Arkisto
- maaliskuu 2023
- helmikuu 2023
- tammikuu 2023
- joulukuu 2022
- marraskuu 2022
- lokakuu 2022
- syyskuu 2022
- kesäkuu 2022
- toukokuu 2022
- huhtikuu 2022
- maaliskuu 2022
- helmikuu 2022
- tammikuu 2022
- joulukuu 2021
- marraskuu 2021
- lokakuu 2021
- elokuu 2021
- kesäkuu 2021
- toukokuu 2021
- huhtikuu 2021
- maaliskuu 2021
- helmikuu 2021
- tammikuu 2021
- joulukuu 2020
- marraskuu 2020
- syyskuu 2020
- elokuu 2020
- heinäkuu 2020
- kesäkuu 2020
- toukokuu 2020
- huhtikuu 2020
- maaliskuu 2020
- helmikuu 2020
- tammikuu 2020
- joulukuu 2019
- marraskuu 2019
Ceres – soodaa, suolaa ja salmiakkia
Ceres on Marsin ja Jupiterin kiertoratojen välissä olevan asteroidivyöhykkeen suurin kappale. Läpimitaltaan se on noin 940 km ja massaltaan se on yksin vastuussa yli kolmanneksesta koko asteroidivyöhykkeen massasta. Se on myös ensimmäinen, uudenvuodenpäivänä vuonna 1801 löydetty asteroidi. Myöhemmin 1800-luvun alkupuolella löydettyjen asteroidien tapaan sitä pidettiin pitkään planeettana. Planeettageologien silmissä se on sellainen nykyisinkin.
Aurinkokuntauutisia vähänkään pidempään seuranneet muistavat varmasti Dawn-luotaimen lähestymisen kohti Cerestä talvella 2015. Jo vuonna 2003 Hubble-avaruusteleskoopilla löydetty kirkas täplä muuttui Dawnin kuvissa alieniauton ajovaloiksi. Lopulta Dawnin asetuttua Cereksen kiertoradalle ”ajovalot” paljastuivat koko Cereksen kirkkaimmiksi kohdiksi. Ne kuuluvat edelleen Cereksen kiinnostavimpiin pinnanmuotoihin.
Kun Dawnin toiminta syksyllä 2018 päättyi luotaimen syöksyyn Cereksen pinnalle, on Ceres-uutisiakin ymmärrettävästi näkynyt tiedotusvälineissä harvemmin. Kuten luotainlennoilla yleensäkin käy, monet kiinnostavat kysymykset Cereksen geologiasta jäivät Dawnin toiminta-aikana vielä tarkempaa vastausta vaille. Keskeisimpiä näistä ovat kysymykset siitä, onko Ceres tällä hetkellä geologisesti aktiivinen ja vellooko sen syvyyksissä vielä meri.
Tutkijoilla on nyt ollut jokunen vuosi aikaa pureutua kaikkeen Dawnin tuottamaan tutkimusaineistoon, joten jonkinlaisia välitilinpäätöksiä alkaa olla tarjolla. Viime kesänä aiheesta ilmestyikin kokoomateos Vesta and Ceres – Insights from the Dawn Mission for the Origin of the Solar System. Se tarjoaa ajantasaisen kokonaiskuvan Cereksen geologiasta. Muutaman viikon päästä eli 21.3.2023 koittavan Cereksen opposition kunniaksi nyt onkin sopiva hetki tarkastella pintapuolisesti, mitkä tällä hetkellä ovat tutkijoiden konsensusnäkemykset eräistä keskeisistä Cerestä koskevista kysymyksistä.
Cereksen koostumus ja alkuperä
Asteroidivyöhykkeen kappaleita on totuttu pitämään epämääräisinä kivenmurikoina, joukossaan jonkun verran rautaa. Ceres on porukan tunnetuin kummajainen, sillä se on varsin vetinen paikka: sen massasta noin puolet on kiveä, puolet taas vettä ja muita helposti haihtuvia aineita. Ceres ei kuitenkaan ole täysin yksin, sillä asteroidivyöhykkeen ”neljästä suuresta” pienin, Hygiea, lienee perheineen kutakuinkin Cereksen kaltainen jäästä ja kivestä muodostunut kappale. Parhaat vertailukohdat niille lienevätkin Saturnuksen kuut, eivät suinkaan muut asteroidit.
Jossain Saturnuksen kiertoradan tienoilla tai vielä kauempana Kuiperin–Edgeworthin vyöhykkeellä Cereksenkin arvellaan aikoinaan syntyneen. Tämän puolesta puhuu esimerkiksi se, että vaikkei vesijää täysin mahdoton kääpiöplaneetan rakennusaine asteroidivyöhykkeellä olekaan, ammoniakki (NH3) sitä vastoin on. Vasta suunnilleen Saturnuksen radan tienoilla ammoniakkijää on avaruuden oloissa pysyvä yhdiste, joten vasta siellä se on voinut olla osa sitä jää- ja kivipölyä, josta Ceres syntyi.
Ceres on voinut päätyä syntysijoiltaan asteroidivyöhykkeelle aurinkokunnan nuoruudessa, kun jättiläisplaneetat tietokonemallien mukaan kuljeskelivat välillä lähemmäksi Aurinkoa ja takaisin. Toisaalta sekin on mahdollista, että jättiläisplaneettojen vaelluksen seurauksena asteroidivyöhykkeelle päätyi valmiin Cereksen sijasta ammoniakkipitoista jäätä. Yhdessä kivisemmän aineksen kanssa se sitten muodosti Cereksen. Riippumatta siitä, missä Ceres syntyi, ammoniakki siis ei kuitenkaan ole alkujaan asteroidivyöhykkeeltä peräisin.
Cereksen ammoniakista puhuttaessa on syytä myös huomata, että puhtaan ammoniakin sijasta Cereksessä tapaa nykyisin yleensä ammoniakin suoloja, mm. ammoniumkloridia (NH4Cl). Iso osa suomalaisista siis viihtyisi Cereksellä mainiosti, ammoniumkloridi kun tunnetaan paremmin salmiakkina. Salmiakkia löytyi täydellä varmuudella Occator-kraatterissa sijaitsevasta Cerealia Faculasta, joka on ”ajovaloista” se kirkkaampi ja samalla Cereksen kirkkain kohta. Cerealia Faculassa, kuten Cereksessa muutenkin, on tosin natriumkarbonaattia eli soodaa huomattavasti enemmän kuin salmiakkia. Jos tohtii, kotona voi siis helposti kokeilla miltä Cereksen pinta maistuisi. Reseptiin ei tarvita kuin reilusti soodaa, hieman salmiakkia ja hyppysellinen ruokasuolaa. Autenttisemman suutuntuman vuoksi mukaan voi lisätä hieman savea, sillä salmiakin lisäksi ammoniakkia on Cereksen pinnalla hyvin yleisissä savimineraaleissa.
Syntyipä Ceres sitten asteroidivyöhykkeellä tai Saturnuksen takana, sen jäiset komponentit sulivat syntyprosessin kuumuudessa. Sen myötä Ceres differentioitui, eli raskaammat ainekset vajosivat syvälle ja kevyet nousivat pintaan. Niinpä Cerekselle syntyi kivisestä aineksesta koostuva vaippa ja keskimäärin ehkäpä noin 40 km paksu jäiden, suolojen, orgaanisten yhdisteiden ja osin myös kiviaineksen muodostama kuori. Myöskään pienen metallisen ytimen olemassaoloa ei voida sulkea pois.
Cereksen kuoren ja vaipan välissä on arveltu olleen – tai jopa edelleen olevan – kymmeniä kilometrejä syvä globaali meri. Merivesi oli melkoisen suolaista ja sen seassa oletetaan olleen runsaasti hienoainesta eli käytännössä savimineraaleja ja muita verkkosilikaatteja. Globaalin meren olemassaolo vielä nykyään ei ole todennäköistä, mutta vesitaskuja voi hyvin olla edelleen siellä täällä. Tällainen olisi aivan hyväksyttävää käytöstä vaikkapa Jupiterin tai Saturnuksen kuiden joukossa, jossa jättiläisplaneetan ja muiden suurten kuiden vetovoiman vuoksi vuorovesienergiaa olisi tarjolla sisäisiä prosesseja pyörittämään. Cereksellä tällaista voimalaitosta ei kuitenkaan ole, joten on mysteeri, kuinka se on saanut sisuksensa pysymään lämpöisenä.
Onko Ceres aktiivinen?
Vuonna 2014, kun Dawn oli vielä matkalla kohti Cerestä, Euroopan avaruusjärjestön Herschel-satelliitin infrapunamittauksiin pureutuneet tutkijat ilmoittivat havainneensa Cereksestä purkautuvaa vettä. He paikansivat vesipurkaukset tummempiin alueisiin lähellä Cereksen päiväntasaajaa. Suoraviivaisimman selityksen mukaan vesijää sublimoitui auringonvalon vaikutuksesta suoraan kiinteästä aineesta kaasuksi. Toinen vaihtoehto oli kryovulkanismi.
Dawn ei kuitenkaan nähnyt merkkejä käynnissä olevista purkauksista. Puhdasta vesijäätä se kyllä havaitsi siellä täällä etenkin pohjoisen pallonpuoliskon pinnalla, mutta yleistä se ei ole. Herschelin tulokset ovatkin sittemmin saaneet kritiikkiäkin osakseen. Ainakaan sellaisia määriä vettä kuin Herschel-tutkijat raportoivat – 6 kg sekunnissa – ei Cereksestä kaikesta päätellen purkaudu.
Herschelin mittausten tulkinnat eivät kuitenkaan olleet yksiselitteisesti väärin. Lämmön lisäksi nimittäin myös Auringon hiukkaspommitus kykenee irrottamaan vettä Cereksen pinnasta. Dawnin kiertäessä Cerestä Aurinko ei kuitenkaan ollut yhteistyöhaluinen: se ei röyhtäissyt suuria koronan massapurkauksia Cereksen suuntaan, joten asiaa ei päästy tutkimaan. Lopullista varmuutta Cereksen pinnalta avaruuteen karkaavasta vedestä ei siis ole.
Nelisen kilometriä korkea ja noin 21 × 13 km:n läpimittainen tasalakinen Ahuna Mons on Cereksen vuorista kuuluisin ja näyttävin. Se on tulkittu kryovulkaaniseksi vuoreksi, joka syntyi jäykkäliikkeisen, runsaasti suoloja ja karbonaatteja sisältäneen litkun purkautuessa. Ahuna Mons vei ymmärrettävästi suurimman huomion, mutta Cereksen pinnalla on havaittu kymmenkunta muutakin vuorta ja tönkyrää, jotka on tulkittu synnyltään kryovulkaanisiksi. Ahuna Mons on niistä nuorin, alle 210 ± 30 miljoonaa vuotta. Muut ovat vanhempia ja siksi kuluneempia ja lätsähtäneempia. Erityisen kiintoisaa on, että lähes kaikki kuitenkin esiintyvät suunnilleen samalla alueella Ahuna Monsin pohjois- ja itäpuolilla. Syytä tähän ei tiedetä. Järkevältä kuitenkin tuntuisi, että syystä tai toisesta tällä alueella Cereksen valtamerestä on vielä jäljellä sulana pysynyt meri, tai että veden on ainakin helpompi purkautua pinnalle kuin muualla.
