Kuun törmäysaltaat ja meret – kaksi eri asiaa

31.1.2021 klo 23.40, kirjoittaja
Kategoriat: Historia , Kuu , Mars , Nimistö , Törmäysaltaat , Vulkanismi , Vuoristot , Yleinen

Kuun geologisen historian perusteiden ymmärtämisessä on muutama oleellinen seikka. Ensinnäkin Kuu syntyi – tai ainakin valtaosa tutkijoista nykyisin uskoo sen syntyneen – kun suunnilleen Marsin kokoinen Theiaksi nimetty protoplaneetta törmäsi nuoreen Maahan. Törmäysroippeista kasaantui Kuu.

Siinä rytäkässä ja radioaktiivisen lämmöntuoton avittamana vastasyntynyt Kuu suli. Kuuta peitti magmameri, eli (lähes) koko sen pinta oli enimmäkseen sulan kiven peitossa (yksityiskohdista kiistellään kuten kunnon tieteellisestä hypoteesista kuuluukin, mutta ei takerruta nyt siihen). Raskaimmat alkuaineet kuten rauta ja nikkeli painuivat sulaneen kuupallon ytimeen. Keskiraskaat aineet puolestaan päätyivät vaippaan, joka muodostaa suurimman osan Kuusta. Kevyet ainekset nousivat pintaan kuin kuona. Tästä kuonasta syntyivät Kuun ylänköalueet, eli nykyäänkin paljain silmin vaaleina näkyvät alueet, jotka peittävät valtaosan kiertolaisemme pinnasta. Törmäyssynty ja magmameri selittävät oleellisimmat osat Kuun koostumuksesta.

Tähän asti kaikki sujuu yleistajuisissakin esityksissä Kuun historiasta useimmiten ihan hyvin, mutta sitten alkaa jostain syystä mennä huomattavasti vaikeammaksi. Maallikon kannalta Kuun pinta koostuu pääpiirteissään vain kahdesta kivilajista. Vaaleat ylängöt ovat kevyehköä anortosiittia (siis sitä edellä mainittua kelluvaa kuonaa), tummat meret puolestaan raskaampaa basalttia. Meri on latinaksi mare, joten Kuun tapauksessa puhutaan usein mare-basalteista. Anortosiitti ja basaltti ovat kivilajeja, jotka puolestaan koostuvat eri mineraaleista, jotka edelleen koostuvat alkuaineista. Kivilajit menevät mediassa turhan usein sekaisin mineraalien kanssa, ja joskus jopa mineraalit ja alkuaineet sekoitetaan keskenään. Kuun pääkivilajien ero on kuitenkin tiedotusvälineissäkin useimmiten vielä jollain lailla hallinnassa.

Vasta sitten kun mediassa aletaan käsitellä kysymystä siitä, missä tummat basaltit eli Kuun meret sijaitsevat ja kuinka vanhoja ne ovat, mennään lähes poikkeuksetta todella pahasti pöpelikön puolelle. Ei ole väliä onko kyseessä tavallinen ns. rivitoimittaja, tiedetoimittaja, tähtitieteen harrastaja, tähtitieteilijä tai jopa planetaarisiin kohteisiin erikoistunut geofyysikko tai geokemisti – Kuun meret aiheuttavat jatkuvia ja todella suuria väärinkäsityksiä. Ongelman ytimessä ovat törmäysaltaat.

Kuun geologia on suurelta, muidenkin kuin itseni kaltaisten törmäyskraatteri-intoilijoiden mielestä jopa suurimmalta osin törmäysaltaiden geologiaa. Törmäysaltaiden monimuotoiseen olemukseen (Mikä on ”törmäysallas”? Miten määritellään törmäysaltaan halkaisija?) tulee varmasti palattua joskus myöhemmin huomattavasti tarkemmin, mutta tässä yhteydessä riittää ymmärtää, että törmäysaltaat ovat erittäin suuria kraattereita. Ja kraattereistakaan ei nyt tarvitse tietää muuta kuin se, että ne ovat syviä kuoppia, ja että niiden pohjalla ja reunoilla on vielä syvemmälle ulottuvia rakoja.

Törmäysaltaat ovat jopa muinaisten piirteiden hallitsemassa Kuussa hyvin vanhoja. Ne syntyivät, kun aurinkokunnan rakennusvaiheesta jäljelle jääneet suuret asteroidit törmäsivät Kuuhun enimmäkseen joskus yli neljä miljardia vuotta sitten. Suurin ja vanhin tunnettu törmäysallas on South Pole – Aitkenin allas, jonka halkaisija lienee noin 2500 km. Sen ikä on yksi kuututkimuksen suuria avoimia kysymyksiä. Nuorin suuri ”aito” monirenkainen törmäysallas on Orientalen allas, jonka halkaisija on noin 940 km ja ikä ehkä jossain 3,8 miljardin vuoden hujakoilla.

Törmäysaltaat ovat valtavia, ja niitä on paljon. Näitä edelleen topografiassa, pinnanmuodoissa ja painovoimakartoissa näkyviä satojen ja jopa tuhansien kilometrien läpimittaisia kraatterijättiläisiä on Kuussa vieri vieressä.

Altaiden vaikutus ulottuu moninkertaisesti niiden reunojen ulkopuolelle. Altaat synnyttävät ympärilleen säteittäisten ja konsentristen rakojen systeemin, joka vaikuttaa nuorempien geologisten piirteiden syntyyn ja kehitykseen. Vielä oleellisempaa on, että altaiden synnyn yhteydessä sulanut ja murskautunut kiviaines leviää heittelekenttänä kaikkialle Kuun pinnalle. Kuun ylängöt muodostuvat – ainakin jos rapsuttaa hieman ylimmän kerroksen alle – melkein pelkistä toinen toistensa päälle kasaantuneista vanhojen törmäysaltaiden heittelekerroksista.

Tätä kohtalaisen yksinkertaista törmäysaltaiden hallitsemaa maailmaa saapuivat sotkemaan meret (meri on latinaksi mare, joten Kuun tapauksessa meri ja mare ovat synonyymejä). Jossain vaiheessa altaiden pohjien ja reunojen rakoja pitkin alkoi kohota sulaa, runsaasti rautaa ja magnesiumia sisältävää tummaa kiviainesta, eli jo edellä mainittua basalttia. Toisin kuin hyvin usein virheellisesti kuvitellaan, mare-basaltit eivät siis ole altaiden syntyessä muodostunutta törmäyssulakiveä, vaan peräisin syvältä Kuun sisuksista.

Koska meillä ei ole keinoja selvittää, mitä Kuun törmäysaltaiden pohjilla on, emme tiedä, kuinka pian altaiden synnyn jälkeen ne alkoivat täyttyä näistä Kuun vaippakerroksen osittaisesta sulamisesta alkunsa saaneista laavoista. Apollo- ja Luna-näytteiden ja kraatterilaskujen perusteella kuitenkin tiedetään, että mare-basaltit eli Kuun meret ovat satoja miljoonia ja jopa miljardeja vuosia itse törmäysaltaita nuorempia. Samoin tiedetään, että niiden purkautuminen kesti satoja miljoonia vuosia, eikä reippaasti yli miljardin vuoden kestokaan yhden meren alueella tapahtuneelle tuliperäiselle toiminnalle ole mitenkään poikkeuksellista.

Yksittäiset mare-basalttien virrat olivat joidenkin metrien tai kymmenien metrien paksuisia. Tästä voidaan tehdä aivan suoria havaintoja: Joskus harvoin meren pinnalla erottuvat nuorimpien laavavirtojen muodot, mutta useimmiten kyse on basaltteihin syntyneestä törmäyskraatterista, jonka reunalta voidaan nähdä toisiaan kerros kerrokselta seuranneet laavapurkaukset. Kokonaisuutena muhkeimmat mare-basalttikerrostumat ovat ehkä muutaman kilometrin paksuisia, mutta yleensä Kuun meriä peittää noin kilometrin tai muutaman sadan metrin vahvuinen kerroksellinen basalttikakku.

