellä ja pohjoisella valtamerellä satoi runsaasti, ja suuri osa eteläisistä ylängöistä oli lumen ja jään peitossa.

Ylängöille kertyvä jää onkin oleellista, sillä Schmidtin ryhmän malli edellyttää, että lukuisat Marsin jättimäisistä virtausuomista eivät olisikaan veden vaan virtaavien jäätiköiden kaivertamia. Ajatus ei ole uusi, sillä sitä ehdotettiin ainakin jo neljä vuosikymmentä sitten. Se ei koskaan saavuttanut erityisen suurta suosiota, vaikka merkittävä osa vähäisemmistä Marsin pinnanmuodoista selittyy luontevimmin vähintäänkin jään ellei suorastaan jäätiköiden vaikutuksella. Schmidtin ryhmän simulaatiot toivottavasti herättävätkin uudelleen mielenkiinnon tutkia, selittyisivätkö virtausuomissa havaitut piirteet sittenkin paremmin hitaasti ja pitkän aikaa virranneilla jäätiköillä kuin ryöpsähten purkautuneella vedellä.

Kuten nämäkin kaksi tuoretta johtopäätöksiltään vastakkaista tutkimusta osoittavat, kysymys Marsin pohjoisen valtameren todellisuudesta ei ole vielä lähiaikoina selviämässä. Se varmasti säilyy tutkijoiden asialistan kärkipäässä, eikä vähiten siksi, että pitkäikäinen meri on tietenkin elämän kehittymisen kannalta huomattavasti suotuisampi ympäristö kuin rutikuiva tasanko. Myös puhtaasti geologisesta näkökulmasta pohjoinen valtameri on yksi Marsin suurimpia ja kiehtovimpia avoimia kysymyksiä. Mittakaavaltaan se on samaa luokkaa kuin se perustavanlaatuinen probleema, miksi Mars ylipäätään on jakautunut kahteen niin erilaiseen pallonpuoliskoon. Mutta se onkin jo toinen tarina.

---

¹Monien nykytutkijoiden mielestä Marsia voidaan pitää kolmeen osaan jakautuneena planeettana. Eteläisten ylänköjen ja pohjoisten alankojen lisäksi kolmannen kokonaisuuden muodostaa Tharsiksen nuori tuliperäinen pullistuma. Sillä ei kuitenkaan tämän tarinan kannalta ole kovinkaan suurta merkitystä, joskin kannattaa muistaa, että Tharsis on niin massiivinen, että se on mahdollisesti keikauttanut koko planeettaa ja myös muuttanut sen muotoa muuallakin kuin itse Tharsiksen alueella. Tämä voi selittää osan valtameren rantaviivojen – joiden tietenkin pitäisi alkujaan olla vakiokorkeudella – suuresta nykyisestä korkeusvaihtelusta.

---

Pimeästä takapuolesta

28.2.2022 klo 23.58, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Havaitseminen , Kuu , Nimistö , Yleinen

Kieli on ajattelun väline, kuten tavataan sanoa. Ja kieli on tietenkin myös ajatusten ja tiedon välityksen väline. Kieli taas muodostuu sanoista. Sanat luovat mielikuvia ja sanojen toistaminen vahvistaa niitä. Kun vaikkapa tiedotusvälineissä toistettavat sanat ovat vääriä tai vähintäänkin harhaanjohtavia, voi seurauksena olla vaikka minkälaisia ajatuksia. Esimerkiksi täysin vinksallaan oleva käsitys lähiavaruudestamme.

Miksi näemme Kuusta aina saman puolen – lukkiutunut pyöriminen

Kuu kiertää Maan reilussa 27 vuorokaudessa. Samassa ajassa Kuu pyörähtää kerran oman pyörimisakselinsa ympäri. Se johtaa siihen, että näemme Maasta katsoen aina saman puolen Kuusta. Tämä ei ole mikään ihmeellinen sattuma, vaan aivan luonnollinen seuraus vuorovesivoimista. Käytännössä Maa nappaa vetovoimallaan kiinni itse aiheuttamistaan Kuun jenkkakahvoista saadakseen sen tanssimaan oman pillinsä mukaan.¹

Tällainen lukkiutunut pyöriminen on pääsääntö aurinkokunnassamme, sillä lähes kaikki jättiläisplaneettojen suuremmanpuoleiset kuut, samoin kuin Marsin vähäiset Phobos ja Deimos näyttävät aina saman puolen emäplaneetalleen. Pluto–Charon -systeemissä myös Pluton pyöriminen on lukkiutunut Charonin suhteen, joten Charon on mahdollista nähdä Plutosta vain charoninpuoleiselta pallonpuoliskolta.

Sama kohtalo on teoriassa edessä myös Maa–Kuu -järjestelmässä, joskin siihen kuluu arviolta jokunen kymmenen miljardia vuotta. Punaiseksi jättiläiseksi paisunut Aurinko nielaisee Maan ja Kuun ehkä suunnilleen viiden miljardin vuoden kuluttua, joten emme ole paikan päällä tätä todistamassa. Pluto ja Charon muodostavat massoiltaan paljon Maata ja Kuuta tasaveroisemman tanssiparin ja ne ovat myös hyvin lähellä toisiaan, joten siellä lukkiutunut pyöriminen on jo saavuttanut huipennuksensa.

Lähipuoli ja etäpuoli

Kun Kuu kerran näyttää meille aina vain toisen puolensa, on luonnollista, että eri kielissä on kehittynyt sanaparit kuvaamaan näitä puoliskoja. Englanniksi Maahan päin kääntynyt puoli on nearside, kun taas se puoli, jota emme koskaan Maasta näe, on nimeltään farside. Saksankieliset sanat näille ovat die Vorderseite ja die Rückseite.

Suomeksi näille termeille ei valitettavasti ole vakiintuneita vastineita. Nearside tosin on varsin usein ”etupuoli”. Itse en tästä nimestä ole koskaan välittänyt, sillä jos Kuulla on ”etupuoli”, silloin on väistämättä myös ”takapuoli”. Sitä ei mitenkään voi pitää järin arvokkaana nimityksenä, mutta silti sitä käytetään tiedotusvälineissä tuon tuosta. Pidän huonoja vitsejä mitä suurimmassa arvossa, mutta ”takapuoli” tuottaa niitä vähän turhan paljon.

Entäpä ”kääntöpuoli”? Sitäkin käytetään, mutta vaikka pystyn sen kanssa elämään suht onnellista elämää, ihan hirveästi en siitäkään innostu. Niin mitaleilla kuin kolikoillakin on kaksi puolta, ja useimmiten kääntöpuoli tuppaa olemaan se ikävämpi. Kielteisistä mielleyhtymistä ei siis päästä eroon. ”Maahan näkymätön puoli” taas on uskomattoman kömpelö ilmaus, mutta siihenkin joskus törmää.

Mutta ajatellaanpa hetki noita englannin sanoja, nearside ja farside. Near tarkoittaa lähellä tai liki, far puolestaan etäällä tai kaukana. Tuossa on ilmeinen logiikka, sillä kyllähän meihin päin kääntynyt puoli on lähempänä kuin se toinen. Läheisyys pätee paitsi fyysisesti, myös avaruuslentojen vaikeuden kannalta, sekä erityisesti henkisesti. Moni muistaa ajan, jolloin nearside oli ainoa puoli, joka Kuusta tunnettiin, sillä farside nähtiin ensimmäistä kertaa vasta Neuvostoliiton Luna 3 -luotaimen suttuisista kuvista lokakuussa 1959. Puoliskojen erottaminen toisistaan nimen osalta on perusteltua myös geologisesta ja geofysikaalisesta näkökulmasta, sillä Kuun eri pallonpuolien geologinen kehitys on ollut hyvin paljon toisistaan poikkeavaa.

Kun joskus viime vuosituhannella suoritin Oulun yliopistossa selenologian kurssia, sitä vetänyt planetologian dosentti Jouko Raitala avarsi maailmaani paitsi Kuun geologian osalta, myös suomen kielen tiimoilta: Kuulla on lähipuoli ja etäpuoli! En sitten tiedä, kuinka laajalle Joukon erinomainen oivallus hänen oman tutkimusryhmänsä keskuudesta levisi, sillä selenologiaa luennoitiin ainoastaan muutaman vuoden välein ja minä olin tuona vuonna ainoa kurssin suorittaja. Joka tapauksessa lähipuoli ja etäpuoli ovat selkeää suomea vailla kielteisiä mielleyhtymiä ja ne kertovat yksiselitteisesti mistä on kyse. Onpa niillä sekin etu(?) puolellaan, että ne vastaavat tieteen valtakielen englannin termejä. Lähipuoli on meitä lähellä sekä meille tuttu ja läheinen. Etäpuoli on etäällä ja meille etäisemmäksi jäänyt.

