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.
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.