Jotkut kerros kerrokselta hiljalleen muodostuneista meristä täyttävät törmäysaltaan lähes sen (oletettuja) reunoja myöten. Tällaisia ovat esimerkiksi Mare Imbrium eli Sateiden meri, sekä Mare Fecunditatis eli Hedelmällisyyden meri. Tämä on ainakin osaltaan johtanut siihen valitettavan sitkeään virhekäsitykseen, että meri ja allas olisivat sama asia.

Monen väärinkäsityksen lähde? Mare Imbrium ja siihen liittyvät pienemmät mare-alueet Sinus Iridum, Palus Putredinis ja nykyisin nimetön mutta aiemmin Palus Nebularumina tunnettu alue täyttävät lähes koko vanhemman Imbriumin törmäysaltaan. Tässä ja seuraavissa kuvissa musta soikio kuvaa likimääräistä törmäysaltaan reunan sijaintia, valkea soikio puolestaan marea. Pohjoinen on kaikissa kuvissa ylhäällä. Kuva: NASA / ASU / LRO WAC / QuickMap / T. Öhman.

On kuitenkin myös meriä, jotka eivät nykykäsityksen mukaan sijaitse törmäysaltaassa. Tällaisia ovat mm. ison osan Kuun lähipuolen läntisestä puoliskosta peittävä Oceanus Procellarum (Myrskyjen valtameri) ja kuu-ukon kulmakarvan muodostava Mare Frigoris (Kylmyyden meri). Pyöreydestään huolimatta myöskään Mare Tranquillitatiksen (Rauhallisuuden meri) alapuolella ei törmäysallasta luultavasti ole. Meri ei siis syntyäkseen vaadi törmäysallasta.

Vaikka Mare Tranquillitatis eli Rauhallisuuden meri onkin muodoiltaan varsin pyöreä, se ei nykyisen käsityksen mukaan sijaitse vanhassa törmäysaltaassa. Kuva: NASA / ASU / LRO WAC / QuickMap / T. Öhman.

Selvimmin ero altaan ja meren välillä käy ilmi niistä altaista, joita meri ei peitä kuin osittain. Nuorin allas, Orientale, on kaikkein ilmeisin tapaus. Orientalea ei kuitenkaan Maasta pääse kunnolla näkemään, koska ainoastaan sen itäiset osat ovat suotuisan libraation aikaan jotenkin näkyvissä.

Orientalen monirenkainen törmäysallas on selkein esimerkki vanhan altaan ja sitä osin täyttävän maren erosta. Mare Orientale peittää vain pientä osaa altaan keskustasta. Lacus Veris ja pienempi Lacus Autumni altaan itäosissa ovat purkautuneet ulomman Rookin renkaan ja Cordilleran renkaan (eli altaan reunan) juurille. Kuva: NASA / ASU / LRO WAC / T. Öhman.

Onneksi Nectariksen allas on myös oivallinen esimerkki vain osittain mare-basalteilla täyttyneestä altaasta. Se on erinomaisesti näkyvissä kasvavan sirpin aikoihin pari päivää ennen puolikuuta. Nectariksen allas on ikivanha, ehkä noin 4,1 tai 3,9 miljardia vuotta. Altaan reuna on yleisimmän käsityksen mukaan Rupes Altain jyrkänteen kautta kulkeva rengasrakenne. Kuten kuka tahansa voi kiikareilla todeta, on Rupes Altailta matkaa vaalean ylänköaineksen yli Mare Nectariksen tummaan rantaan melkomoisen paljon, eli noin 275 km.

Ainoastaan Nectariksen altaan syvimpiä keskiosia peittävän Mare Nectariksen pinta on saanut osakseen poikkeuksellisen niukasti ikämäärityksiä, mutta mahdollisesti meren vanhimmat edelleen näkyvät osat syntyivät noin 3,8 miljardia vuotta sitten. Mare Nectariksen nuorimmilla basalteilla on ikää kenties vain noin 3,0 miljardia vuotta. Sikäli kun ikämääritykset pitävät paikkansa, Nectariksen törmäysaltaalla ja Mare Nectariksen nuorimmilla osilla on ikäeroa siis noin miljardi vuotta. Tiivistäen: Nectariksen törmäysallas ja Mare Nectaris ovat aivan eri ikäisiä, ja meri peittää allasta vain melko pieneltä osin. Ne eivät ole alkuunkaan sama asia. Kannattaa katsoa itse.      