Yöpuoli ja päiväpuoli

”Takapuoli” ei kuitenkaan ole likikään suurin inhokkini Kuun eri puoliskoista puhuttaessa. Se kunnia on varattu ”pimeälle puolelle”. Tiedotusvälineissä sitä käytetään jatkuvasti. Viimeksi se otti silmiini nyt tammikuun lopulla, kun iltapäivälehdet uutisoivat Kuun kanssa törmäyskurssilla olevasta hylätystä kantoraketin pätkästä, jota kukaan ei halua tunnustaa omakseen. Törmäystä ei kuulemma nähdä Maasta, koska se tapahtuu ”pimeälle puolelle”.

Kaikille suomenkielisille lienee selvää, mitä “pimeä” oikein tarkoittaa, mutta kerrataan asia ihan varmuuden vuoksi Kielitoimiston sanakirjan avulla. Jos unohdetaan arkikieliset ja kuvaannolliset ilmaukset sekä slangi, pimeä adjektiivina tarkoittaa seuraavaa:

• ”jossa ei ole (tarpeeksi) valoa, valoton, heikkovaloinen.”

Substantiivina ”pimeälle” löytyy puolestaan seuraavat merkitykset:

• ”pimeys”
• ”pimeä (vuorokauden) aika.”

Tämän perusteella Kuun ”pimeän puolen” pitäisi siis olla pallonpuolisko, jonne ei Aurinko koskaan paista. Kuun napa-alueilla onkin kraattereita, joiden pohjille suoraa auringonvaloa ei koskaan ainakaan parin viimeksi kuluneen miljardin vuoden aikana ole langennut. Niitä voidaan pitää tavanomaisessa merkityksessä pimeinä paikkoina Kuun pinnalla, mutta eivät ne suinkaan ole mikään ”puoli”. Nämä kylmät ja pimeät kraattereiden pohjat sekä eräät napa-alueiden lähes ainaisessa valossa paistattelevat vuorenhuiput poislukien kaikkialla Kuun pinnalla Aurinko nousee aina 29,5 vuorokauden välein. ”Pimeää puolta” ei ole olemassa.

Koska Kuussa ei käytännössä ole oikeastaan minkäänlaista kaasukehää, ei myöskään hämärää ole.² Siten kaikkialla Kuun pinnalla päivä eli valoisa aika alkaa lähes yhtäkkisesti ja kestää hieman reilut kaksi viikkoa, aivan samoin kuin pimeys eli yökin. Kuu siis jakautuu alati muuttuviin yöpuoleen ja päiväpuoleen, joiden välissä on yön ja päivän raja eli terminaattori. Mutta yöpuoli ei ole sama asia kuin median virheellisesti toistama ”pimeä puoli”.

Näkymätön ja kuulumaton Maa

Vaikka Kuussa ei mitään ”pimeää puolta” siis ole olemassa, etäpuolen yö on kyllä hieman synkempi kuin lähipuolen yö. Tästä on syyttäminen lukkiutunutta pyörimistä, joka pitää Maan ainaisesti näkymättömissä Kuun etäpuolelta katsottuna. Maan merkitys Kuun yöpuolen valaisussa on helposti nähtävissä paljain silmin vaikkapa kevätiltaisin, kun kirkkaana loistavan kasvavan kuunsirpin lisäksi myös Kuun yöpuoli näkyy harmahtavan kelmeänä. Tämä maatamona tunnettu ilmiö johtuu siitä, että tuolloin Kuun lähipuolen yötä valaisee lähes täysi Maa: Maan vaiheet Kuusta nähtynä ovat vastakkaiset Kuun vaiheisiin nähden. Kuun etäpuolen yöstä Maa ja näin myös maatamo puuttuvat, joten öisin valoa on todella vähän tarjolla. Viimeistään kahden viikon kuluttua tilanne kuitenkin korjautuu, kun Aurinko taas nousee etäpuoltakin valaisemaan.

Vaikka Maan näkymättömyys on taatusti psykologinen ongelma, jos etäpuolelle koskaan rakennetaan pysyvämpiä asuttuja tukikohtia, siitä on tieteellisestä näkökulmasta kiistattomasti hyötyä. Koska Maa ei näy etäpuolelle, eivät myöskään ihmistoiminnan kaikkialle avaruuteen syöksemät radioaallot ole saastuttamassa etäpuolen taivasta. Siksi etäpuoli olisi paras tuntemamme paikka matalia radiotaajuuksia mittaavalle teleskoopille, joka voisi tehdä suoria havaintoja varhaisesta maailmankaikkeudesta ennen ensimmäisten tähtien ja galaksien syntyä. Ajanjakso tunnetaan maailmankaikkeuden ”pimeänä aikana”.³ Vaikka tästä ”pimeästä ajasta” voitaisiin tehdä havaintoja Kuun tarjoamasta todellisesta radiopimennosta käsin, ei sekään tee etäpuolesta ”pimeää puolta.”

Merkitykset ja maailmankuvat

Onko tämä kaikki sitten vain pelkkää semanttista ja terminologista kikkailua vailla mitään sen suurempaa merkitystä? Itse olen vakuuttunut siitä, että asioista käytetyillä sanoilla on huomattava vaikutus ihmisten maailmankuvaan.

Yleissivistyksen ja luonnontieteellisen maailmankuvan välittäminen (vaikkakaan ei välttämättä omaksuminen) oli takavuosikymmeninä yksi koululaitoksen tehtäviä. Kuun suhteen se ei kovin häävisti tehtävässä tuolloinkaan onnistunut, sillä olen vuosikymmenten varrella jutellut tähtinäytöksissä, luennoilla, kursseilla ja muuten vaan lukuisten fiksujen ihmisten kanssa, jotka ovat olleet siinä vakaassa uskossa, että Kuun etäpuoli on todellakin pimeä puoli.

Nykyisin koululaitos on käsittääkseni ulkoistanut sivitystyön kännyköille ja Googlelle, joten en usko tilanteen olevan ainakaan yhtään sen parempi. Kun hakukoneeseen kirjoittaa ”Kuun pimeä puoli”, ensimmäisenä tuloksena Google sentään tarjoaa ihan asiallista lyhyttä Wikipedia-artikkelia otsikolla Kuun Maahan näkymätön puoli, mutta ensimmäisellä tulossivulla omia näkemyksiään ”pimeästä puolesta” tarjoavat myös niin Ilta-Sanomat, MTV kuin YLEkin. Toiset näistä selittävät asian todellisen laidan erittäin lyhyesti, toiset eivät lainkaan.

Voin olla turhan naiivi, mutta uskon, että jolleivat nämä ja lukemattomat muut vastaavat jutut otsikoissaan vuosikymmenestä toiseen jankuttaisi Kuun ”pimeästä puolesta” vaan puhuisivat vaikkapa ”etäpuolesta” tai edes ”kääntöpuolesta”, ihmisten lähiavaruutta koskeva maailmankuva voisi pikkuhiljaa alkaa vastata todellisuutta. Soisinkin, että vielä joskus koittaisi aika, jolloin ”Kuun pimeä puoli” viittaisi vain Pink Floydiin ja ”pimeä puoli” lähinnä Star Warsiin. Todellisen Kuun yhteydessä ”pimeästä puolesta” on turha puhua, kun sujuvampia ja kaikin puolin parempia vaihtoehtoja on olemassa.

---

¹Lukkiutuneesta pyörimisestä enemmän kiinnostuneille löytyy netistä runsaasti asiaa selventäviä juttuja, piirroksia ja videoita. Wikipedia-artikkelista voi aloittaa.

²Jos aivan välttämättä haluaa saivarrella, Kuussa on toki äärimmäisen ohut eksosfääri, jossa joskus auringonnousun tai -laskun tienoilla voi nähdä leijailevaa pölyä. Samoin jonkinlaisena ”hämäränä” voisi kai pitää esimerkiksi sitä, että itse seisoo vielä vaikkapa yön ja päivän rajalla sijaitsevan kraatterin pohjalla varjossa, mutta sinne kuitenkin lankeaa auringonvalossa jo/vielä kylpevästä kraatterin reunasta heijastunutta valoa.

³Tämän ”pimeyden” todellisuuden pohtimisen jätän itseäni fiksummille. Joka tapauksessa kosmisen mikroaaltotaustasäteilyn tarjoaman noin 380 000 vuoden ikäisen maailmankaikkeuden potretin jälkeen seurasi satoja miljoonia vuosia kestänyt ajanjakso, jolloin neutraalin vetykaasun pilvet estivät näkyvää valoa etenemästä eikä tähtiä tai galakseja vielä ollut, joten ainakin tässä mielessä maailmankaikkeus todella oli ”pimeä”.

Vaikka mahdollisuus suurten kosmologisten kysymysten ratkaisemiseen ymmärrettävästi yleensä mainitaankin keskeisimpänä Kuun etäpuolen radio-observatorion etuna, olisi etäpuolelta mahdollista havaita myös astrofysikaalisesti kiehtovia kohteita, kuten tähtien koronien massapurkauksia ja eksoplaneettojen magneettikenttiä. Aurinkokuntatutkimuksen kannalta kiinnostavia tutkimuskohteita olisivat esimerkiksi Neptunuksen takana mahdollisesti vielä lymyilevät suuret planeetat, sekä Uranuksen ja Neptunuksen magnetosfäärien radiosäteily, jota ei ole pystytty tutkimaan kuin Voyager 2:n pikaisilla ohilennoilla 1980-luvulla.

---

Tämä juttu ilmestyy myös Hieman Kuusta -blogissa.

---

Muokkaus 23.11.2023: Vaihdettu toisessa alaviitteessä ollut vanhentunut eksosfäärilinkki toiseen ja ainakin vielä toistaiseksi toimivaan. Kiitokset erittäin tarkkaavaiselle lukijalle! (Eikä tämä juttu koskaan tainnut privaattiblogini puolelle muokattuna versiona ilmestyä).

---

Törmätessä roiskuu: maapallon ensimmäinen sekundäärikraatterikenttä Wyomingissa

24.2.2022 klo 08.00, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Heittele , Kraatterien morfologia , Kraatterit , Maa , Mars , Sferulit , Shokkimetamorfoosi , Törmäykset , Vuoristot

Kraatteriketjut ja -kentät

Kun kraattereita on vieri vieressä, puhutaan kraatterikentästä. Törmäyskraattereiden tapauksessa rypäs vierekkäisiä kraattereita voi syntyä kolmella tapaa.

Hauras kappale saattaa vuorovesivoimien vaikutuksesta repeytyä osiksi hieman ennen törmäystä. Silloin osat tömähtelevät lähes samaan aikaan vieretysten, osin melkein toistensa päällekin. Tällaisessa tapauksessa tosin syntyy lähinnä pitkä ja suoraviivainen kraatteriketju (latinaksi catena) eikä varsinainen kraatterikenttä. Tunnetuimpia esimerkkejä tällaisista ovat kuuharrastajienkin hyvin tietämä Lunar 100 -listan havaintokohde 51 eli Catena Davy¹ ja Ganymedeen Enki Catena.

Tiheän kaasukehän ympäröimillä taivaankappaleilla puolestaan voi käydä niin, että törmäyskurssilla oleva avaruusmurikka hajoaa osiin vasta kaasukehässä. Tällöin syntyy tyypillisesti ellipsin muotoinen kraatterikenttä, jonka suurin kraatteri on lähempänä ellipsin sitä päätä, jonka suuntaan kappale oli menossa. Tilanne vastaa siis meteoriittien putoamisellipsiä: suurimmat meteoriitit lentävät kauimmaksi. Maapallolta tällaisia kraatterikenttiä tunnetaan seitsemän, eli Henbury, Kaalijärv, Macha, Morasko, Odessa, Sihote-Alin ja Wabar. Näistä Viron Saarenmaalla sijaitseva Kaalijärv on lukemattomille suomalaisillekin tuttu paikka, mutta harvempi on varmaankaan kävellyt ympäristössä ihastelemassa 110-metrisen pääkraatterin vieressä sijaitsevia noin kahdeksaa pienempää satelliittikraatteria.

Mainitut kraatterikentät ovat suurimmillaankin vain muutaman kilometrin pituisia ja korkeintaan noin puolentoista kilometrin levyisiä. Kraatterikentän suurempi leveys olisikin Maan ilmakehässä hajoavalle kappaleelle mahdotonta. Itse kraatterit ovat muutamien kymmenien tai korkeintaan parin sadan metrin läpimittaisia. Maapallon tapauksessa kraatterikenttiä yhdistää sekin, että ne ovat syntyneet rautameteoriitten törmäyksistä.²

Sekundäärikraatterit

Jos tarkastellaan aurinkokuntaa kokonaisuutena, ylivoimaisesti tyypillisin kraatterikenttien muodostumistapa on kuitenkin sekundäärinen kraatteroituminen. Sekundäärikraatterit syntyvät primäärikraatterista lentäneestä heitteleestä. Kuuharrastajat tuntevat sekundäärikraattereistakin hyvän esimerkin, eli Lunar 100 -luettelon havaintokohteena 69 olevat Copernicuksen sekundäärikraatterit.

Heitteleen nopeus on tyypillisesti selvästi alkuperäistä primäärikraatterin synnyttäneen kappaleen törmäysnopeutta hitaampi. Törmäyskulma on myös yleensä loivempi. Siksi sekundäärikraatterit ovat primäärikraattereita matalampia ja usein soikeita. Taivaankappaleesta ja primääritörmäyksen koosta riippuen sekundäärikraatterit voivat sijaita kymmenien, satojen tai jopa tuhansien kilometrien päässä primäärikraatterista. Kaukaisissa tapauksissa primäärikraatterin tunnistaminen onkin usein hyvin vaikeaa tai mahdotonta.

Lähempänä primäärikraatteria esiintyessään sekundäärikraatterit muodostavat kuitenkin usein ryppäitä ja jonoja. Silloin niiden heittelekentät vuorovaikuttavat toistensa kanssa. Tämän seurauksena syntyy sekundäärikraattereille ominainen kalanruotorakenne. Ruotorakenteen ”nuolet” osoittavat suunnilleen primäärikraatteriin päin, mikä monessa tapauksessa helpottaa primäärikraatterin tunnistamista.

Sekundäärikraatterien tutkimista on kuitenkin haitannut pahasti se, että maapallolta ei ole onnistuttu löytämään ensimmäistäkään sekundäärikraatteria. Tämä on sikäli luonnollista, että isojenkin törmäysten synnyttämät sekundäärikraatterit ovat väkisinkin melkoisen pieniä, eikä suuria törmäyskraattereita ole onneksi pitkiin aikoihin syntynyt. Vanhojen suurten kraatterien sekundäärikraatterit ovat taas aikojen saatossa kuluneet pois. Maan suuri painovoima ja paksu kaasukehä myös osaltaan hillitsevät sekundäärikraattereiden syntyä.³

Toissa viikolla julkaistun artikkelin mukaan maapallon sekundäärikraatterivaje näyttäisi nyt kuitenkin hieman olevan korjaantumassa.

Lähde länteen

Lännenelokuvien ystäville USAn Wyomingin osavaltiosta tulee mieleen etenkin George Stevensin mestariteos Etäisten laaksojen mies, samoin kuin Kevin Costnerin Tanssii susien kanssa. Suunnilleen kaikki geologit taas tuntevat Wyomingin Yellowstonen supertulivuoresta massiivisine kalderoineen ja kuumine lähteineen. Scifistä kiinnostuneille geologeille Steven Spielbergin Kolmannen asteen yhteydessä pääroolin varastava Devil’s Tower lienee Wyomingin ykköskohde. Kraatteritutkijoiden valtaosalle Wyoming ei sen sijaan aiemmin ole juuri iloa tuottanut, sieltä kun on tunnettu vain Cloud Creekin seitsenkilometrinen, syvällä sedimenttikivikerrostumien alla sijaitseva törmäysrakenne. Viime vuosina tilanne on kuitenkin muuttunut radikaalisti.

Vuonna 1959 Douglasin pikkukaupungin läheltä, Laramie-vuoriin kuuluvan Sheep Mountainin kupeelta löydettiin viisi muutaman kymmenen metrin läpimittaista, hieman kohonneen reunan ympäröimää kuoppaa. Löytö raportoitiin opinnäytetyössä, mutta niiden alkuperään ei otettu kantaa.

Kesti vuoteen 1996 ennen kuin seuraavat opiskelijat olivat asialla. He tulkitsivat kuopat törmäyskraattereiksi. Tarvittavat todisteet šokkimetamorfoosista kuitenkin puuttuivat, eikä tieto edelleenkään levinnyt vuosikausiin kraatteritutkijoiden pariin.

Vasta vuonna 2018 saksalaisen kraatteritutkija Thomas Kenkmannin johdolla kraattereita löydettiin runsaasti lisää. Mikä tärkeintä, he raportoivat vakuuttavia todisteita niiden törmäyssynnystä. Kenkmannin tutkimusryhmä löysi tuolloin seitsemän kraatterin kivistä kvartsin šokkilamelleja, jotka ovat varma todiste törmäyksestä. Samalla mahdollisten pienten törmäyskraatterien lukumäärä Wyomingin kaakkoisosissa kohosi useisiin kymmeniin. Todisteet kokoava tutkimusartikkeli Evidence for a large Paleozoic Impact Crater Strewn Field in the Rocky Mountains on vapaasti luettavissa.

Osa Douglasin tyypillisesti muutaman kymmenen metrin läpimittaisista usein hieman soikeista kraattereista oli hämmästyttävän hyvin säilyneitä. Monien kraattereiden nurinniskoin kääntynyt reuna ja jopa heittelekenttä olivat säästyneet eroosiolta. Kaikki kraatterit olivat syntyneet hiekkakiveen ja joidenkin pohjia peitti osittain savikivi. Näistä leikkaussuhteista voitiin päätellä, että kraatterit syntyivät noin 280 miljoonaa vuotta sitten. Tämä oli häkellyttävä havainto, sillä Maan muut tunnetut kraatterikentät ovat erittäin nuoria, korkeintaan joitakin tuhansia tai kymmeniä tuhansia vuosia vanhoja.

