Kraatterin reunalta

Ceres ja maskonien mysteerit

31.12.2021 klo 15.31, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: asteroidit , Ceres , geofysiikka , Historia , Kraatterien morfologia , Kraatterit , Kuu , Törmäysaltaat

Asteroidivyöhykkeen suurin ja ensimmäisenä löydetty kappale, kääpiöplaneetaksikin kutsuttu Ceres on ollut syksyn ja alkutalven aikana mukavasti näkyvissä kiikarikohteena Härän tähdistössä. Samoilta seuduilta se löytyy vielä myöhemminkin talvella.

Ceres on muutenkin näin vuodenvaihteen tienoilla aina ajankohtainen, sillä italialainen tähtitieteilijä ja pappi Giuseppe Piazzi (1746–1826) löysi sen uudenvuodenpäivänä vuonna 1801. Kevättalven aikana Ceres kuitenkin katosi Auringon läheisyyteen, eikä siitä oltu saatu riittävästi tarkkoja paikkahavaintoja, jotta sitä olisi seuraavana syksynä löydetty uudelleen. Vaadittiin saksalainen matemaatikkoneron Carl Friedrich Gaussin (1777–1855) kehittämä uusi radanlaskentamenetelmä, että unkarilainen paroni von Zach (Franz Xaver von Zach, 1754–1832) sai paikannettua Cereksen yhdeksi neljästä Gaussin ennustamassa kohdassa näkyneestä valopisteestä. Tämä tapahtui vasta seitsemäntenä joulukuuta. Paroni von Zachin tukikohtana toiminutta saksalaista Gothan observatoriota vaivanneen pilvisyyden  vuoksi kesti uudenvuodenaattoon 1801 ennen kuin varmistui, mikä näistä neljästä pisteestä oli liikkunut ja oli siis Ceres. Uudenvuodenaattoa juhliessa voikin nostaa maljan paitsi maineikkaiden Piazzin ja Gaussin, myös harvemmin muistetun Cereksen uudelleenlöytäjän paroni von Zachin kunniaksi.

Cerestä on kuluneen 221 vuoden aikana tutkittu paljon, mutta valtaosa ymmärryksestämme koskien Cereksen syntyä ja kehitystä on peräisin vuosina 2015–2018 Cerestä kiertäneen NASAn Dawn-luotaimen mittauksista. Esimerkiksi Dawnin kuvissa riittää tutkittavaa edelleen. Joulukuussa järjestetyssä American Geophysical Unionin (AGU) syyskokouksessa esiteltiin uusia, hyvin alustavia tuloksia Cereksen kraattereista. Mikäli tulokset kestävät tarkemmankin syynäyksen, avautuu meille entistä tarkempi näkymä Cereksen sisäiseen rakenteeseen. Samalla toivottavasti syvenee ymmärryksemme maskoneista ja niitä synnyttävistä prosesseista.

Mitkä ihmeen maskonit?

Jos planeetan pinnassa on syvä kolo ja kolon alla kallioperässä vielä runsaasti murskaantunutta ja rakoillutta kallioperää, on varsin looginen oletus, että kolon kohdalla painovoima on pienempi kuin ympäristössä. Mitä vähemmän massaa, sitä pienempi painovoima. Niinpä NASAn insinöörit ja tutkijat olivat ällikällä lyötyjä, kun Kuuta 1960-luvun puolivälissä kartoittaneet Lunar Orbiter -luotaimet näyttivätkin radallaan hivenen kiihtyvän kohti eräitä Kuun suuria törmäysaltaita. Tämän seurauksena luotaimet eivät olleet aivan siellä, missä niiden ratalaskujen perusteella olisi pitänyt olla.

Useat – joskaan kiinnostavasti eivät kaikki – Kuun törmäysaltaiden keskustoista osoittautuivat kohdiksi, joissa raskasta tavaraa oli ylimäärin. Näitä alettiin kutsua nimellä mass consentration eli massakonsentraatio. Lyhennyksiä rakastavassa NASAssa niistä tuli masconeja, suomeksi siis maskoneja. Lunar Orbiterien maskon-kartoitus oli yksi harvemmin muistetuista saavutuksista, joka osaltaan mahdollisti onnistuneet Apollo-lennot muutamaa vuotta myöhemmin. Kääntäen maskonit ovat esimerkki Apollo-ohjelmaan kytkeytyvästä puhtaasti tieteellisestä hyödystä, jota kukaan ei osannut ennakoida.

Törmäysaltaiden maskoneja on sittemmin  löydetty Kuun ohella niin Marsista kuin Merkuriuksestakin. Niiden syntymekanismi ei kuitenkaan ole täysin selvillä. Varhainen ja edelleenkin monia yleistajuisia kuujuttuja vaivaava idea oli, että maskonit muka syntyivät monia Kuun altaita täyttävien raskaiden mare-basalttien painosta. Basaltit muodostavat kuitenkin melko ohuen kerroksen, eikä tämä millään riitä selittämään havaittua painovoimapoikkeamaa.

Vuosikymmenien ajan hallitsevin ajatus maskonien synnylle oli, että jättimäisen törmäyksen seurauksena raskasta Kuun vaipasta peräisin olevaa kiviainesta nousi kohti pintaa. Tämä tuntui kaikin puolin loogiselta, sillä nouseehan kraatterien keskuskohoumien kohdalla syvemmältä peräisin olevaa kiveä maanpinnan tasolle. Tämän olivat maapallon törmäyskraattereita tutkivat geologit kiistattomin havainnoin ja näyttein osoittaneet.

Jälleen kerran kävi kuitenkin niin, että (geo)fyysikot tulivat simulaatioineen sotkemaan geologien kauniin yksinkertaiset ideat. Simulaatioiden perusteella vaikutti nimittäin ilmeiseltä, että altaiden kokoisissa törmäyksissä lämpötila nousee niin paljon ja niin pitkäksi aikaa, ettei ylöspäin kohonnut vaipan kiviaines pysty pysymään lähellä pintaa, vaan sen on pakko valahtaa takaisin syvemmälle. Lopputuloksena ei mitenkään voisi olla havaitun kaltaista kehämäistä painovoimapoikkeamaa, jossa keskellä törmäysallasta on suuri painovoimamaksimi, sen ympärillä keskimääräistä harvempaa kiviainesta indikoiva painovoimaminimi, ja joskus vielä uloimpana yleensä katkonainen hivenen kohonneen painovoiman rengas.

Avuksi tuli Kuun painovoimakenttää ennennäkemättömän tarkasti viime vuosikymmenen alussa tutkinut GRAIL-luotainpari (Gravity Recovery and Interior Laboratory). GRAILin mittausten, uuden tarkan laserkorkeusdatan ja tietokonesimulaatioiden myötä Jay Meloshin (1947–2020) johtamat geofyysikot saivat aikaiseksi maskon-mallin, joka on kaikkea muuta kuin yksinkertainen, mutta johon geologienkin lienee tällä erää tyytyminen, sillä se tuntuu selittävän havainnot paremmin kuin mikään muu toistaiseksi esitetty teoria.

Hyvin reippaasti yksinkertaistettuna malli toimii suunnilleen seuraavasti: Törmäyskohdan kevyempi kuoriaines lentää heitteleenä niin kutsutun kaivautumiskraatterin ulkopuolelle. Simuloiduissa keskikokoisten altaiden tapauksissa heittele muodostaa noin 15 km:n paksuisen kiilamaisen kasan, paksuntaen näin kuorta. Tämä lopulta synnyttää maskoneille ominaisen alhaisen painovoiman kehän.

Varsinainen massakonsentraatio syntyy siitä, että törmäys sulattaa törmäyskohdan alapuolista tiheämpää vaippaa yli sadan kilometrin syvyyteen saakka. Törmäysaltaan keskelle syntyvä törmäyssulalinssi koostuu siis suurelta osin vaipasta peräisin olevasta tiheämmästä aineksesta. Isostaattiset voimat – periaatteessa sama ilmiö, josta etenkin Pohjanlahden rannikolla tuttu jääkauden jälkeinen maankohoamisilmiö johtuu – nostavat altaan tiheää törmäyssulalinssiä ylöspäin. Törmäyssulan jäähtyessä tapahtuva kutistuminen vielä voimistaa maskonia. Kuun tapauksessa monia maskonin sisältäviä altaita täyttävät mare-basaltit antavat maskoneille loppusilauksen, vaikka malli toimii hyvin ilman basalttikerrostakin.

Tuskin tämäkään ainakaan yksityiskohdissaan on viimeinen totuus Kuun maskoneiden synnystä, ja ennen kuin muita planeettoja kiertämään saadaan GRAILin kaltaiset painovoimatutkimuksiin erikoistuneet luotaimet, varmuutta mallin pätevyydestä Marsissa tai Merkuriuksesta ei ole. Ceres saattaa olla jo nyt heittämässä kapuloita rattaisiin.

Kerwan ja Yalode – Cereksen suurimpien kraatterien maskonit

Cereksen suurin ja vanhin varmana törmäyskraatterina pidetty rakenne on halkaisijaltaan 280-kilometrinen Kerwan (11°S 124°E). Koon osalta hyvänä kakkosena on 260-kilometrinen Yalode (43°S 292°E), joka on kaksikosta selvästi nuorempi. Sillä on säilynyt komea keskusrengas ja se näyttää muutenkin melkoisen normaalilta suurelta törmäyskraatterilta. Molempia luonnehtivat toistensa kaltaiset selväpiirteiset maskonit, joissa keskellä on positiivinen painovoimapoikkeama, lähempänä reunoja puolestaan massavajeesta kielivä kehä.

Kerwan puolestaan on topografialtaan hieman omituinen. Sen keskusta on noin 5,5 km ympäristöä alempana, mutta suuri osa kraatterin pohjasta on selvästi korkeammalla, eli vain 1–2 km ympäristön alapuolella. Jokin on ilmeisesti nostanut pohjaa siten, että etenkin sen ulko-osat ovat huomattavasti ylempänä kuin niiden pitäisi olla. Oletus on, että Kerwan onkin alkujaan ollut topografialtaan normaalin kraatterin näköinen, mutta se on mahdollisesti parin miljardin vuoden kuluessa hissukseen lätsähtänyt. Cereksen pinta-osista noin kolmannes on vesijäätä, joten sen pinta muuttaa ajan saatossa helpommin muotoaan kuin esimerkiksi puhtaasti kivinen Kuu.

Miksei sitten Yalode näytä samalta kuin Kerwan, vaikka ne ovat lähes saman kokoisia? Syitä on ainakin kaksi. Ensinnäkin Yalode on Kerwania nuorempi. Sillä on siis ollut vähemmän aikaa lätsähtää eli relaksoitua. Toinen tekijä lienee lämpötila. Yalode sijaitsee huomattavasti lähempänä etelänapaa kuin Kerwan. Tästä seuraa kymmenen asteen ero pintalämpötilassa. Se ei tunnu kovin paljolta, mutta mallinnusten mukaan se riittää tekemään Yaloden jäästä riittävän paljon jämäkämpää, jotta se kestää relaksoitumista paremmin kuin Kerwan. Lisäksi Cereksen pinnan koostumuksessa ja kuoren paksuudessa on alueellisia vaihteluja, jotka todennäköisesti ovat vaikuttaneet asiaan. Huomattavaa on, että vaikka relaksoituminen näkyy topografiassa, ei maskonien olemuksessa Kerwanin ja Yaloden välillä ole merkittävää eroa.

Kerwanin topografiaa ja maskonia muutama vuosi sitten tutkinut Michael Bland kollegoineen keksi kaksi hypoteesiä selittämään niin geologiset kuin geofysikaalisetkin havainnot Kerwanista. Ensimmäinen oli niin sanottu perinteinen maskon-malli, jonka mukaan törmäys nosti Cereksen vaippaa lähemmäs pintaa.

Toinen, niin sanottu devolatilisaatiomalli puolestaan perustui siihen, että törmäyksessä haihtuu runsaasti jäätä, jolloin jäljelle jää runsaasti tiheämpää kivistä ainesta. Tämä synnyttäisi Kerwanin alle suuren ympäristöään tiheämmän klöntin. Samalla erilaiset suolat kulkeutuisivat pinnalle, mikä myös sopii Dawnin havaintoihin. Bland ja kumppanit pitivät tätä mallia hieman parempana, joskin ounastelivat, että molemmilla prosesseilla lienee ollut osuutensa Kerwanin ja sen maskonin syntyyn. Mielenkiintoista kyllä, Bland ja hänen kollegansa olivat tietoisia GRAILin tulosten innoittamasta Kuun maskonien syntymallista, mutta eivät sen kummemmin pohtineet mallin toimivuutta Cereksen maskonien selittäjänä. Herkästi haihtuvien aineiden häipymisen kannalta tuo Meloshin ryhmän malli lienisi kuitenkin pääpiirteissään samanlainen kuin Blandin ryhmän devolatilisaatiomalli.

Joulukuun AGU-kokouksessa Lauren Dickson ja Michael Sori esittelivät alustavia tuloksia Kerwaniin myöhemmin syntyneiden pienempien kraattereiden muodoista. Kraattereiden vaihettumisläpimitta, eli koko, jossa syvät maljakraatterit muuttuvat keskuskohoumien, tasaisen pohjan ja porrasmaisesti romahtaneiden reunojen karakterisoimiksi kompleksikraattereiksi, riippuu painovoiman ohella kohdeaineksen lujuusominaisuuksista. Kun pysytään yhdellä planeetalla eli käytännössä vakiopainovoimassa, pehmeämpi kohdeaines tarkoittaa pienempää vaihettumisläpimittaa.

Dicksonin ja Sorin ajatus oli, että mikäli devolatilisaatiomalli on oikeassa, välittömästi Kerwanin pohjan alla pitäisi olla kivisempää ja siten jämäkämpää ainesta. Heidän mittaustensa mukaan Kerwaniin syntyneiden kraatterien vaihettumisläpimitta on kuitenkin sama 10–13 km kuin muuallakin Cereksen pinnalla. Puhtaasti kiviseen kohdemateriaaliin syntyneiden kraatterien vaihettumisläpimitta olisi Cereksessä noin 30 km, joten eron luulisi olevan näkyvissä, vaikka tulokset alustavia ovatkin.

Toisin kuin Blandin ryhmän havainnot, Dicksonin ja Sorin uudet alustavat tulokset näyttävät siis puoltavan perinteistä kohoavan vaipan mallia. Oletettavasti myös Meloshin malli olisi ristiriidassa uusien Kerwanin kraatterien tulkintojen kanssa. Onkin mielenkiintoista nähdä, nostaako perinteinen maskon-malli Cereksen myötä vielä suosiotaan. Vai olisiko kenties niin, että eri planeetoilla eri prosessit voivat johtaa ainakin suurissa puitteissa samanlaisiin maskoneihin? Varmojen vastausten saaminen ei nykyisten painovoimahavaintojen epätarkkuus huomioiden ole lähiaikoina kovinkaan todennäköistä.

Mitä vastaukset tulevatkaan olemaan, kiinnostavat ne kuitenkin huomattavasti suurempaa joukkoa kuin törmäyksiä tutkivien geologien ja geofyysikoiden pientä porukkaa. Suurten törmäyskraatterien ja -altaiden muodot ja painovoimapoikkeamat  ovat suoraa seurausta planeettojen sisärakenteesta ja koostumuksesta, jotka heijastelevat planeettojen synty- ja kehitysprosesseja ja -olosuhteita. Ja ne puolestaan ovat suurten linjojen aiheita, joilla perustellaan luotainhankkeita. Niinpä muidenkin planeettojen kuin Maan ja Kuun painovoimakartoitukseen erikoistuneita luotaimia nähdään varmasti vielä jossain vaiheessa. Niitä odotellessa joudutaan kuitenkin käyttämään erilaisia kiertoteitä, kuten esimerkiksi Dicksonin ja Sorin kokousjulkaisu osoittaa.