Vaikka Ceres ei juuri nyt aktiivisesti vettä heittäisikään, on sen pinnalla selviä merkkejä Ahuna Monsiakin merkittävästi nuoremmasta geologisesta toiminnasta. Cerealia Faculan keskellä sijaitsevassa Cerealia Tholus -nyppylässä havaittu hydrohaliitti eli vesipitoinen ruokasuola (NaCl ∙ 2H2O) säilyy pinnalla korkeintaan pari tuhatta vuotta. Koska sitä pinnalla kuitenkin selvästi on, täytyy sitä nousta pinnan alta lisää.
Cerealia Faculan lisäksi vähäisempiä suolaesiintymiä havaittiin Cereksen pinnalta satoja. Suolan saaminen pinnalle ei kuitenkaan ole aivan yksinkertaista. Suolaliuosten pitäisi raskaampina painua hiljalleen jäätyvän meren pohjalle eikä suinkaan kohota pinnalle. Suolan on mahdollista konsentroitua kraattereissa esiintyvään törmäyssulaan ja törmäykset voivat myös paljastaa vanhoja suolakerrostumia. Ongelma tietenkin on, että vaaditulla parin tuhannen vuoden aikajänteellä ei tarvittavia suuria tärmäyksiä tapahdu. Tuoreen suolan pintaan saamiseksi ei siis vain tunnu olevan mitään muuta mahdollista mekanismia kuin jonkinlainen kryovulkaaninen toiminta. Ainakaan törmäykset eivät havaintoja voi selittää.1
Cereksen kirkkaimmat läiskät eivät kuitenkaan suurimmalta osaltaan ole hydrohaliittia vaan soodaa ja salmiakkia. Unohdetaan siis suolakriteeri hetkeksi. Siltikin geologisessa mielessä nuori aktiivisuus vaikuttaa väistämättömältä. Cerealia ja sen kyljessä sijaitseva pienempi Pasola Facula nimittäin syntyivät noin 8 miljoonaa vuotta sitten ja vähäisempi pinnan uusiutuminen tapahtui noin miljoona vuotta sitten. ”Ajovalojen” himmeämpi, itäisempi lamppu, Vinalia Faculae, syntyi puolestaan noin kolme miljoonaa vuotta sitten. Jos jokin prosessi geologinen oli toiminnassa vain 1–3 miljoonaa vuotta sitten, on se sitä todennäköisesti tänäkin päivänä. Occator-kraatterin ikä on noin 22 miljoonaa vuotta, eikä ole uskottavaa, että sen synnyn aiheuttama lämpö olisi riittänyt kierrättämään sooda- ja suolalitkuja vielä aivan vastikään, vaikka se alkujaan saattoikin olla tekijä, joka aikaansai suolojen konsentroitumisen juuri Occatorin kohdalle. Geologisessa mielessä hyvin tuoreeseen kryovulkanismiin päädytään siis myös tätä kautta.
Juling on 20-kilometrinen kraatteri Cereksen eteläisellä pallonpuoliskolla. Sen pohjalla on näyttäviä maanvyörykerrostumia. Kraatterin pohjoisreunalta, josta massiivisin vyöry sai alkunsa, havaittiin vesijäätä. Tämä ei ollut erityisen ihmeellistä, sillä Cereksen vyöryjen oletettiinkin esiintyvän paikoissa, joissa kuoressa on hieman tavallista runsaammin vesijäätä. Yllättävää kuitenkin oli, että vesijääalueen havaittiin kasvavan puolen vuoden aikana parin neliökilometrin verran. Tämä tulkittiin todisteeksi veden vuodenaikaiskierrosta. Keväällä ja kesällä jää siis sublimoituu härmistyäkseen syyskylmien myötä. Tämä voi liittyä Herschel-tutkijoiden raportoimiin vesipurkauksiin, mutta toisaalta veden kierron ei välttämättä tarvitse olla laaja-alaista vaan se voi tapahtua vain hyvin paikallisesti vyöryn ja varjoisan kraatterin reunan välillä. Joka tapauksessa tämä on selkein esimerkki siitä, että Cereksen pinta on aktiivisten geologisten prosessien myötä alituisessa muutoksessa.
Geologisesti elossa, entä biologisesti?
Ceres siis kaikesta päätellen on geologisesti elävä (kääpiö)planeetta ja sen jäisen kuoren alla lienee ainakin paikoitellen sulaa suolaista vettä. Ammoniakin myötä myös typpeä on runsain mitoin tarjolla. Hiiltä Cereksellä riittää – edelleen pähkäillään, onko Ceres lähisukua eräille hiilikondriittimeteoriiteille vai ei. Tällä hetkellä tosin ei ole tarkkaa käsitystä siitä, paljonko Cereksen hiilestä on karbonaateissa ja paljonko elämän kannalta kiinnostavammissa orgaanisissa yhdisteissä. Orgaanisia yhdisteitä pinnalla paikka paikoin joka tapauksessa on. Erityisen kiinnostava on noin tuhannen neliökilometrin alue Ernutet-kraatterin lähistöllä. Alueen orgaaniset aineet on tulkittu alifaattisiksi, siis vailla bentseenirengasta oleviksi hiiliyhdisteiksi. Ne voivat olla peräisin hiilikondriittisesta asteroidista tai komeetasta. Mielenkiintoisimmassa ja täysin mahdollisessa tapauksessa ne voivat olla Cereksen sisäsyntyisten prosessien tuottamia.
Vesi, suolat, typpi ja orgaaniset yhdisteet kattavat aika ison osan elämän edellytyksistä. Sen perusteella, mitä Cereksestä sekä elämän synnystä ja ylläpitämisestä tiedetään, voidaan Cerestä perustellusti pitää astrobiologian näkökulmasta aurinkokunnan kiinnostavimpien joukkoon kuuluvana kappaleena. Niinpä jo vuosina 2019–20 NASAn tutkijat alkoivat selvitellä mahdollisuuksia lähettää uusi luotain tutkimaan Cereksen potentiaalia elämän tyyssijana. Esillä oli eri vaihteohtoja, eli kiertolainen, laskeutuja, mönkijä tai hyppijä ja näytteenhakulento. Tulos oli, että parhaiten vastinetta rahoille saataisiin lähettämällä alus hakemaan näytteitä Vinalia Faculan ympäristöstä niin vaaleilta kuin tummiltakin alueilta.
Haaveista ja suunnitelmista huolimatta minkäänlaisia konkretiaa ei Cerekselle paluun osalta ole. Se ei kuitenkaan muuta mihinkään sitä, että kun parin–kolmen viikon päästä kiikarin ja tähtikartan kanssa varustautuneena suuntaan katseeni Leijonan takalistosta Bereniken hiuksiin päin ja pääsen taas katselemaan Cerestä, mieleeni väkisinkin kumpuaa ajatus: Voisiko tuohon pieneen pisteeseen kätkeytyä elämää?
1Tässä yhteydessä on syytä korostaa, että tämä on omaa päättelyäni enkä ole vastaavaa koskaan mistään lukenut. Logiikka kuitenkin vaikuttaa aika kiistattomalta. En tosin erehdy väittämään, että olisin varsinainen Cereksen tai kryovulkanismin sen paremmin kuin logiikankaan asiantuntija.
5 kommenttia “Ceres – soodaa, suolaa ja salmiakkia”
Vastaa
Iltatähden lumiraja
Perjantai kallossa
Antiikin Kreikan mytologiassa iltatähti eli Hesperos oli aamunkoiton jumalattaren Eoksen ja tähtien jumala Astraioksen poika. Myös aamutähti Fosforos eli Eosforos oli komeisiin miehiin vähän liiaksikin mieltyneen Eoksen poika. Fosforoksen isäehdokkaita tosin olivat Astraioksen lisäksi ainakin Kefalos ja Atlas.
Suositun tarinan mukaan Samoksen saarelta kotoisin ollut matemaatikko ja mystikko Pythagoras (n. 570–495 eaa.) oli ensimmäinen, joka oivalsi, että taivaalla näkyvät Hesperos ja Fosforos ovatkin fysikaalisesti yksi ja sama kohde. Varhaiset kreikkalaiset luonnonfilosofit olivat kuitenkin mieltyneitä lähinnä hiekkarannalla filosofointiin ja ympyröiden piirtelyyn, eivätkä he pääsääntöisesti olleet erityisen hyviä pitkien havaintosarjojen tekijöitä. Niinpä kreikkalaisia huomattavasti varhaisemmat ja havaintojen kirjaajina pätevämmät sumerilaiset olivat älynneet aamu- ja iltatähden yhteyden jo paljon aiemmin. Voi tosin olla, että Pythagoras oivalsi asian heistä riippumatta.
Oli miten oli, jumaltensa suhteen vapaamieliset kreikkalaiset alkoivat sittemmin samaistaa miespuoliset aamu- ja iltatähtensä rakkauden jumalatar Afroditeen. Periaatteessa samaa Venukseen liitettyä jumalatarta sumerilaiset kutsuivat nimellä Inanna ja sittemmin babylonialaiset nimellä Ishtar. Tässäkään mielessä kreikkalaiset eivät siis olleet ensimmäisiä, vaan luultavasti kopioivat jumalattarensa Kaksoisvirtain maasta.
Suomalaisista monikaan ei taida tietää, että on Afroditen kanssa tekemisissä joka viikko. Roomalaisten kautta Afrodite nimittäin levitti rakkauttaan länsimaihin nimellä Venus.1 He myös päättivät nimetä viikonpäivänsä Auringon, Kuun ja viiden planeetan mukaan. Perjantaista tuli dies Veneris, Venuksen päivä. Suorimmin tämä näkyy romaanisissa kielissä: niissä perjantain nimenä on jokin väännös latinasta, esimerkiksi italian venerdì , ranskan vendredi ja espanjan viernes.
Germaanisiin kieliin Afroditen ja perjantain yhteys saapui muinaisnorjalaisten kautta. Heillä Venuksen vastine oli mm. rakkauden ja äitiyden jumalatar Frigg tai mm. kauneuden ja hedelmällisyyden jumalatar Freija. Frigg ja Freija saattoivat myös alkujaan olla yksi ja sama jumalatar. Muinaisnorjan frjádagr ja -englannin frigedæg ovat varsin lähellä nykykielisiä vastineitaan. Asiaa ymmärtävien mukaan samaa juurta on myös suomen perjantai.
Tämän talven ja kevään aikana ei oikein voi välttyä Venukselta muinakaan päivinä. Se on kesäkuulle asti auringonlaskun jälkeen länsitaivaalla niin silmiinpistävä näky, että kansan syvien rivien parissa ihmettelyä iltatähdestä varmasti riittää. Viime viikolla Venuksen, Jupiterin ja Kuun kohtaaminen sattui osumaan laajalti selkeään iltaan, joten se ylitti ilahduttavan monissa tiedotusvälineissä uutiskynnyksenkin. Ensi torstaina 2.3.2023 Kuu on jo ennättänyt aivan toisaalle, mutta Jupiter ja Venus ovat aivan vieretysten eli vain reilun Kuun läpimitan pässä toisistaan. Tämä ei ehkä uutiskynnystä ylitä, mutta ainakin harrastajia se viehättää.
Venus kiinnostaa näinä aikoina myös lähes kaikkia merkittäviä avaruusjärjestöjä. Seuraavan vajaan kymmenen vuoden aikana onkin suunniteltu lähetettävän ainakin viisi luotainta tutkimaan Venusta. Venus-huuma näkyy siinäkin, että uusia Venuksen geologiaa käsitteleviä artikkeleita, joissa tuleville luotaimille ehdotetaan tutkimuskohteita, ilmestyy tuon tuosta. Esimerkiksi viime joulukuussa julkaistiin tutkimus, jossa pureuduttiin yhteen jo yli viisi vuosikymmentä kummastuttaneeseen Venuksen pinnanmuotoon.