Mielenkiintoista kyllä, Cloud Creekin törmäysrakenne sijaitsee 120 km:n päässä luoteeseen kraatterikentästä, samalla kaakko–luode-suuntaisella linjalla kuin Douglasin kraatteritkin. Cloud Creekin ikäarvio, noin 190 ± 20 miljoonaa vuotta, on kuitenkin sen verran kaukana 280 miljoonasta vuodesta, että minkäänlaista yhteyttä Kenkmann ja kumppanit eivät näillä nähneet olevan. 

Douglasin pikkukraatterit muodostuivat märkään hiekkaan hyvin lähellä merta, kenties laguunimaisessa ympäristössä. Pian syntynsä jälkeen ne peittyivät savikerroksella. Paksut kerrostumat suojasivat niitä kulutukselta kymmeniä miljoonia vuosia, kunnes noin 75–50 miljoonaa vuotta sitten Laramie-vuoret kohosivat vuorijonopoimutuksessa. Vuoriston synnyn yhteydessä ja sen jälkeen arviolta kaksi, kenties kolmekin kilometriä sedimenttejä on hioutunut pois hiekkakiven päältä paljastaen kraatterit nyt tutkittaviksi.

Vuoden 2018 artikkelissa Kenkmannin ryhmä piti tuolloin vielä Douglasin kraatterikenttänä tunnettua aluetta todennäköisimmin normaalina kraatterikenttänä, joka syntyi ilmakehässä hajonneen (rauta-)asteroidin törmäyksestä. Se, ettei meteoriitteja löytynyt, oli kuitenkin jonkinmoinen ongelma. 280 miljoonan vuoden iän mukanaan tuoma rapautuminen saattoi kuitenkin selittää sen, vaikka itse kraatterit olivatkin erittäin hyvin säilyneitä. Kaukonäköisesti ryhmä totesi artikkelissaan, että mikäli myöhemmin kraattereita löytyy laajemmalta alueelta, voi silti olla tarpeen harkita muitakin vaihtoehtoja tarkemmin, ennen kaikkea sekundäärikraattereiden mahdollisuutta.

Pari viikkoa sitten Geological Society of America Bulletin -julkaisusarjassa ilmestynyt myöskin vapaasti luettavissa oleva Kenkmannin ryhmän toinen artikkeli Secondary cratering on Earth: The Wyoming impact crater field iskee pöytään uusia havaintoja ja mallinnuksia, jotka tekevät sekundäärikraatteritulkinnasta hyvinkin uskottavan. Nyt varmoja, šokkimetamorfisia todisteita sisältäviä kraattereita on jo 31 kpl ja kandidaatteja kuutisenkymmentä lisää. Koko kraatteriehdokkaiden kattama alue on laajuudeltaan noin 90 km x 40 km. Vanha nimi ei tälle enää riitä, joten alue tunnetaan nyt Wyomingin kraatterikenttänä. Näin laaja-alainen kraatterikenttä ei millään selity yhden kappaleen hajoamisella ilmakehässä. Ensimmäistäkään meteoriittia ei myöskään ole edelleenkään löydetty.

Juuri ennen ilmakehään saapumista hajonneen suuremman kappaleen törmäys saattaisi ehkä periaatteessa synnyttää suuren kraatterikentän, mutta Kenkmannin ryhmän havainnot sulkevat tällaisen jo alkujaankin hyvin epätodennäköisen mahdollisuuden pois. Monet kraattereista nimittäin ovat soikeita ja/tai esiintyvät jonoina. Lisäksi parissa kraatterissa nähdään – ensimmäistä kertaa  maapallolla – ruotorakenteiksi tulkittuja piirteitä heittelekentissä. Näistä havainnoista määritetyt törmäyssuunnat risteävät, toisin kuin vuorovesivoimien hajottaman kappaleen synnyttämän kraatterikentän tapauksessa kävisi.

Kenkmannin ja kollegojen havaintojen ja päätelmien mukaan Wyomingin kraatterikentän primäärikraatteri on todennäköisimmin noin 150–200 km:n päässä kaakossa Cheyennen kaupungin koillispuolella Wyomingin ja Nebraskan rajaseudulla. Läpimittaa sillä on tämänhetkisten arvioiden ja mallinnusten perusteella kenties 50–65 km. Siitä noin 0,7–1 km/s nopeudella lentäneet vähintään 4–8 m:n läpimittaiset lohkareet synnyttivät muutamien kymmenien metrien läpimittaiset sekundäärikraatterit ja aiheuttivat hiekkakivessä havaitut šokkimetamorfiset muutokset.

Nopeus voi kuulostaa suurelta, mutta kraattereista puhuessa tuo on erittäin vähän: maapallolla tavanomainen asteroidien törmäysnopeus on hieman vajaat 20 km/s. Alhaisilla nopeuksilla korkean šokkipaineen vaikutusalue jää väistämättä hyvin pieneksi. Yksi Kenkmannin ryhmän tutkimuksien yllätyksistä olikin, että he löysivät todisteita šokkimetamorfoosista niin monesta kraatterista. Tämä kertonee paitsi erittäin sitkeästä tutkimustyöstä, myös kraatterien vähäisestä eroosiosta.

Kraatterien heittele on koostumukseltaan aina ihan tavallista kohdekallioperää. Siksi sekundäärikraatterit synnyttäneiden kappaleiden jäänteiden löytäminen on käytännössä mahdotonta. Sikäli kun Kenkmannin ryhmän tulkinta on oikea, kraattereiden ympäristöstä on siis täysin turha lähteä metallinpaljastimen kanssa etsimään rautameteoriitteja, sillä niitä ei ainakaan kraattereihin liittyen ole.

Pölyä ja palleroita

Törmäyksen vaikutukset tuntuivat Wyomingin kraatterikentän alueella muutenkin kuin heittelemurikoiden törmäyksinä. Kenkmannin ryhmä löysi eräistä kraattereista noin millimetrin läpimittaisia kerroksellisia kvartsista koostuvia pallosia. Erilaisia mikroskooppisia palleroita eli sferuleja on monenlaisia, mutta nämä tulkittiin kerroksittain keräytymällä syntyneiksi lapilleiksi (englanniksi accretionary lapilli). No ovat tyypillisiä tulivuorten tuotteita, mutta myös törmäyssyntyisiä lapilleja tunnetaan. Sellaiset todennäköisimmin muodostuvat pienen ilmassa leijuvan kostean tai osin sulan hiukkasen kerätessä kuumasta kaasu- ja pölypilvestä (eli törmäyspluumista) ympärilleen kerroksittain lisää partikkeleja.

Sekundäärikraatterit ovat aivan liian pieniä, jotta niissä olisi merkittävää pluumia tai lapillien muodostumista päässyt syntymään. Kenkmannin ja kumppaneiden hypoteesi onkin, että primäärikraatterin pluumi vuorovaikutti  syntyvien sekundäärikraatterien ja niiden heittelekenttien kanssa, jolloin lapillit päätyivät osaksi hyvin hienorakeisesta kvartsista (tarkemmin sanottuna sertistä) koostuvia outoja pieniä möykkyjä, joita eräistä kraattereista löydettiin.

Jalustalle nostetut kraatterit

Eräiltä Wyomingin pikkukraattereilta on löydetty vielä yksi maapallolla ennennäkemätön piirre, jolla on erittäin mielenkiintoinen yhtymäkohta Marsiin. Marsissa, etenkin korkeammilla leveysasteilla, esiintyy runsaasti yleensä melko pieniä kraattereita, joiden heittelekenttä päättyy terävärajaiseen alaspäin viettävään rinteeseen. Koko kraatteri näyttää siis olevan nostettu ympäröivää maastoa korkeammalle kohoavan jalustan päälle. Englanniksi tällaiset kraatterit tunnetaan nimellä pedestal craters, Suomessa muutamat niistä kiinnostuneet geologit ovat tavanneet puhua jalustakraattereista.

Jalustakraatterien synnystä on useampia erilaisia malleja. Jollain tavalla Marsin kraatterien heittelekerros on joka tapauksessa kyennyt kovettamaan ja/tai suojelemaan alla olevaa kallioperää kulutukselta. Hieman yllättäen Wyomingin Laramie-vuorten alarinteiltä saattaa löytyä ainakin osittainen ratkaisu jalustakraattereiden syntyongelmaan.

Monia Wyomingin kraattereita ympäröi säteittäisten ja konsentristen törmäyssyntyisten rakojen verkosto. Kun kraatterit pian syntynsä jälkeen peittyivät sedimenttikerrosten alle, raot täyttyivät hienorakeisella kvartsilla. Se teki koko kivestä entistä kestävämpää. Tämän prosessin käynnistymistä saattoi myös edesauttaa törmäyksessä vapautunut lämpö. Kraatterien keskiosien säilymiseen vaikutti lisäksi todennäköisesti šokkikivettyminen, joka puristi pehmeitä hiekkakiviä tiiviimpään muotoon. Joka tapauksessa lopputulos oli, että niin itse kraatterit kuin niiden heittelekentätkin olivat kovempia kuin ympäröivä hiekkakivi. Siten ne jäivät jalustojen päälle törröttämään.

Loppu hyvin, kaikki hyvin?

Kokonaisuutena tarkastellen Kenkmannin ryhmän artikkelit luovat hyvin uskottavan kuvan siitä, että Wyomingissa todellakin on maapallon ensimmäinen tunnistettu sekundäärikraatterikenttä. Näyttää myös siltä, että samalla löydettiin Maan ensimmäiset heittelekenttien ruotorakenteet. Varsin vakuuttavalta tuntuu sekin, että jalustakraattereita esiintyy Marsin lisäksi myös Wyomingissa.

Muutamia tieteen perusolemukseen kuuluvia seikkoja on kuitenkin syytä pitää mielessä. Näitä kraattereita ei ole toistaiseksi tutkinut kuin yksi ryhmä. Vaikka kuinka hyvää työtä tehdään, on aina levollisempi olo, kun toiset tutkijat vahvistavat tulokset, vallankin kun Wyomingin kraatterikenttä näyttää sisältävän peräti kolme maapallon kraattereista ennen tuntematonta piirrettä.

Yksi tutkimusten ongelma, jonka Kenkmann ja kumppanit auliisti myöntävät ja sen vaikutuksia tulkintoihinsa pähkäilevät, liittyy alueen geologiaan. Hiekkakiviyksikkö, johon kraatterit muodostuivat, on nykyisin näkyvissä melko pitkällä mutta kapealla vyöhykkeellä. Onnekas sattuma on, että heitteleklimpit osuivat muodostumaan siten, että heitteleen tulosuunta on tällä hetkellä eroosion paljastaman kraatterikentän perusteella määritettävissä. ”Onnekas sattuma” on toisaalta aina myös hieman kulmakarvoja nostattava tilanne. Osa paljastuneistakin kraattereista on varmasti yhä löytämättä, osa on kulunut kokonaan pois ja osa on nuorempien kerrostumien alla odottamassa vuosimiljoonien eroosien tuovan ne tulevaisuuden geologien tutkittaviksi.

Vuorijonopoimutuksen aiheuttamaa kallioperän kääntelehtimistä ja vääntelehtimistä on myös mahdoton tuntea tarkalleen. Tämä väistämättä vaikuttaa tehtyihin suunta- ja etäisyystulkintoihin. Vaikka primäärikraatterin todennäköisimmästä sijaintipaikasta saatiinkin melko hyvä suuntima, sen paikka varmasti muuttuu jos ja kun lisää kraattereita löydetään ja vuorijonopoimutuksen vaikutukset alueella tunnetaan tarkemmin.

Kenkmann kollegoineen toteaakin, että koko Denverin laajan sedimentaatioaltaan pohjoisosa on primäärikraatterin sijainnin kannalta erityisen kiinnostavaa aluetta. Seudulla tehdään runsaasti öljyn- ja kaasunetsintää. On hyvinkin mahdollista, että kairauksissa tai geofysikaalisissa tutkimuksissa löydetään tai on jo löydetty jotain kraatteriin liittyvää. Toivottavasti mahdolliset löydöt aikanaan päätyvät myös kraatteritutkijoiden ulottuville.

Vaikkei primäärikraatteria koskaan paikallistettaisikaan, on Wyomingin kraatterikenttä silti tutkimuksen kannalta erittäin arvokas. Mahdollisuus päästä paikan päällä perehtymään koko aurinkokunnan mittakaavassa merkittäviin ilmiöihin, jotka on aiemmin tunnettu vain luotainaineistojen ja osin laboratoriokokeiden perusteella, on kraatteritutkimusta parhaimmillaan.

---

¹Catena Davyn synnystä on jonkin verran epävarmuutta. Tiettävästi mahdollisena edelleen pidetään sitäkin vaihtoehtoa, että kyseessä olisi jonkin suuren törmäyksen kaukainen sekundäärikraatteriketju. Tämä on tosin ainakin oman näppituntumani mukaan nykyisin harvempien tutkijoiden suosiossa.

²Machan tapauksessa kraatterit synnyttäneiden meteoriittien kappaleita ei ole löydetty, ainoastaan pieniä metallisia partikkeleja, joista ei meteoriitin tyyppiä ole saatu määritettyä.

³Kenkmannin ja kollegoiden helmikuisessa artikkelissa väitetään, että paksun kaasukehän verhoamilla Titanilla ja Venuksella ei olisi sekundäärikraattereita. Vähäkraatterisen Titanin osalta kannattaa kuitenkin muistaa, ettei Cassini-luotaimen tutkakuvien erotuskyky ole kovin hääppöinen, joten sekundäärikraatterit voivat aivan hyvin jäädä enimmäkseen erotuskyvyn ulottumattomiin. Venuksen törmäyskraattereihin syvällisemmin perehtyneet tutkijat puolestaan ovat löytäneet Venuksen pinnalta sekundäärikraattereita (ks. esim. tämä maksumuurin takana oleva artikkeli, tai tämän erinomaisen kirja-artikkelin Taulukko 1). Tämä toimikoon muistutuksena siitä, että tällaisissa erittäin hyvissäkin artikkeleissa on joskus epämääräisiä perustelemattomia heittoja, jotka eivät välttämättä tarkempaa syynäystä kestä, etenkin kun astutaan alueille, jotka eivät kirjoittajien tai esitarkastajien ominta osaamista edusta.

---

Mikä Pluton sydäntä painaa?

31.1.2022 klo 23.58, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: geofysiikka , Kryovulkanismi , Pluto , Sedimentaatio , Tektoniikka , Törmäysaltaat

Kun NASAn New Horizons -luotain kesällä 2015 hiljalleen lähestyi Plutoa ja kuvista alkoi erottua jotain tolkullista, tiedotusvälineiden ja yleisön mielenkiinto tarttui välittömästi vaaleaan sydämen muotoiseen alueeseen. Se oli tavallaan onnekas sattuma, sillä periaatteessa tuo meemimagneetti olisi voinut olla Pluton toisellakin puolella. Tuolloin kukaan ei vielä tiennyt, että näkyvissä olivat koko Pluton kehityksen tärkeimmät piirteet.

Pluton sydän on viralliselta nimeltään Tombaugh Regio, asiaankuuluvasti Pluton löytäjä Clyde Tombaugh’n (1906–1997) mukaan nimetty. Sydämen läntinen puolisko, Sputnik Planitian tasanko ja sen alla lymyilevä Sputnikin allas, ovat luultavasti hallinneet planeetan¹ geologisia prosesseja yli neljän miljardin vuoden ajan. Ne ovat jättäneet jälkensä esimerkiksi Pluton ilmastoon, jäätiköihin ja mahdollisesti jopa pyörimisakselin paikkaan.²

Pluton ja Tombaugh Region maisemassa ja geologiassa on runsaasti maapallolta tuttuja piirteitä. Jäätiköt virtaavat vuoristoista alemmaksi tasangoille kaivertaen samalla laaksoja ja kuljettaen moreenia mukanaan. Vuorenhuiput törröttävät nunatakkeina ympäröivän jäätikön pinnasta läpi. Siellä täällä, vaikkakin melko harvakseltaan, vastaan tulee törmäyskraattereita, joskus joku vanha tulivuorikin. Kevyt tuulenvire kasaa tai puhdistaa hiekkaa esteiden takaa tuulijuoviksi ja muodostaa joillekin alueille poikittaisdyynien kenttiä. Ja taivaskin on, tavallaan, sininen.

Yksi oleellinen tekijä, joka kuitenkin erottaa Maata ja Plutoa, on rapsakka 230 asteen pakkanen. Sen seurauksena yhdisteet, jotka täällä olisivat kaasuja tai nesteitä, ovat Pluton kivilajeja: Pluton ”peruskallio” on vesijäätä, jäätiköt typpeä ja häkää, hiekka metaania, ja kaasukehän autereesta monttujen pohjille kertyvä pöly toliineja.

Kohonneiden reunojen rajaama Sputnikin allas on läpimitaltaan noin 1400 km x 1200 km. Sen reunat yltävät noin kilometrin verran ympäristön yläpuolelle. Altaan sisäosia täyttävän Sputnik Planitian tasangolle on reunalta noin 2,5–3,5 km:n loiva pudotus. Eteläosassa reunaa ei ole, mikä yhdessä altaan soikean muodon kanssa on johtanut ajatukseen, että kyseessä on pohjoisluoteesta tai toisten mukaan eteläkaakosta suunnilleen 45°:n kulmassa tulleen asteroidin synnyttämä törmäysallas, jonka alla on vähintään sata kilometriä syvä meri.

Sputnik Planitiaa peittää tasainen ja pinnaltaan selvästi erittäin nuori jäätikkö. Nuoruudesta kielii se, ettei jäätikön pinnalta ole löydetty ainuttakaan törmäyskraatteria. Kraattereiden puutteen perusteella jäätikön pinta on korkeintaan joitain kymmeniä miljoonia vuosia vanha. Todellinen ikä lienee vielä huomattavasti nuorempi.

