Kraatterin reunalta

Donitsi kulhossa – Mitä konsentrisesti muokatut kraatterit ovat?

1.4.2021 klo 08.00, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Havaitseminen , Kraatterien morfologia , Kraatterit , Kuu , Törmäykset , Vulkanismi

”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:

1. kraatterin reunan sisäpuolella oleva reunaan nähden konsentrinen harjanne
2. poikkeuksellisen vähäinen syvyys
3. sijainti lähellä mare-alueita tai pienempiä mare-läiskiä, mutta ei yleensä niiden keskellä
4. konsentrinen harjanne koostuu samasta materiaalista kuin ympäristö
5.  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.

---

Perseverance, Ingenuity ja Jezero-kraatterin tumman kerroksen ikä

30.3.2021 klo 08.00, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Jokiuomat , Kraatterit , Mars , Sedimentaatio , Vesi , Vulkanismi

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.

---

Venus ja Afrodite

1.3.2021 klo 08.00, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Venus , Vuoristot

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.

---

Alabamasta Kuun karttoihin

26.2.2021 klo 19.01, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Havaitseminen , Historia , Kraatterit , Kuu , Nimistö

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.

---

Kuun törmäysaltaat ja meret – kaksi eri asiaa

31.1.2021 klo 23.40, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Historia , Kuu , Mars , Nimistö , Törmäysaltaat , Vulkanismi , Vuoristot , Yleinen

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.

---

Värinää kraatterin reunalla

28.1.2021 klo 13.26, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Kraatterit , Kuu , Maa , Maanjäristykset , Suomi , Tektoniikka , Törmäysaltaat , Vuoristot

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.

---

Bennun kiviä odotellessa

31.12.2020 klo 20.50, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: asteroidit , Aurinkokunta , Bennu , Meteoriitit , Mineralogia

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.

---

Maija Grotell ja hänen kraatterinsa

17.12.2020 klo 08.00, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Aurinkokunta , Historia , Kraatterit , Merkurius , Suomi

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.

---

Chang’e-5 ja kuututkimuksen uusi kulta-aika

30.11.2020 klo 19.44, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Geokemia , Kuu , kuulennot , Tulivuoret , Vulkanismi , Yleinen

Kiina laukaisi viime viikolla Chang’e-5 luotaimen onnistuneesti kohti Kuuta. Kyseessä ei ole mikä tahansa kuuluotain. Sen tavoitteena on nimittäin hakea ainakin pari, ehkä jopa nelisen kiloa kuukiviä Maahan analysoitaviksi. Jos kiinalaiset onnistuvat tässä, se on vasta kolmas maa Yhdysvaltojen ja Neuvostoliiton jälkeen, joka moiseen saavutukseen on pystynyt.

Vuosina 1969–1972 amerikkalaiset toivat 382 kg huolellisesti valikoituja kiviä kuudella miehitetyllä Apollo-lennolla. Samoihin aikoihin, vuosina 1970–1976 Neuvostoliitto puolestaan onnistui Luna 16-, 20- ja 24-lennoilla tuomaan muutaman sata grammaa kairasydännäytteitä Kuun lähipuolen itäosista. Sen jälkeen ei uusia kuunäytteitä ole saatu, jollei tuntemattomista paikoista peräisin olevia kuumeteoriittejä lasketa.

Kantorakettiongelmat viivästyttivät Chang’e-5:n lähtöä muutaman vuoden, mutta ainakin toistaiseksi vaikuttaa siltä, että odottaminen on kannattanut ja kuulento on sujunut ongelmitta. Tätä kirjoittaessani Chang’e-5 on asettunut onnistuneesti Kuun kiertoradalle ja laskeutumisosa irtautunut kiertolaisesta ja maahanpaluuosasta. Laskeutuminen, Kuun pehmeän pintamateriaalin eli regoliitin kauhominen palautusämpäriin, sekä kovempien näytteiden kairaus parin metrin syvyydeltä saakka olisi useampien lähteiden mukaan tarkoitus toteuttaa huomenna tiistaina 1.12.2020.

