Titanin kraatterit
Titan tunnetaan Saturnuksen suurimpana kuuna. Se on Merkuriusta kookkaampi, ja täyttää geologisessa mielessä kaikki täysiverisen planeetan tunnusmerkit. Titan tunnetaan myös Maan ohella ainoana taivaankappaleena, jolla esiintyy nykyisin koko hydrologinen kierto. Veden sijasta Titanin taivaalta kuitenkin sataa lähinnä metaania, joka päätyy joissa virtailtuaan lainehtimaan metaanimerissä.
Lisäksi Titan tunnetaan esimerkiksi valtavista päiväntasaajaseudun dyynikentistään, samoin kuin kaiken peittävästä oranssista udustaan. Astrobiologit ja varhaisen Maan kaasukehän tutkijat tuntevat suurta vetoa Titania kohtaan. Surumielisen mustan huumorin ja scifin ystävät taas tuntevat Kurt Vonnegutin Titanin seireenit. Titania ei kuitenkaan tunneta törmäyskraattereistaan. Siksipä niistä kannattaakin puhua.
Törmäyskraatterit ovat planeettageologin parhaita kavereita. Ne tarjovat näkymän syvälle planeetan pinnanalaiseen koostumukseen, samoin kuin sen rakenteeseen. Niiden avulla voi vaikkapa kartoittaa roudan esiintymisen leveysaste- ja syvyysvaihtelua eri aikakausina. Kraatterit antavat mahdollisuuden määrittää eri taivaankappaleiden pintojen ikiä ja geologista historiaa, ja niiden syntyprosessi on tuonut meille ilmaisia näytteitä eri puolilta aurinkokuntaa. Jollei luonto tarjoaisi kraattereita ilmaiseksi käyttöömme, jonkun pitäisi ehdottomasti keksiä ne.
Titanin tapauksessa sen paksu typestä ja metaanista koostuva kaasukehä tuottaa kuitenkin törmäyskraatterien tutkimukselle ja hyväksikäytölle päänvaivaa. Näkyvässä valossa Titanin kaasukehä on nimittäin käytännössä läpinäkymätön. Onneksi infrapuna-alueella on kuitenkin muutamia kaistoja, joilla pinnan yksityiskohtia pystyttiin NASAn Cassini-luotaimen VIMS-spektrometrillä (Visual and Infrared Mapping Spectrometer) syynäämään. Toinen Cassinin kuvantavista mittalaitteista, jota Titanin kaasukehä ei haitannut, oli tutka.
Viime tammikuussa Icarus-lehden verkkosivuilla julkaistiin Cassinin tutkamittauksien pohjalta tehty Titanin päivitetty törmäyskraatteriluettelo. Cassini törmäytettiin Saturnukseen syksyllä 2017, joten uutta tutkimusaineistoa ei ole odotettavissa. Niinpä kanadalaisessa Western-yliopistossa väitöskirjaa tekevän Joshua E. Hedgepethin johdolla tehty luettelo on pääpiirteissään se, joka on jatkotutkimusten pohjana seuraavat vuodet ja mahdollisesti vuosikymmenet.
Listan silmiinpistävin piirre on, että se on hyvin lyhyt: Titanin pinnalta tunnetaan ainoastaan 90 törmäyskraatteria tai vahvaa kraatterikandidaattia. Vertailun vuoksi: tämä on vain alle puolet Maan tällä hetkellä tunnettujen kraatterien määrästä. Huomattavasti pienemmän Kuun pinnalla pelkästään virallisesti nimettyjä kraattereita on tällä hetkellä reilut 8700, nimeämättömiä käytännössä loputtomasti.
Cassinin Titan-ohilentojen aikana vain noin 69 % kuun pinnasta saatiin kuvattua tutkalla. Niinpä kraatterien todellinen lukumäärä on jonkin verran suurempi. Lisäksi VIMS-aineistosta saattaa vielä muutama uusi kraatterikandidaatti löytyä. Tutka-aineiston vajavainen kattavuus ja erotuskyky huomioidenkin Titanin 90 kraatteria on kuitenkin erittäin vähän.
Törmäyskraatterien vähäisyyden selittää kaksi päätekijää. Paksu kaasukehä estää pienempien kappaleiden pääsyn pinnalle täysin. Samalla se hieman pienentää suurempien kappaleiden synnyttämiä kraattereita verrattuna kaasukehättömään planeettaan. Kraattereita siis syntyy Titanin pinnalle vähemmän kuin vastaavalle kaasukehättömälle planeetalle, ja ne ovat jo lähtökohtaisesti hieman pienempiä.
Tärkeämpää ja mielenkiintoisempaa kuitenkin on, että Titan on geologisesti erittäin aktiivinen maailma. Monimuotoisen geologisen toiminnan seurauksena kraatterit pyyhkiytyvät pinnalta hyvin nopeasti. Hedgepethin ryhmän kraatterilaskut vahvistivatkin aiemman tuloksen, jonka mukaan Titanin pinnan ikä (kraatterien säilymisen näkökulmasta) on keskimäärin vain noin 200–1000 miljoonaa vuotta.
Kraatterien jakauma Titanin pinnalla on myös erikoinen: niitä näyttää olevan enemmän päiväntasaajan seuduilla kuin korkeammilla leveysasteilla. Havainto ei selity tutka-aineiston kattavuudella, vaan on todellinen. Napa-alueilla onkin 10 % vähemmän kraattereita kuin niitä ”pitäisi” olla. Tulos vahvistaa aiempia käsityksiä napaseutujen voimakkaasta joki- ja järvitoiminnasta ja kosteikkoalueista. Myös ajatus mahdollisesta muinaisesta Titanin pinnalla lainehtineesta valtamerestä sopii yksiin kraatterihavaintojen kanssa.
Yksi törmäyskraatterien lukuisista hyvistä puolista on, että ne ovat periaatteessa syntyessään aina muodoltaan samanlaisia.1 Esimerkiksi syvyyden ja halkaisijan suhde on aina karkeasti ottaen vakio. Samalla tavoin esimerkiksi kraatterin reuna kohoaa ympäristöään ylemmäksi aina saman verran suhteessa vaikkapa kraatterin syvyyteen, riippumatta kraatterin läpimitasta. Poikkeamat näistä vakiosuhteista kertovat jotain oleellista kraatterien muokkautumisesta, tai esimerkiksi kyseisen taivaankappaleen kuoren olemuksesta.
Titanin valtavat dyynikentät osoittavat, että sikäläisten tuulten voima riittää liikuttelemaan hiilivetyhiekkaa geologisen ajan kuluessa hyvinkin tehokkaasti. Järin suurta kuluttavaa voimaa Titanin tuulella ei kuitenkaan ole. Niinpä onkin päätelty, että tuuli muokkaa törmäyskraattereita lähinnä täyttämällä niiden pohjia hiekalla ja hienoaineksella. Sen sijaan reunojen kuluttamiseen tuulesta ei juuri ole.
Kraatterien näkökulmasta parhaita vertailukohtia Titanille ovat Jupiterin suurimmat kuut Ganymedes ja Kallisto, sillä niiden painovoiman kiihtyvyys ei juuri poikkea Titanista, ja pinta-aineksen koostumuskin on fysikaalisesti hyvin samankaltainen. Jo aiemmissa tutkimuksissa oli osoitettu, että Titanin kraatterit ovat reunan harjalta kraatterin pohjalle mitaten matalampia kuin vastaavat kraatterit Ganymedeellä ja Kallistolla. Tätä on pidetty merkkinä sen puolesta, että Titanin kraatterit katoavat näkyvistä lähinnä hautautumalla tuulen kuljettamaan hiekkaan.
Cassinin tutka-aineisto mahdollisti syvyystiedon selvittämisen vain melko harvojen kraatterien osalta, eikä mittausten tarkkuuskaan ole paras mahdollinen. Hedgepeth ja kumppanit pystyivät kuitenkin ensimmäistä kertaa mittaamaan myös Titanin kraatterien reunojen korkeuksia suhteessa ympäristöön. Tämä tarjosi yllätyksen: reunat osoittautuivat matalammiksi kuin esimerkiksi Ganymedeellä. Tuuli ei voi niitä havaitussa mitassa kuluttaa, joten jostain muusta täytyy olla kyse.
Kraatterien reunoja kuluttavaksi voimaksi on Titanin olosuhteissa tarjolla lähinnä vain yksi prosessi – pinnalla virtaavan nesteen aiheuttama eroosio. Hedgepethin ryhmän mittausten mukaan näyttää siis ilmeiseltä, että sateen, purojen ja jokien synnyttämä kulutus on merkittävämpi Titanin maisemaa muokkaava tekijä kuin aiemmin on kuviteltu.
Tästä kraatterien ns. fluviaalisesta eroosiosta on kyllä ollut selviä merkkejä jo aiemminkin. Jo vuonna 2008 Jason M. Soderblom kollegoineen julkaisi mielenkiintoisen tutkimuksen 84-kilometrisestä dyynien ympäröimästä Selk-kraatterista.2 Selkin reunalla erottui lukuisia uomia, joille loogisin selitys on, että ne on kaivertanut kraatterin reunoilla puroina ja jokina virrannut metaani. Vastaavaa on Hedgepethin tulosten mukaan täytynyt tapahtua yleisesti myös kaikkialla muualla, vaikkei uomia VIMS- ja tutka-aineistoissa enää juuri näykään.
Selk on muutenkin kuin reunan uomiensa vuoksi mielenkiintoinen kraatteri. Soderblomin ryhmä pani merkille, ettei se oikeastaan ole pyöreä, jollaisina törmäyskraatterit yleensä tavataan ajatella. Sen sijaan Selk on selvästi neliömäinen, aivan kuten maineikas Barringer Meteorite Crater eli Meteor Crater Yhdysvaltain Arizonassa. Tästä he päättelivät, että alueen kallioperässä oli törmäyshetkellä kaksi hallitsevaa likimain kohtisuoraa heikkoussuuntaa, jotka vaikuttivat kraatterin syntyyn. Vastaavasta ns. rakenteellisesta kontrollista erinomainen esimerkki on Vaasan eteläpuolella sijaitseva kuusikulmainen Söderfjärden.
Nyttemmin Selk on saanut aivan uutta huomiota osakseen. Viime kesänä NASA päätti rahoittaa Dragonfly-kopterin rakentamisen ja lähettämisen tutkimaan Titania. Dragonflyn on tarkoitus päästä Titanin pinnalle 2030-luvun puolivälin kieppeillä. Se tutkii aluksi Titanin päiväntasaajalla sijaitsevan Shangri-Lan alueen dyynikenttiä lentelemällä paikasta toiseen ja etenkin tekemällä geokemiallisia ja seismisiä mittauksia pinnalla. Ainakin tämänhetkisten suunnitelmien mukaan sen varsinaisena päämääränä on kuitenkin Selk.
Selkin houkutuksia olisikin vaikea vastustaa. Se tunnetaan Titanin kraatteriksi poikkeuksellisen tarkoin, joten lähtökohdat tutkimuksen suunnitteluun ovat harvinaisen suotuisat. Se on melko nuori kraatteri, joten rapautuminen, eroosio ja sedimentaatio eivät ole päässeet runtelemaan sitä kovin pahasti. Se on varsin suuri, joten se on nostanut pintaan aineksia syvältä tarjoten näin mahdollisuuden kurkistaa, mitä Titanin pinnan alla on. Reunan uomat antavat keinon tutkia läheltä Titanin kuivuneiden purojen ja jokien olemusta. Törmäyksessä vapautunut lämpö tarjosi kenties jopa miljooniksi vuosiksi leppeät olot runsaasti orgaanisia aineksia sisältävässä ympäristössä, joten Selkin astrobiologiset ulottuvuudet ovat mitä moninaisimmat.
Ehkäpä noin viidentoista vuoden kuluttua selviää, onko Selk tieteellinen jättipotti, vai pelkkä Titanin seireeni.
1Tämä pätee koosta riippuvan morfologisen luokan sisällä, mutta ei eri luokkien välillä. Toisin sanoen pienet maljakraatterit ovat keskenään samanlaisia, samoin suuremmat kompleksikraatterit. Maljakraattereiden ja kompleksikraattereden väliset suhteet, törmäysaltaista puhumattakaan, ovat kuitenkin toiset. Titanin kaikki tunnistetut kraatterit suurinta Menrvaa lukuun ottamatta ovat ainakin oletettavasti kompleksikraattereita, joten niiden kesken vertailuja voi hyvin tehdä.