Sputnik Planitian jäätikkö koostuu lähinnä typpijäästä. Lisäksi mukana on hieman häkää ja kenties hyppysellinen metaania. Jäätikön pinta on erittäin tasainen, mutta  tasangon keski- ja pohjoisosissa erottuu muutaman kymmenen kilometrin läpimittaisista soikeista ”soluista” koostuva verkkomainen rakenne. Solujen 100–150 m kohonneet keskustat ovat hyvin vaaleita, joitain kymmeniä metrejä vajonneet reunat hivenen tummempia.

Solujen muodostaman verkkomaisen rakenteen on tulkittu olevan seurausta lämmön kuljetuksesta syvemmältä kohti pintaa, eli konvektiosta. Teorian mukaan Sputnikin jäätikön solut ovat konvektiosoluja, joiden keskellä lämpö ja jää virtaavat tänäkin päivänä ylöspäin painuakseen solujen reunoilla taas alas. Konvektiosolut ovat huomattavasti tutumpia ilmakehästä, Auringon pinnalta tai puurokattilasta, mutta periaatteessa ihan sama ilmiö toimii myös aurinkokunnan ulkoalueiden hyisissä olosuhteissa. Laskujen mukaan konvektio pitää Sputnik Planitian pinnan vain noin puolen miljoonan vuoden ikäisenä. Tämä olisi millä tahansa aurinkokuntamme kiinteällä kappaleella erittäin nopea uusiutumistahti, mutta Pluton kaltaisella kaukana Auringosta sijaitsevalla pienellä jäätyneellä planeetalla näin aktiivinen sisäsyntyisten voimien ajama geologinen muutos tuntuu vieläkin hurjemmalta.

Vaikka törmäyssynty on Sputnikin altaalle selvästi suosituin selitysmalli, toisenlaistakin mahdollisuutta on esitetty. Pluton kiertoradan ja pyörimisakselin ominaisuuksista johtuen 30. leveyspiiri niin etelässä kuin pohjoisessakin on pidemmän päälle Pluton kylmin vyöhyke. Näille vyöhykkeille kertyy siksi eniten jäätä. Jos nykyisen Spunik Planitian kohdalle on syntynyt vaaleampi alue, esimerkiksi ihan tavallisen keskikokoisen törmäyskraatterin heittelekenttä tai vaikka kryovulkaaninen purkaus, alueen kasvanut heijastuskyky viilentää juuri sitä kohtaa entisestään. Näin syntyy kylmyysnapa, johon on yhä helpompi ja helpompi kertyä lisää jäätä, vallankin kun jäätikkö alkaa oman massansa alla painua alaspäin ja syntyy laaja monttu. Tämän teorian mukaan Sputnik Planitian alla ei siis tarvitse olla valtaisaa törmäysallasta, vaan koko jäätikkö ja allas olisivat voineet syntyä vain taivaanmekaniikan ja sedimenttien kertymisen seurauksena hyvin varhain Pluto–Charon-kaksoisplaneettajärjestelmän³ nuoruudessa. Mallilla on kuitenkin suuria vaikeuksia selittää uskottavasti esimerkiksi Sputnik Planitiaa ympäröivää kohonnutta reunaa.

Niin tai näin, muutaman tai korkeintaan noin kymmenen kilometrin syvyinen allas täyttyi typpijäällä jokusessa kymmenessä miljoonassa vuodessa. Yhtenä luonnollisena seurauksena tästä joko törmäyksen ja sedimentaation tai pelkän sedimentaation synnyttämästä Sputnikin (oletetusta)⁴ massakeskittymästä eli maskonista oli, että koko Pluto keikahti. Sen myötä Sputnik Planitia päätyi nykyiseen asemaansa Plutoa ja Charonia yhdistävälle suoralle, Charonista ainaisesti näkymättömälle puolelle.

Suuret altaat, olivat ne sitten törmäys- tai sedimenttisyntyisiä, vaikuttavat ympäristöönsä monin tavoin vielä pitkään syntynsä jälkeenkin. Viime vuoden lopulla ilmestyi Journal of Geophysical Research: Planets –julkaisusarjassa Patrick McGovernin ja kollegoiden vapaasti luettavissa oleva tutkimus Tectonism and Enhanced Cryovolcanic Potential Around a Loaded Sputnik Planitia Basin, Pluto. Se syventää merkittävästi käsityksiämme koskien Sputnik Planitian ja Sputnikin altaan vaikutuksia Pluton tektoniikkaan ja mahdolliseen kryovulkanismiin.⁵

Sputnik Planitiaa ympäröi laaja tektonisten rakenteiden järjestelmä. Enimmäkseen kyseessä ovat grabenit (eli hautavajoamat), mutta joukossa on myös epämääräisempiä jyrkänteitä ja rakoja. Niiden globaali kartoitus osoitti, että ne tuppaavat olemaan huomattavan usein Sputnik Planitiaan nähden joko karkeasti ottaen säteittäisiä tai konsentrisia (joita Pluton tapauksessa on hieman hämäävästi kutsuttu atsimutaalisiksi). Ilmiönä tämä ei ole mitenkään uusi, vaan sitä on esimerkiksi Kuun maskon-altaiden tapauksessa yritetty ymmärtää jo vuosikymmeniä.

Tällaisissa altaita ympäröivissä rakenteissa on se hyvä puoli, että ne antavat tietoa planeetan pintaosien jäykästi käyttäytyvän osan eli litosfäärin paksuudesta ja lujuusominaisuuksista. McGovern kollegoineen tutki tietokonemalleilla, millainen kerros typpijäätä Sputnikin altaan täytteenä tarvitaan ja millaiset ovat litosfäärin ominaisuudet, jotta havaitun kaltaiset rakenteet voisivat syntyä.

Kuten geofysikaalisten tietokonemallinnusten kohdalla aina käy, yksiselitteistä mallia ei pystytä luomaan. Epätodennäköisempiä vaihtoehtoja voidaan kuitenkin karsia pois, mikäli ne vaikuttavat olevan ristiriidassa muiden havaintojen tai tulkintojen kanssa. McGovernin ryhmän tutkimuksessa typpijäätikön paksuudeksi saatiin noin kolme kilometriä. Tämä sopii yhteen törmäysallasteorioiden kanssa, vaikka onkin altaan mahdollisen syvyyden osalta melko vähäinen paksuus. Mielenkiintoista on, että McGovernin mallinnusten mukaan allas ei kuitenkaan ole ollut muodoltaan maljamainen kun typpijää alkoi sen pohjalle kertyä, vaan lähinnä paistinpannua muistuttava laakea painanne.

Sputnik Planitian typpijäätikkö sekä taivutti että venytti vesijäästä koostuvaa litosfääriä. Tämän tektonisen deformaation seurauksena syntyivät niin konsentriset kuin suunnilleen säteittäisetkin rakenteet Sputnikin altaan ympärille. Mallinnukset antoivat litosfäärin paksuudeksi 40–75 km. Sen alla on Pluton nestemäisestä vedestä koostuva meri.

Kun litosfääriä taivutetaan ja venytetään siten, että siihen saadaan aikaiseksi merkittäviä halkeamia ja muita heikkousvyöhykkeitä ja samalla painetaan alaspäin suurelta osin nestemäistä kerrosta, luodaan suotuisat olosuhteet nesteen purkautumiseksi pinnalle. Plutosta tunnetaankin puolentusinaa aluetta, joilla on havaittu jonkinlaisia merkkejä tällaisesta prosessista. Kuinka ollakaan, nämä kryovulkaaniset alueet sijoittuvat Sputnik Planitian ympärille. McGovernin ja kumppaneiden mukaan tässä ei ole mitään ihmeellistä, vaan allasta ympäröivät kryovulkaaniset piirteet ovat luonnollinen seuraus Sputnikin altaan synnystä, täyttymisestä ja painumisesta.

Tunnetuimmat Pluton kryovulkaanisiksi tulkitut piirteet ovat Sputnikin eteläpuolella sijaitsevat Piccard Mons ja etenkin Wright Mons. Noin neljä kilometriä korkeaa ja läpimitaltaan 165-kilometristä Wright Monsia on pidetty kryovulkaanisena vuorena, jonka keskellä on syvä romahtamalla syntynyt kaldera. Viime syksynä melko raflaavalla otsikolla uutisoidun, Kelsi N. Singerin johdolla tehdyn ja toistaiseksi vain kokousesityksen tiivistelmänä julkaistun alustavan tutkimuksen mukaan Wright Monsin laella ei kuitenkaan välttämättä olekaan pinnanalaisen kryolaava- eli käytännössä vesisäiliön tyhjentymistä seuranneessa romahduksessa syntynyt kaldera. Sen sijaan kyseessä on Singerin ja kollegoiden uuden tulkinnan mukaan vain kohta, joka ei syystä tai toisesta täyttynyt kryolaavoilla. Sikäli kun heidän näkemyksensä  pätee, ne purkautuivat pinnalle jostain aivan muualta kuin Wright Monsin tai Piccard Monsin huipuilla olevista kuopista. Kenties niiden lähteinä olivat omien purkaustuotteidensa peittämiksi jääneet raot.

