Kraatterin reunalta

Ku(r)tistuva Kuu

2.3.2026 klo 07.41, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Kuu , kuulennot , Maanjäristykset , Merkurius , Tektoniikka

Kuten me kaikki oikeassa olevat tiedämme, taivaankappaleiden väliset törmäykset ja niistä seuraava törmäyskraattereiden synty on niin Kuussa kuin koko aurinkokunnassamme tärkein geologinen prosessi. Ei tosin vulkanismissakaan mitään varsinaista vikaa ole, sillä ovathan Venus ja Io kauniita ja kiehtovia kappaleita. Kuukin olisi paljon yksitoikkoisemman näköinen, jollei lähipuolesta kolmannes olisi tummien basalttitasankojen eli merien peitossa.

Tektoniikan nimiin eivät sen sijaan monet vanno. Maa ei kuitenkaan olisi Maa ilman laattatektoniikkaa, emmekä me olisi näitä asioita pohtimassa ilman sitä. Kotiplaneettamme lisäksi lähinnä vain Jupiterin jäinen kuu Europa on paikka, jonka perusolemusta on täysin mahdoton tajuta ilman tektonisten prosessien tuntemusta. Muiden aurinkokunnan kappaleiden tektoniikan tutkimus on enimmäkseen varsin huomaamatonta pienten piirien temmellyskenttää. Tektoniikka avaa kuitenkin erittäin mielenkiintoisia näkymiä planeettojen kehitykseen ja myös niiden nykypäivään.

Tektoniikka – muutakin kuin laattoja

Vaan mitä tektoniikalla edes tarkoitetaan? Mainion Suomen kallioperä -teoksen määritelmän mukaan tektoniikka on ”geologian ala, joka tutkii litosfäärin, erityisesti maankuoren laaja-alaisia rakenteellisia tapahtumia”. Maapallon laattatektoniikka lieneekin useimmille ainakin jollain tasolla tuttu juttu. Se on teoria, jonka mukaan Maan ylintä osaa peittää joukko kohtalaisen jäykkiä laattamaisia kappaleita eli litosfäärilaattoja, jotka ovat jatkuvassa liikkeessä toistensa suhteen. Ne voivat liukua toistensa sivuitse, painua toistensa alle, tai erkaantua toisistaan. Kaikki tämä johtaa epätasaiseen jännityskenttään, joka voi venyttää, puristaa ja rikkoa kiveä sekä synnyttää maanjäristyksiä.

Maapallon mahtavimmat vuorijonot ovat yksi ilmeisimpiä laattatektoniikan ilmentymiä. Maa on kuitenkin ainoa tuntemamme planeetta, jolla varsinaista laattatektoniikkaa on. Varhaisessa Marsissa on joidenkin tutkijoiden mukaan kenties ollut jotain laattatektoniikan kaltaista, mutta kaikkein lähimmäksi Maan laattatektoniikkaa päästään nykytietämyksen valossa Europassa. Laattatektoniikka on siis aurinkokunnan mittakaavassa erittäin poikkeuksellinen ilmiö.

Tektoniikka on kuitenkin paljon laajempi käsite kuin pelkkä laattatektoniikka. Jäätiköiden paino ja liike voivat aiheuttaa glasiotektonisia rakenteita alapuolelleen niin kallioperään kuin sitä peittäviin sedimenttikerroksiinkin. Maapallolla suolakerrokset voivat virrata kiinteässä tilassa aiheuttaen muodonmuutoksia eli deformaatiota ylläoleviin kerroksiin. Vastaavalla logiikalla toimivat prosessit voivat olla käynnissä myös toisenlaisissa yhdisteissä muilla taivaankappalaleilla, kuten Titanin ja Cereksen osalta taannoin mainitsin. Törmäysaltaiden uumenissa usein lymyilevät massakeskittymät eli maskonit taas venyttävät kuorta altaan reunoilla ja puristavat sitä keskempänä.

On olemassa myös tektonisia voimia, jotka muovaavat koko planeettaa yhtenäisellä systemaattisella tavalla. Vuorovesivoimat eivät hieman harhaanjohtavasta nimestään huolimatta vaadi vettä, vaan ne ovat tärkeä kiinteää pintaa muokkaava tekijä etenkin monilla aurinkokunnan suurilla kuilla. Ne johtuvat siitä, että jokin ulkoinen kappale, eli kuiden tapauksessa etenkin emäplaneetta, aiheuttaa erisuuruisen vetovoimavaikutuksen eri kohtiin kuuta. Se, millaisia tektonisia rakenteita vuorovesivoimat synnyttävät, riippuu pitkälti leveysasteesta.

Vuorovesivoimat muokkaavat kappaleiden pintoja päivittäin, mutta pidemmällä ajanjaksolla tarkastellen ne johtavat myös niiden ratojen muutoksiin. Esimerkiksi Kuu etääntyy Maasta nykyisin nelisen senttiä vuodessa. Vuosimiljoonien kuluessa tämäkin aiheuttaa omat tektoniset jännityskenttänsä ja rakenteensa.

Globaali kutistuminen

Ennen kuin laattatektoninen vallankumous järisytti maailmaa 1960-luvulla, erään pitkään suositun idean mukaan Maan vuoristojen ajateltiin johtuvan planeetan jäähtymisestä aiheutuvasta kutistumisesta. Kuivumisen myötä rypistyvä omena oli paljon käytetty vertauskuva tälle mallille. Se ei kuitenkaan mitenkään kyennyt selittämään geologien tekemiä havaintoja, sillä ryttyyn menneiden alueiden eli vuoristojen ohella tunnettiin runsaasti esimerkiksi repeämälaaksoja, jossa maankuori selvästikin venyi. Kutistuminen ei myöskään selittänyt mantereilta toisille yhtenäisinä jatkuvia kivilaji- ja fossiiliesiintymiä.

Mariner 10 -luotaimen kolmen Merkuriuksen ohilennon myötä kurttuinen omena teki näyttävän paluun planeettageologiaan 1970-luvun puolivälissä. Merkuriuksen pinnalla havaittiin jopa useiden satojen kilometrien mittaisia tyypillisesti hieman kuperia jyrkänteiltä näyttäneitä rakenteita. Niiden tulkittiin yleensä olevan loivia ylityöntösiirroksia, joissa kalliolohko työntyy toisen päälle (paikoin myös laavavirran reuna vaikutti mahdolliselta selitykseltä, mutta ne olivat poikkeustapauksia). Heti kun tällaiset rakenteet löydettiin, niiden tulkittiin olevan seurausta koko Merkuriuksen laajuisesta kuoren rypistymisestä. Rypistyminen taas johtui siitä, että Merkurius kutistuu.

Tällaisia rakenteita alettiin kutsua nimellä lobate scarp. Sana lobate viittaa niiden hieman liuskamaiseen ulkonäköön – esimerkiksi tammenlehden muoto on lobate. Scarp puolestaan on samaa italialaista juurta kuin escarpment ja tarkoittaa jyrkännettä. Hyvää ja yleisesti hyväksyttyä suomenkielistä nimitystä näille rakenteille ei ole, mutta kulkekoot nyt tämän jutun ajan nimellä liuskaharjanne.¹

Lobate scarp -rakenteet ovat mieluummin ”harjanteita” kuin ”jyrkänteitä” siksi, että ne eivät todellakaan mitään erityisen jyrkkiä rakenteita ole:  kaltevuudeltaan ”jyrkänne” on yleensä muutamasta asteesta vajaaseen kolmeenkymmeneen asteeseen. Poikkileikkaukseltaan lobate scarp -rakenteet taas ovat erittäin epäsymmetrisiä. Toiselta kyljeltään liuskaharjanteet nimittäin ovat erittäin loivia, käytännössä lähes huomaamattomia rinteitä.

Hyvin Merkuriuksen liuskaharjanteiden näköisiä ja kokoisia rakenteita löydettiin myöhemmin Marsistakin. Myös Kuun ylängöiltä havaittiin hieman vastaavia, mutta pienempiä rakenteita. Itse asiassa planeettageologian mahtimiehiin yhä kuuluva Pete Schultz löysi ne jo 1970-luvun alussa Lunar Orbiter -luotainten kuvista ja myös tulkitsi ne ylityöntösiirroksiksi. Silloin tosin ei vielä puhuttu lobate scarpeista eikä Kuun globaalista kutistumisesta.

Apollo 17:n aikaan tällaiset harjanteet olivat kuututkijoidenkin mielenkiinnon kohteena, sillä Apollo 17 laskeutui Taurus–Littrow’n laaksoon, joka poikki kulkee epävirallisen nimen Lee–Lincoln Scarp saanut rakenne.² Laajempaa tutkimusta muista sen kaltaisista rakenteista ei kuitenkaan tuolloin vielä tehty.

Tarkempaa huomiota Kuun liuskaharjanteet saivatkin osakseen vasta 1980-luvun puolivälissä. Tuolloin entinen Viking-laskeutujien kameroiden päätutkija ja tuleva Lunar Prospector -luotaimen isä Alan Binder osoitti yhdessä Hanns-Christian Gungan kanssa kaukonäköisessä Apollo 15–17:n valokuviin perustuneessa artikkelissa ylänköjen liuskaharjanteiden olevan geologisesti erittäin nuoria, vain joidenkin kymmenien tai satojen miljoonien vuosien ikäisiä. Samalla he totesivat niiden synnyn edellyttävän, että koko Kuun on täytynyt olla aikoinaan sula. Lisäksi he ennustivat, että kunhan koko ylänköalueilta on saatavilla riittävän tarkkaa kuva-aineistoa, liuskaharjanteita pitäisi löytyä tuhansittain.

Binderin ja Gungan ennusteen pätevyyttä päästiin arvioimaan vasta 2010-luvulta alkaen Kaguya– ja etenkin Lunar Reconnaissance Orbiter -luotainten ottamien tarkkojen kuvien myötä. Ennuste osui oikeaan: tällä hetkellä liuskaharjanteita on Kuun ylänköalueilta tunnistettu peräti noin 9000. Niiden keskimääräinen ikä on vain noin 100 miljoonaa vuotta. Tyypillisesti liuskaharjanteet ovat joitain kymmeniä metrejä korkeita, suurimpien kohotessa yli sataan metriin. Pituutta yksittäisillä liuskaharjanteilla on joitain kilometrejä, parhaimmillaan joitain kymmeniä kilometrejä. Niiden on tulkittu syntyneen Kuun kutistumisen seurauksena, joten viimeisen puolen miljardin vuoden aikana liuskaharjanteiden myötä Kuun halkaisija on pienentynyt 50–200 metriä.

Pienet mare-harjanteet

Liuskaharjanteet ovat nimenomaan ylänköjen ilmiöitä: niin Merkuriuksessa, Marsissa kuin Kuussakin ne esiintyvät ainoastaan vanhoilla ylängöillä, eivät nuorilla tasangoilla. Joskus ne tosin vaihettuvat perinteisiksi mare- eli poimuharjanteiksi. Jos ne kuitenkin ovat seurausta planeetanlaajuisesta kutistumisesta, miksei niitä ole löydetty tasangoilta? Jos koko planeetta rypistyy kasaan, pitäisihän sen ainakin periaatteessa näkyä joka puolella.

2010-luvun lopulla alkoikin kertyä havaintoja pienistä harjanteista Kuun meriltä eli mare-alueilta. Ne olivat selvästi nuorempia ja teräväpiirteisempiä kuin tavanomaiset suuret mare-harjanteet, eivätkä niiden muodotkaan olleet aivan totutun kaltaisia. Nyttemmin niille on vakiintumassa nimitys small mare ridges, jonka luontevin käännös taitaisi olla pienet mare-harjanteet.

Viime jouluaattona avoimessa The Planetary Science Journal -lehdessä ilmestyi Cole Nypaverin ja hänen pomonsa, vuosikymmeniä planeettojen tektoniikkaa tutkineen Tom Wattersin johdolla tehty tutkimus A New Global Perspective on Recent Tectonism in the Lunar Maria. Siinä luodaan ensimmäistä kertaa koko Kuun kattava katsaus pieniin mare-harjanteisiin ja niiden merkitykseen. Jutun ilmestyminen meni itseltänikin loppuvuosiahdistuksen vuoksi  tuolloin ohi, mutta onneksi Nypaver piti nyt helmikuun lopulla aiheesta erinomaisen esitelmän.

