Mayojen lasipallerot, Pantasman kraatteri ja 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.
Karttapohja: Wikimedia Commons / CC BY-SA 4.0; muokkaus: T. Öhman.
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.
Yksi kommentti “Mayojen lasipallerot, Pantasman kraatteri ja tektiitit”
Vastaa
Touchdown Etelämantereella?
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.
Vastaa
Donitsi kulhossa – Mitä konsentrisesti muokatut kraatterit ovat?
”Kun olet nähnyt yhden kraatterin, olet nähnyt ne kaikki.” Suunnilleen näillä sanoilla aikoinaan naljaili Venuksen vulkanotektonisiin rakenteisiin ja Marsin muinaisiin uomiin erikoistunut työkaverini – ja jatkoi satojen Marsin kraatterien tuijottamista tutkimusprojektissamme.
Kuten tässäkin blogissa olen useaan kertaan todennut, törmäyskraatterit ovat aurinkokuntamme ylivoimaisesti tyypillisin ja tärkein pinnanmuoto. Niitä on nähty kaikilla tarkemmin tutkituilla kiinteäpintaisilla kappaleilla Jupiterin jatkuvasti aktiivista Io-kuuta lukuun ottamatta. Ne myös esiintyvät kaikissa mittakaavoissa tuhansien kilometrien läpimittaisista planeettaa järkyttäneistä törmäysaltaista paljain silmin näkymättömiin mikrokraattereihin saakka. Kiistatta tähän joukkoon mahtuu melko monta jokseenkin paljon toisiaan muistuttavaa peruskraatteria.
Klassisten malja- ja kompleksikraatterien lisäksi on kuitenkin olemassa myös hyvin omalaatuisen näköisiä kraattereita. Tällaiset harvinaisemmat tapaukset kertovat yleensä jotain mielenkiintoista alueen kallioperän rakenteesta, koostumuksesta, tai sitä myöhemmin muokanneista geologisista prosesseista.
Kraattereita niiden synnyn jälkeen muokanneet prosessit olivatkin mielessäni, kun aamuyöllä 23.3.2021 vietin laatuaikaa kaukoputkeni ääressä. Vajaata paria vuorokautta myöhemmin Jari Kankaanpäällä oli sama kohde, Hesiodus A. Jarin iltapuhteen tuloksena oli alla oleva upea kuva.
Hesiodus A on varsin pieni kraatteri, vain noin 14-kilometrinen. Se sijaitsee Mare Nubiumin eli Pilvien meren etelärannalla. Kuun komeimpien hautavajoamien joukkoon kuuluva yli 330 km pitkä Rima Hesiodus lienee seudun merkittävin nähtävyys. Katsomisen arvoisia ovat myös alueen rakopohjaiset kraatterit, eli kulmikas Hesiodus ja etenkin satakilometrinen Pitatus. Molempien pohjat ovat tummien mare-basalttien peitossa. Hesioduksen lounaisreunalla sijaitseva Hesiodus A tuppaa jäämään näiden suurempien kohteiden varjoon.
Hesiodus A on kuitenkin merkittävä kohde, sillä se on tunnetuin esimerkki erikoislaatuisesta pienten kraatterien ryhmästä. Niille ominaista on kraatterin sisäseinämän ja pohjan välissä oleva toinen, huomattavasti matalampi rengasrakenne. Hesiodus A:n tapauksessa tämän sisemmän renkaan halkaisija on noin 7 km. Hyvissä olosuhteissa ja parahultaisessa valaistuksessa sisemmän renkaan voi nähdä jo noin 11-senttisellä kaukoputkella, mutta kunnolla sitä pääsee katselemaan 15–20-senttisellä tai suuremmalla putkella silloin harvoin kun kelit sallivat.
Hesiodus A on sen verran pieni, ettei se vielä herättänyt 1800-luvun maineikkaiden ja tarkkasilmäisten saksalaisten ja englantilaisten kuuhavaitsijoiden mielenkiintoa. 1940-luvulla sen merkillinen muoto jo tunnettiin, mutta enemmälti siihen alettiin kiinnittää huomiota vasta kuuluotainten kuvien myötä 1960- ja 1970-luvuilla.
Jos Internetistä etsii tietoa Hesiodus A:sta, löytyy edelleenkin lukuisista paikoista väitteitä, joiden mukaan kyseessä olisi kraatteri, jossa kaksi törmäyskraatteria on syntynyt täsmälleen samalle kohdalle. Tästä ajatuksesta on liikkeellä ainakin kahta eri versiota. Toisen mukaan kyseessä on puhdas sattuma, eli törmäyksillä ei olisi mitään tekemistä toistensa kanssa. Toisessa mallissa taas Kuun vuorovesivoimat olisivat repineet Kuuta lähestyneen melko hauraan kappaleen kahteen osaan juuri ennen sen törmäämistä, jolloin palaset olisivat osuneet samaan kohtaan, mutta toinen hitusen myöhemmin kuin ensimmäinen.
Kumpikin kaksoistörmäysidean versio on virheellinen. On hivenen merkillistä, että ajatus elää niin sitkeästi edelleen, vaikka kuka tahansa voi erinomaisten luotainkuvien avulla todeta, ettei Hesiodus A:n sisempi rengasrakenne näytä ollenkaan törmäyskraatterin reunalta. Ennemminkin Hesiodus A muistuttaa isoa donitsia tai suomalaisemmin munkkirinkilää jälkiruokakipossa.
Hesiodus A ja muut kaltaisensa tunnetaan englanniksi yleensä nimellä concentric crater. Se on melkoisen onneton nimivalinta, koska sitä nimeä käytettiin alkujaan 1960-luvun lopulla aivan toisella mekanismilla kerrokselliseen kohteeseen syntyneistä kraattereista. Ne myös näyttävät varsin erilaisilta. Vakiintuneita suomenkielisiä nimiä näille ei ole, mutta Hesiodus A:n kaltaisia kraattereita voisi kutsua vaikkapa konsentrisesti muokatuiksi kraattereiksi, sillä siitä niissä on kyse.
1970-luvulla ansioituneet kuututkijat Pete Schultz ja Chuck Wood olivat tahoillaan jo oikeilla jäljillä arvellessaan, että Hesiodus A ja muut sen kaltaiset kraatterit olisivat tuliperäisten voimien muokkaamia. Schultz arveli muiden mahdollisuuksien ohella, että kyseessä voisi kenties olla tuliperäinen tuhkarengas. Wood puolestaan esitti, että sisemmän renkaan olisi voinut aiheuttaa hyvin sitkeä tai erittäin hitaasti purkautunut laava. Wood myös laati luettelon 51:stä konsentrisesti muokatusta kraatterista.
Seuraavina vuosikymmeninä konsentrisesti muokattuja kraattereita tutkittiin aina silloin tällöin. Järin suosittu tutkimuskohde ne eivät kuitenkaan koskaan ole olleet, eikä lopullista selvyyttä niiden synnystä ja olemuksesta näissä tutkimuksissa saatu. Vuonna 2016 Havaijin yliopiston geofysiikan ja planetologian instituutissa työskentelevä David Trang kollegoineen julkaisi tähän mennessä kattavimman tutkimuksen Kuun konsentrisesti muokatuista kraattereista.1 Se tarjoaa vastauksia moneen keskeisimpään kysymykseen.
Trang ja kumppanit löysivät Kuusta 114 konsentrisesti muokattua kraatteria. Niillä on viisi keskeistä ominaispiirrettä:
- kraatterin reunan sisäpuolella oleva reunaan nähden konsentrinen harjanne
- poikkeuksellisen vähäinen syvyys
- sijainti lähellä mare-alueita tai pienempiä mare-läiskiä, mutta ei yleensä niiden keskellä
- konsentrinen harjanne koostuu samasta materiaalista kuin ympäristö
- eratostheeninen tai sitä vanhempi, yleensä imbrinen ikä, ei koskaan kopernikaaninen
Tämän lisäksi konsentrisesti muokatut kraatterit ovat varsin pieniä. Suurin on halkaisijaltaan hieman alle 28 km, mutta useimmiten konsentrisesti muokatut kraatterit ovat alle 15-kilometrisiä. 80 % niistä on korkeintaan 60 km:n päässä jonkun mare-tasangon reunasta (eli meren rannasta). Monet esiintyvät lisäksi rakopohjaisten kraatterien sisällä tai lähistöllä. Esimerkiksi Humboldtista ja Lavoisierista löytyy oikein kauniit konsentrisesti muokatut kraatterit. Huomattavin poikkeus on 13-kilometrinen Pontanus E, joka sijaitsee syvällä kraatteroituneilla ylängöillä kaukana meristä.
Hyvä esimerkki konsentrisesti muokattujen kraatterien mataluudesta on lähes 11-kilometrinen Louville DA. Se sijaitsee aivan liki seitsenkilometrisen Louville D:n vieressä. Alkujaan Louville DA:n olisi pitänyt olla yli 700 m syvempi kuin Louville D. Sen sijaan se on noin kilometrin matalampi. Tällainen ero ei mitenkään selity pelkästään sillä, että Louville DA on kraattereista vanhempi. Jonkin prosessin on täytynyt nostaa kraatterin pohjaa, mutta jättää sen reuna rauhaan.
Trangin ja kollegoiden tutkimuksessa konsentrisesti muokatut kraatterit jaettiin kolmeen luokkaan konsentrisen harjanteen muodon mukaan. Tyypillisin on Hesiodus A:n tapainen donitsimainen, tasainen rengas emäkraatterin pohjalla. Harjanteen ja emäkraatterin sisäseinämän välissä on v-muotoinen laakso. Tämä tyyppi sai nimen toroid. Bulbous-tyyppi on muutoin edellisen kaltainen, mutta kraatterin keskeltä harjanteen poikki ulottuu säteittäisiä painanteita.
Kolmannessa, meniscus-tyypissä ei ole donitsimaista rinkulaa. Sen sijaan tällainen kraatteri näyttää siltä, että isomman kulhon sisään on laitettu pienempi, hyvin laakea kulho. Suomenkielisiä nimiä eri tyypeille ei ole, joten niitä voi paremman puutteessa kutsua sujuvasti vaikka T-, B- ja M-tyypin konsentrisesti muokatuiksi kraattereiksi.
Joillain kraattereilla konsentrisia harjanteita on yhden sijaan kaksi. Tällaisia ovat vaikkapa Louville DA ja Gruithuisen K. Molemmilla renkaat ovat myös eri tyyppejä. Louville DA:lla ulompi on lähinnä M-tyyppiä, sisempi B-tyyppiä. Gruithuisen K:lla ulompi on B-tyyppiä, mutta Gruithuisen K kuitenkin luokitellaan sisemmän harjanteen perusteella T-tyypin kraatteriksi.
Trangin vetämän tutkimuksen perusteella ainoa mekanismi, joka pystyy selittämään kaikki havaitut piirteet, on magmaattinen intruusio. Heidän mallinsa mukaan kraatterin pohjan alapuolisia rakoja pitkin kohosi magmaa. Se ei kuitenkaan päässyt purkautumaan laavana pinnalle asti, vaan ainoastaan kohotti kraatterin pohjaa. Konsentrisesti muokkautuneita kraattereita ei esiinny merten keskiosissa, koska siellä mahdollisesti syntyneet kraatterit hautautuivat myöhempien mare-basalttien alle.
Konsentrisesti muokatut kraatterit ja rakopohjaiset kraatterit ovat Trangin ryhmän mukaan hyvin läheistä sukua toisilleen. Molemmat syntyvät magmaattisen intruusion pullistaessa kraatterin pohjaa. Alle 15-kilometriset maljakraatterit muuttuivat konsentrisesti muokatuiksi, mutta yli 15-kilometrisistä kompleksikraattereista tuli rakopohjaisia kraattereita.
Eräs ilmeinen asia, johon ei Trangin tutkimuksessa suoranaisesti otettu kantaa, on konsentrisesti muokattujen kraatterien harjanteen muoto ja sijainti. Miksi magmaintruusio siis synnyttää maljakraattereissa munkkirinkilän, mutta kompleksikraattereissa keskeltä pömpöttävän rakopohjaisen kraatterin? Yksi mahdollisuus renkaan synnyksi saattaisi liittyä siihen, että kraatterin pohjalla sijaitseva törmäyssulakivestä koostuva linssi on paksuimmillaan kraatterin keskellä. Se voisi muodostaa alta työntyvälle magmalle läpitunkemattoman esteen. Pohjan taittuessa kraatterin sisäseinämäksi törmäyssula ohenee ja lopulta katoaa, mahdollistaen magman kohoamisen lähemmäksi pintaa ja sen myötä rengasmaisesti kohoavan pohjan synnyn. Muitakin mahdollisuuksia renkaan muodostumiselle varmasti on. Syitä eri tyyppisten konsentristen harjanteiden synnyllekään ei toistaiseksi tiedetä.
Konsentrisesti muokatut kraatterit ovat siis Kuussa harvinainen ja kiehtova törmäyskraatterityyppi. Mielenkiintoista on, että toistaiseksi varmoja tapauksia ei tunneta mistään muualta kuin Kuusta. Marsista ei vastaavia ole tiettävästi löydetty, ja Merkuriuksen pinnalta Trangin ryhmä löysi alustavissa etsinnöissään yhden(!) kandidaatin. Tarkemmissa tutkimuksissa niitä toki voi löytyä lisääkin, mutta vaikuttaa kuitenkin hyvin vahvasti siltä, että ne ovat leimallisesti juuri Kuussa ja nimenomaan sen lähipuolella esiintyvä kraatterityyppi. Tässäkin mielessä meitä Maan asukkaita on lykästänyt.
Kuuhavaitsijan kannalta Hesiodus A on varmastikin helpoin konsentrisesti muokattu kraatteri, mutta muitakin on tarjolla. Hesiodus A:n länsipuolella Palus Epidemiarumissa eli Kulkutautien suolla oleva Marth kuuluu näistä helpoimmin havaittaviin. Se on sikälikin kiehtova tapaus, että se rikkoo yhtä konsentrisesti muokattujen kraatterien pääsääntöä vastaan: se koostuu ylänköaineksesta, kun ympärillä on mare-basaltteja. Tässä ei kuitenkaan ole mitään varsinaisesti kummallista, sillä suolla basaltit ovat niin ohuita, että kraatteri syntyi lähes kokonaan basalttien alla oleviin ylänköaineksen vaaleisiin kiviin.
Jos siis Kuun katseleminen kiinnostaa, käytössä on mielellään pikkuruista hieman suurempi kaukoputki, ja kaipaa vähän eksoottisempia havaintokohteita, voi vaihtelun vuoksi yrittää konsentrisesti muokattujen kraatterien havaitsemista. Konsentristen harjanteiden näkemisessä omin silmin tai niiden kuvaamisessa riittää nimittäin haastetta hieman enemmänkin Kuuta havainneille. Kannattaa käyttää loppukevään kirkkaat yöt hyväksi ja ainakin kokeilla.
1Trang kollegoineen käyttää nimitystä concentric crater, kuten valtaosa muistakin tällaisia Kuun kraattereita tutkivista tieteilijöistä. Maan ja Marsin kraattereiden tutkijat kuitenkin käyttävät yleensä alkuperäistä terminologiaa, jonka mukaan concentric crater muodostuu välittömästi kraatterin syntyessä kerroksellisen kohteen vaikutuksesta.
Kiitokset Jari Kankaanpäälle kuvaluvasta ja Jari Kuulalle Pontanus E -muistutuksesta.