Nectariksen altaan lounainen reunajyrkänne on nimeltään Rupes Altai, mutta myös Altain pohjois- ja itäpuolella altaan reuna on nähtävissä kiikarillakin helposti. Mare Nectaris täyttää vain altaan keskiosan. Tämä on harrastajan kannalta helpoimmin havaittava kohde, jossa vanhemman altaan ja sitä ainoastaan pieneltä osin täyttävän nuoremman maren ero on erittäin selvä. Kuva: NASA / ASU / LRO WAC / QuickMap / T. Öhman.

Etenkin Kuun etäpuolella on runsain määrin altaita, joita meri ei peitä laisinkaan. Tämä on johtanut siihen silloin tällöin esille putkahtelevaan harhaan, että etäpuolella altaita olisi vähemmän kuin lähipuolella. Tilastolliset virherajat huomioiden altaita kuitenkin on molemmilla puolilla sama määrä. Erot lähi- ja etäpuolen altaiden nykyisessä ulkonäössä johtuvat vain siitä, että lähipuolen kuori on ohuempi kuin etäpuolella, joten altaiden synnyttämä rakoilu on puhkaissut lähipuolen kuoren helpommin ja näin luonut laavoille reitin pintaan. On myös mahdollista, että lämpöä tuottavien alkuaineiden epäsymmetrinen jakauma on osaltaan vaikuttanut merien epätasaiseen sijoittumiseen Kuun pinnalla.

Törmäysaltaat ovat kiistatta yksi tärkeimmistä Kuun ja muiden maankaltaisten planeettojen geologisista rakenteista. Kuussa, kuten alussa totesin, ne ovat ehdottomasti tärkein. Eräs 1960–70-lukujen Apollo-lentojen merkittävimmistä tieteellisistä tuloksista oli altaiden ja merien ikä- ja koostumuseron selvittäminen. Olemme siis tienneet jo viiden vuosikymmenen ajan niiden keskeisen eron ja merkityksen. Silti asia ei vieläkään ole selvä edes niille, jotka yliopistossa ovat kuulleet jotain Marsista, puhumattakaan toimittajista ja maallikoista. Ongelma ei koske pelkästään Suomea, vaan on yleinen ainakin anglosaksisessa maailmassa. Tämä on melkoisen hämmästyttävää, ja myös surullista.

Olen monesti miettinyt, mistä ongelma juontaa juurensa. Kunnon vastausta en ole keksinyt. Yksi osaselitys lienee, ettei asteroiditörmäysten geologiaa juuri opeteta edes planeettageologian koulutusohjelmissa. Planeettageologeilla on taustansa paljon useammin esimerkiksi Maan geologiasta tutuissa vulkanismissa ja sedimentologiassa kuin törmäyskraatteritutkimuksessa.

Toinen osaselitys voi olla siinäkin, ettei törmäysaltailla ole virallisia nimiä. Kuussa mare-täytteiset altaat on nimetty niitä enemmän tai vähemmän peittävän meren mukaan, siis esimerkiksi Humorumin allas, Crisiumin allas, ja niin edelleen. Tämä lienee suuri(n?) syy virheelliselle maren ja altaan yhdistämiselle.

Hankalinta on, kun kerrotaan hämmentävästi ja siis virheellisesti tyyliin ”Mare Moscoviensen altaan ikä on…” Tällöin ei helposti voi tietää, onko kyse altaasta vai sitä osin täyttävästä nuoremmasta merestä.

Esimerkkejä vääristä ja oikeista ilmauksista Kuun ja Marsin törmäysaltaisiin ja niitä täyttäviin muodostumiin liittyen.

