Kraatterin reunalta

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.

---

Ceres ja maskonien mysteerit

31.12.2021 klo 15.31, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: asteroidit , Ceres , geofysiikka , Historia , Kraatterien morfologia , Kraatterit , Kuu , Törmäysaltaat

Asteroidivyöhykkeen suurin ja ensimmäisenä löydetty kappale, kääpiöplaneetaksikin kutsuttu Ceres on ollut syksyn ja alkutalven aikana mukavasti näkyvissä kiikarikohteena Härän tähdistössä. Samoilta seuduilta se löytyy vielä myöhemminkin talvella.

Ceres on muutenkin näin vuodenvaihteen tienoilla aina ajankohtainen, sillä italialainen tähtitieteilijä ja pappi Giuseppe Piazzi (1746–1826) löysi sen uudenvuodenpäivänä vuonna 1801. Kevättalven aikana Ceres kuitenkin katosi Auringon läheisyyteen, eikä siitä oltu saatu riittävästi tarkkoja paikkahavaintoja, jotta sitä olisi seuraavana syksynä löydetty uudelleen. Vaadittiin saksalainen matemaatikkoneron Carl Friedrich Gaussin (1777–1855) kehittämä uusi radanlaskentamenetelmä, että unkarilainen paroni von Zach (Franz Xaver von Zach, 1754–1832) sai paikannettua Cereksen yhdeksi neljästä Gaussin ennustamassa kohdassa näkyneestä valopisteestä. Tämä tapahtui vasta seitsemäntenä joulukuuta. Paroni von Zachin tukikohtana toiminutta saksalaista Gothan observatoriota vaivanneen pilvisyyden  vuoksi kesti uudenvuodenaattoon 1801 ennen kuin varmistui, mikä näistä neljästä pisteestä oli liikkunut ja oli siis Ceres. Uudenvuodenaattoa juhliessa voikin nostaa maljan paitsi maineikkaiden Piazzin ja Gaussin, myös harvemmin muistetun Cereksen uudelleenlöytäjän paroni von Zachin kunniaksi.

Cerestä on kuluneen 221 vuoden aikana tutkittu paljon, mutta valtaosa ymmärryksestämme koskien Cereksen syntyä ja kehitystä on peräisin vuosina 2015–2018 Cerestä kiertäneen NASAn Dawn-luotaimen mittauksista. Esimerkiksi Dawnin kuvissa riittää tutkittavaa edelleen. Joulukuussa järjestetyssä American Geophysical Unionin (AGU) syyskokouksessa esiteltiin uusia, hyvin alustavia tuloksia Cereksen kraattereista. Mikäli tulokset kestävät tarkemmankin syynäyksen, avautuu meille entistä tarkempi näkymä Cereksen sisäiseen rakenteeseen. Samalla toivottavasti syvenee ymmärryksemme maskoneista ja niitä synnyttävistä prosesseista.

Mitkä ihmeen maskonit?

Jos planeetan pinnassa on syvä kolo ja kolon alla kallioperässä vielä runsaasti murskaantunutta ja rakoillutta kallioperää, on varsin looginen oletus, että kolon kohdalla painovoima on pienempi kuin ympäristössä. Mitä vähemmän massaa, sitä pienempi painovoima. Niinpä NASAn insinöörit ja tutkijat olivat ällikällä lyötyjä, kun Kuuta 1960-luvun puolivälissä kartoittaneet Lunar Orbiter -luotaimet näyttivätkin radallaan hivenen kiihtyvän kohti eräitä Kuun suuria törmäysaltaita. Tämän seurauksena luotaimet eivät olleet aivan siellä, missä niiden ratalaskujen perusteella olisi pitänyt olla.

Useat – joskaan kiinnostavasti eivät kaikki – Kuun törmäysaltaiden keskustoista osoittautuivat kohdiksi, joissa raskasta tavaraa oli ylimäärin. Näitä alettiin kutsua nimellä mass consentration eli massakonsentraatio. Lyhennyksiä rakastavassa NASAssa niistä tuli masconeja, suomeksi siis maskoneja. Lunar Orbiterien maskon-kartoitus oli yksi harvemmin muistetuista saavutuksista, joka osaltaan mahdollisti onnistuneet Apollo-lennot muutamaa vuotta myöhemmin. Kääntäen maskonit ovat esimerkki Apollo-ohjelmaan kytkeytyvästä puhtaasti tieteellisestä hyödystä, jota kukaan ei osannut ennakoida.

Törmäysaltaiden maskoneja on sittemmin  löydetty Kuun ohella niin Marsista kuin Merkuriuksestakin. Niiden syntymekanismi ei kuitenkaan ole täysin selvillä. Varhainen ja edelleenkin monia yleistajuisia kuujuttuja vaivaava idea oli, että maskonit muka syntyivät monia Kuun altaita täyttävien raskaiden mare-basalttien painosta. Basaltit muodostavat kuitenkin melko ohuen kerroksen, eikä tämä millään riitä selittämään havaittua painovoimapoikkeamaa.

Vuosikymmenien ajan hallitsevin ajatus maskonien synnylle oli, että jättimäisen törmäyksen seurauksena raskasta Kuun vaipasta peräisin olevaa kiviainesta nousi kohti pintaa. Tämä tuntui kaikin puolin loogiselta, sillä nouseehan kraatterien keskuskohoumien kohdalla syvemmältä peräisin olevaa kiveä maanpinnan tasolle. Tämän olivat maapallon törmäyskraattereita tutkivat geologit kiistattomin havainnoin ja näyttein osoittaneet.

Jälleen kerran kävi kuitenkin niin, että (geo)fyysikot tulivat simulaatioineen sotkemaan geologien kauniin yksinkertaiset ideat. Simulaatioiden perusteella vaikutti nimittäin ilmeiseltä, että altaiden kokoisissa törmäyksissä lämpötila nousee niin paljon ja niin pitkäksi aikaa, ettei ylöspäin kohonnut vaipan kiviaines pysty pysymään lähellä pintaa, vaan sen on pakko valahtaa takaisin syvemmälle. Lopputuloksena ei mitenkään voisi olla havaitun kaltaista kehämäistä painovoimapoikkeamaa, jossa keskellä törmäysallasta on suuri painovoimamaksimi, sen ympärillä keskimääräistä harvempaa kiviainesta indikoiva painovoimaminimi, ja joskus vielä uloimpana yleensä katkonainen hivenen kohonneen painovoiman rengas.

Avuksi tuli Kuun painovoimakenttää ennennäkemättömän tarkasti viime vuosikymmenen alussa tutkinut GRAIL-luotainpari (Gravity Recovery and Interior Laboratory). GRAILin mittausten, uuden tarkan laserkorkeusdatan ja tietokonesimulaatioiden myötä Jay Meloshin (1947–2020) johtamat geofyysikot saivat aikaiseksi maskon-mallin, joka on kaikkea muuta kuin yksinkertainen, mutta johon geologienkin lienee tällä erää tyytyminen, sillä se tuntuu selittävän havainnot paremmin kuin mikään muu toistaiseksi esitetty teoria.

Hyvin reippaasti yksinkertaistettuna malli toimii suunnilleen seuraavasti: Törmäyskohdan kevyempi kuoriaines lentää heitteleenä niin kutsutun kaivautumiskraatterin ulkopuolelle. Simuloiduissa keskikokoisten altaiden tapauksissa heittele muodostaa noin 15 km:n paksuisen kiilamaisen kasan, paksuntaen näin kuorta. Tämä lopulta synnyttää maskoneille ominaisen alhaisen painovoiman kehän.

Varsinainen massakonsentraatio syntyy siitä, että törmäys sulattaa törmäyskohdan alapuolista tiheämpää vaippaa yli sadan kilometrin syvyyteen saakka. Törmäysaltaan keskelle syntyvä törmäyssulalinssi koostuu siis suurelta osin vaipasta peräisin olevasta tiheämmästä aineksesta. Isostaattiset voimat – periaatteessa sama ilmiö, josta etenkin Pohjanlahden rannikolla tuttu jääkauden jälkeinen maankohoamisilmiö johtuu – nostavat altaan tiheää törmäyssulalinssiä ylöspäin. Törmäyssulan jäähtyessä tapahtuva kutistuminen vielä voimistaa maskonia. Kuun tapauksessa monia maskonin sisältäviä altaita täyttävät mare-basaltit antavat maskoneille loppusilauksen, vaikka malli toimii hyvin ilman basalttikerrostakin.

Tuskin tämäkään ainakaan yksityiskohdissaan on viimeinen totuus Kuun maskoneiden synnystä, ja ennen kuin muita planeettoja kiertämään saadaan GRAILin kaltaiset painovoimatutkimuksiin erikoistuneet luotaimet, varmuutta mallin pätevyydestä Marsissa tai Merkuriuksesta ei ole. Ceres saattaa olla jo nyt heittämässä kapuloita rattaisiin.

Kerwan ja Yalode – Cereksen suurimpien kraatterien maskonit

Cereksen suurin ja vanhin varmana törmäyskraatterina pidetty rakenne on halkaisijaltaan 280-kilometrinen Kerwan (11°S 124°E). Koon osalta hyvänä kakkosena on 260-kilometrinen Yalode (43°S 292°E), joka on kaksikosta selvästi nuorempi. Sillä on säilynyt komea keskusrengas ja se näyttää muutenkin melkoisen normaalilta suurelta törmäyskraatterilta. Molempia luonnehtivat toistensa kaltaiset selväpiirteiset maskonit, joissa keskellä on positiivinen painovoimapoikkeama, lähempänä reunoja puolestaan massavajeesta kielivä kehä.

Kerwan puolestaan on topografialtaan hieman omituinen. Sen keskusta on noin 5,5 km ympäristöä alempana, mutta suuri osa kraatterin pohjasta on selvästi korkeammalla, eli vain 1–2 km ympäristön alapuolella. Jokin on ilmeisesti nostanut pohjaa siten, että etenkin sen ulko-osat ovat huomattavasti ylempänä kuin niiden pitäisi olla. Oletus on, että Kerwan onkin alkujaan ollut topografialtaan normaalin kraatterin näköinen, mutta se on mahdollisesti parin miljardin vuoden kuluessa hissukseen lätsähtänyt. Cereksen pinta-osista noin kolmannes on vesijäätä, joten sen pinta muuttaa ajan saatossa helpommin muotoaan kuin esimerkiksi puhtaasti kivinen Kuu.

Miksei sitten Yalode näytä samalta kuin Kerwan, vaikka ne ovat lähes saman kokoisia? Syitä on ainakin kaksi. Ensinnäkin Yalode on Kerwania nuorempi. Sillä on siis ollut vähemmän aikaa lätsähtää eli relaksoitua. Toinen tekijä lienee lämpötila. Yalode sijaitsee huomattavasti lähempänä etelänapaa kuin Kerwan. Tästä seuraa kymmenen asteen ero pintalämpötilassa. Se ei tunnu kovin paljolta, mutta mallinnusten mukaan se riittää tekemään Yaloden jäästä riittävän paljon jämäkämpää, jotta se kestää relaksoitumista paremmin kuin Kerwan. Lisäksi Cereksen pinnan koostumuksessa ja kuoren paksuudessa on alueellisia vaihteluja, jotka todennäköisesti ovat vaikuttaneet asiaan. Huomattavaa on, että vaikka relaksoituminen näkyy topografiassa, ei maskonien olemuksessa Kerwanin ja Yaloden välillä ole merkittävää eroa.

Kerwanin topografiaa ja maskonia muutama vuosi sitten tutkinut Michael Bland kollegoineen keksi kaksi hypoteesiä selittämään niin geologiset kuin geofysikaalisetkin havainnot Kerwanista. Ensimmäinen oli niin sanottu perinteinen maskon-malli, jonka mukaan törmäys nosti Cereksen vaippaa lähemmäs pintaa.

Toinen, niin sanottu devolatilisaatiomalli puolestaan perustui siihen, että törmäyksessä haihtuu runsaasti jäätä, jolloin jäljelle jää runsaasti tiheämpää kivistä ainesta. Tämä synnyttäisi Kerwanin alle suuren ympäristöään tiheämmän klöntin. Samalla erilaiset suolat kulkeutuisivat pinnalle, mikä myös sopii Dawnin havaintoihin. Bland ja kumppanit pitivät tätä mallia hieman parempana, joskin ounastelivat, että molemmilla prosesseilla lienee ollut osuutensa Kerwanin ja sen maskonin syntyyn. Mielenkiintoista kyllä, Bland ja hänen kollegansa olivat tietoisia GRAILin tulosten innoittamasta Kuun maskonien syntymallista, mutta eivät sen kummemmin pohtineet mallin toimivuutta Cereksen maskonien selittäjänä. Herkästi haihtuvien aineiden häipymisen kannalta tuo Meloshin ryhmän malli lienisi kuitenkin pääpiirteissään samanlainen kuin Blandin ryhmän devolatilisaatiomalli.

Joulukuun AGU-kokouksessa Lauren Dickson ja Michael Sori esittelivät alustavia tuloksia Kerwaniin myöhemmin syntyneiden pienempien kraattereiden muodoista. Kraattereiden vaihettumisläpimitta, eli koko, jossa syvät maljakraatterit muuttuvat keskuskohoumien, tasaisen pohjan ja porrasmaisesti romahtaneiden reunojen karakterisoimiksi kompleksikraattereiksi, riippuu painovoiman ohella kohdeaineksen lujuusominaisuuksista. Kun pysytään yhdellä planeetalla eli käytännössä vakiopainovoimassa, pehmeämpi kohdeaines tarkoittaa pienempää vaihettumisläpimittaa.

Dicksonin ja Sorin ajatus oli, että mikäli devolatilisaatiomalli on oikeassa, välittömästi Kerwanin pohjan alla pitäisi olla kivisempää ja siten jämäkämpää ainesta. Heidän mittaustensa mukaan Kerwaniin syntyneiden kraatterien vaihettumisläpimitta on kuitenkin sama 10–13 km kuin muuallakin Cereksen pinnalla. Puhtaasti kiviseen kohdemateriaaliin syntyneiden kraatterien vaihettumisläpimitta olisi Cereksessä noin 30 km, joten eron luulisi olevan näkyvissä, vaikka tulokset alustavia ovatkin.

Toisin kuin Blandin ryhmän havainnot, Dicksonin ja Sorin uudet alustavat tulokset näyttävät siis puoltavan perinteistä kohoavan vaipan mallia. Oletettavasti myös Meloshin malli olisi ristiriidassa uusien Kerwanin kraatterien tulkintojen kanssa. Onkin mielenkiintoista nähdä, nostaako perinteinen maskon-malli Cereksen myötä vielä suosiotaan. Vai olisiko kenties niin, että eri planeetoilla eri prosessit voivat johtaa ainakin suurissa puitteissa samanlaisiin maskoneihin? Varmojen vastausten saaminen ei nykyisten painovoimahavaintojen epätarkkuus huomioiden ole lähiaikoina kovinkaan todennäköistä.

Mitä vastaukset tulevatkaan olemaan, kiinnostavat ne kuitenkin huomattavasti suurempaa joukkoa kuin törmäyksiä tutkivien geologien ja geofyysikoiden pientä porukkaa. Suurten törmäyskraatterien ja -altaiden muodot ja painovoimapoikkeamat  ovat suoraa seurausta planeettojen sisärakenteesta ja koostumuksesta, jotka heijastelevat planeettojen synty- ja kehitysprosesseja ja -olosuhteita. Ja ne puolestaan ovat suurten linjojen aiheita, joilla perustellaan luotainhankkeita. Niinpä muidenkin planeettojen kuin Maan ja Kuun painovoimakartoitukseen erikoistuneita luotaimia nähdään varmasti vielä jossain vaiheessa. Niitä odotellessa joudutaan kuitenkin käyttämään erilaisia kiertoteitä, kuten esimerkiksi Dicksonin ja Sorin kokousjulkaisu osoittaa.

---

Kuu kun Ursa syntyi

22.11.2021 klo 09.00, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Historia , Kuu

Ursa on tämän vuoden juhlinut satavuotista taivaltaan tähtitiedon lähettiläänä. Tarkka syntymäpäivä oli 2.11.1921, jolloin Ursan perustamiskokous pidettiin. Epävirallisesti Ursan puuhamiehet olivat tosin kokoontuneet jo neljän vuoden ajan.

Alusta lähtien Ursan tärkeimpiä tehtäviä on ollut tarjota ihmisille ”kansantajuinen esitys taivaankappalten liikkeistä ja olemuksesta sekä harrastuksen herättäminen taivaalla esiintyvien ilmiöiden havaitsemiseen”, kuten matemaatikko, professori Ernst Jakob Waldemar Bonsdorff (1842–1936; Ursan ensimmäinen kunniajäsen v. 1924) kirjoitti vuonna 1926 julkaistussa Ursan ensimmäisessä kirjassa Tähtitiedettä harrastajille (s. 7).¹ Ursalaiset ovat varmasti saaneet jo tuolloin yrittää tehdä selkoa myös yötaivaan näkyvimmästä kohteesta, Kuusta. Mutta millainen oli 1920-luvun ymmärrys Kuusta ja erityisesti sen tärkeimmistä pinnanmuodoista?

Tähtitiedettä vai geologiaa?

Etenkin kosmologisessa mittakaavassa käsitys universumistamme, jota Ursa 1920-luvun alussa ansiokkaasti elokuvienkin avulla kansantajuisti, poikkesi melkoisesti nykyisestä. Galaksien olemuksesta kiisteltiin edelleen kiivaasti, sillä Harlow Shapleyn (1885–1972) ja Heber Doust Curtisin (1872–1942) välinen suuri väittely galakseista ja maailmankaikkeuden koosta oli käyty vasta puolitoista vuotta ennen Ursan perustamiskokousta. Varmaa käsitystä asiasta ei tuolloin ollut, sillä Edwin Powell Hubble (1889–1953) ei ollut vielä osoittanut, etteivät galaksit ole töhryjä Linnunradassa vaan omia, Linnunradan kaltaisia satojen miljardien tähtien järjestelmiään, jotka etääntyvät sitä nopeammin mitä kauempana ne sijaitsevat. Niinpä myöskään varsinaisesta alkuräjähdysteoriasta ei Ursan syntyessä ollut vielä tietoakaan, vaikka Vesto Melvin Slipher (1875–1969) olikin mitannut galaksien punasiirtymiä jo edellisellä vuosikymmenellä.

Kuun synty ja olemus eivät olleet juurikaan sen paremmin hallinnassa kuin galaksien tai koko maailmankaikkeuden. Erona galaksitutkimukseen kuitenkin oli, ettei 1900-luvun alkupuolella Kuu edes kiinnostanut ammattitutkijoita, sillä tähtitieteilijät keskittyivät galaksien ohella mm. tähtien spektroskopiaan. Toki Kuusta ja sen kraattereista innostuneita poikkeuksiakin tähtitieteilijöiden joukossa oli, kuten William Henry Pickering (1858–1938), Ernst Julius Öpik (1893–1985) ja Algernon Charles Gifford (1861–1948). Öpikin ja Giffordin tapauksessa heidän panostaan ei kuitenkaan aikoinaan noteerattu mitenkään, vaikka he olivat ensimmäisiä, jotka ymmärsivät kraattereiden synnyn mekanismin pääpiirteissään oikein. Pickeringiä taas pidettiin osin ihan syystäkin vähintäänkin varttihulluna.

Geologit puolestaan eivät vielä olleet soveltaneet juurikaan taitojaan Kuun ymmärtämiseen, sillä Kuuta pidettiin yleisesti tähtitieteilijöiden pelikenttänä. Lähes yksinäisenä poikkeuksena oli Yhdysvaltain geologian tutkimuskeskuksen ensimmäinen päägeologi G. K. Gilbert (Grove Karl Gilbert, 1843–1918). Hänen vuonna 1893 julkaistu kuututkimuksensa The Moon’s Face: A Study of the Origin of Its Features oli yli puoli vuosisataa edellä aikaansa ja siis monin osin täysin oikeassa. Hän kuitenkin julkaisi tutkimuksensa lehdessä, jota monikaan ei lukenut. Suurin ongelma kuitenkin oli vallalla ollut asenne, jonka mukaan geologi – edes niin arvostettu ja vaikutusvaltainen kuin Gilbert – ei voi ymmärtää mitään avaruudessa olevista asioista.

Kraatterit

Mielenkiintoisen kuvan yleisistä Kuuta koskeneista käsityksistä Ursan syntymän aikakauden Suomessa saa lukemalla tuolloin julkaistuja asiallisia yleistajuisia luonnontieteiden ja tähtitieteen kirjoja. Enimmäkseen itseoppineen kanadalais-amerikkalaisen tähtitieteilijän ja matemaatikon Simon Newcombin (1835–1909) jo vuonna 1878 ilmestynyt Popular Astronomy oli aikansa maailmanlaajuinen menestysteos. Se julkaistiin alkuteokseen nähden varsin erilaisena Suomen oloihin sovitettuna Otavan kustantamana laitoksena vuonna 1913. Kannessa kirjan nimi oli Newcombin tähtitiede, nimiösivulla pelkästään Tähtitiede. Kirjasta vastasi Ernst Bonsdorffin poika, tähtitieteilijä ja geodeetti, professori Ilmari Bonsdorff (Toivo Ilmari Bonsdorff, 1879–1950), josta vuonna 1934 tuli Ursan kolmas kunniajäsen.

Kuun vaiheet, kiertoliike ja vaikutus vuorovesiin olivat luonnollisesti hyvin ymmärrettyjä jo Newcombin aikaan. Paljon kiinnostavampia ovatkin kirjassa esitetyt ajatukset Kuun pinnanmuotojen synnystä ja olosuhteista Kuun pinnalla. Kraattereita pidettiin kirjassa yksiselitteisesti tuliperäisinä (s. 120–121):

”…emme kuitenkaan voi kieltää sitä tosiasiaa, että kuussa entisinä aikoina on ollut suuremmoisia vulkaanisia purkauksia. Kaikkien rengasvuorten keskessä on kraatereita, jotka näyttävät olevan entisten tulivuorten jätteitä. Me voimme päätellä, että kuun pinnanmuodostus sellaisena kuin se tänäpäivänä esiintyy, ei ole syntynyt yhtenä ainoana ajanjaksona. Keskellä suurempia jo osaksi rapautuneita rengasvuoria on usein aivan äskettäin syntyneiltä näyttäviä pieniä kraatereita tahi halkeamia, jotka kulkevat läpi vanhojen vuorijonojen.”

Vaikka kraattereiden syntymekanismi kirjassa onkin pielessä, ajatus Kuun pitkästä geologisesta kehityksestä on merkittävä, samoin kuin sen tueksi esitetty huomio vanhempien ja nuorempien rakenteiden keskinäisistä leikkaussuhteista. Maan geologian osalta leikkaussuhteiden merkityksen toi esiin jo 1600-luvulla yksi geologian isistä, Nicolaus Steno (Niels Steensen, 1638–1686). Gilbert luonnollisesti käsitti leikkaussuhteiden ja kerrosjärjestyksen merkityksen, mutta todella niitä ei alettu soveltaa Kuun pinnanmuotojen tutkimukseen kuin vasta Gene Shoemakerin (Eugene Merle Shoemaker, 1928–1997) myötä 1960-luvulta alkaen.

Skotlantilainen Aberdeenin yliopiston luonnontieteen professori Sir John Arthur Thomson (1861–1933) oli erikoistunut pehmytkorallien tutkimukseen. Hän oli kuitenkin myös monipuolinen tieteen kansantajuistaja. Hänen vuonna 1925 ilmestyneen, WSOY:n kustantaman Tiede ja luonto -kirjansa ensimmäisessä osassa kerrotaan Kuun kraattereista seuraavaa (s. 26):

”Sadantuhannen vaiheilla siellä on näitä omituisia renkaita, ja monet nykyään pitävät näitä renkaita kuoppina, jotka ovat syntyneet hyvin suurien meteoriittien, ehkä planetoidienkin pudotessa kuuhun sen pinnan vielä ollessa pehmeänä. Toiset tutkijat luulevat niiden olevan jäännöksiä suurista kuplista, jotka sillä kohdalla ovat rauenneet, ja näiden kuplain syntyneen syvyydestä nousevain kaasujen vaikutuksesta kuun vielä ollessa sulana. Jotkut tähtitieteilijät pitävät niitä sammuneina tulivuorien kraatereina, mikä mielipide suuren yleisön kesken on laajimmalle levinnyt.”

Hieman myöhemmin vuonna 1929 WSOY julkaisi yli tuhatsivuisen järkäleen, Ursan ensimmäisen puheenjohtajan, maailman parhaaksi geodeetiksikin kehutun professori ja kansanedustaja V. A. Heiskasen (Veikko Aleksanteri Heiskanen, 1895–1971; Ursan viides kunniajäsen v. 1948) suomeksi toimittaman Tähtimaailman. Se oli saksalaisten tutkijoiden uusiksi tekemä reippaasti laajennettu versio Newcombin kirjasta.² Siinä Kuu sai osakseen jo huomattavasti kattavamman esittelyn. Kraattereiden synnystä kerrottiin erittäin mielenkiintoisin painotuksin (s. 436):

”Kuun pinnan muodostuksen ja vasrinkin [sic] kraatterien synnystä on esitetty lukuisia olettamuksia. Kraattereiden on oletettu syntyvän suurien meteorien pudotessa kuuhun, ja aivan äskettäinkin ovat tätä olettamusta Martus ja See innokkaasti puolustaneet. Toiset kuun tutkijat pitävät kraattereita luonteeltaan vulkaanisina, aivan niinkuin maapallonkin kraatterit ovat.”

Sen sijaan, että kirjassa esiteltäisiin tarkemmin näitä laajalti tunnettuja teoriota, estradin valtaakin ranskalaisten Maurice (Moritz) Lœwyn (1833–1907) ja Pierre Henri Puiseux’n (1855–1928) hypoteesi (s. 437):

”Kuun sisäisten kaasujen aiheuttaman paineen vaikutuksesta kohosi jähmettynyt, osittain vielä ohut kuori paikoittain ylös. Jos paine oli voimakkaampi, sortui kohoutuma keskeltä alas, ja kiinteä kuori syöksyi osaksi kiehuvaan laavaan ja muuttui jälleen sulaksi, mutta aukon ympärille jäi seisomaan ympyränmuotoinen valli. Sitten jähmettyi vähitellen rengasvallin sisäinen osa, jolloin tyypillinen rengasvuori oli valmis. Keskuskartion muodostuminen on tämän perusteella myös hyvin ymmärrettävissä.”

Tämä Thomsoninkin kirjassa mainittu idea on muunnelma kuplamallista, jonka yksi 1600-luvun luonnontieteen suurista nimistä, Robert Hooke (1635–1703) esitteli jo vuonna 1665 mikroskoopin mahtia käsittelevässä kirjassaan Micrographia³. ”On vaikea mennä sanomaan, missä määrin se vastaa tosiasioita”, kirjoitti Heiskanen Tähtimaailmassa (s. 440) Lœwyn ja Puiseux’n mallista.

Kuplahypoteesi on kuitenkin Kuun kraatterien mittakaavassa fysikaalisesti täysin mahdoton. Tämän oli julkituonut jo poikkeuksellisen monialaisesti oikeassa ollut ja vasta kuolemansa jälkeen maailmanmaineeseen noussut, vain viisikymppisenä Grönlannin jäätikölle kuollut Alfred Lothar Wegener (1880–1930) erinomaisessa tutkimuksessaan Die Entstehung der Mondkrater. Ursan tapaan se täytti tänä vuonna sata vuotta. Harmi vain, ettei Wegeneriä tässäkään asiassa juuri kukaan uskonut tai edes lukenut.