Kiinan kuuohjelma on tietysti huomattavalta osaltaan suurvaltapolitiikkaa. Kyynikonkin on kuitenkin myönnettävä, että Kiina on ainoa avaruusmahti, jolla on monivuotinen, todistetusti toimiva ja loogisesti etenevä kuututkimusohjelma. Mikäli Chang’e-5:n näytteenhaku onnistuu, se olisi merkittävä tekninen saavutus ja mahtava propagandavoitto. Kaikkiaan siis komea sulka Kiinan punaiseen propellihattuun. Ja kuten tiedotusvälineissäkin on huomattu, olisihan se nyt vaan yksinkertaisesti todella siistiä, jos ensimmäistä kertaa 44:ään vuoteen Kuusta saataisiin tunnetusta paikasta uusia näytteitä.

Kaiken pintakiillon ja somehälyn alla on kuitenkin rutkasti painavia tieteellisiä syitä, miksi Chang’e-5:n näytteenhakureissusta kannattaa olla todella innoissaan. Tarkkaa Chang’e-5:n laskeutumispaikkaa ei ole vielä kerrottu, mutta suurin piirtein alue on ollut tiedossa jo vuosikausia. Näytteitä haetaan Kuun lähipuolen luoteisosasta, pohjoiselta Oceanus Procellarumilta eli Myrskyjen valtamereltä. Kaavailtu laskeutumisalue on enimmäkseen basalttitasankoa, mutta sinne sijoittuu myös tavattoman kiehtova Mons Rümkerin nuori, suurten törmäysten heitteleestä ja monimuotoisista tuliperäisistä rakenteista ja kerrostumista koostuva kompleksi. Kirjoittelin Mons Rümkerin ja sen lähialueiden geologiasta Ursa Zeniitti-verkkolehteen muutama vuosi sitten, joten se juttu kannattanee lukaista, jos aihe kiinnostaa enemmän. Kiehtovinta olisi, jos Chang’e-5 laskeutuisi Mons Rümkerille, mutta tämä voi hyvin olla toiveajattelua.

Meneepä Chang’e-5 Mons Rümkerille tai ei, näytteenhakualue sijoittuu kauaksi Apollo- ja Luna-lentojen laskeutumispaikoista. Vaikka näytteitä ei olekaan ihminen hakemassa, saadaan niiden ymmärtämisen kannalta keskeinen geologinen konteksti kohtalaisen hyvin selville. Tästä pitävät huolen Chang’e-5:n laskeutumisosassa olevat panoraamakamera, sekä etenkin maatutka ja spektrometri. Niinpä näytteet – sikäli kun teknisesti erittäin vaativa operaatio onnistuu – avaavat aivan uuden ikkunan Kuun geologiseen historiaan. Samalla ne auttavat ymmärtämään koko aurinkokunnan kehitystä.

Aurinkokunnan historia

Chang’e-5:n kaavaillulla laskeutumisalueella sijaitsevat eräät Kuun nuorimmiksi tulkituista basalttitasangoista. Niiden iäksi on määritelty vain hieman toista miljardia vuotta. Valtaosa Kuun laavoista on iältään yli kaksi miljardia vuotta vanhempia.

Kivien syntyiän määrittäminen ei ole aivan yksinkertaista. Eri isotooppimenetelmät kertovat hieman eri asioita, ja Kuun tapauksessa etenkin suuremmat ja pienemmät törmäykset tuppaavat nollaamaan kivien isotoppikellon joko kokonaan tai osittain. Huolellisella ajoitettavien mineraalien ja koko näytteen sekä sen laajemman geologisen kontekstin analysoinnilla pystytään eri ”ikien” joukosta kuitenkin usein määrittämään kiven syntyhetki ja antamaan kohtalaisen tarkka tapahtuma-aika kiveä kohdanneille myöhemmille tapahtumille.

Apollo- ja Luna-näytteet ja niistä määritetyt absoluuttiset, siis vuosissa mitattavat iät kattavat häviävän pienen osan Kuun pinnasta. Näin on, vaikka otettaisiin huomioon, että törmäykset levittävät Kuun ainesta ympäriinsä. Periaatteessa siis lähes missa tahansa Kuun pinnalla voi olla kiviä melkeinpä mistä tahansa muualta. Näin esimerkiksi Tycho- ja Copernicus-kraattereiden ikiä (kenties noin 100 ja 800 miljoonaa vuotta) on yritetty määritellä, vaikka näytteenhakulennot eivät laskeutuneet lähellekään näitä Kuun nuorimpiin kuuluvia suuria kraattereita. Heitteleenä levinneen aineksen alkuperän määrittäminen ja sen seurannaisvaikutusten arviointi vain ovat aika viheliäisiä ongelmia, eikä esimerkiksi Tychon usein mainittu geologisesti nuori sadan miljoonan vuoden ikä välttämättä pidä paikkaansa.