McGovernin ja kollegojen tutkimuksen kannalta ei ole järin merkityksellistä, onko Wright Monsin huipulla kaldera vai ei. Joka tapauksessa heidän mallinnustensa mukaan Sputnik Planitian typpijäälastin aiheuttama litosfäärin venytys ja vääntö mahdollistivat hyisen pinnanalaisen meriveden tursuamisen Pluton pinnalle. Sama mekanismi – ja sen taustalla yli neljä miljardia vuotta sitten tapahtunut asteroiditörmäys – on pohjimmiltaan vastuussa suurimmasta osasta Pluton kiinnostavimpia geologisia piirteitä.

---

¹Virallisesti avaruudellisista nimi- ja luokitteluasioista päättävä kansainvälinen tähtitieteellinen unioni IAU teki elokuussa 2006 omien sääntöjensä ja tieteen hyväksi havaittujen menettelytapojen vastaisen päätöksen, jonka mukaan Pluto ei enää ole ”planeetta” vaan tuolloin pikaisesti keksittyjen määritelmien mukainen uudenlainen kappale, ”kääpiöplaneetta”. Valtaosa planeettageologeista ja muista planeettatutkijoista, joita ei juurikaan päätöksentekoon osallistunut (koska he eivät ole IAU:n jäseniä eikä heiltä tai keneltäkään muultakaan kysytty asiasta mitään ennen äänestyspäätöstä), piti tuolloin ja pitää edelleen päätöstä kokolailla järjettömänä. Siksi he edelleen kutsuvat Plutoa planeetaksi. Planeettageologien mielestä planeettoja ovat myös esimerkiksi asteroidivyöhykkeen suurin kappale Ceres sekä jättiläisplaneettojen suuret kuut. Planeettatutkija Phil Metzgerin johdolla on Icarus-lehdessä julkaistu vuosina 2019 ja 2021 kaksi erinomaista artikkelia, joissa luokittelukysymys käydään kattavasti läpi. Jälkimmäinen artikkeleista on vapaasti luettavissa. Naapuriblogin puolella Mikko Tuomi kirjoitti marraskuun alussa erinomaisen tekstin tästä aiheesta pitkälti Metzgerin jälkimmäisen artikkelin pohjalta. Siitä kannattaa aloittaa, jos taivaankappaleiden luokittelun problematiikka kiinnostaa.

²Tässä on kyse englanniksi true polar wander’ista. En ainakaan tähän hätään saa päähäni, millä nimellä sitä on suomeksi kutsuttu.

³Kirjoitan tässä Charonin IAU:n virallisen määritelmän mukaisesti C:llä toisin kuin suomeksi usein tehdään ihan vain sillä, etten ole päässyt itseni kanssa yhteisymmärrykseen siitä, voisiko Kharonia K:lla suurimpien Galilein kuiden (Ganymedes ja Kallisto) tapaan pitää niin vakiintuneena ja hyväksyttävänä muotona, että suomalaistettua nimeä voisi perustellusti ja hyvällä omallatunnolla käyttää. Tänään olen sitä mieltä että ei voi, huomenna voin olla toista mieltä. Parantumattomana romantikkona minua ärsyttää, että ”Kharon” hävittäisi osittain näkyvistä sen, että Charonin löytäjä James Christy halusi nimetä löytönsä vaimonsa mukaan. Tämä korostaa sitä ongelmaa, että paitsi ettei suomeksi ole hyväksyttyä (planeetta)geologista termistöä, myöskään nimistön kirjoitusasusta ei ole minkäänlaista pätevää ja perusteltua suositusta tai vakiintunutta käytäntöä.

⁴Maskonin olemassaolosta ei ole varmuutta, sillä New Horizons ei ohilennollaan pystynyt tekemään hyödyllisiä painovoimamittauksia. Siksi Sputnikin massakeskittymän olemassaolo on jouduttu olettamaan epäsuorien havaintojen pohjalta.

⁵Jääviysilmoitus siltä varalta, että joku keksii alkaa urputtaa siitä, että tuhlaan bittiavaruuden rajallista tilavuutta kavereideni töiden kehumiseen: No, niin teenkin, ja vieläpä ihan ilman tunnontuskia. Jutun kirjoittajat Patrick J. McGovern, Oliver L. White ja Paul M. Schenk ovat kaikki vanhoja tuttujani, eli Pat on entinen pomoni, Olly naapurini ja työkaverini, ja Paul muuten vaan harvinaisen fiksu ja mukava mies, jonka työhuone oli aikoinaan muutaman oven päässä omastani.

---

Muokkaus 1.2.2022: Lisätty ensimmäinen alaviite Pluton luokittelusta planeetaksi ja muutettu seuraavien alaviitteiden numerointi.

---

Marsilaiset piparkakut

24.1.2022 klo 23.33, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Heittele , Kraatterien morfologia , Mars , Törmäykset , Vesi

Reiän kaivaminen toisen planeetan pintaan on hankalaa hommaa. Jos asiasta on epäilyksiä, kannattaa kysäistä vaikka Apollo 15:n komentajalta Dave Scottilta tai vuosi sitten kollektiivisen pyyhkeen kehään heittäneiltä DLR:n ja NASAn insinööreiltä, jotka pitkään ja urheasti mutta lopulta kokolailla turhaan taistelivat InSight-luotaimen keinokontiaisen kanssa marsperän vähäistä kitkaa vastaan.

Niin Apollo 15:n kuin InSightinkin tapauksessa reikien kaivamisen yksi tarkoitus oli tutkia Kuun ja Marsin lämpövuota. Sen selvittämiseksi hyviä vaihtoehtoja kaivuhommille ei juuri ole. Monesti kuitenkin riittää, että kaukokartoituksen avulla selvitetään, mitä pinnan alla todennäköisesti on. Silloin on helpompi ja halvempi antaa luontoäidin hoitaa kaivaukset.

Törmäyskraattereiden keskuskohoumat ja heittelekentät ovat ilmainen ikkuna planeettojen pinnanalaiseen maailmaan. Jotta esimerkiksi heittelekenttien välittämä viesti saadaan tulkittua, pitää tietenkin ymmärtää, kuinka ne syntyvät. Maapallolla on vain kourallinen vähänkään suurempia kraattereita, joiden heittelekenttä on säästynyt pahimmalta eroosiolta ja peittymiseltä. Siksi Maa ei ole paras mahdollinen paikka heitteleen tutkimiseen.

Koska Mars muistuttaa olosuhteiltaan melkoisesti Maata, ovat marsilaiset heittelekentät paras vertailukohta Maan heittelekentille. Siksi Maan heittelekenttien ymmärtämiseksi on fiksua katsoa Marsiin. Marsissa heittelekentät ovat myös monimuotoisempia kuin millään muulla tunnetulla aurinkokunnan kappaleella. Jos ymmärtää Marsin heittelekenttien synnyn, on aika hyvä käsitys niiden synnystä myös muualla aurinkokunnassa.

Törmäyskraattereiden tapauksessa heittele tarkoittaa kaikkea sitä ainesta, joka lentää ns. kaivautumiskraatterin ulkopuolelle. Kaivautumiskraatteri on hetkellinen, jossain mielessä kuvitteellinenkin otus, joka romahtaa lopulliseksi kraatteriksi. Toisin kuin äkkiseltään voisi ajatella, heittelettä löytyykin siksi myös lopullisen kraatterien reunojen sisäpuolelta, etenkin reippaasti romahtaneiden ns. kompleksikraatterien tapauksessa.

Heittele on kerros törmäyksessä kärsinyttä kiveä, joka on sekoittunut huomattavasti suurempaan määrään ihan tavallista kraatterin ulkopuolella ollutta kiviainesta. Kerros on paksuimmillaan kraatterin reunalla ja ohenee varsin nopeasti mutta tasaisesti etäisyyden kasvaessa. Laboratorio-olosuhteissa ja vaikkapa Kuussa heittelekentät käyttäytyvätkin useimmiten tuon perusperiaatteen mukaisesti.

Kuitenkin jo viisi vuosikymmentä sitten Marsia kiertäneen NASAn Mariner 9 -luotaimen kuvien perusteella huomattiin, että Marsissa tilanne on usein hyvin erilainen. Sen sijaan, että heittelekenttä ohenisi hiljalleen näkymättömiin, se monesti päättyykin yhtäkkiä töksähtäen. Ja kun laboratorio-olosuhteissa heittelekenttä on suurin piirtein pyöreä, Marsin kraattereita ympäröivä heittele on usein lähinnä lasten piirtämän kukan tai perinteisen piparkakun muotoinen. Heittelekielekkeiden reunaa kiertää tyypillisesti kohonnut harjanne, aivan kuin pipareihin tehty sokerireunus. Tällaisia piparkakkumaisia heittelekerroksia voi olla kaksi tai useampiakin päällekkäin (käytössä olevien kuvien erotuskyvystäkin riippuen), tai alempi heittelekenttä voi muistuttaa Kuun heittelekenttiä päällimmäisen ollessa enemmän tai vähemmän outo.