Väärin / VäärinOikein / OikeinMiksi?
Mare Imbriumin allasMare Imbrium (Sateiden meri) / Imbriumin allasImbriumin allas on vanhempi ja törmäyssyntyinen, altaan lähes täysin täyttävä Mare Imbrium taas nuorempi ja laavasyntyinen
Mare Orientalen allasMare Orientale (Itäinen meri) / Orientalen allasOrientalen allas on vanhempi ja törmäyssyntyinen, Mare Orientale taas nuorempi ja laavasyntyinen ja täyttää vain pienen osan Orientalen altaasta
Mare Tranquillitatiksen allas / Tranquillitatiksen allasMare Tranquillitatis (Rauhallisuuden meri)Mare Tranquillitatiksen alla ei liene törmäysallasta lainkaan
Argyre Planitian allasArgyre Planitia / Argyren allasArgyren allas on vanhempi ja törmäyssyntyinen, Argyre Planitia taas nuorempi ja enimmäkseen(?) sedimenttisyntyinen

Törmäysaltaiden nimiongelmat eivät jää tähän. Joillakin selväpiirteisimmillä pienillä törmäysaltailla on tavallinen kraatterinimi, kuten Schrödinger. Grimaldi taas on ainoastaan nimitys Grimaldin altaan keskusrenkaalle ja sen sisäpuolelle jäävälle maretäytteiselle osalle. Tämä on hämäävää, mutta historiallisten syiden vuoksi täysin ymmärrettävää.

Grimaldin allas on kaksirenkainen törmäysallas Kuun lähipuolen länsireunalla. Sen mare-täytteinen keskusrengas on saanut kraatterinimen Grimaldi. Kuva: NASA / ASU / LRO WAC / QuickMap / T. Öhman.

Suuri osa Kuun altaista on kuitenkin nimetty kahden altaan reunan tuntumassa olevan kraatterin mukaan, esimerkiksi Schiller–Zucchiuksen allas. Tällainen nimeämisen sekamelska ei ole ainakaan tehnyt altaita ja niiden satunnaista suhdetta meriin yhtään helpommin hahmotettaviksi.

Ikivanha kaksirenkainen Schiller–Zucchiuksen allas sijaitsee lähipuolen lounaisreunalla ja on usein mukavasti havaittavissa hieman ennen täysikuuta. Sitä ei varsinainen pinnalla oleva mare-basaltti täytä laisinkaan, joskin ylänköjä hieman tummempi sävy, rautarikkaampi koostumus ja alueella tavattavat tummakehäiset kraatterit viittaavat siihen, että aivan pinnan alla mare-basaltteja esiintyy. Tällaisia alueita kutsutaan kryptomareksi. Schiller–Zucchiuksen kryptomaren pinnalla olevia melko ohuita kerrostumia on arveltu Orientalen törmäysaltaan heitteleeksi. Kuva: NASA / ASU / LRO WAC / QuickMap / T. Öhman.
 

Erot törmäysaltaiden ja niitä täyttävien kerrostumien synnyn, iän ja sijainnin välillä eivät tietenkään rajoitu pelkästään Kuuhun. Tilanne on periaatteessa sama myös esimerkiksi Merkuriuksessa ja Marsissa. Argyren törmäysallas on yksi Marsin komeimmista. Sen läpimitta lienee jonkin verran yli 1500 km. Sen keskellä on Argyre Planitia eli Argyren tasanko, jonka halkaisija on noin 900 km. Argyre Planitiaa peitti todennäköisesti muinoin sisämeri (Marsin tapauksessa meret sisälsivät vettä).* Sittemmin jäätikköjen ja tuulen toiminta on kasannut alueelle lisää sedimenttejä. Argyren törmäysallas on siis paljon vanhempi ja suurempi kuin Argyre Planitia.

Argyren allas on Marsin merkittävimpiä törmäysaltaita. Toisin kuin Kuussa, Marsin törmäysaltaiden keskiosia ei yleensä täytä basaltti, vaan esimerkiksi Argyre Planitian pinnalla on sisämeren pohjalle kerrostuneita sedimenttejä, jäätikkösyntyisiä sedimenttejä, sekä tuulen tuomaa hienoainesta. Kuvassa punaiset alueet ovat korkeimpia, tummansiniset matalimpia. Kuva: NASA / Viking / MGS MOLA / JPL / MarsTrek / T. Öhman.