Jos sitten Kuun absoluuttisia ikiä tunnetaan vain hyvin harvoista paikoista, miten Chang’e-5:n laskeutumisalueen tuliperäiset kivet on määritelty reilun miljardin vuoden ikäisiksi? Vastaus piilee kraatterilaskuissa. Mitä vanhempi taivaankappaleen pinta on, sitä enemmän siihen on ehtinyt syntyä törmäyskraattereita. Suurelta osin tästä syystä esimerkiksi Suomen ikivanhasta kallioperästä tunnetaan jo 12 törmäyskraatteria, vaikka pinta-alaltaan hieman suuremmasta mutta geologisesti monin verroin nuoremmasta Saksasta niitä on löydetty vain kaksi (nekin vain yhdessä törmäystapahtumassa syntyneitä).

Apollo- ja Luna-näytteistä on mitattu laskeutumispaikkojen pintojen absoluuttiset iät. Valokuvista ja muusta kaukokartoitusaineistosta taas puolestaan on määritelty se geologinen yksikkö, johon laskeutumipaikka kuuluu. Näin periaatteessa yhdestä pisteestä määritetty ikä kuvastaa huomattavasti laajempaa aluetta.

Kun lasketaan törmäyskraatterien lukumäärä pinta-alayksikköä kohden eri-ikäisillä geologisilla yksiköillä, saadaan lopputuloksena käyrä, joka kertoo, kuinka monta minkäkin kokoista kraatteria esimerkiksi miljoonaa neliökilometriä kohden pitäisi minkäkin ikäisellä pinnalla olla. Luoteisella Oceanus Procellarumilla kraattereita on vähän, joten pinnan on Kuun mittakaavassa oltava nuorta. Kraatteriliaskut yksin antavat kuitenkin vain pinnan suhteellisen iän, eli niiden avulla voidaan esimerkiksi sanoa, että yksikkö A on vanhempi kuin B, mutta C puolestaan näitä molempia iäkkäämpi. Sen sijaan vuosissa mitattavaa ikää kraatterilaskut eivät yksinään kerro.

1960-luvun avaruuskilpajuoksun ansiosta Kuu on Maan ohella ainoa paikka aurinkokunnassamme, jossa absoluuttiset ja suhteelliset iänmääritykset voidaan yhdistää. Tämä kuunäytteiden ja kraatterilaskujen korrelointi muodostaa perustan koko aurinkokunnan kiinteäpintaisten kappaleiden ajanlaskulle. Näin Chang’e-5:n näytteiden merkitys on ”vain” Kuun geologista historiaa merkittävästi laajempi. Uusilla näytteillä saadaan kraattereiden syntytahtia eli törmäysvuota kuvaavan käyrän heikosti tunnettuun nuoreen päähän yksi tarkasti määritelty kiintopiste lisää. Se vaikuttaa geologisten tapahtumien ikämäärityksiin Merkuriuksesta Arrokothiin saakka.

Kuun koostumus ja magmaattinen kehitys

Kuunäytteiden alkuaine- ja isotooppikoostumus pystytään laboratorioissa määrittämään häkellyttävällä tarkkuudella. Näiden tutkimusten perusteella kivilajien syntyä tutkivat petrologit ovat laatineet yksityiskohtaisia malleja siitä, miten Kuusta tuli sellainen kuin se on. Erityisesti Kuun kiertoradalta tehtyjen spektroskooppisten tutkimusten perusteella kuitenkin tiedetään, että Apollo- ja Luna-näytteet eivät monimuotoisuudestaan huolimatta kattaneet likikään kaikkia Kuussa tavattavia kivilajeja.