Maxwell Montesin ”lumet”
Venuksen pinnanmuodot on nimetty naisoletettujen ja feminiinisten jumalattarien mukaan. Poikkeuksia tähän naissääntöön on vain kolme: Alpha ja Beta Regio ovat laajoja ylänköalueita, jotka erottuivat jo 1960-luvun tutkakartoituksissa. Ainoa miehen mukaan nimetty paikka Venuksen pinnalla on Venuksen korkeimmat huiput sisältävä Maxwell Montesin vuoristo. Myös se havaittiin ja nimettiin jo 60-luvulla.
Maxwell Montes sai nimensä skotlantilaisen James Clerk Maxwellin (1831–1879) mukaan. Maxwell oli sähkömagnetismin ymmärtämisen kannalta yhtä tärkeä kuin Isaac Newton (1643–1727) oli gravitaatiolle. Vaikka ilman Maxwellin yhtälöitä ei nykymaailmassa toimisi juuri mikään, Maxwellistä ei ole tullut Newtonin kaltaista kaikkien tuntemaa hahmoa. Venuksen pinnalle hän kuitenkin nimellisesti pääsi, toisin kuin Newton.
Syy Maxwellin kunnioittamiseen naisten planeetalla löytyy Venuksen kaasukehästä, se kun on näkyvän valon aallonpituuksilla läpinäkymätön. Tutka-aallot sen kuitenkin läpäisevät, eikä niiden ja erilaisten materiaalien vuorovaikutusta olisi koskaan ymmärretty tai toimivaa tutkaa rakennettu, jollei Maxwell olisi ensin oivaltanut, mistä sähkömagnetismissa oikein on kyse. Ja ilman tutkaa emme tietenkään tietäisi Venuksen pinnanmuodoista tai geologisesta historiasta oikeastaan yhtikäs mitään. Maxwell on siis paikkansa Venuksessa ansainnut.
Jo 1960–70-luvuilla Maxwell Montes (tai pelkkä Maxwell, kuten sitä varhaisissa tutkimuksissa epävirallisesti kutsuttiin) erottui maanpäällisillä tutkilla otetuissa Venus-kuvissa poikkeuksellisen kirkkaana alueena pohjoisessa, suunnilleen Suomea vastaavalla leveyspiirillä. Myöhemmin, etenkin 1990-luvun alussa koko Venuksen pinnan kartoittaneen Magellan-luotaimen myötä kuvat ja käsitykset Maxwell Montesista tarkentuivat. Maxwell Montes kattaa noin 850 × 700 km:n laajuisen alueen ja sen korkein huippu, Skadi Mons, nousee noin 11 km Venuksen vertailutason yläpuolelle, ollen siis Venuksen korkein kohta. Magellanin kartoituksen myötä kävi ilmi, että koko Maxwell Montes tai sitä ympäröivä Ishtar Terran ylänkö ei ole tutkan näkemänä poikkeuksellisen kirkas, vaan voimakkaimmin tutkasäteitä heijastava seutu rajoittuu Maxwell Montesin korkeimmille alueille.2
Tutkijat ovat yrittäneet keksiä ilmiölle selitystä jo vuosikymmeniä, mutta yksimielisyyteen asiasta ei ole päästy. Monen mielestä houkuttelevimmalta on tuntunut selitys, jonka mukaan vuorten huipuille on satanut tai kaasukehästä on tiivistynyt jotain puolimetallia tai metallia. Parhaiten heijastuneen tutkasignaalin ominaisuuksiin sopisi telluuri, mutta myös esimerkiksi vismuttia, tinaa, arseenia, antimonia ja niiden yhdistelmiä on ehdotettu. Ajatuksen mukaan telluuri (tai muu vastaava) ei voi esiintyä metallisessa alkuaineolomuodossaan valtaosalla Venuksen pintaa. Maxwell Montesin korkeimmilla vuorenhuipuilla lämpötila on kuitenkin sen verran alhaisempi, että telluurin kertyminen on mahdollista. Tilanne vertautuu periaatteeltaan siis täysin maapallon lumihuippuisiin vuoriin. Erona tosin on, että paksujen hankien sijasta muutama milli tai jopa vain jokunen mikrometri telluuria voisi riittää selittämään tutkaheijasteen.
Toisen päämallin mukaan Maxwell Montesin kirkkaissa huipuissa ei ole kyse hieman eksoottisista satavista puolimetalleista (joita purkautuu Maan tulivuorista ja joita näin ollen on täysin perusteltua olettaa olevan myös Venuksen kaasukehässä aivan riittävästi) vaan kemiallisista reaktioista kaasukehän ja lähinnä basalttisten kivien välillä. Reaktioiden tuloksena syntyisi tavanomaisia malmimineraaleja kuten rikkikiisua (FeS2) tai magneettikiisua (Fe1-xS). Myös magnetiittia (Fe²⁺Fe³⁺₂O₄) on ehdotettu. Näidenkin reaktioiden lopputuotteet ovat paine- ja lämpötilariippuvia, joten niitä esiintyisi vain tietyn korkeuden yläpuolella. Ongelmana on tosin mm. se, ettei kukaan ole varma, onko esimerkiksi rikkikiisu pysyvä Maxwell Montesin olosuhteissa vai ei.
Venuksen topografia tunnetaan melkoisen huonosti. Yleensä Maxwell Montesin kirkkaita huippuja käsittelevät tutkimukset ovat tyytyneet olettamaan, että ”lumiraja” on vakiokorkeudella kaikkialla Maxwell Montesin alueella. Viime joulukuussa The Planetary Science Journal -lehdessä ilmestyi vapaasti luettavissa oleva Andriana Strezoskin ja Allan Treimanin artikkeli The “Snow Line” on Venus’s Maxwell Montes: Varying Elevation Implies a Dynamic Atmosphere. Se pakottaa tutkijat miettimään mallejaan uudelta kantilta.
Vuonna 2021 Strezoski oli Treimanin ohjauksessa Houstonin Lunar and Planetary Institutessa kesäharjoittelijana. Treiman pisti hänet mittaamaan ”lumirajan” korkeuden Maxwell Montesin eri puolilla niin tarkasti kuin nykyisillä aineistoilla pystyy. Mittaustuloksista kävi ilmi, että ”lumiraja” on Maxwell Montesin luoteisrinteillä keskimäärin noin 3,5 km korkeammalla kuin kaakkoisrinteillä. Magellan-luotaimen korkeusdatan laatu ei aina ole paras mahdollinen, ja mittauksissa paikoin näkyvä hurja heittelehtiminen voi hyvin johtua ongelmista korkeus- ja heijastusdatan korreloinnissa. Suurissa puitteissa tulos on kuitenkin täysin selvä: Maxwell Montesin ”lumirajan” korkeus riippuu siitä, missä päin Maxwell Montesia satutaan olemaan. Luoteessa se on 8 km:n korkeudella, kaakossa vain 4,5 km:ssä.
Kuva: A. Strezoski & A. H. Treiman, 2022. The ”Snow Line” on Venus’s Maxwell Montes: Varying Elevation Implies a Dynamic Atmosphere. The Planetary Science Journal 3:264 / CC BY 4.0.
Jos ”lumirajan” perinteiseen tapaan olettaa heijastelevan vakiolämpötilaa, tarkoittaisi se sitä, että vakiokorkeudella Maxwell Montesin eri puolilla lämpötilaerot olisivat noin 30 astetta. Tämä ei tunnu laisinkaan uskottavalta, koska Venuksen lämpötilaa mitanneiden luotainten tulosten perusteella Venuksen kaasukehä on vakiokorkeudella varsin tarkoin vakiolämpöinen. Kaasukehän koostumus vaihtelee hieman leveysasteen mukaan, mutta tämä ei auta selittämään ”lumirajan” korkeuseroja varsin rajallisella alueella. Apua ei ole Maxwell Montesin monimuotoisesta geologiastakaan, sillä systemaattista luode/kaakko -eroa ei ole havaittavissa.
Jos kyse olisi kaasukehän ja kallioperän välisestä kemiallisesta reaktiosta tuulen puhaltaessa kaakosta, todennäköistä olisi, että ajan saatossa kaakkoisrinteen kivet saavuttaisivat kyllästymispisteen. Tällöin kaasukehään jäisi runsaasti reagoivaa ainetta vielä Maxwell Montesin huipun ylittämisen jälkeenkin. Siinä tilanteessa myös luoteisrinteen ”lumirajan” luulisi lopulta asettuvan samalle tasolle. Koska aikaa on varmasti riittänyt mutta korkeusero on olemassa, tämäkään idea ei tarjoa tyydyttävää ratkaisua.
Strezoskin ja Treimanin mukaan paras selitys Maxwell Montesin ”lumirajan” epäsymmetrisyydelle on pohjimmiltaan hyvin yksinkertainen ja tuttu maapallon vuoristoalueilta. Jos kaasukehän virtaus kävisi kaakosta, vuoristo pakottaisi kaasun kohoamaan ja jäähtymään, minkä seurauksena telluuri (tai mitä ikinä heijastava aines sitten onkaan) sataisi lähinnä kaakkoisrinteille. Vuoriston ylitettyään kaasussa ei enää juuri olisi satavaa ainesta mukana, joten luoteispuolelle riittäisi ainoastaan rippeitä. Tyhjästä on paha nyhjästä, joten luoteispuolella ”lumiraja” jäisi väkisinkin korkeammalle kuin kaakkoispuolella. Ajatusta tukee mukavasti se kaasukehämallinnusten ennustama seikka, että Maxwell Montesin alueella todellakin pitäisi puhaltaa Venuksen olosuhteissa varsin voimakas noin 3 m/s kaakkoistuuli.
Mielenkiintoista on, että Venuksen päiväntasaajan seuduilla on vuoria, joiden korkeus ylittää Maxwell Montesin ”lumirajan”. Niillä ei kuitenkaan poikkeuksellisen voimakasta tutkaheijastusta ole havaittu.3 Selitys voisi Strezoskin ja Treimanin mukaan piillä kaasukehän koostumuksen muutoksissa leveysasteen myötä, vaikka muitakin mahdollisuuksia on.
Strezoskin ja Treimanin tutkimus ei tietenkään tarjoa lopullista selvyyttä Maxwell Montesin ”lumien” olemukseen. He eivät esimerkiksi ota kantaa siihen, olisiko satava aines telluuria vai jotain muuta. Sekin on mahdollista, että ”lumiset” huiput muodostanut prosessi ei enää ole aktiivinen. Venus on ollut ja myös mitä todennäköisimmin on edelleen geologisesti elävä planeetta, ja Maxwell Montes on voimakkaasti tektonisten voimien muokkaama alue. Jotta havaittu ero ”lumirajan” korkeudessa syntyisi, täytyisi koko Maxwell Montesin kallistua vain noin 0,2°. Tämä ei ole ollenkaan mahdoton ajatus.
Selvää joka tapauksessa on, että tulevien luotainlentojen toivotaan tuovan lisävalaistusta niin Venuksen kaasukehän kuin sen pinnankin koostumusvaihteluihin, samoin kuin niiden väliseen vuorovaikutukseen. Niitä odotellessa ainakin minusta on hauska ajatella, että juuri nyt tätä kirjoittaessani kauniisti metsänrajan yläpuolella loistavan naapuriplaneetan korkeimmilla vuorenhuipuilla voi kaakkoistuulen myötä sataa telluuria.