Esimerkkejä voisi luetella paljon lisääkin, mutta eiköhän perusviesti tullut jo selväksi. Törmäysallas ja sitä enemmän tai vähemmän täyttävä kerrostuma ovat aivan eri asioita niin synnyltään kuin iältäänkin. Tämä pätee niin Kuussa kuin muuallakin aurinkokuntamme suurilla kiinteäpintaisilla kappaleilla. Siksi niitä pitäisi kutsua omilla nimillään niin tieteellisessä tekstissä kuin yleistajuisissakin esityksissä. Asioiden ymmärtämisen kannalta niiden nimillä on merkitystä.


*Hämäyksen vuoksi Marsissa on edelleen käytössä kaksi nimijärjestelmää. Niistä vanhempi, pinnan kirkkaus- eli albedoeroihin perustuva systeemi sisältää myös tummia ”mareja”. Kuun tapaan nämä ovat joskus, mutteivat suinkaan aina, laavatasankoja tai muita vulkaanisia alueita. Todellisten, vettä ammoisina aikoina sisältäneiden Marsin merien kanssa Marsin mareilla ei ole mitään tekemistä.


Tämä juttu ilmestyy myös Hieman Kuusta -blogissani.


Korjaus 1.2.2021: Schiller–Zucchiuksen kuvatekstistä korjattu Orientale kraatterista altaaksi.

2 kommenttia “Kuun törmäysaltaat ja meret – kaksi eri asiaa”

  1. Ikäkriitikko sanoo:

    Ihmettelen miten pystytään ajoittamaan toisen taivaankappaleen kraattereiden ikiä? Kun siellä ei ole käynyt kukaan asiantuntija paikanpäällä eikä näytteitäkään taida olla tuotu? Maapallollakin kraaterin iän arvioiminen on monimutkainen prosessi.
    Ihmettelen myös miten pystytään arvioimaan jonkun toisen aurinkokunnan planeetan ikä, onko ne ihan villejä veikkauksia?

    1. Teemu Öhman sanoo:

      Tuo on sen verran laaja ja monisyinen kysymys, että ihan lyhyt vastaaminen ei ainakaan minulta luonnistu. Tästä pitäisi joskus kirjoittaa ihan oma juttunsa, mutta yritetään nyt jonkunmoista vastausta.

      Oletettavasti tässä lähinnä tarkoitetaan absoluuttisia, esimerkiksi vuosissa mitattavia ikiä, siis tyyliin kolme päivää, 5612 vuotta, tai 3,89 miljardia vuotta. Hämäyksen vuoksi aloitan kuitenkin suhteellisista ijistä, eli vanha–vanhempi–vanhin -mallista, sillä se luo pohjan koko hommalle.
      Kuu on aurinkokunnan ajanlaskussa avainasemassa, Maan ohella toki. Tanskalainen Nikolaus Steno määritteli ensimmäisenä 1600-luvulla maankamaran kerrosjärjestyksen perussäännöt. Ne ovat hyvin ilmeisiä, mutta edelleen tarpeellisia ja menevät silti usein väärin. Niiden mukaan nuorempi kerros syntyy vanhemman päälle, ja nuorempi rakenne leikkaa vanhempaa. Periaatteessa näin on määritelty geologinen aikaskaala Maalle, Kuulle ja kaikille muillekin maankaltaisille planeetoille.

      Kuu on planeettojen iänmäärityksessä avainasemassa. Kuussa pinnan iänmäärityksen kannalta tärkein tapahtuma oli Imbriumin törmäysaltaan synty. Sen heittelekerros levisi kaikkialle Kuun lähipuolelle (ja etäpuolelle myös, mutta toki ohuempana). Siitä saadaan perusjako, eli jokin geologinen yksikkö on joko Imbriumia vanhempi (Imbriumin heittele peittää tai muokkaa sitä) tai nuorempi (Imbriumin heittele jää toisen kerrostuman alle). Kuun kolme vanhinta rajapyykkiä määritellään juuri törmäysaltaiden (Nectaris, Imbrium ja Orientale) heittelekerrosten avulla.