2Selk oli egyptiläinen jumalatar, jonka vastuualueena oli tieto, kirjoittaminen ja opetus. Ja, luonnollisesti, matelijat.
Vastaa
Lämmin Mars, viileä Aurinko
Marsilla oli 1970-luvun alussa pahanlaatuinen imago-ongelma. Yhdysvaltain Mariner 4, 6 ja 7 -luotaimet olivat pyyhältäneet sen ohi kuvaten lähinnä vain kraatteroituneita eteläisiä ylänköjä. Kolkohkot kuumaiset maisemat olivat paha pettymys Mars-romantikoille. Valtaosa NASAn nörttipojista oli viimeistään tässä vaiheessa haudannut unelmansa Heliumin prinsessa Dejah Thoriksen kohtaamisesta. Pitkälle kehittyneeseen marsilaiseen elämään uskonut Carl Sagan tosin saattoi hyvinkin olla poikkeus.
Tilanne kuitenkin kääntyi päälaelleen alkuvuodesta 1972. Liki koko planeetan vaaleanpunaiseen vaippaansa kietonut pölymyrsky oli laantunut, joten edellisenä syksynä Marsia kiertämään saapunut Mariner 9 alkoi saada käyttökelpoisia kuvia. Kuvat paljastivat täysin uudenlaisen, kiehtovan maailman: yhtäkkiä Marsissa olikin jättimäisiä geologisesti nuoria tulivuoria, tuhansien kilometrien kanjonijärjestelmä, sekä merkillisiä kaoottisesti romahtaneita alueita. Ja jokiuomia.
Hieman niukanlaisesti haaroittuvia, mutta muutoin hyvin paljon Maan kuivuneita jokia muistuttavia uomia löytyi rutkasti Marsin muinaisilta noaakkisen kauden ylängöiltä. Nuoremmilta alueilta ei vastaavia juuri tavattu. Tuosta oli helppo päätellä, että Mars oli nuoruudessaan leppeämpi paikka, jossa vesi virtasi pitkiäkin aikoja kaivertaen punaiseen pintaan näyttäviä uomastoja. Vaikutti todennäköiseltä, että Marsissa oli joskus ollut Maata muistuttava vesikierto sateineen, jokineen, järvineen ja merineen. Vaikka prinsessojen suhteen toiveet olikin jo menetetty, ajatukset muinaisesta burroughslaisesta Marsista heräsivät ainakin osittain henkiin.
Geologit eivät kuitenkaan saaneet pitkään nauttia lämpimästä Marsista. Ikävät astrofyysikot ja laskutaitoiset planeettatutkijat – Carl Sagan etunenässä – tulivat nimittäin pilaamaan geologien rantabileet jo kesällä 1972. Aina 1950-luvulta saakka oli tiedetty, että Aurinko oli miljardeja vuosia sitten huomattavasti nykyistä viileämpi. Sagan ja lukuisat muut hänen jälkeensä osoittivat, ettei nuoren Auringon säteilyteho millään riittänyt pitämään Marsin kaltaisen pienen kivipallon kaasukehää niin lämpimänä, että vesi olisi pysynyt Marsin pinnalla sulana geologisesti merkittäviä aikoja. Tämä himmeän nuoren Auringon ongelma on vaivannut niin varhaisen Marsin kuin Maankin tutkimusta vuosikymmenet. Marsissa oli eittämättä ammoin ollut virtaavaa vettä, mutta pidempikestoinen lauhkea ilmasto vaikutti fysikaaliselta mahdottomuudelta.
Viime vuosikymmenen loppupuolella esitettiin useampiakin uudenlaisia malleja, jotka pyrkivät selättämään himmeän nuoren Auringon ongelman. Näissä ajatelmissa vetyä (H2) ja metaania (CH4) tarjottiin keinoiksi lämmittää varhaisen Marsin hiilidioksidikaasukehää. Ajatuksena oli, että ne muodostaisivat hiilidioksidin (CO2) kanssa äärimmäisen lyhytkestoisia heikkoja sidoksia (CO2–H2 ja CO2–CH4). Sidosten ansiosta infrapunasäteily imeytyy molekyyleihin monin verroin tavallista tehokkaammin ja lämmittää kaasukehää. Mallien vaikeutena oli saada muodostettua riittävä määrä vetyä ja metaania turvautumatta kovin uskomattomiin geologisiin temppuihin.
Keinoja marsilaisten kasvihuonekaasujen synnyttämiseksi on periaatteessa useampia. Esimerkiksi paljon puhuttu oliviini-mineraalin serpentiniittiytyminen voisi vapauttaa vetyä ja metaania. Mallin ongelma on, että serpentiiniä on havaittu hyvin niukasti. Teoria on siis ihan hyvä, mutta sen puolesta on vähänlaisesti todisteita.
Hyisiä metaaniklatraatteja on etenkin viime vuosituhannen vaihteen tienoilla tarjottu kaikenlaisten kummallisten ilmiöiden selittäjiksi niin Maassa kuin Marsissakin. Varhaisen Marsin virtaava vesi on yksi näistä. Suomalaisille metaaniklatraatit kävivät tutuiksi viimeistään Risto Isomäen Finlandia-palkintoehdokkaanakin olleesta mainiosta Sarasvatin hiekkaa –romaanista. Etenkin Marsin tapauksessa sulavat klatraatit ovat kuitenkin lähinnä vain villihkö hypoteesi, jota on vaikea todistaa sen paremmin oikeaksi kuin vääräksikään.
Myös tulivuoret todistetusti röyhtäilevät metaania, mutta tässäkin mallissa on geokemiallisia ongelmia. Vulkanismistakaan ei siis nykytietämyksen valossa ole selittämään Marsin jokiuomien olemassaoloa. Eri luotainten ja mönkijöiden ristiriitaiset metaanihavainnot aiheuttavat jatkuvaa päänvaivaa myös nykypäivän Marsin olosuhteiden tutkijoille.
Viime vuoden lopulla julkaistiin parikin kiinnostavaa artikkelia, joissa käsiteltiin vedyn ja metaanin osuutta himmeän nuoren Auringon ongelman ratkaisussa. Ehkäpä vastauksen ydin löytyy Marsin ulkopuolelta. NASAn Amesin tutkimuskeskuksessa työskentelevän Robert M. Haberlen vetämä ryhmä tarjoaa nimittäin Marsin osalta uudeksi selitykseksi suurten, yli sadan kilometrin läpimittaisten asteroidien törmäyksiä.
Marsiinkin törmäilleissä suurissa asteroideissa on merkittäviä määriä hiilipitoisia yhdisteitä ja rautaa. Niiden hapettuminen törmäyksen synnyttämässä korkeassa lämpötilassa voisi Haberlen ryhmän mukaan muodostaa rautaoksidia (FeO), häkää (CO) ja vetyä. Ne puolestaan yhdessä hiilidioksidin kanssa voisivat eri vaiheiden kautta synnyttää metaania ja ennen pitkää vielä lisää vetyä. Voi tosin olla, että metaanin muodostus jää todellisuudessa vähäisemmäksi kuin yksinkertaistetussa mallissa. Törmäyksissä muodostuva vety voisi kuitenkin yksinkin olla merkittävä osaratkaisu ongelmaan.
Haberlen ja kumppanien laskujen perusteella jo pelkästään noin 2000 km:n läpimittaisen Hellaksen törmäysaltaan synty saattoi nostaa Marsin pintalämpötilan nollan yläpuolelle sadoiksituhansiksi vuosiksi. Uomajärjestelmät ovat voineet aktivoitua uudelleen aina suurten törmäysten seurauksena, kuluttaen kallioperää pikku hiljaa lyhyemmissä ja pidemmissä jaksoissa. Kaikkiaan törmäysmekanismilla saataisiin Marsiin lämpimät olot joiksikin miljooniksi vuosiksi. Tämä on pieni osa koko Marsin noaakkisen kauden noin puolen miljardin vuoden kestosta. Geologisesti se on kuitenkin riittävän pitkä aika, että se olisi voinut jättää jälkensä planeetan pinnalle. Uomat siis syntyivät geologista aikaa ajatellen lukuisissa lyhyissä pätkissä. Pikku hiljaa, mutta kuitenkin.
Kaikkia nestemäisenä esiintyvän veden piirteitä uusi törmäysmalli ei kuitenkaan selitä. Lisäksi riittävän vetymäärän tuottaminen törmäysmallilla edellyttää, että Marsin kaasukehän paine oli tuolloin vähintään puoli baaria, siis peräti puolet Maan nykypaineesta. Tuo on paljon vallankin verrattuna nykytilanteeseen, jossa Marsin pintapaine pyörii jossain kuuden millibaarin kieppeillä. Varhaisen Marsin kaasukehän tutkijoilla on varmasti tähän (kriittinen) sanansa sanottavana.
Mallin toinen ongelma on, että todella suuret törmäykset tapahtuivat enimmäkseen varhaisnoaakkisella epookilla nelisen miljardia vuotta sitten. Jokiuomien muodostuminen kuitenkin jatkui vielä myöhäisnoaakkisella epookilla, noin 3,7–3,6 miljardia vuotta sitten. Mikä mekanismi lämmitti Marsia vielä tuolloin? Auringon säteilyteho oli noihin aikoihin ehkäpä noin 75 % nykyisestä, joten jonkinlainen lisämekanismi oli välttämätön.
Apua törmäysmallille voivat hyvinkin tarjota Marsin kiertoradan ja pyörimisakselin tunnetut erikoispiirteet. Mars on nimittäin planeetaksi melkoisen soikealla kiertoradalla. Toisin kuin esimerkiksi nykyisellä maapallolla, Marsissa radan soikeudella on ilmastollisesti hyvinkin merkittävä vaikutus.
Lisäksi suurta vakauttavaa kuuta vailla olevan Marsin pyörimisakseli pääsee kallistelemaan varsin villisti. Nykyisin Marsin akselin kaltevuus (25°) on lähes sama kuin Maan, mutta menneisyydessä yli 60°:n kaltevuudetkin ovat olleet arkipäivää. Erilaisten rata- ja akseliparametrien osuminen suotuisasti yksiin suurehkojen törmäysten kanssa on hyvin voinut riittää siihen, että vielä myöhäisnoaakkisina kesinä ylängöillä ovat edellistalven lumet sulaneet mahdollistaen jokiuomien muodostumisen.
Haberlen tutkimusryhmä myöntää auliisti, että heidän alustava mallinsa ei vielä tuo täydellistä vastausta himmeän nuoren Auringon ongelmaan. Se voi kuitenkin selittää eräät Marsissa havaituista piirteistä, ja näin olla osatekijänä lopullisessa ratkaisussa.
Vuosikymmeniä planeettatutkijoita vaivannutta ongelmaa ei siis ole vielä selvitetty sen paremmin Marsin kuin Maankaan osalta. Voi hyvin olla, että seuraavaa todella merkittävää edistysaskelta joudutaan odottamaan siihen saakka, kunnes Marsista saadaan huolellisesti valikoiduista paikoista haettuja näytteitä. Kenties silloin lopulta selviää, kuinka pitkään Marsin rantakelit jatkuivat, ja mikä ne mahdollisti.
2 kommenttia “Lämmin Mars, viileä Aurinko”
Vastaa
Ei nimi vuorta pahenna
Mikä on aurinkokuntamme suurin vuori? Vastaus suuntautuu helposti kohti Marsin maineikasta Olympus Monsia. Ja kyllähän yli 20-kilometrinen Olympus Mons on parhaan tietämyksemme mukaan korkein vuori, joka aurinkokunnasta löytyy. Mutta ”korkein” ei välttämättä ole sama kuin ”suurin”.
Mars jakaantuu kolmeen erilliseen suuralueeseen. Pohjoisia alankoja peitti todennäköisesti muinoin meri. Vielä vanhemmilta kraatteroituneilta eteläisiltä ylängöiltä puolestaan löytyy esimerkiksi veden pitkään tai ainakin useaan otteeseen jatkuneesta pintavirtauksesta kieliviä jokiuomia.
Kolmas kokonaisuutensa on tuliperäisten piirteiden hallitsema Tharsis. Siihen kytkeytyvät monet Marsin superlatiiveista, kuten Olympus Mons, varsinaiset 15-kilometriset Tharsiksen tulivuoret Arsia, Pavonis ja Ascraeus Mons, sekä aurinkokunnan ”suurin” kanjoni Valles Marineris. Lisäksi sen reunamilta alkaa useita massiivisia virtausuomia. Tharsiksen pohjoista reunaa hallitsee kuitenkin hieman unohdettuna aurinkokunnan ”suurin” vuori, Alba Mons.
Alba on kummastuttanut tutkijoita jo 1970-luvun alusta alkaen. Sen laajuus on ällistyttävä. Itä–länsi-suunnassa sen pituus on määritelmästä riippuen suunnilleen 1400 km. Tuo vastaa matkaa Norjan länsirannikolta Ääniselle. Pohjois–etelä-suunnassa Alballa on mittaa hieman vähemmän, eli ainoastaan Suomen verran, noin 1000 km.
Korkeudessa Alba kuitenkin häviää selvästi muille Tharsiksen jättiläisille, se kun ei kasvanut kuin noin seitsenkilometriseksi. Vähäinen korkeus tarkoittaa myös mitättömän loivia rinteitä. Tyypillisesti Alban keskirinteiden jyrkkyys on puolen asteen kieppeillä, ja jyrkimmällä pohjoisrinteelläkin vain reilut puolitoista astetta. Tämä on kertaluokkaa vähemmän kuin Maan klassisilla kilpitulivuorilla Havaijilla ja puolet Olympus Monsin rinteiden jyrkkyydestä. Kohti Alban huippua kävellessä ei huomaisi vuorella olevansakaan. Ja mikä ylipäätään on ”vuori”?
Alban laavat olivat sen verran notkeita, että ne virtasivat ongelmitta satoja kilometrejä pitkin hyvin loivia rinteitä. Alban vulkanismi oli myös erittäin pitkäkestoista, sillä vanhimmat viitteet siitä ovat 3,8–3,4 miljardin vuoden takaa. Nuorimmat alueet Alban huipusta taas muodostuivat ehkä vain 180 miljoonaa vuotta sitten. Tämä kuvastaa hyvin koko Tharsiksen alueen vulkanismia: koska Marsissa ei koskaan tai ei ainakaan hyvin pitkään aikaan ole ollut laattatektoniikkaa, syvältä Marsin uumenista mahdollisen vaippapluumin tuuppaama laava kertyi vain yhteen paikkaan. Kukaan ei kuitenkaan pohjimmiltaan tiedä, miksi Albasta muodostui valtava lättänä, kun muut Tharsiksen jättiläiset kohosivat korkeuksiin.
Alban silmiinpistävin piirre on sen tektoniikka. Alban keskirinteitä koristaa hautavajoamiksikin kutsuttujen grabenien kehä. Grabenit syntyvät, kun kalliolohko vajoaa kallioperää venytettäessä. Nykyisin yleisimmin oletetaan, että Alban kehämäiset grabenit syntyivät Alban kohotessa magmaattisen toiminnan seurauksena. Eri mallit kuitenkin eroavat yksityiskohdiltaan melkoisesti.
Kehämäisten grabenien ohella Albaa luonnehtivat siihen etelästä ja koillisesta yhtyvät alueellisen jännityskentän synnyttämät grabenit. Alueellisen ja paikallisen – jos nyt paikallisesta voidaan Alban kokoisen rakenteen tapauksessa puhua – jännityskentän vuorovaikutus on johtanut nykyiseen hieman rannekelloa hihnoineen muistuttavaan ulkonäköön. Vastaavaa ei tunneta mistään päin Marsia.
Moni tutkija on todennut, että jos Alba sijaitsisi Venuksessa, sitä todennäköisesti kutsuttaisiin koronaksi. Planeettageologisessa merkityksessään Venuksen koronat ovat pyöreähköjä vulkaanis-tektonisia rakenteita, joille ominaista on tektoninen reunus ja melko runsaina esiintyvät laavavirrat. Topografialtaan koronat ovat hyvin vaihtelevia, mutta suunnilleen Alban kaltaisia kilpi- tai platoomaisia koronia on noin 20 % kaikista Venuksen noin 350:stä koronasta. Erojakin Alban ja koronien välillä kuitenkin on, kenties merkittävimpänä Alban tektonisen kehän sijaitseminen keskirinteellä eikä reunalla.
Paras Alban vertailukohta Venuksessa on nimeltään Kvasha Patera. Se on siis luokiteltu pateraksi, ei koronaksi. Latinan sana patera tarkoittaa matalaa lautasta. Planeettageologisen määritelmän mukaan patera on epäsäännöllinen kraatteri, tai vaihtoehtoisesti kaarevien simpukankuorimaisten lovien reunustama monivaiheisen historian läpikäynyt kraatteri. Kvasha Pateran virallinen läpimitta on 50 km. Tämä vastaa suunnilleen vulkaanis-tektonisen rakenteen keskiosaa. Tektoninen kehä huomioiden sen koko on kuitenkin liki tuplasti suurempi, ja käytännössä Kvasha Paterasta puhuttaessa tarkoitetaan juuri tätä suurempaa rakennetta.
Latinan sana mons tarkoittaa vuorta. Siinä merkityksessä sitä planeettageologiassakin yleensä käytetään. Nykyinen Alba Mons kulki kuitenkin vuosikymmenien ajan nimellä Alba Patera. Nykyisin Alba Pateralla viitataan vain Alba Monsin huipulla olevaan magmasäiliön tyhjentyessä syntyneeseen romahdusrakenteeseen eli kalderaan.
Myös Kvasha Pateran keskellä on kaldera. Näin ollen Alban ja Kvashan nykyisin pateroiksi kutsutut osat näyttäisivät kutakuinkin vastaavan toisiaan. Romahtamalla syntynyt kaldera on kuitenkin eri asia kuin räjähtämällä (tai vähän hillitymmin purkautumalla) syntynyt kraatteri, jollaista pateran pitäisi tarkoittaa.
Eli ennen Alba oli patera, mutta on nyt vuori, jonka sisällä on patera, joka tarkoittaa kraatteria, mutta viittaa kalderaan. Oikeasti Alba lienee lähinnä jotain koronan kaltaista. Ja aiemmin koronaksi tulkittu Alban paras vertailukohta Kvasha on luokiteltu pateraksi. Selvää ja loogista, eikö?
Tässä vaiheessa ei auta muu kuin kutsua apuun itse Bardi. Romeon ja Julian toisen näytöksen toisessa kohtauksessa Juliaa kismittää, että Romeo sattuu kuulumaan Montaguen sukuun, jota Julian edustamat Capuletit inhoavat. Pohjimmiltaan Romeon nimi ei kuitenkaan ole Julialle tärkeä, sillä Romeo olisi aivan yhtä ihanainen, oli hänen nimensä mikä hyvänsä:
”What’s in a name? That which we call a rose
By any other name would smell as sweet;”
– William Shakespeare, 1597
”Mit’ on se nimi? Mitä ruusuks kutsut,
Yht’ ihanasti toisin nimin tuoksuu.”
– Paavo Cajander, 1881
”Mitä on nimi? Ruusu tuoksuu ihanalta,
kutsumme sitä ruusuksi tai emme,”
– Marja-Leena Mikkola, 2006
Julia kuoli, mutta sanat jäivät elämään. Niistä on syytä ottaa opiksi. Loppujen lopuksi sillä ei ole mitään merkitystä, millä nimellä Albaa tai Kvashaa kutsutaan. Oleellista on huomata, että niillä on selvästi paljon yhteistä, aivan kuten Romeolla ja Julialla. Toisen kehityksen ymmärtäminen auttaa näkemään, miksi toisesta lopulta tuli sellainen kuin tuli. Ja kulloisestakin nimestään riippumatta Alba on edelleen aurinkokunnan ”suurin” ”vuori”.
2 kommenttia “Ei nimi vuorta pahenna”
-
en kerro sanoo:
Vaikutat asiantuntijalta ja tämä on mietityttänyt: jos kilometrin* kokoinen asteroidi osuu vaikka keskelle Atlattia, niin siitä ei jää jälkeä. Miten miljoona vuotta myöhemmin tiedetään että sellainen on iskeytynyt? (* muokkaa sovivasti ettei jää jälkiä)
-
Teemu Öhman sanoo:
Kiitos kysymyksestä ja pahoittelut vastauksen viipymisestä! Tekniset ongelmat jättivät kysymyksen muhimaan muutamaksi viikoksi systeemin uumeniin.
Vastaus menee osin melkoiseksi arvailuksi, koska tuollainen ”melko iso mutta juuri liian pieni” törmäys on sellainen poikkeuksellinen erikoistapaus, ettei niitä hirveän tarkkaan ole tietääkseni mallinnettu, ne kun ovat geologisesti aika merkityksettömiä. Jos niin pieni kappale osuu syvään mereen, ettei siitä merenpohjaan jää mitään suoria jälkiä, törmäyksen tapahtuminen on joka tapauksessa äärimmäisen vaikea osoittaa jälkikäteen. Törmäävä kappale kuitenkin höyrystyy (törmäysparametrien sopivalla valinnalla onnistuu, mutta jos kappale on hidas ja pieni, jää höyrystyminenkin vähäiseksi), jolloin sen laskeumasta ja heitteleestä voisi jäädä törmäyskohtaa ympäröiviin sedimenttikerroksiin jotain tunnistettavia geokemiallisia merkkejä. Noin periaatteessa voisi tehdä pohjasedimenttien systemaattista kairausta ja katsoa esimerkiksi missä suunnassa iridiumin ja muiden platinaryhmän metallien pitoisuudet kasvavat. Siellä jossain maksimipitoisuuden suunnalla sitten voisi sanoa todennäköisen törmäyskohdan luultavimmin olleen.
Samoin jonkunmoinen tsunami syntyisi, mutta koska törmäys olisi kohtalaisen pieni (törmäysten mittaluokassa siis), olisi sen erottaminen esimerkiksi tavallisesta maanjäristyksessä syntyvästä tsunamista kutakuinkin mahdotonta. Periaatteessa kuitenkin tsunamikerrostumien paksuuden perusteella voitaisiin suunnilleen haarukoida, missä päin törmäys olisi voinut tapahtua. Tätä käytettiin aikoinaan menestyksekkäästi matalaan mereen syntyneen Chicxulubin törmäyskraatterin etsinnässä, mutta siinä toki törmäyskin oli aivan eri mittaluokkaa kuin tämmöinen kraatteria synnyttämätön tussahdus.
Maapallolta tunnetaan yksi yleisesti varmana pidetty meritörmäys, josta ei jäänyt kraatteria. Siitäkin kuitenkin jäi ”jälki”, eli se ei täysin täytä tuota kysymyksen vaatimusta. Kyseessä on vain 2,15 miljoonaa vuotta vanha Eltanin, joka syntyi eteläiselle Tyynellemerelle (Bellingshausenin merelle) 1500 km Chilen eteläkärjestä lounaaseen. Elleivät käsitykset kovin paljon ole viime vuosina muuttuneet, Eltaninin kappaleen arvellaan olleen läpimitaltaan 1–2 km ja meren syvyyden noin neljä kilometriä. Kraatteri muodostui kokonaan veteen ja oli läpimitaltaan vähintään parinkymmenen kilometrin korvilla. Törmäyksestä jäi jäljelle meteoriitin ja törmäyssulan kappaleita (sula peräisin Eltaninin asteroidista, joka on luokiteltu anomaaliseksi mesosideriitiksi – merenpohjan aineksen osuus törmäyssulakivessä on olematon tai vähäinen) ja poikkeuksellisia pohjasedimenttien rakenteita.
Eltaninin synnyttämä tsunamiaalto Chilen rannikolla olisi ollut maksimissaan noin kymmenmetrinen, joten se kyllä olisi jättänyt geologisia todisteita itsestään. Chilestä on raportoitu useampiakin mahdollisia tsunamikerrostumia, joiden on esitetty olevan Eltaninin synnyttämiä, mutta varmoja todisteita ajatuksen puolesta ei ole.
Vanhempien mallinnusten mukaan törmäävän kappaleen on oltava vähintään kaksisataametrinen, jotta neljän kilometrin syvyisen meren pohjalle jäisi mitään jälkiä törmäyksestä. Tuossa suuruusluokassa varmasti tälläkin hetkellä liikutaan.