1Kiinnostava lisä Venuksen nimi- ja jumalasoppaan on, että roomalaisille Fosforos oli Lucifer, joka vääntyi kristillisessä mytologiassa myös paholaisen nimeksi. Kotimaisessa käännöksessä sanotaan ”Kointähti, sarastuksen poika”, joten myös Raamatun mukaan Fosforos oli Eos-jumalattaren poika. Kreikassa Eos oli Hyperionin ja ja hänen sisarensa Theian tytär. He puolestaan olivat Gaian ja tämän pojan Uranuksen lapsia. Kuten Jobin kirjassa todetaan, Saatana eli Lucifer oli yksi Jumalan useista pojista. Teologis-mytologis-etymologisesti orientoituneet lukijat voivat näin ollen pohtia, onko Jumala siis Eos ja näin ollen pohjimmiltaan Uranuksesta.
2Pelkän tutkaheijasteen voimakkuuden lisäksi Maxwell Montesin huiput erottuvat samalla tavoin myös muissa ominaisuuksissa kuten emissiivisyydessä, mutta yksinkertaisuuden vuoksi moiset yksityiskohdat kannattaa tässä tapauksessa unohtaa.
3Maxwell Montesia ympäröivän Ishtar Terran ylängöllä vastaava ilmiö esiintyy paikoin myös, mutta Maxwell Montesilla se on selväpiirteisin ja parhaiten tutkittu, joten selvyyden vuoksi on paras rajoittaa tarina Maxwell Montesiin.
Vastaa
Ryppyinen Kuu
Kuu on kuulu kraattereistaan. Niitä on etenkin vanhoilla ylängöillä. Kuun meriä eli huomattavasti nuorempia basalttitasankoja on usein pidetty piirteettöminä ja joidenkin erhettyneiden mielestä jopa tylsinä. Merillä on kuitenkin oma erityinen pinnanmuotonsa, jollaista ei tapaa missään muualla: harjanteet. Ne tarjoavat kuuharrastajalle kaunista katseltavaa, kunhan vain on oikeaan aikaan havaitsemassa. Kuututkijat puolestaan ovat niiden suhteen vielä osittain ihmeissään, vaikka ne on tunnettu jo yli 230 vuotta ja niitä käytetään jatkuvasti tutkittaessa Kuun sisäosien kehitystä ja yleistä geologista historiaa.
Harjanteiden ulkonäkö
Kuun merille ominaiset harjanteet tunnetaan englanniksi yleensä nimillä wrinkle ridge tai mare ridge. Latinaksi harjanteet ovat yksikössä dorsum, monikossa dorsa. Suomeksi vakiintunutta nimeä ei ole, mutta pelkkien harjanteiden lisäksi on puhuttu niiden esiintymisympäristön mukaisesti mare-harjanteista, ulkonäköä kuvailevista ryppyharjanteista ja sekä ulkonäköön että syntytapaan viittaavista poimuharjanteista.
Harjanteita on havaittu Merkuriuksessa, Venuksessa, Kuussa ja Marsissa. Tyypillisesti ne esiintyvät laavatasangoilla, mutta Marsissa myös eräiltä kerroksellisiksi sedimenttikiviksi tulkituilta alueilta on löydetty harjanteita. Oleellista on, että kiviaines, johon harjanteet syntyvät, on kerroksellista, oli se sitten muodostunut laavasta tai sedimenteistä. Maapallolta tunnetaan muutamia kohteita, joita pidetään mare-harjanteiden kaltaisina, mutta täyttä varmuutta asiasta ei ole.
Kuun harjanteet ovat tyypillisesti muutamista kymmenistä muutamiin satoihin metreihin korkeita. Niiden pituus sen sijaan on hyvin vaikeasti määriteltävissä, sillä harjanteille on ominaista katkeilu ja sivusuunnassa tapahtuvat hyppäyksittäiset siirtymät. Yleensä yksittäisten harjanteiden pituus on muutamia kymmeniä kilometrejä, mutta lähes yhtenäistä harjannesysteemiä voi paikoin seurailla helposti yli 500 kilometriäkin.
Harjanteille ominaista on epäsymmetrisyys ja kaksi- tai oikeastaan kolmiosaisuus. Helposti jo pienellä kaukoputkella havaittavan harjanteen ”pohjaosan” muodostaa laakea, yleensä noin kilometristä kuuteen–seitsemään kilometriin leveä selänne. Ne ovat epäsymmetrisiä siten, että selänteen toinen puoli on selvästi jyrkempi kuin toinen. Tämän selänteen päälle on syntynyt huomattavasti teräväpiirteisempi, poimutetulta tai rypytetyltä näyttävä osa. Se on usein lähellä selänteen jompaa kumpaa reunaa, mutta voi olla myös keskellä. Sekään ei ole epätavallista, että tämä ryppy on joskus hieman sivussa itse selänteen ulkopuolella. Selänteitä voi esiintyä kokonaan myös ilman ryppyjä.
Rypytetyn harjanteen ja laakean selänteen alle olevan kolmannen, hankalimmin havaittavan osan muodostaa erittäin loiva, tyypillisesti 30–50 km leveä kohouma. Selänteen jyrkällä puolella se yleensä päättyy kutakuinkin samalla kohdalla selänteen kanssa, mutta loivalla puolella se jatkuu kymmeniä kilometrejä kauemmas. Tilanne voi tosin joskus olla toisinkin päin.
Harjanteet esiintyvät tyypillisesti pyöreähköjen merien reunoilla kiertäen merta suunnilleen reunan suuntaisesti. Mare Nubium on paras esimerkki pyöreähköstä merestä, jossa säteittäiset harjanteet ovat hallitsevia. Merissä, jotka eivät ole törmäysaltaissa (etenkin Oceanus Procellarum ja Mare Frigoris) on harjanteiden suunnissa yleensä enemmän valinnan varaa.
Osa harjanteista ei kuitenkaan noudata mitään törmäysaltaan tai meren geometrian määrittelemää suuntaa, vaan selvästikin seuraa laavan peittämäksi jääneen kraatterin reunaa. Selkeimpiä esimerkkejä tällaisista ovat Sinun Iridumin eli Sateenkaarilahden merenpuoleinen reuna ja Rupes Rectan eli Suoran vallin sisältävän, joskus nimellä ”Ancient Thebit” tunnetun kraatterin läntinen reuna. Niiden kohdalla tulkinta on hyvin helppo, sillä harjanne noudattelee melko tarkasti havaittavissa olevan kraatterin reunan jatketta. Lisäksi täydellisiä pienehköjä harjannerenkaita (engl. ridge ring) tunnetaan sieltä täältä Kuun meristä. Oma lukunsa on Lamont.
Lamont sijaitsee melko keskellä Mare Tranquillitatista eli Rauhallisuuden merta. Se on luokiteltu kraatteriksi, jonka läpimitta on 83 km. Varsinaisia todisteita sen puolesta, että Lamont olisi minkäänlainen kraatteri, on kuitenkin niukanlaisesti.
Lamont muodostuu jokseenkin soikeasta harjannerenkaasta, jonka läpimitaksi voi sanoa vaikkapa tuon noin 80 km. Lisäksi sen ulkopuolella on toinen harjanteista ja toisaalta erikoisesti länsipuolella pienistä grabeneista (hautavajoamista) koostuva epämääräisehkö rengasrakenne. Sen läpimitaksi voidaan arpoa reilut 160 km. Lisäksi Lamontiin liittyy lukuisia säteittäisiä harjanteita.
Erittäin suurilla kraattereilla, niin sanotuilla kaksirengasaltailla, sisärenkaan ja kraatterin reunan halkaisijoiden suhde on ½, siis sama kuin epämääräisillä Lamontin renkailla. Niinpä useimmat tutkijat olettavatkin, että Lamont on todellisuudessa suuri törmäyskraatteri, mahdollisesti kaksirengasallas. Allastulkintaa tukee sekin, että Lamontilla on törmäysaltaille tyypillinen maskon eli massakonsentraatio, joka näkyy mainiosti painovoimamittauksissa. Niiden perusteella on arvioitu, että Lamontin renkaiden halkaisijat olisivat peräti 120 km ja 370 km. Ongelmallista tämän tulkinnan kannalta on, ettei niitä ole ihan helppo nähdä topografiasta.
Lamontiin liittyy myös muuta kummaa. Lamontin alueella basalttien koostumus nimittäin poikkeaa Mare Tranquillitatiksen basalteista vähäisemmän titaanipitoisuutensa ansiosta. Tämän pystyy täydenkuun aikaan itsekin näkemään ja valokuvaamaan, sillä Lamontin basaltit ovat selvästi ympäristöään vaaleampia ja raja tavallisiin Tranquillitatiksen basaltteihin on hyvin terävä. Tämän koostumuspoikkeaman muoto noudattelee pitkälti Lamontin kehärakenteen yleistä pyöreähköä muotoa.
Lamontin pohjoispuolella on myös Kuun suurin tunnettu kokoelma erittäin nuoria epäsäännöllisiä mare-läiskiä (engl. irregular mare patches). Ne ovat osoitus poikkeuksellisen pitkään jatkuneesta vulkanismista. Avoinna on, liittyvätkö ne kenties jollain tavoin Lamontiin vai pelkästään Mare Tranquillitatikseen, joka itsekin on outo (pyöreähköistä piirteistään huolimatta meren alla ei liene törmäysallasta). Lamont on joka tapauksessa Kuun tunnetuin ja suurin esimerkki harjanteiden muodostamasta rakenteesta, jonka oletetaan olevan hautautunut törmäyskraatteri.
Harjanteiden synty
Richard A. Schultz, yksi ansioituneimmistaplaneettojen rakennegeologian tutkijoista,aloitti vuoden 2000 Kuun harjanteita käsitelleen artikkelinsa toteamuksella, joka suurelta osin edelleen pitää paikkaansa: ”Wrinkle ridges are probably one of the most commonly observed, yet least understood, classes of planetary structures.”
Harjanteet kuuluvat siis yleisimpiin mutta huonoimmin ymmärrettyihin planeettojen rakenteisiin. Niiden havaintohistoria on myös erittäin pitkä. Ensimmäiset kuvaukset harjanteista ovat jo 1700-luvun lopulta, kun kuu- ja planeettatutkimuksistaan tunnettu saksalainen Johann Hieronymus Schröter (1745–1816) kirjassaan Selenotopographische Fragmente vuodelta 1791 kutsui niitä vuori- tai valosuoniksi (Bergader, Lichtader). Hän oli myös tiettävästi ensimmäinen, joka teki piirroksen Mare Serenitatiksen itäosaa koristavasta nykyisinkin kaikkein kuuluisimmasta harjanteesta, jota hän kuvaili käärmemäiseksi. Englantilaiset kuututkijat olivat Schröterin kanssa samaa mieltä ja nimesivät sen Serpentine Ridgeksi eli ”Käärmeharjanteeksi”. Sillä nimellä se tunnetaan edelleen, virallisista nimistä huolimatta.
Varhaisten 1800-luvun ja 1900-luvun alun tulkintojen mukaan harjanteiden synty liittyi yleensä tavalla tai toisella veteen tai jäätiköihin. Suomeksikin Kuun harjanteista on joskus näkynyt käytettävän nimitystä ”harju”, mutta vaikka nykypäivänä useimmille maallikoillekin lienee selvää, etteivät jäätikköjoet ole Kuussa koskaan virranneet, on moista harhaanjohtoa ehdottomasti syytä välttää.
Nykyisinä aikoina harjanteiden synnylle on esitetty lukuisia erilaisia malleja, mutta ne voidaan jakaa kahteen pääryhmään, tuliperäisiin ja tektonisiin. Niin maanpäällisillä kaukoputkilla kuin sittemmin Ranger-, Lunar Orbiter- ja Apollo-valokuvissa nähtiin piirteitä, jotka tulkittiin vulkaanisiksi purkausaukoiksi ja harjanteista lähteviksi laavavirroiksi. Eräät harjanteet näyttivät myös valuvan suoraan kraattereihin. Harjanteiden esiintyminen yksinomaan mare-alueilla oli sekin vulkanistien leirin mukaan vahva viite tuliperäisen alkuperän puolesta.1
Apollo-lennot kuitenkin antoivat merkittävämpää tukea tektonisille kuin vulkaanisille tulkinnoille. Apollo 17:n komentomoduulissa oli nimittäin mukana ensimmäistä kertaa myös maatutka. Eräs tutkaprofiili kulki Serpentine Ridgen eteläosan poikki. Sen analyysi osoitti, että 0,9–1,6 km:n syvyydellä olevat tutkaheijasteet kallistuvat poispäin harjanteesta, että mare-basalttien kerrokset olivat harjanteen alueella ohuempia kuin muualla, ja että harjanteen alla oli luultavasti jonkinlainen topografinen kohouma. Tämä osoitti, että todennäköisesti harjanteet syntyvät usein jonkin jo olemassaolevan, mutta mare-basalttien peittämäksi jääneen kohonneen rakenteen kohdalle. Tämä ei suoranaiseti todistanut niiden tektonista syntyä, mutta sopi tektoniseen malliin paremmin kuin vulkaaniseen.
Nykyisin planeettojen rakennegeologiaan ja tektoniikkaan perehtyneiden tutkijoiden parissa vallitsee yksimielisyys siitä, että harjanteet todellakin ovat tektonisia rakenteita, jotka syntyvät kerroksellisessa kohdeaineksessa ja esiintyvät selvästi yleisimmin laavatasangoilla. Niiden synnyn taustalla on puristava jännityskenttä. Joihinkin tapauksiin saattaa tosin liittyä hieman myös sivuttaissuuntaista liikettä (jolloin kyseessä on transpressio, jos asian haluaa vaikealla sanalla ilmaista).
Harjanteen alla on ylityöntösiirros, mutta se ei kuitenkaan yllä pintaan asti. Laavapatjan yläosan kivet eivät siis siirrostu, vaan sen sijaan ne menevät jonkin verran mutkalle tai sykkyrälle eli poimuttuvat.
Nykyisin harjanteiden synnyn ja olemuksen suurimmat epäselvyydet liittyvät lähinnä ylityöntösiirrosten syvyysulottuvuuteen ja muotoon. Itse mare-basaltit, joissa harjanteet esiintyvät, ovat vain ohut silaus Kuun pinnassa. Yleensä arviot niiden paksuudestavaihtelevat vain muutamista kymmenistä tai sadoista metreistä muutamaan kilometriin, alueesta ja tutkimusmenetelmästä riippuen. Muiden todisteiden ohella tämä on saanut monet tutkijat ajattelemaan, etteivät siirroksetkaan luultavasti erityisen syvälle ulotu vaan korkeintaan noin viiteen kilometriin. Syviä siirroksia suosivan koulukunnan mukaan parempi arvio olisi noin 20 km.
Yksi planeettojen rakennegeologisen tutkimuksen uranuurtajista, Thomas R. Watters, julkaisi viime vuonna mielenkiintoisen artikkelin Kuun harjanteiden olemuksesta. Vapaasti luettavissa olevan Lunar Wrinkle Ridges and the Evolution of the Nearside Lithosphere -artikkelin mallinnusten perusteella vaikuttaa nimittäin siltä, että matalia ylityöntösiirroksia suosivat olisivat tällä hetkellä niskan päällä. Samalla myös siirroksen muodosta on saatu aiempaa parempi käsitys.
Ylityöntösiirroksia voi olla muodoltaan kahdenlaisia. Yksinkertaisemmassa tapauksessa siirrospinta on suora, eli siirroksen kaltevuus ei syvyyden myötä muutu. Listrisissä ylityöntösiirroksissa taas siirros on kaareva siten, että sen yläosa on jyrkempi, mutta alaosa lähes vaakasuora. Wattersin mallien mukaan tavallisilla ”suorilla” ylityöntösiirroksilla voidaan yrittää selittää havaittujen harjanteiden muodot, kun siirrosten syvyydeksi oletetaan 15–20 km. Hän sai kuitenkin merkittävästi parempia tuloksia malleilla, joissa käytettiin listrisiä siirroksia. Niissä siirrosten maksimisyvyys on 5 km.
Kohtalaisen matalat listriset siirrokset näyttävät siis tällä hetkellä parhaalta tavalta selittää harjanteet. Mallit ja teoriat kuitenkin elävät, joten vain aika näyttää, kokevatko syvät siirrokset vielä jossain vaiheessa renessanssin.
Harjanteet ja Kuun kehitys
Harjanteet ovat kauniita katsella ja niiden synty on kiinnostava tieteellinen ongelma. Mutta onko niistä mitään sen kummempaa hyötyä pohdittaessa suurempia kysymyksiä Kuun geologisesta kehityksestä?
Lamont ja vallankin pienemmät, helpommin ymmärrettävät harjannerenkaat ovat käyttökelpoinen apuneuvo arvioitaessa mare-basalttien paksuuksia. Kraatterit ovat yleensä varsin säännöllisesti käyttäytyviä otuksia, joten jos kraatterin läpimitta tiedetään, voidaan sen syvyys laskea. Eroosion myötä kraatterit toki mataloituvat, mutta laskennallinen syvyys on kuitenkin pätevä lähtökohta. Siten onnistuttiin jo 1970-luvulla muodostamaan nykyisinkin suuruusluokaltaan pätevä käsitys mare-basalttikerrosten paksuudesta. Kun näin saatiin laskettua mare-basalttien kokonaistilavuus, voitiin arvioida Kuun vulkaanista historiaa aiempaa merkittävästi tarkemmin.
Tektoniset rakenteet ovat yksiselitteisin tapa mitata koko Kuun muodonmuutoksen määrää. Samoin niiden avulla voidaan arvioida, milloin minkäkinlainen muodonmuutos oli käynnissä. Yllättävän harvoin esille nostettu tosiasia (tai ainakin sellaisena yleisesti pidetty) on, että elollisten olentojen tapaan nuoruudessaan Kuu lähinnä turposi, mutta on vanhemmiten alkanut kutistua ja sen myötä rypistyä.
Kuun kuoren venyessä syntyvät grabenit lakkasivat muodostumasta noin 3,6 miljardia vuotta (Ga) sitten. Puristuksessa syntyviä harjanteita sen sijaan alkoi muodostua jo noin 4 Ga sitten, niiden huippuaika koettiin noin 3,5–3,1 Ga sitten, ja viimeisimmät harjanteet syntyivät ainoastaan noin 1,2 Ga sitten. Harjanteiden lähisukulaisia eli lobate scarp -tyyppisiä ylänköharjanteita – joista joskus myöhemmin enemmän – syntyy luultavasti nykyisinkin. Syy globaaliin kutistumiseen on luultavimmin Kuun sisäosien jäähtyminen. Harjanteet antavat siis tietoa Kuun sisäisen aktiivisuuden kehityksestä ja määrästä miljardien vuosien ajalta.
Harjanteet kertovat tietenkin paitsi Kuun globaalista kehityksestä, myös alueellisista prosesseista. Kuun geologia on hyvin pitkälti törmäysaltaiden geologiaa. Suuri osa meristä sijaitsee törmäysaltaissa ja altaissa olevat meret taas ovat harjanteiden tyypillisimpiä esiintymisalueita. Niinpä harjanteet ovat oleellinen tietolähde pyrittäessä ymmärtämään altaiden kehitystä.
Allastektoniikka on turhan laaja aihepiiri tässä yhteydessä esiteltäväksi, mutta peruslähtökohta on, että törmäysaltaiden sisäosissa vallitsee osittain mare-basalttien oman painon ja osittain vaipasta kohonneen tiheämmän aineksen vuoksi puristusjännitys. Siksi siellä syntyy harjanteita. Altaiden reunaosia puolestaan hallitsee venyttävä jännityskenttä, minkä vuoksi siellä esiintyy tyypillisesti grabeneita.
Osittain harjanteet käyttäytyvätkin kuten teoria ennustaa. Säteittäisiä harjanteita pitäisi kuitenkin olla altaiden sisäosissa, kun todellisuudessa niitä yleensä havaitaan ulompana aivan konsentristen grabenien tuntumassa. Tämä voisi selittyä sillä, että mare-basalttikerros ei syvene merkittävästi altaan keskustaa kohden vaan on tasapaksumpi. Ongelmaksi tässä mallissa tietenkin tulee se, kuinka tällainen tasapaksumpi kerros voisi syntyä törmäysaltaan kaltaisessa syvässä kuopassa. Harjanteet tuntuvat siis olevan hieman omapäisiä. Joka tapauksessa ilman niitä ymmärryksemme törmäysaltaista olisi pahasti vajavainen.
Vaikka harjanteet ovat suuren yleisön parissa tuntemattomia, ne ovat monimuotoinen ja -käyttöinen sekä laajalle levinnyt rakenne Kuussa ja muilla maankaltaisilla planeetoilla. Huolimatta siitä, että niiden on jo usean vuosikymmenen ajan uskottu olevan pohjimmiltaan ylityöntösiirrosten aikaansaamia, liittyy niiden yleiseen syntymekanismiinkin silti vielä runsaasti epävarmuuksia. Täysin ei myöskään ymmärretä harjannerenkaiden syntyä, ja allastektoniikan teoriassa on vielä runsaasti viilaamista. Miksi esimerkiksi Mare Nubiumissa on lähinnä säteittäisiä harjanteita, kun muissa merien täyttämissä törmäysaltaissa konsentriset harjanteet hallitsevat?
Tutkijoilla siis varmasti riittää harjanteiden parissa vielä töitä. Ammattilaisten lisäksi myös harrastajien soisi kiinnittävän harjanteisiin hieman enemmän huomiota. Kun Aurinko paistaa matalalta harjanteisiin, on nimittäin erittäin mukava seurailla niiden kaunista aaltoilua ympäri meriä ja pohdiskella samalla, millaisia olivat muinainen jännityskenttä ja merenalainen topografia, jotka harjanteiden muodot aiheuttivat.
1Mare-harjanteet voivat joskus jatkua ylängöillä lobate scarp –tyyppisinä harjanteina, mutta vaikka ne mare-harjanteiden lähisukulaisia ovatkin, kyseessä on kuitenkin hieman eri rakenne, joka ansaitsee joskus oman blogi-tekstinsä.
Kiitokset Jari Kuulalle Apollo 11:n Lamont-kuvan esiinkaivamisesta.
Aikanaan tämä juttu ilmestynee Hieman Kuusta -blogissani, luultavasti vielä hieman runsaammin kuvitettuna.
Vastaa
Europan kraatterit, aineen suuri kiertokulku ja elämä
Europa on Galileo Galilein tammikuussa 1610 löytämästä neljästä Jupiteria kiertävästä valopisteestä vähäisin. Läpimitaltaan (3122 km) se on vain hieman omaa Kuutamme (3476 km) pienempi. Aurinkokunnan kuiden joukossa se kuitenkin kuuluu suurien ja kiinnostavimpien joukkoon.
Kuukausi sitten kirjoittelin hieman enemmän Europan tektoniikasta ja samalla myös sen tutkimushistoriasta. Vallankaan jos Europa ei ole erityisen tuttu ja asia kuitenkin kiinnostaa, voi olla järkevää lukaista se ennen kuin uppoutuu yhtään syvemmälle tämänkertaiseen tarinaan.
Planeettageologien parissa Europa tunnetaan lähinnä sen pintaa raidoittavista tektonisista rakenteista ja aktiivisiin geysireihin viittaavista havainnoista. Useimpien astrobiologien mielestä Europa puolestaan on yksi aurinkokunnan kiinnostavimmista kohteista. Tästä on kiittäminen lähinnä Europan syvyyksissä lymyilevää valtamerta.
Yksi asia, josta Europaa ei tunneta, on törmäyskraatterit. Niitä on nimittäin erittäin vähän. Kraatterit ovat kuitenkin harvalukuisuudestaan huolimatta hyvin käyttökelpoinen työkalu tutkittaessa Europan geologista kehitystä ja rakennetta. Niillä voi olla myös aivan keskeinen merkitys mahdollisen Europan valtameren elinkelpoisuuden kannalta. Siksi niitä kannattaakin vilkaista hieman tarkemmin. Ja jotta Europan kraattereita voi ymmärtää, on ensin oltava käsitys siitä, millaiset kappaleet niitä synnyttävät.
Europaan törmäävät kappaleet
Täällä aurinkokunnan sisäosissa, maankaltaisten planeettojen valtakunnassa, törmäävät kappaleet ovat jokseenkin tuttuja. Niiden alkuperässä on vuosimiljardien kuluessa luultavasti tapahtunut hieman muutoksia, mutta lähtökohtaisesti Marsin, Kuun, Maan, Venuksen ja Merkuriuksen kraatterit ovat ihan tavallisten asteroidien synnyttämiä. Niiden ominaisuudet tunnetaan hyvin, sillä museoissa on kymmeniä tuhansia esimerkkejä Maata lähelle tulevista asteroideista, jollaiset ovat hallinneet aurinkokunnan sisäosien kraatteroitumista ainakin viimeiset 3,8 miljardia vuotta. Kun nämä asteroidit ovat pudonneet Maan tai muun planeetan pinnalle ja säilyneet höyrystymättä tai sulamatta, ne tunnetaan meteoriitteina.
Asteroidien ja meteoriittien ominaisuuksissa on toki merkittäviä eroja riippuen siitä, onko kyse tiiviistä rautamöykyistä vai niukin naukin vetovoiman kasassa pitämistä sorakasoista. Ainekset ovat kuitenkin Maapallon geologiasta tuttuja ja niitä voidaan kohtalaisen helposti tutkia laboratorioissa. Kun siirrytään ulommille planeetoilla ja niiden kuille, tilanne muuttuu ratkaisevasti.
Europalla, samoin kuin muillakin jättiläisplaneettojen kuilla, asteroidit eivät suinkaan ole tärkein törmäävien kappaleiden ryhmä. Kivien sijasta Europan pinnalle nimittäin putoilee jäätä, eli lähinnä Jupiterin komeettaperheen kappaleita (engl. Jupiter-family comets, JFC).Ne ovat komeettoja, joiden kiertoaika Auringon ympäri on nykyisin alle 20 vuotta.
Jupiter-perheen komeetat ovat peräisin kahdesta eri lähteestä. Perinteisen Kuiperin (eli Kuiperin–Edgeworthin) vyöhykkeen kappaleet ovat luultavasti suunnilleen synnynsijoillaan muun Aurinkokunnan kanssa likimain samassa tasossa ja melko pyöreillä radoilla. Hajanaisen kiekon (engl. scattered disk) komeetat puolestaan ovat jättiläisplaneettojen vaikutuksesta joutuneet soikeammille ja jyrkemmille radoille. Näitä molempia on Jupiter aikojen saatossa valtavalla vetovoimallaan rohmunnut perheeksi oman kiertoratansa tuntumaan.
Alkuperän ja siitä seuraavan koostumuksen lisäksi Europaan törmäävät kappaleet eroavat meille tutummista aurinkokunnan törmääjistä myös nopeudellaan: Europan tyypillinen törmäysnopeus on noin 26 km/s, kun Maa–Kuu-systeemissä se on noin 17 km/s ja Marsissa vain noin 10 km/s. Tämä ei johdu Europasta itsestään vaan vieressä möllöttävästä massiivisesta Jupiterista, joka kiihdyttää lähelleen erehtyviä kappaleita. Törmäysnopeus on syntyvien kraatterien kannalta sikäli oleellinen tekijä, että kraatterin koon määrittelee lähinnä törmäys- eli liike-energia. Ja kuten kaikki yläasteen fysiikasta epäilemättä muistavat, liike-energia on puolet massan ja nopeuden neliön tulosta (Ek=½mv2).
Europan planetaarisissa ominaisuuksissa on vielä yksi erityinen piirre, joka vaikuttaa merkittävästi syntyviin kraattereihin: Europa on tuttuihin ja turvallisiin kiviplaneettoihin nähden pieni. Niinpä sen painovoimakin on vähäinen, vain noin 1,3 m/s2. Tämä on vajaa kahdeksasosa Maan painovoimasta (9,8 m/s2) ja niukasti alle kolmasosa Marsin painovoimasta (3,7 m/s2). Siten myös pakonopeus Europan pinnalta on vähäinen, vain 2 km/s, kun se esimerkiksi Maassa on 11 km/s. Näin ollen lujaa tapahtuvat törmäykset heittävät tavaraa kauas, ja varsin helposti koko kuun vaikutuspiirin ulkopuolelle Jupiteria kiertävälle radalle. Oleellista on, että sama pätee myös Europan lähinaapuriin, tulivuoritoiminnan hallitsemaan Ioon.
Pienten kraatterien alkuperä
Laattatektoniikkaa muistuttava Europan geologinen aktiivisuus pitää sen pinnan nuorena. Käsitykset pinnan iästä vaihtelevat, mutta konservatiivinen arvio on 200–20 miljoonaa vuotta. Kun pinta on näin nuorta, on väistämätöntä, ettei törmäyskraattereita ole ehtinyt kertyä järin paljon. Vanhat kraatterit jauhautuvat jäälaattojen törmäillessä toisiinsa ja peittyvät uusilla jääkerroksilla, sekä paikoin kenties myös uppoavat Europan syvyyksiin niin nopeasti, ettei koko ajan hiljenevä törmäysvuo ehdi tuottaa uusia kraattereita kadonneiden tilalle.
Koska suuret törmäilevät kappaleet käyvät aurinkokunnassa ajan myötä yhä harvinaisemmiksi, ovat Europan nykyiset kraatterit myös melkoisen pieniä. Kun tähän yhdistetään se, ettei saatavilla oleva kuva-aineisto Europasta ole kaikin osin kovin hääppöistä – vain noin 20 % pinnasta on kuvattu alle puolen kilometrin erotuskyvyllä – on havaittavissa olevia kraattereita väkisinkin vähän verrattuna lähes kaikkiin muihin aurinkokuntamme kappaleisiin.
Yli kymmenen kilometrin läpimittaisia törmäyskraattereita on löydetty koko Europan pinnalta vain 23. Tämä on selvästi vähemmän kuin vaikkapa pinta-alaltaan pienemmältä Pohjois-Amerikan mantereelta. Kun kraatterien koko pienenee, kasvaa tietysti myös niiden määrä erittäin nopeasti. Pikkuruisia, alle kilometrin läpimittaisia kraattereita tunnetaan Europan pinnalta tuhansittain. Näistä kuitenkin valtaosa, kenties jopa yli 95 %, on sekundäärikraattereita. Europan vähäisestä vetovoimasta johtuen melko pienenkin, parin–kolmenkymmenen kilometrin läpimittaisen kraatterin puolikilometrisiä sekundäärikraattereita voi löytyä hyvinkin tuhannen kilometrin päästä. Esimerkiksi Europan nuorimman kraatterin, noin 26-kilometrin läpimittaisen Pwyllin sekundäärikraattereita on laskettu yli 3300 kappaletta, minkä perusteella sen on arveltu synnyttäneen niitä vähintään miljoona.
Europan pienten, alle kilometrin läpimittaisten sekundäärikraattereiden alkuperässä on erikoinen piirre: likikään kaikki niistä eivät välttämättä ole Europan törmäyskraattereiden sekundäärikraattereita. Vaikka aurinkokunnan vulkaanisesti aktiivisimman kappaleen eli Ion pinnalta ei ole löydetty ainuttakaan törmäyskraatteria, niitä täytyy tietysti sielläkin syntyä. Pakonopeus Ion pinnalta on lähes yhtä alhainen kuin Europastakin, joten Ion törmäyskraatterien heittelettä päätyy Jupiteria kiertävälle radalle runsaasti. Mallinnusten perusteella on esitetty, että 9 % kappaleista, jotka karkaavat Iosta, törmäävät lopulta Europaan. Suunnilleen saman verran Ganymedeen pinnalta päätyvistä kappaleista päätyy tekemään kraatterin Europan pintaan. Matka Iosta Europaan kestää tyypillisesti vajaat 60 vuotta.
Kraatterit, jotka syntyvät toisen kraatterin heitteleestä, joka on päätynyt kuun pinnalta planeettaa kiertävälle radalle törmätäkseen myöhemmin saman tai toisen kuun pintaan, tunnetaan englanniksi nimellä sesquinary craters. Hankalahkon nimen taustalla on latinan puoltatoista tarkoittava etuliite sesqui-. Kutsuttakoon niitä nyt tilapäisellä väännöksellä ”seskinääriset” kraatterit (latinistit ovat erittäin tervetulleita antamaan kunnollisen nimiehdotuksen). Seskinäärisiä kraattereita synnyttävien kappaleiden törmäysnopeus on alhaisempi kuin normaaleilla primäärikraattereita synnyttävillä kappaleilla, mutta suurempi kuin kuun pakonopeus.
Seskinäärisiä kraattereita Europan pinnalla pitäisi olla eritoten 200–1000 metrin kokoluokassa. Ongelmana on, että havaintojen perusteella tämän kokoiset kraatterit muistuttavat tavallisia sekundäärikraattereita etenkin sikäli, että ne esiintyvät ryppäinä. Planeettaa vuosikymmeniä kierrettyään heittelekappaleet hajaantuvat hyvin tehokkaasti, joten seskinääristen törmäysten ei kuuluisi tapahtua rykelminä vaan tavallisten primääritörmäysten tapaan yksitellen. Niinpä laskujen ja simulaatioiden pätevyydestä ei tällä hetkellä ole varmuutta. Selvää kuitenkin on, että Galilein kuiden välillä tapahtuu heitteleen siirtymistä kuulta toiselle, mutta sen yleisyydestä ja merkittävyydestä ei yhteisymmärrystä ole.
Kraatterien kummalliset muodot
Europalla aivan tavallisissakin primääritörmäysten synnyttämissä kraattereissa on erikoislaatuisia piirteitä. Jäisten kappaleiden kraattereille tyypillistä on, että niiden reuna on hyvin kapea verrattuna kiviplaneettojen kraattereihin. Tämä pätee Europallakin. Täysin omalaatuista sen sijaan on Europan kraattereiden mataluus. Europan kraatterit syvenevät kasvavan läpimitan myötä ihan kiltisti noin 8–12 km:n läpimittaan saakka, kunnes ne yhtäkkiä käyvätkin matalammiksi.
Nyt joku takarivistä saattaa ihan ymmärrettävästi huutaa innoissaan: ”Viskoosi relaksaatio!” Vaan eipä tämä kavereiden kesken lätsähtämisenä (engl. viscous relaxation) tunnettu ilmiö riitä selittämään Europan kraattereiden vähäistä syvyyttä. Matalaksi päätymisen lisäksi kraattereissa nimittäin tapahtuu paljon muutakin outoa. Suuremmilta kraattereilta katoavat reunat lähes kokonaan, ja niiden pohja on käytännössä ympäröivän pinnan tasolla. Ja vaikka reunat katoavat, keskuskohoumat säilyvät jokseenkin normaalin näköisinä. Tällaista ei muilta jäisiltä kappaleilta tunneta, joten kyse täytyy olla jostain itse kraatteroitumisprosessiin ja sen muokkautumisvaiheeseen liittyvästä minuuttien aikaskaalalla tapahtuvasta dynaamisesta ilmiöstä eikä vuosituhansia ja -miljoonia kestävästä verkkaisesta lätsähtämisestä.
Edellisiin omituisuuksiin liittynee sekin, että Europan melko normaalit, tavallisen keskuskohouman sisältävät kompleksikraatterit vaihtuvat läpimitan kasvaessa häkellyttävän nopeasti (27–33 km:n läpimitassa) erittäin monia renkaita sisältäviksi Valhalla-tyypin törmäysaltaiksi. Poissa tavallisten kompleksikraatterien ja törmäysaltaiden välistä ovat niin kiviplaneetoilta tutut protoaltaat, joissa on sekä keskuskohouma että keskusrengas ja aidot kaksirengasaltaat, kuin vaikkapa Ganymedeellä ja Kallistolla yleiset keskuskuoppakraatterit.
Oma lukunsa Europan kraattereiden joukossa on Manannán, jonka läpimitta on tutkijasta riippuen jotain 23 km:n ja 26×30 km:n väliltä. Sen reunalla on tulkittu olevan Europalla erittäin harvinainen kielekemäinen esiintymä törmäyssulaa, siis törmäyksessä jäästä sulanutta vettä. Manannánilla on keskuskohoumaa muistuttava rakenne, mutta se sijaitsee kaikkea muuta kuin keskellä. Reunaa ei juuri ole ja kraatterin pohja on ympäristön tasalla. Erikoisin piirre on keskellä sijaitseva noin 150 m syvä kuoppa, joka ei kuitenkaan alkuunkaan muistuta muilta planeetoilta tuttua keskuskuoppaa. Kuopasta lähtee säteittäisesti rakoja, jotka saavat sen muistuttamaan ylimääräisiä jalkoja kasvattanutta mutanttipunkkia. Sitä ympäröivät hieman epäsymmetriset rengasmaiset vajoamat.
Europan kraattereiden erikoisia piirteitä ei ole kiistattomasti pystytty selittämään, mutta yritetty on. Todennäköisimmin ratkaisu piilee siinä, että pienet Europan kraatterit käyttäytyvät normaalisti, koska ne syntyvät kokonaan kivikovassa jäässä. Suuremmat kraatterit, siis vähintään noin 8–12 km:n läpimittaiset, alkavat sen sijaan jo ”aistia” kovan jääkerroksen alla olevan hyvin pehmeän kerroksen. Kyseessä voi olla joko lämmin ja siksi notkea jää, tai jopa sula meri.
Törmäyskraatterit ovatkin yksi luotettavimmista keinoista määrittää Europan jääkerroksen tai ainakin sen kovan yläosan paksuus. Erilaiset tulkinnat, laskut, mallit ja simulaatiot antavat luonnollisesti hieman erilaisia tuloksia, mutta suurin yksimielisyys saavutetaan siitä, että kraatterien perusteella Europan kovan jääkerroksen paksuus on 15–20 km. Tämä on varsin erilainen näkemys kuin esimerkiksi jääkuoren mekaanisten ominaisuuksien mallintajilla, jotka ovat tulkinneet kovan kuoren paksuudeksi ohuimmillaan vain sata metriä ja paksuimmillaankin noin 10 km.
Toisessa ääripäässä ovat ne, jotka pohjaavat mallinsa termodynamiikkaan. Näissä malleissa kovan jääkerroksen paksuus on muutamien kymmenien kilometrien luokkaa. Törmäyskraatterit antavat kuitenkin mekaanisia ja termodynaamisia malleja suorempaa tietoa jääkerroksesta. Kyse on vain siitä, osaammeko tulkita kraatterit oikein.
Pinnalta mereen
Pitkähköksi venähtäneen johdannon jälkeen päästään lopultakin tarinan varsinaiseen pihviin, johon jo viime kerralla viittasin. Menemättä yksityiskohtiin voi huoletta todeta, että planeettatutkijoiden keskuudessa vallitsee siis yksimielisyys siitä, että Europan jääkuoren alla todellakin on meri. Siitäkään ei ole epäselvyyttä, että Jupiterin vetovoiman aiheuttama massiivinen vuorovesi-ilmiö pitää sen sulana. Meren syvyydestä ei sen sijaan ole tarkempaa tietoa, mutta yleinen arvio on satakunta kilometriä (±50 km). Vettä Europassa lienee enemmän kuin maapallon valtamerissä yhteensä.
Nestemäinen vesi ja tarjolla oleva energia (vuorovesivoimat, sekä mahdollinen merenalainen vulkanismi) saavat yleensä astrobiologit innostumaan. Elämälle tämä ei kuitenkaan yksistään riitä. Tuntemamme kaltainen elämä pyörii pitkälti erilaisten hapetus–pelkistys-reaktioiden varassa. Arkipäiväisiä esimerkkejä näistä ovat vaikkapa hengitys ja yhteyttäminen.
Europan mahdollisesta elämästä kiinnostuneita tutkijoita on jo pidemmän aikaa pohdituttanut, kuinka Europan mereen saadaan riittävästi hapettavaa ainetta, jotta hapetus–pelkistys-reaktiot pysyvät käynnissä elämän kehittymisen kannalta riittävän pitkään. Viimeisin malli, Evan Carnahanin johdolla Geophysical Research Letters -lehdessä esitelty tutkimus Surface-To-Ocean Exchange by the Sinking of Impact Generated Melt Chambers on Europa julkaistiin viime vuoden lopulla.
Europan pinnan merkittävin hapettava aine on, ehkä hieman yllättäenkin, happimolekyyli (O2). Niitä syntyy runsaasti, kun Jupiterin magneettikentän kiihdyttämät, alkujaan Ion sisuksistaan sylkemät ionit piiskaavat jäätä hajottaen vesimolekyylejä vedyksi ja hapeksi. Happea siis riittää, mutta sen saaminen parinkymmenen kilometrin paksuisen jääkerroksen läpi ei ole ihan helppoa.
Maapallolla laattatektoniikka ja erityisesti litosfäärilaattojen työntyminen toistensa alle vaippaan eli subduktoituminen on keskeisessä osassa aineen suuressa kiertokulussa. Kuten viime blogitekstissäni totesin, Europalla on jotain laattatektoniikan kaltaista toimintaa, mutta ei ole laisinkaan varmaa, kuinka tehokasta (tai edes todellista) Europan jäälaattojen työntyminen toistensa alle lopulta on. Pelkästään sen varaan siis Europan aineen kiertokulkua pinnalta mereen ei voi laskea.
Vuosi sitten esitetyn idean mukaan Europan niin kutsutuilla kaaosalueilla voisi tapahtua suolaisen veden kulkeutumista ohentuneen jään läpi mereen saakka. Tämän mallin mukaan siis sisäsyntyiset tai vuorovesivoimien ylläpitämät prosessit pitäisivät hapetus–pelkistys-reaktiot käynnissä, ainakin paikallisesti. Carnahanin ja kollegoiden malli sen sijaan hyödyntää täysin ulkoista prosessia, eli kraatteroitumista.
Pohjimmiltaan Carnahanin ryhmän idea on hyvin yksinkertainen. Törmäyskraattereiden synty tuottaa aina törmäyssulaa. Europan ja muiden jäisten kappaleiden tapauksessa törmäyssula on käytännössä vettä. Vesi on erittäin eksoottinen yhdiste muun muassa siksi, että se on nestemäisenä tiheämpää kuin kiinteänä. Siksi talvisin Suomessakin pääsee – tai ainakin vanhoina hyvinä aikoina pääsi – järvelle luistelemaan tai pilkille. Järvet eivät jäädy pohjiaan myöten, vaan jäät kelluvat veden päällä.
Europalainen törmäyssula pyrkii siis luontaisesti valumaan syvemmälle jääkuoreen. Tätä edesauttaa kaksi kraattereille ominaista piirrettä. Niissäkin osissa vastasyntynyttä kraatteria, missä kohdeaines ei sula, se lämpenee merkittävästi, helpottaen veden läpäisyä. Lisäksi kohdeaines myös rakoilee. Veden on siis periaatteessa suhteellisen helppo valua kraatterin pohjalta alaspäin kohti merta.
Carnahanin ja kollegoiden mallissa jääkuoren paksuudeksi oletettiin 10 km, mikä nykykäsitysten valossa on hieman vähänlaisesti. Mahdollinen se silti toki on. Manannánin kokoisen kraatterin tapauksessa noin 28 km3 törmäyksessä sulanutta vettä valuisi 10 km:n jääkerroksen läpi mereen noin tuhannessa vuodessa. Jonkinlaisena nyrkkisääntönä voi pitää sitä, että kun niin sanotun kaivautumiskraatterin syvyys (eli kraatterin tilapäinen, syntyprosessin aikana saavutettava maksimisyvyys) on vähintään puolet jääkuoren paksuudesta, yli 40 % törmäyssulasta päätyy mereen viimeistään noin kymmenen tuhannen vuoden aikaskaalassa.
Törmäyssulan kaivama huokoinen kanava kraatterin pohjalta mereen on sikälikin ajatuksena mukava, että sellainen voi osaltaan olla selittämässä eräitä Europan kraatterien erikoisia muotoja. Mikäli Europan meri on riittävän korkean paineen alainen, voi merivesi päästä tällaista huokoista kanavaa pitkin pinnalle täyttämään ja muokkaamaan kraatteria. Kanava pysyisi auki yli tuhat vuotta, mikä hyvinkin riittäisi kraatterin ulkomuodon muuttamiseen. Mikäli tällaista meriveden nousua kraattereihin todella tapahtuisi, kraatterit olisivat kaaosalueiden ohella kiinnostavimpia kohteita koettaa saada näytteitä merestä yrittämättä epätoivoisesti kairata parinkymmenen kilometrin mittaista reikää jäähän.
Carnahanin vetämä ryhmä otti artikkelissaan kantaa vain hapettavien aineiden kuljettamiseen pinnalta mereen. Sama malli toimisi kuitenkin tietysti myös muiden aineiden kierrättämisessä. Kuten edellä tuli todettua, Europaan törmäävät kappaleet ovat komeettoja. Niissä on runsaasti jos jonkinlaisia hiilipitoisia yhdisteitä. Aminohapoista eli proteiinien rakennuspalikoista ainakin glysiiniä (C2H5NO2) on havaittu komeetoissa. Aurinkokunnan ulko-osista peräisin olevista hiilikondriiteista on lisäksi löydetty useampiakin aminohappoja, joten ei ole järin kaukaa haettu ajatus, että niitä olisi Jupiterin komeettaperheen jäsenissäkin. Jos vain aminohapot selviävät komeetan törmäyksestä Europan pintaan, niitä päätyy myös törmäyssulaan ja – sikäli kun Carnahanin ryhmän esittämä malli pätee – sen mukana mereen. Aminohapot eivät ainakaan olisi haitaksi elämän kehittymisen kannalta.
Toinen orgaanisten aineiden lähde on ihan tavallinen Europan pinta-aines. Europan, aivan samoin kuin monien muiden aurinkokunnan jäisten kappaleiden pinnoilla on nähtävissä punaruskeita alueita. Ne koostuvat yleensä toliineista, jotka ovat säteilypommituksen yksinkertaisista ja yleisistä hiili- ja typpipitoisista yhdisteistä kuten hiilidioksidista (CO2), metaanista (CH4), typestä (N2) ja ammoniakista (NH3) tuottamia pidempiketjuisia mönjämolekyylejä. Myös tämän jankin kulkeutuminen Europan mereen törmäyssulan mukana on astrobiologian näkökulmasta kiintoisaa.
Kuulta toiselle
Seskinääriset törmäykset tuovat vielä yhden mielenkiintoisen vivahteen aineen ja sen myötä myös mahdollisen elämän kiertoon Jupiterin kuilla. Iolla ei meidän tuntemamme kaltaista elämää voi olla, mutta Europan ohella myös Ganymedeellä on erittäin suurella todennäköisyydellä pinnanalainen meri. Todisteet Kalliston meren puolesta eivät ole aivan yhtä vakuuttavia, mutta hyvin mahdollisena sitäkin silti pidetään.
Seskinääristen törmäysten myötä kraatterien heittelettä on kulkeutunut kuulta toiselle iät ja ajat. Jos jonkin kuun meressä on syntynyt elämää ja se on päätynyt törmäysten, kaaosalueiden tai harjanteiden synnyn myötä pinnalle, on elämää tai ainakin merkkejä siitä väkisinkin päätynyt seskinäärisen heitteleen myötä myös muille kuille.
Törmäykset tarjoavat siis ainakin periaatteessa elämän rakennuspalikoille keinot kulkeutua Kuiperin vyöhykkeeltä tai hajanaisesta kiekosta Europan pinnalle ja edelleen säteilysuojaan Europan lämpimän meren syleilyyn. Samoin elämä voi törmäysten ansiosta kulkeutua geologisessa aikaskaalassa äärimmäisen nopeasti ja helposti kuulta toiselle. Huomattavasti hankalampi kysymys sitten on, oliko elämällä alkujaankaan mahdollisuuksia syntyä millään Jupiterin kuista.
Ceres on myös mahdollinen ihmiskunnan tuleva koti, kuten esitin pari vuotta sitten (https://arxiv.org/abs/2011.07487). Cereksen edut ovat typen saatavuus asumusten ilmakehiä varten ja sopiva koko, eli pakonopeus on riittävän pieni jotta materiaalin nostaminen kiertoradalle on halpaa, ja toisaalta kappale on riittävän suuri jotta materiaalia riittää pitkään. Ajatus on siis rakentaa suuri satelliitti Cerestä kiertävälle radalle, jonka pyörivissä asuinsylintereissä on maankaltainen keinopainovoima ja jota voidaan laajentaa lähes loputtomasti jopa Maan pinta-alaa suuremmaksi.
Lukaisin tuon artikkelisi läpi, mielenkiintoinen ja ansiokkaasti mietitty juttu. Yksi asia, mikä näin geologin silmiin pisti, oli rakenntamiseen tarvittavien raaka-aineiden saatavuuden vähäinen analyysi. Sori jos missasin sen, mutta huomasin lähinnä vain raudan mainittuna. Toki siinä vaiheessa, kun tuollaista megasatelliittia rakennetaan, voidaan olettaa kaiken muun tekniikan ohella myös kaivos- ja rikastustekniikan kehittyneen huimasti. Teräkseen kuitenkin tarvitaan muutakin kuin rautaa, ja ainakin lyhytnäköisesti ajatellen voisi kuvitella tuolloin vielä jollain lailla meikäläistä elektroniikkaa muistuttavia sähkövärkkejäkin tarvittavan. Vallankin jos Cereksen differentioituminen on edennyt siihen pisteeseen, että sillä on metallinen ydin, on kuoressa oletettavasti metalleja hyvin niukasti. Vaipassa toki on enemmän, mutta sinne päästäkseen pitäisi päästä ensin 40-60 km paksun kuoren ja mahdollisesti välissä olevan meren läpi. Eli jos ja kun tuon ajattelee olevan omillaan toimeen tuleva systeemi, olisi kiva nähdä jonkunlaisia arvioita siitä, miten saadaan metallit riittämään esimerkiksi Maan asuinpinta-alaa vastaavaan rakennelmaan.
Kun rakennetaan keinopainovoimaan, suunnittelu voidaan tehdä niin että materiaalilta kysytään lähinnä vetolujuutta mutta ei puristuslujuutta. Tämä on etu verrattuna planeetan pinnalla tapahtuvaan rakentamiseen. On olemassa hyvin vetolujia teräslaatuja, kuten pianolanka ASTM A228, joka on lähes 99% rautaa ja loput hiiltä, mangaania ja piitä. Hiiltä siellä on, piitäkin varmaan kun kvartsia tuppaa olemaan kaikkialla, ja mangaania luulisi esiintyvän raudan kylkiäisenä. Usein on myös niin että seosaineita voidaan tarvittaessa korvata toisilla.
Referenssin 13 mukaan Cereksen pinnassa on niinkin paljon kuin 13-17% rautaa. Se perustuu Dawn-orbiterin gamma- ja neutroni-instrumenttiin, luulisi sen olevan jokseenkin robusti mittaus.
Sähköjohtoihin tarvitaan mielellään kuparia tai alumiinia. Kupari saattaa olla harvinainen, alumiinia meteoriiteissa on tyypillisesti ehkä noin 1%. Jos kumpaakin on liian vähän, magnesiumia varmaan löytyy, kun se on meteoriiteissa yleensä runsas. Monia muitakin metalleja voi käyttää johtimina.
Mikrosirut olisivat varmaan tuontitavaraa Maasta varsin pitkään. Ne ovat kevyempiä kuin ihmiset. Muoveja voi valmistaa, kun ensin saadaan tehdas joka tekee etyleeniä hiilestä ja vedystä. Piirilevyt ovat lasikuitua, eli muovia ja kiveä.
Ceres-laskeutuja tarvittaisiin, jotta saataisiin alkuainekoostumus selville varmasti. Tai itse asiassa olisi hyvä olla näytteenhakulento, koska silloin saataisiin selville myös se miten pintamateriaalin mahdollisen toksisuuden voisi poistaa. Ionipropulsiota käyttämällä näytteenhaku ei olisi välttämättä kauhean vaikea. Laskeutuminen ja nousu pinnalta olisi helpompia kuin Marsissa, ja sieltäkin ollaan näytteenhakua tekemässä.
Tuo ”kvartsia tuppaa olemaan kaikkialla” ei maapallon ulkopuolella alkuunkaan päde, sillä aurinkokunnan mittakaavassa kvartsi on hyvinkin harvinainen mineraali. Kenties tarkoitat silikaattimineraaleja ylipäätään, ja niitähän toki Cereksessäkin piisaa.
Tarkistin huvikseni mainitsemiesi metallien (paitsi Fe, koska siitä on Dawnin mittaus) pitoisuuksia CI- ja CM-tyypin hiilikondriiteissa suht tuoreesta lähteestä (Braukmüller et al. 2018, GCA). CI- ja CM-meteoriittejahan yleensä pidetään parhaina labraan tällä hetkellä saatavina vertailukohtina Cerekselle. Arvot ppm:nä silmämääräisen keskiarvon mukaan seitsemän meteoriitin pohjalta:
Mn 1900
Cu 140
Al 10 000 (=1 %)
Mg 112 000
Eli kyllä kuparia (ja muita vastaavia) saa kaivaa Cereksestä ihan tosissaan. Jollei tuossa vaiheessa, kun siirtokuntaa rakennetaan, ole luovuttu avolouhoksista ja siirrytty kokonaan pinnan alle, on asukkailla yksi psykologisten ongelmien lähde lisää, sillä aika karuun kuntoonhan Ceres menee. Muutenkaan se ei monotonisen kivihiilenmustan värimaailmansa takia pidemmän päälle välttämättä kaikkein inspiroivin mahdollinen maisema ole, ja jos se vielä on yhtä isoa avolouhosaluetta, niin eipä paljon hymyilytä.
Joo, tarkoitin silikaatteja ylipäätään, eli piin ja hapen yhdisteitä. Kiitos tarkennuksesta.
Mangaania näyttäisi olevan riittävästi, koska 1900 ppm on 1-1.5 prosenttia raudasta jota oli 13-17%, eli 2-3 kertaa enemmän kuin pianolangan seosaineeksi tarvittu joka oli noin puoli prosenttia raudasta. Alumiinia näyttää olevan riittävästi johtimiin, kupari riittää ehkä vain osaan niistä.
Megasatelliitin massasta (paperini taulukko 2) 94% on säteilysuojaa ja maaperää, 5% on rakennemateriaalia eli pääosin terästä (pianolankaa), ja loput 1% on pääosin ilmaa. Tuossa yhdessä prosentissa ovat mukana myös kaikki tekniset osat kuten johtimet, lasit jne. Koska säteilysuojan ja maaperän koostumus on joustava, ajatus on että mitään kuonaa ei jää pinnalle, vaan kaikki kelpaa, eli materiaalia nostetaan kiertoradalle siinä järjestyksessä kuin se pinnalla on. Materiaalista erotetaan kiertoradalla tarvittava rauta, typpi, happi, vesi jne. Jäännös määritellään säteilysuojaksi ja maaperäksi, ja ne jäävät kiertoradalle osaksi megasatelliittia.
Kun pinnasta poistetaan ainetta eikä ole väliä mistä sitä otetaan, pinnan ulkonäkö voidaan tehdä sellaiseksi kuin halutaan, samoin kuin kuvanveistäjä voi päättää mikä patsas marmorilohkareen sisältä ilmestyy. Esimerkiksi pinta voidaan maisemoida entisen kaltaiseksi meteoriittikraattereineen, jos niin halutaan esteettisistä syistä tehdä.
Megasatelliitin rata on korkealla (50,000-100,000 km), jotta sen rakennetta rasittava vuorovesivoima minimoituu. Sieltä katsoen Ceres näyttää 1-2 kertaa isommalta kuin Kuu, eli pinnan yksityiskohdat eivät näy ellei kiikaroi. Joka tapauksessa psykologisesti asukkaiden kokema ympäristö ei ole niinkään Ceres, vaan se auringon valaisema lähiluonto, mikä asuinsylinterien sisällä on. Valon intensiteetti on säädetty maankaltaiseksi optisin menetelmin.