Piparkakkuheitteleiden synnystä on yksityiskohdissaan useita erilaisia teoriota. Ne voidaan kuitenkin nykyisin tiivistää lähinnä kahteen päämalliin. Niistä jälkimmäisen mukaan piparkakkuheitteleet syntyivät, kun kraatterista ulos sinkoutuva heittele vuorovaikutti Marsin (muinoin huomattavasti nykyistä paksumman) kaasukehän kanssa. Tähän malliin sopii, ettei tällaisia heittelekenttiä havaita kaasukehättömien Kuun tai Merkuriuksen kraattereilla. Ajatuksella on edelleen vakaat kannattajansa, mutta se on silti ollut jo pitkään vähemmistön suosiossa. Mallille vaikeuksia aiheuttaa mm. se, että Jupiterin jäisillä mutta kaasukehättömillä kuilla, etenkin Ganymedeellä ja vähäisemmässä määrin myös Europalla, esiintyy hyvin saman tapaisia heittelekenttiä kuin Marsissa.

Tavallinen, kuivasta kohdeaineksesta syntynyt heittele lentää kraatterista ulos kohtalaisen helposti hahmotettavien ballistiikan lakien mukaan, möyhentää maastoa alas tullessaan ja leviää suht siistiksi kerrokseksi kraatterin ympärille. Jos kuitenkin kohteessa on merkittävä määrä jäätä, tilanne mutkistuu merkittävästi. Valtavirtanäkemyksen mukaan Marsin kohdalla asia onkin juuri näin, eli piparkakkuheitteleet ovat osoitus roudan esiintymisestä Marsin pinnan alla.

Vaikka syvemmällä Marsin pinnan alla olisikin jäätä, Marsin pintakerrokset ovat pitkään olleet kuivia. Siksi törmäyksessä ensimmäisenä syntyvä ja kauimmaksi lentävä heittele on pääsääntöisesti ballistista. Sen sijaan syvemmältä peräisin oleva vetiseksi muuttunut heittele vain joiltain osin lentää ulommas, osittain taas vain plörtsähtää kraatterin reunan yli ja jatkaa kulkuaan mutavellimäisenä pintavirtauksena. Marsin pinnalla näkyy lukuisia esimerkkejä siitä, kuinka tällainen heittelevirtaus on kiertänyt vanhemman kraatterin reunojen tai muun pinnalta törröttävän esteen ympäri.

Kerroksellisen heittelekentän kohonnut reunus syntyi tämän mallin mukaan siten, että virtauksen ulkoreunan jo jämähdettyä paikoilleen virtaus jatkui sisempänä vielä hetken kasaten heittelekerroksen reunaan vallin. Tämäkään teoria ei kuitenkaan ole aivan ongelmaton, sillä esimerkiksi harjanteita heittelekielekkeiden reunojen niissä osissa, jotka sijaitsevat säteittäisesti kraatteriin nähden, on hieman hankala selittää millään yksinkertaisella versiolla mutavellimallista.^*

Mikäli uskotaan piparkakkuheitteleiden vetiseen syntymalliin, ne tarjoavat kätevän tavan kartoittaa pintakerrosten alapuolisen roudan esiintymistä Marsissa. Koska eri kokoiset kraatterit kuopaisevat näkyville ainesta eri syvyyksiltä, saadaan heitteleiden avulla roudan esiintymisestä tietoa paitsi eri pituus- ja leveysasteilla, myös syvyysulottuvuuden osalta. Jonkinlaista ajallistakin kehitystä voidaan yrittää hahmotella, joskin tässä ongelmaksi muodostuu, että kaikki heitteleen ympäröimät kraatterit ovat geologisessa mielessä nuoria. Näin ollen heittelekentän ympäröimien kraatterien ikäjärjestyksen määrittäminen on hankalammanpuoleinen homma.

Mutavellimallin uskottavuutta tukee se, että piparkakkuheitteleiden ja ylipäätään kerroksellisten heitteleiden perusteella tehdyt tulkinnat roudan muinaisesta esiintymisestä Marsin kuoressa ovat pääpiirteissään olleet yhteneviä muiden tulkintojen kanssa. Esimerkiksi kraattereiden keskuskuopat, jotka voivat esiintyä osana keskuskohoumaa tai kokonaan sen korvaten (ja joista voisi joskus kirjoittaa ihan oman blogijuttunsa), lienevät myös routaindikaattori, ja suurissa puitteissa viittaavat samankaltaiseen muinaiseen roudan jakaumaan kuin heittelekentätkin. Samoin heittelekartat ovat kutakuinkin sopusoinnussa neutronispektrometrin tuloksista tulkittujen nykypäivän roudan esiintymisalueiden kanssa.

Marsin heittelekenttiä tutkitaan edelleen aktiivisesti. Icarus-lehden maaliskuun numeroon on julkaistavaksi hyväksytty Leah E. Sacksin ja kollegoiden maksumuurin takana oleva artikkeli Hargraves Crater, Mars: Insights into the internal structure of layered ejecta deposits¸ joka perustuu Sacksin häkellyttävän huippusalaiseen graduun. Se täydentää mukavasti viidenkymmenen viime vuoden aikana muodostunutta, mutta edelleen pahasti vajavaista käsitystämme kerroksellisten heittelekenttien synnystä.

Artikkelin lähtökohta on sikäli mielenkiintoinen, että 60-kilometrinen Hargraves ei ole perinteinen piparkakkuheittelekraatteri, eikä sitä löydy yleisimmistä kerroksellisen heitteleen luetteloista. Tämä johtuu siitä, että Hargravesin heittelekenttä on melko voimakkaasti kulunut. Näin ollen siitä ei helposti erotu tyypillisimpiä piparkakkuheitteleen piirteitä. Tarkemmalla analyysillä Sacks kollegoineen kuitenkin osoitti, että Hargravesin heittelekenttä muodostuu kahdesta selvästi erilaisesta kerroksesta.

Hargravesin alempi heittelekerros tulkittiin tavalliseksi ballistiseksi heitteleeksi. Sille tyypillistä on vaaleampi ja kirjavahko epätasainen pinta sekä useiden kymmenien tai satojen metrien läpimittaisten lohkareiden esiintyminen. Ylempi kerros taas on tummempi ja huomattavasti tasaisempi. Lohkareet ovat selvästi pienempiä ja niitä on vähemmän kuin alemmassa kerroksessa. Eroosion ansiosta ylempään kerrokseen on muodostunut ikkunoita, joiden ansiosta voidaan nähdä, että alempi heittelekerros todellakin jatkuu ylemmän alapuolella.

Yksi Hargravesin ylemmän heittelekerroksen oleellinen piirre ovat siinä paikoitellen nähtävät noin kymmenen metrin läpimittaiset pyöreähköt kuopat, jotka eivät ole törmäyskraattereita. Sellaisia on viimeisen reilun kymmenen vuoden aikana havaittu satojen muidenkin Marsin kraatterien ympärillä. Ne on tulkittu vesipitoisessa törmäyssulakivessä (tai ainakin sulaa sisältävässä törmäysbreksiassa) syntyneiksi piippumaisiksi rakenteiksi, joissa kuumat fluidit muokkasivat kiveä ja joiden kautta höyry pääsi purkautumaan törmäyssulasta. Maapallolla sellaiset tunnetaan parhaiten Riesin hyvin säilyneestä kompleksikraatterista, mutta niitä on löydetty myös muista kraattereista eri puolilta maailmaa.

Sacksin ja kollegoiden artikkeli siis vahvistaa käsitystä, jonka mukaan niin Marsissa kuin Maassakin törmäyskraattereiden kerrokselliset heittelekentät muodostuvat kahdessa peräkkäisessä, mutta mekanismeiltaan erilaisessa prosessissa. Alempi ”kuiva” kerros syntyy ballistisen heitteleen kerrostuessa ja möyhentäessä pintaa. Ylempi ”märkä” kerros puolestaan sisältää merkittävän määrän sekä törmäyssulaa että vettä, minkä ansiosta mutavellimäinen virtaus on oleellinen osatekijä sen synnyssä.

Hargravesin kaltaisia sopivasti kuluneita kraattereita ei jatkossakaan kannata unohtaa, kun yritetään syventää ymmärrystämme Marsin, Maan tai muiden vetisten taivaankappaleiden heittelekenttien synnystä tai niiden pinnanalaisesta koostumuksesta. Kraattereiden heittelekentät ovat vuosimiljardien kuluessa peittäneet esimerkiksi Marsin pinnan lähes kauttaaltaan. Niiden rapautuminen on tuottanut merkittävän osan siitä irtoaineksesta, jota esimerkiksi tuuli ja virtaava vesi ovat myöhemmin muokanneet ja kerrostaneet. Niinpä heittelekentät eivät ne ole pelkästään kraatteritutkijoita kiinnostava ongelma, vaan keskeinen palanen Marsin ja muiden planeettojen geologisen kehityksen selvitystyössä.

---

^*Omassa pienessä mielessäni olen joskus pohtinut, onnistuisiko tuo pelkällä kitkalla, hieman samaan tapaan kuin aallot aina lyövät vasten rantaa. Tutkimuksia aiheesta ei ole silmiini osunut, joten kyseessä voi hyvin olla pelkkä aivopieru.