Kuun meret muodostavia tummia basaltteja on lukuisia erilaisia geokemiallisin ja rakenteellisin perustein määriteltyjä tyyppejä. Ne kertovat eri aikoina ja eri alueilla vallalla olleista geologisista prosesseista. Samoin Kuun vaaleat ylängöt muodostavat anortosiitit eivät suinkaan ole kaikki yhtä ja samaa, vaan hyvin monimuotoinen kivilajiryhmä. Heitteleen leviämisen ansiosta myös erilaisia anortosiitteja varmasti löytyy Chang’e-5:n näytteistä, vaikka se basalttitasangolle (tai enimmäkseen basalttiselle kompleksille, jos hyvin käy) laskeutuukin. Näin Chang’e-5:n näytteet (toivottavasti) auttavat rinnastamaan erilaisia vain kaukokartoituksen perusteella määriteltyjä kivilajiyksiköitä konkreettisiin laboratorioissa analysoitaviin kiviin.

Kemiallisin perustein Kuu on jaettu kolmeen suuralueeseen eli terraaniin. Nämä ovat ylänköterraani, South Pole – Aitken -terraani, ja Procellarum KREEP -terraani (lyhyesti PKT). Viimeksi mainittu kattaa suuren osan lähipuolesta Oceanus Procellarumin ja Imbriumin törmäysaltaan vaikutuspiirissä. KREEP tarkoittaa kaliumia (kemialliselta merkiltään K), harvinaisia maametalleja (englanniksi rare earth elements, REE) ja fosforia (kemialliselta merkiltään P), sillä näitä on havaittu KREEP-kivissä poikkeuksellisen runsaasti.

Kaliumin ohella KREEP sisältää reilusti myös muita radioaktiivisia alkuaineita, etenkin uraania ja toriumia. Esimerkiksi Kuun kuoren toriumista 40 % on alueella, joka kattaa vain 10 % kuoren tilavuudesta. Radioaktiivisuus tuottaa lämpöä, lämpö puolestaan tuottaa vulkanismia. Niinpä ei olekaan millään lailla merkillistä, että Kuun nuorimmat basaltit löytyvät lännestä PKT:n alueelta: radioaktiivisuus johti siihen, että tuliperäinen toiminta pysyi PKT:n alueella käynnissä jopa miljardeja vuosia pidempään kuin muualla Kuussa. Aukoton tämäkään idea ja päättelyketju ei ole. Vallankaan siihen, miksi PKT sijaitsee juuri lähipuolen luoteisosassa, ei kellään ole tarjota järin vakuuttavaa selitystä.

Useimmat Apollo- ja Luna-näytteet ovat enemmän tai vähemmän Imbriumin altaan heitteleen ja siten PKT-aineksen ”saastuttamia” (tämän vuoksi näytteet esimerkiksi Kuun etäpuolelta olisivat erittäin tervetulleita, mutta se on ihan oma tarinansa). Kapeasti katsoen tässä mielessä Chang’e-5 ei tarjoa mitään täysin uutta. Se laskeutuu kuitenkin esimerkiksi Apollo 12:een, 14:ään ja 15:een verrattuna kauaksi PKT:n toiselle laidalle. Näin näytteet tarjoavat aivan uuden näkökulman PKT:n olemukseen ja Kuun vaipan magmaattiseen kehitykseen vuosimiljardien kuluessa.

Kuun dynamo ja ytimen kehitys

Kuulla ei nykyisin ole Maan tapaista voimakasta kaksinapaista magneettikenttää. Pitkään oltiin vakuuttuneita siitä, että Kuun dynamo lakkasikin toimimasta jo noin kolme ja puoli miljardia vuotta sitten. Vuonna 2017 saatiin Apollo 15:n näytteiden pohjalta kuitenkin vahvoja viitteitä sen puolesta, että magneettikenttä olisi voinut olla voimissaan vielä vaivaiset miljardi vuotta sitten. Hankaluutena on, etteivät nykyisen ymmärryksen mukaan Kuun rautanikkeliytimen virtaukset voineet enää tuossa vaiheessa luoda havaitun kaltaista voimakasta kenttää.

