Arkisto


Titanin kraatterit

29.2.2020 klo 23.58, kirjoittaja
Kategoriat: Aurinkokunta , Jokiuomat , Kraatterit , Titan , Törmäykset

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.

Näkyvän valon alueella kuvattuna Titan on lähes piirteetön oranssi pallo. Titanin vieressä Dione. Titanin läpimitta on 5150 km, Dionen puolestan 1123 km. Taustalla Saturnus renkaineen. Kuva: NASA / JPL-Caltech / Space Science Institute.

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.

Törmäyskraatterien jakauma Titanin pinnalla. Kraatterien keskittyminen päiväntasaajan seudulle kertonee leveysasteriippuvista kuluttavista ja/tai peittävistä prosesseista. Luokan C1 kohteita pidetään varmoina, luokan C2 kohteita lähes varmoina, luokan C3 kohteita todennäköisinä ja luokan C4 kohteita mahdollisina törmäyskraattereina. Kraattereista suurimman eli Menrvan halkaisija on 400 km. Kraatterien kokoja kuvaavat ympyröiden halkaisijat ovat keskenään oikeassa suhteessa, mutta eivät missään järkevässä suhteessa leveys- ja pituusasteulottuvuuksiin.  Kuva: T. Öhman. Aineisto: Hedgepeth et al. 2020, Neish & Lorenz 2012, Wood et al. 2010.

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.

Noin 84-kilometrinen Selk-kraatteri Titanissa. Vasemmalla infrapuna-alueen (VIMS) kuva, oikealla tutkakuva. Infrapunakuvassa erottuvat kraatterin reunoja muokkaavat uomat. Tutkakuvassa kirkkaina näkyvät alueet, jotka ovat karkeita tutkan 2,2 cm:n aallonpituuteen verrattuna. Selkin tutkakuvassa  tummana erottuva sisus viittaa siis siihen, että sitä täyttää tuulen kuljettama hienojakoinen aines. Selk on ainakin tällä hetkellä NASAn Dragonfly-kopterin lopullinen tutkimuskohde. Kuva: NASA / JPL / UA / Planetary Society (Soderblom et al. 2008) / USGS / T. Öhman.

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.

Taiteilijan näkemys Dragonfly-kopterista lähestymässä tutkimuskohdetta Titanin dyynialueella. Kuva: NASA / JHU-APL.

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

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *


Lämmin Mars, viileä Aurinko

24.2.2020 klo 07.00, kirjoittaja
Kategoriat: Aurinkokunta , Historia , Jokiuomat , Kraatterit , Mars , Törmäykset , Vesi

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.

Mariner 9 -luotaimen kuvista löydettiin vuonna 1972 eri tyyppisiä virtaavan veden kaivertamia uomastoja, kuten kuvan poikki kiemurteleva Nirgal Vallis ja oikeassa reunassa pieneltä osin näkyvä jättimäinen Uzboi Vallis. Nirgal Valliksen synnyssä vaikuttivat todennäköisesti sekä pohja- että pintaveden virtaus. Luki-kraatterin läpimitta on 20 km, pohjoinen ylhäällä. Kuva: NASA / JPL-CalTech / Mariner 9 / T. Öhman.

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.

Warrego Valleksen alue on yksi Marsin tiheimmistä jokiuomastoista. Tällaiset dendriittiset uomajärjestelmät todennäköisesti syntyivät pintavirtauksen kuluttamina, joten Marsin pintalämpötilan täytyi olla pitkiä aikoja plussan puolella. Kuva-alan läpimitta noin 200 km, pohjoinen ylhäällä. Kuva: NASA / Viking / Mars Digital Image Map / LPI / Brian Fessler.

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.

Mars Express -luotaimen korkeusmalli Arda Valleksen poikkeuksellisen suurista dendriittisistä, luultavimmin pintavirtauksen synnyttämistä uomista. Kuvan oikeaa reunaa hallitsee Ladonin törmäysaltaan tasainen keskiosa, joka aikoinaan saattoi olla järven peitossa. Suuren rakopohjaisen kraatterin pohjan läpimitta on noin 20 km, pohjoinen oikealla. Kuva: ESA / DLR / FU Berlin.

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.

Marsin pinnalla on vajaat neljä miljardia vuotta sitten ollut nestemäistä vettä, joka on muodostanut jokia, järviä ja meriä. Suurissa asteroiditörmäyksissä vapautuva vety ja kenties myös metaani on ainakin osittain saattanut luoda veden esiintymiselle sopivat ilmasto-olot. Oikeassa alalaidassa näkyy Hellaksen törmäysallas, vasemmassa alalaidassa puolestaan Argyren törmäysallas. Niissä molemmissa todennäköisesti lainehti sisämeri. Argyren pohjoispuolella näkyvistä pyöreähköistä kraatterijärvistä suurin täyttää Ladonin törmäysaltaan keskiosaa. Pohjoisia alankoja peittää valtameri. Korkeusmalliin perustuva taiteilijan näkemys. Kuva: Ittiz, CC BY-SA 3.0, Wikimedia Commons.

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”

  1. Erkki Tietäväinen sanoo:

    Olisiko mahdollista, että Mars kiersi muinoin Aurinkoa nykyistä lähempänä? Olisiko joku voima, esimerkiksi törmäys toisen planeetan (Maan?) kanssa suistanut sen kauemmas?

    1. Teemu Öhman sanoo:

      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.

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *