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.