Kraatterin reunalta

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.

---

Mars-maisemia havaitsijoille 3: Pinnanmuodot ja niiden geologia

28.9.2020 klo 08.00, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Havaitseminen , Historia , Mars , Tulivuoret , Törmäysaltaat , Vulkanismi

Kun geologit tulevaisuudessa lähtevät tutkimaan kivivasaroillaan Marsin kallioperää, he saavat ensin varautua noin yhdeksän kuukautta kestävään tylsään ja vaaralliseen avaruuslentoon. On kuitenkin olemassa turvallisempiakin tapoja tutkia omin aistein punaisen planeetan geologiaa. Helpointa on katsella Marsia pienellä kaukoputkella tämän syksyn aikana.

Hollantilainen Christiaan Huygens (1629–1695) teki varhaisimman luotettavan havainnon Marsin napalakista vuonna 1672. Ensimmäisen tunnistettavan Marsin kallioperän kohteen hän havaitsi kuitenkin jo syksyllä 1659. Tuolloin hänen kaukoputkensa paljasti laajan kolmiomaisen tumman alueen. Muutaman tunnin kuluttua hän havaitsi alueen liikkuneen. Hän jatkoi havaintojaan seuraavina öinä, ja pystyi niiden perusteella määrittämään Marsin pyörähdysajaksi noin 24 tuntia. Nykyisin Marsin tiedetään pyörivän kerran akselinsa ympäri noin 24 tunnissa ja 37 minuutissa, joten Huygensin tulos oli kiitettävän tarkka.

Huygensin näkemä tumma alue sai italialaiselta Giovanni Schiaparellilta (1835–1910) myöhemmin nimekseen Syrtis Major. Sillä se Marsin pinnan kirkkauseroihin perustuvassa klassisessa albedonimistössä tunnetaan virallisesti edelleenkin. Nimen taustalla oli Libyan pohjoisrannikon Iso-Syrtti eli Syrtinlahti. Syrtis Major on Marsin pinnan tummista alueista selväpiirteisin, ja sen pystyy hyvinä Mars-vuosina erottamaan melko helposti jo vaikkapa 76-millisellä kaukoputkella. Christiaan Huygensin kunniaksi Syrtis Majorin eteläpuolella sijaitseva komea, lähes 470-kilometrinen törmäysallas nimettiin vuonna 1973 Huygensiksi. Se on kuitenkin käytännössä harrastajien välineiden ulottumattomissa.

Marsin tummien ja vaaleiden alueiden geologiset ominaisuudet alkoivat selvitä vasta Mars-luotainten myötä 1960-luvun puolivälistä alkaen. Nykyisin klassisen Syrtis Majorin tiedetään olevan laavatasanko, viralliselta geologisen systeemin mukaiselta nimeltään Syrtis Major Planum. Kyseessä on äärimmäisen lättänää, 1200 km:n läpimittaista kilpitulivuorta muistuttava laaja vulkaaninen kompleksi. ”Tulivuoren” rinteet ovat erittäin loivat, eli ainoastaan noin 0,02°–0,13°. Sen keskellä on parikin suurta tyhjentyneen magmasäiliön romahduksesta syntynyttä kalderaa, Nili Patera ja Meroe Patera.

Itäreunaltaan Syrtis Major rajautuu Isidiksen noin 1500 km:n läpimittaiseen törmäysaltaaseen. Eräiden mallien mukaan ilman Isidistä ei olisi myöskään Syrtis Majoria ainakaan sellaisena kun sen tunnemme: törmäysaltaan reuna-alueen syvälle kallioperään ulottuneet siirrokset mahdollistivat sulan kiviaineksen kohoamisen pinnalle ja sen myötä Syrtis Majorin synnyn.

Syrtis Majorin eteläpuolella on suuri pyöreähkö vaalea alue. Sen, kuten muidenkin vaaleiden alueiden selkeä hahmottaminen on pienellä kaukoputkella huomattavasti hankalampaa kuin Syrtis Majorin tai muiden tummien alueiden. Hyvissä olosuhteissa sekin on kuitenkin mahdollista nähdä jo pienehköllä, alle viisitoistasenttisellä kaukoputkella.