-
Vastaa
Kuun kadonneet vuoret
Kuun pinta on maapalloon verrattuna muinainen. Ihmisen ajantajun näkökulmasta se on myös käytännössä lähes muuttumaton. Silloin tällöin syntyy pieniä uusia törmäyskraattereita, ja kuunjäristykset aiheuttavat joskus vyöryjä samalla kun kalliolohkot saattavat hieman nitkahtaa toistensa suhteen. Pääsääntöisesti Kuussa ei nykyisin kuitenkaan tapahdu oikeastaan mitään. Silti sen kartoille on ilmestynyt ja niiltä on kadonnut viimeisen parinsadan vuoden kuluessa lukuisia mahtavia vuorijonoja.
Kuun vuoristot nimetään enimmäkseen maapallon vuoristojen mukaan. Tutuimpia ovat Imbriumin altaan reunan muodostavat Karpaatit, Apenniinit, Kaukasus ja Alpit. Imbriumin yhteydestä löytyy myös kuuhavaitsijoiden suosikkikohteen, Sinus Iridumin eli Sateenkaarilahden muodostavat Jura-vuoret. Hiukan epämääräiset Pyreneet puolestaan kohoavat Mare Nectariksen itärannalta.
Kuun läntisellä pallonpuoliskolla Oceanus Procellarumin eli Myrskyjen valtameren länsirannan tuntumassa on ikivanha 164-kilometrinen laavalla täyttynyt kraatteri Struve. Struven pohjoispuolella taas on nykykartoissa 103-kilometrinen Russell. Struven ja Russellin reunat ja laavatäytteiset pohjat ovat yhtyneet, ja ne muodostavat kahden varsin vaatimattoman ja pahasti rähjääntyneen kraatterin parin.
Hankalahko sijainti ja 1800-luvun alkuvuosikymmenten kaukoputkioptiikka lienevät olleet osasyinä siihen, että yksi 1800-luvun merkittävimmistä kuututkijoista, saksalainen Johann Heinrich von Mädler (1794–1874), ei antanut Struvelle tai Russellille nimeä lainkaan. Sen sijaan – nykysilmin tarkastellen hieman erikoisesti – hän nimesi kaksikon länsireunan Montes Hercyniiksi, eli Herkynisiksi vuoriksi.
Herkyniset vuoret sijaitsevat siis varsin kaukana lännessä. Vuoristo kohoaa parhaimmillaankin vain vajaan kilometrin ympäröivän laavatasangon pinnasta ja on varsin loivapiirteinen. Lisäksi vähänkään epäsuotuisamman libraation aikaan perspektiivi litistää vuoriston kapeaksi rannuksi aivan Kuun reunaan. Niinpä sen todellista olemusta voi joskus olla hieman hankala hahmottaa. Tätä harmitteli myös maineikas englantilainen kuuhavaitsija ja -tutkija Thomas Gwyn Elger (1836–1897). Hän kuitenkin totesi Herkynisten vuorten muistuttavan enemmän Maan vuoria kuin esimerkiksi Imbriumia ympäröivät vuoristot.
Herkyniset vuoret olivat 1800-luvun kuututkijoille mielenkiintoinen, mutta haastava kohde. Tällaista vuoristoa on kuitenkin nykyisiltä Kuun kartoilta turha etsiä. Eivätkä Herkyniset vuoret Maan kartoiltakaan järin tuttuja ole, vaikka niistäkin 1800-luvun lopun ja 1900-luvun alkupuolen tiedepiireissä puhuttiin. Herkynisten vuorten nousun ja tuhon takana onkin sinne tänne rönsyilevä yhdistelmä mytologiaa, historiaa, geologiaa ja kartografiaa.
Jo muinaiset kreikkalaiset…
Herkyninen metsä (Hercynia Silva) lienee tänä päivänä hieman tutumpi käsite kuin Herkyniset vuoret. Antiikin oppineille Herkyninen metsä nimittäin muodosti kohtalaisen tarkasti tunnetun Euroopan pohjoisrajan. Gaius Julius Caesarin (100–44 eaa) gallialaissotia käyneille legioonille se oli este matkalla germaanien kimppuun. Pohjoissuunnassa marssi synkän, Caesarin kirjaamien (tai yleisen käsityksen mukaan jonkun tuntemattomaksi jääneen, Caesarin tekstiin lisäyksiä tehneen haamukirjoittajan) uskomusten mukaan alkuhärkien ja yksisarvisten asuttaman metsän läpi olisi kestänyt ilman ylimääräisiä varusteitakin yhdeksän päivää. Sivumennen sanoen, näitä Caesarin yksisarvisia kutsutaan Suomessa tylsästi vain poroiksi.
Idän suuntaan tilanne oli paljon pahempi, sillä matkaan olisi tärväytynyt mitä tahansa kahdesta kuukaudesta ylöspäin. Kukaan ei näet Caesarin aikoihin varmuudella tiennyt, kuinka kauaksi itään Herkyninen metsä oikein jatkuu.
Herkyninen metsä olikin valtava alue, joka ulottui lähinnä Reiniltä itään. Schwarzwald nykyisen Saksan lounaiskulmassa muodosti Herkynisen metsän länsilaidan. Idässä metsä ylsi Böömin kautta Karpaateille, käytännössä lähes Mustallemerelle saakka. Nyky-Euroopassa tästä metsästä on jäljellä vain rippeitä.
Herkyninen metsä peitti Herkynisiä vuoria. Niistäkin ovat kertoneet lukuisat antiikin historiasta tutut henkilöt Aristoteleestä (384–322 eaa) alkaen. Hän hämmästeli, että Herkynisillä vuorilla joet virtaavat pohjoiseen. Moinen oli merkillistä, sillä huomattavista joista vain Niilin tiedettiin virtaavan kohti pohjoista. Neljäsataa vuotta myöhemmin Vesuviuksen tulivuoren myrkyllisiin kaasuihin kuollut Plinius vanhempi (23–79 jaa) puolestaan kertoi Luonnonhistoriassaan niin Herkynisistä vuorista kuin Herkynisen metsän mystisistä eläimistäkin.
Kreikkalaisessa mytologiassa Herkyna oli nymfi, jonka suurin meriitti oli olla manalan osa-aikaiseksi valtiattareksi päätyneen Persefonen lapsuuden ystävä. Yksi työpaikka ei riittänyt tuolloinkaan, sillä Persefonen kesätyönä oli toimia kasvillisuuden ja viljavuuden jumalattarena. Kasvit kuihtuivat syksyllä kun Persefone palasi vakipaikkaansa manalaan. Herkynakin sai nimensä pysyvästi historiaan, sillä hänen, nuoren Persefonen ja erään vikkeläliikkeisen hanhen ansiosta jo muinoin keskisessä Kreikassa Livadeian kaupungin läpi virtaava joki nimettiin Herkynaksi.
Kohtalaisen epäselvää lienee, miten Herkyna ja Herkyninen metsä oikeastaan liittyvät toisiinsa. Yleensä nimittäin väitetään, että Herkyninen metsä sai nimensä ilmeisesti jo protokelttiläisestä tammea tarkoittavasta sanasta. Samaa juurta lienee myös meikäläinen perkele. Niinpä olisi täysin perusteltua kutsua Herkynisiä vuoria paljon paremmin suomalaiseen suuhun sopivasti Perkeleellisiksi vuoriksi.
Herkynisten vuorten nousu ja tuho
Niin Kuussa kuin Maassakin Herkynisten vuorten synnyn takana on kumpaisenkin planeetan tärkein geologinen prosessi: Kuussa kraatteroituminen, Maassa laattatektoniikka. Maassa poimuvuoristot syntyvät litosfäärilaattojen törmäilyn seurauksena. Laatat työntyvät toistensa alle, sulavat osittain, synnyttävät tuliperäistä toimintaa, poimuttuvat ja siirrostuvat.
Maan Herkyniset vuoret muodostuivat muutama sata miljoonaa vuotta sitten devoni- ja kivihiilikausilla, kun Gondwanan ja Lauraasian muinaismantereet hitsautuivat kiinni toisiinsa. Tästä on yhä jäljellä matalahkoja vuorijonoja Pohjois-Amerikan itäosan eteläisiltä Appalakeilta Mauritaniaan, Iberian niemimaalle, Englantiin (mm. Cornwall ja Devon), Ranskaan (mm. Keskusmassiivi), Saksaan (mm. Harz) ja itäiseen Eurooppaan saakka. Samassa rytäkässä syntyi viimeisin supermanner, Pangaia (eli Pangaea eli Pangea). Kaikkien näiden euroopanpuoleisten vuoristojen syntyä kutsutaan nykyisin useimmiten variskilaiseksi, yhä harvemmin herkyniseksi (tai herkyyniseksi, tai hercyniläiseksi) ja silloin tällöin myös armorikalaiseksi vuorijonopoimutukseksi.
Kuussa laattatektoniikkaa ei ole koskaan ollut. Kuun vuoristot ovatkin enimmäkseen törmäysaltaiden tai suurten kraatterien reunoja. Myös niillä esiintyy siirrostumista ja poimuttumista, sekä sulaneen aineksen kerrostumista reunan päälle. Tähän yhtäläisyydet Maan poimuvuoristojen kanssa sitten päättyvätkin, sillä syntymekanismin ohella myös Maan ja Kuun vuoristojen synnyn aikaskaala on aivan erilainen. Maan poimuvuoristojen synty kestää kymmeniä miljoonia vuosia, mutta Kuun altaiden reunojen suurimmatkin vuoristot ovat käytännössä valmiita tunnin sisällä törmäyshetkestä.
Myös iässä on eroa, sillä Kuun Herkynisten vuorten ikä on reilua kertaluokkaa suurempi kuin Maan kaimojensa, eli nelisen miljardia vuotta. Suhteellisesti tarkastellen Maan ja Kuun Herkynisissä vuorissa on kuitenkin samanlaisia piirteitä: molemmat ovat selvästi vanhempia ja sen myötä kuluneempia kuin vaikkapa Alpit tai Apenniinit.
Nykygeologiassa ei enää kovin usein puhuta herkynisestä vuorijonopoimutuksesta, vaan yleensä siitä käytetään nimitystä variskilainen vuorijonopoimutus. Vaikka niitä pääsääntöisesti pidetään synonyymeinä, alkujaan termeillä variskilainen ja herkyninen oli kuitenkin selvä ero. Variskilaisista vuorista kirjoitti geologiaan suurimpiin nimiin kuulunut itävaltalainen Eduard Suess (1831–1914) vuonna 1886. Hän tarkoitti niillä vain Ranskan Keskusmassiivin itäpuolisia vanhoja vuoristoja.
Vuotta myöhemmin ranskalainen Marcel Bertrand (1847–1907) loi nykyisessä mielessä käsitteen Herkyniset vuoret, tarkoittaen niillä sekä Suessin Variskilaisia että Armorikalaisia vuoria. Termit siirtyivät myös saksalaisten kaivosmiesten kieleen: variskilaiset siirrokset ja raot olivat lounas–koillinen-suunnassa, herkyniset puolestaan kulkivat kaakko–luode-suunnassa. Olisi siis ollut huomattavasti järkevämpää, että termit olisi pidetty erossa toisistaan, tai ainakin että herkynisestä vuorijonopoimutuksesta olisi tullut kaiken kattava yleistermi variskilaisen sijaan. Toisin kuitenkin kävi, ja nyt Bertrandin Herkyniset vuoret ovat vähin erin katoamassa kielestä.
Suomessa Herkyniset vuoret suunnilleen Suessin tai Bertrandin tarkoittamassa merkityksessä ovat olleet tuttuja vähintään 1900-luvun alusta. Wilhelm Ramsay (1865–1928) kirjoitti Pentti Eskolan (1883–1964) suomentamana”hercyniläisestä vuorenpoimutuksesta” Geologian perusteissaan vuonna 1909. Monialainen I. K. Inha (1865–1930) mainitsi teoksessaan Saksanmaa (1910) paitsi Herkynisen metsän, myös ”herkynisen suunnan” Saksan vuoristojen rakennegeologiaa kuvaillessaan.
Kuun Herkynisten vuorten esiintyminen suomalaisessa kirjallisuudessa lienee puolestaan melkoisen niukkaa. ”Hercyniset vuoret” löytyvät Ursan vuonna 1947 julkaiseman mainion Tähtitieteen harrastajan kirjan kuukartasta. Omaa kirjahyllyäni penkomalla en tuota ennen tai sen jälkeen löytänyt suomalaisista kirjoista ainuttakaan muuta mainintaa.
Virallisesta Kuun nimistöstä Montes Hercynii katosi neljän muun vuoriston ohella vuonna 1970. Syynä oli, ettei Herkynisiä vuoria pidetty riittävän helposti identifioitavina. Selitys on jokseenkin ontuva, sillä kyllähän Herkyniset vuoret rajautuvat hyvin selvästi ympäröivään laavatasankoon, toisin kuin vaikkapa Mare Serenitatiksen ja Mare Crisiumin välisellä ylängöllä kohoavat Taurus-vuoret.
Lopputulos kuitenkin on, että aivan kuten Maassakin, myös Kuussa Herkyniset vuoret ovat hiljalleen häipymässä historiaan hämärään. Kuuromantikolle nykytilanne on tietenkin hieman haikea. Vaan ainakin jäljellä on monivivahteinen tarina, jota muistella kaukoputken ääressä.
Kiitokset Jari Kuulalle niin Kuun kuin Maankin Herkynisiä vuoria ja -metsää koskeneista kommenteista. Kuun nimistön hämmentävästä historiasta ja havaitsemisesta kiinnostuneille kerrottakoon, että tämä juttu ilmestyy Hieman Kuusta -blogissani pidempänä ja kiistatta myös vielä sekavampana ja muutamalla lisäkuvalla varustettuna versiona.
Muokkaus 22.1.2020: Poistettu mannerlaatan pitäminen litosfäärilaatan synonyyminä. Kiitokset FT Elina Lehtoselle huomautuksesta ja tämänhetkisistä termisuosituksista!
Vastaa
Paasselän mineraalit maailmankartalle
Paasselkä on Savonlinnan, Kiteen ja Rääkkylän rajamailla sijaitseva pyöreähkö kymmenkilometrinen järvenselkä. Järven alla majaileva painanne tunnistettiin törmäyskraatterin jäänteeksi kaksikymmentä vuotta sitten. Arvelut sen mahdollisesta törmäyssynnystä ovat kuitenkin tuplasti vanhempia. En tiedä, vietettiinkö Paasselällä tänä vuonna kaksi- ja nelikymmenvuotisjuhlia, mutta aihetta juhliin olisi ollut.
Paaselkä on yksi harvoista Suomen kraattereista, joille on saatu tehtyä varsin luotettava ikämääritys, noin 231 miljoonaa vuotta. Suomen oloista tuolta ajalta ei kovin paljon tiedetä, sillä Paasselän törmäyskivien ohella Suomesta ei tunneta muita triaskaudella syntyneitä kivilajeja. Se kuitenkin tiedetään, että muun Fennoskandian tapaan Suomi sijaitsi jossain nykyisen Välimeren leveyspiirin tienoilla. Geologisesti täällä vietettiin lähinnä ainaista joulua, eli kulutusjuhlaa: vanhat kivilajit kuluivat hiljakseen pois, ja niistä syntyneet jätekasat kuljetettiin jonnekin muualle. Dinosaurukset olivat tuolloin jo aloittaneet maailmanvalloituksensa, joten eiköpähän niitä hiippaillut Savon ja Karjalan rajamaillakin, vaikkei niistä todisteita ole jäänytkään. Geologin silmin Paasselkä on siis Suomessa hyvin harvinaislaatuinen paikka. Poikkeuksellisen geologisen historiansa sijasta Paasselkä on kuitenkin paremmin tunnettu kansainvälistäkin mainetta nauttivista Paasselän piruista.
Nyt Ruotsin kuninkaallisessa luonnontieteellisessä museossa (Naturhistoriska Riksmuseet) Tukholmassa postdoc-tutkijana työskentelevä Gavin Kenny on ainakin hetkeksi tuupannut pirut pois valokeilasta. Hänen vetämänsä tutkijaryhmä on nimittäin julkaissut uusia uria törmäyskraatteritutkimukseen aukovan artikkelin Paasselän törmäyksen vaikutuksista mineraaleihin. Ryhmässä on myös mukana Paasselkää ja useita muitakin Suomen kraattereita tiiviisti tutkinut Martin Schmieder. Artikkeli Recrystallization and chemical changes in apatite in response to hypervelocity impact ilmestyy Geology-lehden tammikuun numerossa kansikuvajuttuna, mutta se on jo kotvan aikaa ollut sähköisesti saatavilla (maksumuurin takana tosin). Samasta aiheesta ilmestyi myös tänä syksynä Brasiliassa pidetyssä Large Meteorite Impacts and Planetary Evolution VI -tapaamisessa esitelty vapaasti luettavissa oleva kokousjulkaisu.
Kennyn ja kumppaneiden artikkelissa keskitytään apatiitti-mineraaliin. Apatiitti – kaavaltaan Ca5(PO4)3(F,Cl,OH) – kuuluu fosfaatteihin ja on kaikille sikäli omakohtaisesti tuttu, että hammaskiille on lähes kokonaan apatiittiä. Kuten apatiitin kaavan loppuosa osoittaa, fluori, kloori ja hydroksyyli-ioni, eli yhtä happiatomia vajaa vesimolekyyli, voivat korvata toisiaan. Ikiaikaisen mineralogisen perinteen mukaan tässä kohdassa tarinaa on kerrottava, että juuri hydroksyylin korvautumiseen fluorilla perustuu fluorihammastahnan käyttö. Hydroksyyliapatiitti ei nimittäin kestä happohyökkäystä yhtä hyvin kuin fluoriapatiitti, joten tahnasta hammaskiilteen käyttöön vapautuva fluori suojaa hampaita. Pieninä määrinä apatiitti on hampaiden ohella hyvin tyypillinen mineraali monissa kivilajeissa, joten sitä löytyy Paasselän seudun vajaat pari miljardia vuotta vanhasta kallioperästäkin. Fosfaattinsa vuoksi apatiittia myös louhitaan esimerkiksi Siilinjärvellä peltojen lannoitteeksi (ja samalla tietysti Itämeren rehevöitteeksi).
Tutkimuksen kannalta apatiitti on hyvin monikäyttöinen mineraali. Sitä hyödynnetään esimerkiksi erilaisissa ikämäärityksissä. Samoin se on oivallinen tutkittaessa metasomatoosia, eli kiviaineksessa kiertelevien kuumien liuosten aiheuttamia kemiallisia ja mineralogisia muutoksia. Apatiitti on myös keskeisessä osassa arvioitaessa esimerkiksi Kuun ja Marsin sisäosien veden määrää.
Vaikka toisten taivaankappaleiden apatiitit ovat väkisinkin joutuneet törmäysten runtelemiksi, ei tähän mennessä Maan törmäyskraatterien apatiitteja ole järin yksityiskohtaisesti tutkittu. Niinpä kenellekään ei ole muodostunut kovin tarkkaa käsitystä siitä, mitä apatiitille pohjimmiltaan tapahtuu, kun se kohtaa korkean shokkipaineen. Kennyn ja kumppanien tutkimus onkin ensimmäinen työ, jossa perehdytään syvällisesti maanpäällisen apatiitin shokkimetamorfiseen mikrorakenteeseen. Tutkimuksen ytimessä on viimeisen vuosikymmenen aikana yleistynyt takaisinsironneiden elektronien diffraktioon (electron backscatter diffraction, EBSD) perustuva elektronimikroskopian sovellus.
Tutkimuksessa löytyi esimerkiksi apatiittikiteiden deformaatioon ja uudelleenkiteytymiseen liittyviä piirteitä, jollaisia ei ole ennen tunnistettu. Osin tämä selittyy sillä, että perinteisin tutkimusmenetelmin nyt havaitut törmäyssyntyiset piirteet lienevät näkymättömiä. Paasselän shokkimetamorfisille fluoriapatiiteille oli tyypillistä kaunis rakeinen tekstuuri, jossa alkuperäinen apatiittirae on uudelleenkiteytynyt suunnilleen yhdensuuntaisiksi muutaman mikrometrin läpimittaisiksi osasiksi.
Toinen täysin uusi löytö on törmäyksen aiheuttama rauta- ja magnesiumpitoisen fosfaatin, wagneriitin,1 kiteytyminen apatiitin sisälle. Wagneriitti esiintyy ainoastaan apatiitin uudelleenkiteytyneillä alueilla, eikä sitä tavata laisinkaan niissä kohdin apatiittirakeita, jotka eivät uudelleenkiteytymistä kokeneet. Wagneriitin vaatima rauta ja magnesium ovat selvästi peräisin wagneriittia ympäröivästä uudelleenkiteytyneestä apatiitista, sillä uudelleenkiteytyneen apatiitin rauta- ja magnesiumpitoisuudet ovat alhaisemmat kuin kutakuinkin alkuperäisessä kunnossaan säilyneen apatiitin.
Nämä fosfaattien mikrorakenteelliset ja geokemialliset löydöt voivat ehkä äkkiseltään kuulostaa hivenen kuivakkailta. Kraatteritutkijat ovat kuitenkin aina tällaisista uusista avauksista innoissaan. Lisäksi Kennyn ja kumppaneiden työllä voi hyvin olla paljon kauaskantoisempia ja nimenomaan epäkuivakkaita vaikutuksia planeettatutkijoiden elämään. Koska shokin vaikutuksesta Paasselän apatiitissa syntyi wagneriittia, jonka rauta ja magnesium tulevat sitä ympäröivästä apatiitista, on luonnollista olettaa, että myös wagneriitin fluori on peräisin apatiitista. Shokkimetamorfoosi siis todennäköisesti vaikuttaa apatiitin fluoripitoisuuteen. Ja tämä saattaa muuttaa vallitsevia käsityksiä isoistakin asioista.
Apatiittien fluori ja kloori ovat paljon helpommin analysoitavissa kuin niiden hydroksyyli. Siksi apatiittianalyyseistä ”puuttuva aines” on useimmiten oletettu hydroksyyliksi, siis karkeasti ottaen vedeksi. Paasselän tulokset viittaavat siihen mahdollisuuteen, ettei vaikkapa Marsissa tai Kuussa suurille törmäyksille alttiina olleen apatiitin mitattu fluoripitoisuus välttämättä vastaakaan alkuperäistä, kuten on oletettu. Niinpä apatiittianalyyseihin perustuvat Kuun ja Marsin sisäosien vesipitoisuuslaskelmat voivat olla jonkin verran pielessä. Kuun vetinen sisus taas on ollut kenties suurin viimeisen parin vuosikymmenen aikana tapahtunut mullistus käsityksissämme Kuusta. Asia tietysti vaatii runsaasti lisätutkimuksia, mutta Paasselän mineraalit voivat hyvinkin olla alkusysäys uusille ajatusmalleille aurinkokuntamme kivisten kappaleiden vetisestä historiasta. Vähintään entisiä malleja pitää Paasselän tietojen pohjalta tarkastella uudesta näkökulmasta.
Paasselän apatiitteihin liittyy myös opettavainen tarina luonnontieteellisen tutkimuksen luonteesta. Alun perin Gavin Kennyn ei nimittäin edes pitänyt tutkia Paasselän apatiitteja. Hänen varsinainen leipälajinsa on kraatterien iänmääritys käyttäen uraani–lyijy-menetelmää shokkimetamorfisten zirkonimineraalien ajoittamiseen. Tähän menetelmään perustuen hän esimerkiksi julkaisi Lappajärven uuden ikämäärityksen vuosi sitten. Shokkimetamorfisia zirkoneja hänen oli tarkoitus Paasselästäkin kaivaa esiin.
Zirkonit saadaan tutkittaviksi, kun kivinäyte murskataan ja separoidaan. Separoinnin loppuvaiheessa käytetään ns. raskasnesteseparointia. Siinä nesteenä on yleensä metyleenijodidi, jolla on niin korkea tiheys, että ainoastaan zirkonin kaltaiset raskaimmat mineraalit vajoavat liuoksen pohjalle. Sieltä ne on helppo noukkia tutkittaviksi.
Pahaa aavistamatta Kenny marssi laboratorioon ja alkoi separoida zirkoneja esiin. Vaan kuinka ollakaan, joku edellinen käyttäjä olikin hänen tietämättään laimentanut metyleenijodidia. Niinpä liuoksen pohjalle mötkähtivät zirkonien ja ajoitukseen myös sopivien monatsiittien ohella hieman kevyemmät apatiititkin. Joku muu olisi saattanut heittää apatiitit mäkeen, mutta avarakatseisena tutkijana Kenny tuumasi, että tutkitaan nyt sitten näitäkin. Lopputulos on nähtävissä Geology-lehden kannessa.
Paasselän apatiittitarina onkin erinomainen esimerkki serendipisyydestä. Samankaltaisten onnekkaiden sattumien seurauksena keksittiin mm. rokottaminen, penisilliini ja kosminen taustasäteily. Paasselän shokkimetamorfiset apatiitit asettuvat näin osaksi komeaa tieteenhistoriallista jatkumoa.
Vaan entäpä ne separoidut Paasselän zirkonit ja monatsiitit, mitä niille tapahtui? Niillä Kenny ja kumppanit tekivät suomalaisten törmäyskraatterien mittakaavassa historiaa. Zirkonissa havaittiin useita shokkimetamorfoosin aiheuttamia piirteitä, joista zirkonin hajoamista zirkoniaksi (ZrO2) ja silikaksi (SiO2) ei ainakaan oman muistini mukaan Suomen muista kraattereista ole toistaiseksi löydetty. Zirkonin hajoaminen osoittaa zirkonirakeiden kuumentuneen vähintään 1673°C:een. Paasselän zirkoneissa havaitut todisteet zirkonin tilapäisestä muuttumisesta korkean paineen ja lämpötilan polymorfiseksi muodoksi reidiitiksi puolestaan ovat Lappajärven jälkeen toiset Suomesta löydetyt. Monatsiittien osalta Paasselkä sai nimiinsä Suomen ensimmäiset todisteet monatsiittikiteen ns. kaksostumisesta tavalla, joka on ominaista ainoastaan shokkimetamorfoosille. Nämä tulokset osoittavat jälleen kerran, että Suomen törmäyskraattereissa riittää erittäin runsaasti mahdollisuuksia kansainvälisesti merkittäviin löytöihin.
Paasselkä kuuluu Suomen suurimpien kraatterien joukkoon. Sen törmäyssyntyiset kivilajit ovat Suomen ainoat tunnetut triaskautiset kivet, ja niissä on joukko massiivisen räjähdyksen todisteita, jollaisia ei ole löydetty mistään muualta Suomesta. Paasselän apatiitit ovat koko maapallon ensimmäiset törmäyksessä muuttuneet apatiitit, joiden mikrorakenne on kunnolla tutkittu. Eikä mistään muualta kuin Paasselältä ole raportoitu shokkimetamorfisen wagneriitin kiteytymistä apatiitin sisällä. Ja sitten on tietysti vielä ne pirut. Eikös tässä olisi jo ihan riittävästi aineksia paikallisen geomatkailun kehittämiseen? Tai biisiaihiota Kiteen suurelle pojalle Tuomas Holopaiselle?
1Wagneriitti on apatiittia muistuttava rautamagnesiumfosfaatti, (Mg,Fe2+)2(PO4)F. Kennyn ryhmän tutkimuksessa ei voitu kiistatta osoittaa kyseessä olevan wagneriitti, vaan ainoastaan jokin wagneriitin polymorfinen muoto. Mineralogiassa polymorfialla tarkoitetaan sitä, että sama kemiallinen koostumus voi esiintyä eri kidejärjestelmissä ja näin ollen muodostaa eri mineraaleja. Tunnettu esimerkki polymorfiasta on grafiitti ja timantti. Ne ovat kumpikin kemialliselta koostumukseltaan hiiltä, mutta erilaisten kiderakenteidensa vuoksi ominaisuuksiltaan hyvin voimakkaasti toisistaan poikkeavia mineraaleja.
Tämä juttu ilmestyy myös Suomen kraatterit -blogissa.
2 kommenttia “Paasselän mineraalit maailmankartalle”
-
Pekka Tiainen sanoo:
Sattumalta löytyi tällainen sivusto, lieneekö enää elossa…Kokeillaan kuitenkin.
Suvasvesi N ja Suvasvesi E ovat tuttuja paikkoja kalareissujen takia. Suurin syvyyslukema luotaimessa pohjoisella puolella oli kerran 96m. Silloin uitiin!
Siinä pohjoispuolella on mielenkiintoinen pienempi vesialue: LEMPELÄNSELKÄ. Kartta kertoo…
T: Pekka T.
-
Kukkarinselän syvänteen yli on minunkin tullut seilattua, uimiseen ei tosin sillä kertaa ollut mahdollisuutta. Lempelänselkä ei itselleni paikkana ole tuttu. Mielenkiintoinen se epäilemättä on ja suht syväkin näyttää olevan, joskaan kraatteritutkimuksen kannalta se ei vaikuta järin oleelliselta.
(Toim. huom.: Näissä kommenteissa mainitut paikat eivät mitenkään liity tämän blogin aiheeseen, eli Paasselän törmäyskraatteriin.)
-
Vastaa
Pikkuplaneetta pöydällä
Myöhäissyksyinen ilta uimarannalla
Kun marraskuu alkoi hiljalleen taittua joulukuun puolelle, tallustelin kohti läheistä uimarantaa. Suomen syksylle tyypillinen lähes kuukauden jatkunut yhtämittainen pilvisyys oli lopultakin tauonnut. Niinpä mukanani oli pyyhkeen ja simmareiden sijasta jalusta, parit kiikarit ja perinteiseen tyyliin paperille painettu tähtikartta.
Jäälle ei vielä tohtinut lähteä seikkailemaan. Se oli harmillista, sillä pääkohteenani ollut Etiopian kuninkaan Kefeuksen valtakunnan rannikoilla kauhua ja hävitystä kylväneen merihirviön eli Valaan tähdistö jäi ikävästi rantakoivujen katveeseen. Onneksi kuitenkin uimalaituri oli jätetty talveksi paikoilleen, joten se tarjosi riittävästi etäisyyttä rannan puihin. Laiturilta katsellen Valaan kirkkain tähti Menkar oli juuri koivunlatvojen yläpuolella ja näkyi mukavasti paljainkin silmin, vaikka suoraan kaupungin valohehkun suunnassa olikin. Ja siellä, Menkarista hollin matkaa ylös ja vähän oikealle näkyi jo pikkukiikarilla piste samassa kohdassa, johon olin sen tähtikarttaani piirtänyt. Edellisestä kohtaamisestani kotilieden jumalatar Vestan kanssa oli kulunut vajaat pari vuotta, joten jälleennäkeminen oli hyvinkin mieluisa.
Ennen minua tai ketään muutakaan Vestan löysi saksalainen Wilhelm Olbers maaliskuussa 1807. Olbers oli monipuolinen tutkija, sillä paitsi että hän oli lääkäri ja löysi Vestan, Pallaksen ja nimeään kantavan jaksollisen komeetan, hän myös pohdiskeli yötaivaan pimeyttä ja universumin äärettömyyttä. Tämä tapahtui noin 170 vuotta ennen kuin Jukka Kuoppamäki ja Katri Helena hivuttivat Olbersin paradoksin keskeisen kysymyksen ”Miksi taivas on öisin musta, miksi valoa en mä nää?” suomalaisen iskelmäkansan tietoisuuteen. Syvällisestä pohdinnasta huolimatta Olbersilla, sen paremmin kuin Vestan radan määrittäneellä ja myös sen nimenneellä Carl Friedrich Gaussilla ei kuitenkaan vielä voinut olla aavistustakaan Vestan perimmäisestä olemuksesta.
Nykyään jo harrastajienkin tavoitettavissa alkaa olla sen tosiasian toteaminen, ettei Vesta ole pelkkä tähdenkaltainen piste. Kuun ja planeettojen valokuvaukseen erikoistunut Damian Peach onnistui jo vuonna 2007 nappaamaan kuviinsa Vestan hieman soikean muodon. Suomalaisetkin harrastajat pystyvät nykyisin kuvaamaan yksityiskohtia Jupiterin suurimpien kuiden pinnoilta, ja Vestan maksimikulmaläpimitta on näiden erottuvien yksityiskohtien suuruusluokkaa. En tiedä, onko kukaan Suomessa vielä yrittänyt kuvata Vestan muotoa, mutta huippuharrastajien tekniikka ja taidot kehittyvät sitä vauhtia, ettei temppu enää mahdottoman kaukaiselta tunnu. Vestan oppositiot toistuvat suunnilleen vuoden ja viiden kuukauden välein, joten ehkäpä maaliskuussa 2021 Vestan loistaessa komeasti Leijonan tähdistössä joku suomalainenkin onnistuu ikuistamaan Vestan muodon.
Näytteitä Vestasta?
Uimarannalta takaisin kotiin päästyäni oli pakko ottaa vitriinistä esiin pieni rasia, jossa luki Bilanga. Avasin rasian, ja tavoistani poiketen koskin paljain sormin tuohon pieneen hauraaseen kivenmuruseen. Kyseinen pikkukivi päätyi aika tarkkaan 20 vuotta sitten Burkina Fasoon, jonnekin Bilanga-Yangan ja Gomponsagon kylien tienoville. Bilanga on yksi 2222:sta tällä hetkellä tunnetusta HED-meteoriitista. Jo viitisenkymmentä vuotta olemme tienneet, että HEDit – howardiitit, eukriitit ja Bilangan kaltaiset diogeniitit – ovat mitä suurimmalla todennäköisyydellä peräisin Vestasta. Juuri siksi minä sinne kivivitriinilleni menin: hetkeä aiemmin kiikarilla pisteenä näkemäni Vesta oli nyt siinä kirjoituspöydälläni, kosketeltavissa ja ihasteltavissa. No, mitättömän pieni osa Vestaa tietenkin, mutta sekin oli tarpeeksi saadakseen kylmät väreet kulkemaan selkääni pitkin.
Alkujaan Vestan ja HEDien yhteys perustui niiden spektrien ainutlaatuiseen samankaltaisuuteen. Vuonna 1997 Hubble-avaruusteleskoopin havaintojen perusteella löydettiin Vestan etelänavalta jättimäinen törmäysallas. Se selitti vestoideina tunnettujen spektriltään ja rataparametreiltään Vestan kaltaisten kilometrien kokoluokkaa olevien asteroidien olemassaolon – vestoidit ovat yksinkertaisesti törmäysaltaan heittelettä. Altaan löytyminen auttoi myös osaltaan ymmärtämään, miten HED-meteoriitteja saattoi päätyä Maahan. Vuonna 2007, siis 200 vuotta Vestan löytymisen jälkeen laukaistu NASAn Dawn-luotain on sittemmin käytännössä varmistanut käsityksen Vestasta HEDien emäkappaleena.
Moni kutsuu Vestaa asteroidiksi. Ja mikäpä siinä, sillä sananmukaisesti tähdenkaltaiseltahan se kiikarilla katsellen näyttää. Minulle kuitenkin Vesta on pikkuplaneetta. Suurempien planeettojen tapaan se on monimuotoinen, pitkään jatkuneiden geologisten prosessien muokkaama kaunis ja kiehtova maailma, pienempi vain. Se on jopa differentioitunut, eli sillä on rautaydin, raskaiden silikaattimineraalien muodostamista kivilajeista koostuva vaippa, ja lähinnä möyhentyneestä basalttisesta laavakivestä ja sen hieman syvemmällä syntyneistä lähisukulaisista koostuva kuori. Nykyään ”pikkuplaneettaa” tunnutaan terminä vierastavan, mutta ihan syyttä. Vaan kaipa tässäkin on kyse lähinnä näkemyserosta. Tähtitieteelliseltä kannalta Vesta on piste, mutta geologeille se on oma pieni maailmansa. Mikä parasta, se on maailma, josta on runsaasti näytteitä ja jonka pinnanmuodot ja koostumus tunnetaan poikkeuksellisen hyvin.
Vestan neitsyet
Jo pian sen jälkeen kun Dawn saapui Vestan kiertoradalle, kävi ilmi, että Hubblen kuvissa nähty Vestan eteläinen törmäysallas muodostuukin kahdesta päällekkäisestä altaasta, eli vanhemmasta 400-kilometrisestä Veneneiasta ja geologisesti varsin nuoresta 500-kilometrisestä Rheasilviasta. Samaan allaskompleksiin kuuluu vielä kolmaskin, osin Rheasilvian alla oleva nimetön 250-kilometrinen allas. Rheasilvian keskuskohouman korkeus vetää lähes vertoja aurinkokokunnan korkeimmalle vuorelle, Marsin maineikkaalle Olympus Monsille. Rheasilvian synty kesti noin puoli Vestan vuorokautta (joka puolestaan kestää reilut viisi tuntia), joten coriolisvoima ehti vaikuttaa prosessin kulkuun synnyttäen hämmentäviä spiraalimaisia rakenteita, jollaisia ei vastaavassa mitassa ole toistaiseksi tavattu mistään muualta aurinkokunnastamme.
Dawn-luotaimen spektrometrien ja kameroiden tuottaman aineiston tutkimus osoitti, että eukriittista ainesta on etenkin Vestan päiväntasaajan tienoilla. Eukriitit edustavat Vestan kuorikerrosta, eli basalttisia laavoja ja niitä vastaavia hitaammin kiteytyneitä syväkiviä. Howardiitit puolestaan ovat murskaantuneita seoskiviä eli breksioita, joissa on sekaisin diogeniittista, eukriittista, ja silloin tällöin myös hiilikondriittimeteoriiteista peräisin olevaa runsaasti vettä ja muita helposti haihtuvia yhdisteitä sisältävää ainesta. Howardiittinen materiaali muodostaa Vestan irtonaisen ”maaperän”, regoliitin, joka kattaa suurimman osan Vestan näkyvästä pinnasta.
Diogeniittistä ainesta esiintyy lähinnä Rheasilvian törmäysaltaan sisällä ja sen heittelekentällä. Sulan kiviaineksen kiteytymistä ja kemiaa tutkivien petrologien työn ansiosta on jo vuosikymmeniä on tiedetty, että diogeniitit ovat lähtöisin Vestan ylävaipasta. Vestan tapauksessa se alkaa vasta parinkymmenen kilometrin syvyydestä, joten jollain ilveellä diogeniitit on saatava kaivettua ylös ja nostettua avaruuteen ennen kuin niitä voi päästä putoilemaan burkinafasolaisten kylien liepeille. Veneneia ja Rheasilvia tarjoavat tälle luonnollisen selityksen: jos yksi suuri törmäys räjäyttää ensin suuren osan Vestan kuorikerroksesta pois, on toisella lähes samaan kohtaan tapahtuvalla vielä suuremmalla törmäyksellä helppo työ nostaa ylävaipan kiviainesta Vestan pinnalle ja avaruuteen.
Vaikka Rheasilvia ryöpsäytti avaruuteen runsaasti Vestan ainesta, ei se kuitenkaan voi suoraan olla nykypäivänä putoilevien HED-meteoriittien takana. Tämä johtuu siitä, että kolmasosa kaikista HEDeistä sinkoutui avaruuteen vasta noin 22 miljoonaa vuotta sitten. Bilanga edustaa toista porukkaa, joka on seilannut avaruudessa suunnilleen 49 miljoonaa vuotta ennen päätymistään maapallolle. Vaikka Rheasilvia suureksi altaaksi nuori onkin – ehkä noin miljardi vuotta – on se silti aivan liian vanha kyetäkseen selittämään näiden HED-klaanien avaruudessa viettämän ajan lyhyys. Myöskään Rheasilvian synnyttämien vestoidien keskinäiset törmäykset eivät kelpaa HEDien valtaosan alkulähteeksi. HEDien selittämiseksi tarvitaankin kohtalaisen suuria huomattavasti Rheasilviaa nuorempia törmäyksiä itse Vestan pinnalle ja mieluiten vielä sopiville alueille, jotta avaruuteen päätyy oikeaan aikaan merkittäviä määriä Vestan ylävaipasta, kuoresta ja regoliitistä peräisin olevaa ainesta. Viime toukokuussa julkaistun tutkimuksen ansiosta meillä onkin nyt suht luotettavalla pohjalla oleva käsitys siitä, missä noiden törmäysten synnyttämät kraatterit sijaitsevat.
HED-meteoriittien lähtökraatterit
Howardiittien, eukriittien ja diogeniittien todennäköisten lähtöpaikkojen selvittämisessä vaikeinta on oikean ikäisen kraatterin löytäminen. Toisten taivaankappaleiden törmäyskraatterien tai laavatasankojen iän määrittäminen ei nimittäin ole helppoa. Käytännössä ainoa keino on laskea, kuinka monta törmäyskraatteria pinta-alayksikköä kohti löytyy. Kraatterien määrästä ja kokojakaumasta pitäisi sitten päätellä pinnan vuosissa mitattava ikä. Menetelmä toimii joltisenkinmoisella tarkkuudella Kuussa, koska Apollo- ja Luna-näytteiden ansiosta meillä on näytteitä alueilta, joiden kraatteritiheydet tunnetaan. Kuunäytteiden iänmääritys laboratoriossa ei kuitenkaan sekään ole yksinkertaista puuhaa, tulosten geologisesta tulkinnasta puhumattakaan. Niinpä Kuun eri ikämalleissa satojen miljoonien vuosien heitot suuntaan tai toiseen ovat arkipäivää. Muiden taivaankappaleiden kohdalla homma on vielä huomattavasti hankalampaa, sillä näytteitä varmasti tunnetuilta paikoilta ei ole, törmäysnopeudet ja sen myötä syntyvien kraatterien koot eivät ole samat kuin Kuussa, eikä törmäävien kappaleiden populaatio muutenkaan vastaa Kuuta. Hämmästyttävää kyllä, kaikista näistä hankaluuksista huolimatta sekä Bilangan porukan että 22 miljoonaa vuotta matkanneiden HEDien lähtökraatterit Vestalla todennäköisesti – tai ainakin mahdollisesti – tunnetaan.
Antonia on läpimitaltaan noin 16,8-kilometrinen kaunis, persoonallisen näköinen kraatteri Rheasilvian sisällä. Monien muiden Vestan kraatterien tapaan se syntyi loivaan rinteeseen, mikä selittää sen heitteleen epäsymmetrisen leviämisen enimmäkseen alarinteen suuntaan. Kraatterilaskujen perusteella sen heittelekentän ikäarviot pyörivät enimmäkseen jossain noin 18:n ja 24:n miljoonan vuoden välillä. Mallinnusten mukaan sen heitteleen kappaleet olivat suurimmillaan nelimetrisiä järkäleitä, ja tyypillisesti läpimitaltaan noin 0,25–1,25 metriä. Ideaalista tavaraa synnyttämään 22 miljoonan vuoden HED-klaanin meteoriitit siis. Arviolta parisen prosenttia Antonian avaruuteen heittämästä kiviaineksesta päätyy ennemmin tai myöhemmin Maahan.
Licinia on Antoniaa hieman suurempi, suunnilleen kotimaisen kraatterihelmemme Lappajärven kokoinen 24-kilometrinen kraatteri Vestan pohjoisella pallonpuoliskolla, varsin kaukana diogeniittisen aineksen pääesiintymisalueelta. Sen ikämääritys on hieman epävarmempi kuin Antonian. Näistä lievistä puutteistaan huolimatta Licinia on selvästi paras kandidaatti selittämään Bilangan ja muut 49 miljoonan vuoden klaanin jäsenet.
Antonia ja Licinia eivät suinkaan ole ainoat HED-meteoriittien lähtökraatterit. HED-ikäryhmiä on useita muitakin, ja niiden sisälläkin on muutamien miljoonien vuosien hajontaa. Kraatterilaskujen Antonialle ja Licinialle antamat iät puolestaan ovat täysin malleista riippuvaisia, eikä kukaan toistaiseksi tiedä, mikä malleista on lähimpänä totuutta. Ne ovat kuitenkin ainoat kraatterit, jotka nykyisen käsityksen mukaan pystyvät selittämään suuren osan tunnetuista HED-meteoriiteista. Niinpä siihen saakka kunnes jotain paremmin perusteltua esitetään, olen valmis hyväksymään, että oma pieni palaseni Vestaa lähti liikenteeseen juuri Liciniasta.
Minua voi kai moittia parantumattomaksi romantikoksi, mutta Vestan ja HED-meteoriittien tarina on minusta tavattoman kaunis. Kiikarilla näkemäni piste, ehkäpä noin 4,567 miljardia vuotta sitten syntynyt ja sulanut pikkuplaneetta, miljardi vuotta sitten tapahtunut valtava törmäys, 49 miljoonaa vuotta sitten sattunut pienempi törmäys, burkinafasolaisen kylän kivisade kaksikymmentä vuotta sitten ja vitriinissäni oleva kivenmurunen muodostavat yhden suuren polveilevan kertomuksen. Siinä on vielä pieniä aukkoja, mutta suurimmalta osin tarinan sivujuonet muodostavat loogisesti etenevän kokonaisuuden. Juuri tällaisten tarinoiden vuoksi planeettageologian tutkimus on niin äärimmäisen kiehtovaa.
Muokkaus 20.12.2019: Toiseksi viimeinen kappale oli kohteen kertaan. Yhdelläkin pärjää.
Vastaa
Apollo 12 Myrskyjen valtamerellä
Viime kesänä ei voinut välttyä Apollo 11:n viisikymmenvuotisjuhlinnalta. Hehkutukseen oli toki aihettakin, sillä olihan Neil Armstrongin, Mike Collinsin ja Buzz Aldrinin viimeinen avaruuslento käännekohta ihmiskunnan historiassa. Ikiaikainen haave Kuun pinnalla kävelystä toteutui, ja Yhdysvallat todisti lopullisesti päihittäneensä Neuvostoliiton suurvaltojen avaruuskilpajuoksussa. Samalla presidentti Kennedyn hullunrohkea tavoite Kuussa käynnistä 1960-luvun loppuun mennessä saavutettiin.
Vaan kuinka moni huomasi, että viime viikolla tuli täyteen 50 vuotta toisesta miehitetystä laskeutumisesta Kuun pinnalle? Ellei sattunut seuraamaan NASAn kuu-uutisointia kohtalaisen tarkasti, meni koko tapaus luultavasti ohi. Korviahuumaava mediahiljaisuus heijastelee puolen vuosisadan takaista mielenmaisemaa, sillä tiedotusvälineiden, suuren yleisön ja poliitikkojen kiinnostus Apollo-ohjelmaa kohtaan romahti heti Apollo 11:n jälkeen. Kun Kuussa oli kertaalleen käyty ja venäläiset voitettu, ei seuraaville lennoille tuntunut olevan mitään mediaseksikästä tarkoitusta. Tieteelliseltä kannalta kunnianhimoisimmat kuulennot olivat kuitenkin vielä suurelta osin suunnittelupöydällä. Niiden näkökulmasta oli välttämätöntä, että Apollo 12 onnistuu tavoitteissaan.
Läntinen meri
Vaikka kaikki Kuun meret ovat basaltti-kivilajista koostuvia laavatasankoja, ne eivät suinkaan kaikki ole samanlaisia. Itäiset basaltit, esimerkiksi Apollo 11:n tuomat Mare Tranquillitatiksen kivet, ovat yleensä vanhempia kuin läntiset. Myös kerros kerrokselta laajoja alueita peittäneiden laavojen koostumus on eri paikoissa ja satojen miljoonien vuosien kuluessa vaihdellut. Kaikkein ilmeisin ero on titaanin määrä basaltissa, sillä se vaikuttaa voimakkaasti basaltin väriin: runsaasti titaania (käytännössä ilmeniitti-mineraalia) sisältävät basaltit ovat sinertäviä, titaaniköyhemmät puolestaan punertavia. Laajoissa puitteissa tässäkin on nähtävissä selvä ero Kuun itäisen ja läntisen pallonpuoliskon välillä. Tämän eron saa helposti näkyviin jo Kuusta napattuja kännykkäkuvia hieman kuvankäsittelyohjelmassa rääkkäämällä.
Apollo 12:n laskeutumispaikaksi valikoitui läntinen basalttitasanko Oceanus Procellarumin eli Myrskyjen valtameren itäosassa. Nuorehkot basaltit eivät suinkaan olleet alueen ainoa houkutin, sillä jo huhtikuussa 1967 miehittämätön Surveyor 3 -alus oli laskeutunut Oceanus Procellarumin pinnalle nelisensataa kilometriä Copernicuksen kraatterista etelälounaaseen. Kaksi ja puoli vuotta myöhemmin Apollo 12:n komentajan Pete Conradin oli määrä ohjata kuumoduli Intrepid aivan Surveyor 3:n viereen. Seuraavien lentojen onnistuminen nimittäin edellytti erittäin tarkkaa laskeutumista, ja Apollo 12:n oli määrä osoittaa, onko tarvittava tarkkuus ylipäätään mahdollista. Ja olihan se: 19.11.1969 Conrad ja hänen hyvä ystävänsä, kuumodulin pilotti Alan Bean tumpsahtivat pehmeästi Surveyor-kraatterin reunalle, vain 150 metrin päähän Surveyor 3:sta.
Yksi laskeutumispaikan valintaan johtaneista tekijöistä oli halu selvittää, kuinka ihmisen tekemät laitteet selviävät Kuun armottomissa olosuhteissa. Niinpä Conradin ja Beanin oli määrä tuoda mukanaan takaisin Maahan mm. Surveyor 3:n kamera. Se olikin pärjännyt hyvin, sillä lukuun ottamatta säteilyn ja luultavimmin kuumodulin nostattaman pölyn aiheuttamaa rusketusta, muutoksia Surveyorin osissa ei juurikaan huomattu. Mikrometeoriittipommitus oli kahden ja puolen vuoden aikajänteellä olematonta. Toisin kuin usein väitetään, streptokokki-bakteeri tuskin kuitenkaan selvisi Surveyorin matkassa Kuuhun ja takaisin, vaan se oli luultavasti maahanpaluun jälkeistä kontaminaatiota. Täyttä varmuutta asiasta ei kuitenkaan ole.
Copernicus ja Kuun ajanlasku
Kuun nuorin, yhä meneillään oleva geologinen kausi on saanut nimensä tyypillisestä edustajastaan, Copernicus-kraatterista. Se hallitsee kirkkailla, satojen kilometrien etäisyydelle yltävillä kraatterista ulos lentäneestä aineksesta koostuvilla säteillään Kuun lähipuolen läntisen osan päiväntasaajan tienoita. Yksi säteistä ylittää Apollo 12:n laskeutumisalueen, mikä ei tietenkään ole sattumaa. Geologit olisivat nimittäin halunneet yhden Apollo-lennoista laskeutuvan Copernicukseen, mutta insinöörit ja etenkin NASAn johto olivat ajatuksesta huomattavasti vähemmän innoissaan. Geologeille kuitenkin kelpasi muualtakin kuin itse kraatterin sisältä kerätty Copernicus-näyte. Copernicuksen sädejärjestelmä tarjosi tähän erinomaisen mahdollisuuden.
Toisella kuukävelyllään yksi Conradin ja Beanin tehtävistä oli tehdä tutkimuskaivanto Head-kraatterin reunan tuntumaan. Sieltä, noin 15 cm paikallisen heitteleen alta, löytyi huomattavasti pintamateriaalia vaaleamman aineksen kerros. Jo tässä vaiheessa Houstonin lennonjohdon takahuoneessa osa geologeista tuuletteli Copernicuksen heitteleen löytymisen merkiksi. Myöhemmät tutkimukset ovat vahvistaneet juhlimisen perustelluksi. Kaivannon vaalea aines eli näyte 12033 vastaa koostumukseltaan sitä, mitä Copernicuksesta voisi olettaakin lentävän muutaman sadan kilometrin päähän. Useat eri menetelmät ovat antaneet näytteelle myös ”järkevän” iän, noin 800 miljoonaa vuotta. Tämä sopii yhteen myös kraatterilaskujen perusteella saatuun Copernicuksen ikään.
Copernicuksen iän tunteminen on merkittävää koko Kuun geologisen historian ymmärtämisen kannalta. Kuun nuorimpien geologisten aikakausien rajoja ei ole onnistuttu sitomaan mihinkään laajoja alueita kattavaan yksittäiseen geologiseen tapahtumaan, puhumattakaan siitä, että näitä suhteellisia aikarajoja olisi saatu minkäänlaisella varmuudella absoluuttisesti, siis vuosissa mitaten ajoitettua. Niinpä kopernikaanisen kauden tyypillisen edustajan absoluuttisen iän tunteminen tarjoaa harvinaisen datapisteen esimerkiksi kraatterilaskujen avulla Kuun pinnan ikää määrittäville tutkijoille.
Copernicuksen iän vaikutus yltää kuitenkin huomattavasti Kuuta laajemmalle. Kuu on ainoa suuri aurinkokuntamme kappale, josta meillä on näytteitä tunnetuista paikoista. Näin se tarjoaa ainutkertaisen mahdollisuuden sitoa yhteen absoluuttiset iät suhteellisten ikien kanssa. Suhteelliset iät perustuvat käytännössä suurelta osin kraatterilaskuihin, siis törmäyskraatterien määrään pinta-alayksikköä kohti. Erilaisilla malleilla, perustelluilla oletuksilla ja osin havainnoillakin Kuun absoluuttisten ja kraatterilaskuihin perustuvien ikien keskinäinen suhde on saatua siirrettyä muille taivaankappaleille. Näin koko aurinkokunnan kiinteäpintaisten kappaleiden geologisen historian kronologia lepää niiden näytteiden varassa, jotka viitisenkymmentä vuotta sitten tuotiin Yhdysvaltain kuudella Apollo-lennolla ja Neuvostoliiton kolmella miehittämättömällä Luna-lennolla takaisin Maahan.
Corvette-kaverukset Conrad, Bean ja kiertoradalta mm. spektroskopisia tutkimuskokeiluja tehnyt komentomoduli Yankee Clipperin pilotti Dick Gordon eivät valitettavasti päässeet Apollo 12:n 50-vuotisjuhlia näkemään: Al Bean kuoli vuonna 2018, Dick Gordon vuonna 2017 ja aina vauhdista pitänyt Pete Conrad moottoripyöräonnettomuudessa vuonna 1999. Heidän työnsä kantaa kuitenkin hedelmää edelleen. Paitsi että Conradin ja Beanin kenttätyön ansiosta selvitettiin Copernicuksen (todennäköinen) ikä, kertoivat näytteet myös suoraan sen, etteivät Kuun meret suinkaan syntyneet yhdessä jättimäisessä sulan kiven plörtsähdyksessä. Sen sijaan mare-vulkanismi kesti satoja miljoonia, nykykäsityksen mukaan jopa miljardeja vuosia. Ja koska Apollo 12:n laskeutumispaikka oli ohjelman läntisin, laajensi Conradin ja Beanin asentama seismometri geofyysikoiden mittausverkkoa ja sen tarkkuutta merkittävästi. Ymmärryksemme Kuun syvärakenteesta perustuu suurelta osin juuri Apollo-seismometrien tallentamien kuunjäristysten tarjoamaan tietoon.
Kuten on laita muidenkin Apollo-kivien kohdalla, monet Conradin ja Beanin keräämistä näytteistä ovat vielä lähes täysin tutkimatta. Tämä on tarkoituksellista, sillä Apollo-ohjelman tutkijat ymmärsivät sekä näytteiden ainutlaatuisuuden, että analyysimenetelmien jatkuvan kehityksen. Osa kuunäytteistä on odottanut aikaa parempaa täysin koskemattomina: yksi Apollo 17:n suljetuista kairasydännäytteistä avattiin marraskuun alussa, toisen vuoro on tammikuussa 2020. Entistä tarkemmat ja täysin uudenlaiset keinot selvitellä Kuun kivien ja mineraalien koostumusta, ikää ja fysikaalisia ominaisuuksia ovatkin viimeisen kymmenen vuoden aikana osin mullistaneet käsityksemme Kuusta ja sen kehityksestä. Merkittäviä löytöjä tehdään epäilemättä jatkossakin.
Käytännössä kaikki suurimmat avaruustoimijat, niin yksityiset kuin valtiollisetkin, ovat suunnittelemassa ja osin jo toteuttamassakin uusia kuulentoja. Niinpä vaikuttaa siltä, ettei seuraavia, aiemmista poikkeavilta alueilta peräisin olevia kuunäytteitä tarvitse odotella kovinkaan pitkään. Sitten jos ja kun niitä Maahan saadaan, painottuu tutkijoiden ja median huomio tietenkin pitkäksi aikaa niihin. Tästä huolimatta myös Apollo 12:n näytteitä tutkitaan varmasti vielä seuraavatkin 50 vuotta.
Tämä artikkeli ilmestyy myös Hieman Kuusta -blogissa, jossa on lisäksi muutama anaglyfikuva Apollo 12:n kuukävelyiltä.
Olisiko mahdollista, että Mars kiersi muinoin Aurinkoa nykyistä lähempänä? Olisiko joku voima, esimerkiksi törmäys toisen planeetan (Maan?) kanssa suistanut sen kauemmas?
Kiitos kiintoisasta kysymyksestä! Ensin tuo jälkimmäinen osio: jos (alku-)Maa ja (alku-)Mars törmäisivät, seurauksena ei olisi merkittävä ratojen muutos, vaan lähinnä jotain Kuun tapaista. Kuu syntyi (nykyisen parhaan käsityksen mukaan) noin Marsin kokoisen kappaleen törmätessä Maahan. Törmännyt kappale, Theiaksi usein kutsuttu, päätyi lähinnä Maan sisään, ja Kuu on enemmän Maata kuin Theiaa. Jos vetinen Mars olisi ollut lähempänä Aurinkoa, törmännyt sitten jonkun suuren kappaleen kanssa ja jollain ilveellä päätynyt nykyisille sijoilleen, sen vetisestä menneisyydestä ei olisi nykyisin havaittavissa mitään. Myös ajallisia ongelmia tuossa ajatuksessa on, sillä Marsin on täytynyt olla lämmin (ainakin ajoittain) vielä varsin myöhään, eli ~3,6 miljardia vuotta sitten. Hillittömät planeettaskaalan törmäykset olivat kuitenkin paljon varhaisemman aurinkokunnan tapahtumia.
On kyllä mahdollista, että Marsissa on aivan valtaisa jälki muinaisesta törmäyksestä, eli pohjoiset alangot. Jos se olisi törmäyksen seurausta, olisi kyse aurinkokuntamme suurimmasta törmäyksestä, josta edelleen on nähtävissä helpohkosti tunnistettavia jälkiä. Osa tutkijoista on törmäysleirissä, toisten mielestä kyseessä on sisäsyntyinen rakenne.
Tuo kysymyksen ensimmäinen osio ei varsinaisesti ole meikäläisen alaa, vaan dynaamikkojen heiniä. Mutta sen vähän perusteella, mitä olen ymmärtänyt heidän alati radikaalisti muuttuvista tietokonemalleistaan, planeettojen asemat etenkin aivan aurinkokunnan varhaisvaiheissa ovat muuttuneet todella merkittävästi. Alkuperäisella Nizzan mallilla selitettiin silloin suht koht onnistuneesti etenkin kuuhavaintojen (vallankin kuunäytteiden) perusteella luotu ajatus myöhäisestä rajusta asteroidipommituksesta. ”Myöhäinen” tarkoittaa tuossa suunnilleen 3,9–3,8 miljardia vuotta sitten. Jättiläisplaneettojen liikuskelu ympäri aurinkokuntaa olisi sotkenut asteroidien radat johtaen kovaan pommituspiikkiin aurinkokunnan sisäosissa.
Sittemmin Nizzan mallia muutettiin suureksi luovimiseksi, ja muistaakseni siinä yhteydessä (tai vähän luovimisversion jälkeen) ajoitus muuttui sellaiseksi, että edestakainen liikuskelu olisi tapahtunut merkittävästi aiemmin, eikä se siis enää selittäisi Kuun myöhäistä pommitusta (joka muutenkin on hyvin kiistanalainen teoria – kyse voi aivan hyvin olla vain geologeille tutusta pulmasta, eli kuunäytteiden epäedustavuudesta, josta on puhuttu jo vuosikymmenet).
Vanhemmilla dynaamisilla malleilla oli myös se ongelma, että Mars tuppasi kasvamaan liian suureksi. Siihenkin on nyttemmin keksitty vastalääkkeitä, eli kai lähinnä se, että tuo aurinkokunnan epästabiilisuus tapahtui hyvin varhain.
Tiivistäen: Kyllä, on mahdollista, että Mars on jossain vaiheessa ollut lähempänä Aurinkoa kuin nykyisin, mutta itse epädynaamikkona sanoisin, ettei missään nimessä likikään niin myöhään kuin geologiset todisteet viittaavat. Erilaisilla dynaamisilla malleilla saa tehtyä jos vaikka mitä, ja niistä saa kivoja videoita ja vetäviä otsikoita, mutta niillä ei välttämättä ole kovin paljon tekemistä todellisuuden kanssa. Epäilemättä aurinkokunta kuitenkin oli nuoruutensa päivinä huomattavasti rajumpi paikka kuin nykyään, mutta planeettojen liikuskelu sisään- ja ulospäin on yksityiskohdiltaan vielä merkittävästi erilaisten hypoteesien temmellyskenttä.