Jos Chang’e-5:n näytteet osoittautuvat reilun miljardin vuoden ikäisiksi, kuten kraatterilaskujen perusteella oletetaan, saattavat ne mahdollistaa entistä tarkemmat analyysit Kuun muinaisesta magneettikentästä. Kuun ytimellä on luultavasti täytynyt olla kaksi erillistä mekanismia voimakkaan magneettikentän tuottamiseen. Ne olisivat olleet käynnissä eri vaiheissa Kuun historiaa. Tällä hetkellä ei vain näytä siltä, että ytimen hitaan kiteytymisen aiheuttamat konvektiovirtaukset, Kuun etääntyminen Maasta, tai jättimäiset törmäykset pystyisivät selittämään pitkään elänyttä vahvaa magneettikenttää. Uusia ideoita siis tarvitaan. Ne voivat hyvinkin kummuta Chang’e-5:n näytteiden tutkimuksesta. Kun Kuun sisäosien kehitys ymmärretään paremmin,  vaikuttaa se vääjäämättä myös käsityksiin muiden maankaltaisten planeettojen syvimmästä olemuksesta.

Joulukuun jännät hetket käsillä

Mikäli Chang’e-5:n huominen näytteiden keräys onnistuu ja myös paluu Maahan sujuu suunnitellusti, mötkähtää ehkäpä joulukuun 15.–17. päivänä jonnekin Sisä-Mongoliaan hallitusti muutama kilo Kuuta. Kiinalaiset ovat lupautuneet jakamaan näytteitä myös muiden maiden tutkijoille, joten maailman johtavat kuututkijat pääsevät jossain vaiheessa syynäämään uusia kuukiviä parhaissa mahdollisissa laboratorioissa.

Tämä vuosikymmeniä jatkuva tutkimustyö tullee tarjoamaan ainakin osittaisia vastauksia paitsi edellä esiteltyihin kysymyksiin, myös moniin muihin, esimerkiksi taas viime aikoina kovasti esillä olleeseen ongelmaan Kuun sisäosien veden määrästä, alkuperästä ja jakautumisesta. Parasta on tietenkin se, että näytteistä aivan varmasti paljastuu asioita, joita emme tällä hetkellä osaa kuvitellakaan.

Maan ulkopuolisista tarkkaan tunnetuista paikoista haetuista näytteistä kiinnostuneiden kannalta hermoja raastavia hetkiä koetaan kuitenkin jo ennen Chang’e-5:n kaavailtua paluuta. Tulevana lauantai-iltana, siis 5.12.2020, pitäisi Japanin Hayabusa2:n toimittaa Australian Woomeran seudulle pieni annos asteroidia. Hayabusa2 sai viime vuonna poimittua mukaansa hieman Ryugu-asteroidin ainesta niin pinnalta kuin vähän syvemmältäkin. Nämä näytteet tulevat olemaan ensiarvoisen tärkeitä Ryugun kaltaisten, Maata hyvin lähelle tulevien ja siten mahdollisen törmäysvaaran aiheuttavien kappaleiden ominaisuuksien ja niiden torjuntamahdollisuuksien selvittelyssä.

Viisikymmentä vuotta sitten Kuun ja muiden aurinkokuntamme kappaleiden tutkimus oli Yhdysvaltain ja Neuvostoliiton keskinäistä kilpailua. Sittemmin etenkin avaruudesta haettuihin näytteisiin perustuvaa tutkimusta on suvereenisti hallinnut Yhdysvallat. Vaikka sen paremmin Chang’e-5:n kuin Hayabusa2:n onnistumisesta näytteiden palauttamisessa ei vielä ole minkäänlaisia takeita, osoittavat lennot jo tähän mennessä maailman muuttuneen planeettageologien näkökulmasta huomattavasti moninapaisemmaksi. Tämä on tietenkin yksinomaan erinomainen asia.

1960-luvun loppu ja 1970-luvun alkupuoli olivat kuu- ja planeettatutkimuksen kulta-aikaa. Huippuhetkiä on ollut toki lukuisia sen jälkeenkin, mutta ei ole liioittelua sanoa, että toinen kulta-aika on käsillä juuri nyt, 2020-luvun alkuvuosina. Eräät sen jännittävimmistä hetkistä koetaan seuraavan parin viikon aikana.

---

Tämä juttu ilmestyy myös Hieman Kuusta -blogissa.