Säteet ja halkeamat

Kuun nuorimpia kraattereita ympäröivät kirkkaat ja kapeat mutta satoja kilometrejä pitkät säteet olivat yksi piirre, jota kuututkijat eivät sata vuotta sitten alkuunkaan ymmärtäneet. Nykyisin niiden tiedetään olevan ohuita ja siksi nopeimmin mikrometeoriittien ja hiukkassäteilyn aiheuttaman eroosion ja tummumisen myötä katoavia heittelekerrostumia. Ajatus säteistä heitteleenä tunnettiin jo 1800-luvun lopulla, kuten Gilbertinkin artikkelissa tuotiin ilmi. Koska kraattereiden törmäyssyntyyn ylipäätään ei uskottu, se ei suurempaa kannatusta kuitenkaan nauttinut.

Suosittu oli sen sijaan ajatus, jonka mukaan säteet olivat jonkinlaisia kraattereihin tavalla tai toisella liittyviä halkeamia tai rakoja. Bonsdorff muotoili Newcombin tähtitieteessä asian näin (s. 120):

”Merkillisimmät ovat pitkät valoisat juovat, jotka ikäänkuin säteilevät kaikkiin suuntiin kraatereista ja jotka näkyvät pienelläkin kiikarilla; hyvin tarkka silmä näkee ne ilmankin kiikarin apua.

Kuun eteläpuoliskolla on suuri ja kirkas rengasvuori, Tycho, josta lähtee paljon edellämainituita säteitä kaikkiin suuntiin yli laaksojen ja vuorien. Tuntuu miltei siltä kuin kuu olisi tällä kohden halkeillut ja halkeamat olisivat täytetyt jollain valkoisella aineella.”

Pickering oli vuonna 1904 julkaistussa kirjassaan The Moon vahvasti sillä kannalla, että tuo valkoinen aine oli jäätä, ja moni muukin harvoista Kuusta kiinnostuneista oli samaa mieltä.⁴ Pickeringin mukaan raot olivat syntyneet kun Kuun kuori oli kutistunut. Ne täyttyivät jäällä, kun tulivuoriksi oletetut kraatterit puhkuivat kaasujaan ulospäin ja tämä ilmeisen vesihöyrypitoinen vulkaaninen tuuli levisi säteittäisesti ympäristöön. Pickeringin vaihtoehtoisen teorian perusteella jonkinlainen sähköinen poistovoima oli vastuussa vulkaanisista kaasuista peräisin olevan jään kertymisestä vanhoihin rakoihin.

Ajatus tuulesta joskaan ei jäästä säteiden synnyn taustalla tavoitti myös suomalaiset. Heiskanen selitti säteiden synnystä Tähtimaailmassa seuraavaa (s. 439–440):

”Vaikkakin kuun pinta tuli paksummaksi ja lujemmaksi, niin syntyi vielä merien muodostumista seuraavina aikakausina lukuisia tulivuoria, jotka heittivät ympärilleen suuria tuhkamääriä. Tuhkan hajoitti tuuli – oletetaan, että kuulla siihen aikaan vielä oli ilmakehä – laajalle alueelle suoraviivaisesti. Vähitellen se kuitenkin painui maahan ja muodosti kirkkaita juovia kuun pinnalla, jotka keskeytymättä kulkevat vuorien ja laaksojen yli. Kuun jäähtyessä edelleen ovat tulivuoret vähitellen sammuneet.”

Toisen polven ansioitunut ja arvostettu tähtitieteen kansanvalistaja Mary Proctor (1862–1957) esitteli kirjassaan Romance of the Moon vuonna 1928 hieman jäätä uskottavamman selityksen säteiden valkoiselle aineelle. Intiassa virkamiehenä työskennellyt Herbert Gerard Tomkins (1869–1934) oli kiinnittänyt huomionsa etenkin Punjabin alueella tavattaviin suolaesiintymiin. Hän näki niissä vertailukohdan Kuun säteisiin. Tomkinsin mukaan Kuussa oli ollut ja oli kenties edelleen merkittäviä määriä pinnanalaista vettä. Veden haihtuessa se Kuun sisäisen lämmön ajamana kohosi rakoja pitkin ylöspäin, jolloin tavallinen meri- eli vuorisuola (natriumkloridi) kiteytyi rakoihin. Suola oli Tomkinsin mukaan nimenomaan vuorisuolaa, sillä hän kannatti Sir George Howard Darwinin (1845–1912) tunnetuksi tekemää Kuun syntymallia, jonka mukaan Kuu muodostui irrottuaan muinoin vinhasti pyörineestä maapallosta. Koska meillä vuorisuola on hyvin yleistä, täytyi sen olla sitä Kuussakin.

Proctor ei kovin vahvasti ottanut kantaa eri malleihin, mutta tuntui kannattavan Tomkinsin ideaa. Hän täsmensi sitä isänsä Richard Anthony Proctorin⁵ (1837–1888) käsityksellä, jonka mukaan eri kraattereihin riittyvät säteet olivat kyllä syntyneet eri aikoihin, mutta kunkin sädejärjestelmän oli täytynyt syntyä nopeasti, korkeintaan muutamassa vuodessa.

Vaikka säteiden syntymekanismin osalta oltiinkin sata vuotta sitten pahemman kerran hakoteillä, joissain asioissa osuttiin oikeaankin. Monin paikoin Kuussa on suunnilleen viisitoistasenttisellä ja sitä isommalla putkella nähtävissä lukuisia suoraviivaisia halkeamilta näyttäviä piirteitä. Geologit kutsuvat niitä grabeneiksi. Bonsdorff vertasi niitä Newcomb-suomennoksessaan omituisuudessa kraatterien säteisiin, mutta tarjoili niille tällaisia selitysmalleja (s. 120):

”Yhtä merkillisiä ovat syvät, useita kilometrejä pitkät halkeamat kuun pinnalla, joita viime vuosikymmeninä on löydetty suuri joukko. On kyllä mahdollista, että niiden syntyyn ovat vaikuttaneet auringon säteet. On kuitenkin yhtä todennäköistä, että ne ovat saaneet alkunsa sellaisten voimien vaikutuksesta, jotka muistuttavat vulkaanisia purkauksia maanpinnalla ja joiden tyyssija on aikoinaan ollut kuun sisusta.”

Auringon säteiden kanssa Kuun grabeneilla ei tietenkään ole mitään tekemistä ja on nykypäivän näkövinkkelistä varsin vaikea keksiä, millaisella mekanismilla tämän mallin kannattajat niiden synnyn selittivät. Jälkimmäinen Bonsdorffin esittelemistä vaihtoehdoista osuu kuitenkin naulan kantaan eräiden grabenien synnyn osalta. Paras esimerkki tällaisesta tuliperäisestä grabenista on Kuun suurimmasta kalderasta Hyginuksesta lähtevät grabenit, eli Rima Hyginus. Ne syntyivät, kun syvältä Kuun vaipasta lähti kohoamaan magmaattinen juoni, joka lähelle pintaa päästyään venytti kuorta ja synnytti siten halkeamalta näyttävän grabenin.⁶

Ilmaa, elämää ja muutoksia Kuussa?

Sata vuotta sitten kuututkijat pääsääntöisesti pitivät Kuuta elottomana taivaankappaleena. Pickering oli kuitenkin näkyvä ja etenkin uransa alkupuolella myös vaikutusvaltainen poikkeus. Hän uskoi vakaasti kasvillisuuteen Kuussa, samoin kuin siihen, että paikoin Kuun kaasukehä saattoi sisältää yhtä paljon hiilidioksidia kuin Maan ilmakehä. Kuun pinnalla tapahtui myös kaikenlaisia muodon, värin ja kirkkauden muutoksia. Pickeringin ajatuksia esiteltiin suomalaisellekin yleisölle Thomsonin Tiede ja luonto -teoksessa tähän tapaan (s. 24):

”Jotkut harvat tähtitieteilijät luulevat kuitenkin nähneensä kuussa jonkinlaisia heikkoja elämän tai liikunnon oireita. Professori Pickering luuli huomanneensa tuliperäisen toiminnan merkkejä. Hän luuli siellä olevan kasvillisuusaloja, joissa luultavasti kasvaisi alhaisia kasveja, ja kuun maaperän ehkä sisältävän jonkin verran vettä. Kuulla muka on ollut hyvin ohut ilmakehäkin, ja joskus hän luuli huomanneensa pienen satunnaisen lumisateenkin. Prof. Pickering sai muutamia huolellisia havainnontekijöitä vakuutetuiksi siitä, että kuussa luultavasti tapahtuu jonkinlaisia vähäpätöisiä muutoksia.”

Tämän jälkeen kirjassa käytetään runsaasti palstatilaa sen osoittamiseen, ettei Kuussa Pickeringin väitteistä huolimatta ole kaasukehää ja että elämän esiintyminen siellä on hyvin epätodennäköistä. Kuuta käsittelevän luvun lopussa elätellään kuitenkin vielä pientä toivonkipinää (s. 26):

”Kuu on meille mielenkiintoinen juuri siitä syystä, että se on kuollut maailma. Se näyttää meille osoittavan, mitä Maasta ja yleensä kaikista jäähtyvistä metallipalloista tulee etäisessä tulevaisuudessa. Emme tiedä, onko kuussa milloinkaan ollut elämää, mutta se ei missään tapauksessa ole voinut edistyä pitkälle kehityksen tiellä. Enintään voimme kuvitella siellä nykyään olevan joitakin omituisia alhaisia kasveja, jotka vielä pitävät puoliaan raskaan kaasun muodostamissa allikoissa, kehittyen pitkän päivän hehkuvassa auringonpaisteessa ja pitkän yön kuluessa taas kauttaaltaan jäätyen.”

Pickeringin puolustukseksi on todettava, että hän vertasi The Moon -kirjassaan Kuun elämää Etelämantereella elävään jäkälään. Nykyisin Etelämantereen kuivia laaksoja pidetään parhaana maanpäällisenä vertailukohtana Marsille ja siksi niissä sinnitteleviä elämänmuotoja tutkitaan astrobiologien toimesta hyvinkin innokkaasti. En voi väittää olevani astrobiologian historian asiantuntija, mutta veikkaisin Pickeringin olleen tässä suhteessa huomattavasti edellä aikaansa.

Myös Newcombin tähtitieteessä pohdittiin ilman, elämän ja havaittavien muutosten esiintymistä Kuussa (s. 122–123):

”Sellainen elämä, joka esiintyy maapallolla, vaatii menestyäkseen ainakin vettä ja kaikki elämän korkeammat muodot myöskin ilmaa. Voimme tuskin ajatella elävää olentoa, jonka ainoina ravintoaineina olisi hiekka tahi joku mineraaliaines, jota kuun pinnalla tavataan. Jos ajattelisimmekin Kuussa olevan eläimiä, olisi meidän vaikea käsittää, mitä ne siellä söisivät. Me tulemme siihen johtopäätökseen, että kuussa ei ole mitään sellaista elämää, joka on samojen lakien alainen kuin elämä maan pinnalla.”

…

”Voimme siis lyhyesti kuvailla kuuta kappaleena, jossa ei ole ilmaa ja joka aina pysyy muuttumattomana.”

Vuoden 1929 Tähtimaailmassa elämästä ei puhuttu enää mitään, ja kaasukehäkin sai varsin tylyn tuomion (s. 444):

”Kuussa ei ole huomattu olevan ilmakehää. Useat ilmiöt viittaavat siihen, että jos kuussa on ilmakehä, niin sen täytyy olla erittäin ohut.”

Kuuta ei kuitenkaan pidetty geologisesti kuolleena maailmana, sillä (s. 442):

”Muutamissa tapauksissa lienevät tällaiset muutokset hyvin todennäköisiä. Varsinkaan niitä muutoksia, joita V. [sic] H. Pickering 1904 on havainnut rengasvuori Platon ympärillä ja 1913 pienen Eimmart-kraatterin ympärillä, tuskin voitaneen epäillä.”

Nykyisin tiedetään, että Kuussa voidaan kyllä harrastajavälineinkin havaita muutoksia, mutta varmat tapaukset liittyvät aina pienten meteoriittien törmäämiseen Kuun pintaan. Lisäksi ilmeisesti sähköisesti levitoiva kuupöly saattaa aiheuttaa kaikenlaista kummaa, kuten jo Apollo-aikakaudella tiedettiin. Kuuluotaimillakin kenties rekisteröityihin mahdollisiin kaasupurkauksiin liittyvät lyhytaikaiset valoilmiöt taas ovat aihe, joihin juuri kukaan akateemista virkaa havitteleva tutkija ei rohkene tarttua edes sivulauseessa.

Vilkaisu tulevaan

Jälkiviisaasti voidaan todeta, että sata vuotta sitten käsitykset Kuun olemuksesta geologiselta näkökannalta olivat aivan keskeisiltä osiltaan joko täysin pielessä tai ainakin hyvin hataralla pohjalla. Mielenkiintoista on myös havaita, että Kuun synnystä ei 1900-luvun alkuvuosikymmenten suomenkielisissä kansantajuisissa Kuuta käsittelevissä kirjoissa puhuta oikeastaan yhtään mitään.

Nykyisin luulemme ymmärtävämme Kuun geologisen kehityksen ja pinnanmuotojen synnyn ainakin pääpiirteissään. Kuun syntykin Marsin kokoisen kappaleen ja varhaisen Maan yhteentörmäyksen seurauksena tuntuu olevan suht vankalla pohjalla, vaikka yksityiskohdista kiivaasti kiistelläänkin. Nämä edistysaskeleet ovat eritoten Yhdysvaltain ja Neuvostoliiton välisen avaruuskilpailun huipentaneiden Apollo-lentojen ansiota.

Lähivuosina Kuuhun laskeutuu varmasti lisää luotaimia, ja todennäköisesti 10–15 vuoden sisällä myös ihmisiä. Nämä lennot tulevat merkittävästi lisäämään tietojamme Kuusta, sen synnystä ja kehityksestä, sekä samalla niin Maan kuin koko aurinkokuntamme perimmäisestä olemuksesta.

Nuo tulevat edistysaskeleet vaikuttavat tällä hetkellä niin ilmeisiltä, että tohdin ne näin julkisestikin ilmaista vaikka – kuten yleisesti tunnettua on – ennustaminen on vaikeaa, varsinkin tulevaisuuden ennustaminen. Rohkenen lisäksi väittää, että Ursan juhliessa 200-vuotista taivaltaan ei silloinen blogisti – tai mikä hän sitten lieneekään – pääse kirjoittamaan yhtä radikaaleista muutoksista Kuuta koskevissa käsityksissä menneen sadan vuoden aikana kuin näin ensimmäisen satavuotisjakson tultua täyteen oli mahdollista.

---

¹Samainen kirja, ja samalla siis koko Ursan virallinen julkaisutoiminta, alkoi geofyysikko, dosentti Eyvind Sucksdorffin (1899–1955) kauniilla kirjoituksella ”Tähti-öistä”. Sen ensimmäiset rivit olivat lainaus Senecalta (mitä ilmeisimmin se tunnetumpi Seneca, eli Lucius Annaeus Seneca nuorempi, n. 4 eaa. – 65 jaa.) (s. 5): ”Ei ole mitään jalompaa tutkittavaa kuin tähdet ja taivaankappaleet.” Alkuperäistä lähdettä tuolle sitaatille ei kohtalainen googlailu ole paljastanut. Jos jollain on asiasta tarkempaa tietoa, kuulisin siitä hyvin mielelläni.

²Kirjan tekijöiksi mainitaan kannessa Newcomb ja Rudolf Engelmann (Friedrich Wilhelm Rudolf Engelmann, 1841–1888), joka oli toimittanut kirjan ensimmäisen saksalaisen laitoksen. Heiskasen käännöksen pohjana oli seitsemäs, vuoden 1922 laitos, jota muut saksalaistutkijat olivat edelleen laajentaneet merkittävästi.

³Kirjassa on myös tiettävästi ensimmäinen varmasti tunnistettava kaukoputkella havaitusta Kuun kraatterista, Hipparchuksesta, tehty yksityiskohtainen piirros.

⁴Tähän porukkaan hieman myöhemmin lukeutuivat jossain määrin myös natsit, sillä jäinen Kuu sopi heidän tärähtäneeseen rotuoppiinsa pohjoisesta herrakansasta ja Hanns Hörbigerin (1860–1931) sekopäiseen Welteislehre-oppiin.

⁵Richard Proctor oli Kuun kraattereiden törmäyssynnyn varhaisimpia ja selväjärkisimpiä kannattajia.

⁶Tarkempaa tietoa syntymekanismista kaipailevien kannattanee lukaista aikoinaan Ursan Zeniitti-verkkolehteen kirjoittamani juttu Hyginuksesta ja Rima Hyginuksesta.

---

Tämä juttu ilmestyy myös Hieman Kuusta -blogissa vähän tuhdimmin kuvitettuna ja luultavasti myös useammilla linkeillä varustettuna versiona.

---

Löytöjä pohjamudista

30.10.2021 klo 21.23, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Kraatterit , Maa , Mikrofossiilit , Sedimentaatio , Suomi , Törmäykset

Taivalkoski. Sukupolvesta riippuen siitä tulee mieleen lähinnä Kalle Päätalo tai Hevi reissu. Näiden kulttuurijättiläisten ohella Taivalkosken maailmanmainetta kasvattaa kuitenkin myös geologia. Taivalkoskelta Puolangalle johtavan maantien varrella nimittäin sijaitsee pieni, tasan yhden saaren sisältävä järvi. Sille, kuten 200:lle muullekin järvelle Suomessa, oli siis jokseenkin luontevaa vaikkakin melko mielikuvituksetonta antaa nimeksi Saarijärvi. Järvialtaan synty- ja kehityshistorian pohdiskelu sen sijaan sytyttää paitsi mielikuvituksen myös rationaalisempaan toimintaan keskittyneet aivosolut kiivaaseen toimintaan.

On kovinkin tuttua, että asteroidien törmäykset synnyttävät kiinnostavia ja ihmisille hyödyllisiä mineraaleja, kivilajeja ja maastonmuotoja. Varhaiselle elämälle törmäykset synnyttivät suotuisia elinympäristöjä ja vaikuttivat monin tavoin evoluution kulkuun. Etenkin Hollywoodin ja klikkijournalismin ansiosta vielä tutumpaa on, että törmäykset ovat myös tuhoava voima. Harvemmin kuitenkaan ymmärretään, että kaiken tämän luomisen ja tuhoamisen ohella törmäysten synnyttämät kraatterit ovat merkittävä säilyttävä tekijä.

Törmäyskraatterit ovat määritelmällisesti syviä kuoppia maassa. Kun tällaiseen monttuun kertyy savea, hiekkaa ja muuta moskaa, se ei hevillä sieltä pois lähde. Näin törmäyskraatterit muodostavat ainutlaatuisen arkiston, johon on tallentunut muualta jo satoja miljoonia vuosia sitten eroosion myötä kadonnutta geologista historiaa. Tällainen on tilanne vuonna 1997 törmäyskraatteriksi osoitetun Saarijärvenkin kohdalla.

Taivalkosken Saarijärven poikkeukselliset savi- ja hiekkakivet on tunnettu jo ainakin satakunta vuotta. Saarijärvellä toimi 1920-luvulla pieni tiilitehdas. Sen raaka-aineena oli Saarijärven hyvin pehmeä savikivi, ja tehtaan tuotteita vietiin tiettävästi Ouluun saakka. Ensimmäinen tieteellinen tutkimus Saarijärven savikivestä ilmestyi jo vuonna 1937.

Taloudellisten mahdollisuuksiensa vuoksi Saarijärven sedimenttikiviä tutkittiin vuosikymmenten varrella aina silloin tällöin. Kivien ikä selvisi vasta 1980-luvun puolivälissä, kun Risto Tynni ja Anneli Uutela löysivät sedimenttikivistä muinoin eläneitä syanobakteereja (sinileviä) ja viherleviä. Niiden iäksi he määrittivät noin 600 miljoonaa vuotta. Aiemmin tuo aikakausi tunnettiin vendikautena, mutta nykyisin puhutaan ediakarakaudesta. Suomessa tämän ikäluokan kivet ovat suuria harvinaisuuksia, sillä nuorimmatkin alueellisesti merkittävät kivilajit, eteläisen Suomen rapakivet, ovat yli 1500 miljoonan vuoden ikäisiä.

Tynni ja Uutela havaitsivat myös, että Saarijärven mikrofossiilit muistuttavat suuresti Oulun edustalla sijaitsevan Hailuodon hiekkadyynien alla piilottelevan sedimenttikivimuodostuman mikrofossiileja.^* Saarijärven ja Hailuodon kivet siis oletettiin suunnilleen saman ikäisiksi. Ikivanhojen mikrofossiilien tutkimusta ei kuitenkaan Suomessa ole poliitikkojen ja virkamiesten toimesta koskaan todettu strategisesti merkittäväksi, joten tarkempaa selvitystä Saarijärven sedimenttikivien mikrofossiilistosta ja niiden suhteesta Hailuodon muodostumaan saatiin odottaa viime kesään saakka.

Uppsalan yliopiston tutkijat Sebastian Willman ja Ben J. Slater ovat suomalaisten törmäyskraatterien tutkimusta seuraaville tuttuja parin vuoden takaisesta Lappajärvi-artikkelistaan. Uusien hellävaraisten näytteenkäsittelymenetelmien ansiosta nykyisin on mahdollista tutkia pieniä hiilipitoisia fossiileja, jotka aiemmin käytetyillä ronskimmilla menetelmillä tuhoutuivat. Modernin lähestymistapansa ansiosta Willman ja Slater mullistivat käsitykset Lappajärven sedimenttikivien iästä. Samalla he löysivät todennäköisesti maailman vanhimmat viitteet nivelmadoista. Nykymaailmassa tutuimpia nivelmatoja ovat kastemadot.

Lappajärven jälkeen Willman ja Slater käänsivät katseensa Saarijärven sedimenttikivien vanhempaan osaan, samalla kun tutkivat Hailuodon mikrofossiileja. Heidän artikkelinsa Late Ediacaran organic microfossils from Finland ilmestyi Geological Magazine -julkaisusarjassa elokuun lopulla.

Saarijärveltä, samoin kuin Hailuodosta, löytyi runsain määrin erilaisia mikrofossiileja. Niiden joukossa on sekä aiemmin tunnettuja että entuudestaan tuntemattomiakin otuksia. Ne edustavat niin planktonia, siis itse vesimassassa kelluskelevia olentoja, kuin pohjaeliöitäkin. Tyypillisimmät Saarijärven mikrofossiilit, syanobakteerit, ovat todennäköisesti muodostaneet mattomaisia kasvustoja matalan meren pohjalle. Siellä ne elivät onnellista sinileväelämää nauttien edikarakauden auringonpaisteesta ja vapauttivat oleilunsa sivutuotteena mereen ja ilmakehään happea.

Mitään suoranaisesti mullistavia löytöjä ei Saarijärveltä tehty. Eniten aiempia käsityksiä muuttaneet tulokset koskivatkin Hailuotoa. Hailuodon sedimenttikivien yläosaa oli aiemmin pidetty varhais- tai keskiediakarakautisena, mutta Willmanin ja Slaterin tutkimuksen mukaan se on nuorempi, myöhäisediakarakautinen. Hailuodon osalta kiinnostavinta kuitenkin oli, että sedimenttikivistä löydettiin kaksikylkisten eläinten ulkoisen tukirangan kappaleiksi tulkittuja mikrofossiileja. Maailmalta tunnetaan myöhäisedikarakautisia eläinten jälkifossiileita (ryömimisjälkiä), mutta Willmanin ja Slaterin tutkimus osoittaa, että myös itse eläimistä jäi fossiilista todistusaineistoa. Havainnot ovat sikäli erityisen kiinnostavia, että kaksikylkisten varhainen evoluutio ja elinolosuhteet juuri ennen kambrikaudella tapahtunutta elämän monimuotoistumista ovat tätä nykyä kiivaan tutkimuksen kohteena. Nyt tiedetään, että ainakin Hailuodossa noin 550 miljoonaa vuotta sitten eli matalan meren pohjalla sinilevämatossa myös kaksikylkisiä ulkoisen tukirangan kehittäneitä eläimiä, ja että niistä on mahdollista löytää mikrofossiileja.

Mielenkiintoista Willmanin ja Slaterin artikkelissa oli sekin, mitä ei tutkittu, tai mitä ei ainakaan vielä kerrottu. Anneli Uutelan alustavien selvitysten mukaan Saarijärven sedimenttikivimuodostuman ylin osa on varhaiskambrikautista. Ottaen huomioon Willmanin ja Slaterin aiemman kiinnostuksen varhaiskambrikauden mikrofossiileihin, Saarijärven kambrikerrostumien sivuuttamista voi pitää hivenen yllättävänä. Toivottavasti tämä tarkoittaa vain sitä, että Saarijärven kambrikautisista sedimenteistä on löytynyt niin paljon kaikkea jännää, että ne ansaitsevat kokonaan oman artikkelinsa. Ties vaikka samalla selviäisi sekin perustavanlaatuinen kysymys, ovatko Saarijärven sedimentit törmäystä nuorempia vai vanhempia. Silloin siis ratkeaisi, onko myöhäisediakaraa (tai varhaiskambria) pidettävä Saarijärven minimi- vai maksimi-ikänä.

Willmanin ja Slaterin tutkimukset Lappajärveltä ja Saarijärveltä osoittavat kiistatta, että Suomen törmäyskraattereissa on rutkasti hyödyntämätöntä tutkimuspotentiaalia. Kraattereita täyttävistä sedimenteistä tehtävät löydöt täydentävät kuvaa erittäin huonosti tunnetuista vaiheista Suomen geologisessa historiassa. Lisäksi ne voivat olla maailmanlaajuisestikin ainutlaatuisia. Toivotaan, että seuraavaa tutkimusta Saarijärven sedimenttikivistä ei tarvitse odottaa liki neljää vuosikymmentä.

---

^*Tarkkaavainen lukija voi miettiä, onko Hailuodossakin törmäyskraatteri, jossa vanhat sedimentit olisivat säilyneet. Ei ole (tai ainakaan sellaisesta ei ole minkäänlaisia viitteitä). Siellä täällä sedimentit ovat säilyneet muissakin painanteissa kuin kraattereissa, mutta melkoisen harvinaista se on.

---

Tämä juttu ilmestyy aikanaan myös Suomen kraatterit -blogissa.

---

Apollo 15 ja astronauttien merkitys planeettageologiassa

31.8.2021 klo 22.15, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Historia , Kuu , kuulennot , Yleinen

Heinä–elokuun taitteessa vietettiin Apollo 15 -lennon 50-vuotisjuhlia. Kekkereihin oli syytäkin, sillä kyseessä oli monella tapaa käänteentekevä kuumatka. Se oli myös erinomainen esimerkki siitä, että ihmisen mukanaolo toista taivaankappaletta paikan päällä tutkittaessa ei ole vain kallis menoerä, vaan uusien löytöjen ja ylipäätään tutkimuksen mahdollistaja.

Suuri yleisö muistaa Apollo 15:n – jos ylipäätään muistaa ollenkaan – ensimmäisenä kuulentona, jolla oli mukana kuuauto. Nelipyöräohjauksella varustettu kevyt nelivetoinen sähköauto oli kuitenkin vain näkyvin osa J-tyypin lennosta.

Apollo-ohjelman kolmella viimeisellä eli ns. J-lennoilla tarkoituksena oli kattava Kuun tutkimus niin kiertoradalta kuin tieteellisesti kiinnostavimmiksi arvioiduilla laskeutumisalueillakin. Kuuta reilun sadan kilometrin korkeudessa kiertänyt Apollo 15:n komento- ja huoltomoduuli sai edeltäjiinsä verrattuna rutkasti uusia tutkimuslaitteita. Huoltomoduulin kylkeen upotetusta mittalaitelaarista löytyi mm. uudet panoraama- ja kartoituskamerat ja gammaspektrometri sekä Kuuta kiertämään jäänyt sähkö-, magneetti- ja painovoimakenttiä tutkinut pienoissatelliitti.

J-lentoja varten tehdyt kuumoduulin parannukset mahdollistivat kolmen päivän tutkimukset Kuun pinnalla. Myös avaruuspukujen elossapitojärjestelmiä kehitettiin ja niistä saatiin myös hieman vähemmän tönkköjä, minkä ansiosta astronauttien oli helpompi tehdä kenttätöitä.

Laiteparannusten ohella aivan keskeistä kolmen viimeisen Apollo-lennon tieteellisen menestyksen kannalta oli miehistöjen koulutus. Geologiaa oli opetetettu kaikille aiemmillekin Apollo-miehistöille, mutta Apollo 15:stä lähtien siihen todella panostettiin. Toukokuusta 1970 toukokuuhun 1971 Apollo 15:n Kuuhun laskeutunut miehistö, komentaja Dave Scott ja kuumoduulin pilotti Jim Irwin, osallistui ainakin 16:lle geologiselle kenttäretkelle. Ne suuntautuivat paitsi eri puolille Yhdysvaltoja, myös kuumaisten laavakenttien Islantiin. Maasto-oloissa opiskelun ohella teoriatunteja kertyi 80.

Arvokkaita geologisia havaintoja voi tehdä niin Maan tai Kuun pinnalta kuin sen yläpuoleltakin. Niinpä Apollo 15:n komentomoduulin pilotti Al Worden sai hänkin osansa geologiasta, eli noin 80 tuntia käytännön opetusta Kuun kiertoradalta tapahtuvaa havainnointia varten. Apollo 16:n ja 17:n päägeologi professori Bill Muehlberger arvioi Don Wilhelmsin loistavassa kirjassa To a Rocky Moon J-lentojen astronauttien saaneen geologista oppia saman verran kuin geologiasta valmistunut maisteri. Kuulentojen kannalta erityisen oleellista oli, että astronautit näkivät kentällä enemmän geologiaa kuin keskimääräinen yliopistokurssit läpikahlannut maisteri.

Yksi kolmen viimeisen lennon menestyksen avaimista oli koulutuksen aikana Dave Scottissa syttynyt intohimoinen kiinnostus geologiaa kohtaan. Tämä tarttui muihin miehistön jäseniin, eivätkä erittäin kilpailuhenkiset myöhempien lentojen astronautit halunneet olla geologiassakaan yhtään edeltäjiään huonompia. Tällä oli kiistaton vaikutus lentojen tieteelliseen antiin.

Apollo 15 toi hyvin esiin astronauttien luovien ratkaisujen ansiot. Ollessaan ajelemassa takaisin kohti kuumoduulia ensimmäisen kuukävelyn loppupuolella, Scott ja Irwin olivat hieman aikataulusta jäljessä ja Houstonin lennonjohto hoputti heitä. Scott kuitenkin huomasi poikkeuksellisen huokoisen kiven. Hän tiesi, ettei lennonjohto antaisi lupaa ylimääräiseen pysähdykseen ja näytteen keräämiseen. Siitä huolimatta hän stoppasi kuuauton ja selitti, että hänellä on ongelmia turvavyönsä kanssa. Tämä oli uskottavan kuuloinen väite, sillä vyöt olivat aiheuttaneet päänvaivaa heille aiemminkin. Jim Irwin oli välittömästi juonessa mukana ja höpötteli Houstonissa yhteysmiehenä eli capcomina toimineelle Joe Allenille niitä näitä kraattereista ja kivistä sillä välin kun Scott nousi autosta ja keräsi lähes kilon painoisen, hohkaisen kiven matkaan. Vasta takaisin Houstoniin palattuaan Scott kertoi asioiden todellisen laidan. Nykyisin näyte 15016 tunnetaan nimellä Seatbelt Basalt eli turvavyöbasaltti. Se on noin 3,4 miljardia vuotta vanha oliviinibasaltti, joka kerkesi nököttää paikoillaan noin 300 miljoonaa vuotta ennen kuin Dave Scott poimi sen mukaansa.

Astronautit voivat tällaisia tieteellisesti arvokkaita luovia tempauksia tehdä, mutta miehittämättömillä mönkijöillä moinen ei välttämättä ole mahdollista. Neuvostoliiton kahdella Lunohod-kuukulkijalla olisi voitu tehdä enemmän tutkimusta kuin niillä loppujen lopuksi saatiin aikaiseksi. Geologit olisivat halunneet pysähdellä useammin ja analysoida kuunpinnan koostumusta ja lujuusominaisuuksia tarkemmin. Heillä oli sama ongelma kuin Scottilla ja Irwinillä: lennonjohto hengitti niskaan. Scott ja Irwin kuitenkin pystyivät tekemään oikean ratkaisun, koska olivat kahdestaan paikan päällä. Neuvostoliittolaiset sen sijaan joutuivat tyytymään vähempään tutkimukseen, koska vieressä pönöttäneet korkeammat tahot halusivat, että mönkijää käytetään kilometrien taittamiseen eikä joutavaan  tieteen tekemiseen. Tämän ansiosta Le Monnierin kraatteria vuonna 1973 tutkineella Lunohod 2:lla oli avaruusalusten mönkimisennätys vuoteen 2014 asti. Kaiken tuon mittavan mönkimisen tieteellinen anti vain jäi hivenen heppoiseksi.

Luova niskurointi on vain yksi monista hyvistä syistä käyttää ihmisiä muiden taivaankappaleiden tutkimuksessa. Toinen on raaka voima. Apollo 15 on tästäkin opettavainen esimerkki.

Geologeilla on yleensä lähes vastustamaton vimma päästä kurkistamaan, mitä hieman syvemmällä piilee. Pinnan alapuolelle pääseminen ja sieltä näytteen saaminen vain on joskus hyvin hankalaa Maassakin, ja se on aina sitä muilla planeetoilla. Tästä Marsia tutkivan InSight-laskeutujan lipsahdellut keinokontiainen on oivallinen tuore näyte. Niin on myös Perseverance-mönkijä, joka kivisen kairasydämen sijasta sai muutama viikko sitten otettua näytteen Marsin kaasukehästä.

Apollo 15:kin oli omat ongelmansa kairaamisen kanssa. Lämpövuoantureita ei meinattu millään saada haluttuun syvyyteen. Kairasydännäytteenottokaan ei Scottilta sujunut vaikeuksitta, vaikka hänen kairansa lopulta noin 2,4 m kuunpinnan alapuolelle upposikin. Valitettavasti vain kaira ei suostunut nousemaan ylös. Lopulta Scott ja Irwin rykäisivät sen kahteen pekkaan väkisin pois siten, että he kyykistyivät hieman saaden hartiansa poran kahvojen alle ja punnersivat pystyyn.^[1] Mönkijältä jäisi moinen temppu tekemättä.

Kuudella Kuuhun laskeutuneella Apollo-lennolla saatiin tarkasti tunnetuista ja hyvin kuvatuista paikoista kuunäytteitä Maahan noin 382 kg. Vastaavasti kolmella miehittämättömällä Neuvostoliiton Luna-laskeutujalla saatiin vuosina 1970–1976 kehnohkosti tunnetuista kohteista vajaat 330 grammaa kiviainesta. Apollo-lennot toivat Maahan siis Luna-laskeutujiin verrattuna yli tuhatkertaisen määrän Kuun kiviä. Kiinan Chang’e 5 -laskeutuja taas toi viime joulukuussa noin 1731 grammaa näytteitä. Erinomainen saalis, mutta kalpenee Apollon rinnalla.

Apollo-ohjelman ylivoima näytemäärissä johtuu yksinkertaisesti siitä, että ihmisiä kuljettavat avaruusalukset on väkisinkin tehtävä huomattavasti massiivisemmiksi ja tilavammiksi kuin robottiluotaimet. Kun tuodaan ihmisiä takaisin Kuusta tai jonain päivänä Marsista, saadaan samalla vaivalla rutkasti myös kiviä. Ja vaikka kaikenlainen paikan päällä mitattu numeerinen tieto on planeettojen synnyn ja kehityksen tutkimuksessa tietenkin täysin välttämätöntä, on sen merkitys vähäinen verrattuna siihen, mitä kivistä saadaan maanpäällisissä laboratorioissa irti. Kuunäytteet ovatkin Apollo-ohjelman tärkein tieteellinen perintö.

Kun ihmisen lähettämistä toisille taivaankappaleille mollataan kalliiksi,^[2] vaaralliseksi^[3] ja ylipäätään turhaksi touhuksi, unohdetaan tieteen lisäksi myös asian inhimillinen puoli. Halu nähdä ja omin aistein kokea, mitä seuraavan kukkulan takana on, on aina ajanut ihmiskuntaa eteenpäin. Vaikka NASA ja ESA kuinka yrittävät inhimillistää luotaimiaan ensimmäisessä persoonassa sirkuttavien Twitter-tilien avulla, on ihminen kuitenkin aina innostavampi, kiinnostavampi ja samaistuttavampi tarinankertoja kuin kylmä kokoelma virtapiirejä ja moottoreita.

Lukemattomat nuoret ovat hakeutuneet luonnontieteiden ja tekniikan aloille Apollo-ohjelman innoittamina. Tästä on hyötynyt koko ihmiskunta. On hankala kuvitella vaikuttavampaa perusfysiikan demonstraatiota kuin Dave Scott pudottamassa haukansulkaa ja kivivasaraa Kuun pölyiseen pintaan. Etenkin Yhdysvaltojen kaltaisessa hyvin eriarvoisessa yhteiskunnassa, jossa koulutus ei ole itsestäänselvyys, tällaisilla asioilla on oikeasti merkitystä.  Sivuuttaa ei sovi sitäkään, että miljoonat ihmiset ympäri maailman ovat ainakin hetkellisesti unohtaneet maalliset murheensa Apollo-ohjelman moninaisista tuloksista populaaritieteen ja viihteen muodossa nauttien.

Vaikka ihmisellä on kiistattomat ansionsa aurinkokuntamme kiinteiden kappaleiden paikan päällä tehtävässä tutkimuksessa, ei astronautteja toki kaikkialle kannata lähettää. Ihminen on parhaimmillaan geologisesti monimuotoisten maailmojen tutkijana. Tällaisia ovat esimerkiksi Kuu, Mars ja Saturnuksen kookkain kuu Titan. Jupiterin suuret kuut olisivat myös sopiva kohde kenttägeologeille, kunhan vihamielisen säteily-ympäristön kanssa jotenkin opitaan pärjäämään. Viime aikoina onnellisten luotainuutisten ansiosta paljon tapetilla ollut Venus olisi tietenkin geologiansa puolesta myös mitä kiehtovin ympäristö, mutta äärimmäiset paine- ja lämpötilaolosuhteet pitävät sen järkevän ihmistoiminnan ulkopuolella vielä erittäin pitkään.

Miehittämättömien luotainten ja mönkijöiden luontaisinta valtakuntaa ovat paitsi ihmisen kannalta turhan kaukaiset ja vihamieliset ympäristöt, myös liian pienet ja yksinkertaiset kappaleet. Ihminen on mikropainovoimassa aikamoisen kömpelö eläin, joten asteroideille ja komeetoille ei astronautteja kannattane ainakaan lähitulevaisuudessa lähettää. On myös hankala keksiä, kuinka ihminen olisi kustannustehokas tutkija primitiivisellä pienkappaleella, jonka geologinen kehitys päättyi jo pitkästi yli neljä miljardia vuotta sitten. Kauko-ohjatut ja osittain autonomiset alukset ilman ihmisten painolastia ovat tällaisissa tapauksissa aivan riittäviä niin kartoituksessa kuin näytteenotossakin.

Tutkimmepa aurinkokuntamme kappaleita suoraan tai välillisesti erilaisten luotainten avulla, kyse on kuitenkin ihmisen perimmäisten tarpeiden tyydyttämisestä. Kuten Dave Scott Hadley Delta -vuoren jylhissä maisemissa 50 vuotta sitten totesi:

”Man must explore. And this is exploration at its greatest.”^[4]

---

¹Rehellisyyden nimissä on todettava, että vaikka raa’an voiman avulla kaira saatiin irti, myös syy kairan jumittumiseen oli luultavasti liiallinen voimankäyttö. Myöhemmillä lennoilla kairausta opeteltiin enemmän ja hommasta selvittiin hieman vähemmällä.

²Aina voi myös kysyä, onko noin 0,4 % bruttokansantuotteesta paljon. Tämä oli Apollo-ohjelman hinta huippuvuonna 1966. Ja tottakai nykyisinkin ihmisten avaruuteen lähettämiseen käytetyt rahat (tai edes pienen osan niistä) voisi käyttää luonnonsuojeluun, ilmastonmuutoksen hillitsemiseen ja siihen sopeutumiseen, tai vanhustenhoitoon. Mutta ei kai kukaan kuvittele, että niin oikeasti tehtäisiin?

³Gemini- ja Apollo-ohjelmien aikana kuoli seitsemän aktiiviastronauttia. Ted Freeman, Elliott See, Charlie Bassett ja C. C. Williams kuolivat enemmän tai vähemmän hölmöissä lento-onnettomuuksissa, Gus Grissom, Ed White ja Roger Chaffee puolestaan harjoituksen aikana syttyneessä tulipalossa laukaisualustalla. Tämä voi tuntua paljolta, mutta se oli enimmäkseen koelentäjätaustaisille astronauteille täysin hyväksyttävä riskitaso. Avaruudessa ei tähän päivään mennessä ole kuollut yksikään avaruuslentäjä, nousuissa ja laskuissa kylläkin.

⁴“Ihmisen täytyy tutkia. Ja tämä on tutkimusmatkailua parhaimmillaan.”

---

Tämä juttu ilmestyy aikanaan runsaammin kuvitettuna ja linkitettynä versiona myös Hieman Kuusta -blogissa.

---

Ganymedes ja Juno

30.6.2021 klo 16.25, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Ganymedes , Kraatterien morfologia , Kryovulkanismi , Tektoniikka , Vesi

Näin helteisen pride-kuukauden päätteeksi voi hyvin jäähdytellä aurinkokuntamme jäisen homokuun seurassa. NASAn Jupiteria kiertävä Juno-luotain teki nimittäin 7.6.2021 ensimmäisen Ganymedes-kuun ohilennon sitten vuoden 2000 joulukuun, jolloin vara-antennin varassa räpiköinyt Galileo-luotain pyyhälsi viimeisen kerran Ganymedeen ohi.

Junon ensimmäiset Ganymedes-kuvat ovat sinänsä upeita, mutta varsinaisia mittaustuloksia ei ohilennolta vielä tietenkään ole julkaistu. Ohilennon jälkeen NASAn PR-koneisto sai sylkäistyä ulos vain kaksi huonosti käsiteltyä kuvaa. Ikävä kyllä niiden projisointi oli vähän sinnepäin, toinen kuvista esitettiin ylösalaisin, eikä kummastakaan kerrottu edes alustavasti sitä, mistä päin Ganymedestä kuvat ovat, mitä niissä näkyy tai mikä niiden mittakaava on. Häkellyttävän onnetonta toimintaa. Ei siis ole suurensuuri ihme, että etenkin pelkästään kotimaisia tiedotusvälineitä seuraamalla ohilento meni hyvin helposti, no, ohi.

Itsensä Galileo Galilein tammikuussa 1610 löytämä^* Ganymedes on yksi niitä aurinkokuntamme kappaleita, joilla on jonkinasteinen imago-ongelma. Ganymedes on kaikista kuista läpimitaltaan (5268 km) suurin ja kahdeksanneksi kookkain Aurinkoa kiertävä kappale. Se on siis isompi kuin Merkurius ja sen halkaisijalle mahtuisi helposti kaksi Plutoa. Ganymedeellä on rautainen sisäydin, kivinen ulkoydin ja lähinnä jäästä koostuvat vaippa ja kuori, jonka pinnanmuotojen synty on monilta osin mysteeri. Sillä on myös oma magneettikenttä ja revontulet, kuurasta muodostuneet napakalotit ja kenties noin 100 km syvä pinnanalainen suolainen meri.

Vähänkään oikeudenmukaisemmassa maailmassa näin monipuolinen ja kaunis pallo kuuluisi aurinkokuntaintoilijoiden suosikkikappaleiden joukkoon.  Ganymedeen ongelma kuitenkin on, että se on tuomittu kiertämään psykedeelisenkauniin kaasukehän verhoamaa Jupiteria lähellä aurinkokunnan vulkaanisesti aktiivisinta kuuta Ioa ja yhtä elämän esiintymisen kannalta lupaavinta paikkaa eli Europaa. Vaikka tämä ei planeettageologeja haittaa – Ganymedes on geologisesti ihan yhtä planeetta kuin Venus, Mars tai Triton – sen asema Jupiterin vähemmän aktiivisena kiertolaisena syöksee sen yleisessä arvonannossa väistämättä aurinkokunnan kohteiden kakkoskastiin.

Vaikka NASA möhlikin Junon ohilentokuvien julkaisun, asiansa osaavat harrastajat ovat saaneet JunoCamin kuvadatasta aikaiseksi kunnolla projisoituja ja muutenkin kauniisti käsiteltyjä kuvia. Erilaisia näkemyksiä samasta datasta voi käydä ihastelemassa Unmanned Spaceflight -foorumilla. Ne osoittavat, että jo ensimmäiset kuvat ovat huomattava parannus Galileo- ja Voyager 1 & 2 -luotainten kartoitustuloksiin. Näin siitä huolimatta, että JunoCam ei alkujaan edes ollut varsinainen tutkimuslaite, vaan laitettiin Junon kyytiin lähinnä PR-mielessä.

JunoCamin toistaiseksi ainoasta virallisesti julkaistusta kuvasta ensimmäisenä erottuu Ganymedeen geologinen perusjako terävärajaisiin tummempiin ja vaaleampiin alueisiin. Planeettageologien tieteellisessä kielenkäytössä nämä tummat ja vaaleat alueet tunnetaan tummina ja vaaleina alueina.

Tummat alueet muodostavat Ganymedeen vanhemman osan. Se peittää noin 40 % kuun pinnasta. Tummista alueista suurin, Galileo Regio, on jopa osaavien harrastajien valokuvattavissa (yksityiskohtien erottaminen Jupiterin kuista jaksaa aina hämmästyttää, etenkin näin 80-luvulla aloittaneen visuaalihavaitsijan näkökulmasta). Korkean ikänsä vuoksi tummille alueille on ennättänyt kertyä runsaasti kraattereita. Vesijään lisäksi tummat alueet sisältävät erilaisia vesipitoisia suoloja, sulfaatteja, sekä hiili- ja rikkidioksidia. Alkujaan tummat alueet ovat saattaneet syntyä jonkinlaisen jäävulkanismin tuloksena, mutta varmuutta tästä ei ole. Paikoin tummia alueita halkovat pitkät, kaarevat, suuriin törmäysaltaisiin liittyvät hautavajoamat. Näitä, kuten muitakin Ganymedeen pinnanmuotoja tosin vaivaa se, että jäähän syntyneet kohoumat ja kuopat tuppaavat vanhemmiten lätsähtämään eli relaksoitumaan tasaisemmiksi.

Kuten edellisen kappaleen pohjalta loogisesti pääteltävissä on, vaaleat alueet muodostavat Ganymedeen pinnan nuoremman, vähemmän kraatteroituneen osan, jonka pintakoostumus on tummia alueita puhtaampaa vesijäätä. Vaaleista alueista jotkut ovat hyvinkin tasaisia, mutta usein niitä koristavat pitkät painanteet. Ne ovat syntyneet tektonisesti jääkuoren venyessä. Usein niiden pohjalle on purkautunut kryolaavaa, siis käytännössä vettä. Tällaisia pitkiä tektonisia painanteita (grabeneita) on runsaasti eri mittakaavoissa. Ne muistuttavat hyvin paljon Europan vastaavanoloisia rakenteita.

Ongelmallista on, että Ganymedeen pinnalla näkyy hyvin runsaasti venytyksestä kieliviä muotoja, mutta erittäin vähän sellaisia piirteitä, jotka kertoisivat kuoren lohkojen liikkuneen toistensa suhteen sivusuunnassa. Puristuksesta syntyviä rakenteita ei ole lainkaan. Koko kuun turpoamisesta ei ole uskottavia todisteita tai malleja, joten kuoren jatkuva venytys ilman puristusta jossain päin on mahdotonta. Tutkijoiden käsityksissä Ganymedeen synnystä ja kehityksestä on siis aivan perustavanlaatuisia aukkoja. 

Vaaleat alueet eivät syntyessään ole ainakaan täysin tuhonneet tummia alueita. Ilmeisesti vaaleiden alueiden muodostuminen johtikin enimmäkseen vain tummien alueiden peittymiseen ohuehkolla vaalealla kerroksella, jonka läpi ainakin jotkut kraatterit ovat pystyneet kaivautumaan. Peittyminen tapahtui kenties noin 2 ± 0,5 miljardia vuotta sitten ja kesti luultavasti useita satoja miljoonia vuosia.

Vaaleiden alueiden synnyn perimmäisenä syynä saattoi olla Ganymedeen siirtyminen uuteen kiertoaikaresonanssiin Ion ja Europan kanssa. Tämä olisi vuorovesivoimien vahvistumisen vuoksi johtanut runsaampaan sisäiseen sulamisen ja sen myötä pinnan uudistumiseen. Järin vahvoja todisteita idean puolesta ei kuitenkaan ole, eivätkä geologien ja ratoja laskevien dynaamikkojen ajoitukset tunnu täsmäävän.

Esimerkiksi JunoCamin Ganymedes-aineiston erotuskyvystä kelpaa oheinen lähikuva Tros-kraatterista. Sitä ympäröivä kirkas sädejärjestelmä osoittaa Trosin olevan geologisesti hyvin nuori kraatteri, sillä säteet ovat ensimmäisenä eroosion myötä katoava kraatterin piirre. Säteiden ohella silmiinpistävää Trosissa on sen komea keskuskuoppa. Keskuskuopat ovat jäisten kuiden suurten törmäyskraatterien ominainen piirre. Niitä esiintyy myös Marsissa. Vaikka muutamia mahdollisia keskuskuoppakraattereita on löydetty myös kuivilta planeetoilta, lienee niiden synty yhteydessä veden (tai ainakin jonkin helposti haihtuvan yhdisteen) esiintymiseen. Nekin ovat kuitenkin yksi aurinkokuntamme lukuisista tavallisista pinnanmuodoista, joiden syntytapaa ei kuitenkaan pohjimmiltaan ymmärretä. Niiden viehkeyteen ja omituisuuteen tulee varmaankin palattua jossain myöhemmässä blogitekstissä hieman tarkemmin.

JunoCam ei ole Junon ainoa kamera. Stellar Reference Unit (SRU) -kameran päivätyönä on tähtien kuvaaminen Junon navigointia varten. Tehtävä ei Jupiterin säteilypuurossa ole mitenkään helppo. Kameraa voidaan kuitenkin käyttää myös tutkimukseen: se soveltuu säteilymittariksi, ja sillä on kuvattu mm. Jupiterin hentoisia renkaita, salamointia ja revontulia. Sitä käytettiin myös Ganymedeen ohilennon aikana ottamaan kuvia Ganymedeen varjoisalta puolelta Xibalba Sulcuksen alueelta, joka kylpi vain Jupiterin kelmeässä loisteessa.

SRU:n julkaistun Ganymedes-kuvan erotuskyky on parhaimmillaan noin 600 metriä kuvapistettä kohti. Se on aivan kelpo resoluutio, sillä edelleen monin paikoin parhaat Ganymedes-kuvat otettiin vuonna 1979 Voyager-luotainten ohilennoilla puolet huonommalla erotuskyvyllä. Kraatterien ja grabenien lisäksi SRU:n kuvassa näyttäisi olevan myös mm. todennäköinen kryovulkaaninen purkausaukko tai kaldera. Luultavasti lisää niin SRU:n kuin JunoCaminkin kuvia on vielä tulossa.

Kameroiden ohella Junon tutkimuslaitteista etenkin mikroaaltoradiometrin mittaustuloksia odotetaan innolla. Sen ainakin pitäisi pystyä pureutumaan Ganymedeen kuoren alle ja tuottamaan uutta dataa kuoren koostumuksesta, rakenteesta ja lämpötilasta eri syvyyksillä. Näidenkin mittausten tuloksista ja ensimmäisistä tulkinnoista epäilemättä kuullaan lähiviikkojen ja -kuukausien aikana.

Tulevina vuosina Juno lentää kahdesti läheltä Ioa ja ohittaa kerran Europan vain 320 km:n etäisyydeltä. Erityisen läheisiä Ganymedeen ohituksia ei sen sijaan ole enää suunnitteilla. Mikäli Euroopan avaruusjärjestön aikataulut pitävät (mitä ne planeettalentojen kyseessä ollen eivät juuri koskaan tee), vuonna 2032 pitäisi JUICE-luotaimen (Jupiter Icy Moons Explorer) asettua kahdeksaksi kuukaudeksi Ganymedeen kiertoradalle. JUICEn tarkoitus on mm. tutkia Ganymedeen ja Jupiterin magneettikenttien vuorovaikutuksia, mitata Ganymedeen topografia niin laserkorkeusmittarin kuin stereokuvienkin avulla, luodata tutkalla sen kuorta jopa yhdeksän kilometrin syvyyteen etsien mahdollisia vesitaskuja jään keskeltä, sekä määrittää sen pinnan koostumus.

JUICEa odotellessa ovat Junon ohilennon mittaukset ainoat merkittävät uudet lähitutkimukset Ganymedeestä. Uusista kuvista ja muista tuloksista kannattaakin ottaa nyt kaikki ilo irti, sillä seuraavia saataneen vartoa vuosikymmenen verran.

---

^*On myös esitetty, että kiinalainen Gan De olisi tehnyt havainnon Ganymedeestä vuonna 385/382/365/364 eaa. (lähteestä riippuen). Mahdotonta tämä ei ole, sillä Ganymedeen kirkkaus, parhaimmillaan jopa noin 4,5 magnitudia, tekee siitä periaatteessa helposti paljain silmin havaittavan. Ongelmaksi muodostuu turhan läheisen Jupiterin häikäisevä kirkkaus, joka normaalisti estää Ganymedeen ja Kalliston näkemisen. Myöhempiäkin mainintoja Jupiterin kuiden näkemisestä paljain silmin on.

---

Muokkaus 2.7.2021: Ensimmäisessä kappaleessa Galileon antenniongelmien laatua aavistuksenomaisesti täsmennetty ja kieltä korrektoitu. Galileo pystyi lähettämään vain pienen osan suunnitellusta datamäärästä, koska sen pääantenni oli pitkän varastoinnin aikana jämähtänyt kiinni.

---

Mayojen lasipallerot, Pantasman kraatteri ja tektiitit

31.5.2021 klo 16.48, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Kraatterit , Maa , Shokkimetamorfoosi , Tektiitit

Tikalin lasilöydöt

Tikal on muinainen maya-kaupunki Guatemalan koillisosassa. Sen kukoistuskausi oli noin vuosina 200–850, jolloin Tikalista hallittiin suurta osaa mayojen valtakunnasta. Nykyisin Tikal on UNESCOn maailmanperintökohde.

Vuonna 1984 arkeologit tutkivat Tikalista löydettyjä vulkaanisesta lasista eli obsidiaanista tehtyjä veitsiä, nuolenkärkiä ja niiden valmistuksessa syntynyttä pikkusälää. Heidän aikomuksensa oli silmämääräisesti selvittää, mistä mayat obsidiaaninsa hankkivat. Tavallisen obsidiaanin joukosta erottui kuitenkin 11 erikoista, syvän oliivinvihreää pientä lasipalleroa, joista ei oikein saanut tolkkua.

Kemiallisissa jatkotutkimuksissa selvisi, että lasipalleroiden koostumuskin oli outo: niissä oli vähemmän piitä kuin obsidiaanissa yleensä, etenkin Guatemalan seuduilla. Palleroiden lasissa ei myöskään ollut laisinkaan pikkuruisia mineraalikiteitä kuten obsidiaanissa tyypillisesti on, vaan ne olivat tosiaan käytännössä täysin puhdasta lasia. Jo vuonna 1987 geologisesti sivistyneet arkeologit tarjosivat Tikalin kummalle lasille kaksi selitysvaihtoehtoa. Joko jossain lähialueella täytyy olla ennestään tuntematon nuori tulivuori, joka jotenkin tuottaa hyvin erikoista obsidiaania, tai kyseessä on uusi tektiittilöytö.

Tektiittien synty ja alkuperä

Tektiitit ovat harvinainen ja omituinen törmäyskivien ryhmä. Niiden syntyä ei täysin ymmärretä, mutta konsensusnäkemyksen mukaan niiden täytyy olla peräisin hyvin varhaisesta törmäysprosessin vaiheesta. Ne ovat kraattereista hyvin etäälle lentänyttä tavaraa eli kaukoheittelettä.

Tektiitit lienevät lähtöisin maaperästä tai aivan kallioperän ylimmistä osista. Suosikit tektiittien lähtöainekseksi ovat lähinnä kvartsirikas hiekka tai tuulen kerrostama hienojakoinen lössi. Ne sulavat heti törmäyksen alussa, lentävät satoja tai tuhansia kilometrejä korkealla ilmakehässä tai avaruuden puolella, jähmettyvät ja sulavat uudelleen syöksyessään vauhdilla alas ilmakehään. Lopputuloksena on tyypillisesti jokusen sentin mittainen aerodynaamisesti muotoutunut kappale mustaa tai vihreää lasia.

Tektiittejä löytyy vain tietyiltä, joskin melkoisen laajoilta alueilta. Esiintymisalueita tunnetaan neljä: Keski-Euroopan, Norsunluurannikon, Pohjois-Amerikan ja Australaasian tektiittikentät. Näistä kaksi ensin mainittua ovat kohtalaisen selvästi rajattuja, mutta Pohjois-Amerikan tektiittikenttä on hyvin hajanainen ja Australaasian tektiittikenttä taas kattaa valtaisan alueen lähinnä Kaakkois-Aasiasta Australiaan ja Intian valtamerelle. Se voi peittää jopa neljäs- tai kolmasosan koko maapallon pinnasta.

Eri alkuperäiskansat ovat käyttäneet tektiittejä niin koruina kuin tarve-esineiden valmistuksessa tuhansia ja ainakin Australian aboriginaalien tapauksessa kymmeniätuhansia vuosia. Kiinassa niistä kirjoitettiin jo vuoden 950 paikkeilla. Charles Darwin teki havaintoja saamastaan australialaisesta tektiitistä (eli australiitistä), mutta länsimaisen tieteen piiriin tektiitit päätyivät lähinnä vasta 1900-luvun alkuvuosikymmeninä.

1960-luvun lopulle saakka muutamat äänekkäät tutkijat uskoivat, että tektiitit ovat peräisin Kuusta. Apollo-näytteet todistivat moiset käsitykset välittömästi perättömiksi. Myöhemminkin on turhaan yritetty väittää, että tektiitit olisivat peräisin avaruudesta. Edelleenkin monet hörhölähteet – mm. suomenkielinen Wikipedia – käyttävät täysin virheellistä ilmaisua ”tektiitit eli lasimeteoriitit”. Meteoriitteja tektiitit eivät siis ole, vaan törmäyskiviä ja kiviksikin sikäli erikoisia, etteivät ne ole ehtineet kiteytyä mineraaleiksi vaan ne ovat jähmettyneet nopeasti lasiksi.

Neljästä tektiittikentästä kolme on saatu yhdistettyä käytännössä kiistattomasti lähtökraatteriinsa. Keski-Euroopan tektiitit eli moldaviitit singahtivat Etelä-Saksan maineikkaasta Riesin kraatterista, Pohjois-Amerikan tektiitit eli etenkin georgiaiitit ja bediasiitit ovat peräisin USAn itärannikolla sijaitsevasta Chesapeake Bayn kraatterista, ja Norsunluurannikon tektiitit Ghanan Bosumtwista.

Suuri mysteeri on Australaasian tektiitit synnyttäneen hyvin nuoren, vain noin 788 000 vuotta sitten tapahtuneen törmäyksen muodostaman kraatterin sijainti. Vuosikymmenten yrityksestä ja monista mediassa hehkutetuista mutta heppoisiksi jääneistä väitteistä huolimatta kraatteria ei ole löydetty.

1990-luvun alkupuolella myös kraatteritutkijat saivat hyppysiinsä Tikalin kummaa lasia. Chicxulubin kraatterin löytäjänäkin kunnostautuneen Alan Hildebrandin johdolla tutkijaryhmä totesi kokousjulkaisussa vuonna 1994, että kyseessä todellakin on aito törmäyksessä syntynyt tektiittilasi. He saivat määritettyä sille myös hyvin karkean iän, noin 800 000 vuotta. Isojen virherajojen puitteissa tämä sopi niin Australaasian kuin Norsunluurannikonkin tektiitteihin. Joko nämä tunnetut tektiittikentät olivat valtavan paljon aiemmin luultua suurempia, joku teki käytännön pilan ja toi Tikaliin tektiittejä toisilta mantereilta, tai Väli-Amerikassa oli aiemmin tuntematon tektiittikenttä.

Hildebrandin työn seurauksena vuosituhannen taitteessa tutkitiin myös Tikalin lasipalleroiden magnetismia. Pelkistäviin syntyolosuhteisiin viitanneet tulokset vahvistivat entisestään käsitystä niiden luonteesta aitoina tektiitteinä. Sitten tutkijoiden kiinnostus niitä kohtaan tuntui lopahtavan vuosikymmeneksi.

Pantasman löytyminen

Leo Kowald on saksalainen tähtitieteen harrastaja, matemaatikko koulutukseltaan. Hän oli matkustamassa Nicaraguaan talvella 2006 ja valmistautui reissuunsa kuten moni muukin syrjäisemmille seuduille suuntaava, eli katselemalla maisemia Google Earthistä. Hänen silmiinsä osui lähes pyöreä, noin 12-kilometrinen maanviljelyskäytössä oleva laakso, jonka keskellä on Santa Maria de Pantasman kaupunki. Sitä ei löytynyt sen paremmin tulivuorten kalderoiden kuin törmäyskraatterikandidaattienkaan luetteloista.

Sana Kowaldin havainnosta levisi. Niinpä vuonna 2009 nicaragualaiset tähtitieteilijät kävivät paikalla julistaen Pantasman törmäyskraatteriksi. He kuitenkin unohtivat, että moisen väitteen tueksi olisi hyvä olla todisteitakin. Maailman kraatteritutkijoita tähtitieteilijöiden julistus ei näin ollen juuri hetkauttanut.

Lisää lasia

Jean H. Cornec puolestaan on amerikkalainen geologi. Vuodesta 1990 alkaen hän ja hänen kouluttamansa paikalliset ovat löytäneet tuhansia tektiittejä suuresti muistuttavia lasikappaleita läntisestä Belizestä läheltä Guatemalan rajaa. Tikaliin on lähimmiltä löydöiltä matkaa vain noin 55 km. Tikalin lasipallerot ja Cornecin löytämät beliziitit ovat koostumukseltaan ja muilta ominaisuuksiltaan käytännössä identtisiä. Niillä on siis epäilemättä yhteinen alkuperä. Ja Kowaldin hoksaama Pantasman kraatterikandidaatti oli luontainen ehdokas niiden lähtöpisteeksi.

Cornecin löytöjä päätyi eri tutkijaryhmien laboratorioihin. Tämän seurauksena 2010-luvulla alkoi hiljalleen ilmestyä kokousjulkaisuja, joissa säännöllisesti todettiin, että Belizen ja Tikalin lasipallerot täyttävät perinteisten tektiittien kriteerit: niissä on esimerkiksi selvästi vähemmän vettä kuin vulkaanisissa laseissa, rauta esiintyy lähes kokonaan pelkistyneemmässä muodossaan (kahdenarvoisena) ja lasikappaleiden muodot ovat aerodynaamisten voimien muokkaamia (joskaan eivät niin usein kuin ”klassisilla” tektiiteillä). Belizen laseissa on tektiittien tapaan hieman myös lechatelieriittiä eli hyvin korkeassa lämpötilassa kvartsista syntyvää lasia, joka on erittäin vahva viite törmäyssynnyn puolesta. Erojakin toki on, eli vaikka beliziittien koostumusvaihtelu on pientä, se on silti hieman suurempaa kuin tektiiteillä yleensä. Isotooppitutkimukset myös vahvistivat aiemmat arvelut siitä, että normaaleista tektiiteistä poiketen beliziittien lähtöaineksen on täytynyt olla tuliperäistä alkuperää.

2010-luvulla myös beliziittien arkeologinen löytöalue laajeni. Tikalin ohella läheisestä Topoxten muinaisesta mayakaupungista Guatemalasta löytyi beliziittejä, samoin kuin juuri Belizen puolella rajaa olevasta El Pilarista. Kaukaisin tällä hetkellä tunnettu löytöpaikka on 450 km pohjoiseen Jukatanin niemimaalla Meksikossa sijaitseva Dzibilchaltunin maya-kaupunki. Arkeologisten löytöjen ongelma tietenkin geologiselta kannalta on, että ihmisillä on aina ollut taipumus kuljetella sekä tarpeellista tavaraa että pieniä erikoisuuksia pitkiäkin matkoja, joten beliziittilöydöt mayojen kaupungeista eivät välttämättä kerro kovinkaan paljon niiden alkuperäisistä sijainneista.

 

Pantasman törmäystodisteet

Kesti vuoteen 2019 ennen kuin beliziittien ja Pantasman tutkimus nytkähti toden teolla eteenpäin. Tuolloin ranskalaisvetoinen kansainvälinen tutkimusryhmä Pierre Rochetten johdolla sai osoitettua, että Pantasma todellakin on noin 14-kilometrinen törmäyskraatteri. Todisteet ovat poikkeuksellisen vahvat. Pantasman kivistä löytyi mm. klassisista törmäystodisteista vakuuttavin, eli kvartsin korkeapainemuoto coesiitti. Uudemmista todisteista FRIGN-zirkoni (former reidite in granular neoblastic zircon) on myös vastaansanomaton šokkimetamorfoosin merkki.

Kromi-isotoopit todistivat myös taivaallisen alkuperän puolesta. Niiden perusteella Pantasma todennäköisesti syntyi tavallisen kivimeteoriitin törmäyksestä. Tämä tapahtui 815 000 (± 11 000) vuotta sitten. Tuolloin vielä melko kehnosti ajoitettujen beliziittien iän virherajojen puitteissa linkki Pantasman ja beliziittien välillä vaikutti todennäköiseltä, joskaan ei vielä varmalta.

Kytköksen varmistus

Nyt toukokuussa Rochetten johdolla julkaistu tuore tutkimus näyttäisi hälventävän viimeisetkin epäilykset Pantasman ja beliziittien yhteydestä. Uudet argon/argon-menetelmään perustuvat ikämääritykset antavat Pantasman ja beliziittien iäksi 804 000 ± 9000 vuotta. Sikäli kun tämä pitää paikkansa, tapahtui Pantasman törmäys ainoastaan noin 16 000 vuotta aiemmin kuin toistaiseksi tuntemattomaan paikkaan iskenyt australaasian tektiitit synnyttänyt törmäys. Tämä on aika tiuha syntytahti yli kymmenkilometrisille kraattereille, jollainen australaasian tektiittien lähdekin on oltava, missä ikinä se sitten sijaitseekaan.^*

Mittausmenetelmän puitteissa identtinen ikä ei Rochetten ryhmän uudessa tutkimuksessa ole ainut Pantasmaa ja beliziittejä yhdistävä tekijä. Beliziittien ja kraatterin sisältä löydettyjen tavanomaisten törmäyslasien kemiallinen koostumus on käytännössä sama. Yhteisen, alueen vulkaanisiin kohdekiviin viittaavan alkuperän puolesta puhuvat myös isotooppitutkimukset. Pantasman törmäyskivistä löytyi myös samanlainen tavallisten kivimeteoriittien geokemiallinen sormenjälki kuin beliziiteistäkin.

Tällä hetkellä vaikuttaa varsin ilmeiseltä, että beliziitit ovat tektiittejä ja peräisin Pantasman törmäyksestä noin 800 000 vuoden takaa. Toki uudet analyysit pitää vielä vielä muiden tutkijoiden toimesta toistaa, ennen kuin asiaa voi varmana pitää. Rochetten ryhmä on kiitettävän varovainen omissa arvioissaan, eivätkä he vielä väitä beliziittejä kiistattomiksi tektiiteiksi. Tässä yhteydessä voinee kuitenkin uskaltautua soveltamaan runoilija James Whitcomb Rileyn esittelemää sorsia koskevaa logiikkaa: koska beliziitit näyttävät tektiiteiltä ja myös täyttävät käytännössä kaikki muutkin tektiittien kriteerit, voidaan niitä pitää tektiitteinä.

Mikäli tulkinta beliziiteistä Pantasmasta lähtöisin olevina tektiitteinä saa tutkijayhteisön siunauksen, on kyseessä aikamoisen iso juttu. Maapallolla on iät ja ajat tiedetty olevan vain neljä tektiittikenttää, ja niiden kolme tunnettua lähtökraatteriakin ovat olleet osa kraatterilogian perusoppimäärää jo 25 vuotta. Nyt ensimmäistä kertaa modernin kraatteritutkimuksen historiassa tähän tilanteeseen on tulossa merkittävä päivitys.

Tektiittien syntyä on perinteisesti pidetty harvinaisena kraatteroitumiseen liittyvänä ilmiönä. Pantasman ja beliziittien myötä alkaa kuitenkin yhä enenevässä määrin vaikuttaa siltä, että kyseessä onkin ainakin suurempien, yli kymmenkilometristen kraatterien tapauksessa melkoisen normaali tapahtuma. Eroosio vain hävittää vanhempien kraatterien tuottamat tektiitit hyvin helposti ja toisaalta sellaisten nuorten suurten kraatterien mahdollisesti synnyttämät tektiitit, joita ei ole vielä löydetty, sijaitsevat todennäköisimmin hyvin harvaanasutuilla seuduilla. Selviteltävää tektiiteissä ja niiden syntymekanismeissa siis riittää.

Beliziittien tutkimus on vasta alussa niin geologian kuin arkeologiankin näkökulmasta. Tuoreista edistysaskelista huolimatta emme vielä tiedä, miksi muinaiset mayat kuljettivat beliziittejä kaupunkeihinsa. Poimittiinko ne kaupunkien lähistöltä vain työkalujen raaka-aineeksi? Löytöpaikkojen perusteella näin voisi olettaa, mutta parantumattomana romantikkona toivoisin, että joku kantoi niitä nyssäkässään kymmeniä tai satoja kilometrejä lähinnä samasta syystä, joka nykyisiäkin kraatteritutkijoita ajaa eteenpäin: tektiitit ovat kauniita ja kiehtovia.

---

^*Törmäysvuon ja sen mahdollisten piikkien eli lyhyen ajan sisällä tapahtuneiden ”liian” useiden törmäyksien pähkäilijöille lisäkiihoketta tuo Tasmaniasta löydetty Darwinin lasi ja sen todennäköinen lähtöpiste, vielä lopullista varmistustaan odottava pienehkö Darwinin kraatteri. Myös Darwinin lasin ikä on noin 800 000 vuotta.

---

Touchdown Etelämantereella?

30.4.2021 klo 23.59, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: asteroidit , Etelämanner , Maa , Sferulit , Törmäykset

Euroopan avaruusjärjestössä (ESA) ja YK:n avaruusasioiden osastolla (UNOOSA, United Nations Office for Outer Space Affairs) pelattiin tällä viikolla kovilla panoksilla. Paino on sanalla ”pelattiin”, sillä tänään päättyi kahden vuoden välein järjestettävä Planetary Defense Conference, jossa harjoiteltiin, mitä tapahtuisi ja mitä tehtäisiin, jos asteroidin havaittaisiin olevan törmäyskurssilla Maan kanssa.

Asteroidien kokojen määritteleminen on hankalaa hommaa. Kun olin tätä blogitekstiä suunnittelemassa puolen viikon paikkeilla, kuvitteellisen törmäyksen harjoituksessa tutkijat arvelivat vääjäämättömästi Maata lähestyvän asteroidin halkaisijaksi mitä tahansa 30 metrin ja puolen kilometrin väliltä. Näin suuri epävarmuus tekee parhaan torjuntatavan valinnasta hyvin vaikeaa.

Kymmenien ja satojen metrien kokoluokka on planeetaanpuolustajien kannalta sikälikin ongelmallinen, ettemme järin hyvin tiedä, mitä sellaisen törmätessä oikeastaan tapahtuu. Emme tiedä sitäkään, kuinka usein osumia tulee.

Pienempien, lähinnä vain komeita tulipalloja ja hiljalleen maahan tömähtäviä meteoriitteja synnyttävien törmäysten tahti eli törmäysvuo voidaan määrittää suorista havainnoista. Isompien kappaleiden osumien yleisyyttä taas voidaan arvioida maapallon törmäyskraatterien lukumäärän pohjalta. Planeettamme aktiiviset geologiset prosessit tekevät ikävä kyllä parhaansa vaikeuttaakseen hommaa tuhoamalla ja peittämällä kraattereita erittäin tehokkaasti. Onneksi Kuun kraatterien ikien ja kokojen määrittäminen auttaa osaltaan asian ratkaisussa.

Kuukausi takaperin Suomessakin uutisoitiin mielenkiintoisesta Science Advances -verkkolehdessä julkaistusta tutkimuksesta, joka osaltaan auttaa ymmärtämään pienehköjen törmäysten olemusta.

Matthias van Ginneken ja Steven Goderis johtivat kansainvälistä geokemistien, geologien, meteoriittitutkijoiden ja törmäysmallintajien ryhmää, joka tutki Etelämantereelta löydettyjä sferuleja. Sferulit ovat pieniä, yleensä joidenkin satojen tai kymmenien mikrometrien läpimittaisia lasi- ja/tai mineraalipallosia, joita syntyy monenmoisissa kuumissa prosesseissa. Ihmiskunta on synnyttänyt niitä runsain mitoin esimerkiksi polttamalla ihan liian paljon hiiltä. Luonnossa niitä muodostuu mm. salamaniskujen ja eräiden tulivuorenpurkausten seurauksena, meteoroidien palaessa ilmakehässä meteoreina, sekä asteroiditörmäysten synnyttämissä sienipilvissä eli törmäyspluumeissa.¹

Van Ginnekenin ja Goderiksen ryhmän tutkimat sferulit löydettiin Walnumfjellet-nimiseltä vuorelta Kuningatar Maudin maalta itäiseltä Etelämantereelta. Toisin kuin voisi helposti kuvitella, sferuleita ei löydetty vanhasta mannerjäästä, vaan noin kuuden kilon maaperänäytteestä. Siitä saatiin eroteltua 17 kpl mustia, noin 100–400 µm:n läpimittaisia sferuleja, joista noin puolet muodostui kahden tai useamman sferulin klimpistä.

Tekstuureiltaan Walnumfjelletin sferulit muistuttivat tavallisia meteoroideista höyrystymällä ja sitten tiivistymällä syntyviä sferuleja. Sferuliklimppien suurta osuutta oli kuitenkin vaikea selittää. Meteoroidin höyrystyessä sen syöksyessä ilmakehän yläosien läpi meteoroidihöyry on nimittäin niin harvaa, että sferulien osuminen ja takertuminen toisiinsa on erittäin harvinaista.

Walnumfjelletin sferuleissa oli lisäksi eräitä kemiallisia eroja meteoroideista peräisin oleviin sferuleihin nähden. Walnumfjelletin sferulien koostumuksia tutkittaessa huomattiin, että ne muistuttavat ennemminkin törmäyspluumeista tiivistyviä oliviini- ja spinellikiteitä sisältäviä sferuleja, eli mikrokrystiittejä. Mikrokrystiitteihin verrattuna Walnumfjelletin sferuleissa oli kuitenkin poikkeuksellisen runsaasti törmänneestä kappaleesta peräisin olevaa ainesta. Tavallisissa mikrokrystiiteissä tämän taivaallisen aineksen pitoisuus laimenee lähes olemattomiin, koska törmäyspluumissa on reippaanlaisesti myös kohdekallioperästä peräisin olevaa tavanomaista kivihöyryä.

Etelämantereelta on aiemminkin saatu esiin melkoiset määrät sferuleja. Van Ginneken ja Goderis ovat itsekin löytäneet ja tutkineet niitä. Walnumfjelletin sferuleja aiempiin löytöihin vertaillessaan he huomasivat, että ne muistuttavat erittäin paljon Dome Concordian ja Dome Fujin jäätikkökairauksissa löydettyjä sferuleja. Niiden ikä on noin 430 000 vuotta. Walnumfjelletin sferulien ikää sen sijaan ei pystytty määrittämään, mutta alueen kallioperä on ollut paljastuneena noin 0,87–1,74 miljoonaa vuotta. Tämä ei ainakaan sulje pois sitä mahdollisuutta, että kaikki kolme samanlaisten sferulien esiintymää ovat peräisin yhdestä ja samasta tapahtumasta.

Walnumfjelletin ja Concordian tutkimusaseman välimatka on kuitenkin noin 2700 km. Mikäli niiden alkuperä on sama, täytyy kyseessä olla jo kohtalaisen merkittävä törmäys, ei ainoastaan pieni paikallisia vaikutuksia aiheuttanut possahdus.

Eräs sferuleissa havaittu merkillisyys oli niiden happi-isotooppikoostumus. Se ei muistuttanut tavallisten kondriittisten kivimeteoriittien isotooppikoostumusta. Van Ginneken ja Goderis kollegoineen huomasivatkin, että mitattu happi-isotooppikoostumus selittyy vain siten, että törmänneen kappaleen aines on ollut vuorovaikutuksessa jään kanssa. Koska myöhempi rapautuminen ei havaintoja selitä, jäljelle jää vain törmäyksen yhteydessä tapahtunut materian sekoittuminen.

Normaalisti tällainen kohteen ja törmänneen kappaleen ainesten sekoittuminen vaatisi törmäyskraatteria. Van Ginnekenin ja Goderiksen ryhmä kuitenkin toteaa artikkelissaan, ettei Etelämantereen jäätiköiltä ole löydetty useiden satojen metrien läpimittaista kraatteria. Näin ollen heidän mukaansa jäätikköön syntynyt kraatteri ei kykene selittämään havaintoja.² Siten, jos heitä uskomme, ainoaksi mahdollisuudeksi jää ihan uudenlainen malli. Sitä tutkijaryhmä jostain syystä kutsuu amerikkalaisesta jalkapallosta tutulla termillä touchdown.

Touchdown-idean mukaan satametrinen koostumukseltaan kondriittinen asteroidi törmäsi Maan ilmakehään 45°:n kulmalla ja nopeudella 20 km/s. Se höyrystyi ilmakehässä kokonaan. Toisin kuin hieman pienemmissä törmäyksissä, esimerkiksi maineikkaan Tunguskan tapauksen kokoluokassa, asteroidihöyry kuitenkin törmäsi Etelämantereen jäätikön pintaan vielä lähes kosmisella nopeudella, noin 6–10 km/s. Hivenen sulassa tilassa ollutta ainestakin sisältäneen höyrysuihkun leveys oli suuri, lähes kertaluokkaa enemmän kuin itse alkuperäisellä asteroidilla. Suihkun tiheys oli kuitenkin liian pieni, ainoastaan noin 0,1–0,01 g/cm³, että se olisi kyennyt synnyttämään jäähän kraatteria. Se kuitenkin sulatti salamannopeasti noin 0,01 km³ jäätä.³

Tämän touchdownin seurauksena syntyi törmäyspluumi. Se oli sekoitus törmännyttä asteroidia, ilmaa ja Etelämantereen ikijäästä höyrystynyttä vettä. Muutamassa minuutissa se kohosi jopa noin 400 km:n korkeuteen. Tuossa vaiheessa sferulit olivat jo tiivistyneet. Sitten tämä jättimäinen törmäyspluumi romahti muodostaen tuhansien kilometrien läpimittaisen sferuleita sisältävän pilven, joka peitti Etelämantereen.

Van Ginneken ja Goderis kollegoineen arvioivat, että tämän kokoluokan törmäyksiä tapahtuisi kerran sadassatuhannessa vuodessa. He kuitenkin myöntävät, että iänmääritysten epävarmuuksien vuoksi Walnumfjelletin, Dome Concordian ja Dome Fujin sferulit voivat edustaa myös erillisiä pienempiä törmäystapahtumia. Pienehköjen kappaleiden törmäysvuon selvittämiseksi olisikin oleellista löytää keinoja määrittää sferulien ikiä huomattavasti aiempaa tarkemmin.

Jos kaikki kolme sferuliesiintymää ovat tosiaan peräisin yhdestä ja samasta törmäystapahtumasta, ja jos sellainen sattuisi tapahtumaan asuttujen alueiden kohdalla, olisi jälki karua. Se aiheuttaisi vakavaa tuhoa satojen kilometrien alueella. Pienehköjen asteroidien törmäykset ovat kuitenkin suurista luonnonmullistuksista ainoita, jotka ihmiskunta voisi halutessaan estää. Siksi tämän kokoluokan törmäysten perusteiden – kuten törmäysvuon ja törmäävän kappaleen kohtalon – selvittäminen olisi ensiarvoisen tärkeää.

Sferuliesiintymien löytäminen, tunnistaminen, ajoittaminen ja niiden synnyn ymmärtäminen ovat välttämättömiä askelia tässä työssä. Ajan myötä nämä askeleet kumuloituvat paremmiksi mahdollisuuksiksi suojella ihmiskuntaa turhan läheistä tuttavuutta tekeviltä asteroideilta.

---

¹”Törmäyspluumi” ei ole järin hyvä sana, mutta vakiintunutta suomenkielistä termiä ei ole. Pelkästä ”pluumista” puhuminen ei oikein sovi, sillä vaikka asiayhteydestä pitäisi käydä ilmi, mistä on kyse, lienee parempi välttää termiä, jolla on geologiassa jo hyvin vakiintunut Maan vaippakerrokseen liittyvä merkityksensä.

²Puhtaasti omana mielipiteenäni todettakoon, että tässä on yksi artikkelin kompastuskivi. Jos olisin jostain syystä ollut artikkelin esitarkastajana, olisin vaatinut edes jonkinmoista perustelua toteamukselle, jonka mukaan kraatteria ei jäätikköön ole syntynyt, koska sellaista ei ole löydetty. Ottaen huomioon, kuinka mitättömän pieni muutaman sadan metrin läpimittainen kraatteri on Etelämantereen pinta-alaan verrattuna ja kuinka heikosti Etelämanner edelleenkin tunnetaan, johtopäätös on mielestäni lievästi sanottuna kohtalaisen rohkea. Lisäksi jää on merkittävästi kiveä muovautuvampaa, joten 430 000 vuoden kuluessa jäätiköt ehtivät virrata, no, pitkästi. Tuona aikana kertyy myös lunta aikamoisen paljon. Voin toki olla täysin väärässäkin, mutta itseäni ainakin hämmästyttäisi todella kovasti, jos joku löytäisi jäätiköltä 430 000 vuotta vanhan kraatterin. Siksipä perinteisen kraatterimallin hylkääminen asiaa oikeastaan millään lailla perustelematta tuntuu varsin kummalliselta. Toki on kuitenkin niin, että ihan uudenlaista, tarttuvasti nimettyä mallia esittämällä saa artikkelin varmemmin julki Science Advancesin tyyppisessä lehdessä.

³Jenkkifutiksen touchdownissa ns. pallo viedään vastustajan maalialueelle. Varsin usein ns. pallo juntataan suurieleisesti ja voimalla kentän pintaan, minkä jälkeen poseerataan. Itselleni jäi hämäräksi, miksi Etelämantereen possahduksen selittävää hypoteesia kutsutaan touchdowniksi, koska siinä mitään ns. palloon verrattavaa kappaletta, siis asteroidia, nimenomaisesti ei juntata voimalla kentän tahi jäätikön pintaan. Vaikkapa lehmän – tai ehkä kuitenkin lohikäärmeen – henkäys olisi huomattavasti kuvaavampi nimi.

---