Kyseessä on läpimitaltaan parituhatkilometrinen ja noin yhdeksän kilometriä syvä Hellaksen törmäysallas. Se hallitsee suurta osaa Marsin eteläisen pallonpuoliskon geologiasta. Hellas on Isidiksen tapaan ollut vaikuttamassa lukuisten ympäröivien vanhojen tulivuorten syntyyn.

Hellaksen altaaseen johtaa myös useita valtavia vesiuomia. Sikäli kun tutkijoiden enemmistön käsitykset Marsin menneisyydestä pitävät paikkansa, muodosti Hellaksen törmäysallas muinoin valtavan sisämeren. Meren pinta oli kuitenkin todennäköisesti lähes aina jäässä.

Mahtavilla muodoillaan Hellas vaikuttaa merkittävästi myös koko Marsin ilmastoon. Yhdessä vähän pienemmän Argyren törmäysaltaan kanssa Hellas lienee ”siirtänyt” eteläisen napajäätikön hieman sivuun etelänavalta. Lisäksi hirmuisat, pahimmillaan koko planeetan peittävät pölymyrskyt saavat yleensä alkunsa Hellaksen tienoilta. 

Napalakin, Syrtis Majorin ja Hellaksen lisäksi harrastajan nähtävissä on hyvällä kelillä noin 15–20-senttisellä kaukoputkella lukuisia muitakin tummia ja vaaleita alueita. Haastavammasta päästä on Schiaparellin nimeämä Nix Olympica, eli “Ólympoksen lumet.”  Schiaparelli tai hänen aikalaisensa eivät toki tienneet, mikä tämä ajoittain ilmestyvä ja katoava kirkas läikkä todellisuudessa oli, mutta nimi osoittautui hyvinkin sopivaksi.

Kreikkalaisessa mytologiassa Ólympos-vuori oli jumalten asuinpaikka, jonka valkoisesta hohtavuudesta Homeroskin kirjoitti. “Ólympoksen lumien” taakse kätkeytyy aurinkokuntamme korkein vuori, Olympus Mons. Sen korkeus on määritelmästä riippuen jotain 21:n ja 25:n kilometrin väliltä. Läpimittaakin sen selväpiirteisimmällä osalla on reippaat 600 km. Se siis peittäisi Suomen Helsingistä Tornion korkeudelle saakka.

Nix Olympica ei kuitenkaan ole sama asia kuin Olympus Mons. Olympus Mons on ja pysyy, mutta Nix Olympica tulee ja menee. Ja toisin kuin Ólympos-vuoren tapauksessa, lumikaan ei tarjoa selitystä. Esimerkiksi kesällä 1954 Nix Olympican huomattiin ilmestyvän säännöllisesti noin kahden aikaan Marsin iltapäivällä, kirkastuvan hiljalleen, kunnes se illansuussa loisti lähes napalakin veroisena valkeana läimäreenä. Aamulla Nix Olympica oli poissa. Iltapäivällä kierto alkoi taas uudelleen. Lumen olisi varsin vaikea kuvitella esiintyvän näin.

Oikeaa selitystä Nix Olympican kiehtovalle käyttäytymiselle esitti jo vuonna 1907 Lowellin observatoriossa työskennellyt Mars-tutkija Earl C. Slipher (1883–1964), paremmin tunnetun tähtitieteilijä Vesto Slipherin (1875–1969) pikkuveli. Earl Slipher havaitsi Nix Olympican läheisyydessä lisäksi kolme tai neljä muutakin kirkasta plänttiä. Yhdessä ne muodostivat epämääräisesti W- tai M-kirjainta muistuttavan kuvion. Slipher ehdotti, että kyseessä ovat pilvet.

Nykyisin tiedämme Slipherin olleen oikeassa. Iltapäivisin Olympus Monsin huippu verhoutuu orografisiin pilviin. Ne syntyvät kun jonkinlainen kohouma pakottaa ilman – tai Marsin tapauksessa hieman vesihöyryä sisältävän hiilidioksidin, typen ja argonin seoksen – nousemaan ja sen myötä tiivistymään.

