Kraatterin reunalta

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.

---

Summasen koko alkaa varmistua

7.8.2020 klo 18.00, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Kraatterit , Maa , Shokkimetamorfoosi , Törmäykset

Saarijärvellä, 50 km Jyväskylästä luoteeseen sijaitseva Summasjärvi eli Summanen todistettiin Jüri Pladon johdolla  törmäyskraatteriksi kesällä 2018. Se oli Suomen kahdestoista kraatterilöytö.

Kraatteri sijaitsee lähes kokonaan Summasjärven alla. Ainoastaan nykyisen kraatterin reunamilta Lamposaaresta tavoitettiin törmäyksestä todistavia pirstekartioita kalliopaljastumista.

Summasen voimakkaaseen, pyöreähköön sähkönjohtavuuspoikkeamaan kiinnitti alkujaan 2000-luvun alkupuolella huomionsa Geologian tutkimuskeskuksen (GTK) geologi Jouko Vanne. Tuo ns. johdeanomalia on edelleen paras keino arvioida Summasen törmäysrakenteen läpimittaa. Sen perusteella Summasen nykyinen halkaisija on noin 2,6 km.

Summasen olemuksen perusteella on kuitenkin selvää, että se on varsin pahoin kulunut. Niinpä sen alkuperäinen koko on erittäin todennäköisesti ollut jonkin verran nykyistä läpimittaa suurempi.

Esiin nousi sellainenkin ajatus, että pienen maljakraatterin sijasta Summanen olisi alkujaan saattanut selvästi suurempi kompleksikraatteri. Niille ominaisia piirteitä ovat tasainen pohja, porrasmaisesti romahtaneet reunat, sekä keskuskohouma. Suomelle tyypillisissä graniittisissa kivissä kompleksikraatterien minimiläpimitta on noin 4 km.

Kraatterin kokoa ja rakennetta selvittääkseen GTK teki viime talvena painovoimamittauksia Summasen alueella. Alustavat tulokset on GTK:ssa ja Tarton yliopistossa työskentelevän Satu Hietalan johdolla esitelty tällä viikolla virtuaalisesti järjestetyssä 11^th Planetary Crater Consortium Meeting -kokouksessa.

Painovoimaprofiileissa ei näy merkkejä kompleksikraattereille ominaisista piirteistä. Sen sijaan johdeanomalian kohdalla nähdään pieni negatiivinen painovoimapoikkeama, eli ”massavaje”. Tällainen on pienille kraattereille luonteenomaista. Uudet tulokset rajaavat kraatterin nykyisen läpimitan noin kolmeen kilometriin.

Mittauksissa oli kuitenkin omat ongelmansa. Tulokset eivät oli likikään niin tarkkoja kuin alkujaan haaveiltiin, sillä huonon jäätalven ja myöhäisen ajankohdan vuoksi painovoimamittauksia ei saatu juuri lainkaan tehtyä johdeanomalian kohdalta. Oleellisin alue jäi siis tutkimatta. Tilanne toivottavasti korjaantuu tulevaisuudessa.

Yhdessä painovoimamittausten kanssa tehtiin myös uusia sähkönjohtavuusmittauksia. Aiemmissa mittauksissa paremmin sähköä johtavan aineksen syvyysulottuvuutta ei saatu varmuudella määritettyä. Sen todettiin olevan vähintään pari sataa metriä. Uuden tekniikan ansiosta toiveissa on päästä jopa puolentoista kilometrin syvyyteen, jolloin johdekerroksen paksuus kyllä selviäisi. Minkäänlaisia uusia tulkintoja johtavuusmittauksista ei kuitenkaan vielä ole julkaistu.

Vaikka johtavan kerroksen paksuus selviäisikin, sen alkuperää ei geofysiikan keinoin voi varmasti osoittaa. Kraatterin tapauksessa todennäköisimpiä vaihtoehtoja on kaksi. Kraatterin pohjalla voi olla törmäyksessä murskaantuneesta kiviaineksesta koostuva ns. breksialinssi, ja sen alapuolella rakoillut peruskallio.

Toinen vaihtoehto on kraatterin pohjaa täyttävä sedimentti- tai sedimenttikivikerros. Breksialinssin ja sedimenttikerroksen yhdistelmä on luonnollisesti myös mahdollinen. Suolapitoisuuden vaihteluakaan ei periaatteessa voida sulkea pois. Varmuuden saaminen edellyttäisi näytteiden saamista kairaamalla, eikä sellaista ole tällä hetkellä näköpiirissä.

Summasesta ei vielä tiedetä kovinkaan paljon. Keskeisistä kysymyksistä avoinna ovat esimerkiksi törmänneen kappaleen koostumus, sekä kraatterin ikä. Summasen pirstekartioista on eroteltu ikätutkijoiden suosikkimineraalia zirkonia, mutta länsinaapurista kantautuneiden kommenttien perusteella kovin lupaavalta ei vaikuta. Summasen ikä siis tuskin on ihan pian selviämässä.

Niin kraatterin iän kuin törmänneen asteroidin koostumuksenkin selvittämisessä avainasemassa on törmäyksessä sulanut kiviaines. Törmäyssulakiveä ei kuitenkaan ole Summasen ympäristöstä onnistuttu löytämään. Kovin runsaasti sellaista tuskin tavataankaan, sillä pienissä kraattereissa sitä syntyy melko niukasti. Lisäksi vuosimiljoonien kulutus on entisestään vähentänyt löydettävissä olevaa määrää.

Kannattaa kuitenkin erityisesti Summasen kaakkoispuolella liikuskellessa pitää silmät auki kaikenlaisten omituisilta vaikuttavien kivien varalta. Etenkin tummahkot hienorakeiset kivet, joissa on seassa graniitin murskaleita, saattaisivat olla juuri sitä, mitä kraatteritutkijat eniten Summaselta kaipaavat.

---

Tämä juttu ilmestyi myös Suomen kraatterit -blogissa.

---

Sääksjärven ikä varmistui

17.7.2020 klo 15.00, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Kraatterit , Maa , Mineralogia , Shokkimetamorfoosi , Suomi , Törmäykset , Yleinen

Maaliskuussa kirjoittelin Sääksjärven törmäyskraatterin tutkimushistoriasta ja Tukholman kuninkaallisessa luonnonhistoriallisessa museossa (Naturhistoriska riksmuseet) työskentelevän Gavin G. Kennyn johdolla tehdyistä uusista analyyseistä. Tuo juttu kannattanee lukaista tämän tekstin taustaksi, ellei se satu olemaan kirkkaana mielessä.

Heikki Papusen jo vuonna 1969 törmäyskraatteriksi tunnistama Sääksjärvi sijaitsee Satakunnassa Kokemäellä, viitisentoista kilometriä Harjavallasta koilliseen. Sen syntyiän määrittäminen on osoittautunut yllättävän vaikeaksi, vaikka tarjolla on runsaasti törmäyksessä sulanutta ja sitten nopeasti uudelleenkiteytynyttä kiveä. Yleensä tällaisista törmäyssulakivistä saadaan tehtyä luotettavimmat kraatterien ikämääritykset. Sääksjärven tapauksessa eri radiometrisin menetelmin on kuitenkin määritetty ”ikiä”, jotka vaihtelevat korkeintaan reilun 300:n, noin 500:n ja noin 600:n miljoonan vuoden välillä. Kellään ei ole ollut oikein hyvää perustetta sille, miksi joku näistä tuloksista olisi parempi kuin joku toinen.

Nyt alkaa näyttää erittäin vahvasti siltä, että Sääksjärven ikä on noin 600 miljoonaa vuotta. Suomen kraattereiden ikiä perusteellisesti tutkineiden Gavin Kennyn, Irmeli Mänttärin ja Martin Schmiederin yhdessä kollegojensa kanssa kirjoittama artikkeli The age of the Sääksjärvi impact structure (Finland): reconciling the timing of small impacts in crystalline basement with that of regional basin development on juuri hyväksytty julkaistavaksi Journal of the Geological Society -julkaisusarjassa. Maksumuurin takana olevassa artikkelissa esitellyn tutkimuksen mukaan Sääksjärven törmäyskraatteri syntyi 608 ± 8 miljoonaa vuotta (Ma) sitten.

Virherajojen puitteissa tämä on sama kuin Mänttärin vetämän suomalaisryhmän jo vuonna 2004 määrittämä ikä. Uudet, vertaisarvioinnin läpäisseet tulokset ovat kuitenkin aiempaa luotettavammalla pohjalla ja niiden virherajat ovat pienemmät.

Molemmissa tutkimuksissa iänmääritykseen käytettiin sekundääri-ionimassaspektrometrilla zirkoni-mineraalista (ZrSiO₄) määritettyjä uraanin ja lyijyn isotooppeja. Osin käytössä olivat jopa samat näytteet. Analyysimenetelmien kehitys viimeisen parin vuosikymmenen aikana on kuitenkin mahdollistanut entistä pienempien kiteiden osien tutkimisen ja osaltaan täten taannut aiempaa tarkemmat ja luotettavammat tulokset.

Uusiakin tuloksia tarkastellessa täytyy muistaa, etteivät ne tietenkään mikään lopullinen totuus asiasta ole. Ne ovat tämän hetken paras ikäarvio, joka perustuu neljään analyysiin. Toki Sääksjärven mineraalien analyysejä kaikkiaan tehtiin kymmenittäin, mutta tuo parhaana totuuden likiarvona pidetty 608 ± 8 Ma on peräisin yhdestä ainoasta zirkonikiteestä, jota töhäytettiin ioneilla neljästä eri kohdasta. Jossain vaiheessa tämäkin ikäarvio tulee väistämättä muuttumaan.

Kennyn ja kumppaneiden mukaan aiemmat argon/argon-menetelmällä määritetyt nuoremmat iät ovat seurausta Sääksjärven kivien kuumenemisesta niiden hautautuessa syvälle sedimenttikerrosten alle. Nuo paksut sedimentit olivat peräisin Skandeilta eli Kölivuoriston rapautumisesta.

Se, että Sääksjärven iäksi varmistui noin 600 Ma eikä esimerkiksi aiemmin esitetty noin 330 Ma on hyvä uutinen näistä sedimenteistä kiinnostuneiden tutkijoiden kannalta. Jos Sääksjärven ikä olisi ollut muutaman sata miljoonaa vuotta nuorempi, ja jos ajatukset hyvin paksuista Suomea tuolloin peittäneistä sedimenttikerroksista pitävät paikkansa, ei nykyisenkaltaista kovaan peruskallioon muodostunutta kraatteria olisi mitenkään voinut syntyä: pienehkö rauta-asteroidi ei vaan millään pysty runttaamaan kilometrin paksuisista sedimenteistä läpi.  Tämä ongelma vaikuttaa nyt poispyyhkäistyltä, joten sen osalta on valtakunnassa kaikki hyvin.

Yhtä sedimenttikiviongelmaa Kennyn ryhmän tutkimus ei kuitenkaan pystynyt selvittämään. Sääksjärven törmäyssulakiven koostumuksen perusteella on päätelty, että alueen peruskalliota peitti törmäyshetkellä jonkinmoinen ohuehko kerros noin 1400 Ma:n ikäistä Satakunnan hiekkakiveä. Sen kappaleita ei kuitenkaan ole koskaan löydetty Sääksjärven törmäyssulakiven tai kairauksin tavoitetun törmäyksessä murskaantuneen kiven joukosta. Eipä niitä kyllä järin tarkasti ole tiettävästi etsittykään.

Satakunnan hiekkakivi on peräisin alueen peruskallion rapautumisesta, joten sen sisältämät zirkonikiteet olisivat saman ikäisiä, noin 1850 Ma, kuin peruskallion zirkonitkin. Niinpä näitä hiekkakivessä olleita zirkoneja saattoi kukaties ollakin mukana nyt analysoiduissa näytteissä. Niitä vain ei näillä tutkimuksilla pysty erottamaan suoraan peruskalliosta törmäyssulakiveen päätyneistä zirkoneista. Tältä osin Sääksjärven kohdekallioperän koostumus törmäyshetkellä jää siis vielä avoimeksi. Tutkittavaa Sääksjärvessäkin riittää myös jatkossa, vaikka ikäkysymys pääpiirteissään vaikuttaakin nyt ratkaistulta.

Sääksjärven noin 600 Ma:n ikä on kiinnostava paitsi Suomen geologisen historian ymmärtämisen kannalta, myös hieman laajemmasta näkökulmasta. Fennoskandian alueella Sääksjärvi on nimittäin ensimmäinen tarkasti ajoitettu ediakarakaudella (noin 635–541 Ma) syntynyt törmäyskraatteri. Sääksjärven törmäyssulakivet lienevät Suomen ainoat kivisulasta kiteytyneet ediakarakautiset kivet. Koko maapalloltakaan muita kohtalaisella varmuudella ediakarakautisiksi tulkittuja kraattereita ei tunneta kuin yksi, Australiassa sijaitseva mahdollisesti noin 40–90-kilometrinen Acraman.