      Kuun kaksi nuorinta geologisten kausien rajapyykkiä sen sijaan on hyvin epämääräistä, koska laajoja heittelekerroksia ei ole. Näin ollen peittymis- ja leikkaussuhteiden määrittäminen on monesti hyvin vaikeaa. Eratosthenes-kraatteri on tyyppiesimerkki eratostheenisen kauden kraattereista, Copernicus puolestaan kopernikaanisen kauden kraattereista. Toisin kuin joskus virheellisesti ajatellaan, Eratosthenes ja Copernicus eivät kuitenkaan aloittaneet nimeään kantavia kausia. Jos siis kraatteri näyttää Copernicuksen kaltaiselta, eli sillä on kirkkaat säteet, terävä reuna jne., se on iältään kopernikaaninen. Jos säteet (yleensä) puuttuvat, heittelekerros on muutenkin epämääräisempi ja reunan terävyys alkaa kadota, on kraatteri eratostheeninen. Periaatteet ovat samankaltaiset muillakin planeetoilla.

      Kuu on Maan ulkopuolisista maailmoista ainoa, jossa suhteelliset ajoitukset on saatu joltisenkinmoisella tarkkuudella sidottua myös absoluuttisiin ikään (yksityiskohdista on käyty debattia viimeiset 50 vuotta, mutta ei mennä siihen, koska periaatteista kuitenkin ollaan yhtä mieltä). Apollo 12 laskeutui Copernicuksen säteelle, ja Pete Conrad ja Al Bean saivat kerätyksi näytteitä, joiden oletetaan olevan juuri tuota Copernicuksen heittelettä. Maan laboratorioissa noiden näytteiden iäksi on määritetty noin 800 miljoonaa vuotta. Tyypilliset kopernikaaniset kraatterit ovat siis suunnilleen sen ikäisiä. Pienten kopernikaanisten kraatterien heittelettä saatiin kerättyä myöhemmillä lennoilla.

      Monellakin Apollo-lennolla tuotiin Maahan Imbriumin heittelettä (joidenkin mukaan oikeastaan mitään muuta ei tuotukaan, koska se kontaminoi koko lähipuolen, mutta sekin on jo toinen juttu). Sen ikä on alituisen pähkäilyn alla, mutta lienee jossain 3,87-3,85 miljardin vuoden kieppeillä. Myös Nectariksen heittelettä saatiin analysoitavaksi, ja sen ikäarviot pyörivät neljän miljardin vuoden tienoilla. Orientalen heittelettä ei tiedetä kerätyn.
      Noin saadaan siis muutaman tapahtuman absoluuttiset iät selville, ja muita tapahtumia voidaan verrata niihin. Tuo jako on kuitenkin hyvin karkea, joten tarvitaan tarkempi menetelmä, jotta eri alueiden geologiseen historiaan päästään pureutumaan kunnolla. Se perustuu kraatterilaskuihin. Kuudella Apollo- ja kolmella Luna-lennolla (+nyt yhdellä Chang’e-lennolla) saatiin näytteitä eri-ikäisiltä laskeutumisalueilta, ja näiden alueiden pinta-aineksen absoluuttinen ikä voidaan siis määrittää laboratoriossa.

      Valokuvista ja muusta kaukokartoitusaineistosta voidaan puolestaan määrittää se geologinen yksikkö, esimerkiksi laavavirta, jota kukin näyte edustaa (ei tietenkään oikeasti ihan helppoa). Vuosimiljardien saatossa kaikkialle putoilee keskimäärin samaan tahtiin meteoriitteja, jotka synnyttävät kraattereita. Isoja törmäyksiä tapahtuu vähän, mikroskooppisia puolestaan lukemattomia. Mitä vanhempi pinta on kyseessä, sitä enemmän siihen on siis ehtinyt syntyä kraattereita. Näin ollen tiedetään, että vaikkapa 3,2 miljardin vuoden ikäisellä pinnalla (ikä siis määritetty näytteestä labrassa) on X kpl tuon kokoisia ja Y kpl tämän kokoisia kraattereita pinta-alayksikköä kohti. Kun iältään tunnettuja pintoja on useita, saadaan aikaiseksi käppyrä, jonka avulla voidaan määrittää kraatterilaskujen avulla ikiä myös sellaisille alueille, joilta ei näytteitä ole.