Samankaltaisia pilviä syntyy usein Tharsiksen alueen muiden jättiläisten eli Arsia, Pavonis ja Ascraeus Monsin, samoin kuin joskus myös alueen pohjoisreunalla sijaitsevan valtavan laajan mutta selvästi matalamman Alba Monsin ylle. Näistä maineikkain on Arsia Monsin suojanpuolelle aamuisin muodostuva jopa 1800 km:n mittaiseksi venyvä pilvijööti. Se esiintyy Marsin eteläisen kesäpäivänseisauksen tienoilla, ja syntyy ja katoaa säännöllisesti noin 80 päivän ajan. Marsin vuoden eli parin Maan vuoden kuluttua jööti, tai virallisemmin Arsia Mons Elongated Cloud (AMEC) palaa jälleen.

Harrastajan näkökulmasta tulivuoria verhoavat pilvet ovat haasteellisia havaintokohteita. Itse vuorten näkeminen on vielä monin verroin vaikeampaa. Planeettavalokuvauksen huima kehitys viime vuosien aikana on kuitenkin tuonut Tharsiksen alueen tulivuoretkin taitavimpien harrastajien ulottuville. Huikea esimerkki tästä on Ursan Taivaanvahdista löytyvä Lasse Ekblomin Nousiaisissa 7.9.2020 ottama valokuva. Siinä Tharsiksen tulivuoret, Olympus, Arsia, Pavonis ja Ascraeus Mons (sekä Alba Mons aivan yön ja päivän rajalla?) näkyvät selvästi.

Marsin näennäinen läpimitta on parhaimmillaankin vain vajaat 1,5 % Kuun läpimitasta. Siksi, toisin kuin Kuun tapauksessa, varsinaisia geologisia havaintoja ei Marsin pinnasta voi harrastajavälinein tehdä. Mars on kuitenkin varsinaisina planeettoina pidetyistä taivaan kohteista ainoa, jonka pinnan geologian suurimmat piirteet ovat lähes kenen tahansa nähtävissä. Harvinaista herkkua siis. Niitä ihastellessa voi vaikka miettiä, pystyisikö omista havainnoistaan määrittämään Marsin pyörähdysajan, tai millaisen selityksen olisi toista sataa vuotta sitten keksinyt Nix Olympican ilmestymisille.

---

Mars-maisemia havaitsijoille 2: Napalakit

17.9.2020 klo 08.00, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Aurinkokunta , Havaitseminen , Historia , Mars

Mars alkaa olla yhä vaikuttavampi näky yötaivaalla. Vielä noin kuukauden ajan se näkyy aina vain paremmin ja paremmin. Yhtä suotuisaa Mars-vuotta saadaan odotella ensi vuosikymmenen puolelle, joten sitä kannattaa ehdottomasti havaita nyt.^*

Viimeksi kirjoittelin Marsin vaiheista. Niitä ilmeisempi harrastajienkin helposti havaittavissa oleva Marsin piirre ovat sen napalakit eli napakalotit. Riippuen kelistä, käytetystä laitteesta ja etenkin siitä, mikä puoli planeetasta sattuu olemaan kääntyneenä meitä kohti, ovat napalakit – tai käytännössä usein vain toinen niistä – Marsin helpoimmin havaittava pinnanmuoto. Tänä syksynä meille on tarjolla näkymä eteläiseen napalakkiin.

Napalakit ja kanavat

Marsin napalakkien havaintohistoria ulottuu ainakin vuoteen 1672 saakka. Tuolloin hollantilainen Christiaan Huygens (1629–1695) teki piirroksen, jossa napalakki erottuu selvästi muusta pinnasta kirkkaampana alueena.

Jo kuusi vuotta aiemmin toinen aikakauden havaitsevan tähtitieteen uranuurtaja, italialais-ranskalainen Giovanni Cassini (1625–1712) pani eräiden arvioiden mukaan merkille Marsin napalakit. Cassinin piirrokset tosin jättävät tilaa muillekin tulkinnoille. Varmaa kuitenkin on, että Cassini pystyi mittaamaan Marsin pyörähdysajan. Hänen määrittämänsä 24 tuntia 40 minuuttia on vain reilut kaksi ja puoli minuuttia pidempi kuin nykyisin tunnettu todellinen pyörähdysaika. Tulos oli häkellyttävän tarkka ottaen huomioon, ettei kaukoputkia oltu tuolloin käytetty taivaan tarkkailuun kuin reilut 50 vuotta.