Tämä juttu ilmestyy parilla–kolmella lisäkuvalla höystettynä myös Hieman Kuusta -blogissani.
2 kommenttia “Donitsi kulhossa – Mitä konsentrisesti muokatut kraatterit ovat?”
-
Miksiköhän kopernikaaniset eli alle miljardin vuoden ikäiset konsentrisesti muuntuneet kraatterit puuttuvat joukosta?
-
Teemu Öhman sanoo:
Jutussakin syyksi arveltiin (ja itse pidän sitän erittäin todennäköisesti oikeana selityksenä), että kyse on ihan yksinkertaisesti siitä, että Kuu nyt ei vaan enää kopernikaanisella kaudella ole ollut magmaattisesti aktiivinen (ainoastaan irregular mare patchit eli IMPit ovat syntyneet kopernikaanisella kaudella, ja ne ovat todella vähäpätöinen osa Kuun vulkaanisesta/magmaattisesta toiminnasta). Valtaosin donitsit ovat imbrisiä, mikä ei yllätä, sillä esimerkiksi mare-vulkanismi on enimmäkseen imbristä. Vielä eratostheenisen kauden alkupuolella vulkanismi oli varsin laaja-alaista, mikä myös sopii hyvin yhteen konsentrisesti muokattujen kraatterien kanssa.
Vastaa
Perseverance, Ingenuity ja Jezero-kraatterin tumman kerroksen ikä
Viime aikojen Mars-uutisointia seuratessa ei ole voinut jäädä epäselväksi, että NASA aikoo testata Ingenuity-helikopteriaan kenties jo seuraavan reilun viikon sisällä. Perseverance-mönkijän mukana matkannut Ingenuity on onnistuessaan ensimmäinen toisella planeetalla hallitusti lentänyt ihmisen tekemä laite (jos laskeutumisten yhteydessä tehtyjä lyhyitä manööverejä ei lasketa).
Parikiloinen Ingenuity ei kuitenkaan varsinaisesti tee tutkimusta muutaman metrin korkeuteen kohoavilla lennoillaan: se on puhtaasti teknologiakoe. Jezero-kraatterin tutkiminen jää Perseverancen vastuulle. Vaikka siinä on monipuoliset tutkimuslaitteet, useimmat kiinnostavimmista kysymyksistä selviävät – sikäli kun selviävät – kuitenkin vasta paljon myöhemmin. Perseverance nimittäin kerää ja jemmaa varastokasoihin kenties yli 30 näyteputkiloa kairanäytteitä Marsin kallioperästä ja pinta-aineksesta. Ne toivottavasti saadaan jonkun vielä tällä hetkellä suunnittelupöydällä olevan systeemin avulla kuljetettua Maahan laboratoriotutkimuksiin.
Näyttävin ja mielenkiintoisin geologinen piirre Jezerossa on muinaisen joen Jezero-järveen kerrostama delta. Se syntyi joskus ehkä yli 3,5 miljardia vuotta (giga annum eli jatkossa Ga) sitten. Deltan liepeillä Perseverancenkin on suunniteltu enimmäkseen mönkivän, elämän merkkejä ja kaikenlaista muuta kiinnostavaa etsien.
Deltan ohella Jezeron pohjalla on suuren geologisen yksikön muodostava tumman aineksen muodostama, arviolta kymmenkunta metriä paksu kerros. Kerroksen spektristä on päätelty sen koostumuksen vastaavan vulkaanisia kiviä. Sen syntytavasta on kuitenkin ainakin kaksi hyvin erilaista tulkintaa. Aiemmin yleensä ajateltiin, että Jezeron pohjan tumma yksikkö koostuu törmäystä nuoremmista laavakivistä. Jezeron törmäyskraatteriin olisi siis tunkeutunut laavaa, hieman samaan tapaan kuin monissa Kuun merten lähistöillä sijaitsevissa kraattereissa on tapahtunut.
Uudemmassa ja hieman tylsemmässä mallissa kyse on laavan sijaan tuliperäisestä tuhkasta. Tämän ajatuksen mukaan tulivuoren purkausaukko olisi ollut jossain kauempana. Tumma kerros olisi ainoastaan kaasukehän kautta Jezeron pohjalle kerrostunutta ja sittemmin kivettynyttä vulkaanista tuhkaa.
Perseverance laskeutui hyvin lähelle tumman aineksen rajaa, joten on todennäköistä, että mönkijä tutkii sen koostumusta ja ulkonäköä. Aineksen syntytapa selviää todennäköisesti jo näillä paikan päällä tehtävillä tutkimuksilla. Tumman aineksen ikää Perseverance ei kuitenkaan pysty määrittämään.
Pari viikkoa sitten The Astronomical Journal -julkaisusarjassa ilmestyi Simone Marchin artikkeli A New Martian Crater Chronology: Implications for Jezero Crater. Se tuo konkreettisesti esiin, että keskeisimpien Jezeroa, Marsia ja koko aurinkokunnan kehitystä koskevien kysymysten ratkaisemiseksi tarvitaan näytteitä parhaissa maanpäällisissä laboratorioissa tutkittaviksi. Pelkät mönkijän omat tutkimukset eivät riitä.
Kraatterilaskuihin perustuvaan pintojen ikätutkimukseen ja erilaisiin törmäävien kappaleiden populaatioihin erikoistuneen Marchin artikkeli keskittyy Marsin ajanlaskuun – niin sen suuriin käänteisiin kuin Jezeron pohjan tummaan yksikköönkin. Marsin kuten muidenkin kiinteäpintaisten kappaleiden iänmääritykseen liittyy runsaasti hankaluuksia ja aika vapaavalintaisia oletuksia. Niiden vuoksi kellään ei ole varmaa tietoa siitä, kuinka vanhoja Marsin eri alueet oikein ovat.
Marchi ehdottaa uusien laskelmiensa ja simulaatioidensa perusteella melkoisen rajuja muutoksia Marsin ajanlaskuun. Yksi keskeisimmistä havainnoista on, että kaikki aiemmat dynaamiset mallit – myös hänen omat aiemmat työnsä – tuottavat enemmän yli 150 km:n läpimittaisia kraattereita kuin Marsin vanhalla eteläisellä kraatteroituneella ylängöllä havaitaan. Yksi mahdollisuus on, että alati muuttuvat mallit ovat väärässä. Näin tietenkin useimpien mallien kohdalla aina väkisin onkin.
Toinen vaihtoehto Marchin mukaan on, että Marsin pohjoiset alangot muodostava Borealiksen allas syntyi noin 4,40–4,35 Ga sitten. Sen synnyttäneessä törmäyksessä muodostunut heittelekerros tuhosi ja peitti käytännöllisesti kaikki aiemmat törmäysaltaat. Tässä ideassa on kuitenkin yksi potentiaalisesti valtaisa ongelma: Borealis ei välttämättä ole törmäysallas ollenkaan. Viime vuosina vaaka on alkanut kieltämättä kallistua entistä vahvemmin törmäyssynnyn puoleen, mutta erityisen vahvoja todisteita sen puolesta ei ole esitetty. Sisäisten voimien synnyttämä allas on edelleen mahdollinen vaihtoehto, vaikkei Marchi tätä ajatusta huomioon otakaan.
Borealiksen altaan oletetulla reunalla sijaitsee yksi Marsin suurista varmoina pidetyistä törmäysaltaista, Isidis. Aiemmin sen ikämääritykset ovat antaneet tuloksia, joiden mukaan se syntyi ehkä 4,04–3,86 Ga sitten. Tätä Marchi pitää liian nuorena ikänä. Hänen mukaansa Isidiksen tömähdys tapahtui jo noin 4,20–4,05 Ga sitten. Koska Isidis on Borealiksen oletetulla reunalla, Borealiksen täytyy siis olla tätä vanhempi. Jezeron kannalta tämä on sikäli erittäin oleellista, että se sijaitsee Isidiksen sisällä, joten sen on oltava Isidistä nuorempi.
Jezeron pohjan tumman yksikön aiemmat ikämääritykset kuvastavat hyvin Marsin pinnan ikäarvioiden villiä luonnetta. Näissä tutkimuksissa sen iäksi on saatu 1,4 Ga, 2,6 ± 0,5 Ga ja 3,35 +0,16 / -1,06 Ga. Ikäarvioilla on siis eroa peräti kaksi miljardia vuotta. Se on jopa planeettageologiassa tolkuttoman pitkä aika. Marchin tuore arvio on 3,1–2,7 Ga.
Jos tietäisimme varmasti, onko pohjan tumma kerros deltan alla vai päällä (eli onko se deltaa vanhempi vai nuorempi), olisi helppoa valita oma suosikki tumman kerroksen ikäarvioista ja sitten vain todeta deltan olevan tätä vuosimäärää nuorempi tai vanhempi. Harmillista kyllä, edes tätä perusasiaa emme tiedä, sillä deltan ja tumman kerroksen keskinäisestä suhteellisesta iästä on kaksi täysin päinvastaista näkemystä. Tim Goudge kollegoineen on 2010-luvun puolivälissä esittänyt parissakin tutkimuksessa tumman kerroksen olevan deltaa nuorempaa laavaa. Vivian Z. Sun ja Kathryn M. Stack puolestaan sanovat tuoreemmissa kartoitustutkimuksissa sen olevan deltaa vanhempaa tuhkaa.
Jezeron deltan absoluuttisesta (siis vuosissa mitattavasta) iästäkin on epäilemättä esitetty runsaasti mitä moninaisimpia arvioita. Edellä kuvatusta kraatterilaskuihin perustuvien ikämääritysten antamien tulosten holtittomasta vaihtelusta johtuen en ole itse jaksanut niihin sen kummempaa huomiota kiinnittää. Tällä hetkellä tiedämme oikeastaan vain, että Jezeron delta, jonka ympärillä Perseverance seuraavat kuukaudet ja toivottavasti vuodet mönkii, on luonnollisesti nuorempi kuin itse kraatteri. Deltan ikä vuosissa mitaten tai sen suhde muihin geologisiin yksiköihin alueella on kuitenkin täysin hämärän peitossa. Tämä epävarmuus korostaa sitä, kuinka tavattoman vaikeaa Mars-tutkimus on niin kauan kuin käytössä ei ole tunnetusta paikasta kerättyjä näytteitä.
Koska deltat ovat jokien tuomaa hiekkaa, jonka mineraalirakeet voivat olla peräisin monista eri ikäisistä lähteistä, on itse deltan iän määrittäminen hyvin hankalaa, vaikka siitä saisikin näytteen laboratorioon. Tuliperäiset kivet ovat toista maata. Niiden radioaktiivisuuteen perustuva kello on alkanut tikittää siinä vaiheessa, kun kivi on jähmettynyt. Näin ollen Jezeron pohjan tumman kerroksen ikä, etenkin jos se on vanhempien tulkintojen mukaista laavakiveä eikä tuhkaa, voidaan määrittää parhaimmillaan täysin yksiselitteisesti ja tarkasti heti kun Perseverancen kairaama näyte saadaan Maassa laboratorioon.
Tumman kivikerrostuman iästä saadaan Jezeron minimi-ikä. Siitä voidaan johtaa Isidiksen minimi-ikä, ja siitä Borealiksen minimi-ikä. Tässä vaiheessa oletuksia on jo tehty melkoisen paljon, mutta periaatteessa Borealiksen minimi-ikä muodostaa tärkeän kiintopisteen koko aurinkokunnan varhaisen historian selvittämiseen. Toki, jos oikein hyvä tuuri käy, Perseverancen kaira lävistää sellaisiakin kiviä, joiden sisäiset kellot ovat nollautuneet joko Isidiksen tai peräti Borealiksen altaiden syntyessä. Ja jos Perseverance pystyy havainnoillaan lisäksi yksiselitteisesti määrittämään pohjan tumman kerroksen ja deltan ikäsuhteen, tiedetään varhaisen pommitushistorian lisäksi jo melkoisen hyvällä tarkkuudella, milloin Marsissa oli aktiivisia tulivuoria ja milloin siellä joet virtasivat kraatterijärviin. Nämä olisivat äärimmäisen mielenkiintoisia tietoja niin geologeille kuin astrobiologeillekin.
Perseverancen toiminta-ajan mediaseksikkäimmät hetket saatetaan siis kokea Ingenuity-kopterin myötä jo parin viikon sisällä. Sen vaiheita jännittäessä kannattaa kuitenkin pitää mielessä se tylsä tosiseikka, että tieteellisesti kiinnostavimmat tulokset saadaan tulevien näyteputkiloiden hakulentojen myötä, mikäli niiden rahoitus ja kaikki muu sujuu mallikkaasti. Tähän kuluu parhaassakin tapauksessa helposti reilu vuosikymmen. Mutta hyvää kannattaa odottaa.
Vastaa
Venus ja Afrodite
Kulunut helmikuu on ollut jatkuvaa Mars-juhlaa. Kaksi alusta onnistuneesti kiertoradalle ja kolmas pinnalle on häkellyttävä onnistumisprosentti vallankin kun ottaa huomioon, että kaksi yrittäjistä oli Marsin osalta ensikertalaisia.
Kohokohta oli tietenkin NASAn Perseverance-mönkijän laskeutuminen. Laskeutumisvideot olivat huikaisevia, reikäiset kivet mieltä kiehtovia ja maisemat totutun kauniita. Kun on kymmenkesäisestä asti ollut Marsin pauloissa, kulkivat kylmät väreet pitkin selkäpiitä, kun ensi kertaa kuuli Marsin tuulen puhaltavan. Taisi siinä vähän Marsin pölyäkin lentää silmäkulmaani kaihertamaan.
Sekä Al-Amal, Tianwen-1 että Perseverance ovat tähän mennessä olleet menestyksiä. Kaikki on tiettävästi mennyt kuten on suunniteltu, joten yllätyksiä ei ole pahemmin päässyt syntymään. Helmikuun planeettauutisten ”Häh?!”-efekti tulikin ihan eri suunnasta, ja sen aiheutti luotain, joka ei edes varsinaisesti tutki planeettoja.
Parker Solar Probe
Elokuussa 2018 NASA laukaisi Parker Solar Probe -luotaimen tutkimaan Auringon ulointa osaa, koronaa. Jotta Parker pääsee vajaan kymmenen Auringon säteen päähän Auringon ytimestä vuonna 2025, täytyy sen tehdä peräti seitsemän Venuksen lähiohitusta lentosuuntansa ja etenkin ratanopeuden muutoksia varten. Jos Kuuta ei lasketa, Venus on Maan lähin planetaarinen naapuri ja lähes Maan kokoinen, joten se on hyvin käyttökelpoinen kohde etenkin tällaisten aurinkokunnan sisäosiin suuntautuvien luotainlentojen toteutuksessa.
Parkerin neljäs Venuksen ohilento tapahtui helmikuussa. Kuten monien muidenkin luotainten kohdalla on toimittu, myös Parkerin tutkimuslaitteita käytetään lähiohitusten aikaan. Tarkoituksena on paitsi laitteiden toiminnan testaus, myös ihan kunnollisen tutkimuksen teko.