---

Venuksen vääntynyt parketti

19.11.2020 klo 13.05, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Sedimentaatio , Tektoniikka , Venus , Vesi , Vulkanismi

Venus on tänä syksynä ollut aamutaivaalla mukavasti näkyvissä. Se on nyt paitsi harrastajien, myös tutkijoiden näkökulmasta erityisen ajankohtainen planeetta. Vastikään Venuksesta nimittäin ilmestyi arvostetussa lehdessä mielenkiintoinen tutkimusartikkeli, jolla on merkitystä myös pohdiskeltaessa Venuksen tarjoamia mahdollisuuksia elämän esiintymisen kannalta. Puhun tietenkin Paul Byrnen vetämän kansainvälisen tutkimusryhmän Geology-lehdessä julkaistavaksi hyväksytystä artikkelista Venus tesserae feature layered, folded, and eroded rocks.¹

Jo muinaiset neuvostoliittolaiset…

Neuvostoliitto oli vielä 1980-luvun puolivälissä planeettatutkimuksen suurvalta. Venuksen geologian tutkimuksessa neuvostoliittolaiset olivat huikeasti muita edellä. Venera- ja Vega-laskeutujat valokuvasivat ja analysoivat  Venuksen pintaa ja kiertolaiset puolestaan mm. kartoittivat paksun ja samean hiilidioksidikaasukehän läpäisevillä tutkillaan neljänneksen Venuksen pinnasta. Venera 15:n ja 16:n tutkakartoitus oli monin verroin tarkempi kuin NASAn Pioneer Venus -kiertolaisen tuottama lähes globaali tutka-aineisto. Neuvostoluotainten pohjoiselle pallonpuoliskolle keskittyneen kartoituksen myötä kävi selväksi, että Venuksen pinta on geologisessa mielessä hyvin nuori, ja että sitä koristavat lukemattomat vulkaanis-tektoniset rakenteet, joista osalle ei löydy vastineita muualta aurinkokunnastamme.

Yksi Venera-aineistosta havaittu pinnanmuoto kulki aluksi nimellä parketti. Parketti muodosti ylänköjä, ja sitä hallitsi vähintään kaksi, mutta yleensä useampia toisiaan leikkaavaa tektonista rakennetta. Rakenteita oli tiheässä, ja ne olivat niin puristuksessa syntyneitä harjanteita kuin venytyksessä muodostuneita rakoja ja hautavajoamiakin. Erityisen tärkeä havainto oli, että parketti muodosti vanhimman osan Venuksen näkyvästä pinnasta.

Nykyisin Venuksen parketti tunnetaan nimellä tessera. Sana tulee kreikan numeroa neljä ja mosaiikkitiiltä tarkoittavasta sanasta.

Viimeisin geologiaan keskittynyt Venus-luotain, NASAn Magellan, kartoitti Venuksen pinnan noin sadan metrin tarkkuudella 1990-luvun alussa. Sen avulla saatiin tarkempi kuva siitä, millaista tessera on. Yksimielisyyteen ei kuitenkaan ole edelleenkään päästy siitä, miten se pohjimmiltaan on syntynyt, tai mistä se koostuu.

Kerroksia?

Joidenkin mielestä tessera muodostaa koko planeetan laajuisen muodostuman, jota nuoremmat laavat alangoilla peittävät. Tämän vuoksi tessera ei (enää?) peitä kuin kymmenkunta prosenttia Venuksen pinnasta. Toisten mielestä tesserassa on kyse vain alueellisesta kuoren paksuuntumisesta.

Eräitä tutkijoita puolestaan miellyttää ajatus, että tessera-alueet rinnastuisivat maapallon mantereisiin, jotka koostuvat suurelta osin graniitin kaltaisista kevyemmistä kivistä. 2000-luvulla David Senske ja Jeffrey Plaut taas ehdottivat, että ainakin paikoin tessera on muodostunut kerros kerrokselta massiivisten laavavirtausten seuratessa toinen toistaan. Tesseran kivilajina voisi olla runsaasti rautaa ja magnesiumia sisältävä basaltti, joka Maassa esiintyy etenkin valtamerten pohjilla. Näkemysten kirjo on siis erittäin laaja.

Nyt uutukainen tutkimus tarjoaa tukea Sensken ja Plautin mallille. Paul Byrne kollegoineen nimittäin osoittaa artikkelissaan aiempaa tarkemmin ja varsin vakuuttavan oloisesti, että siellä täällä tesseran tektonisen sekamelskan keskeltä erottuu tutkakuvissa selviä yhdensuuntaisia kerroksia. Ne noudattelevat paikallista topografiaa, ja niitä voi seurata kymmeniä kilometrejä. Paksuutta niillä on kymmenistä satoihin metreihin, joskin viitteitä ohuemmista kerroksista on myös nähtävissä.

Tutkakuvissa epätasaiset alueet näkyvät kirkkaina, sileämmät puolestaan tummina. Kirkkaiden tessera-alueiden keskellä on usein havaittavissa tummempia, tyypillisesti pitkänomaisia vyöhykkeitä. Näiden on yleensä ajateltu olevan nuoria, rypyttömän pintansa säilyttäneitä laavakerroksia, jotka ovat peittäneet laaksojen pohjia.

Byrne ja kumppanit tarjoavat näille tesseran ympäröimille tummille alueille nyt uutta selitysmallia. Kyseessä voikin olla tesseran rinteeltä tuulen kuluttama ja laaksojen pohjalle kerrostama hienorakeinen aines.

Kokonaisuudessaan heidän mallinsa on suunnilleen seuraavanlainen: Ensin tavalla tai toisella kerrostuivat nykyisen tesseran muodostavat kivet. Sitten tektoniset voimat puristivat niitä poimuille hieman kuin mattoa. Vuosimiljoonien kuluessa tuulieroosio paljasti rinteiltä eri aikoina syntyneet kerrokset. Samalla kulunut hienorakeinen aines kertyi laaksojen pohjille muodostaen nyt tutkakuvissa tummina näkyvät alueet.

Tulta vai vettä?

Mikäli Sensken ja Plautin sekä Byrnen tutkimusryhmän (jonka jäsen Senske on) tulkinta on oikea ja kyseessä todella ovat kerrokset, voi osan tesseran mahdollisista kivilajivaihtoehdoista välittömästi sulkea pois. Hiljalleen kivisulasta kiteytymällä syntyvät syväkivet, kuten vaikkapa meikäläinen graniitti tai Kuun ylängöt muodostava anortosiitti eivät kerroksellisia ole. Pinnalla jähmettyvät laavakivet sen sijaan esiintyvät tyypillisesti laajoja alueita peittävinä kerroksina niin Maassa kuin muillakin planeetoilla.

Valtavat laavapurkaukset eivät suinkaan ole ainoa tapa, jolla saadaan aikaiseksi kerroksellisia kiviä. Veden peittämillä planeetoilla, kuten Maassa tai muinaisessa Marsissa, kiviaineksen kerrostuminen veteen synnyttää suuria sedimenttikivimuodostumia. Nykyisen Venuksen helvetillisissä olosuhteissa moinen ei ole mahdollista, mutta lukuisten viitteiden perusteella vaikuttaa todennäköiseltä, että varhainen Venus oli veden esiintymisen kannalta paljon suotuisampi paikka. Näin ollen olisi mahdollista, että tessera-alueet (tai ainakin osa niistä) ovat tektonisesti muokattuja sedimenttikiviä, muistoja muinaisista meristä.

Euroopan avaruusjärjestön Venus Express -luotaimen mittausaineistosta on päätelty, että paikoin tesseran rautapitoisuus lienee alhaisempi kuin viereisten basaltiksi tulkittujen tasankojen. Mikäli tämä havainto pätee laajemminkin, tukee se ajatusta tesserasta sedimenttikivinä. Toistaiseksi laavakerrostulkinta on kuitenkin hieman uskottavampi vaihtoehto. Nykyhavaintojen valossa kaikkien tessera-alueiden ei kuitenkaan tarvitse olla synnyltään tai koostumukseltaan samanlaisia. Unelmalle Venuksen leppeistä meristä on siten runsaasti tilaa.      

---

¹Juttu on maksumuurin takana, mutta asiaa käsittelevän viime kevään Lunar and Planetary Science Conferencessa julkaistun pitkän kokousabstraktin pääsee lukemaan täältä (lataa PDF-tiedoston).

Sen toisen, jostain syystä mediassa paljon enemmän huomiota saaneen Venus-tarinan viimeisimmistä käänteistä voi lukea täältä.