Vasta 1790-luvulla saksalais-englantilaisen William Herschelin (1738–1822) havaintojen ja kirjoitusten myötä Marsin polaariseutuja koristavia vaaleita läikkiä alettiin yleisemmin pitää Maan napa-alueita peittäviä jäämassoja vastaavina napajäätiköinä.

Sittemmin Mars-tutkimus lähti laukalle. Giovanni Schiaparellin (1835–1910) viaton, hänen luomaansa Marsin pinnanmuotojen ”vetiseen” nimeämisjärjestelmään sopinut italiankielinen termi canali käännettiin kanaviksi. Schiaparelli ei tarkoittanut keinotekoisia kanavia, vaan lähinnä uomia. Käännösvirheellä oli kuitenkin kauaskantoisia seurauksia.

”Kanavien” myötä amerikkalainen liikemies ja kaukoidän tuntija Percival Lowell (1855–1916) unohti kriittisen ajattelun ja päästi mielikuvituksensa valloilleen. Lowell loi myyttisen – ja erittäin myyvän – kuvan kuolevasta planeetasta, jonka asukkaat olivat hänen mukaansa rakentaneetvaltavan kastelujärjestelmän. Hän uskoi, että jättiläismäisen kanavaverkoston avulla ihmistä vanhempaa sivilisaatiota edustaneet marsilaiset saivat vettä napajäätiköiltä kuivuvalle päiväntasaajan seudulle. Populaarikulttuurissa tämä romanttinen näkemys kukoistaa osin edelleen.

Lowellin mielikuvituksen luoma Mars ei kuitenkaan ole tämänkertaisen tarinamme aihe; Marsin napajäätiköt ovat aivan riittävän kiehtovia ilman villejä visioita vanhasta sivilisaatiosta.

Napalakkien todellinen olemus

Nykyinen käsityksemme Marsin napalakkien koostumuksesta ja vuotuisista muutoksista on muodostunut hiljalleen etenkin Mariner 9 -luotaimen päivistä, eli käytännössä vuodesta 1972 lähtien. Pohjoisella ja eteläisellä napajäätiköllä on monia yhteisiä piirteitä, mutta myös omat yksilölliset erikoisuutensa.

Molemmilla navoilla jäätikön ytimen muodostaa ihan tavallinen vesijää. Sitä peittää hiilidioksidijää, jonka määrä kuitenkin vaihtelee Marsin vuodenaikojen mukaan. Kuten realistisesta avaruustaiteestaankin tunnettu pitkän linjan planeettatutkija Bill Hartmann on todennut erinomaisessa kirjassaan A Traveler’s Guide to Mars, etenkin Marsin napa-alueilla hiilidioksidi käyttäytyy hyvin samaan tapaan kuin vesi Maassa: Se esiintyy kaasumaisessa muodossa kaasukehässä, josta se härmistyy talvisin kuuraksi napa-alueille. Marsin napaseuduilla jopa sataa hiilidioksidilunta. Talvisin lähes kolmasosa Marsin kaasukehän hiilidioksidista päätyykin jääksi navalle.

Kevään tullen hiilidioksidijää haihtuu napa-alueilta. Tässä suhteessa Marsin pohjois- ja etelänavat kuitenkin eroavat toisistaan. Pohjoisen kesällä kaikki talvella kertynyt hiilidioksidijää haihtuu. Tällöin paljastuu pohjoisen napajäätikön vesijäästä koostuva pysyvä ydin.

Sen sijaan eteläinen napajäätikkö ei koskaan lämpene riittävästi, jotta kaikki hiilidioksidi pääsisi haihtumaan takaisin kaasukehään. Niinpä jäätikön pinnalla säilyy kesälläkin parin metrin hiilidioksidijääkerros. Tämä saattaa johtua Marsin eteläisen pallonpuoliskon kaasukehän hieman suuremmasta pölymäärästä, joka kenties riittää viilentämään eteläistä napa-aluetta tarpeeksi. Osaselityksenä lienee myös se, että etelänapa on korkeammalla kuin pohjoisnapa, ja se on siten myös viileämpi. Täyttä varmuutta asiasta ei kuitenkaan vielä ole.

Eteläisellä napaseudulla on huomattavasti suurempikin hiilidioksidijään varasto. Vuonna 2011 selvisi, että pelkän vesijään ja siihen sekoittuneiden sedimenttien seassa on valtava hiilidioksidijäästä koostuva muodostuma. Siitä vapautuu hiilidioksidia kaasukehään, mikä synnyttää jäätikön pintaan erikoisia romahdusrakenteita. Muodostuman koko on arvioitu niin jättimäiseksi, että kaasumaiseksi vapautuessaan se lisäisi Marsin kaasukehän massaa peräti 80 %:lla. Sillä olisi luonnollisesti mullistavia vaikutuksia Marsin ilmastoon, ja se myös mahdollistaisi nestemäisen veden esiintymisen siellä täällä Marsin pinnalla. Ihan pian tuollainen tapahtuma ei kuitenkaan ole odotettavissa.

Yksi Marsin napajäätiköiden ominaisimmista piirteistä on niiden spiraalimainen ulkonäkö, joka näkyy kuitenkin vain luotainkuvissa. Spiraalien taustalla ovat katabaattiset tuulet. Katabaattinen tuuli syntyy, kun ilma (tai Marsin tapauksessa hiilidioksidi) jäähtyy napajäätikön yllä. Kylmä kaasu painuu alaspäin ja alkaa virrata painovoiman vetämänä pitkin napajäätikön pintaa. Planeetan pyörimisestä johtuva näennäinen coriolisvoima kääntää kuitenkin virtauksen suuntaa.

Katabaattiset tuulet tavallaan fokusoituvat painanteisiin ja alkavat kuluttaa niitä yhä syvemmiksi. Samalla painanne laajenee vastatuuleen päin. Näin katabaattisten tuulten, coriolisvoiman ja vastatuuleen etenevän eroosion vaikutuksesta syntyy spiraalimaisten napakanjoneiden systeemi.

Napakanjonit ovat komeampia pohjoisessa kuin etelässä. Tyypillisesti ne ovat noin 400 metriä syviä, mutta parhaimmillaan jopa toista kilometriä. Suurin kanjoneista on pohjoisella napa-alueella sijaitseva 1,4 km syvä Chasma Boreale, joka yltäisi Oulusta lähes Helsinkiin saakka. Vaikka Mars onkin Maata pienempi, siellä kaikki on suurta.

Marsin napalakit ovat paitsi planeettaharrastajalle helppoja ja hienoja havaintokohteita, myös tieteellisesti äärimmäisen mielenkiintoisia. Aivan kuten maapallollakin, myös Marsin napa-alueilla jään seassa on runsaasti pölyä ja mahdollisesti myös tulivuorten tuhkaa. Tuhkakerrokset yleensä mahdollistavat radioaktiivisuuteen perustuvien iänmääritysmenetelmien käytön. Näin kairanäyte jäästä ja sen sisältämästä sedimenttiaineksesta tarjoaisi tilaisuuden selvittää Marsin ilmastohistoriaa, geologiaa ja ilmastonmuutosten syitä.

Tällä hetkellä tuollainen näytteenhakulento on vielä mahdottomuus, mutta kuitenkin toteutettavissa muutamien vuosikymmenten kuluessa, jos niin halutaan. Sitä odotellessa kannattaa kantaa kaukoputki ulos ja nauttia Marsin napalakkien ja niiden muutosten tutkimisesta omien silmien avulla.

---

^*Havaitsemisesta löytyy Ursan Zeniitti-verkkolehdestä pari Paula-Christiina Wirtasen artikkelia, jotka kannattaa lukea, jos perinteinen kaukoputken läpi tuijottelu houkuttelee. Marsin yksityiskohtien valokuvaamisesta kiinnostuneiden on puolestaan syytä perehtyä alan suomalaisen mestarin Ari Haaviston artikkeliin.

---

Mars-maisemia havaitsijoille 1: Vaiheet

1.9.2020 klo 09.00, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Aurinkokunta , Havaitseminen , Historia , Mars , Yleinen

Menneenä kesänä ei voinut välttyä huomaamasta merkittävien avaruustoimijoiden jatkuvaa kiinnostusta Marsia kohtaan. Niin Yhdysvallat, Kiina kuin Yhdistyneet arabiemiraatitkin lähettivät omaa huipputeknologiaansa matkalle, joka päättyy joko Marsin pinnalle tai kiertoradalle ensi talvena.

Harrastajan näkökulmasta Mars on kuitenkin kiinnostavimmillaan jo ennen talvea. Marsin ja Maan rataliikkeistä johtuen tänä syksynä Mars on näkyvissä paremmin kuin vuosikausiin. Pienelläkin kaukoputkella on mahdollista havaita lukuisia geologisesti kiehtovia pinnanmuotoja. Ennen Marsin pinnanmuotojen ja värierojen saloihin uppoutumista lienee kuitenkin paikallaan kirjoittaa muutama rivi Marsissa havaittavasta piirteestä, joka ei liity millään lailla geologiaan, vaan aurinkokuntamme mittasuhteisiin.

Aloitteleville tähtitieteen harrastajille suunnatuissa kirjoissa ja muissa oppaissa kerrotaan yleensä, että Maan radan sisäpuolella kiertävillä planeetoilla – sisäplaneetoilla – on samanlaiset vaiheet kuin Kuulla. Välillä Merkurius ja Venus näkyvät sirppinä tai puolikkaana, välillä taas lähes täysin valaistuna kiekkona. Näitä selityksiä höystetään usein yksinkertaisilla kaavioilla eri vaiheiden geometriasta. Tähän asti kaikki hyvin.

Homma menee pieleen siinä vaiheessa, kun todetaan ylimalkaisesti, että ulkoplaneetoilla ei vaiheita ole. Vain vähän parempi on epämääräinen maininta, että Marsilla voidaan nähdä hieman täysin valaistusta pinnasta poikkeava vaihe. Ongelma piilee siinä, ettei asiaa yleensä selitetä mitenkään.

Jos paperille alkaa piirrellä kuvia Auringon, Maan ja vaikkapa Marsin keskinäisistä asemista ja valaistusolosuhteista, käy äkkiä selväksi, että perinteisessä ”selityksessä”, jonka mukaan vain Merkuriuksella ja Venuksella nähdään vaiheet siksi, että ne kiertävät Maan radan sisäpuolella, ei ole järin paljon logiikkaa. Ulkoplaneetat eivät toki voi näyttäytyä ”uutena”, eli kääntää varjossa olevaa puoltaan kokonaan Maahan päin. Jonkinmoinen vaihe ulkoplaneetoillakin pitäisi kuitenkin nopean piirrosharjoituksen perusteella näkyä. Marsin tapauksessa näin todella onkin.

Marsin vaiheen havaitsemisella on pitkät perinteet. Itse Galileo Galilei (1564–1642) arveli nähneensä Marsin hieman pyöreästä poikkeavana kohteena jo vuoden 1610 lopussa, eli reilu vuosi hänen ensimmäisten kaukoputkella tekemiensä havaintojen jälkeen. Huomattavasti uskottavampi, joskin tiettävästi liioiteltu, oli puolalaisen Johannes Heveliuksen (1611–1687) vaihehavainto vuodelta 1645.

Kun kerran Marsilla havaitaan jonkinmoiset vaiheet, miksi sitten vaikkapa Jupiterin ja Saturnuksen pinnat näkyvät Maasta katsottuna aina käytännössä täysin valaistuina? Ulkoplaneettojahan ne kaikki ovat.

Itselläni keloi kotvan jos toisenkin tyhjää, kun tähtitieteestä innostuneena varhaisteininä 80-luvun loppupuolella yritin ymmärtää ulkoplaneettojen vaiheita ja niiden niin sanottua puutetta. Nykynuoriso on tietenkin fiksumpaa kuin me vanhemmat polvet, tai ainakin nuoret osaavat googlata. Vaan jos Marsin vaiheiden selitystä etsii netistä, törmää turhan usein ”asiantuntijoiden” ihmeelliseen höpötykseen Marsin radan soikeudesta. Lähdekritiikki on tässäkin suhteessa paikallaan, sillä vaikka Marsin rata todella on huomattavan soikea, sillä ei ole asian ytimen kannalta mitään tekemistä.

Kuten kaikki Douglas Adamsin (1952–2001) Linnunradan käsikirjan liftareille lukeneet tietävät, ”avaruus on iso paikka. Tosi iso.” Ihmisen mittakaavassa tämä pätee jo aurinkokuntamme kaltaisessa mitättömän pikkuriikkisessä lähiympäristössä. Pohjimmiltaan juuri se, että avaruus on iso paikka, selittää niin ulkoplaneettojen vaiheet kuin niiden puutteenkin.

Helpoimmin ulkoplaneettojen vaiheet on ainakin omasta mielestäni hahmotettavissa, kun siirtää näkökulmansa Maan ulkopuolelle. Maan keskietäisyys Auringosta on yksi tähtitieteellinen yksikkö eli yksi au (nykyinen tähtitieteellisen yksikön lyhenteen kirjoitusasu on harvinaisen typerä, mutta minkäs teet). Mars on nyt lokakuun alkupuoliskolla vain reilun 0,4 au:n päässä Maasta, Jupiter kymmenen kertaa kauempana. Saturnus taas on yli tuplasti Jupiterin etäisyydellä.

Valtavasta etäisyydestä johtuen vaikkapa Saturnuksen radalta katsellen Maa on jatkuvasti erittäin lähellä Aurinkoa. Näin on riippumatta siitä, missä kohdissa ratojaan Maa ja Saturnus sattuvat olemaan. Aurinko, Maa ja Saturnus ovat siis aina lähes samalla suoralla.

Melkein sama pätee Jupiteriin. Koska valo osuu aina jättiläisten pintaan liki samasta suunnasta kuin mistä katselemme niitä, ovat Jupiter ja sitä kaukaisemmat planeetat Maasta nähtynä aina käytännössä ”täysiä”.

Mars on kuitenkin niin lähellä Maata, että Marsista katsottuna Auringon ja Maan välinen kulma (eli ns. vaihekulma) voi olla jopa 41°. Tämä johtaa siihen, että Maasta katsoen Marsista on pienimmillään valaistuna vajaat 85 %. Tämä oli tilanne viime kesä–heinäkuun taitteessa.

Nyt syyskuun alussa Marsin vaihe on kasvanut jo 92 %:iin. Se vastaa Kuuta muutamaa päivää ennen tai jälkeen täysikuun, joten ero täysimarsiin on helposti nähtävissä kaukoputkella.

Mars on Maasta katsottuna tarkalleen Aurinkoa vastapäätä eli oppositiossa 14. lokakuuta (ratatasojen erilaisista kaltevuuksista johtuen saivartelijat tosin pääsevät sanomaan, ettei reaalimaailmassa tuolloinkaan olla täysin samalla suoralla). Tuolloin Marsin Maahan näkyvä kiekko on täysin valaistu, eli vaihe on 100 %. Tämän jälkeen vaihe alkaa jälleen hiljalleen pienentyä, ollen vuoden lopussa 89 %.

Vaiheen muuttumista syksyn mittaan on hauska tarkkailla muiden Mars-havaintojen lomassa. Oman kaukoputken puuttuessa vaihetta voi hyvin seurailla vaikka Ursan Taivaanvahti-palveluun tallennetuista harrastajien huikeista Mars-kuvista.

Kuvista voi katsella myös napajäätikön koon muutoksia. Marsin napaseutujen kiehtovaan ja kummalliseen glasiologiaan ja glasiaaligeologiaan palataan luultavasti seuraavalla kerralla. Tuota odotellessa kannattaa havaita Marsia aina kun mahdollista, sillä näin hyviä Mars-vuosia ei liian usein ole.