Helmikuinen uutinen* Parkerista ja Venuksesta ei kuitenkaan koskenut uusinta ohilentoa, vaan jo edellistä, heinäkuussa 2020 tapahtunutta ohitusta. Tuolloin Venus-havaintoja tehtiin koordinoidusti Parkerin ohella Japanin Akatsuki-luotaimella, maanpäällisillä teleskoopeilla ja harrastajavälineillä. Parkerin tutkimusryhmä julkaisi vasta nyt kuvan heinäkuun lähiohituksesta, sillä mittausaineiston lähetys ja käsittely kestävät. Helmikuun ohituskuvia odotellaan nähtäväksi kenties huhtikuun lopulla.
Parkerin näkymä Venukseen
Alla olevan kuvan – ainoan toistaiseksi julkisuutta saaneen – otti laajakulmainen WISPR-kamera (Wide-field Imager for Parker Solar Probe). Sen on tarkoitus kuvata Auringon koronaa näkyvän valon aallonpituudella. Korona on niin himmeä, että WISPR-kameran sensorit kärähtäisivät, jos niillä kuvattaisiin Venuksen päiväpuolta. Yöpuolen ilmiöiden tallentamiseen se sen sijaan soveltuu hyvin.
Kuvassa näkyvien viirujen tarkkaa alkuperää ei vielä tiedetä varmuudella. Ne ovat joko kosmisia säteitä, pölyhiukkasia, pikkuruisia pölyhiukkasten törmäysten Parkerista irrottamia partikkeleja, tai kaikkia näitä sekaisin. Ne, sen paremmin kuin Venuksen alaosassa näkyvä kameran aiheuttama tumma pieni artefakti eivät kuitenkaan varsinaisesti ole kiinnostavia.
Kuvassa Venusta ympäröi erittäin himmeä valon kajo. Tämän oletetaan olevan Venuksen ilmahehkua. Venuksen tapauksessa eri aallonpituuksilla havaittavaa ilmahehkua aiheuttavat useammatkin prosessit. Parkerin havaitseman kajon kohdalla on päätelty, että kyseessä on happiatomien yhdistyessä happimolekyyleiksi vapautuva valo. Tämä on jännää, mutta mitään erityisen kummallista tässäkään ei ole, sillä pääpiirteissään Venuksen ilmahehku eri aallonpituuksilla on jo vanhastaan tuttu juttu.
Venuksella on tolkuttoman paksu hiilidioksidikaasukehä, jonka paine pinnalla on lähes satakertainen Maan keskimääräiseen ilmanpaineeseen nähden. Hiilidioksidin lisäksi Venuksen kaasukehässä on mm. typpi- ja rikkiyhdisteitä, jotka tekevät näkyvän valon aallonpituudella kaasukehästä läpinäkymättömän. Sen vuoksi Venuksen pinnanmuotojen kartoitus on valtaosin tapahtunut tutkalla varustettujen kiertolaisten avulla 1970-luvun lopulta alkaen.
Tutka-aaltojen lisäksi myös infrapunasäteilyä voidaan käyttää hyväksi Venuksen geologiaa tutkittaessa. Venuksen kaasukehässä on nimittäin eräitä infrapuna-aallonpituuksien ”ikkunoita”, joiden avulla planeetan pintaa pystytään havaitsemaan, vaikkakin melko heikolla erotuskyvyllä tutkaan verrattuna. Näitä ikkunoita ESAn Venus Express -luotainkin hyödynsi, kun sen kuvista löydettiin vakuuttavia viitteitä siitä, että Venuksen pinnalla on edelleen aktiivista tuliperäistä toimintaa.
”Mighty Aphrodite”
Parkerin WISPR-kameran oli tarkoitus toimia vain näkyvän valon aallonpituusalueella. Näin ollen tutkijat olettivat ohilentokuviin tallentuvan jonkinlaisia näkymiä Venuksen pilvistä. Hämmästys lieneekin ollut mitä melkoisin, kun kuviin piirtyi selvästi tunnistettavia pinnanmuotoja.
Selväpiirteisin WISPR-kameran kuvassa erottuva pinnanmuoto on keskellä epäsymmetrisen soikeana tummana alueena näkyvä Aphrodite Terra. Se sijaitsee Venuksen päiväntasaajalla, ja on toinen planeetan suurimmista ylänköalueista. Ne vertautuvat kooltaan Maan mantereisiin. Itä–länsisuunnassa Aphrodite Terralla on pituutta yli 10 000 km, eli lähes kolmasosa planeetan ympärysmitasta. Se kohoaa 1–5 km ympäristöstään ja vertailutasosta, eli Venuksen keskisäteestä. Ylänkö näkyy Parkerin kuvassa tummana siksi, että se on kolmisenkymmentä astetta ympäristöään viileämpi.
Aphrodite Terra koostuu suurelta osin tesserasta. Tessera edustaa Venuksen vanhinta näkyvissä olevaa pintaa, ja se muodostaa usein laajoilta basalttitasangoilta kohoavia saarekkeita. Ne ovat rajusti tektoniikan muokkaamia, mutta tesseran varsinainen alkuperä on vielä hämärän peitossa. Tessera-alueiden syntyideoista kirjoittelin tarkemmin viime marraskuussa.
WISPR-kameran ei siis pitäisi infrapuna-aallonpituutta nähdä, mutta niin se vain tekee. Ainakin julkisuuteen annettujen tietojen perusteella tutkijat yrittävät nyt kuumeisesti selvittää, mistä ikkunasta infrapunavaloa tarkkaan ottaen kameraan valskaa. Sellaistakin mahdollisuutta esiteltiin, että WISPR näkisi jonkin sellaisen ikkunan läpi, jonka olemassaolosta ei aiemmin edes tiedetty.
WISPR-kameran tilanteessa on näin kiinnostuneen sivustaseuraajan näkökulmasta niin uhkia kuin mahdollisuuksiakin. Pahin uhkakuva tietenkin on, että infrapunasäteilyn vuotaminen kameraan haittaisi sen varsinaista tutkimustyötä. Tällöin siis Parkerin päätehtävä eli Auringon koronan yksityiskohtainen kuvaaminen voisi periaatteessa kärsiä pahastikin. Täytyy kuitenkin luottaa kameran valmistaneen US Naval Research Laboratoryn insinöörien kykyihin sen verran, ettei näin alokasmaista munausta ole tehty.
Mahdollisuudet Venus-fanin kannalta taas ovat, ainakin periaatteessa, erittäin kiehtovat. Venus on kiinnostavuuteensa nähden pahasti alitutkittu planeetta. Jos Venuksen pinnasta saadaan seuraaviltakin ohilennoilta WISPR-aineistoa, josta tarkasti tiedetään, mitä aallonpituuksia kamera näkee, voidaan tutkia pinnan mahdollisia muutoksia joko ohilentojen välillä, tai esimerkiksi Venus Expressin mittauksiin verrattuna. Julkaistun pressikuvan erotuskyvyn perusteella voi olla turhan optimistista ajatella tämän tuottavan mitään erityisen hyödyllistä, mutta aina sopii toivoa. Joka tapauksessa kaikki uusi tieto Venuksen pinnasta on erittäin tervetullutta kauan kaivattua Venuksen geologiaan keskittyvää 2000-luvun luotainta odotellessa.
*Yleensä en pelkkiin lehdistötiedotteisiin perustuvista uutisista jaksa hirveästi innostua, vaan jotain vähän valmiimpaa on normaalisti syytä saada. Olkoon tämä nyt säännön vahvistava poikkeus. Koska WISPR-kameran infrapunahavaintoja Venuksesta ei ole vielä esitelty edes tieteellisissä kokouksissa, kannattaa tähän kuitenkin suhtautua vielä vähän suuremmalla varauksella, kuin uusista tutkimuslöydöistä kertoviin uutisiin tavallisesti.
Vastaa
Alabamasta Kuun karttoihin
Internetistä löytyy roppakaupalla huijarifirmoja, joilta voi ostaa kalliin paperinpalan, jolla pystyy ”todistamaan” juuri hankkineensa tontin Kuusta tai Marsista. Vastaavanlaisen ”sertifikaatin” avulla voi myös ”osoittaa” nimenneensä tähden traagisesti kuolleen rakkaan lemmikkihamsterin muistoksi. Firmoja on niin paljon, että kaiketi höynäytettäviksi haluavia ihmisiä riittää kannattavaa bisnestä varten.
Todellisuudessa tietenkään kukaan ei ainakaan toistaiseksi voi ostaa tai myydä mökkitonttia titanilaisen järven rannalta, ja ainoa taho, joka voi virallisesti nimetä tähtiä tai taivaankappaleiden pinnanmuotoja, on kansainvälinen tähtitieteellinen unioni IAU. Jotta esimerkiksi Kuun virallisiin karttoihin saa oman nimensä, pitää ensinnäkin yleensä olla kuolleena vähintään kolme vuotta. Toisekseen olisi hyvä olla kansainvälisesti tunnettu tutkimusmatkailija tai mielellään kuu- tai planeettatutkimuksen parissa työskennellyt tutkija tai insinööri. Vaikkapa sellainen kuin Annie Easley.
Matemaatikko, ohjelmoija ja vähemmistöjen puolustaja
Annie Jean Easley (1933–2011) kasvoi Yhdysvaltain syvässä etelässä, Alabaman Birminghamissa mustan yksinhuoltajaäidin perheessä. Birmingham tunnetaan väkivaltaisesta rasismista etenkin 1950–1960-luvuilla, samoin kuin mustien kansalaisoikeustaistelun yhtenä keskeisimpänä tapahtumapaikkana. Birminghamissä 1900-luvun ensimmäisellä puoliskolla mustan naisen lähtökohdat onnelliselle elämälle ylipäätään saati sitten ansiokkaalle teknis-tieteelliselle uralle eivät siis olleet helpoimmat mahdolliset. Easleyn äiti kuitenkin korosti lapsilleen aina, että koulutus tarjoaisi tien parempaan.
Annie Easley opiskeli New Orleansissa Xavierin yliopistossa pari vuotta farmasiaa. Opiskelut kuitenkin jäivät, kun hän meni ennen valmistumistaan naimisiin ja muutti kotirouvaksi pohjoiseen Erie-järven rannalle Ohion Clevelandiin.
Eräänä päivänä hän luki lehtiartikkelin NASAn edeltäjän NACAn (National Advisory Committee for Aeronautics) Lewisin tutkimuskeskuksen eli nykyisen Glennin tutkimuskeskuksen laskijan eli computerin töitä tehneistä kaksossisarista. Artikkelista innostuneena matemaattisesti lahjakas Easley päätti hylätä ajatukset farmasiasta lopullisesti ja pyrkiä NACAlle töihin. Hänen lahjakkuutensa ei jäänyt huomaamatta, joten hän aloitti NACAlla vuonna 1955, pari viikkoa lehtijutun lukemisen jälkeen. Eläkkeelle Annie Easley jäi NASAsta vuonna 1989.
Easleyn lasku- ja myöhemmin myös ohjelmointitaitoa tarvittiin yli kolmen vuosikymmenen aikana mitä moninaisimmissa projekteissa. Hänen kykyjään hyödynnettiin ydinreaktorisimulaatioista ja varhaisiin hybridiautoihin käytetystä akku- ja energiatekniikasta Centaur-rakettiin. Sen varhaisessa ohjelmistokehittelyssä Easley oli keskeisessä asemassa. Centaur on ollut NASAn rakettien luotettava työjuhta halki vuosikymmenten: se on ollut ylimpänä rakettivaiheena mm. Surveyor-, Mariner-, Pioneer-, Viking-, Voyager- ja Cassini-luotaimille. Osittain Annie Easleyn ansiosta edelleenkin valmistettavan Centaurin avulla on siis päästy tutkimaan aurinkokuntamme planeettoja Merkuriuksesta Neptunukseen saakka.
1950–60-luvuilla Lewisin tutkimuskeskuksessa Easley muodosti mustana naisena todella pienen vähemmistön. Kun hänet palkattiin, keskuksessa oli töissä hänen lisäkseen kolme mustaa amerikkalaista. Omien sanojensa mukaan hän oli vähemmän kuin vähemmistö.* Sen hän sai myös kokea karulla tavalla. Tutkimuskeskuksen PR-kuvista hänet aluksi rajattiin pois. Ja vaikka NASAn olisi pitänyt tukea työssä kouluttautumista taloudellisesti, Easley joutui maksamaan matematiikan kandidaattiopintonsa itse, toisin kuin hänen miespuoliset valkoiset kollegansa. Hän valmistui työnsä ohessa Cleveland State Universitystä vuonna 1977.
Varsinaisen laskenta- ja ohjelmointityönsä lisäksi Easley toimi Lewisissa tasa-arvon puolestapuhujana ja tukihenkilönä rotu-, sukupuoli- ja ikäsyrjintää vastaan. Hän kiersi myös runsaasti yliopistoja ja kouluja NASAn rekrytointitilaisuuksissa puhumassa tiedeaineiden ja äidinkielen opiskelun tärkeydestä.
Kuluvan helmikuun alussa Kuun nimistöstä vastaava IAU:n työryhmä vahvisti Kuun kaakkoisella libraatiovyöhykkeellä sijaitsevan yhdeksänkilometrisen kraatterin nimeksi Easley. Käytännössä Kuun pinnanmuotoja nimetään nykyisin enimmäkseen vain tarpeeseen. Tällaisia tarpeita ovat uudet laskeutumisalueet, sekä tieteellinen tutkimus. Koska mikään alus ei ainakaan toistaiseksi ole laskeutunut Easleyn tuntumaan, joku tutkija jossain päin maailmaa on luultavasti tällä hetkellä kiinnostunut Easleysta tai sen ympäristöstä. Millainen monttu Easley sitten on?
Easley havaintokohteena ja kraatterina
Easley (87,97° itäistä pituutta, 23,69° eteläistä leveyttä) sijaitsee niukin naukin Kuun lähipuolella. Yhdeksänkilometrisenä se on periaatteessa harrastajien havaittavissa kohtalaisen pienilläkin kaukoputkilla. Käytännössä ongelmaksi muodostuu, että Easleyä joutuu katselemaan melkoisen sivusta. Näin ollen pienen kraatterin tunnistaminen ei ole mikään yksinkertainen tehtävä.
Kun Easleyä lähtee etsimään – mieluiten suotuisan libraation aikaan, sillä muuten homma menee liki mahdottomaksi – kannattanee aloittaa helposti tunnistettavasta Petaviuksesta ja paikallistaa sitten huikea Humboldt. Easley sijaitsee Humboldtista koilliseen sen heittelekentän päällä. Etsinnän apuna voi käyttää oheista Oskari Syynimaan upeaa kuvaa heinäkuulta 2018.
Kuten jo oheisesta etsintäkartasta ja Oskarin valokuvasta näkee, Easleya ympäröi kirkas heittelekenttä. Sellainen on Kuun nuorimpien, kopernikaanisella kaudella syntyneiden kraatterien tunnusmerkki. Vielä paremmin Easleyn heittelekenttä ja säteet erottuvat LRO-luotaimen kuvassa, joka on otettu Auringon paistaessa suoraan luotaimen takaa, jolloin pinnalle ei muodostu lainkaan varjoja. Heittelekentässä on viitteitä siitä, että törmäys olisi tapahtunut etelästä melko loivalla kulmalla.
Muutoin heittelekenttä näyttää melko normaalilta, mutta Easleystä länsilounaaseen lähtee omituisen pitkä, noin 70-kilometrinen säde. Luotain- ja Apollo-kuvista käy ilmi, että se seurailee lähes täysin Humboldtin heitteleen synnyttämää uurrosta. Muut Humboldtin uurrokset, esimerkiksi Catena Humboldt, eivät kirkkaina näy, eivätkä muut Easleyn säteet ole likikään näin pitkiä ja selväpiirteisiä. Hakemattakin herää ajatus, että tässä olisi kyseessä syy ja seuraus, mutta mitenkään varmaa tuo ei ole. Ja vaikka asiat kytkeytyisivätkin toisiinsa, ei varsinaisesta mekanismista voi esittää kuin arvauksia, sillä tällaista vanhemman uurroksen ja nuoren säteen yhteenliittymää ei liene koskaan tarkemmin tutkittu.
Easleyn nuoruudesta kertoo myös sen melkoisen hyvin säilynyt törmäyssulakivikerros. Kun vanhoja kraattereita katselee täydenkuun valossa, ei reunojen sisäosilla ja pohjalla ole juuri minkäänlaista sävyeroa. Easleyllä kontrasti kirkkaiden reunojen ja tumman törmäyssulakivipohjan välillä puolestaan on selkeä. Ja kun pohjaa katselee vielä tarkemmin, näkyy paikoin törmäyssulan jäähtyessä syntyneitä rakoja. Ne tapaavat pienistä kraattereista kadota eroosion myötä varsin nopeasti. Easley on siis selvästi nuori ja nätti, mutta ei silti kokoluokkansa kaikkein tuoreimpia edustajia.
Vaikka Easley näyttää kuvissa kauniin symmetriseltä pyöreähköltä maljakraatterilta, sen topografia yllättää. Easleyn itäinen ja läntinen reuna ovat noin 500–1000 m korkeammalla kuin eteläinen ja pohjoinen. Läpimitaltaan yhdeksänkilometrisessä kraatterissa ero on merkittävä. Ero johtuu siitä, että Easley sattui osumaan kapeahkolle Humboldtin ja Curien väliselle korkealle kannakselle. Sen seurauksena Easleyn reunan muoto on hieman satulamainen.
Jos törmäyskraattereista pitää, ei voi olla viehättymästä Easleystä. Siinä on monia klassisen törmäyskraatterin kauniista piirteistä, ja lisukkeena erikoisia yksityiskohtia, jotka saavat sen erottumaan joukosta. On mielenkiintoista nähdä joskus tulevaisuudessa, minkälaisessa tutkimuksessa Easleya on käytetty.
Harmi vain, että Easley sijaitsee havaitsijan kannalta hieman hankalassa paikassa. Toisaalta tuo tarjoaa vähän pidempäänkin Kuuta katselleelle haastetta. Ainakaan omiin aisteihini ei ole osunut tietoa siitä, että Suomessa kukaan olisi Easleyn nimeämisen jälkeen onnistunut havaitsemaan tai kuvaamaan sitä. Kilpailuhenkisille olisi siis tarjolla kunniaa Suomen ensimmäisestä tietoisesti Easleystä tehdystä havainnosta. Sopivia havaintoaikoja voi selvitellä esimerkiksi mainiolla Virtual Moon Atlas -ilmaisohjelmistolla. Kuka tekee Suomen ensimmäisen uuden havainnon Easleystä?
*Tässä vaiheessa jollekin tulee epäilemättä mieleen mainio Hidden Figures – varjoon jääneet -elokuva ja sen pohjana ollut kirja. Katherine Johnson (1918–2020), Mary Jackson (1921–2005) ja Dorothy Vaughan (1910–2008) työskentelivät NASAn Langleyn tutkimuskeskuksessa Virginiassa. Heistä moneen kertaan palkittu Johnson on kuuluisin, ja Vaughania on kunnioitettu upealla kolmekilometrisella Kuun kraatterilla. Tänään perjantaina 26.2.2021 NASAn päärakennus Washington D.C.:ssä nimettiin Mary Jacksonin mukaan.
Tämä juttu ilmestyy hieman kärjekkäämmän lopetuksen ja enemmän mm. Apollo-kuvia ja topografiadataa sisältävänä pidempänä versiona myös Hieman Kuusta -blogissani.
Kiitokset Oskari Syynimaalle kuvaluvasta.
Vastaa
Kuun törmäysaltaat ja meret – kaksi eri asiaa
Kuun geologisen historian perusteiden ymmärtämisessä on muutama oleellinen seikka. Ensinnäkin Kuu syntyi – tai ainakin valtaosa tutkijoista nykyisin uskoo sen syntyneen – kun suunnilleen Marsin kokoinen Theiaksi nimetty protoplaneetta törmäsi nuoreen Maahan. Törmäysroippeista kasaantui Kuu.
Siinä rytäkässä ja radioaktiivisen lämmöntuoton avittamana vastasyntynyt Kuu suli. Kuuta peitti magmameri, eli (lähes) koko sen pinta oli enimmäkseen sulan kiven peitossa (yksityiskohdista kiistellään kuten kunnon tieteellisestä hypoteesista kuuluukin, mutta ei takerruta nyt siihen). Raskaimmat alkuaineet kuten rauta ja nikkeli painuivat sulaneen kuupallon ytimeen. Keskiraskaat aineet puolestaan päätyivät vaippaan, joka muodostaa suurimman osan Kuusta. Kevyet ainekset nousivat pintaan kuin kuona. Tästä kuonasta syntyivät Kuun ylänköalueet, eli nykyäänkin paljain silmin vaaleina näkyvät alueet, jotka peittävät valtaosan kiertolaisemme pinnasta. Törmäyssynty ja magmameri selittävät oleellisimmat osat Kuun koostumuksesta.
Tähän asti kaikki sujuu yleistajuisissakin esityksissä Kuun historiasta useimmiten ihan hyvin, mutta sitten alkaa jostain syystä mennä huomattavasti vaikeammaksi. Maallikon kannalta Kuun pinta koostuu pääpiirteissään vain kahdesta kivilajista. Vaaleat ylängöt ovat kevyehköä anortosiittia (siis sitä edellä mainittua kelluvaa kuonaa), tummat meret puolestaan raskaampaa basalttia. Meri on latinaksi mare, joten Kuun tapauksessa puhutaan usein mare-basalteista. Anortosiitti ja basaltti ovat kivilajeja, jotka puolestaan koostuvat eri mineraaleista, jotka edelleen koostuvat alkuaineista. Kivilajit menevät mediassa turhan usein sekaisin mineraalien kanssa, ja joskus jopa mineraalit ja alkuaineet sekoitetaan keskenään. Kuun pääkivilajien ero on kuitenkin tiedotusvälineissäkin useimmiten vielä jollain lailla hallinnassa.
Vasta sitten kun mediassa aletaan käsitellä kysymystä siitä, missä tummat basaltit eli Kuun meret sijaitsevat ja kuinka vanhoja ne ovat, mennään lähes poikkeuksetta todella pahasti pöpelikön puolelle. Ei ole väliä onko kyseessä tavallinen ns. rivitoimittaja, tiedetoimittaja, tähtitieteen harrastaja, tähtitieteilijä tai jopa planetaarisiin kohteisiin erikoistunut geofyysikko tai geokemisti – Kuun meret aiheuttavat jatkuvia ja todella suuria väärinkäsityksiä. Ongelman ytimessä ovat törmäysaltaat.
Kuun geologia on suurelta, muidenkin kuin itseni kaltaisten törmäyskraatteri-intoilijoiden mielestä jopa suurimmalta osin törmäysaltaiden geologiaa. Törmäysaltaiden monimuotoiseen olemukseen (Mikä on ”törmäysallas”? Miten määritellään törmäysaltaan halkaisija?) tulee varmasti palattua joskus myöhemmin huomattavasti tarkemmin, mutta tässä yhteydessä riittää ymmärtää, että törmäysaltaat ovat erittäin suuria kraattereita. Ja kraattereistakaan ei nyt tarvitse tietää muuta kuin se, että ne ovat syviä kuoppia, ja että niiden pohjalla ja reunoilla on vielä syvemmälle ulottuvia rakoja.
Törmäysaltaat ovat jopa muinaisten piirteiden hallitsemassa Kuussa hyvin vanhoja. Ne syntyivät, kun aurinkokunnan rakennusvaiheesta jäljelle jääneet suuret asteroidit törmäsivät Kuuhun enimmäkseen joskus yli neljä miljardia vuotta sitten. Suurin ja vanhin tunnettu törmäysallas on South Pole – Aitkenin allas, jonka halkaisija lienee noin 2500 km. Sen ikä on yksi kuututkimuksen suuria avoimia kysymyksiä. Nuorin suuri ”aito” monirenkainen törmäysallas on Orientalen allas, jonka halkaisija on noin 940 km ja ikä ehkä jossain 3,8 miljardin vuoden hujakoilla.
Törmäysaltaat ovat valtavia, ja niitä on paljon. Näitä edelleen topografiassa, pinnanmuodoissa ja painovoimakartoissa näkyviä satojen ja jopa tuhansien kilometrien läpimittaisia kraatterijättiläisiä on Kuussa vieri vieressä.
Altaiden vaikutus ulottuu moninkertaisesti niiden reunojen ulkopuolelle. Altaat synnyttävät ympärilleen säteittäisten ja konsentristen rakojen systeemin, joka vaikuttaa nuorempien geologisten piirteiden syntyyn ja kehitykseen. Vielä oleellisempaa on, että altaiden synnyn yhteydessä sulanut ja murskautunut kiviaines leviää heittelekenttänä kaikkialle Kuun pinnalle. Kuun ylängöt muodostuvat – ainakin jos rapsuttaa hieman ylimmän kerroksen alle – melkein pelkistä toinen toistensa päälle kasaantuneista vanhojen törmäysaltaiden heittelekerroksista.
Tätä kohtalaisen yksinkertaista törmäysaltaiden hallitsemaa maailmaa saapuivat sotkemaan meret (meri on latinaksi mare, joten Kuun tapauksessa meri ja mare ovat synonyymejä). Jossain vaiheessa altaiden pohjien ja reunojen rakoja pitkin alkoi kohota sulaa, runsaasti rautaa ja magnesiumia sisältävää tummaa kiviainesta, eli jo edellä mainittua basalttia. Toisin kuin hyvin usein virheellisesti kuvitellaan, mare-basaltit eivät siis ole altaiden syntyessä muodostunutta törmäyssulakiveä, vaan peräisin syvältä Kuun sisuksista.
Koska meillä ei ole keinoja selvittää, mitä Kuun törmäysaltaiden pohjilla on, emme tiedä, kuinka pian altaiden synnyn jälkeen ne alkoivat täyttyä näistä Kuun vaippakerroksen osittaisesta sulamisesta alkunsa saaneista laavoista. Apollo- ja Luna-näytteiden ja kraatterilaskujen perusteella kuitenkin tiedetään, että mare-basaltit eli Kuun meret ovat satoja miljoonia ja jopa miljardeja vuosia itse törmäysaltaita nuorempia. Samoin tiedetään, että niiden purkautuminen kesti satoja miljoonia vuosia, eikä reippaasti yli miljardin vuoden kestokaan yhden meren alueella tapahtuneelle tuliperäiselle toiminnalle ole mitenkään poikkeuksellista.
Yksittäiset mare-basalttien virrat olivat joidenkin metrien tai kymmenien metrien paksuisia. Tästä voidaan tehdä aivan suoria havaintoja: Joskus harvoin meren pinnalla erottuvat nuorimpien laavavirtojen muodot, mutta useimmiten kyse on basaltteihin syntyneestä törmäyskraatterista, jonka reunalta voidaan nähdä toisiaan kerros kerrokselta seuranneet laavapurkaukset. Kokonaisuutena muhkeimmat mare-basalttikerrostumat ovat ehkä muutaman kilometrin paksuisia, mutta yleensä Kuun meriä peittää noin kilometrin tai muutaman sadan metrin vahvuinen kerroksellinen basalttikakku.
Jotkut kerros kerrokselta hiljalleen muodostuneista meristä täyttävät törmäysaltaan lähes sen (oletettuja) reunoja myöten. Tällaisia ovat esimerkiksi Mare Imbrium eli Sateiden meri, sekä Mare Fecunditatis eli Hedelmällisyyden meri. Tämä on ainakin osaltaan johtanut siihen valitettavan sitkeään virhekäsitykseen, että meri ja allas olisivat sama asia.
On kuitenkin myös meriä, jotka eivät nykykäsityksen mukaan sijaitse törmäysaltaassa. Tällaisia ovat mm. ison osan Kuun lähipuolen läntisestä puoliskosta peittävä Oceanus Procellarum (Myrskyjen valtameri) ja kuu-ukon kulmakarvan muodostava Mare Frigoris (Kylmyyden meri). Pyöreydestään huolimatta myöskään Mare Tranquillitatiksen (Rauhallisuuden meri) alapuolella ei törmäysallasta luultavasti ole. Meri ei siis syntyäkseen vaadi törmäysallasta.
Selvimmin ero altaan ja meren välillä käy ilmi niistä altaista, joita meri ei peitä kuin osittain. Nuorin allas, Orientale, on kaikkein ilmeisin tapaus. Orientalea ei kuitenkaan Maasta pääse kunnolla näkemään, koska ainoastaan sen itäiset osat ovat suotuisan libraation aikaan jotenkin näkyvissä.
Onneksi Nectariksen allas on myös oivallinen esimerkki vain osittain mare-basalteilla täyttyneestä altaasta. Se on erinomaisesti näkyvissä kasvavan sirpin aikoihin pari päivää ennen puolikuuta. Nectariksen allas on ikivanha, ehkä noin 4,1 tai 3,9 miljardia vuotta. Altaan reuna on yleisimmän käsityksen mukaan Rupes Altain jyrkänteen kautta kulkeva rengasrakenne. Kuten kuka tahansa voi kiikareilla todeta, on Rupes Altailta matkaa vaalean ylänköaineksen yli Mare Nectariksen tummaan rantaan melkomoisen paljon, eli noin 275 km.
Ainoastaan Nectariksen altaan syvimpiä keskiosia peittävän Mare Nectariksen pinta on saanut osakseen poikkeuksellisen niukasti ikämäärityksiä, mutta mahdollisesti meren vanhimmat edelleen näkyvät osat syntyivät noin 3,8 miljardia vuotta sitten. Mare Nectariksen nuorimmilla basalteilla on ikää kenties vain noin 3,0 miljardia vuotta. Sikäli kun ikämääritykset pitävät paikkansa, Nectariksen törmäysaltaalla ja Mare Nectariksen nuorimmilla osilla on ikäeroa siis noin miljardi vuotta. Tiivistäen: Nectariksen törmäysallas ja Mare Nectaris ovat aivan eri ikäisiä, ja meri peittää allasta vain melko pieneltä osin. Ne eivät ole alkuunkaan sama asia. Kannattaa katsoa itse.
Etenkin Kuun etäpuolella on runsain määrin altaita, joita meri ei peitä laisinkaan. Tämä on johtanut siihen silloin tällöin esille putkahtelevaan harhaan, että etäpuolella altaita olisi vähemmän kuin lähipuolella. Tilastolliset virherajat huomioiden altaita kuitenkin on molemmilla puolilla sama määrä. Erot lähi- ja etäpuolen altaiden nykyisessä ulkonäössä johtuvat vain siitä, että lähipuolen kuori on ohuempi kuin etäpuolella, joten altaiden synnyttämä rakoilu on puhkaissut lähipuolen kuoren helpommin ja näin luonut laavoille reitin pintaan. On myös mahdollista, että lämpöä tuottavien alkuaineiden epäsymmetrinen jakauma on osaltaan vaikuttanut merien epätasaiseen sijoittumiseen Kuun pinnalla.
Törmäysaltaat ovat kiistatta yksi tärkeimmistä Kuun ja muiden maankaltaisten planeettojen geologisista rakenteista. Kuussa, kuten alussa totesin, ne ovat ehdottomasti tärkein. Eräs 1960–70-lukujen Apollo-lentojen merkittävimmistä tieteellisistä tuloksista oli altaiden ja merien ikä- ja koostumuseron selvittäminen. Olemme siis tienneet jo viiden vuosikymmenen ajan niiden keskeisen eron ja merkityksen. Silti asia ei vieläkään ole selvä edes niille, jotka yliopistossa ovat kuulleet jotain Marsista, puhumattakaan toimittajista ja maallikoista. Ongelma ei koske pelkästään Suomea, vaan on yleinen ainakin anglosaksisessa maailmassa. Tämä on melkoisen hämmästyttävää, ja myös surullista.
Olen monesti miettinyt, mistä ongelma juontaa juurensa. Kunnon vastausta en ole keksinyt. Yksi osaselitys lienee, ettei asteroiditörmäysten geologiaa juuri opeteta edes planeettageologian koulutusohjelmissa. Planeettageologeilla on taustansa paljon useammin esimerkiksi Maan geologiasta tutuissa vulkanismissa ja sedimentologiassa kuin törmäyskraatteritutkimuksessa.
Toinen osaselitys voi olla siinäkin, ettei törmäysaltailla ole virallisia nimiä. Kuussa mare-täytteiset altaat on nimetty niitä enemmän tai vähemmän peittävän meren mukaan, siis esimerkiksi Humorumin allas, Crisiumin allas, ja niin edelleen. Tämä lienee suuri(n?) syy virheelliselle maren ja altaan yhdistämiselle.
Hankalinta on, kun kerrotaan hämmentävästi ja siis virheellisesti tyyliin ”Mare Moscoviensen altaan ikä on…” Tällöin ei helposti voi tietää, onko kyse altaasta vai sitä osin täyttävästä nuoremmasta merestä.
Esimerkkejä vääristä ja oikeista ilmauksista Kuun ja Marsin törmäysaltaisiin ja niitä täyttäviin muodostumiin liittyen.
| Väärin / Väärin | Oikein / Oikein | Miksi? |
| Mare Imbriumin allas | Mare Imbrium (Sateiden meri) / Imbriumin allas | Imbriumin allas on vanhempi ja törmäyssyntyinen, altaan lähes täysin täyttävä Mare Imbrium taas nuorempi ja laavasyntyinen |
| Mare Orientalen allas | Mare Orientale (Itäinen meri) / Orientalen allas | Orientalen allas on vanhempi ja törmäyssyntyinen, Mare Orientale taas nuorempi ja laavasyntyinen ja täyttää vain pienen osan Orientalen altaasta |
| Mare Tranquillitatiksen allas / Tranquillitatiksen allas | Mare Tranquillitatis (Rauhallisuuden meri) | Mare Tranquillitatiksen alla ei liene törmäysallasta lainkaan |
| Argyre Planitian allas | Argyre Planitia / Argyren allas | Argyren allas on vanhempi ja törmäyssyntyinen, Argyre Planitia taas nuorempi ja enimmäkseen(?) sedimenttisyntyinen |
Törmäysaltaiden nimiongelmat eivät jää tähän. Joillakin selväpiirteisimmillä pienillä törmäysaltailla on tavallinen kraatterinimi, kuten Schrödinger. Grimaldi taas on ainoastaan nimitys Grimaldin altaan keskusrenkaalle ja sen sisäpuolelle jäävälle maretäytteiselle osalle. Tämä on hämäävää, mutta historiallisten syiden vuoksi täysin ymmärrettävää.
Suuri osa Kuun altaista on kuitenkin nimetty kahden altaan reunan tuntumassa olevan kraatterin mukaan, esimerkiksi Schiller–Zucchiuksen allas. Tällainen nimeämisen sekamelska ei ole ainakaan tehnyt altaita ja niiden satunnaista suhdetta meriin yhtään helpommin hahmotettaviksi.
Erot törmäysaltaiden ja niitä täyttävien kerrostumien synnyn, iän ja sijainnin välillä eivät tietenkään rajoitu pelkästään Kuuhun. Tilanne on periaatteessa sama myös esimerkiksi Merkuriuksessa ja Marsissa. Argyren törmäysallas on yksi Marsin komeimmista. Sen läpimitta lienee jonkin verran yli 1500 km. Sen keskellä on Argyre Planitia eli Argyren tasanko, jonka halkaisija on noin 900 km. Argyre Planitiaa peitti todennäköisesti muinoin sisämeri (Marsin tapauksessa meret sisälsivät vettä).* Sittemmin jäätikköjen ja tuulen toiminta on kasannut alueelle lisää sedimenttejä. Argyren törmäysallas on siis paljon vanhempi ja suurempi kuin Argyre Planitia.
Esimerkkejä voisi luetella paljon lisääkin, mutta eiköhän perusviesti tullut jo selväksi. Törmäysallas ja sitä enemmän tai vähemmän täyttävä kerrostuma ovat aivan eri asioita niin synnyltään kuin iältäänkin. Tämä pätee niin Kuussa kuin muuallakin aurinkokuntamme suurilla kiinteäpintaisilla kappaleilla. Siksi niitä pitäisi kutsua omilla nimillään niin tieteellisessä tekstissä kuin yleistajuisissakin esityksissä. Asioiden ymmärtämisen kannalta niiden nimillä on merkitystä.
*Hämäyksen vuoksi Marsissa on edelleen käytössä kaksi nimijärjestelmää. Niistä vanhempi, pinnan kirkkaus- eli albedoeroihin perustuva systeemi sisältää myös tummia ”mareja”. Kuun tapaan nämä ovat joskus, mutteivat suinkaan aina, laavatasankoja tai muita vulkaanisia alueita. Todellisten, vettä ammoisina aikoina sisältäneiden Marsin merien kanssa Marsin mareilla ei ole mitään tekemistä.
Tämä juttu ilmestyy myös Hieman Kuusta -blogissani.
Korjaus 1.2.2021: Schiller–Zucchiuksen kuvatekstistä korjattu Orientale kraatterista altaaksi.
4 kommenttia “Kuun törmäysaltaat ja meret – kaksi eri asiaa”
-
Ikäkriitikko sanoo:
Ihmettelen miten pystytään ajoittamaan toisen taivaankappaleen kraattereiden ikiä? Kun siellä ei ole käynyt kukaan asiantuntija paikanpäällä eikä näytteitäkään taida olla tuotu? Maapallollakin kraaterin iän arvioiminen on monimutkainen prosessi.
Ihmettelen myös miten pystytään arvioimaan jonkun toisen aurinkokunnan planeetan ikä, onko ne ihan villejä veikkauksia?-
Tuo on sen verran laaja ja monisyinen kysymys, että ihan lyhyt vastaaminen ei ainakaan minulta luonnistu. Tästä pitäisi joskus kirjoittaa ihan oma juttunsa, mutta yritetään nyt jonkunmoista vastausta.
Oletettavasti tässä lähinnä tarkoitetaan absoluuttisia, esimerkiksi vuosissa mitattavia ikiä, siis tyyliin kolme päivää, 5612 vuotta, tai 3,89 miljardia vuotta. Hämäyksen vuoksi aloitan kuitenkin suhteellisista ijistä, eli vanha–vanhempi–vanhin -mallista, sillä se luo pohjan koko hommalle.
Kuu on aurinkokunnan ajanlaskussa avainasemassa, Maan ohella toki. Tanskalainen Nikolaus Steno määritteli ensimmäisenä 1600-luvulla maankamaran kerrosjärjestyksen perussäännöt. Ne ovat hyvin ilmeisiä, mutta edelleen tarpeellisia ja menevät silti usein väärin. Niiden mukaan nuorempi kerros syntyy vanhemman päälle, ja nuorempi rakenne leikkaa vanhempaa. Periaatteessa näin on määritelty geologinen aikaskaala Maalle, Kuulle ja kaikille muillekin maankaltaisille planeetoille.Kuu on planeettojen iänmäärityksessä avainasemassa. Kuussa pinnan iänmäärityksen kannalta tärkein tapahtuma oli Imbriumin törmäysaltaan synty. Sen heittelekerros levisi kaikkialle Kuun lähipuolelle (ja etäpuolelle myös, mutta toki ohuempana). Siitä saadaan perusjako, eli jokin geologinen yksikkö on joko Imbriumia vanhempi (Imbriumin heittele peittää tai muokkaa sitä) tai nuorempi (Imbriumin heittele jää toisen kerrostuman alle). Kuun kolme vanhinta rajapyykkiä määritellään juuri törmäysaltaiden (Nectaris, Imbrium ja Orientale) heittelekerrosten avulla.
Kuun kaksi nuorinta geologisten kausien rajapyykkiä sen sijaan on hyvin epämääräistä, koska laajoja heittelekerroksia ei ole. Näin ollen peittymis- ja leikkaussuhteiden määrittäminen on monesti hyvin vaikeaa. Eratosthenes-kraatteri on tyyppiesimerkki eratostheenisen kauden kraattereista, Copernicus puolestaan kopernikaanisen kauden kraattereista. Toisin kuin joskus virheellisesti ajatellaan, Eratosthenes ja Copernicus eivät kuitenkaan aloittaneet nimeään kantavia kausia. Jos siis kraatteri näyttää Copernicuksen kaltaiselta, eli sillä on kirkkaat säteet, terävä reuna jne., se on iältään kopernikaaninen. Jos säteet (yleensä) puuttuvat, heittelekerros on muutenkin epämääräisempi ja reunan terävyys alkaa kadota, on kraatteri eratostheeninen. Periaatteet ovat samankaltaiset muillakin planeetoilla.
Kuu on Maan ulkopuolisista maailmoista ainoa, jossa suhteelliset ajoitukset on saatu joltisenkinmoisella tarkkuudella sidottua myös absoluuttisiin ikään (yksityiskohdista on käyty debattia viimeiset 50 vuotta, mutta ei mennä siihen, koska periaatteista kuitenkin ollaan yhtä mieltä). Apollo 12 laskeutui Copernicuksen säteelle, ja Pete Conrad ja Al Bean saivat kerätyksi näytteitä, joiden oletetaan olevan juuri tuota Copernicuksen heittelettä. Maan laboratorioissa noiden näytteiden iäksi on määritetty noin 800 miljoonaa vuotta. Tyypilliset kopernikaaniset kraatterit ovat siis suunnilleen sen ikäisiä. Pienten kopernikaanisten kraatterien heittelettä saatiin kerättyä myöhemmillä lennoilla.
Monellakin Apollo-lennolla tuotiin Maahan Imbriumin heittelettä (joidenkin mukaan oikeastaan mitään muuta ei tuotukaan, koska se kontaminoi koko lähipuolen, mutta sekin on jo toinen juttu). Sen ikä on alituisen pähkäilyn alla, mutta lienee jossain 3,87-3,85 miljardin vuoden kieppeillä. Myös Nectariksen heittelettä saatiin analysoitavaksi, ja sen ikäarviot pyörivät neljän miljardin vuoden tienoilla. Orientalen heittelettä ei tiedetä kerätyn.
Noin saadaan siis muutaman tapahtuman absoluuttiset iät selville, ja muita tapahtumia voidaan verrata niihin. Tuo jako on kuitenkin hyvin karkea, joten tarvitaan tarkempi menetelmä, jotta eri alueiden geologiseen historiaan päästään pureutumaan kunnolla. Se perustuu kraatterilaskuihin. Kuudella Apollo- ja kolmella Luna-lennolla (+nyt yhdellä Chang’e-lennolla) saatiin näytteitä eri-ikäisiltä laskeutumisalueilta, ja näiden alueiden pinta-aineksen absoluuttinen ikä voidaan siis määrittää laboratoriossa.Valokuvista ja muusta kaukokartoitusaineistosta voidaan puolestaan määrittää se geologinen yksikkö, esimerkiksi laavavirta, jota kukin näyte edustaa (ei tietenkään oikeasti ihan helppoa). Vuosimiljardien saatossa kaikkialle putoilee keskimäärin samaan tahtiin meteoriitteja, jotka synnyttävät kraattereita. Isoja törmäyksiä tapahtuu vähän, mikroskooppisia puolestaan lukemattomia. Mitä vanhempi pinta on kyseessä, sitä enemmän siihen on siis ehtinyt syntyä kraattereita. Näin ollen tiedetään, että vaikkapa 3,2 miljardin vuoden ikäisellä pinnalla (ikä siis määritetty näytteestä labrassa) on X kpl tuon kokoisia ja Y kpl tämän kokoisia kraattereita pinta-alayksikköä kohti. Kun iältään tunnettuja pintoja on useita, saadaan aikaiseksi käppyrä, jonka avulla voidaan määrittää kraatterilaskujen avulla ikiä myös sellaisille alueille, joilta ei näytteitä ole.
Noin periaatteessa ei siis tarvitse tehdä muuta kuin määrittää iätettävän geologisen yksikön pinta-ala, laskea kraatterien lukumäärä ja mitata niiden halkaisijat, ja käyrältä voidaan lukea absoluuttinen vuosissa mitattava ikä. Käytännössä asia ei tietenkään ole noin yksinkertainen, ja kraatterilaskijat ovatkin ihan oma erikoistunut heimonsa planeettageologien joukossa.
Kraatterilaskuihin perustuva iänmääritys edellyttää tietenkin myös sitä, että törmäysvuo eli törmäysten lukumäärä aikayksikköä kohti tunnetaan koko Kuun geologisen historian ajalta. Käytännössä tämä ei tietenkään ole mahdollista. Se on selvää, että varhaisen aurinkokunnan aikana törmäyksiä tapahtui aivan eri tahtiin kuin nykyään, mutta kiistanalaisempaa on, kuinka nopeasti tahti rauhoittui, ja oliko välillä taas kiivaamman pommituksen aikoja. Jos jossain vaiheessa törmäyksiä tapahtui poikkeuksellisen paljon, se saa pinnan näyttämään vanhemmalta kuin se todellisuudessa onkaan. Nykyisen asteroidipopulaation havaintojen, meteoriittien iänmääritysten, erilaisten teoreettisten mallien ja simulaatioiden avulla on kuitenkin jonkunmoinen käsitys siitä, millainen törmäysvuo on Maa–Kuu-systeemissä ollut eri aikoina.
Marsista ei ole tunnetuilta alueilta peräisin olevia näytteitä, joista olisi voitu ikä määrittää. Osin siksikin eilen onnistuneesti Jezero-kraatteriin laskeutunut Perseverance-kulkija on niin kiinnostava. Sen keräämät näytteet saadaan toivottavasti jossain vaiheessa Maahan tutkittaviksi. Silloin saataisiin myös Marsin suhteelliseen iänmääritykseen ainakin yksi varma(hko) absoluuttinen kiintopiste.
Tällä hetkellä Marsin ja muiden planeettojen kraatterilaskuihin perustuva iänmääritys on melko hataralla pohjalla, sillä vaikka Maa–Kuu-järjestelmän törmäysvuo tunnetaan jotensakin luotettavasti, ei vuo muilla planeetoilla ole ollut sama. Erilaiset mallit antavat esimerkiksi Marsin amatsonisen kauden alkuhetkelle liki puolitoista miljardia vuotta toisistaan poikkeavia arvoja. Näin ollen kraatterilaskujen antamiin ”absoluuttisiin” ikiin etenkin muilla planeetoilla kuin Kuussa kannattaa suhtautua asiaankuuluvalla varauksella.
Ai niin, tuohon kommenttiin paikan päällä käyneiden asiantuntijoiden puutteesta todettakoon, että Apollo 17:n Jack Schmitt on edelleenkin aktiivinen Norjan eklogiiteistä aikoinaan väitellyt geologi, ja että etenkin kolmen viimeisen Apollo-lennon miehistöt olivat heitä kouluttaneiden geologien mukaan varsinkin kenttägeologian osalta pätevämpiä kuin vastavalmistuneet geologit. Eli ihan hyvin heidän kohdallakin voidaan puhua asiantuntijoista.
Toisten aurinkokuntien planeettojen ikien määrittämisestä esimerkiksi naapuriblogisti Mikko Tuomi kykenisi antamaan huomattavasti minua pätevämmän vastauksen. Äärimmäisen nuoria planeettoja ovat tietenkin sellaiset harvinaiset tapaukset, joiden tähden ympärillä näkyy vielä pölyä ja kaasua, josta tähti ja planeetat syntyivät. Tähden koostumuksen ja kirkkauden perusteella erilaisista tähtienkehitysmalleista saadaan sitten vanhemmille tähdille ja sen myötä siis koko kyseiselle eksoplaneettajärjestelmälle jonkunmoinen perusteltu ikäarvio. Tämän puolen yhtään tarkempi pähkäily menee kuitenkin vahvasti minun osaamisalueeni ulkopuolelle.
-
Juttu olisi mielenkiintoinen kuinka pystytään laskemaan auringon, maan, taivaankappaleen ikä tai koko maailmankaikkeuden.
Monessa paikassa kyllä mainitaan että ikä on tämän ja tämän verran mutta mitään perusteluja en ole suomeksi nähnyt muuta kuin maailmankaikkeudelle jonkinlaisen lauseen.Wikipedian mukaan Hubble aikanaan veikkasi kaikkeuden olevan 1,8 miljardia vuotta vanha,
-
Maailmankaikkeuden iästä löytyy suomeksi tekstiä vaikka kuinka paljon. Kannattaa esimerkiksi käväistä kirjastossa tutustumassa tähtitiedehyllyn tarjontaan. Maan ja planeettojen iät perustuvat radiometrisiin iänmääritysmenetelmiin. Noistakin tietoa on kyllä paljon ja helposti saatavilla. Ursan kustantama Chris Turneyn kirja Luut, kivet ja tähdet – Iänmäärityksen tiede on hyvä ja viihdyttävä yleistajuinen johdatus aiheeseen.
-
-
-
Vastaa
Värinää kraatterin reunalla
Aamuyöllä 9.12.1972 kraatterin reunalla tärisi. Sen seurauksena useiden metrien läpimittaisia lohkareita syöksyi alas kraatterin rinnettä satojen metrien ja jopa kilometrien matkan. Henkilö- ja omaisuusvahingoilta kuitenkin vältyttiin.
Illalla puoli kahdeksan maissa 17.2.1979 toisen kraatterin reunalla tapahtui järistys. Ihmiset tunsivat sen vaikutukset 100 km:n säteellä, ja se synnytti talojen seiniin halkeamia. Tuolilta putoamista suurempia tapaturmia se ei kuitenkaan tiettävästi aiheuttanut. Vajaat kymmenen minuuttia myöhemmin tapahtui jälkijäristys, joka sekin tuntui 70 km:n kilometrin päässä järistyksen episentristä.
Koska vuoden 1979 järistykset tapahtuivat Väinön nimipäivänä, ne tunnetaan nimellä Väinön värinät. Pääjäristys on Suomen 50-vuotisen mittaushistorian suurin, eli 3,8 magnitudia. Jälkijäristyskin oli kotimaan mittakaavassa merkittävä, 2,8 magnitudia. Kraatteri, jonka reunalla nämä järistykset tapahtuivat, oli Lappajärvi.
Ensiksi mainittu vuoden 1972 järistys sen sijaan tapahtui Kuussa. Kraatteri, tai paremminkin törmäysallas, jonka reunalla tärisi, oli Orientale. Se on Kuun nuorin monirenkainen törmäysallas ja sijaitsee Kuun etäpuolella juuri läntisen reunan takana. Orientalen altaan syntyajankohtaa ei tarkoin tiedetä, mutta useimmat ikäarviot liikkuvat 3,8 miljardin vuoden tuntumassa. Sen läpimitta on noin 940 km, eli pohjois–etelä-suunnassa lähes koko Suomi mahtuisi Orientalen sisään. Itä–länsi-suunnassa jäisi rutkasti tilaa ylikin.
Journal of Geophysical Research: Planets -lehdessä hyväksyttiin viime vuoden lopulla julkaistavaksi Rupali Mohantyn johdolla tehty tutkimus The Long-lived and Recent Seismicity at the Lunar Orientale Basin: Evidence from Morphology and Formation Ages of Boulder Avalanches, Tectonics and Seismic Ground Motion. Kuten artikkelin pitkä nimikin kertoo, siinä keskityttiin Orientalen törmäysaltaan alueella esiintyvien kuunjäristysten näkyviin todisteisiin. Niitä ovat ennen kaikkea suurten lohkareiden rinteitä pitkin vyöryessään jättämät jäljet.
Orientalen alueella näitä jälkiä on runsaasti altaan eri renkaiden, grabenien (pienehköjen hautavajoamien) ja kraatterien rinteillä. Jälkien ja pienten törmäyskraatterien leikkaussuhteiden – eli pyörikö lohkare vanhemman kraatterin yli vai jäikö vyörymisjälki nuoremman kraatterin peittämäksi – ja kraatterilaskujen avulla intialaistutkijat pystyivät päättelemään, että suuri osa jäljistä on geologisesti äärimmäisen nuoria. Monet syntyivät kenties vain tuhansia tai joissain tapauksissa ainoastaan kymmeniä vuosia sitten. Mohanty ja kumppanit myös osoittivat, etteivät lohkareet lähde vyörymään omia aikojaan, vaan siihen tarvitaan kuunjäristyksiä.
Kuu on siis seismisesti aktiivinen. Tässä ei ole oikeastaan mitään uutta. Yhdysvallat toimitti Apollo-lennoilla vuosina 1969–1972 neljä seismometriä Kuun pinnalle. Niiden avulla alussa mainittu Orientalen reunan järistyskin saatiin suunnilleen paikannettua. Seismometrit toimivat mainiosti vuoteen 1977 saakka, jolloin NASA päätti säästää muutaman taalan ja sammutti ne. NASA on tehnyt vuosikymmenten saatossa lukemattomia idioottimaisia päätöksiä, mutta tutkimuksen kannalta harva on ollut yhtä onneton kuin tuo.
Toiminta-aikanaan seismometriverkon avulla pystyttiin selvittämään, että kuunjäristyksiä on neljää eri tyyppiä. Meteoriittitörmäysten synnyttämiä pinnallisia järistyksiä verkko rekisteröi yli 1700. Massaltaan törmänneet kappaleet vaihtelivat sadasta grammasta sataan kiloon. Syvällä, noin 700–1200 km:n syvyydessä syntyvät järistykset puolestaan liittyvät painovoiman synnyttämään vuorovesi-ilmiöön. Säännöllinen lämpeneminen ja jäähtyminen Kuun vaiheiden tahdissa taas aiheuttaa hyvin pieniä järistyksiä.
Mielenkiintoisin ryhmä ovat ns. matalat järistykset. Ne tapahtuvat noin 20–30 km:n syvyydessä. Niistä on saatu etenkin NASAn LRO-luotaimen huipputarkkojen valokuvien avulla viimeisen vuosikymmenen aikana runsaasti lisätietoja. Matalien järistysten ja niihin kiinteästi liittyvien tektonisten rakenteiden synty on yhdistetty koko Kuun kutistumiseen.
Orientalen reunan järistys joulukuussa 1972 ja muut alueella havaitut todisteet tuoreista tärinöistä eivät kuitenkaan välttämättä liity pelkästään Kuun kutistumiseen. Niiden sijaintiin on ilman muuta vaikuttanut Orientalen törmäysaltaan reunan eli Montes Cordilleran kohoaminen ja syvälle ulottuva rakoilu.
Ajatusta altaiden tai suurien kraatterien vaikutuksesta kuunjäristysten sijaintiin tukee myös se, että 3.1.1975 havaittiin Lorentzin keskusrengasaltaan reunalla suuri järistys. Samoin Schrödingerin reunalla on tuoreita siirrosrakenteita. Kraatterin tai törmäysaltaan reuna on jo lähtökohtaisesti epästabiili muodostuma, ja kun siihen yhdistetään törmäyksen synnyttämä syvälle ulottuva heikkouspinta, on tilanne hyvin otollinen kuunjäristyksen synnylle.
Aivan samasta on kyse 22–23:n kilometrin läpimittaisen ja noin 78 miljoonaa vuotta vanhan Lappajärvenkin kohdalla. Suomen maanjäristykset johtuvat etupäässä Atlantin keskiselänteen levenemisestä. Toinen merkittävä tekijä on jääkauden jälkeinen maannousu, eli mannerjäätikön kallioperään painaman lommon oikeneminen. Lappajärven edelleenkin sata metriä järven pinnan yläpuolella oleva siirrostunut kraatterin reuna tuo tähän alueelliseen jännityskenttään yhden kirjaimellisesti liikkuvan osan lisää. Tätä taustaa vasten ei ole mitenkään yllättävää, että Väinön päivän iltana värisi reippaasti.
Totuuden nimissä on tosin mainittava, että mitenkään yleisesti hyväksytty tuo ajatus Lappajärven kraatterin reunan ja maanjäristysten yhteydestä ei ole. Eipä asiaa ole kyllä tästä näkökulmasta tutkittukaan. Idean toi tiettävästi ensimmäistä ja ainoaa kertaa akateemisessa työssä esiin Andreas Abels Suomen törmäyskraattereita käsitelleessä väitöskirjassaan vuonna 2003. Hän ehdotti ainoastaan Väinön värinöiden liittyvän kraatterin reunan lohkojen liikahteluun.
Lappajärvellä, etenkin sen itäisen reunan tuntumassa on kuitenkin järissyt runsaasti muulloinkin: vuodesta 1970 lähtien Lappajärven reunalla on tapahtunut Väinön värinöiden ohella seitsemän pientä maanjäristystä. Muutoin viidenkymmenen kilometrin säteellä kraatterin keskustasta pieniä järistyksiä on sattunut vain kaksi. En ole seismologi tai tilastotieteilijä, mutta eihän tuota enää sattumalla selitetä. Eikä tässä ole mitään ihmeellistä, vaan Lappajärven reunalle keskittyneet järistykset ovat täysin looginen seuraus törmäyskraatterin synnystä. Kuten Mohantyn ja kumppaneiden tuore tutkimuskin osoittaa, Kuussa törmäysten seuraukset tuntuvat järistyksinä vielä liki neljä miljardia vuotta myöhemmin, joten miksipä ei Lappajärvellä ainoastaan 78 miljoonan vuoden jälkeen, vaikka merkittävästi pienemmästä kraatterista kyse onkin.
Kaikki tämä on tietenkin tieteellisesti tavattoman kiehtovaa. Asialla on ainakin tulevaisuudessa myös käytännöllinen puolensa. Alajärvellä, Vimpelissä ja Lappajärvellä ei talon tai mökin paikkaa suunniteltaessa tarvitse mahdollisia maanjäristyksiä ottaa huomioon, mutta Kuussa tilanne on hieman toinen.
Orientalen alue on tieteellisesti erittäin kiinnostava, ja on selvää, että jossain vaiheessa sieltä näytteitä haetaan. Orientalen näytteiden hakemisessa tullaan epäilemättä käyttämään samaa lähestymistapaa kuin Joe Bidenin uutta työhuonetta koristavan, Apollo 17:n Jack Schmittin keräämän kuukiven 76015,143 tapauksessa: korkealta rinteeltä vyörynyt lohkare tarjoaa mahdollisuuden saada näytteitä sijainniltaan tunnetusta ja geologisesti erittäin mielenkiintoisesta kohteesta, joka on kuitenkin niin astronauteille kuin mönkijöillekin turhan vaarallinen. Orientalen altaan ulommilta renkailta alas pyörineet pulterit mahdollistaisivat Orientalen altaan syntyhetken ja samalla koko Kuun imbrisen kauden päättymishetken määrittämisen. Tällä olisi kauskantoiset vaikutukset Kuun ja koko sisemmän aurinkokunnan kehityshistorian ymmärtämiselle. Näytteitä sieltä siis kannattaa hakea, mutta pidempiaikaista kuuasemaa renkaiden juurelle ei olisi järin fiksua pystyttää.
Kuunjäristyksillä on myös ominaisuus, joka kuuasemia suunnittelevien arkkitehtien on syytä huomioida. Maapallon järistykset ovat lyhytkestoisia. Normaalisti ne kestävät sekunteja, tai suurten järistysten tapauksessa joitain kymmeniä sekunteja. Yksi merkittävä tekijä Maan järistysten nopeassa vaimenemisessa on veden esiintyminen niin maapallon kuoressa kuin syvemmällä vaipassakin. Kuussa vaimentavaa vettä ei ole. Niinpä Kuu jää ”soimaan” järistysten sattuessa hyvinkin yli kymmeneksi minuutiksi. Tämä asettaa kuuaseman rakenteiden järistyksenkestolle aivan erilaiset vaatimukset kuin muutaman sekunnin tärähdys.
Törmäyskraattereiden synty on niin geologian kuin arkielämänkin aikaperspektiivissä tavattoman nopea prosessi. Niiden jäähtyminen kestää monta kertaluokkaa kauemmin, eli kraatterin koosta ja olosuhteista riippuen tuhansia tai miljooniakin vuosia. Kuten Orientale ja kaikesta päätellen myös Lappajärvi osoittavat, kraatterien reunat voivat kuitenkin nitkahdella lopullista sijaansa etsien kymmeniä miljoonia ja jopa miljardeja vuosia. Noiden ajanjaksojen valtavuutta voi yrittää ymmärtää, kun seuraavan kerran ihailee Kuuta tai vaeltaa Lappajärven kaunista reunaa pitkin.
4 kommenttia “Värinää kraatterin reunalla”
-
”Lappajärven edelleenkin sata metriä järven pinnan yläpuolella”, täh? Edes Pyhävuori ei ole sataa metriä järven pinnan yläpuolella.
-
No, jos uskomme Maanmittauslaitosta, Lakis on noin 171,9 m merenpinnan yläpuolella, Lappajärven pinta puolestaan 70,4 m. Vaikka minulla huono matikkapää onkin, olen aika varma siitä, että noiden erotus on pikkuisen yli sata metriä. Pyhävuori jää parikymmentä metriä matalammaksi.
-
-
Jorma Lamminen sanoo:
Mielenkiintoinen paljon uutta tietoa sisältävä kirjoitus maalikolle. Maannousu on minulle entuudestaan tuttu, muistaisin että tällä sisämaassa se on 7mm/v ja rannikolla 10 mm/v. Uutta tietoa on Atlantin keskiselänteen leveneminen ja kraaterin reunan paikkansa hakeminen ja näiden suuri vaikutus Lappajärven järistyksille. En ole näiden asioiden suhteen mitenkään aktiiivinen, vaikka Lappajärven kreeterin reunan erikoisia kiviä olenkin keräillyt ja lähettänyt jopa Geoloogiselle tutkimuslaitokselle tutkittavaksi. Kuusta en muista koskaan kuulleeni vastaavaa.
-
Kiva kuulla, että juttu kiinnosti! Maannousu on tosiaankin tuota luokkaa. Hieman tarkemmin tuota maannousutahtia voi vilkaista esim. tältä MML:n sivulta: https://www.maanmittauslaitos.fi/tutkimus/teematietoa/maannousu
-
Vastaa
Bennun kiviä odotellessa
Mennyt joulukuu oli planeettageologien kannalta tavattoman jännittävää aikaa. Kiinalaiset toivat Chang’e-5 -luotaimen mukana yli 1,7 kiloa Kuun kiviä ja murskaantunutta pinta-ainesta. Nämä olivat ensimmäiset uudet Kuun pinnalta noudetut näytteet sitten vuoden 1976. Kiinalaisten talteen saama näytemäärä on yli viisi kertaa niin suuri kuin Neuvostoliiton kolmen onnistuneen Luna-näytteenhakulennon saalis yhteensä. Yhdysvaltain Apollo-lennoilla aikoinaan kuudesta eri paikasta tuomaan 382 kiloon on toki matkaa, mutta budjettikin oli amerikkalaisilla hieman suurempi.
Toinen globaaleja riemunkiljahduksia aiheuttanut joulukuinen tapahtuma oli Japanin Hayabusa2-luotaimen paluukapselin onnistunut laskeutuminen. Sen mukana maapallolle saatiin kaasuja ja jopa sentin kokoisia kiviä asteroidi (162173) Ryugulta. Tämä oli jo Japanin toinen menestyksekäs näytteenhakulento asteroidilta, sillä vuosikymmen sitten saatiin Maahan tutkittavaksi vajaa gramma kiviainesta asteroidi (25143) Itokawalta.
Yhdysvallat ei ole vielä toistaiseksi saanut toimitettua asteroidilta haettua näytettä Maahan. NASAn OSIRIS-REx -luotain1 kuitenkin onnistui lokakuussa ottamaan näytteitä asteroidi (101955) Bennun2 pinnasta. Kiviainesta saatiin Bennun pohjoisosista 140-metrisen kraatterin sisällä olevalta epävirallisesti nimellä Nightingale eli Satakieli tunnetulta tasaisemmalta alueelta. Tavaraa tuli niin paljon, että osa siitä karkasi avaruuteenkin. Tutkijaryhmä on arvellut, että huolimatta joidenkin kivien lipeämisestä näyteastiasta ulos, näytteitä saatiin reilusti yli 60 grammaa.
Tällä hetkellä OSIRIS-REx etääntyy hiljalleen Bennusta. Paluu Maahan on suunniteltu vuoden 2023 syyskuun loppupuolelle. Jos kaikki sujuu ongelmitta, selviää silloin, kuinka suuri satsi Bennua onnistuttiin keräämään.
Näytteenhaun merkitys
Maahan tippuu jatkuvasti tonnikaupalla ilmaisia näytteitä asteroideilta. Näitä kutsutaan meteoriiteiksi. Syöksy Maan ilmakehän läpi parinkymmenen kilometrin sekuntinopeudella on kuitenkin rankka kokemus. Heikompien asteroidien kappaleet eivät pääse ilmakehän läpi lainkaan, ja jämäkämpääkin tekoa olevat kärsivät pahasti, jolloin niiden alkuperäinen koostumus ja rakenne muuttuvat. Näytteenhakulennoilla voidaan siis saada tutkittavaksi ainesta, jota ilmaiseksi ei ole tarjolla.
Lisäksi meteoriittien ongelmana tutkimuksen kannalta on, että hyvin harvinaisia Kuusta, Marsista ja protoplaneetta (4) Vestasta peräisin olevia kiviä lukuun ottamatta meteoriittien emäkappaletta ei tunneta (ja Vestankin tapauksessa lähtöpaikka voi hyvin olla joku sen kanssa samaan porukkaan kuuluva vestoidi, eikä itse Vesta). Ja vaikka emäkappale tiedettäisiinkin, kellään ei ole mitään käsitystä tarkasta kohdasta, josta törmäys on aineksen avaruuteen ja lopulta aina Maahan saakka singonnut.
Pätevä geologi voi satunnaista kivenmurikkaa aikansa yksityiskohtaisesti syynättyään kertoa sen elämäntarinan – tai ainakin yhden mahdollisen elämäntarinavaihtoehdon – varsin seikkaperäisesti. Tarina kuitenkin tarkentuu ja saa uusia sivujuonia, kun näytteen löytöpaikka tunnetaan. Juuri tämän geologisen kontekstin vuoksi näytteenhakulennot niin Kuusta kuin asteroideiltakin, sekä toivottavasti läheisessä tulevaisuudessa myös Marsista, ovat planeettatutkimuksen kannalta ensiarvoisen tärkeitä.
Marraskuun alussa, epäilemättä näytteenoton mediaspektaakkelin tuomaa maksimaalista PR-hyötyä tavoitellen, Science- ja Science Advances -verkkolehdissä ilmestyi joukko Bennua käsitteleviä artikkeleja. Niissä käytiin läpi keskeisimmät asiat, jotka joulukuusta 2018 alkaen OSIRIS-RExin monilla mittalaitteilla on Bennusta saatu selville.
Miksi Bennu?
Bennu on aika tavallinen hiilipitoinen asteroidi. Sellaisten oletetaan kuuluvan aurinkokuntamme alkukantaisimpiin jäseniin. Geologiset prosessit eivät siis ole suuremmin Bennun muinaisia kiviä päässeet muokkaamaan, vaan ne ovat melko pitkälti samassa kuosissa kuin pian syntynsä jälkeen. Ero hyvin monimuotoisiksi maailmoiksi kehittyneisiin Marsiin ja Kuuhun, tai jopa asteroidivyöhykkeen suurimpiin kappaleisiin (1) Cerekseen ja Vestaan on mitä melkoisin. Geologit tykkäävät tutkia syntyjä syviä, joten varhaisen aurinkokuntamme olosuhteiden ja siellä vaikuttaneiden prosessien selvittäminen on monen kivitutkijan mielestä erityisen kiehtovaa hommaa.
Kutkuttava Bennu on samalla myös yksi vaarallisimmista tunnetuista Maata mahdollisesti joskus tulevaisuudessa uhkaavista asteroideista. Se syntyi todennäköisesti Marsin ja Jupiterin välisen asteroidivyöhykkeen sisemmässä osassa. Sieltä se erinäisten omituisten säteily- ja painovoimailmiöiden seurauksena päätyi nykyiselle radalleen, jonka kauimmainen piste on Marsin radan kieppeillä. Lähimmillään Bennu leikkaa Maan radan ja tulee sen sisäpuolelle. Yksi syy juuri Bennun valikoitumiseksi OSIRIS-RExin tutkimuskohteeksi olikin se, että se on ainakin periaatteessa uhkana maapallollemme.
Asteroiditörmäys on ainoa suuri luonnonmullistus, jonka estämiseksi ihmiskunta voi halutessaan tehdä jotain. Jotta joskus tulevaisuudessa osataan valita sopivin torjuntamenetelmä ja estää Bennun tai sen kaltaisten kappaleiden uhkaava törmäys, on syytä olla hyvin tarkkaan perillä Bennun ominaisuuksista. ”Tunne vihollisesi”, kuten jo Sun Tzu opasti.
Bennun globaalit ominaisuudet
Silmiinpistävin piirre vajaan 500 metrin läpimittaisessa Bennussa on sen muoto. Bennu, aivan samoin kuin hieman suurempi Ryugu, on päiväntasaajan kohdalta levinnyt voimakkaasti: Bennun ekvaattorisäde on noin 30 m suurempi kuin keskisäde. Keskileveysasteilla Bennun säde taas on viitisentoista metriä keskimääräistä pienempi. Ekvaattoripullistuma on myös keskimääräistä harvempaa ainesta. Sitä kertyy edelleen hiljalleen Bennun päiväntasaajan tuntumaan.
Vyötärölihavuuden siemenet niin asteroideilla kuin ihmisilläkin on kylvetty jo syntyessä, eikä sille sen jälkeen kovin helposti mahda mitään. Bennun emäkappale oli nykyistä Bennua huomattavasti suurempi, läpimitaltaan luultavasti suunnilleen sadan kilometrin hujakoilla. Jossain vaiheessa siihen törmäsi kohtalaisen suuri kappale, kuten aurinkokunnan villin nuoruuden aikaan tyypillistä oli. Törmäys synnytti heittelepilven. Siitä ajan myötä oman painovoimansa vaikutuksesta muodostui kasauma erikokoisia lohkareita, jotka alkujaan olivat peräisin hyvin eri syvyyksiltä emäkappaleesta. Reipastahtisen pyörimisen (Bennun nykyinenkin, jo hidastunut pyörähdysaika on noin 4 tuntia 18 minuuttia) seurauksena keskipakoisvoima kasasi ainesta ekvaattorille synnyttäen Bennulle ja monille muille pienille asteroideille tyypillisen muodon. Kun pieni asteroidi syntyy kasautumalla törmäysjätteistä, sille nyt vain muodostuu pullea vyötärö.
Äkkiseltään vilkaisten Bennu näyttää melko symmetriseltä. Sen pallonpuoliskot ovat kuitenkin erilaiset. Eteläinen puolisko on huomattavasti pyöreämpi, sen korkeuserot ovat pienemmät, ja myös pintamateriaali on homogeenisempaa kuin pohjoisessa. Eteläosa on myös 10 ja 30 cm:n mittakaavoissa huomattavasti tasaisempi kuin pohjoinen. Tämä johtuu pohjoisen suuremmasta lohkareisuudesta. Pohjoisesta löytyy myös enemmän merkkejä lohkareiden liikkeistä.
Vaikka Bennu erittäin löyhä kappale onkin, on sillä kuitenkin jonkinmoista suuren mittakaavan sisäistä rakennetta. Jo OSIRIS-RExin tutkimusten alkupuolella havaittiin, että Bennun navalta toiselle ulottuu neljä harjannetta. Pohjoisella pallonpuoliskolla ne ovat selväpiirteisempiä, kun etelässä ne ovat enimmäkseen peittyneet myöhempien kerrostumien alle. Ainakin tällä hetkellä vallalla on malli, jonka mukaan harjanteet ovat seurausta Bennun ekvaattoripullistumankin aiheuttaneesta pyörimisnopeuden kiihtymisestä joskus hyvin varhain sen nuoruudessa, jolloin Bennu oli tukevasti vielä asteroidivyöhykkeellä. Kiihtymisen myötä Bennu osittain hajosi neljäksi kiilamaiseksi kappaleeksi, jotka edelleen näkyvät harjanteina. Itse pyörimisen kiihtyminen saattoi olla seurausta aineksen kasautumisesta Bennun pinnalle, tai johtua lämpösäteilyn kummallisuuksista.
Aikoinaan tieteiskirjailijat Jules Verne (1828–1905), H. G. Wells (1866–1946) ja Edgar Rice Burroughs (1875–1950) kirjoittivat vetäviä tarinoita ontoista planeetoista. Tuolloin kuitenkin jo tiedettiin, että itse Edmond Halleyn (1656–1742) parisataa vuotta aiemmin suosima idea oli mahdoton. Jostain syystä eräitä humpuukimaakareita umpipöhkö ajatus ontosta Maasta viehättää edelleen. Bennun ja mahdollisesti muiden pienten asteroidien kohdalla jonkinasteinen ”onttous” voi kuitenkin olla ihan pätevä malli. Painovoimamittausten perusteella sen sisusta on nimittäin hyvin harvaa ainesta. Varmaa selitystä harvalle sisustalle ei ole, mutta sekin voi selittyä muinaisella nopealla pyörimisellä.
Aktiivisuus
Bennun vähäinen painovoima toi OSIRIS-RExin tutkijoille mukanaan iloisen yllätyksen. Ennen luotaimen saapumista Bennun läheisyyteen ei kukaan osannut arvata, että Bennu sylkisi pikkukiviä avaruuteen. Se ei vaan kuulu asteroidien olemukseen. Komeetat sisältävät runsaasti vettä ja muita herkästi haihtuvia aineita, joten niille aktiivisuus on etenkin Auringon lähellä ollessaan osa perusluonnetta. Jättiläisplaneettojen kuut taas ovat valtavien vuorovesivoimien riepottelemia, joten niiltäkin lentää kiveä ja vettä avaruuteen. Aktiiviset asteroidit sen sijaan ovat ainakin nykytiedon valossa melko harvinaisia. Bennun kuitenkin havaittiin pruuttaavaan tyypillisesti vajaan sentin läpimittaisia hiutaleita. Niistä vain pieni osa päätyy takaisin Bennun pinnalle. Tämä voi ainakin osaltaan olla selittämässä sitä, että suuria lohkareita Bennun pinnalla on yllättävänkin runsaasti, mutta hienoainesta kovin niukalti.
Täyttä varmuutta Bennun hiutaleita heittävästä mekanismista ei ole, mutta vahvimmalta kandidaatilta vaikuttaa lämpölaajenemisen ja -supistumisen aiheuttama rakoilu. Kun painovoima on mitätön, vähäiseltäkin vaikuttavat prosessit riittävät kiihdyttämään pienet kappaleet yli Bennun pakonopeuden.
Koostumus
Yksi tärkeimmistä OSIRIS-RExin tutkimuskohteista oli tietenkin Bennun koostumus. Globaalin koostumuksen ja sen vaihtelun tunteminen on kullanarvoista, kun Nightingalen alueelta saatujen näytteiden pohjalta aletaan kasata yhä yksityiskohtaisempaa kuvaa Bennun geologisesta historiasta. Jo ennen OSIRIS-RExiä tiedettiin Bennun olevan pinnaltaan hiilirikas asteroidi. Bennun ja muiden sen kaltaisten ns. C-kompleksin asteroidien spektreille tunnetaan myös kohtalaisen hyvät vastineet meteoriittikokoelmista, eli CM- ja CI-tyypin hiilikondriitit. Runsaan hiilipitoisuuden vuoksi niin C-asteroidit kuin hiilikondriititkin ovat hyvin tummia.
Orgaanisten3 hiiliyhdisteiden ohella Bennun pinnalla esiintyy runsain määrin jotain magnesiumia paljon sisältävää verkkosilikaattia. Verkkosilikaatteja ovat esimerkiksi meikäläisistä graniittisista kivistä tutut tummat ja vaaleat kiilteet, sekä talkki. Paras spektroskooppinen vastine Bennun pinnalle on serpentiini. Nyt ei siis puhuta siitä paperisotkusta, jota etenkin näihin aikoihin ja vapun tienoilla löytyy ihan liian monesta paikasta, vaan mineraalista. Serpentiini on mineraali(ryhmä), joka suomalaisille lienee tutuin osana vuolukivitakkoja.
Maapallolla serpentiiniä syntyy ultramafisten eli hyvin tummien, niukasti piidioksidia sisältävien kivien muuttuessa kuumien vesiliuosten vaikutuksesta. Samanlainen syntyhistoria oletetaan myös Bennun ja hiilikondriittien serpentiinille. Välittömästi syntynsä jälkeen Bennun emäkappale oli huomattavasti lämpimämpi kuin nykyisin. Sen ansiosta vesi pääsi virtaamaan kiviaineksen seassa ja muuttamaan sen koostumusta. Bennu ei siis ole ihan alkuperäisintä aurinkokuntamme ainetta, vaan luultavasti jokusen miljoona vuotta nuorempaa ja kauttaaltaan lämpimän veden muokkaamaa materiaalia.
Kaikkialle levittäytyneen koostumukseltaan serpentiinimäisen verkkosilikaattimöhnän lisäksi Bennun lohkareissa nähdään jotain jännempääkin. Siellä täällä tummissa kivissä erottuu muutamasta sentistä jopa viiteentoista senttiin leveitä ja peräti puolentoista metrin mittaisiksi yltäviä vaaleita juonia. Spektrin perusteella ne ovat muodostuneet karbonaattimineraaleista, eli lähinnä kalsiitista (tunnetaan myös nimellä kalkkisälpä, CaCO3) ja vähäisemmässä määrin muista kalsiitin lähisukulaisista. Nämä ovat Bennun emäkappaleen sisustan avoimissa raoissa kierrelleistä vesiliuoksista kiteytyneitä mineraaleja. Emäkappaleeseen tapahtuneen suuren törmäyksen seurauksena tällaisia alkujaan syvemmällä syntyneitä kiviä löytyy nyt sikin sokin lähempänä pintaa syntyneiden tummempien lohkareiden seasta.
OSIRIS-RExin kartoitustyön ansiosta meillä alkaa olla jo kohtalaisen hyvä kuva Bennun yleisestä olemuksesta. Aineistossa riittää silti tutkittavaa vielä vuosiksi eteenpäin. Kaukokartoitusaineisto ei kuitenkaan mitenkään voi korvata näytteitä. Esimerkiksi kiertoradalta tehtävien koostumusmääritysten ongelma on, että spektrisignaali tulee pinnan ylimmistä mikrometreistä. Tämä pintakerros on jatkuvan hiukkas- ja mikrometeoriittipommituksen eli avaruusrapautumisen kohteena, joten se ei vastaa hieman alempana olevan aineksen koostumusta tai muitakaan ominaisuuksia. Lisäksi hiilipitoisten asteroidien avaruusrapautuminen tunnetaan paljon heikommin kuin kiviasteroidien tapauksessa. Lisäksi Bennulla avaruusrapautumisen aiheuttamat spektrimuutokset tuntuvat toimivan hieman eri tavoin kuin perinteisesti on totuttu ajattelemaan. Niinpä Bennun näytteiden vertaaminen kaukokartoitushavaintoihin tulee olemaan erittäin hyödyllistä yritettäessä ymmärtää Bennun ja muiden sen kaltaisten yleisten asteroidien historiaa ja kehitystä.
OSIRIS-RExillä on siis mukanaan korvaamattoman arvokas kuorma. Onkin todella syytä toivoa, että amerikkalaiset onnistuvat 24.9.2023 Utahissa siinä missä joulukuussa kiinalaiset Mongoliassa ja japanilaiset Australiassa.
1Koko nimeltään Origins, Spectral Interpretation, Resource Identification, Security – Regolith Explorer. Jopa akronyymejä rakastavan NASAn mittapuulla tämä on aika kaamea nimi… oi niitä aikoja, kun planeettaluotaimet olivat Rangerejä, Pioneerejä, Marinerejä ja Voyagereja.
2Bennu oli muinaisessa Egyptissä palvottu jumala, joka kytkeytyi Aurinkoon, luomiseen ja uudelleensyntymiseen. Se esiintyi yleensä linnun hahmossa. Eri aikakausien kirjoitusten tulkintojen perusteella Bennuun on yhdistetty niin keltavästäräkki kuin harmaahaikarakin. Voi kuitenkin hyvin olla, että jumalkuvan taustalla on ollut sittemmin sukupuuttoon kuollut, Yhdistyneiden arabiemiraattien alueelta löydetty kaksi metriä pitkä ja 2,7 m:n siipivälin omannut ”bennuhaikara” (Ardea bennuides). Asteroidi Bennu sai nimensä nimeämiskilpailussa, jonka voittajan mukaan OSIRIS-REx näytteenottovarsineen muistutti Egyptin Bennua. Nimivalinnan seurauksena Bennun pinnanmuodot nimetään mytologisten lintuhahmojen ja satulintujen mukaan. Niinpä Bennun pinnalta löytyy esimerkiksi Tolkien-fanien iloksi suuri lohkare nimeltään Thorondor Saxum.
3Sanottakoon selvyyden vuoksi taas kerran, että orgaaniset yhdisteet eivät viittaa elämään, ainoastaan hiiliyhdisteisiin, joissa hiiliatomit ovat liittyneet kovalenttisin sidoksin yleensä vetyyn, mutta myös esimerkiksi typpeen tai happeen.
Vastaa
Maija Grotell ja hänen kraatterinsa
Aurinkokunnassamme vilisee suomalaisnimiä. Eniten suomalaisiin törmää Marsin ja Jupiterin välissä sijaitsevalla asteroidivyöhykkeellä. Lähinnä Yrjö Väisälä (1891–1971), Liisi Oterma (1915–2001) ja Heikki Alikoski (1912–1997) löysivät sieltä liki pari sataa uutta pikkuplaneettaa eli asteroidia. He kaikki saivat myös itsensä mukaan nimetyn asteroidin, Väisälä kaksikin, eli (1573) Väisälän ja (2804) Yrjön.1
Kuuluisin aurinkokunnan suomalaisista lienee epäilemättä Jean Sibelius (1865–1957). Hän ei henkilönä juuri esittelyjä kaipaa. Sibeliuksen läpimitaltaan 94-kilometrinen kraatteri sijaitsee Merkuriuksessa, jonka kraatterit on nimetty erilaisten taiteilijoiden mukaan. Merkuriuksen pinnalta löytyy myös toinen kiehtova suomalaistaiteilija. Hänen saavutuksensa vain ovat Suomessa jääneet valitettavan tuntemattomiksi.
Majlis “Maija” Grotell oli 1900-luvun keramiikan valmistuksen ja opetuksen pioneereja. Hän oli Siuntiossa syntyneen ja myöhemmin Lohjan Maksjoella vaikuttaneen maakauppias Karl Gustaf Grotellin (1849–1917) ja Selma Aurora Grotellin (o.s. Wiens; 1863–1953) tytär. Taiteellisuutensa äidiltään perinyt Maija syntyi Helsingissä vuonna 1899.
Grotell rahoitti opiskelunsa Ateneumin Taideteollisessa oppilaitoksessa vuosina 1920–1926 työskentelemällä tekstiilisuunnittelijana ja Kansallismuseossa piirtäjänä. Professori Alfred William Finch (1854 – 1930), silloin Suomen ainut keraamikan opetusviran haltija, kuului harvoihin, jotka kannustivat nuorta Grotellia opintoaikanaan Ateneumissa. Maija Grotell kohtasikin saman ongelman kuin Suomessa pieneltä alalta valmistuneet tänäkin päivänä: jos halusi tehdä koulutustaan vastaavaa työtä, oli lähdettävä ulkomaille.
Niinpä vuonna 1927 Grotell muutti New Yorkiin, josta löysi kolmessa päivässä töitä. Yhdentoista vuoden ajan hän työskenteli ja opetti New Yorkin ja New Jerseyn alueella, mm. Rutgersin yliopistossa. Hänen työnsä herättivät Yhdysvaltojen merkittävimpiin taideoppilaitoksiin kuuluvaa Cranbrook Academy of Artia suunnitelleen ja myös johtaneen arkkitehdin ja maanmiehensä Eliel Saarisen (1873–1950) mielenkiinnon. Saarinen saikin vuonna 1938 houkuteltua Grotellin Cranbrookin keramiikkaosaston johtajaksi. Siinä virassa hän toimi eläköitymiseensä vuonna 1966 saakka. Myös Eero Saarisesta (1910–1961) tuli Grotellin uralla merkittävä hahmo, sillä nuorempi Saarinen käytti Grotellin kehittämiä lasitettuja tiiliä yhdessä merkittävimmistä töistään, eli General Motorsin teknologiakeskuksen verhoiluissa.
Grotell tunnetaan erityisesti vaaseistaan ja täysin uudenlaisten lasitustekniikoiden kehittämisestä. Niistä hänet myös palkittiin moneen kertaan. Arvostuksesta huolimatta kenties pysyvimmän jäljen hän jätti keramiikkataiteeseen opettajana. Hänet tunnetaankin Yhdysvaltain keramiikkataiteen äitinä. Maija Grotell kuoli itsenäisyyspäivänä vuonna 1973.
Vuonna 2012 kansainvälinen tähtitieteellinen unioni IAU kunnioitti Maija Grotellia nimeämällä viralliselta läpimitaltaan 48-kilometrisen kraatterin Merkuriuksen pohjoisilta tasangoilta (kohdasta 71,1°N, 31,6°W) hänen mukaansa.
Grotell on kaunis ja varsin nuori kraatteri. Sitä ympäröi hyvin säilynyt heittelekenttä, joten se on iältään todennäköisesti kuiperinen. Toisin sanoen Grotell syntyi ilmeisesti Merkuriuksen nuorimmalla, edelleen jatkuvalla geologisella kaudella.
Grotellin vuosissa mitattava ikä on sen sijaan hyvin vaikeasti määriteltävissä. Pohjoiset tasangot, joiden laavoihin Grotell muodostui, ovat ikämallista riippuen joko noin 2,5:n tai jopa 3,7:n miljardin vuoden ikäisiä. Grotell on siis näitä nuorempi, mutta kukaan ei tiedä tarkasti, kuinka paljon. Jos Grotell tosiaan on kuiperinen, kuten vaikuttaa, sen ikä voisi olla alle 280 miljoonaa vuotta. Mikäli se sen sijaan on mansurinen, sen ikä olisi nykyisten mallien mukaan alle 1,7 miljardia vuotta.2
Grotell on näyttävä kompleksikraatteri. Se on reunan harjalta pohjalle mitaten parisen kilometriä syvä. Keskuskohouma nousee tasaiselta pohjalta noin 800 m:n korkeuteen. Täysiverisille kompleksikraattereille tyypillisesti Grotellin reunat ovat romahtaneet porras- eli terassimaisesti.
Lännessä kraatterin reunan terassivyöhyke on kuitenkin levinnyt häkellyttävästi. Siellä Grotellin ulkoreuna muodostuu kahdesta yhtä korkeasta reunaharjanteesta. Niiden sisäpuolella on kolmas ”reuna”, joka on vain satakunta metriä edellisiä alempana. Tämä reunasegmentti on lähes viivasuora reilun kahdenkymmenen kilometrin matkalla. Sen suunta luultavasti heijastelee jotain muinaista pohjoisluode–eteläkaakko-suuntaista alueellista kallioperän heikkousvyöhykettä.
Grotell syntyi tektonisen harjannesysteemin päälle, ja etenkin sen pohjoispuolella on pohjoisluode–eteläkaakko-suuntaisia tektonisia rakenteita. ”Sisäreunan” suunta ei siten ole mitenkään omituinen. Yleensä vain tällaisten rakenteellisesti kontrolloitujen kraatterien hallitsevat suorat reunasegmentit ovat nimenomaan kraatterin reunalla, eivät merkittävästi sen sisäpuolella. Ja jos sisempi segmentti onkin suora, vastaa sen suunta yleensä varsinaisen reunan suuntaa. Grotellin tapauksessa nämä kuitenkin poikkeavat rajusti toisistaan.
Maija Grotell valmisti vaaseja ja maljoja – siis vain hieman mutkia suoristaen klassisia krateereja – jotka hänen valmistusmenetelmänsä ja tyylinsä ansiosta kuitenkin asiaan vihkiytyneelle erottuvat välittömästi muista. Grotellin kraatterissa taas on monia piirteitä, joiden ansiosta sitä voi pitää klassisena kompleksikraatterina. Hyvin erikoislaatuinen reuna tekee siitä kuitenkin poikkeusyksilön, joka kiinnittää kraattereista kiinnostuneiden huomion välittömästi. Grotell on siis hyvinkin Maija Grotellin arvoinen kraatteri.
1Myös eräs helpommin havaittava Väisälä löytyy. Lukuisissa kuunäytöksissäkin on ihasteltu Kuun monimuotoisimpiin tuliperäisiin alueisiin kuuluvalla Aristarchuksen ylängöllä sijaitsevaa 8 km:n läpimittaista Väisälän kraatteria.
2Mansuriset ja kuiperiset kraatterit voidaan erottaa toisistaan säteiden perusteella. Kuussa kopernikaaninen sädekraatteri Copernicus vastaa Merkuriuksen kuiperisia kraattereita, säteetön Eratosthenes puolestaan mansurisia. Grotellin tapauksessa ongelmaksi muodostuu, ettei siitä ole hyviä kuvia sellaisissa valaistusolosuhteissa, joiden perusteella säteiden olemassaolosta voisi olla täysin varma.
3Merkuriuksen omituisesta kierto- ja pyörähdysajan suhteesta johtuen käsitteet ”aamu” ja ”ilta” ovat hiukan hankalasti määriteltäviä. Tässä kuitenkin ”aamulla” tarkoitetaan aikaa, jolloin Aurinko paistaa matalalta idästä. ”Illalla” Aurinko on vastaavasti matalalla lännessä, aivan kuten Maassakin.
2 kommenttia “Maija Grotell ja hänen kraatterinsa”
-
Seniorikosmetologi sanoo:
Vaikka bloginpitäjän aihepiiri ei kuulukaan omalla kohdallani suurinta mielenkiintoa herättäviin, luen näitä kirjoituksia aina mielelläni, koska ne ovat erinomaisen selkeästi ja hyvällä suomen kielellä kirjoitettuja. Myös havaintokuvat ja grafiikka ovat aina erinomaisia. Samanlainen kiitos kuuluu myös ”naapuribloggaaja” Mikko Tuomelle. Jatkakaa samaan tyyliin.
-
Kiitokset kommenteista, ihan tässä meinaa punastua… Oikein mukava kuulla, että jutut miellyttävät!
-
Mielenkiintoisia tutkimuksia ja kertomuksesi kuvineen.
Löysin Perniöstä, mökkitontilta 1990-luvulla kaksi erityistä kivettymää, kaivaessani ojaa uuden kasvimaan viereen – jota ei ennen kaivettuna tai ainakaan vuosikymmeniin. Normaalia kiveä oli noin kuutiometrin kasaan. Em. kaksi kivettymää oli runsaat 5 senttiä – toinen soikea litteä, toinen muutamasta sentistä siuppeneva kartio. Molemmat samaa tyyppiä, hopeahkon väriä, melko painavia kiveksi. pinta niissä tasaisen sileähköä, pienellä rosoisuudella – joka osottautui suurennoksella tasapintaisena lasimaisella pallomuodostelmana. kiilsivät vähän kuin ylimmässä kuvassa, mutta tasapintaisena ja kiiltävän hopeisena siis.
En tiennyt mitä oli ja pienemmän lähetin museovirastolle (tontilta olin 1980-luvulla löytänyt rautakautisen keihäänkärjen heille), mutta eivät mitään vastanneet. Toisen annoin veljelleni lupauksellaan selvittää siitä kaveriltaan – jäi sille tielleen kadoksiin. En enää tontilla ollut, joka perinnönjaossa toisaalle meni.