      Noin periaatteessa ei siis tarvitse tehdä muuta kuin määrittää iätettävän geologisen yksikön pinta-ala, laskea kraatterien lukumäärä ja mitata niiden halkaisijat, ja käyrältä voidaan lukea absoluuttinen vuosissa mitattava ikä. Käytännössä asia ei tietenkään ole noin yksinkertainen, ja kraatterilaskijat ovatkin ihan oma erikoistunut heimonsa planeettageologien joukossa.

      Kraatterilaskuihin perustuva iänmääritys edellyttää tietenkin myös sitä, että törmäysvuo eli törmäysten lukumäärä aikayksikköä kohti tunnetaan koko Kuun geologisen historian ajalta. Käytännössä tämä ei tietenkään ole mahdollista. Se on selvää, että varhaisen aurinkokunnan aikana törmäyksiä tapahtui aivan eri tahtiin kuin nykyään, mutta kiistanalaisempaa on, kuinka nopeasti tahti rauhoittui, ja oliko välillä taas kiivaamman pommituksen aikoja. Jos jossain vaiheessa törmäyksiä tapahtui poikkeuksellisen paljon, se saa pinnan näyttämään vanhemmalta kuin se todellisuudessa onkaan. Nykyisen asteroidipopulaation havaintojen, meteoriittien iänmääritysten, erilaisten teoreettisten mallien ja simulaatioiden avulla on kuitenkin jonkunmoinen käsitys siitä, millainen törmäysvuo on Maa–Kuu-systeemissä ollut eri aikoina.

      Marsista ei ole tunnetuilta alueilta peräisin olevia näytteitä, joista olisi voitu ikä määrittää. Osin siksikin eilen onnistuneesti Jezero-kraatteriin laskeutunut Perseverance-kulkija on niin kiinnostava. Sen keräämät näytteet saadaan toivottavasti jossain vaiheessa Maahan tutkittaviksi. Silloin saataisiin myös Marsin suhteelliseen iänmääritykseen ainakin yksi varma(hko) absoluuttinen kiintopiste.

      Tällä hetkellä Marsin ja muiden planeettojen kraatterilaskuihin perustuva iänmääritys on melko hataralla pohjalla, sillä vaikka Maa–Kuu-järjestelmän törmäysvuo tunnetaan jotensakin luotettavasti, ei vuo muilla planeetoilla ole ollut sama. Erilaiset mallit antavat esimerkiksi Marsin amatsonisen kauden alkuhetkelle liki puolitoista miljardia vuotta toisistaan poikkeavia arvoja. Näin ollen kraatterilaskujen antamiin ”absoluuttisiin” ikiin etenkin muilla planeetoilla kuin Kuussa kannattaa suhtautua asiaankuuluvalla varauksella.

      Ai niin, tuohon kommenttiin paikan päällä käyneiden asiantuntijoiden puutteesta todettakoon, että Apollo 17:n Jack Schmitt on edelleenkin aktiivinen Norjan eklogiiteistä aikoinaan väitellyt geologi, ja että etenkin kolmen viimeisen Apollo-lennon miehistöt olivat heitä kouluttaneiden geologien mukaan varsinkin kenttägeologian osalta pätevämpiä kuin vastavalmistuneet geologit. Eli ihan hyvin heidän kohdallakin voidaan puhua asiantuntijoista.

      Toisten aurinkokuntien planeettojen ikien määrittämisestä esimerkiksi naapuriblogisti Mikko Tuomi kykenisi antamaan huomattavasti minua pätevämmän vastauksen. Äärimmäisen nuoria planeettoja ovat tietenkin sellaiset harvinaiset tapaukset, joiden tähden ympärillä näkyy vielä pölyä ja kaasua, josta tähti ja planeetat syntyivät. Tähden koostumuksen ja kirkkauden perusteella erilaisista tähtienkehitysmalleista saadaan sitten vanhemmille tähdille ja sen myötä siis koko kyseiselle eksoplaneettajärjestelmälle jonkunmoinen perusteltu ikäarvio. Tämän puolen yhtään tarkempi pähkäily menee kuitenkin vahvasti minun osaamisalueeni ulkopuolelle.

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *