Valhalla, Venus ja puuttuvien törmäysaltaiden arvoitus
Törmäysaltaat ovat useimpien maankaltaisten planeettojen merkittävimpiä geologisia kohteita. Ne synnyttivät laavoille pääsytien pinnalle, kuten Kuun merien kohdalla. Marsissa ne ovat todennäköisesti luoneet olosuhteet altaita ympäröivälle tulivuoritoiminnalle ja toimineet lisäksi tuulen ja veden tuomien sedimenttien kerrostumisaltaina. Vettäkin niissä on saattanut lainehtia merellisiä määriä. Merkuriuksen törmäysaltaista etenkin yli 1500-kilometrinen Caloris on erinomainen osoitus törmäysaltaiden globaaleista vaikutuksista, sillä sen synnyn seuraukset näkyvät omituisina maastonmuotoina planeetan vastakkaisella puolella.
Jääkuilla on myös omat törmäysaltaansa. Ne tosin tapaavat olla melkolailla erilaisia kuin yleensä korkeintaan kolmen tai neljän sisäkkäisen rengasrakenteen muodostamat kivisten kappaleiden törmäysaltaat. Parhaat esimerkit esiintyvät Jupiterin toiseksi suurimman kuun Kalliston pinnalla. Niissä kirkasta ja tasaista keskustaa ympäröi kymmeniä tai jopa satoja rengasrakenteen pätkiä. Renkaat voivat muodostua harjanteista, yksittäisistä eri suuntiin kallellaan olevista normaalisiirroksista tai kahden normaalisiirroksen synnyttämistä grabeneista, joita (hauta)vajoamiksikin kutsutaan. Renkaat voivat esiintyä jopa tuhansien kilometrien päässä altaan keskustasta. Suurin ja mahtavin tämän tyypin altaista on nimeltään Valhalla.
Kalliston ohella Valhalla-tyypin törmäysaltaita esiintyy myös Europalla. Siellä ne tosin ovat läpimitaltaan kertaluokkaa pienempiä kuin Kalliston jättiläiset. Myös Ganymedeellä on havaittu mahdollisia jäänteitä erittäin suuresta Valhalla-tyypin törmäysaltaasta.
Suurimmat maankaltaiset planeetat, Venus ja Maa, ovat tässä suhteessa poikkeuksellisia. Kummaltakaan ei nimittäin ole löydetty yhtäkään törmäysrakennetta, joka kohtalaisen kiistattomasti voitaisiin luokitella törmäysaltaaksi. Suurimmat varmat törmäysrakenteet ovat niin muokkautuneita (Sudbury Kanadassa), kuluneita (Vredefort Etelä-Afrikassa) tai peittyneitä (Chicxulub Meksikossa), ettei niiden olemuksesta ole helppo saada tolkkua. Todennäköisesti ne ovat niin sanottuja kaksirengasaltaita (tai mieluummin kaksirengaskraattereita), joissa sisempi rengas on vain romahtanut keskuskohouma, eikä alkuperäisen kraatterin reunan ulkopuolella ole tapahtunut mitään erityisen kummallista, kuten aidoissa monirenkaisissa törmäysaltaissa pitäisi. Kaikkia kolmea on tosin esitetty myös monirenkaisiksi törmäysaltaiksi. Voivat ne sellaisia ollakin, varmojen todisteiden saaminen vain on kovin hankalaa.
Maassa on kuitenkin ehdotettu olevan muutamia Valhallaa tai ehkä ennemminkin pienempiä Europan monirengasaltaita vastaavia törmäysrakenteita. Parhaana esimerkkinä näistä on Pohjanmeren liitukerrostumiin syntynyt Silverpit. Sitä vain ei ole pystytty todistamaan törmäyssyntyiseksi.
Venuksessa on ainoastaan tuhatkunta törmäyskraatteria. Tämä johtuu etenkin siitä, että Venuksen pinta on pääsääntöisesti hyvin nuorta. Kun törmäileviä kappaleita kiertelee aurinkokunnassamme onneksi koko ajan vähemmän, nuorelle pinnalle ei ole ehtinyt montakaan kraatteria vielä syntyä. Toisaalta muilla planeetoilla runsaslukuisimpia pieniä kraattereita ei Venuksen yltiöpaksun kaasukehän vuoksi voi syntyä lainkaan, koska pienet törmäävät kappaleet eivät koskaan pääse pinnalle asti.
Pinnan nuoruudella on selitetty myös Venuksen törmäysaltaiden puute. Suurimpia kappaleita oli aurinkokunnan nuoruudessa vielä runsaasti liikenteessä. Silloin niitä varmasti törmäsi Venukseenkin. Tuolloin syntyneet törmäysaltaat ovat kuitenkin peittyneet tai muuten tuhoutuneet jo aikapäiviä sitten aivan kuten Maassakin, eikä uusia enää onneksemme synny.
Venuksen kraatterien joukosta tunnetaan silti jokunen kaksirenkainen rakenne. Suurin, noin 270 km:n läpimittainen Mead on kuitenkin hyvin outo, sillä sen renkaiden läpimittasuhde on täysin pielessä verrattuna muihin kaksirenkaisiin kraattereihin / altaisiin. Vaikka Meadissä on vain kaksi rengasta, voi niiden syntymekanismi kuitenkin olla sama kuin aidoilla monirenkaisilla törmäysaltailla.1
Yleisestä nuoruudestaan huolimatta Venuksella kuitenkin on jonkin verran alueita, jotka ovat vanhempia kuin planeetan muu pinta. Nämä ylängöt tunnetaan nimellä tessera-alueet. Tesseralle ominainen piirre ovat niin puristuksesta kuin venytyksestäkin kielivät tektoniset rakenteet, joita esiintyy useissa eri suunnissa ja mittakaavoissa. Tesseran synnystä ja perimmäisestä olemuksesta on kuitenkin olemassa runsaasti erilaisia näkemyksiä, kuten neljä vuotta sitten kirjoittelin.
Tämän tarinan jatkon kannalta keskeisin tesseratyyppi on englanniksi nimeltään ribbon tessera tai ribbon tessera terrain. Suomalaista nimeä sillä ei ole, mutta kutsuttakoon sitä nyt nauhatesseraksi.
Nauhatesseralle nimen antaneet nauhat ovat yleensä 1–3 km leveitä ja kymmenestä yli sataan kilometriä pitkiä suunnilleen yhdensuuntaisia laaksoja ja harjanteita. Nauhatesserassa on nauhoihin nähden kohtisuorassa suunnassa poimuja.2 Lisäksi tyypillistä nauhatesseraa koristavat kymmenien kilometrien pituiset ja 10–25 km leveät grabenit.
Samaan aikaan nauhatesseran tektonisten rakenteiden muodostumisen kanssa myös tuliperäinen toiminta loi oman jälkensä nauhatesseraan. Paikallisesti nauhatessera muodostaa vanhimman osan Venuksen pinnasta, mutta eri puolilla planeettaa nauhatessera-alueet syntyivät hieman eri aikoihin. Nykyisin nauhatessera kattaa noin 12 % Venuksen pinnasta, joten vähäpätöisestä geologisesta yksiköstä ei ole kyse.3
Haasttse‐baad Tessera on hieman päiväntasaajan pohjoispuolella oleva tessera-alue laajan Aphrodite Terran ylängön pohjoisreunalla. Aphrodite Terra taas saattaa olla tämän blogin vakiolukijoille muutaman vuoden takaisesta jutusta tuttu paikka, sillä blogistelin sen yllätyksellisestä ilmestymisestä Parker-aurinkoluotaimen kuviin muutama vuosi sitten.
Haasttse-baad Tessera oli kohteena maailman johtaviin Venuksen vulkanismin ja tektoniikan ja ylipäätään Venuksen geologian asiantuntijoihin kuuluvan Iván Lópezin johdolla lokakuussa Journal of Geophysical Research: Planets -lehdessä julkaistussa artikkelissa Haasttse‐baad Tessera Ring Complex: A Valhalla‐type impact structure on Venus? Haasttse-baad Tesseraa kartoittaessaan López ja kolmisenkymmentä vuotta Venusta tutkinut Vicki Hansen löysivät tavallisten tesseran tektonisten rakenteiden lisäksi jotain kummaa: Haasttse-baadia kirjovat myös tesseran normigrabeneista selvästi poikkeavat pitkät, tasaisen leveät ja kaarevat grabenit, jotka ovat nuorempia kuin nauhatesseran nauhat. Kokonaisuutena ne näyttävät muodostavan valtavan samankeskisistä rinkuloista muodostuvan systeemin. López kollegoineen kutsuu sitä nimellä Haasttse-baad Tessera Ring Complex (HTRC) eli Haasttse-baad Tesseran rengaskompleksi.Läpimitaltaan se on noin 1500 km, siis suuren törmäysaltaan luokkaa. Mitään tällaista ei ole Venuksen pinnalla tiettävästi aiemmin havaittu.
Aurinkokunnassa esiintyy erilaisissa ympäristöissä moniakin ilmiöitä, jotka synnyttävät suunnilleen konsentrisia tektonisia rakenteita. Ensisilmäyksellä eniten HTRC:n oloisia ovat vain Venuksessa esiintyvät koronat.4 HTRC ei kuitenkaan ole korona, sillä esiintymisympäristö on koronille epätyypillinen, sillä ei ole koroniin usein liittyviä säteittäisiä rakenteita, siihen ei liity vulkanismia, sen keskusta ei ole kuoppa kuten tessera-alueille syntyneiden koronien tapauksessa usein on, eikä koronien kehä ole tyypillisesti muodostunut selväpiirteisistä grabeneista. Lisäksi HTRC on kertaluokkaa suurempi kuin koronat. HTRC ei myöskään ole valtaisa loivapiirteinen kilpitulivuori kuten koronien lähin marsilainen vastine-ehdokas, Alba Mons.
Perinteiset törmäysaltaat synnyttävät usein ympärilleen kauniita konsentrisia grabeneja. Varsin klassisia esimerkkejä voi ihailla Marsin Isidiksen törmäysallasta esittävistä luotainkuvista, tai katselemalla kaukoputkella Kuun Humorumin allasta. HTRC:n kohdalla ei Lópezin mukaan kuitenkaan ole nähtävissä tavallisille törmäysaltaille ominaista positiivista painovoimapoikkeamaa eli maskonia. Totuuden nimessä lienee silti syytä mainita, ettei Venuksesta käytettävissä oleva painovoima-aineisto ole kaikkein tarkinta mahdollista, joskin kyllä siitä pitäisi perinteisen suuren maskonin erottua.
Maskonin puutteen lisäksi perinteisessä törmäysallasmallissa on HTRC:n kannalta se ongelma, että se vaatisi paksua ns. elastista litosfääriä,5 siis Venuksen kallioperän ylintä osaa. Kohtalaisen vakiintuneen käsityksen mukaan siihen aikaan, kun Haasttse-baadin rengaskompleksin on täytynyt syntyä, Venuksen elastinen litosfääri on yleisen käsityksen mukaan ollut hyvinkin ohut. Perinteinen törmäysallasmalli on siis melkoisen pahoissa ongelmissa yrittäessään selittää HTRC:tä.
Tässä vaiheessa peliin astuu teoria Valhalla-tyypin törmäysaltaiden synnystä. Teorian loivat alan gurut Jay Melosh (1947–2020) ja hänen oppilaansa Bill McKinnon6 1970-luvun lopulla ja 1980-luvun alussa. Teoria luotiin itse asiassa jo ennen kuin Valhalla-tyypin altaita oli edes havaittu, sillä sitä on sovellettu myös tavanomaisten törmäysaltaiden selittämiseen.
Kantavana ideana McKinnonin ja Meloshin mallissa on, että ohuen elastisen litosfäärin olla on jotain hyvin herkästi liikkuvaa ainesta. Jääkuiden tapauksessa se voi olla esimerkiksi pinnanalainen meri. Sen alapuolella voi sitten olla varsin jäykkää ainesta, jolloin herkkäliikkeinen aine muodostaisi melko ohuen siivun kahden jäykemmän kerroksen väliin. Kaikissa teorian versioissa alempaa jäykkää kerrosta ei tosin tarvita, vaan homma toimii laskennallisesti vain kahdellakin kerroksella, kunhan ylempi on suht ohut ja alempi riittävän juokseva.
Venuksessa lienee joskus hyvin kauan sitten ollut runsaastikin vettä. Sitä ei kuitenkaan Lópezin ja kumppaneiden mallissa kaivata, toisin kuin jäisillä kuilla. Hätiin tuleekin Hansenin jo vuonna 2006 esittelemä hypoteesi. Sen mukaan nauhatessera syntyi, kun muutaman kymmenen kilometrin läpimittaiset asteroidit iskivät Venuksen ohuesta litosfääristä läpi ja aiheuttivat laajamittaista vaipan osittaissulamista. Kuuma laava plörtsähti pintaan synnyttäen parintuhannen kilometrin läpimittaisia laavameriä. Kun laavameren pintakuona jäähtyi ja kiteytyi, paksuni ja deformoitui, syntyi Hansenin mukaan tyypillinen nauhatesseran rakenne. Nauhatesseran ominaisuuksia on, ainakin Hansenin ja Lópezin mukaan, vaikea selittää mitenkään muuten kuin tällaisen kuuman ja suuren laavameren päällä kelluvan kerroksen synnyttäminä.
Lópezin ryhmän uusi idea on, että siinä vaiheessa, kun nauhatessera oli jo jähmettynyt ja sen ominaiset rakenteet jo muodostuneet, mutta alla oleva laavameri oli vielä ainakin huomattavalta osaltaan sula, mäjähti samaan paikkaan toinen, hieman pienempi asteroidi. Tällöin olosuhteet olivat otolliset juuri Valhalla-tyyppisen törmäysaltaan synnylle.
López ja Hansen eivät toki jättäneet tätä pelkän idean asteelle, vaan pyysivät Evan Bjonnesia mallintamaan tuollaisen törmäyksen ja tutkimaan, saadaanko suunnilleen havaintoja vastaavaa jälkeä aikaiseksi olettamalla ohuen kuoren alle laavameri. Nykyiset kraatterimallinnusohjelmistot eivät vain taivu kovin hyvin Valhalla-tyyppisten altaiden mallintamiseen, sillä mielenkiintoiset asiat tapahtuvat kaukana varsinaisen kraatterin ulkopuolella. Ongelmista ja epävarmuudesta huolimatta mallinnusten mukaan vaikuttaa kuitenkin uskottavalta, että Haasttse-baadin rengaskompleksi olisi voinut syntyä, kun 75 km:n läpimittainen asteroidi osui 10–15 km:n syvyiseen laavamereen, jota peitti parin–kolmen kilometrin paksuinen jähmettynyt kuori.
Äkkiseltään tällainen kahden suuren törmäyksen osuminen samaan kohtaan kohtalaisen lyhyen ajan sisällä voi tuntua epämiellyttävän epätodennäköiseltä tapahtumalta. López kollegoineen hakeekin ajatukselleen tukea maapallolta. Vaikka täällä ei olekaan jäljelllä törmäysaltaita – tai ainakaan niitä ei ole onnistuttu paikallistamaan – muutaman miljardin vuoden takaisista kerrostumista on löytynyt pikkuruisia törmäyssyntyisiä kivipallosia eli sferuleja. Niiden synty vaatii saman kokoluokan törmäyksiä kuin HTRC:kin. Osa erillisistä sferulikerroksista on mittaustarkkuuden rajoissa keskenään aivan saman ikäisiä, joten isoja törmäyksiä on täytynyt sattua tiuhaan. Jos kerran näin on käynyt Maassa, niin mikseipä sitten Venuksessakin. Kriittinen lukija voisi tosin väittää, että Maan sferulikerrokset eivät vaadi ihan samanlaista osumatarkkuutta kuin Lópezin ryhmän idea rengaskompleksin synnyksi, ja että sferulikerrosten syntyyn ja ajoitukseen liittyy useita epävarmuustekijöitä. Jonkinmoista tulitukea HTRC:n syntymalli kuitenkin sferulikerrosten tutkimuksesta voi saada.
Mikäli López, Bjonnes ja Hansen ovat oikeassa, on idealla aika kauaskantoisiakin vaikutuksia. Malli antaa siis vahvaa tukea Hansenin parinkymmenen vuoden takaiselle hypoteesille suurista laavameristä. Ne taas olisivat olleet merkittävä tekijä Venuksen pinnan uusiutumisessa – aihe josta on taitettu peistä vuosikymmeniä, eivätkä väittelyn osapuolet ole liiemmin toisiaan lähentyneet. Ylipäätään Venuksen sisärakenne, lämpötilan kehitys niin ajan kuin syvyydenkin suhteen, ja näihin hyvin läheisesti kytkeytyvä magmaattinen historia ovat vielä melkoisen kehnosti tunnettuja. Ei Lópezin ja kumppaneiden hypoteesi tietenkään näitä kysymyksiä ratkaise, mutta antaapahan muille tutkijoille miettimistä. Havainnot kuitenkin itsessään ovat kiistattomia, ja jotenkin ne olisi selitettävä.
Juuri havainnot Lópezin tutkimuksessa eniten itseäni viehättävätkin. Kun artikkelin kuvia katselee, ei voi kuin hämmästellä, kuinka Haasttse-baad tesseran rengaskompleksi havaittiin vasta nyt. Sama Magellan-luotaimen tutkakuva-aineisto kun on kuitenkin ollut käytettävissä jo 30 vuotta. Ehkäpä 1500 km:n läpimittainen kompleksi on vain ollut liian suuri nähtäväksi: se on voinut kadota pienempiin alueisiin keskittyneiden tutkimusten yksityiskohtien sekamelskaan. Tällaisen jättiläisrakenteen hahmottamisessa epäilemättä auttaa, jos Lópezin ja Hansenin tavoin on jaksanut tehdä paljon suurten alueiden geologista kartoitusta, jollainen ei valitettavasti nykyisin ole rahoittajienkaan mielestä sitä kaikkein mediaseksikkäintä tutkimusta.
Jatkossa varmasti Lópezin ryhmän tulkintoja haastetaan. Onko kyse törmäysrakenteesta vai sittenkin jonkin sisäsyntyisen prosessin entuudestaan tuntemattomasta ilmenemismuodosta? Ja jos HTRC on törmäysrakenne, onko se todellakin Valhalla-tyyppinen allas vai jokin enemmän tavallista törmäysallasta muistuttava otus?7
Jossain määrin Lópezin ryhmän työ myös heijastelee sitä, kuinka pahasti alitutkittu Venus on vaikkapa paljon pienempään Marsiin nähden. Kieltämättä joskus melkoiselta sotkulta vaikuttavat tessera-alueet eivät myöskään ole olleet tutkijoiden suosikkikohteita. Olisikin hienoa, jos tuoreen hypoteesin myötä joku muukin innostuisi tutkimaan tesseroita uusin silmin. Kukapa tietää, vaikka merkkejä Venuksen törmäysaltaista olisi nähtävissä vielä useilla muillakin tessera-alueilla. Osaltaan työ myös kuvastaa sitä, kuinka tärkeää olisi saada ESAn ja NASAn EnVision- ja VERITAS-luotaimet budjettileikkausten ja lykkäysten syövereistä valmiiksi ja kartoittamaan Venuksen geologiaa ja geofysiikkaa merkittävästi aiempaa tarkemmin.
Hienointa tässä kaikessa kuitenkin on, että aivan lähinaapurustostamme löytyy edelleen todella suuria ja yllättäviä kohteita, kunhan maisemia vain osataan katsoa avoimin mielin ja laajan planetologisen sivistyksen ryydittämänä.
1Meadin eriskummallinen, kaksirenkaisille altaille sopimaton renkaiden kokosuhde voidaan selittää tietokonemallinnuksella. Sen mukaan Meadin renkaat syntyisivät monirenkaisten altaiden tapaan ja Meadin pienuudesta huolimatta keskuskohouman romahduksesta syntyvä keskusrengas katoaa, kunhan kohdekallioperän lämpötilagradientti valitaan sopivasti. Tämä voi tietysti olla ihan tottakin.
2Tarkemmin sanoen poimun akselitaso on kohtisuorassa nauhoja vastaan. Tämä selviäisi kätevästi kuvasta, jos sellainen helposti käytettävissä olisi. Vaan eipä nyt tähän hätään ole.
3Lienee syytä korostaa, että kaikista planeetoista ehkäpä juuri Venuksen kohdalla eri koulukuntien erot käsotyksissä planeetan geologisesta historiasta eroavat eniten toisistaan, mikä heijastuu väkisin myös nauhatesseran määritelmiin ja tulkintoihin. Tässä käytetty nauhatesseran määritelmä ja kuvaus pohjautuu yksinkertaisuuden vuoksi lähinnä vain nauhatesseralle tietääkseni nimenkin antaneen Vicki Hansenin kirjoituksiin.
4Myös Uranuksen kuulla Mirandalla on kolme koronaa, mutta ne poikkeavat ulkonäöltään ja oletettavasti myös synnyltään hyvin selkeästi Venuksen koronista.
5Ei kannata jäädä jumittamaan sanan ”elastinen” kohdalle, silllä se on vain geofyysikoiden termi, joka kuvaa suht tavallisen kiven käyttäytymistä geologisen aikaskaalan puitteissa. Normaali kappale sepeliä ei järin elastinen ole, mutta laajemmassa kuvassa planeettojen kivikehien ylimmät kerrokset tuppaavat kyllä elastisesti käyttäytymään. ”Litosfääri” puolestaan viittaa lujuusominaisuuksien perusteella määriteltyyn kivikehän ylimpään osaan.
6Yksi asia, jonka aina tarkistan lukiessani tieteellisiä artikkeleja ja erityisesti tällaisia Lópezin ryhmän artikkelin kaltaisia uusia näkymiä avaavia juttuja, on esitarkastajien henkilöllisyys. Vilkaisu jutun kiitoksiin paljastaa, että artikkelin toisena esitarkastajana on ollut juuri McKinnon. Kuten kaikki tutkimustyötä joskus tehneet tietävät, vertaisarviointi on pahimmillaan ja etenkin nykyisin turhan usein pelkkä huono vitsi, mutta se on kuitenkin toistaiseksi paras menetelmä tieteellisen julkaisutoiminnan uskottavuuden takaamiseksi. Itseäni ainakin tässä tapauksessa rauhoittaa nähdä McKinnonin nimi esitarkastajana.
7”Valhalla-tyyppi” on ehkä ylipäätään liian laaja käsite, sillä jos itse Valhallaa pidetään tyyppiesimerkkinä, ei HTRC ulkoisesti sitä loppujen lopuksi ihan hirveästi muistuta, vaikka syntymekanismi voikin olla sama tai ainakin samankaltainen. Kuten aiemmin totesin, Valhallan renkaat muodostuvat harjanteista, sekä sisään- että ulospäin ns. kaatuvista normaalisiirroksista, ja grabeneista. Tietääkseni kukaan ei ole yleispätevää selitystä sen rengasrakenteiden moninaisuudelle kyennyt antamaan. HTRC:n tapauksessa kyse on ”vain” grabeneista, jotka on helpompi selittää. Artikkelissakin vertailukohtana on Valhallan sijasta Tyren kraatteri Europalla, ja se on halkaisijaltaan kertaluokkaa pienempi kuin HTRC. Jatkotutkimukset toivottavasti osoittavat, kuinka perusteltu tämä vertailu on.
Plörtsähdykset <3