Maapallo reilut 600 miljoonaa vuotta sitten oli hyvin erilainen paikka kuin nykyään. Ediakarakausi tunnetaan kryogeenikauden (noin 720–635 Ma) lumipallomaata seuranneen kiihkeän evoluution villeistä kokeiluista. Tuolloin syntyivät ensimmäiset monimuotoiset ja kookkaat monisoluiset eliöt. Niiden kukoistus jäi kuitenkin verraten lyhytaikaiseksi, kun kambrikauden (noin 541–485 Ma) alussa valtaosa nykyisten eläinten pääjaksoista kehittyi. Samalla ediakarafauna katosi.

Esimerkiksi Hailuodon sedimenttikivien tutkimuksten perusteella on päätelty, että Suomessa olosuhteet olivat kuutisensataa miljoonaa vuotta sitten lauhkeat, vaikka luultavimmin melko korkealla leveysasteella oltiinkin. Vastikään UNESCOn Geopark-statuksen saaneen Lauhanvuoren kivien perusteella puolestaan tiedetään, että ainakin nivelmatoja (annelideja) suunnilleen noihin aikoihin aluetta peittäneen matalan meren pohjahiekassa ryömi. Sen verran rajoittuneet aistit muinaisilla sääksjärveläisillä otuksilla kuitenkin oli, että tuskinpa ne silmänräpäystä ennen höyrystymistään kykenivät toteamaan, ettei 60 000 km/h lähestyvän 250-metrisen rautamöykyn alle jääminen taida olla ollenkaan hyvä juttu.

Sääksjärven törmäysolosuhteet ovat siis edelleen osin oletusten ja hypoteesien varassa. Törmäyskraatterin kivien ikä, šokkimetamorfoosi ja geologinen historia tunnetaan kuitenkin nyt merkittävästi paremmin kuin aiemmin. Tästä on hyvä jatkaa.

---

Tämä juttu ilmestyy myös hieman pidempänä ja aavistuksen enemmän šokkimetamorfista mineralogiaa sisältävänä versiona Suomen kraatterit -blogissa.

---

Se elää!? Titanin kryovulkaaniset järvet ja sisäsyntyinen aktiivisuus

29.6.2020 klo 08.00, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Aurinkokunta , Kryovulkanismi , Titan , Tulivuoret , Vulkanismi

Titanista on vaikea olla pitämättä. Se on Merkuriusta suurempi poikkeuksellisen monimuotoinen maailma, jonka paksussa typpi–metaanikaasukehässä ihminen voisi – ainakin periaatteessa – lentää lihasvoimin. Sen pintaa peittää hiilipitoinen möhnä muualla paitsi siellä, missä harvalukuiset törmäyskraatterit ovat ruopaisseet pintaan enemmän vesijäätä. Jostain pinnan alta löytynee globaali valtameri.

Tuulet muokkaavat Titanin päiväntasaajan valtavia dyynikenttiä jatkuvasti. Napa-alueiden tuntumassa etenkin pohjoisessa on jokia, järviä ja meriä, joissa lainehtii lorauksella etaania höystetty metaani. Titan onkin Maan ohella ainoa tuntemamme taivaankappale, jossa on täysi hydrologinen kierto. Titanissakin siis sataa.

Kaikkea tätä kiehtovaa geologiaa ympäröi vain tutkalla ja eräillä infrapuna-aallonpituuksilla läpäistävissä oleva pilvinen ja utuinen kaasukehä. Titan ei paljasta salaisuuksiaan helpolla.

Titanin metaanisateista ja orgaanisen hiekan kasautumisesta dyyneiksi on vastuussa Auringosta saatava energia. Sen sijaan Titanin sisäisen energian pyörittämistä geologisista prosesseista on saatu vain epäsuoria viitteitä. Esimerkiksi metaania täytyy tulla jostakin Titanin kaasukehään lisää, koska muuten se ajan myötä katoaisi. Aktiivinen kryovulkaaninen toiminta on luonnollisin selitys.

Samoin Titanin kaasukehästä on löydetty radioaktiivisen kaliumin hajoamisesta kertovaa argonin isotooppia 40. Sen täytyy olla peräisin Titanin sisäosien kivisestä osasta ja sitä on niin paljon, että se viittaa merkittävään sisäsyntyiseen geologiseen aktiivisuuteen.

Varsinaiset Titanin kryovulkaanisesta historiasta kielivät pinnanmuodot ovat kuitenkin huomattavan harvalukuisia. Yksi vahvimmista kandidaateista tähän mennessä on ollut Doom Mons, siis kaikille J. R. R. Tolkienin tuotannon ystäville tuttu Tuomiovuori. Siitä esimerkiksi lähtee 200-kilometrinen selväpiirteinen kryolaavavirta.

Nyt Journal of Geophysical Research: Planets -lehdessä on hyväksytty julkaistavaksi kuuharrastajien hyvin tietämän Chuck Woodin ja Jani Radebaugh’n kirjoittama artikkeli Morphologic Evidence for Volcanic Craters near Titan’s North Polar Region. Se tarjoaa runsaasti uusia kandidaatteja paikoiksi, joissa Titanin sisäsyntyinen aktiivisuus on geologisessa mielessä ihan vastikään synnyttänyt kryovulkaanisia rakenteita.

Titanin metaanimeret ja -järvet keskittyvät lähelle sen napoja, etenkin pohjoiseen. Pienimmät niistä esiintyvät ryppäinä, ovat usein melkoisen pyöreitä, ja monesti koostuvat osin sisäkkäisistä romahdusrakenteista. Niillä on ympäristönsä yläpuolelle kohoava reuna, ja useita niistä ympäröi laaja tutkakuvissa kirkkaana näkyvä kehä. Tavallisesti ne ovat läpimitaltaan noin seitsenkilometrisiä, ja joidenkin keskeltä törröttää saari. Törmäyskraattereita ne eivät kuitenkaan ole. Tämän puolesta puhuu osin sekin, että niiden reunoilla ei ole nähtävissä syvemmältä peräisin olevasta vesijäästä kertovia spektroskooppisia sormenjälkiä.

Mikään uusi löytö Titanen pienet pyöreät metaanijärvet eivät ole. Aiemmin ne vain on tulkittu joko karsti- tai termokarstivajoamien kaltaisiksi rakenteiksi. Karstivajoamat ovat melko yleisiä Maan kalkkivialueilla, joissa vesi liuottaa maanalaisen kalkkikiven pois synnyttäen pyöreähköjä kuoppia. Termokarstilammet taas ovat nykyisin yhä tutummaksi käyvä murheellinen näky arktisilla alueilla, joilla ilmaston lämpeneminen sulattaa ikiroutaa.

Woodin ja Radebaugh’n uudet havainnot kuitenkin osoittavat melkoisen vastaansanomattomasti, ettei Titanin pienien pyöreiden järvien kohdalla kyseessä voi olla karstin tai termokarstin tapainen ilmiö. Titanissa näitä rakenteita ympäröivät satakin metriä ympäristön yläpuolelle kohoavat reunat. Karstivajoamilla tällaisia ei tunneta. Lisäksi eräistä reunoista näyttää lähtevän virtausuomien tapaisia piirteitä, jollaisia ei myöskään karstin tai termokarstin yhteydessä tavata.

Woodin ja Radebaugh’n idean mukaan ainoa geologinen prosessi, joka voi selittää kaikki havaitut piirteet, on kryovulkanismi. Heidän mukaansa kyseessä ovat kryovulkaaniset kalderat tai todennäköisemmin maarit.

Kalderat ovat lähinnä romahdusrakenteita, jotka Maassa ja Marsissa syntyvät yleensä tulivuorten laelle sen magmasäiliön tyhjennyttyä. Sitkaamman laavan tapauksissa kalderaa voi ympäröidä myös kohonnut reuna (jolloin tosin ollaan jo hyvin lähellä vulkaanista kraatteria eikä kalderaa).

Maarit puolestaan tarvitsevat jonkinlaisen magman lisäksi myös toista, herkemmin haihtuvaa ainetta, sillä ne ovat räjähdysmäisissä höyrypurkauksissa syntyviä rakenteita. Maassa ne muodostuvat, kun magma kohoaa maankuoressa ylöspäin ja kohtaa pohjaveden pinnan. Silloin pohjavesi kiehahtaa ja kuohahtaa räjähdysmäisesti. Lopputuloksena on useimmiten pienen lammen tai järven täyttämä pyöreähkö kuoppa, jota ympäröi kohonnut reuna. Titanin maareissa räjähdysmäisesti laajenevan aineen tehtäviä voisi hoitaa esimerkiksi metaani tai typpi. Itse ”kuuma” magma olisi puolestaan vettä.

Ajatus Titanin maareista sopii hyvin yhteen havaintojen kanssa. Sitä kuitenkin vaivaa sama perusongelma kuin kryomagmatismia muuallakin aurinkokunnassamme: veden eriskummalliset ominaisuudet. Retkiluistelu ja pilkkiminen ovat mahdollisia ainoastaan siksi, että vesi on erittäin merkillinen yhdiste. Jos vesi käyttäytyisi kuten valtaosa muista aineista, jäät mäjähtäisivät järvien pohjaan ja vedenpinta pysyisi sulana. Jää on kuitenkin poikkeuksellisesti harvempaa kuin nestemäinen vesi, joten se kelluu veden pinnalla.

Kelluva jää on tietenkin ihmisten kannalta monessakin mielessä oikein mukava asia. Kryomagmatismin näkökulmasta se on kuitenkin mitä melkoisin ongelma. Kryomagmaattisissa vuorissa ja maareissa tiheämpi aines pitäisi jollain ilveellä kohoamaan harvemman aineksen läpi pinnalle tai ainakin sen tuntumaan.

Tämä ei ole laisinkaan helppoa. Jos veteen sekoittaa ammoniakkia, laskee vesiliuoksen jäätymispiste ja kryovulkanismi käy hieman yksinkertaisemmaksi. Ongelmatonta se ei siltikään ole. Yksi hankaluus on, että moni tutkija haluaisi käyttää ammoniakkia jos jonkinlaisten teorioidensa mahdollistajana, mutta sitä ei vaan tahdo oikein mistään päin aurinkokuntaa löytyä tarvittavia määriä. Kryovulkanismin teorian tutkijoilla riittää työsarkaa.

Mielenkiintoisin ajatus Woodin ja Radebaugh’n artikkelissa on havaittujen kryovulkaanisten järvien (ja jokusen kuivan kuopan) oletettu nuoruus. Niiden reunat ja virtausrakenteet vaikuttavat hyvin säilyneiltä, joten geologisessa mielessä kohteet voivat olla varsin tuoreita. Wood & Radebaugh pitävät mahdollisena sitäkin, että Titan olisi tänäkin päivänä sisäisen energiansa voimin elävä maailma.

Nuoria Titanin kryovulkaaniset rakenteet todennäköisesti ovatkin. Kannattaa silti huomata, että Titanin pinnanmuotojen iänmääritys on hankalampaa kuin useimpien muiden maankaltaisten planeettojen tai kuiden tapauksessa. Titanin paksu kaasukehä pitää normaalisti iänmääritykseen käytettyjen törmäyskraatterien määrän pienenä ja koon suurena, joten kraatterilaskut eivät auta iän arvioinnissa.

Woodin ja Radebaugh’n ikäarvio tukeutuu siis ainoastaan maareiksi tulkittujen kohteiden yleisen olemuksen vertailuun muiden pinnanmuotojen kanssa, sekä kokemukseen perustuvaan näppituntumaan. Tutka- ja infrapunakuvien verrattain rajallisen erotuskyvyn vuoksi tuokaan ei ole ihan niin helppoa kuin vaikkapa Kuun tai Marsin tapauksissa, joista on tarjolla runsain määrin häkellyttävän tarkkaa kuvaa.

Vielä on turhan aikaista julistaa Titanin kuuluvan Ion, Tritonin, Enceladuksen, Maan ja luultavasti Europan ohella aurinkokuntamme kappaleiden eliittijoukkoon, jota luonnehtii sisäsyntyisten voimien tuottama aktiivinen geologia.[1] Pikku hiljaa Titanista kertyy kuitenkin yhä enemmän havaintoja, joita alkaa olla vaikea selittää mitenkään muuten.

Varmuutta asiasta tuskin saadaan ennen 2030-luvun puoliväliä, jolloin NASAn Dragonfly-kopteri pääsee paitsi lentelemään ympäri Titania, myös kuuntelemaan seismometreillään sen sisuksia. Ainakin siihen saakka voi kuitenkin perustellusti uskoa siihen kiehtovaan ajatukseen, että Titanissa voi tälläkin hetkellä olla käynnissä maar-järvien synty.

---

[1] Voi tietysti perustellusti kysyä, kuinka ”sisäsyntyistä” kuiden geologia oikeastaan on, koska energia on peräisin vuorovesivoimista. Titania eivät vuorovesivoimat nykyisin riepottele samaan malliin kuin vaikkapa Ioa tai Enceladusta, mutta useat tutkimukset, esimerkiksi muutama viikko sitten julkaistu artikkeli, ovat osoittaneet, että Titan oli aiemmin huomattavasti lähempänä Saturnusta. Tuolloin vuorovesienergiaakin oli enemmän tarjolla. Titan on kuitenkin planeetan kokoinen kappale, joten ei olisi mitenkään mahdotonta, että Titanilla olisi edelleen riittävästi ihan ”aitoakin” sisäistä energiaa pyörittämään geologisia prosesseja.

---

Keurusselän šokkilamellien paluu

24.6.2020 klo 08.00, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Kraatterit , Maa , Mineralogia , Shokkimetamorfoosi , Törmäykset

Joskus joulukuun alkupuolella vuonna 2003 kaverini Jarmo Moilanen toi minulle kiven. Sen hän oli löytänyt Keurusselältä, jossa hän oli ollut Satu Hietalan kanssa etsimässä mahdollisia merkkejä muinaisesta törmäyksestä.

Aiemmin marraskuun puolivälissä Satu oli löytänyt asuinseudultaan lohkareita, joissa enemmän tai vähemmän kaarevalla pinnalla matalat harjanteet ja niiden väliset uurrosmaiset painanteet muodostavat kartiomaisen rakenteen. Nämä eivät olleet mitään pintapiperrystä, vaan rakenne läpäisi koko kiven. Satu piti niitä pirstekartioina, ja Jarmo vahvisti tulkinnan. Sittemmin marras–joulukuussa Satu ja Jarmo löysivät pirstekartioita roppakaupalla lisää niin irtolohkareista kuin kalliopaljastumistakin.

Jarmon löytämä ja työhuoneelleni toimittama irtolohkareena löytynyt kivi oli aika ruma. Se on mahdollisten törmäyssyntyisten kivien kohdalla aina lupaava merkki. Vajaan nyrkin kokoinen näyte oli selvästi joskus ollut jonkunmoinen graniitin sukuinen kivi, mutta sittemmin jokin oli ruhjonut sitä melko pahasti.

Tällaisia rikkoutuneita kiviä kutsutaan breksioiksi, ja niitä syntyy hyvin monissa erilaisissa geologisissa prosesseissa. Silmämääräisesti esimerkiksi kalliolohkojen liikunnoissa syntynyttä tektonista breksiaa ei voi varmuudella erottaa törmäyskraatterien yhteydessä esiintyvistä erilaisista törmäysbreksioista.

Murikka vaikutti sen verran lupaavalta, että teetin siitä Oulun yliopiston ohuthielaboratoriossa lasilevylle liimatun ja vain 0,03 mm paksun siivun eli ohuthieen. Näin ohkaisesta kivestä valo menee helposti läpi (paitsi malmimineraaleista). Niinpä sellaista voi kätevästi tutkia petrografisella eli polarisaatiomikroskoopilla.

Ohuthie valmistui ja pääsin ihmettelemään sitä mikroskoopin avulla. Katselin sitä muutaman minuutin, vedin jonkun kerran syvään henkeä, ja sitten tutkiskelin sitä eri suurennoksilla vielä uudemman kerran. Seuraavaksi pyysin työpöytäkompleksin vastapuolelta Hölman-brothersin toisen osapuolen Marko Holman vilkaisemaan hiettä. Hän ei kiistänyt tulkintaani. Sitten soitin Vaalaan Jarmolle:

– Moilane.
– Öömanni.
– No mitäpä mies?
– Ei kai tässä kummempia. Sain sen Keurusselän hieen.
– Siitä ei varmaan mitään sen merkillisempää löytynyt?
– Eipä siinä ihmeempiä, se on tommonen granitoidibreksia. Aika laillahan sitä on murjottu.
– Näinhän minä sitä arvelinkin.
– Ai niin. On siinä muuten kvartsissa šokkilamelleja, ainakin kahteen suuntaan.

Tässä vaiheessa Jarmon äänenvoimakkuus kohosi useamman pykälän ja korkeuskin hivenen. En liki 17 vuoden takaista keskustelua muista enää niin tarkasti, että rohkenisin sitä tuon pidemmälle approksimoida.

Šokkilamellit löytyivät 15.12.2003, vain kuukauden kuluttua ensimmäisistä pirstekartiohavainnoista. Joskus asiat sujuvat hämmästyttävän sukkelasti. Vaikka pirstekartiot jo sinällään ovat kiistaton törmäystodiste, vahvisti šokkilamellien löytyminen – vaikkakin irtolohkareesta ja ilman niiden kidetieteellisten esiintymistasojen määrittämistä – tulkintaa Keurusselän seudusta muinaisen törmäyskraatterin täysin kuluneena jäänteenä merkittävästi.

Ensimmäisen kokousjulkaisun jälkeen Keurusselän pirstekartioita ja geofysiikkaa on tutkittu useammassakin artikkelissa. Keurusselkä myös saatiin vuonna 2016 Martin Schmiederin johdolla ajoitettua yhdeksi maailman vanhimmista todistetuista törmäyskraattereista. Se syntyi vähintään noin 1150 miljoonaa vuotta sitten.

Keurusselän šokkilamelleihin on kuitenkin palattu kunnolla vain kerran. Vuonna 2010 yksi maailman johtavista šokkimetamorfoosin asiantuntijoista, Wienin luonnontieteellisessä museossa työskentelevä Ludovic Ferrière kollegoineen määritti pirstekartioiden kvartsi- ja plagioklaasirakeisiin syntyneiden šokkilamellien (englanniksi planar deformation features eli PDFs) ja tasomurtumien (engl. planar fractures) avulla Keurusselän kivien kokeneen aavistuksen alle 20 gigapascalin paineen. Se vastaa noin 200 000 ilmakehää, mutta tuollaista lukemaa on käytännön tasolla varsin mahdotonta hahmottaa. Maan sisällä noin kovat paineet saavutetaan vasta reilun 500 km:n syvyydessä ylä- ja alavaipan välisellä vaihettumisvyöhykkeellä.

Nyt Keurusselän šokkilamellit tekevät pienimuotoisen paluun. Wieniläistutkijat Lidia Pittarello ja Ludovic Ferrière kumppaneineen ovat syynänneet kanadalaisten Charlevoix’n ja Manicouaganin, dinosaurusten tappaja Chicxulubin, sekä Keurusselän törmäyskiviä. Näiden tutkimusten pohjalta kesäkuun alussa Meteoritics & Planetary Science -lehden sivuilla ilmestyi julkaistavaksi hyväksytty artikkeli Preferred orientation distribution of shock‐induced planar microstructures in quartz and feldspar.

Juttu ei välttämättä ole sellainen, joka saisi osakseen valtavasti mediahuomiota tai suuren yleisön ihastuksen huokauksia. Tämä on ymmärrettävää, mutta myös hieman sääli, sillä suomalaisista kraattereista tehdään niin niukalti tuoretta tutkimusta, että jokainen uusi artikkeli on merkkitapaus. Ja tällainen ”tylsä” perustutkimus on juuri sitä, jota valtaosa tutkimustyöstä on.

Šokkilamellit ovat eniten käytetty keino todistaa törmäyskraatterikandidaatti ja arvioida šokkipaineen suuruutta. (Samalla ne ovat myös eniten väärinkäytetty keino, mutta ei mennä siihen tällä kertaa sen syvällisemmin.) Tyypillisimmillään ja ”helpoimmillaan” ne ovat kvartsissa, joka on yksi maankuoren yleisimmistä mineraaleista.

Šokkilamellien syntyä ei pohjimmiltaan vielä täysin ymmärretä. Kvartsissakin niitä on syntytavaltaan vähintään kahta eri tyyppiä, todennäköisesti enemmän. Pääsääntöisesti niiden kuitenkin voi ajatella olevan tasopintoja, joissa kvartsin kiderakenne on paineen vaikutuksesta tuhoutunut ja muuttunut lasiksi.

Myöhemmin lasi alkaa hiljalleen kiteytyä takaisin kvartsiksi, mutta se jättää jälkeensä lähinnä vedestä koostuvia pikkuriikkisiä pisaroita eli fluidisulkeumia. Mikroskoopilla sivusta katsottuna nämä pisaroista koostuvat tasot näyttävät tummilta suorilta vieri vieressä olevilta pisteviivoilta. Näitä on suomeksi kutsuttu helminauhašokkilamelleiksi (engl. decorated planar deformation features eli decorated PDFs).

Paineesta riippuen šokkilamelleja syntyy eri kidetieteellisiin tasoihin. Nämä tasot määrittämälllä voidaan tehdä arvio kyseisen kivinäytteen kohtaamasta suurimmasta paineesta. Aiemmin on oletettu, ettei kivessä olevan mineraalirakeen suunnalla suhteessa šokkiaaltoon kuitenkaan olisi merkitystä. Perinteisen yksinkertaistetun näkemyksen mukaan mukaan siis vaikkapa 20 GPa:n paineessa kvartsiin syntyvät samat šokkilamellit riippumatta siitä, missä asennossa vinhasti etenevä šokkiaalto ja kvartsirae toisensa kohtaavat.

Pittarellon vetämän ryhmän tulokset antavat nyt ensimmäiset vahvat viitteet sen puolesta, ettei tämä yksinkertaistus pidä paikkaansa. Kaikkien neljän tutkitun kraatterin kivissä havaittiin merkittävät erot kvartsin ja maasälvän šokkilamellien suunnissa, kun verrattiin samasta näytteestä šokkiaallon oletetun tulosuunnan suuntaisesti ja sitä vastaan kohtisuoraan tehtyjä hieitä (jos ihan tarkkoja ollaan, Chicxulubin kohdalla tilanne on monitulkintaisempi, koska šokkiaallon suunnasta ei ole varmaa käsitystä). On siis ainakin pieneltä osin kiinni ihan puhtaasta sattumasta, millaisia šokkilamelleja mihinkin mineraalirakeeseen muodostuu.

Vaikka eri suunnissa selvä ero havaittiinkin, varsinaisen šokkiaallon tulosuunnan ja sen vaikutuksesta syntyvän šokkilamellin suhteen kertovan ”mittarin” kehittämisestä ollaan vielä kaukana. Se luultavasti vaatisi laboratoriokokeiden tekemistä.

Tutkimuksessa kiinnitettiin huomiota myös siihen, vaikuttaako kivissä jo ennen törmäystä ollut ihan tavanomainen liuskeisuus syntyviin šokin todisteisiin. Tässä vertailussa Keurusselän gneissi edusti liuskeisinta tyyppiä. Liuskeisuudella ei kuitenkaan havaittu olevan minkäänlaista vaikutusta šokki-indikaattorien suuntiin. Laboratoriokokeet olisivat kuitenkin paikallaan tämänkin havainnon vahvistamiseksi tai kumoamiseksi.

Jos joskus saadaan šokkilamellien suunnat tilastollisesti sidottua šokkiaallon tulosuuntaan, saadaan myös paremmat mahdollisuudet ymmärtää, kuinka esimerkiksi kraatterien keskuskohoumat ja -renkaat syntyvät. Niissä kiviaines liikkuu sekä pysty- että sivusuunnissa jopa kymmeniä kilometrejä ennen päätymistään nykyisille sijoilleen. Mikäli kivet pystyisivät kertomaan, missä päin kraatteria ne olivat kun rytinä alkoi, saattaisi koko kraatterin keskusosien monimutkainen dynamiikka avautua hieman nykyistä paremmin. Törmäyskraatterit ovat aurinkokuntamme yleisin pinnanmuoto, joten niiden ymmärtäminen olisi vallan mukavaa.^*

Keurusselän kaltaisten pohjiaan myöten kuluneiden kraatterinjäänteiden tapauksessa tämä saattaisi osaltaan auttaa selvittämään, minkä tyyppinen ja sen myötä myös kuinka suuri alkuperäinen kraatteri mahtoi olla. Tuohon pisteeseen pääseminen vaatii kuitenkin vielä lukemattomia työtunteja ja niiden tuloksena syntyviä tutkimusartikkeleja.

Kuten Pittarellon ryhmän artikkelissakin todetaan, voi silti käydä niin, että šokkilamellien ja šokkiaallon suunnan suhteen yksityiskohtainen selvittäminen osoittautuu käytännössä mahdottomaksi. Jos niin tapahtuu, se e ole varsinainen ongelma tai pettymys, vaan erottamaton osa perustutkimuksen luonnetta. Joka tapauksessa askel askeleelta tulevien vuosikymmenten aikana hiljalleen selviää, onko asia ylipäätään selvitettävissä vai ei. Niin tai näin, Keurusselän Valkeaniemen kivet olivat osaltaan mahdollistamassa ensimmäistä askelta.

---

Kiitokset Jarmo Moilaselle šokkilamellien löytöpäivämäärän tarkistuksesta. Tämä juttu ilmestyy myös Suomen kraatterit -blogissa.

^*Tätä kappaletta hieman täydennetty iltapäivällä 24.6. Mineraalien näkökulmasta oleellista on, missä päin syntyvää kraatteria ne sijaitsivat šokkiaallon saapuessa, eli missä ne olivat suhteessa törmäyskohtaan (joka horisontaalitasossa yleensä vastaa likimain näkyvän kraatterin tai sen jäänteen keskikohtaa). Koska šokkiaalto on suunnilleen pallosymmetrinen harvinaisia loivakulmaisia törmäyksiä lukuun ottamatta, ei törmäävän kappaleen tulosuunnalla tai -kulmalla ole järin suurta merkitystä. Paikallisesti šokkiaallon kulkusuunnassa tosin tapahtuu erilaisten aineen rajapintojen vuoksi kaikenlaisia muutoksia. Jos ja kun mineraalit Pittarello et al.:in mukaan ilmeisesti ”muistavat” suhteensa šokkiaallon tulosuuntaan, voisi laajalla näytteenotolla kuitenkin ainakin periaatteessa pyrkiä selvittämään, mistä kivet päätyivät sinne missä ne nyt ovat.

Muokkaus myöhemmin iltapäivällä 24.6.: Yhtä linkkiä muutettu melkein asianosaisen lukijan pyynnöstä.

---

Hiipuuko myöhäinen pommitus?

27.5.2020 klo 14.53, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Aurinkokunta , Kraatterit , Kuu , kuulennot , Mars , Merkurius , Törmäykset , Törmäysaltaat , Yleinen

Yksi Apollo-ohjelman keskeisimmistä tieteellisistä tuloksista on aiheuttanut pahemmanpuoleista päänvaivaa planeettatutkijoille suunnilleen vuodesta 1974 saakka. Tuolloin Caltechin nerokkaasti nimetyn Lunatic Asylumin tutkijat väittivät, että Kuuta ja samalla tietysti myös Maata kohtasi katastrofaalinen asteroidipommitus noin 3,9 miljardia vuotta (Ga) sitten.

Tämän ajatuksen mukaan useat Kuun suurimmista törmäysaltaista olisivat syntyneet Kuun geologian puitteissa hyvin lyhyen ajan, eli korkeintaan parin sadan miljoonan vuoden sisällä. Myöhemmin kaikkein äärimmäisimmissä malleissa aika puristetiin kymmenesosaan tuosta.

Näihin kohtalaisen hurjiin päätelmiin johti törmäyksissä radioaktiivisen kellonsa nollanneiden kuunäytteiden iänmääritys. Neljää miljardia vuotta vanhempia näytteitä ei löytynyt. Kaiken järjen mukaan planeettojen muodostumisesta jäljelle jääneitä hukkapaloja olisi kuitenkin pitänyt törmäilla Kuuhun reilut 4 Ga sitten vaikka kuinka paljon. Törmäysten olisi pitänyt jättää jälkensä näytteissä havaittavaan ikäjakaumaan.

Se oli Imbriumin vika

Idea suunnilleen 3,9 Ga sitten huipentuneesta lyhytkestoisesta törmäyspiikistä tunnetaan hieman eri vivahteilla joko pelkästään Kuun kataklysminä (terminal lunar cataclysm) tai koko sisempää aurinkokuntaa runnelleena rajuna myöhäisenä pommituksena (late heavy bombardment, LHB). Ajatus sai osakseen välittömästi rajua kritiikkiä. Arvostelijoiden mukaan kyseessä on vain harha ja tulkintavirhe, sillä havaitut kuunäytteiden iät olivat heidän mukaansa täysin sopusoinnussa hiljalleen hiipuvan asteroidipommituksen kanssa, eikä minkäänlaista myöhäistä piikkiä törmäysvuossa ollut olemassa.

Kriitikoiden toinen keskeinen argumentti liittyi Apollo-lentojen perusongelmaan: teknisen ja rahallisen pakon sekä NASAn johtoportaan riskien välttelyn sanelemina ne suuntautuivat melko kapealle vyöhykkeelle Kuun päiväntasaajan tuntumaan, ja tietenkin lähipuolelle. Kuten jokainen voi kiikarien avulla havaita, tämän alueen geologiaa hallitsee Imbriumin törmäysaltaan heittele, joka on uurtanut jälkensä lähes koko lähipuolelle. Kritiikin idea on siis, että liki kaikki Maahan saadut vanhempaa ainesta edustavat kuunäytteet ajoittaisivat ainoastaan Imbriumin altaan syntymisen noin 3,9 Ga sitten. Tuota ongelmaa voi verrata siihen, että koko maapallon geologia tunnettaisiin näytteiden muodossa vain Kongon ja Saharan väliseltä alueelta, ja Suuri Jumalainen Puskutraktori olisi levittänyt paksun kerroksen Saharan santaa koko alueen päälle.

LHB:n nousu ja tuho?

Ideoita ja todisteita LHB:n puolesta ja sitä vastaan esitettiin seuraavien vuosikymmenien kuluessa intohimoisesti, mutta varmuutta asiasta ei saatu. 2000-luvun alussa LHB näytti kuitenkin pääsevän niskan päälle, koska myös satunnaisista paikoista Kuun pinnalta Maahan päätyneet kuumeteoriitit tuottivat noin 3,9 Ga:n ikiä. Varmemmaksi vakuudeksi sama 3,9 Ga:n ikäpiikki löytyi useista meteoriittiluokista, maineikas marsilainen ALH 84001 mukaan luettuna. LHB näytti pyyhkäisseen koko sisemmän aurinkokunnan läpi.

Samaan aikaan mallintajat saivat jättiläisplaneetat puljaamaan pitkin ja poikin aurinkokuntaa, synnyttäen siinä sivussa LHB:n. Astrobiologit ja muinaisen Maan tutkijat olivat hekin innoissaan, koska vanhin tuolloin tunnettu maapallon mantereinen kuori  oli iältään noin 3,9 Ga, ja pian sen jälkeen oli nähtävissä ensimmäiset suht vakuuttavat todisteet elämästä. Niin Maan kuori kuin elämäkin pääsivät kehittymään rauhassa, kun satakilometrisiä kivenmurkuloita ei vähän väliä putoillut niskaan. Palaset tuntuivat sopivan kauniisti yhteen.

Kaikki olisi ollut hyvin, jos tutkijat olisivat tässä vaiheessa ymmärtäneet lopettaa asioiden penkomisen. Sitä he eivät kuitenkaan jostain syystä tehneet. Niinpä kävi kuten kauniille hypoteeseille usein tuppaa käymään: ikävät datapisteet alkoivat harata vastaan. Kuunäytteistä löytyi yhä useampia kiusallisen vanhoja altaiden syntyaikoja, osa näistä vakuuttavampia kuin toiset.

Samalla myös mallintajien helmitaulut päivitettiin laskutikuiksi, joten jättiläisplaneetat eivät enää seilanneetkaan niin kuin aiemmin oletettiin. Kaiken tämän seurauksena muutama vuosi sitten muuan ansioitunut tutkija pääsi jo julistamaan kataklysmin kuolleeksi.

Merkuriuksen törmäysaltaat ja LHB

Viimeisin omiin silmiini osunut artikkeli LHB:stä on hyväksytty julkaistavaksi arvostamassani Journal of Geophysical Research: Planets -lehdessä. Berliiniläisvetoisessa tutkimuksessa Csilla Orgel kollegoineen tutki Merkuriuksen törmäysaltaita ja niiden merkitystä LHB:lle.

Aiemmissa Merkuriuksen törmäysaltaiden etsinnöissä ei vielä ollut käytössä kaikkia NASAn MESSENGER-luotaimen tuottamia aineistoja, joten Orgelin ryhmän tuloksia voi pitää ensimmäisenä kattavana Merkuriuksen törmäysaltaiden inventaariona. Niitä löytyikin 1,7 kertaa niin paljon kuin aiemmissa tutkimuksissa. Varmoja tai todennäköisiä vähintään kolmesataakilometrisiä[1] törmäysaltaita tunnetaan Merkuriuksesta nyt 80. Mahdolliset altaat huomioiden luku on 94.

Selkeästi monirenkaisia törmäysaltaita, jollaisista Kuun Orientale on paras esimerkki, ei uudessakaan kartoituksessa Merkuriuksen pinnalta löydetty. On mahdollista, että niitä ei syystä tai toisesta Merkuriuksessa koskaan syntynytkään, tai sitten Merkuriuksen aktiivisempi geologia on hävittänyt todisteet altaiden useammista renkaista.

Paitsi renkaat, monessa tapauksessa myös itse altaat ovat hävinneet. Altaita nimittäin löytyi vain puolet siitä, mitä mallien mukaan voisi olettaa syntyneen. Vanhimmat törmäysaltaat ovat siis kadonneet jäljettömiin. Nekin, jotka ovat vielä jäljellä, ovat hieman nuhjaantuneen ja pliisun oloisia.

LHB:n kannalta oleellisinta Orgelin ja kumppanien tutkimuksessa oli altaiden ikien aiempaa tarkempi määrittäminen. Planeettojen pintojen iät saadaan selville lähinnä kraatterilaskujen avulla. Periaatteessa kyseessä on yksinkertainen menetelmä: mitataan kraatterien koot ja lasketaan niiden määrä pinta-alayksikköä kohti. Mitä enemmän kraattereita, sitä vanhempi pinta. Käytännössä kuitenkin erilaisiin malleihin ja törmäysvuo-oletuksiin perustuvan iän saaminen on hankalaa hommaa. Myös itse laskentamenetelmissä tapahtuu koko ajan kehitystä esimerkiksi erilaisten virhelähteiden huomioimisen osalta. Tässä berliiniläisryhmä on maailman huippua.

Toisin kuin useasti aiemmin, uudessa tutkimuksessa ei löydetty Merkuriuksen törmäysaltaiden synnyttäjiksi kuin yksi törmäävien kappaleiden populaatio. Ei siis mitään suurten kappaleiden yhtäkkistä piikkiä 3,9 Ga sitten tai milloinkaan muulloinkaan, vaan ainoastaan yksi ja sama hiljalleen laantuva törmäävien kappaleiden vuo. Tämä sopii erinomaisesti yhteen Orgelin parin vuoden takaisen Kuun altaita käsitelleen samoja uusia menetelmiä käyttäneen tutkimuksen kanssa. Myöskään siinä ei löydetty todisteita kataklysmistä.      

Kataklysmin ja LHB:n tulevaisuus?

Tällä hetkellä Kuun kataklysmi ja aurinkokunnan sisäosia kurittanut LHB ovat heikommassa hapessa kuin pitkiin aikoihin. Arkkua ei kuitenkaan vielä ole naulattu kiinni.

Kuun kataklysmin osalta ratkaisu voi olla jo näkyvissä. Kuusta varmasti saadaan uusia näytteitä useastakin paikasta kohtalaisen läheisessä tulevaisuudessa. Jos, ja rohkenen sanoa kun esimerkiksi South Pole – Aitkenin, Nectariksen ja Orientalen altaista saadaan törmäyssulakiviä Maahan ja niiden myötä altaiden syntyajat selville, on Kuun törmäyshistorian keskeisimmät vaiheet ajoitettu. Niiden myötä kataklysmi joko varmistuu tai katoaa historian hämyyn hyvänä ideana, joka kuitenkin osoittautui vääräksi.

Uusien kuunäytteiden myötä myös laajempi LHB joko vahvistuu tai on henkitoreissaan. Marsin törmäysaltaista saatavat näytteet ratkaisisivat tuon kysymyksen. Vaikka kallis ja teknisesti vaativa näytteenhakulento saataisiinkin aikaiseksi, Marsin monimuotoisemman geologian vuoksi sopivien näytteiden löytäminen ei ole niin ”yksinkertaista” kuin Kuussa. Ja vaikka altaiden ikämääritykset onkin ymmärretty keskeiseksi tieteelliseksi tavoitteeksi, eivät altaiden törmäyssulakivet kuitenkaan aivan ensimmäisten Maahan tuotavien Mars-näytteiden joukossa ole.

Niinpä LHB saattaa jatkaa sitkutteluaan, vaikka Kuun kataklysmi perinteisessä muodossaan kuolisikin pois. Joka tapauksessa niin näytteitä ajoittavilla isotooppigeologeilla, kraatterilaskijoilla kuin mallintajillakin riittää vielä rutkasti väiteltävää aurinkokuntamme kehityshistorian tiimoilta.

---

[1] 300 km:n valinta törmäysaltaan läpimitan alarajaksi on käytännössä täysin mielivaltainen. Se on peruja Kuun törmäysaltaiden ynnäilyistä. Erityisen hyvää perustetta sillekään valinnalle ei aikoinaan ollut. Kukaan ei kuitenkaan ole esittänyt törmäysaltaalle yleisesti hyväksyttyä määritelmää, joten vaikkei sille fysikaalisia perusteita oikein ole, se on ihan käypä nyrkkisääntö.

Tämä juttu tulee ilmestymään myös Hieman Kuusta -blogissa.