Pieniä mare-harjanteita tai niiden pätkiä on nyt kartoitettu Kuusta 2634 kpl. Lisäksi Kuussa on satoja epämääräisempiä rakenteita, jotka eivät kaikilta osin Nypaverin kriteerejä täytä. Toisin kuin kaarevat tai kohtalaisen suorat liuskaharjanteet, jotka poikkileikkaukseltaan ovat täysin toispuoleisia, ovat pienet mare-harjanteet mutkittelevia ja poikkileikkaukseltaan suurin piirtein symmetrisiä. Leveyttä niillä on tyypillisesti viitisenkymmentä metriä ja korkeutta viidestä viiteentoista metriin, joskus harvoin lähemmäs sata metriä. Pituutta pienillä mare-harjanteilla on jotakuinkin kilometri, ja ne esiintyvät yleisesti suunnilleen yhdensuuntaisina ryppäinä. Joidenkin pienten mare-harjanteiden vierestä on löydetty vain metrien kokoluokkaa olevia pieniä grabeneja eli vajoamia, jotka syntyvät kallioperää venytettäessä.

Reilut tuhat pientä mare-harjannetta esiintyy perinteisistä suurista mare-harjanteista riippumattomasti, mutta toisaalta yli 1400 on suurten harjanteiden välittömässä läheisyydessä. Suurille mare-harjanteille ominaista on, että teräväpiirteinen harjanne on laajemman loivapiirteisen pitkän ”holvin” päällä, mutta pieniltä mare-harjanteilta tällainen holvimainen rakenne puuttuu. Pienten mare-harjanteiden syvärakennetta Nypaver kollegoineen selvitteli numeerisesti mallintamalla.  Malleista selvisi, että pienten mare-harjanteiden alla keskimäärin noin sadan metrin syvyydessä on ylityöntösiirroksia, aivan kuten liuskaharjanteiden ja tavallisten suurten mare-harjanteidenkin tapauksessa. Siirros ei kuitenkaan yleensä puhkea pintaan asti, vaan sen päälle muodostuu poimurakenne. Tilanne on tältäkin osin sama kuin tavallisissa mare-harjanteissa. Mallinnetuissa pienissä mare-harjanteissa kalliolohkot olivat liikkuneet toistensa suhteen 15–110 m. Siirrokset ovat melko loivia, eli 30°–45°.

Pienet mare-harjanteet ovat kiistatta nuoria rakenteita. Tästä todistaa se, että ne muokkaavat pieniä metrien tai satojen metrien läpimittaisia kraattereita. Nypaverin tutkimuksissa saatiin kuitenkin kraatterilaskujen perusteella myös tarkempia ikäarvioita.

Tässä vaiheessa tarkkaavaisen lukijan päässä epäilemättä herää kysymys, millä ilveellä noin naurettavan pienistä ja nuorista rakenteista pystytään määrittämään missään mielessä järkeviä ikiä, koska eihän niihin mitenkään ole voinut montakaan luotainkuvissa näkyvää kraatteria vielä ehtiä syntyä. No, ei olekaan. Homma pohjautuukin siihen perusteltuun ajatukseen, että harjanteiden muodostuminen aiheuttaa kohtalaisen tuntuvia kuunjäristyksiä. Nämä järistykset ovat riittävän voimakkaita hävittääkseen harjanteiden viereiset pienimmät, alle satametriset törmäyskraatterit näkyvistä ”nollaten” näin kraatterikellon. Täten kraatterilaskentoihin ei tarvitse käyttää kapeita harjanteita, vaan laskenta voidaan tehdä niitä ympäröiviltä monin verroin laajemmilta alueilta. Siten kraattereita on käytettävissä sellaisia määriä, että laskentoja ja niistä vedettyjä johtopäätöksiä voidaan pitää kohtalaisen luotettavina.

Ikämääritysten tulokset ovatkin erittäin jänniä. Niiden mukaan pienet mare-harjanteet ovat syntyneet viimeisen kahdensadan miljoonan vuoden aikana. Tämä kannattaa suhteuttaa siihen, että valtaosa mare-laavoista purkautui yli kolme miljardia vuotta sitten, ja viimeinenkin merkittävä mare-vulkanismi tapahtui vajaat miljardi vuotta sitten. Toki sen jälkeenkin on ollut vulkaanista toimintaa, esimerkiksi vain alle sata miljoonaa vuotta vanhojen niin sanottujen epäsäännöllisten mare-läiskien (irregular mare patches) muodossa, mutta ne ovat alueellisesti melkoisen vähäpätöisiä.

Pienten mare-harjanteiden ikä on virherajojen puitteissa sama kuin liuskaharjanteiden. Ne myös joskus vaihettuvat toisikseen, niiden mittakaava on samaa luokkaa ja molemmissa on ainakin nyky-ymmärryksen mukaan kyse ylityöntösiirroksista. Näin ollen ne mitä todennäköisimmin ovat saman perimmäisen syyn aikaansaannosta.

Mutta miksi ne ovat ulkomuodoiltaan niin erilaisia? Liuskaharjanteet ovat kaarevia tai melko suoria ja poikkileikkaukseltaan täysin toispuolisia rakenteita. Pienet mare-harjanteet taas mutkittelevat ja ovat muodoiltaan varsin monimutkaisia, mutta poikkileikkaukseltaan kuitenkin suurissa puitteissa symmetrisiä. Varmaa selitystä kukaan ei tiedä, mutta Nypaverin ryhmällä on ehdottaa hyvä kandidaatti: kallioperän erilaiset ominaisuudet ylängöillä ja merillä.

Kuun regoliitti on löyhää, törmäysten ja lämpörapautumisen synnyttämää kivimurskaa, joka peittää Kuun pintaa kaikkialla paitsi aivan jyrkimmillä rinteillä. Regoliitin paksuus vaihtelee alueittain, eikä luotettavia tuloksia ole saatavilla juuri mistään. Suorimmat mittaukset tulevat Kiinan Yutu- ja Yutu-2 -mönkijöiden tutkien luotauksista. Niiden tutkimat regoliittkerrosten kokonaispaksuudet olivat noin 5 m ja 12 m. Ylängöiltä ei paikan päällä tehtyjä mittauksia ole, mutta koska ylängöt ovat merkittävästi meriä vanhempia, on myös regoliittikerros paksumpi, ehkä parhaimmillaan parikymmentä metriä.

Regoliittikerroksen paksuus saattaa osittain vaikuttaa siihen, syntyykö puristuksessa liuskaharjanne vai pieni mare-harjanne. Todennäköisemmin paljon merkittävämpi tekijä on kuitenkin regoliitin alla olevan kerroksen luonne. Merillä regoliitin alla vastaan tulee kovaa kiveä, eli basalttia. Ylängöillä tilanne on kuitenkin aivan toinen: regoliitti vaihettuu megaregoliitiksi, joka on käytännössä muinaisten törmäysaltaiden heittelettä ja muuta törmäyksissä voimakkaasti rakoillutta kiveä. Megaregoliittikerroksen paksuus lienee yleensä muutaman kilometrin suuruusluokkaa. Tällainen eri mittakaavoissa rakoillut kivirouhe käyttäytyy puristuksessa väkisinkin varsin eri tavoin kuin jämäkkä basaltti, joten se voisi selittää harjanteiden erot. Tarkempi tutkimus kohdekallioperän vaikutuksista Kuun pienten puristusrakenteiden syntymekanismeihin ja havaittaviin pinnanmuotoihin odottaa kuitenkin vielä tekijäänsä.

Mistä puristus on peräisin?  

Pienet mare-harjanteet ovat vielä uusi ja harvojen tutkijoiden tuntema asia. Nypaverin ryhmän jouluinen artikkeli oli ensimmäinen kerta, kun käytetävissä on ollut koko Kuun kattava, yhtenäisillä kriteereillä luokiteltu aineisto. Niinpä kovin syvällisiä analyysejä ei vielä ole tehty. Esitelmässään Nypaver näytti yhdistetyn liuskaharjanteiden ja pienten mare-harjanteiden kartan, mutta artikkelimuodossa sitä ei vielä ole julkaistu. Niinpä kattavaa rakenteiden välistä vertailua tai niiden suuntien mahdollista korrelointia erilaisiin ennusteisiin ei vielä ole tehty.

Sen verran he kuitenkin artikkelissaan tohtivat sanoa, että mikään prosessi yksinään tuskin riittää selittämään pienten mare-harjanteiden ja liuskaharjanteiden syntyä. Todennäköisimmin niiden jakauma ja suunnat ovat peräisin Kuun jäähtymisestä johtuvasta globaalista kutistumisesta, vuorovesivoimista, sekä niistä aiheutuvista Kuun radan muutoksista (siis Kuun etääntymisestä). Paikallisilla tekijöillä on tietysti vaikutuksensa yksittäisten harjanteiden syntyyn, mutta suurissa puitteissa kyse siis on planeetanlaajuisista voimista. Kuu kutistuu ja kurtistuu, ja vuorovesivoimat muokkaavat sitä jatkuvasti. Todisteet näkyvät nuorina harjanteita kaikkialla Kuun pinnalla, niin ylängöillä kuin merilläkin.

No entäs sitten?

Kaikki edellä kerrottu on tietysti aivan tavattoman jännittävää niiden mielestä, joita Kuun tektoniikka sattuu kiinnostamaan. Kokemuksesta kuitenkin tiedän, ettei meitä ole kovin monta. Miksi siis satunnaisemman Kuun ystävän tai toisaalta esimerkiksi Kuuhun suuntaavan astronautin pitäisi olla tästä kiinnostunut?

Apollo-lennoilla Kuuhun pystytettiin seisminen mittausverkosto. Toistan: Apollo-lennoilla Kuuhun pystytettiin seisminen mittausverkosto. Neljän vielä toiminnassa olleen seismometrin syksyllä 1977 tapahtuneen sammuttamisen suunnatonta typeryyttä olen tässäkin blogissa haukkunut kai useampaankin kertaan, joten ei siitä nyt enää sen enempää.

Yksi Apollo-seismometrien löytämistä kuunjäristystyypeistä oli niin sanotut matalat kuunjäristykset. Ne tapahtuvat nimensä mukaisesti lähellä Kuun pintaa, korkeintaan noin 200 km:n syvyydellä. Joidenkin seismologien tulkintojen mukaan eräät rekisteröidyt matalat järistykset tapahtuivat käytännössä Kuun pinnassa.³

Matalat järistykset ovat kuunjäristyksistä kaikkein voimakkaimpia, ja ne on tulkittu alkuperältään tektonisiksi. Nypaver kollegoineen heittääkin ilmoille ajatuksen, jonka mukaan pienten mare-harjanteiden ja liuskaharjanteiden sekä matalien kuunjäristysten välillä on yhteys. Mikäli he ovat oikeassa, ovat nämä harjanteet seurausta matalista kuunjäristyksistä. Toisin sanoen harjanteet kehittyvät aktiivisesti vielä nykyisinkin ja aivan uusia harjanteita voi syntyä tänäkin päivänä. Kuun muinaisena ja muuttumattomana pidetty pinta saattaa siis olla geologisesti edelleen elossa.

Tällä kiehtovalla ajatuksella on myös käytännön merkitystä. Nypaverin hypoteesin mukaan pienet mare-harjanteet ja liuskaharjanteet nimittäin auttavat ennustamaan kuunjäristysten tapahtumapaikkoja. Apollo-seismometrien rekisteröimät suurimmat järistykset olivat suuruudeltaan yli 5,5 magnitudia. Kun tällainen tapahtuu maapallolla lähellä pintaa, rakennukset vaurioituvat, jotkut savupiiput romahtavat ja ihmisiä loukkaantuu. Kuussa järistysten mahdollisia vaikutuksia pahentaa, että ne ovat Kuun kuivuudesta johtuen paljon pitkäkestoisempia – järistysaallot eivät vaimene niin nopeasti, vaan Kuu jää ”soimaan”. Lyhyen kuulennon aikana on tietysti erittäin epätodennäköistä, että kuunjäristys sattuisi tapahtumaan juuri silloin kun astronautit ovat paikalla. Pysyvien kuuasemien sijoittumista ja niiden rakenteellista kestävyyttä suunniteltaessa kuunjäristysten uhka on kuitenkin ehdottomasti syytä ottaa vakavasti.

Näennäisesti pienet piirteet kertovat siis mahtavista voimista, jotka saattavat edelleen aiheuttaa merkittäviä muutoksia Kuun pintaan. Ne myös voivat ohjata – tai ainakin niiden pitäisi ohjata – tulevaisuuden kuulentoja. Tektoniikkaan kannattaa suhtautua vakavasti, myös Kuussa.

---

¹”Yleisesti hyväksytty” tarkoittaa tässä yhteydessä niitä muutamaa entistä planeettageologia, jotka suomalaisesta planeettageologisesta termistöstä kiinnostuneita ovat. Itse olen tässäkin blogissa saattanut käyttää lobate scarpeista jotain ihan muuta suomenkielistä nimeä, mutta kun ei moista äkkiä löydy, niin enpä tiedä mikä se olisi voinut olla. Esimerkiksi ”ylityöntöharjanne” kuulostaisi mahdolliselta käyttämältäni ilmaisulta, mutta vaikka se tällaisessa epämääräisessä blogistelussa saattaisi kelvatakin, ei siitä oikeaksi nimitykseksi ole, koska nimessä ei saisi olla syntytulkintaa mukana, vaan sen pitäisi olla pelkästään kuvaileva. Tällä hetkellä itse tykkään tuosta ”liuskaharjanteesta”, mutta huomenna saatan tietysti olla ihan toista mieltä.

²Nimi on epävirallinen siksi, eteläinen osa Lee tarkoittaa Yhdysvaltain etelävaltioiden kenraali Robert E. Leetä (1807–1870) ja pohjoinen osa Lincoln tietysti vastaavasti presidentti Abraham Lincolnia (1809–1865).  Taivaankappaleiden nimistöstä vastaava kansainvälinen tähtietellinen unioni IAU ei periaatteessa poliitikkoja tai sotilaita nimistöön hyväksy (kuten hyvä onkin), joten virallisesti Lee–Lincoln Scarp on tylsästi pelkkä Scarp.

³Vaikka järistykset tapahtuivat pinnassa, ne eivät silti olleet törmäyksien tai lämpölaajenemisen aiheuttamia järistyksiä. Seismologit pystyvät varsin luotettavasti erottamaan toisistaan kaikki neljä kuunjäristystyyppiä, eli syvät, matalat, törmäykset, ja lämpöjäristykset.

---

Titanin valtameri ja labyrintit

1.2.2026 klo 22.58, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Ceres , Jokiuomat , Tektoniikka , Titan , Vesi

Cassini-luotain kiersi Saturnusta kolmentoista vuoden ajan. Samalla se teki, hieman laskutavasta riippuen, noin 127 Titan-kuun ohilentoa. Nykyinen käsityksemme tästä aurinkokuntamme toiseksi suurimmasta kuusta perustuu suurimmalta osin näiden ohilentojen tuloksiin höystettynä Cassinin kyydissä matkanneen Huygens-laskeutujan mittauksilla.

Viimeinen läheltä Titania pyyhkäissyt lento tapahtui jo huhtikuussa 2017, eikä kaukaisempiakaan ohituksia tehty enää saman vuoden syyskuun jälkeen. Tieteen perusolemukseen kuitenkin kuuluu, että kunhan alkuperäinen mittausaineisto on laadukasta, sitä voidaan hyödyntää vuosia, vuosikymmeniä ja joskus jopa vuosisatoja havaintojen tekemisen jälkeen. Analyysimenetelmät kehittyvät koko ajan ja uudet ajatukset ja mallit muuttavat aiempia tulkintoja. Niinpä Titan-tutkimuksiakin julkaistaan jatkuvasti lisää, vaikkei uusia yksityiskohtaisia havaintoja ole tehty liki yhdeksään vuoteen.

Joulu–tammikuun planeettageologian uutisvirrasta kaksi Titan-artikkelia sattui jostain hämäräksi jääneestä syystä kiinnostamaan itseäni tavallista enemmän. Toinen oli sen verran iso ja mediaseksikäs, että se pääsi Suomessakin jopa viihdeuutisiin. Ja miksipä ei, onhan planeettatutkimus mitä parhainta viihdettä. Tutkimuksista jälkimmäinen puolestaan koskettelee niin pientä piirrettä Titanin pinnalla, ettei se näytä aiheuttaneen oikeastaan minkäänlaista säpinää ainakaan tiedotusvälineissä. Erittäin kiinnostavia ovat kuitenkin molemmat.

Pinnanalainen valtameri – totta vai toiveunta?

Kuten olen tässäkin blogissa useaan kertaan toitottanut, Titan on sikäli ainutlaatuinen aurinkokuntamme kappale, että sillä on jokia, järviä, meriä, sateita ja luultavasti myös jonkinlainen meikäläiseen pohjaveteen vertautuva systeemi. Täysi nestekierto siis. Neste vain ei ole vettä, vaan kylmää etaania ja metaania.

Titanin pinnalla olevien hiilivetyjen lisäksi Titanilla on kuitenkin vuodesta 2008 lähtien yleisesti oletettu olevan veden ja luultavasti ammoniakin seoksesta koostuva pinnanalainen globaali valtameri. Toisin kuin Saturnuksen Enceladus-kuun massiivisten geysirien tapauksessa, tällaisesta Titanin valtamerestä ei kuitenkaan ole suoria todisteita.

Titanin ja useimpien muiden jäisten kappaleiden pinnanalaisten valtamerien mahdollinen olemassaolo onkin jouduttu päättelemään epäsuorasti. Titania venyttää ja vanuttaa Saturnuksen voimakas vetovoima. Tällaisessa vuorovesimyllerryksessä Titanin muoto hieman muuttuu. Käytännössä tämä havaitaan mittaamalla ohi kiitävän luotaimen paikkaa ja nopeutta erittäin tarkasti. Samalla periaatteella löydettiin jo 1960-luvulla useimpien Kuun törmäysaltaiden kohdalla olevat suuret massakeskittymät eli maskonit. Titanin tapauksessa menetelmän käyttökelpoisuutta tosin rajoittaa sen paksun kaasukehän yläosa, joka hidasti Cassinia osin ennakoimattomalla tavalla.

Hankaluuksista huolimatta muun datan tukemana Cassinin paikan ja nopeuden mittauksista on saatu oikein hyviäkin tuloksia. Havaittuja Titanin muodonmuutoksia ei ole pääsääntöisesti kyetty selittämään muuten kuin olettamalla, että kaikkialla kuoren alapuolella, ehkäpä karkeasti noin sadan kilometrin syvyydellä, on jättimäinen valtameri. Eri tutkijaryhmien arviot vesikerroksen paksuudesta ovat vaihdelleet alle sadasta kilometristä pariin sataan kilometriin. Tarkkoja numeroarvoja oleellisempaa on ollut useimpien tutkimusryhmien yhtenäinen, oppikirjatasoiseksi perusoletukseksi päätynyt näkemys siitä, että globaali valtameri ylipäätään on olemassa. Ainakin todennäköisesti.

Joulukuussa Nature-lehden verkkosivuilla Flavio Petriccan johdolla julkaistu tutkimus Titan’s strong tidal dissipation precludes a subsurface ocean aiheuttaa kuitenkin kaaosta konsensukseen. Vaikka tutkijoilla on jo parikymmentä vuotta ollut käytössä sama mittausaineisto, on analyysitekniikka tänä aikana kehittynyt hurjasti. Petriccan ryhmän käyttämillä menetelmillä mittausten kohinatasoa on saatu pienennettyä 25–30 %. Kun häly vaimenee, itse signaalia päästään tutkimaan paljon entistä tarkemmin.

Petriccan tutkimuksissa erityishuomio on Titanin energiatasapainossa, joka on aiheuttanut päänvaivaa jo pitkään. Jos Titanilla todella olisi globaali valtameri, vuorovesivoimien aiheuttaman kitkan synnyttämä lämpö pitäisi enimmäkseen mennä valtameren pitämiseen sulana. Lämpöä kuitenkin näyttää karkaavaan kosmisille harakoille aivan liikaa, jotta meri olisi mahdollinen.*

Valtameri ei myöskään sovi havaintoihin Titanin melko soikeasta kiertoradasta. Kiertorataongelman ratkaisuksi on yritetty tarjota suurta törmäystä, joka olisi muokannut Titanin rataa. Hieman kiusallista tämän idean kannalta on ollut, ettei näin isosta törmäyksestä näy Titanissa mitään merkkejä.

Petriccan ryhmän mallinnus johtaakin siihen päätelmään, ettei Titanissa ainakaan nykyisin ole globaalia valtamerta laisinkaan. Heidän mukaansa tavallisesta jäästä koostuvan kuoren yläkerroksen alla on jään korkean paineen olomuotoja, joissa syntyy lämpövirtauksia eli konvektiota. Siellä täällä jää sulaa osittain synnyttäen sohjo- ja sulataskuja. Ne ovat pieniä verrattuna syvään globaaliin valtamereen, mutta suuria ihmisen arkielämän mittakaavassa: kukin sulatasku voi sisältää reilun Atlantin verran vettä. Jos uusi mallinnus on oikeassa, paksu vesipatja ei siis erota Titanin jääkuorta sen sisäosista, vaan ne ovat enemmän tai vähemmän yhtä kappaletta, vaikka konvektoiva jää hieman notkeaa onkin.

Petriccan malliin Titanin sisärakenteesta sopii myös pari–kolme kilometriä paksu pintakerros metaaniklatraattia eli vesijäätä, jonka on vanginnut metaania kiderakenteensa sisään.  Maapalloltakin tiedetään valitettavan hyvin, että metaani on erittäin voimakas kasvihuonekaasu. Ilman sitä Titanin paksu kaasukehä jäätyisi. Kuten esimerkiksi aika tarkalleen vuosi sitten kirjoittelin, metaania pitää jostain tulla Titanin kaasukehään koko ajan lisää. Petriccan mukaan vuorovesivoimien lämmittämä klatraatti voisi ylläpitää kaasukehän havaittua metaanipitoisuutta miljoonien vuosien ajan.

Uusi malli vaikuttaa siis kivalta, mutta kuten hyvään tieteeseen kuuluu, kaikki eivät sitä kakistelematta niele. Science-lehden tyypillisen ansiokkaassa uutisjutussa Titaniakin paljon tutkinut Luciano Iess heittää ilmoille kysymyksen, mikä mahti estäisi vesitaskuja ajan saatossa yhdistymästä ja muodostamasta juuri sellaista valtamerta, jonka Petricca kollegoineen sai mallissaan häviämään. Hyvä kysymys, johon vastausta ei tällä hetkellä ole.

Enemmän tai vähemmän globaaleja pinnanalasia valtameriä on siis päätelty olevan lukuisilla aurinkokuntamme jäisillä kuilla. Tämä on tietysti kaikkien astrobiologiasta innostuvien mielestä tavattoman jännää. Vaan entä nyt, jos Titanilla ei valtamerta olekaan?

Sciencen uutisessa ääneen päästetään myös Titan-tutkija Ashley Schoenfeld. Hän on Petriccan kanssa yhtä mieltä siitä, että astrobiologian näkökulmasta sulataskut konvektoivassa jääkerroksessa ovat jopa kiinnostavampi ympäristö kuin jättimäinen valtameri. Hillittömässä vesimäärässä elämän kannalta kiinnostavien yhdisteiden pitoisuudet jäävät väkisinkin pieniksi. Esibiologiset reaktiot voivat siten jäädä erittäin harvinaisiksi ja sen myötä elämän kehittymiselle suotuisa alkukeitto kovin laihaksi. Sen sijaan konvektoivat jääkerrokset voi tuoda ravinteita vesitaskuihin niin kivisestä ytimestä kuin törmäysten myötä pinnaltakin.¹ Kaasukehässä syntyneiden typpipitoisten hiilivetyjen sekoittuminen lämpimään veteen kuulostaa jo hyvinkin kiinnostavalta ympäristöltä ellei nyt suorastaan elämän niin ainakin elämän rakennuspalikoiden muodostumisen kannalta.

Mallit tulevat ja menevät, joten Titanin valtameri voi aivan hyvin tehdä vielä näyttävän paluun. Yksi mallinnus ei vielä poista kaikkea parinkymmenen vuoden aikana kertynyttä todistusaineistoa Titanin valtameren puolesta, vaikka se monta asiaa mukavasti näyttäisikin selittävän. Viime vuosina jääkuiden valtameristä on tullut jopa jonkinasteinen muotivillitys, joten tässäkin mielessä on ihan tervettä, että välillä esitetään toisenlaisiakin teorioita.

”Suolatektoniikka” ja radiaaliset labyrintit

Toisin kuin Titanin mahdollisesta valtamerestä, sen moninaisista pinnanmuodoista on runsaasti kiistattomia havaintoja, vaikka paksu kaasukehä havaitsemista hankaloittaakin. Titanin pinta tunnetaan etenkin hiilivetymeristä ja -järvistä, jotka ainakin osa on syntynyt jonkinlaisiin sisäsyntyisiin kraattereihin. Massiiviset dyynikentät puolestaan peittävät suurta osaa päiväntasaajan ympäristöstä. Törmäyskraattereita geologisesti nuorella pinnalla on vähän ja mahdolliset kryovulkaaniset vuoret ovat harvinaisia.

Näiden tutuhkojen piirteiden lisäksi siellä täällä etenkin keskileveyksiltä navoille yltävällä alueella on labyrinteiksi kutsuttuja kohteita. Niitä on pidetty pieninä ylänkömäisinä alueina, joita jokitoiminta ja Maan kalkkikivestä koostuviin karstialueisiin verrattavissa oleva kallioperän liukeneminen on kuluttanut synnyttäen kapeiden uomien sokkeloita.

Eräs labyrinttien alaryhmä ovat radiaaliset eli säteittäiset labyrintit. Ne ovat soikeita tai pyöreähköjä hyvin laakeita kohoumia, joiden laelta uomat säteittäisesti lähtevät. Läpimitaltaan ne ovat sadan kilometrin luokkaa, mutta korkeutta niillä on vain joitakin satoja metrejä. Radiaaliset labyrintit esiintyvät vain kahdella alueella keskileveysasteilla ja ovat pintakoostumukseltaan ympäröivien tasankojen kaltaista hiilivetypitoista ainesta.

Radiaalisten labyrinttien syntymekanismeja ihmetteli edellä mainittu Ashley Schoenfeld kollegoineen tammikuun loppupuolella Journal of Geophysical Research: Planets -lehdessä ilmestyneessä artikkelissaan “Salt Tectonics” on Titan: Radial Labyrinths as Topographic Expressions of Solid‐State Flow. Jutussa tarjotaan virkistävän uudenlainen näkökulma niiden syntyyn.

Muutama vuosi sitten esitettiin, että radiaaliset labyrintit olisivat seurausta kryomagmaattisesta toiminnasta. Mallin mukaan ne syntyvät, kun kuoren läpi ylöspäin tunkeutuu esimerkiksi ammoniakilla höystettyä vettä, joka ei kuitenkaan purkaudu pinnalle asti, vaan jumiutuu jonkin matkaa sen alapuolelle. Siellä vesi eli kryomagma muodostaa hieman sienen lakkia tai ylösalaisin käännettyä lautasta muistuttavan rakenteen eli lakkoliitin, joka pullistaa päällään olevia kerroksia ylöspäin.

Tässä mallissa lakkoliitin vesi on peräisin valtamerestä – tai ehkäpä nyt Petriccan ja kumppaneiden ”kuivatettua” valtameren myös pienempi vesitasku riittäisi – josta sen pitäisi kohota kenties jopa satoja kilometrejä ympäröivän jään läpi. Tässä yhteydessä kannattaa muistaa kryomagmaattisen toiminnan ikiaikainen ongelma: vesi on tiheämpää kuin jää, joten noustakseen paksujen jääkerrosten läpi vesi tarvitsee reipasta paineistusta ja/tai kikkailua veden ja jään koostumuksilla ja tiheyksillä.

Schoenfeldin ja kumppaneiden idea on hyvin toisenlainen. Magmaattisen toiminnan sijasta he näkevät radiaalisten labyrinttien parhaan vertailukohdan Maan suolatektonisissa rakenteissa.

Suomalaisgeologeille suolatektoniikka on yleensä melko vierasta, koska meikäläisessä ikivanhassa kallioperässä ei suolaa ole. Ei kuitenkaan tarvitse mennä Tanskaa kauemmaksi, kun suolatektoniikka on alueellisesti merkittävä tekijä. Pohjanmeren alla sijaitseva Silverpitin kraatteri puolestaan on esimerkki kohteesta, joka toisille on selvä ja kertakaikkisen upea törmäyskraatteri, mutta toisille osoitus aktiivisesta suolatektoniikasta.

Schoenfeldin mallissa kuoressa ylempi kerros on etaaniklatraattia ja alempi puolestaan metaaniklatraattia. Yhteensä klatraattikerroksen arvellaan olevan 5–10 km paksu, siis paljon paksumpi kuin Petriccan pari–kolme kilometriä. Etaanin (C₂H₆) ja metaanin (CH₄) fysikaalisten ominaisuuksien eroista johtuen etaaniklatraatti on noin 8 % tiheämpää kuin metaaniklatraatti. Tämän lisäksi ne käyttäytyvät eri tavoin Titanin ilmasto- ja sääoloissa. Tämä puolestaan johtaa siihen, että etaaniklatraattikerroksen paksuudessa ja alempaan metaaniklatraattikerrokseen kohdistuvassa puristuksessa voi olla huomattavia alueellisia eroja kymmenien ja satojen kilometrien mittakaavassa.

Maanpäällisessä suolatektoniikassa suolakerrokset virtaavat kiinteässä tilassa, kun niiden päälle kertyy paksulti sedimenttejä. Samoin ehdotetussa Titanin ”suolatektoniikassa” metaaniklatraatti pysyy kiinteänä, mutta alkaa virrata pahimmasta paksun etaaniklatraattikerroksen puristuksesta pois kohti leppoisampia alueita. Siellä se alkaa kohota. Kohoaminen itsessään ei johdu tiheyseroista, vaan ainoastaan siitä, että toisella alueella metaaniklatraattikerrosta puristetaan ylhäältäpäin enemmän kuin toisella.

Järkevillä parametreillä Schoenfeld kumppaneineen sai aikaan havaintoja vastaavia laakeita doomeja. Jotta metaaniklatraatin tahmeutta saatiin laskettua niin paljon, että sen sai tolkullisesti virtaamaan, Titanin sisäisen lämpövuon täytyy kuitenkin olla suurempi kuin sen nykyisin on päätelty olevan. Muinainen Titanin lämpövuo on kuitenkin todennäköisesti ollut suurempi, joten tämä ei ole ylitsepääsemätön ongelma.

Monien suosima ajatus viimeisten satojen miljoonien vuosien aikana suuren törmäyksen vuoksi muuttuneesta Titanin radasta ja sen myötä kasvaneista vuorovesivoimista tarjoaisi myös riittävän lämpövuon radiaalisten labyrinttien synnylle. Tällöin ne olisivat voineet kohota jopa vain sadantuhannen vuoden mittakaavassa. Todennäköisempänä Schoenfeldin tutkimusryhmä pitää kuitenkin miljardin vuoden aikaskaalaa.

Suuremman lämpövuon lisäksi metaaniklatraatin liikkuvuutta voi lisätä myös kerroksen koostumusta vaihtelemalla. Jos kerros ei olekaan puhdasta metaaniklatraattia vaan seassa on sopivasti puhtaampaa vesijäätä, onnistuu klatraatin virtaaminen alhaisemmallakin lämpövuolla. Luonnossa ei mikään ole täysin ”puhdasta” tai homogeenista, joten tämä tuntuisi hyvinkin luontevalta tavalta selittää metaaniklatraatin virtaus. Ainakin se voi hyvin olla osa selitystä.

Kohoamisen lisäksi labyrinttien synnyttämiseksi tarvitaan toki myös eroosiota. Aiempien tutkimusten perusteella uskotaan, että Titanin etelänavan ympäristössä 100 metriä syvä kuoppa voi syntyä noin 375 miljoonan vuoden aikajänteellä. Pohjoisessa, jossa nykyisissä Titanin ilmasto-olosuhteissa sataa enemmän, vastaava monttu syntyisi 50–100 miljoonan vuoden kuluessa. Labyrinttien uomaverkostojen synty lienee siis tapahtunut joidenkin kymmenien tai satojen miljoonien vuosien haarukassa.

Toisaalta hyvin toisenkinlainen eroosiohistoria on mahdollinen. Ehkäpä suunnilleen kerran Saturnuksen vuodessa eli noin 30 meikäläisessä vuodessa toistuvat rankkasateet ja myrskyt ovat joidenkin tutkijoiden mukaan hyvinkin merkittäviä maaston kuluttajia. Labyrinttien eroosiossa riittää siis vielä paljonkin pähkäiltävää.

Miksi sitten radiaaliset labyrintit esiintyvät ainoastaan parissa ryppäässä eteläisillä ja pohjoisilla keskileveyksillä? Titan on geologisesti hyvin aktiivinen maailma, joten voi olla, että havaittu jakauma kuvastaa alkuperäisen syntyjakauman sijasta vain sitä, missä eroosio ja peittyminen eivät ole hävittäneet niitä näkyvistä. Radiaaliset labyrintit vaikuttavat myös aika krantuilta, joten alueelliset erot Titanin vesijäästä ja klatraateista koostuvassa kallioperässä voivat estää niitä syntymästä.

Näiden ohella tai sijasta Titanin ilmasto-olosuhteet voivat olla keskeinen tekijä. Etaanisateet ovat yleisimpiä keskileveyksillä. Siellä etaania siis pääsee myös imeytymään runsaasti metaaniklatraattiin. Klatraatissa etaani korvaa helposti metaania, joten on varsin yksinkertaista saada aikaiseksi ”suolatektoniikkaa” suosiva tilanne, jossa metaaniklatraatin päällä olevan tiheämmän etaaniklatraattikerroksen paksuus vaihtelee. Etaanisateiden imeytymisen vapauttama metaani voi olla myös merkittäväkin keino saada Titanin kaasukehään lisää kipeästi kaivattua metaania.

Titan ei ole ensimmäinen Maan ulkopuolinen kohde, jonka pinnanmuotojen selittämiseksi ”suolatektoniikka” tarjoaa lupaavan vaihtoehdon. Asteroidivyöhykkeen suurin kappale, kääpiöplaneetaksikin tituleerattu Ceres, sai oman suolatektoniikkahypoteesinsa jo vuonna 2019. Tuon artikkelin ykköskirjoittaja Michael T. Bland on mukana myös Schoenfeldin vetämässä tutkimuksessa, mikä tuskin on sattuma.

Cereksellä, toisin kuin Titanilla, ei ole käytössään vuorovesienergiaa, ja radioaktiiviselta lämmöntuotannoltaan halkaisijaltaan alle tuhatkilometrinen Ceres painii ihan eri sarjassa kuin yli viisituhatkilometrinen Titan. Niinpä Cereksellä geologinen prosessi, joka toimii hyvin vähäisellä sisäisellä energialla mutta kykenee silti uudistamaan pintaa geologisessa mielessä aika äskettäin, on vielä tarpeellisempi selittämään havaintoja kuin Titanilla.

Varmuutta ”suolatektoniikan” toimimisesta ja olemassaolosta sen paremmin Cereksellä kuin Titanillakaan ei tietenkään ole. Ei sellaista nähtävissä olevissa tulevaisuudessa ole saatavillakaan. Edes NASAn Dragonfly-helikopteri ei 2030-luvulla Titaniin laskeutuessaan todennäköisesti kovin paljon pysty tätä kysymystä ratkomaan. Olemme siis vielä kauan Cassinin havaintojen ja muualta kerätyn kokemuksen varassa. Vertailevan planetologian voima ja viehätys onkin siinä, että tutkimalla geologista prosessia yhdellä planeetalla, tässä tapauksessa vieläpä erittäin yksityiskohtaisesti Maassa, meillä on käytössämme työkalut ymmärtää pinnanmuotojen syntyä ja kehitystä myös olosuhteiltaan aivan toisenlaisissa maailmoissa.

---

*12.2.2026, sisältövaroitus! Kuten Pekka Janhunen tuossa alla kommenttikentässä ansiokkaasti huomauttaa, tässä kappaleessa on lämpöopillisia hämäryyksiä. Koska oman hyvin vajavaisen ymmärrykseni mukaan kyse ei ole suoranaisesti omasta mokastani (kuten alta kommentistani toivottavasti käy ilmi) vaan Petriccan haastattelussa kertomista asioista, en ainakaan vielä poista tai uudelleenkirjoita koko kappaletta. Varauksella tähän kuitenkin on syytä suhtautua, kuten tietysti kaikkeen muuhunkin blogisteluun(i).

¹Vaikka konvektio sinänsä onkin lämmön siirtoa kuljettumalla, pelkän lämmön siirtyminen konvektoivassa systeemissä on hieman eri asia kuin aineen konvektio, koska samalla tapahtuva lämmön johtuminen mutkistaa asioita. Petriccan ryhmän tukimuksen mukaan heidän mallinsa mahdollistaa niin lämmön kuin aineenkin konvektion pinnan tuntumasta Titanin ytimen rajalle  saakka, vaikkakaan ei yhdessä ainoassa syvyydestä pinnan lähelle yltävässä konvektiosolussa. Näin ollen ytimestä lähtöisin oleva silikaattiaines pääsee siis ajan myötä sekoittumaan pinnalta peräisin olevan orgaanisen aineksen kanssa. Pintamateriaaleja syvemmälle tuuppaavat asteroiditörmäykset ja erityisesti niissä sulava ja alaspäin valuva aines, jota sitten konvektio kierrättää edelleen alemmaksi.

---

Australian ja Brasilian uudet tektiittilöydöt

31.12.2025 klo 23.12, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Geokemia , Heittele , Maa , Shokkimetamorfoosi , Tektiitit , Törmäykset

Jos kraatteritutkijoiden ja -harrastajien keskuudessa järjestettäisiin äänestys kauneimmasta ja kiinnostavimmasta asteroiditörmäyksissä syntyvästä impaktiitistä eli törmäyskivestä, olisivat tektiitit todennäköisiä voittajia, vieläpä niinistömäisillä kannatusluvuilla. Läpikuultavia, kimaltavia ja kummallisen näköisiä tektiittejä on käytetty koruina ja amuletteina tuhansia vuosia, ja niistä on valmistettu nuolenpäitä ja muita teräviä tarvekaluja. Hörhöysasteeltaan vaihtelevat nettikaupat ovat nykyisinkin tulvillaan tektiittejä ja tektiittikoruja. Kaikki pitävät tektiiteistä.

Tektiitit ovat törmäyksessä sulanutta kiveä, joka on sinkoutunut emäkraatterista satojen tai tuhansien kilometrien päähän. Tektiitit ovat siis eräs tyyppi kraatterien kaukoheittelettä. Ne ovat saattaneet käydä matkallaan avaruudenkin puolella ja saaneet ilmakehässä lentäessään erilaisia kiehtovia aerodynaamisia muotoja. Tyypilliset tektiitit ovat läpimitaltaan sentistä muutamaan, ja pinnaltaan ne ovat pienten kuoppien peitossa. Ne jähmettyivät niin nopeasti, ettei sulanut kiviaines ehtinyt kiteytyä mineraaleiksi. Tektiitit ovat siis taivaalta sataneita lasipisaroita ja -möykkyjä. Siksipä monet niistä ovat läpinäkyviä ja etenkin valoa vasten katseltuina kauniin vihreitä tai ruskeita. Valtaosa tektiiteistä on kuitenkin päältäpäin nähtynä pikimustia.

Perinteisesti tektiittien esiintymisalueita on tunnettu neljä: Keski-Euroopan, Norsunluurannikon, Pohjois-Amerikan ja Australaasian tektiittikentät. Niiden lisäksi eri puolilta maailmaa on löydetty joitakuita törmäyslasiesiintymiä, joita on pidetty tektiittien kaltaisina tai ihan aitoinakin tektiitteinä. Niiden tarkemmat tutkimukset ovat kuitenkin olleet kohtalaisen vähälukuisia eivätkä ne ole antaneet aihetta muuttaa vuosikymmeniä vanhoja oppikirjatekstejä.

Belizen jatkuvasti kasvaneet tektiittilöydöt (beliziitit) johtivat kuitenkin siihen, ettei niitä enää voitu pitää vain omituisina häiriköinä, jotka voidaan sivuuttaa olankohautuksella. Vuonna 2021 paljastunut linkki mahdolliseen beliziittien emäkraatteriin Nicaraguassa sai minutkin blogistelemaan aiheesta. Sittemmin muutkin tutkimusryhmät ovat hyväksyneet beliziittien esiintymisalueen ihan aidoksi tektiittikentäksi, vaikkakin yhteys Pantasman kraatteriin onkin yhä kiistanalainen. Nykykonsensuksen mukaan maapallolla on siis viisi tektiittikenttää, joista kolmen emäkraatteri suurella todennäköisyydellä tunnetaan. Maapallolta on todistetusti löydetty vain noin kaksisataa törmäyskraatteria, joten tektiittikentät ovat jo lähtökohtaisesti poikkeukselliseen kohteeseen liittyvä superharvinaisuus.

Nyt loppuvuodesta ilmestyi kaksi erittäin kiinnostavaa tektiittitutkimusta. Niiden perusteella vaikuttaa siltä, etteivät tektiittikentät kenties olekaan aivan niin harvinaisia kuin pitkään on uskottu.

Australian ananguiitit – tektiittikenttä tektiittikentän sisällä?

Pinta-alaltaan ylivoimaisesti suurin tektiittien esiintymisalue on Australaasian tektiittikenttä. Se kattaa vähintään noin kymmenen prosenttia maapallon pinnasta, joidenkin tulkintojen mukaan jopa kolmanneksen. Sieltä on arvioitu kerätyn yli 600 000 tektiittiä. Jo 1960-luvun lopulla havaittiin, että häviävän pieni osa niistä, eli kahdeksan,¹ oli kemialliselta koostumukseltaan ja ominaispainoltaan merkittävästi erilaisia kuin muut. Yleensä australaasian tektiiteissä on natriumia vähemmän kuin kaliumia, mutta tämä kourallinen Etelä-Australian osavaltion pohjoisosista löydettyjä tektiittejä sisältääkin natriumia kolmisen kertaa enemmän kuin kaliumia.² Siksi ne tunnetaan tektiittitutkijoiden keskuudessa HNa/K-australiitteinä.

Vuosikymmenten varrella HNa/K-australiittien huomattiin olevan muutenkin omituisia. Erityisesti niiden ikä oli ongelmallinen. Muiden australaasian tektiittien havaittiin olevan geologisessa mielessä erittäin nuoria, vain noin 780 000 vuoden ikäisiä. HNa/K-australiittien ikämääritysten tulokset puolestaan väittivät niiden olevan paljon vanhempia, ehkäpä noin 11–2,5 miljoonaa vuotta (Ma). Törmäyskivien iänmääritys on kuitenkin tunnetusti hankalaa hommaa, eikä mitättömän pieni joukko kummia lasinpalasia ole ollut ongelma muille kuin hyvin pienelle joukolle tektiiteistä kiinnostuneita tutkijoita.

Ranskalaisessa Aix-Marseillen yliopistossa väitöskirjaansa tekevä Anna Musolino kuitenkin ryhtyi aiemmin beliziittejäkin erittäin ansiokkaasti tutkineen Pierre Rochetten ja muiden kollegoidensa kanssa selvittelemään HNa/K-australiittien saloja tarkemmin. Työn tulokset julkaistiin marraskuun puolivälissä Earth and Planetary Science Letters -lehden artikkelissa A new tektite strewn field in Australia ejected from a volcanic arc impact crater 11 Myr ago.

Useiden tuhansien tektiittien läpikäynnin jälkeen Musolinon ryhmän haaviin tarttui kuusi uutta HNa/K-australiittia. Korkean natrium/kalium-suhteen ja suuremman ominaispainon lisäksi niillä osoittautui olevan lukuisia muitakin eroja tavallisiin australaasian tektiitteihin nähden, muun muassa korkeat rauta- ja nikkelipitoisuudet, mutta vähäinen toriumin määrä. Niiden ikäkin saatiin nyt ensimmäistä kertaa luotettavasti määritettyä: 10,76 ± 0,05 miljoonaa vuotta. Kaikki poikkeusyksilöt – niin 1960-luvun löydöt kuin tuoreetkin tapaukset – tavattiin samalta noin 900 km:n pituiselta alueelta viidestä paikasta pohjoisessa Etelä-Australiassa.

Tutkijaryhmän johtopäätös on selvä: HNa/K-australiitteja ei voi enää vain lakaista eteisen maton alle ja unohtaa. Ne ovat kiistatta tektiittejä, mutta ne ovat koostumukseltaan ja iältään erilaisia kuin maapallon muut tunnetut tektiitit. Siksi niitä on vähäisestä lukumäärästään huolimatta perusteltua pitää omana tektiittiryhmänään. Australaasian tektiittikentän sisällä näyttäisi siis olevan toinen, paljon vanhempi ja pienempi tektiittikenttä.

”HNa/K-australiitti” ei ole nimenä edes geokemistien mielestä kovin mediaseksikäs, vaikka kätevästi kertookin mistä on kyse. Siksi Musolino ja kumppanit ehdottavat niille uutta nimitystä. Uudet kivilajit nimetään usein niiden löytöpaikan mukaan. Harmillista kyllä, 900 km:n mittaisella vyöhykkeellä Etelä-Australian pohjoisosissa ei ole sen paremmin nykykartoilla kuin perimätiedossakaan mitään erityistä nimeä. Jotain muuta piti siis keksiä.

Alueella elää kaksi Australian alkuperäiskansaan kuuluvaa ryhmää, pitjantjatjarat ja yankunytjatjarat. Vaikka geologiassa tunnutaan suorastaan kilpailevan siitä, kuka keksii vaikeimman kivilaji- tai mineraalinimen, olisivat ”pitjantjatjaraiitti” tai ”yankunytjatjaraiitti” tuottaneet aika isolle osalle tektiittitutkijoista avaamattomia kielisolmuja. Sitä paitsi kumman tahansa nimen valitseminen olisi syrjinyt toista ryhmää. Onneksi molemmat aboriginaaliryhmät käyttävät itsestään ihmistä tarkoittavaa sanaa ”anangu”. Niinpä Musolinon artikkelissa päädyttiin ehdottomaan HNa/K-australiiteille paljon sujuvampaa nimitystä ”ananguiitit”. Mikäli tutkimusyhteisö päätyy pitämään Musolinon ja kumppanien perusteluja riittävän vahvoina ja siis ananguiitteja omana tektiittiryhmänään, toivottavasti myös ”ananguiitit” päätyvät tutkijoiden kielenkäyttöön mm. australiittien, moldaviittien, bediasiittien ja georgiaiittien jatkoksi.

Australaasian tektiittikenttä on tunnettu paitsi valtavasta koostaan, myös siitä, ettei sen emäkraatteria tunneta. Samoin ananguiittien alkuperä on hämärän peitossa. Australiassa on muutama törmäyskraatteri tai kraatterikandidaatti, jotka erittäin huonosti tunnetun ikänsä puolesta voisivat sopia ananguiittien lähtöpaikoiksi. Näistä pieni, vain nelikilometrinen Toondinan kraatteriehdokas (eli Mount Toondina) sijaitsee jopa ananguiittikentän sisällä. Yhdenkään iältään suunnilleen sopivan kraatterivaihtoehdon geologia ei kuitenkaan alkuunkaan sovi ananguiittien koostumukseen.

Vaikkei vakavasti otettavaa emäkraatteriehdokasta anaguiiteille olekaan löytynyt, Musolinon ryhmän artikkelissa esitetään kuitenkin mahdollisia alueita, joilta sellaista voisi etsiä. Parhaat vaihtoehdot löytyvät Australiaa ympäröiviltä tuliperäisiltä saarikaarilta. Koostumukseltaan sopivimmat paikat ovat Australian pohjoispuolella Luzonin, Sulawesin ja Bismarckin kaarilla. Näiden alueiden lukemattomat pyöreät rakenteet on luonnollisesti oletettu tavallisiksi tuliperäisiksi kraattereiksi ja kalderoiksi. Tällaiseen ympäristöön on yhden törmäyskraatterin helppo kätkeytyä. Onkin kiinnostavaa nähdä, intoutuuko jokin tutkimusryhmä toden teolla etsiskelemään ananguiittien emäkraatteria Kaakkois-Aasian viidakoista.

Brasilian geraisiitit

Loppuvuoden toinen iso tektiittiuutinen on oikeastaan virallisesti vasta ensi vuoden uutinen. Geology-lehden verkkosivuilla maksumuurin takana oleva artikkeli Geraisite: The first tektite occurrence in Brazil nimittäin julkaistaan itse lehdessä vasta joskus vuoden 2026 puolella. Artikkelin pääkirjoittajana on Brasiliassa törmäyskraatteritutkimusta erittäin menestyksekkäästi viimeiset parikymmentä vuotta tehnyt Alvaro Crósta. Yhdistävänä tekijänä ananguiittitutkimukseen on törmäyskivien iänmääritysvelho Fred Jourdan.

Minas Geraisin osavaltion pohjoisosasta, koillisesta Brasiliasta löytyneet kummalliset mustat ja kuoppaiset lasipallot ja -pötkylät kiinnostivat paikallisia asukkaita niin paljon, että he lähettivät niitä Cróstan tutkimusryhmälle. Tästä alkoi työ, jonka seurauksena alueelta on heinäkuuhun 2025 mennessä kerätty lähinnä paikallisten toimesta noin 500 tektiittiä. Löydöt ovat toistaiseksi rajoittuneet noin 90 km:n mittaiselle alueelle lähelle Bahian osavaltion rajaa. Toistaiseksi kaikki on kuitenkin löydetty Minas Geraisin puolelta, joten niiden nimeäminen geraisiiteiksi on perusteltua. Crostan ryhmä kuitenkin uskoo, että jatkotutkimusten myötä geraisiittien löytöalue vielä laajenee.

Olemukseltaan geraisiitit ovat tyypillisiä tektiittejä. Väriltään ne ovat toistaiseksi olleet yhtä oliivinvihreää poikkeusta lukuun ottamatta mustia, ja muodoiltaan sentistä viiteen senttiä pitkiä pötköjä, palleroita, pisaroita ja kiekkoja – tyypillisiä tektiittien aerodynaamisia muotoja siis. Suurin toistaiseksi löydetty geraisiitti on ollut 85-grammainen pallukka.

Myös koostumukseltaan geraisiitit ovat pääpiirteissään muiden tunnettujen tektiittien kaltaisia. Esimerkiksi vettä on selvästi vähemmän kuin vulkaanisissa laseissa, mikä onkin yksi tärkeistä tektiittien tunnistuskriteereistä. Alkaleja, niis natriumia ja kaliumia geraisiiteissa tosin on yhteensä lähes tuplasti niin paljon kuin muissa tektiiteissä (myös ananguiiteissa) tavallisesti.

Epätavallista on lisäksi se, että geraisiittien koostumuksessa havaitaan vaihtelua enemmän kuin muissa tektiiteissä tavallisesti. Tämä viittaa siihen, että geraisiitit synnyttänyt asteroiditörmäys on tapahtunut heterogeeniseen kohdeainekseen, eikä törmäys syystä tai toisesta ole sekoittanut ja tasannut koostumusvaihtelua yhtä tehokkaasti kuin muiden tektiittien kohdalla on käynyt. Geraisiittien tutkimus voi siis hyvinkin syventää valitettavan kehnoa ymmärrystämme tektiittien syntyprosessista.

Geraisiittien argon/argon-menetelmään perustuvien ikätutkimusten tulokset ovat jokseenkin kummallisia. Iät saatiin kolmesta eri tektiitistä otetuista kuudesta näytteestä, ja ne muodostavat kolme ikäryhmää: 6,78, 6,40 ja 6,33 miljoonaa vuotta, virherajojen ollessa jokaisessa tapauksessa ± 0,02 Ma. Tässä ei sinänsä ole mitään outoa, sillä radioaktiivisuuteen perustuvassa iänmäärityksessä on aina hajontaa. Hassua kuitenkin on, että iät ovat oikein mallikelpoisia niin sanottuja platooikiä, eikä nykyisillä menetelmillä noin kauniiden platooikien kyseessä ollessa periaatteessa pitäisi tulla tällaista lähes puolen miljoonan vuoden heittoa.

Tutkijaryhmän näkemys on, että näytteissä on perittyä argonia, joka ei kuitenkaan analyyseissä näkynyt normaalisti. Vaikka kohdekiviaines suli täysin, sen radioaktiivinen kello ei siis täysin nollautunut törmäyshetkellä. Ikätulkinnan kannalta tämä tarkoittaa, että 6,33 ± 0,02 Ma on geraisiittien maksimi-ikä.

Geraisiittien ikä, vallankin kun huomioidaan kaikista näytteistä saadut ”iät”, on kutkuttavan lähellä Atacaman autiomaasta löydetyille merkillisille törmäyslaseille viime vuonna raportoitua ikää: Rochetten ryhmän mukaan nämä atacamaiiteiksi nimetyt ja ominaisuuksiltaan hämmentävästi tektiittien ja tavallisten törmäyslasien välimaastoon sijoittuvat pienet lasikappaleet syntyivät noin 6,6 miljoonaa vuotta sitten. Geraisiittien ja atacamaiittien ikien läheisyys lienee kuitenkin pelkkää sattumaa eivätkä Crósta ja kumppanit jutussaan atacamaiitteihin edes viittaa. Tästä huolimatta tällaiset sattumat(?) ovat aina jännittäviä ja väkisinkin herättävät tutkijoiden mielenkiinnon. Geraisiittien ja atacamaiittien ikätutkimuksia nähdäänkin jatkossa varmasti lisää.

Geraisiittien (maksimi)ikään sopivia kiistattomia törmäyskraattereita ei Brasiliasta tai lähialueilta tunneta. Myöskään geraisiittien isotooppi- ja hivenalkuainekoostumukset eivät suoraan viittaa mihinkään tunnettuun törmäyskraatteriin. Pieni, vain 3,6-kilometrinen Colônian kraatteri(kandidaatti) saattaisi kehnosti tunnetun ikänsä puolesta sopia. Jotkut pitävät sitä varmana törmäyskraatterina, mutta toiset – kuten Cróstan ryhmä – eivät. Joka tapauksessa Colônian kallioperän koostumus ja ikä ovat mitä ilmeisimmin vääriä synnyttääkseen geraisiittien havaitut ominaisuudet.

Parhaiten geraisiittihavaintoihin sopivat paljon piidioksidia sisältävät (eli geologien kielellä happamat) mantereisen kuoren kivet, jotka ovat peräisin mesoarkeeiselta maailmankaudelta 3,2–2,8 miljardia vuotta sitten. Tällaisia esiintyy São Franciscon kratonilla Minas Geraisin ja Bahian osavaltioiden alueella. Ei liene epäilystäkään siitä, etteivätkö etenkin Brasilian kraatteritutkijat olisi jo suunnanneet katseitaan sinne.

Tektiittitutkimuksen uusi aika

Olen seurannut maailman tektiittitutkimusta melkoisen suurella mielenkiinnolla reilun neljännesvuosisadan. Tuona aikana analyysitekniikan kehitys on johtanut entistä tarkempiin koostumus- ja ikämäärityksiin. Tietokonemallinnus on hienosäätänyt käsityksiämme tektiittien mahdollisista syntymekanismeista. Suunnilleen jokaisen oikein isoksi nimeksi haikailevan kraatteritutkijan on pitänyt esittää oma arvauksensa australaasian tektiittien emäkraatterin sijainnista. Tämä kaikki on ollut äärimmäisen tärkeää, arvokasta ja kiinnostavaa perustutkimusta. Vau-, oho- ja leuka lattiaan -kokemukset ovat kuitenkin pitkälti pysytelleet poissa.

2020-luvulla tilanne on kuitenkin muuttunut radikaalisti. Belizen tektiittikentän tarkemmat tutkimukset ja yleinen hyväksyntä aidoiksi tektiiteiksi sekä niiden mahdollinen yhteys Pantasman törmäyskraatteriin, atacamaiitit – ovat ne sitten tektiittejä, tavallista törmäyslasia tai jotain niiden väliltä – ananguiitit ja geraisiitit… kiinnostavia löytöjä piisaa. Lisäksi ihan oma lukunsa ovat jo 2010-luvun loppupuoliskolla löydetyt mutta hämmentävästi edelleen tutkimuksiltaan kokousjulkaisujen tasolla olevat uruguaiitit, jotka ovat levinneet ainakin 230 km:n matkalle. Uruguaiittejä tutkineet tektiittituntijat pitävät näitä Uruguayn liitukautisia (145–66 Ma) lasikappaleita aitoina tektiitteinä, mutta vertaisarvioidun tutkimuksen puuttuessa ulkopuolisen on vaikea sanoa asiasta juuri mitään varmaa.

Lopputulema kuitenkin on, ainakin omasta rajoittuneesta näkökulmastani tarkastellen, täysin selvä: viime vuosina tektiittirintamalla on tapahtunut tosi jänniä juttuja enemmän kuin edeltävä parina–kolmena vuosikymmenenä yhteensä. Tästä kelpaa jatkaa.

---

¹Alkuperäisessä Chapmanin ja Scheiberin artikkelissa vuodelta 1969 näitä ”HNa/K-australiittejä” oli yhdeksän, mutta enpä jaksa asiaan uppoutua niin syvällisesti että selvittäisin, mihin se yksi on tässä vuosikymmenten saatossa kadonnut. H tulee korkeaa tarkoittavasta sanasta ”high” eikä siis viittaa vetyyn.

²Pedantikkojen mieliksi: toki taas kerran puhutaan oksidipainoprosenteista, eli HNa/K-australiittien Na₂O/K₂O -suhde on noin 2,7–3,6.

---

Christiaan Huygens ja Titan

1.12.2025 klo 06.20, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Historia , Nimistö , Saturnus , Titan

Jos satunnaiselta suomalaiselta tähtitieteestä kiinnostuneelta kysyttäisiin, kuka löysi ensimmäiset toista planeettaa kiertäneet kuut ja mistä planeetasta oli kyse, aika moni vastaus osuisi kohdalleen. Tämä ei ole isokaan ihme, sillä Galileo Galilein (1564–1642) tammikuussa 1610 löytämät neljä Jupiteria kiertävää ”Medicin tähteä”, jotka myöhemmin on opittu tuntemaan Galilein kuina, olivat merkittävä tekijä kopernikaanisessa vallankumouksessa: kaikki liike aurinkokunnassamme ei suinkaan tapahdu Auringon ympäri. Tämän voi tänä syksynä itsekin todeta melko helposti jalustalla olevan keskikokoisen kiikarin avulla.

Ihmisluonnolle valitettavan ominaista on, että vain ensimmäiset muistetaan. Niinpä kysymys Galilein kuita seuraavasta kuulöydöstä olisikin paljon vaikeampi. Oikea vastaus löytyy Hollannin Haagista.

Luonnontieteilijä ja laiterakentaja

Christiaan Huygens (1629–1695) syntyi varakkaaseen sivistysperheeseen. Hänen isänsä Constantijn Huygens (1596–1687) oli paitsi runoilija ja säveltäjä, myös Hollannin johtava virkamies. Lisäksi hän oli ranskalaisen monitaituri René Descartesin (1596–1650) ystävä ja suojelija. Christiaan Huygensin nuorena kuollut äiti Suzanna van Baerle (1599–1637) puolestaan oli rikas perijätär, joka runoili yhdessä miehensä kanssa ja jonka älykkäitä kommentteja Descartes piti suuremmassa arvossa kuin filosofikollegojensa horinoita.

Christiaan Huygens opiskeli lakia ja matematiikkaa Leidenin yliopistossa ja harkitsi diplomaatin uraa. Luonnontieteet veivät kuitenkin onneksi voiton. Matemaatikkona hänet tunnetaan etenkin geometrian ja todennäköisyyslaskennan edistäjänä. Fyysikkona Huygensin nimi elää muun muassa aaltoliikeopin Huygensin periaatteessa. Hänen joulupäivänä 1656 keksimänsä heilurikello puolestaan mullisti ajan mittaamisen ja sen myötä myös pituusasteen määrittämisen maa-alueilla.

Havaintolaitteista kiinnostuneille tähtitieteen harrastajille Huygens tulee vastaan nykyisin lähinnä halvimpien markettiputkien okulaareissa. Toisin kuin usein esitetään, Huygens ei varsinaisesti ollut ensimmäinen, joka kehitti kaksilinssisen okulaarin.  Hänen versionsa oli kuitenkin muita monin verroin parempi. Vaikka vähänkään vakavammassa havaitsemisessa Auringon projisointia lukuun ottamatta aika on ajanut Huygens-okulaarien ohi, se että niitä yhä valmistetaan samalla optisella periaatteella, on väkevä osoitus Huygensin 1660-luvun innovaation nerokkuudesta ja elinvoimasta.

Alkujaan reilun parikymppisen Huygensin kiinnostus kaukoputkia kohtaan heräsi vuonna 1652. Jo seuraavana vuonna hän alkoi isoveljensä Constantijn Huygens Jr.:n (1628–1697) kanssa hioa linssejä ja rakentaa kaukoputkia. Myöhemmin veljekset jopa kehittivät hiontaan sopivan koneen.

Tuon ajan linsseille tyypillisen voimakkaan värivirheen takia kaukoputket oli pakko rakentaa epäkäytännöllisen pitkiksi. Kuuluisin Huygensin veljesten viritys, jonka kuva koristaa lähes jokaista tähtitieteen historiaa käsittelevää kirjaa, oli niin kutsuttu  ilmakaukoputki, eli putketon teleskooppi, jossa tolpan päässä olevan objektiivilinssin muodostamaa kuvaa katseltiin vaijerin päässä olevalla okulaarilla. Vaikka periaate olikin toimiva, käytännössä järkevien havaintojen tekeminen osoittautui lähes mahdottomaksi.

Planeettahavaitsija

Syksyllä 1659 Huygens havaitsi sittemmin Syrtis Majorina tunnetun tumman laavatasangon Marsissa ja onnistui määrittämään planeetan pyörähdysajan äimistyttävällä tarkkuudella. Viidentoista Pariisissa viettämänsä vuoden aikana, tarkemmin sanottuna vuonna 1672 hän puolestaan havaitsi ensimmäisenä Marsin eteläisen napajäätikön, kuten reilut viisi vuotta sitten kirjoittelin. Kuun maineikkaimman siirroksen eli Suoran vallin hän taas löysi vuonna 1686. Näistä saavutuksistaan huolimatta planeettojen ystäville Huygensin nimi yhdistyy kuitenkin ennen kaikkea Saturnuksen järjestelmään, jonka tutkimisesta hänen planeettatutkijan uransa varsinaisesti alkoi.

Jo Galilei oli kesällä 1610 havainnut Saturnuksella olevan ”korvat”. Pari vuotta myöhemmin ne hämmentävästi katosivat vain ilmestyäkseen vuonna 1613 uudelleen näkyviin. Galilei sen paremmin kuin kukaan muukaan ei kuitenkaan kyennyt ymmärtämään, mistä noin omituinen käytös johtui. Asian selvittämiseen tarvittiin Huygensin kaukoputkia ja älyä. Vuonna 1655 luultavasti lievästi likinäköinen Huygens alkoi havaita Saturnusta. Havaintojaan hän sitten jatkoikin antaumuksella ja julkaisi vuonna 1659 kirjan Systema Saturnium. Siinä hän ensimmäistä kertaa selitti Saturnuksen ”korvien” olevan itse asiassa planeetasta irrallaan oleva rengas. Se katoaa näkyvistä ainoastaan siksi, että Saturnuksen vajaat 30 Maan vuotta kestävän kierron aikana näemme sen kahteen otteeseen suoraan sivulta. Renkaiden paksuuden osalta Huygens oli tosin lukuisia kertaluokkia väärässä. Hänen mukaansa renkaat olivat jopa 4500 km paksut, kun nykyiset arviot liikkuvat kymmenestä metristä pariin sataan metriin, paikoin kilometriin.

Systema Saturniumissa Huygens kertoi tarkemmin myös keväällä 1655 tekemistään havainnoista, joista hän oli jo vuonna 1656 julkaissut lyhyen artikkelin nimeltä De Saturni luna observatio nova.¹ 25.3.1655 Huygens katseli Saturnusta reilun 5,6 cm:n läpimittaisella linssillä varustetulla kaukoputkellaan, jonka polttoväli oli hulppeat 377 cm ja suurennus luultavasti noin 43–50-kertainen. Tuolloin hän näki Saturnuksen vieressä ”tähden”, joka sijaitsi samassa tasossa kuin Saturnuksen ”käsivarret”, joiksi hän renkaita kutsui. Ainakin Huygensin itsensä mukaan hän alkoi heti miettiä, voisiko kyseessä olla samanlainen kiertolainen kuin Galilein löytämät neljä Jupiterin kuuta. Niinpä hän piirsi rengastasossa olleen ”tähden” paikan Saturnukseen ja lähellä olleeseen toiseen tähteen nähden ja alkoi seurata tilannetta seuraavina iltoina.

Huygens jatkoi löytämänsä ”tähden” havaitsemista seuraavat viikot, kuukaudet ja vuodet. Neljän kierroksen jälkeen kesäkuussa 1655 Huygens oli jo täysin varma, että kyseessä on todellakin pakko olla Saturnuksen kuu. Havainnoistaan hän sai määritettyä sen kiertoajan, noin 15 vuorokautta ja 22 tuntia.²

Nykyisin tämä Huygensin löytämä kuu tunnetaan nimellä Titan ja sen tiedetään olevan aurinkokuntamme toiseksi suurin kuu, halkaisijaltaan Merkuriustakin kookkaampi. Ainutlaatuiseksi sen tekee sitä verhoava paksu kaasukehä. Tästä Huygensillä ei tietenkään ollut vielä mitään tietoa, vaan hän kuvitteli Titanin Kuun kaltaiseksi karuksi maailmaksi. Elämänsä ehtoopuolella Huygens tosin ajatteli planeettojen niin omassa aurinkokunnassamme kuin muiden tähtien ympärilläkin olevan asuttuja.

1600- ja 1700-lukujen tieteen suurien nimien mainetekoja ihaillessa on syytä pitää mielessä, että kaikenlainen taikausko ja mystiikka vaikuttivat vahvasti fiksuimpienkin tutkijoiden keskuudessa. Huygensin kohdalla pythagoralaisesta ja kristillisestä mystiikasta kumpuava numerologinen usko sai hänet kuvittelemaan, että kun Titan oli löytynyt, aurinkokunta oli ”valmis.” Taivaalla nimittäin oli nyt 12 liikkuvaa kappaletta – Aurinko, Kuu, Merkurius, Venus, Mars, Jupiter ja sen neljä kuuta, sekä Saturnus kuineen, ja numero 12 on tietenkin numerologiassa merkittävä luku. Osaltaan tämä numerologinen hörhöily johti siihen, että Huygens ei myöhemmin havainnut Saturnusta sellaisella tarkkuudella kuin ehkä olisi kannattanut. Pariisin observatoriossa vaikuttanut Giovanni Domenico Cassini (1625–1712) nimittäin löysi vuosina 1671–1684, siis Huygensin vielä ollessa elossa ja aktiivinen tutkija, sekä nykyään nimeään kantavan aukon eli jaon Saturnuksen renkaissa, että neljä kuuta lisää: Tethyksen, Dionen, Rhean ja Iapetuksen. Näistä Huygens tiettävästi näki Rhean ja Iapetuksen, joten periaatteessa hän olisi ne voinut löytääkin.

Vähältä piti, että kunnia Titaninkin löytämisestä olisi mennyt Huygensiltä ohi. Arkkitehtina parhaiten tunnettu monilahjakkuus Christopher Wren (1632–1723) ja tähtitieteilijä ja poliitikko Paul Neile (1613–1686) olivat todennäköisesti nähneet Titanin ennen Huygensiä. Puolan Gdańskissa eli saksalaisittain Danzigissa havaitsijasuuruus Johannes Hevelius (1611–1687) oli myös nähnyt Titanin, mutta pitänyt sitä taustataivaan tähtenä. Tällaiset ”esilöydöt” ovat modernissakin tähtitieteessä arkipäivää ja arvokkaita havaintoja. Aurinkokuntatutkimuksen näkökulmasta kuuluisin vastaava tapaus ovat Galilein havainnot Neptunuksesta vuosien 1612 ja 1613 taitteen molemmin puolin.

Titanin nimeäminen

Toisin kuin Galilein, varakkaan Huygensin ei tarvinnut väkisin yrittää miellyttää suojelijoita ja rahoittajia. Niinpä hän ei antanut Titanille mitään erityistä nimeä. Hän ei myöskään käyttänyt termiä ”satelliitti”, jonka Johannes Kepler (1571–1630) oli keksinyt Jupiterin kuille. Kepler myös aikoinaan ehdotti Galilein kilpailijalle Simon Mariukselle (1573–1625) nimiä Io, Europa, Ganymedes ja Kallisto, mutta ne eivät vielä tuolloin jääneet yleiseen käyttöön.

Kuten De Saturni luna -artikkelin nimikin osoittaa, Huygensille Titan oli vain Saturnuksen kuu vailla sen kummempaa nimeä. Tämä oli kuitenkin tiettävästi ensimmäinen kerta, kun merkittävässä tieteellisessä tekstissä sanaa ”luna” käytettiin kuvaamaan jotain muuta kuin meidän omaa Kuutamme.

Nimen Titan otti käyttöön vasta lähes 200 vuotta myöhemmin John Herschel (1792–1871). Samalla Herschel nimesi muut tuolloin tunnetut Saturnuksen kuut: Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Rhea ja  Iapetus. Näistä Mimas ja Enceladus olivat Uranuksenkin ensimmäisenä havainneen William Herschelin (1738–1822) eli John Herschelin isän löytöjä. Kaikki John Herschelin nimeämät kuut olivat Kreikan mytologiassa Uranoksen eli taivaan ja Gaian eli maaemon poikia ja tyttäriä, joita Kronos eli roomalaisittain Saturnus johti. (Huomautus 7.12.2025: Titaanien monimutkaista mytologiaa koskien kannattaa vilkaista Lumipunan kommenttia blogin lopusta.)

Huygensin perintö

Christiaan Huygens ei nykyisin ole likikään samalla tavalla kaikille tuttu tutkija kuin Galilei tai Isaac Newton (1643–1727), jonka Huygens ehti tavatakin. Huygens ei innostunut Newtonin painovoimateoriasta, mutta esimerkiksi Huygensin aaltopohjaiset käsitykset valosta osoittautuivat ajan saatossa paljon Newtonin hiukkasmallia toimivammiksi. Galilein ja Newtonin välisenä aikana Huygensin voi perustellusti sanoa olleen Euroopan johtava luonnontieteilijä, jonka löydöt ja oivallukset olivat käänteentekeviä monilla aloilla.

Vaikka Huygens on ehkä nykyisin hieman unohdettu, hänen nimensä elää kuitenkin yhä vahvasti varsinkin Titan-tutkijoiden mielissä. Tästä on kiittäminen eritoten Euroopan avaruusjärjestön Huygens-laskeutujaa, joka tammikuussa 2005 leijaili Titanin pinnalle. Sen tekemät löydöt ovat kuitenkin jo ihan oma tarinansa.

---

¹De Saturni luna ilmestyi paitsi eripainoksena, jota Huygens lähetti kollegoilleen, myös osana Pierre Borelin (n. 1620–1671) kaukoputken ja mikroskoopin historiaa käsitellyttä teosta. Tässä versiossa Huygensin jutun otsikossa on painovirhe, eli otsikko kuuluu ”De Saturni luna observatio nona”, eikä suinkaan ”nova”. De Saturni lunassa on myös kuuluisa Huygensin anagrammi, jossa hän selitti Saturnuksen ”korvien” olemuksen (niille, jotka kykenivät anagrammin arvoituksen selvittämään). Anagrammin ratkaisun hän esitti vasta Systema Saturniumissa kolme vuotta myöhemmin.

²Lukemani sekundääriset lähteet tuntuvat olevan keskenään hieman eri mieltä siitä, oliko Huygensin määrittämä kiertoaika tuntien vai minuuttien päässä nykyisin tunnetusta todellisesta arvosta. Hyvin lähelle se joka tapauksessa osui.

---

Laiska kun olen, käsittelee tämä juttu osittain samaa aihepiiriä kuin Ursalle 2.12.2025 klo 18.00 pitämäni esitelmä, jossa tosin mennään vahvasti nykytutkimuksen pariin ja jätetään historia sivuosaan. Sitä sopii tulla kuuntelemaan Ursan Youtube-kanavalle, josta se sitten myöhemminkin löytyy tallenteena.

---

Löpönvaara ja meteoriittien alkuperä

31.10.2025 klo 08.28, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: asteroidit , Geokemia , Meteoriitit , Mineralogia , Suomi

Suomalaisten meteoriittien ystävillä on viime vuosina ollut harvinaisen hyvät ajat. Lieksan pallasiitin ja Löpönvaaran rautameteoriitin tunnistus- ja tutkimushistorian seuraaminen on ollut poikkeuksellisen kiinnostavaa, Suomesta kun ei uusia meteoriitteja kovin tiuhaan ole viime vuosikymmeninä löydetty. Itsekin olen intoutunut kirjoittamaan Lieksasta ja Löpönvaarasta huhtikuussa 2023, toukokuussa 2023, edelliseen juttuun päivityskommentin helmikuussa 2024, sekä viimeksi toukokuussa 2024. Jos aihe kiinnostaa eivätkä tarinan vaiheet ole ennestään tutut, kannattanee nuo blogitekstit ja niihin linkatut selvitykset Lieksan löytöhistoriasta lukaista ensiksi. Tarina nimittäin Löpönvaaran osalta jatkuu.

Pieni perusasioiden kertaus lienee kuitenkin paikallaan. Meteoriittiharrastaja Pekka Kokko löysi Löpönvaaran meteoriitin 7.10.2017 muutaman sadan metrin päästä saman vuoden toukokuussa löydetystä Lieksan meteoriitista. Löpönvaara oli neljäs samaiselta vaaralta löydetty mahdollinen meteoriitti, joten alkujaan se kulki kenttänimellä Lieksa-4.

Ensimmäisissä Geologian tutkimuskeskuksessa tehdyissä analyyseissä paljastui, että reilu 160-grammainen Lieksa-4 sisältää meteoriitiksi tolkuttoman paljon fosforia. Suurelta osin tästä johtuen sen aluksi tulkittiin pudonneen metsätyökoneesta eikä avaruudesta.

Tarina ei kerro, kuinka kappale päätyi Turkuun Laura Kotomaan syynättäväksi. Joka tapauksessa oli erittäin hyvä kun päätyi, sillä tarkemmissa tutkimuksissa Lieksa-4 eli Löpönvaara paljastui sittenkin meteoriitiksi, ja vieläpä hyvin harvinaiseksi sellaiseksi. Löpönvaara onkin Suomen ensimmäinen rautameteoriitti, ja siis huomattavan hämmentävästi eri tyyppiä kuin viereinen pallasiitti eli kivirautameteoriitti Lieksa. Mihinkään tunnettuun rautameteoriittiluokkaan Löpönvaaraa ei kuitenkaan saatu mahtumaan, aivan samoin kuin Lieksakaan ei ole tavanomainen pallasiitti.

Nyt lokakuussa käsitykset Löpönvaarasta hieman tarkentuivat, kun Kotomaan kotimainen tutkijaryhmä julkaisi Meteoritics & Planetary Science -lehdessä vapaasti luettavissa olevan vertaisarvioidun artikkelin Löpönvaara: A new phosphorus-rich iron meteorite from Finland.

Löpönvaara on yksi 160:stä rautameteoriitista (tilanne 30.10.2025), jotka eivät sovi mihinkään olemassaolevaan meteoriittiluokkaan. Kuten Kotomaan artikkelin otsikkokin korostaa, etenkin korkea fosforipitoisuus erottaa sen muista: Löpönvaarassa on yli neljä painoprosenttia fosforia. Se on yli tuplasti enemmän kuin muissa seuraavaksi eniten fosforia sisältävissä rautameteoriiteissa, joista valtaosa kuuluu tuoreehkoon IIG-luokkaan. Vaikka IIG-meteoriitit ja luokittelematon Soper ovat Löpönvaaran lähimmät vertailukohdat, eroaa Löpönvaara niistä kuitenkin tekstuurin, mineraalien ja kemiallisen koostumuksen osalta niin merkittävästi, etteivät ne nyky-ymmärryksen valossa voi olla peräisin samalta emäkappaleelta. Esimerkiksi raudan tapaan käyttäytyvien siderofiilisten alkuaineiden jakauma Löpönvaarassa on ainutkertainen.

Tekstuuriltaan Löpönvaara on jännä. Ensinnäkin rakenteellisesti se on ataksiitti, eikä siinä näin ollen esiinny rautameteoriittien ”klassista” ominaispiirrettä, Widmanstättenin lamelleja. Näin on siitä huolimatta, että Löpönvaarassa ei ole nikkeliä niin paljon kuin ataksiiteissä yleensä, ja sen nikkelirauta on kamasiittiä (α-Fe,Ni) eikä taeniittia (γ-Fe,Ni), jota ataksiitit normaalisti ovat.

Löpönvaaran kamasiitti muodostaa palleroita, joita ympäröi verkkomainen schreibersiitti ((Fe,Ni)₃P). Juuri schreibersiitissä – joka varhaisella maapallolla on voinut olla elämän kehittymisen kannalta todellinen taivaan lahja – on valtaosa Löpönvaaran fosforista. Tämä erikoinen rakenne ei kuitenkaan liene alkuperäinen, vaan tulosta myöhemmästä lämpenemisestä.

Lämpeneminen ja sitä seurannut nopea kiteytyminen alhaisessa, alle 600°C:een lämpötilassa johtuivat todennäköisesti Löpönvaaran emäkappaletta runnelleesta isosta törmäyksestä. Kotomaa ja kumppanit esittävät, että kyseessä olisi voinut olla nokkakolarin sijasta loivempi pyyhkäisy, joka olisi poistanut lämpöeristeenä toimineen protoplaneetan vaipan lähes kokonaan. Kun palttoo oli heitetty pois, pääsi jäljelle jäänyt alaston rautaydin jäähtymään nopeasti.

Iso törmäys jätti jälkensä Löpönvaaraan, mutta yksi on joukosta poissa. Kaksi ja puoli vuotta sitten nimittäin raportoitiin, että tuolloin vielä Lieksa-4:nä tunnettu Löpönvaara olisi sisältänyt törmäyksen hirmuisessa paineessa syntyneitä Neumannin viivoja, joiden historiastakin intouduin tuolloin kirjoittelemaan. Uusissa ja oletettavasti tarkemmissa tutkimuksissa niitä ei kuitenkaan enää nähty. Artikkelista ei selviä, oliko kyseessä alunperin virhehavainto tai -tulkinta, vai onko näytteestä sittemmin esimerkiksi sahattu näkyviin eri suunnassa oleva pinta, jossa Neumannin viivat eivät niin selkeästi ole enää havaittavissa. Niin tai näin, tämänhetkinen tulkinta on, ettei Neumannin viivoja Löpönvaarassa ole. Harmi sinänsä, ainakin näin šokkimetamorfisten ilmiöiden ystävän näkökulmasta.

Suuri törmäys ei yksistään riitä selittämään kaikkia Löpönvaarassa havaittuja piirteitä. Ihan aluksi on nimittäin tarvittu perinteisempiä magmaattisia ilmiöitä. Jos Kotomaan tutkimusryhmä on oikeassa, Löpönvaaran emäkappaleen jäähtyessä on kivisulan koostumus tavalliseen tapaan muuttunut fraktioivan kiteytymisen edetessä. Sen loppupuolella on kuitenkin käynyt niin, että jäähtyvästä sulasta onkin alkanut erottua toista, koostumukseltaan aivan erilaista kivisulaa. Nämä kaksi koostumukseltaan toisistaan poikkeavaa sulaa eivät enää sekoitu keskenään.

Klassinen vertailukohta tällaiselle nesteiden sekoittumattomuudelle on veden ja öljyn seos. Mikäli sitä vatkaa, ovat vesi ja öljy pieninä mutta erillisinä pisaroina toistensa joukossa. Sitten kun seoksen antaa seistä paikoillaan, erottuvat öljy ja vesi omiksi kerroksikseen.

Löpönvaaran emäkappaleella on voinut käydä samoin. Jäähtyvä kivisula erottui (ainakin) kahdeksi erilaiseksi sulaksi, joista Löpönvaara edustaa sitä, johon fosfori rikastui poikkeuksellisen runsaasti, mutta josta rikki ja siderofiiliset alkuaineet köyhtyivät. Siitä toisesta Löpönvaaran kanssa samaan aikaan syntyneestä sulasta ei ainakaan tällä hetkellä tiedetä olevan näytteitä maailman meteoriittikokoelmissa.

Löpönvaara on siis kaikin puolin kumma tapaus. Sen ainutlaatuisen koostumuksen ja tekstuurin synnyn voi Kotomaan tutkimusryhmän mukaan tiivistää kolmeen prosessiin: 1) sulien sekoittumattomuus, 2) suuri törmäys sekä 3) sitä seurannut nopea kiteytyminen.

Meteoriittien emäkappaleet

Jokainen meteoriitti on itsessään ainutkertainen, kaunis ja kiehtova. Todella mielenkiintoiseksi, ainakin jos minulta kysytään, tilanne muuttuu kuitenkin sitten, kun yritetään nähdä metsä puilta.

Puiden eli meteoriittien yhdistäminen metsään eli niiden emäkappaleisiin – asteroideihin ja protoplaneettoihin – on ikiaikainen ongelma. Meteoriitteja pystytään syynäämään laboratorioissa alati paranevalla tarkuudella, mutta asteroidien koostumusta voidaan tutkia lähinnä vain niistä heijastuneen valon perusteella. Avaruuden hiukkas- ja mikrometeoriittipommituksessa pinnaltaan muuttuneen asteroidin spektriä ei kuitenkaan ole aivan helppo vertailla ilmakehän läpi syöksyneen ja maapallon oloissa mahdollisesti pitkäänkin rapautuneen meteoriitin spektriin.

Eri meteoriittiluokat on tavattu yhdistää eri emäkappaleisiin. Meteoriittiluokittelu ja luokkien mahdollisten sukulaisuussuhteiden selvittely on kuitenkin hankala taiteenlaji. Oman ongelmansa luovat Löpönvaaran ja Lieksan kaltaiset meteoriitit, jotka eivät tunnu olevan ainakaan läheistä sukua millekään muulle meteoriitille. Niinpä vastaus kysymykseen siitä, kuinka monelta emäkappaleelta meillä on näytteitä meteoriittikokoelmissamme, riippuu ratkaisevasti siitä, kenelle kysymyksen sattuu esittämään. Esimerkiksi viitisen vuotta sitten ehdotettiin, että silloin tunnetut meteoriitit edustivat vähintään 95:ttä ja korkeintaan 148:aa emäkappaletta. Turhauttavaa on, että näistä kappaleista ei Kuun, Marsin ja pikkuplaneetta Vestan lisäksi ole onnistuttu uskottavasti tunnistamaan ainuttakaan.

Suunnilleen vuosi sitten lähinnä Miroslav Brožin johdolla ilmestyi sarja artikkeleja, joissa esitettiin toistaiseksi vakuuttavimmat mallit sen puolesta, että valtaosa Maahan päätyvistä meteoriiteista on peräisin vain muutamista asteroidiperheistä. Ne syntyivät ainoastaan joidenkin tai joidenkin kymmenien miljoonien vuosien takaisista asteroidien keskinäisistä törmäyksistä, eli paljon myöhemmin kuin yleensä ajatellaan.

Mikäli mallit ovat oikeassa, on valtaosa hiilikondriiteista peräisin vain kolmesta asteroidiperheestä: CR- ja CM-kondriitit (kuten Kivesvaara) Veritas-perheestä, CO-, CV- ja CK-kondriitit Eos-perheestä, ja CI-kondriitit Polana-perheestä. Polana-perhe on sikäli kiinnostava, että mikäli Brož tutkijakollegoineen on oikeassa, ovat asteroidit Bennu ja Ryugu peräisin yhdestä ja samasta primäärisestä emäkappaleesta – siitä, josta Polana ja muut perheen jäsenetkin. Tämä on kohtalaisen onnetonta, koska suurin osa asteroideilta haetuista näytteistä on peräisin juuri näiltä kahdelta asteroidilta. Mikäli kohteiksi olisi valittu kaksi rataparametreiltään selvästi erilaista asteroidia, olisi tämä toteutunut riski voitu välttää.

Tavalliset kivimeteoriitit, jotka muodostavat selvästi suurimman osan kaikista meteoriiteista, ovat Brožin ryhmän mukaan peräisin neljästä asteroidiperheestä: tavallisimmat H-kondriitit (kuten Åbo, Metsäkylä ja Orimattila) Karin- ja Koronis-perheistä, L-kondriitit (kuten St. Michel eli Mikkeli, Salla, Valkeala ja Varpaisjärvi) Massalia-perheestä, ja LL-kondriitit (kuten Bjurböle¹) Flora-perheestä.

L-kondriitit ovat pohjoiseurooppalaisesta näkökulmasta erityisen kiinnostavia, koska ne synnyttivät ordoviikkikaudella suuren osan alueen törmäyskraattereista. Lisäksi niitä on löydetty fossiilisina meteoriitteina eri louhoksista. Karin- ja Koronis-perheiden olisi puolestaan syytä olla etenkin Etelä-Pohjanmaan järviseudun asukkaille läheisiä, sillä Euroopan suurin kraatterijärvi Lappajärvi sijaitsee H-kondriitin synnyttämässä törmäyskraatterissa.

Harvinaisemmista meteoriittityypeistä acapulcoiitit ja lodraniitit lienevät peräisin Iannini-perheen asteroideista. Aubriitit ovat Hungaria-perheen lapsia, enstatiittikondriitit (kuten Hvittis eli Huittinen) taas lähinnä Nysa-perheen vesoja.

Meteoriittien alkuperää ihmetellessä on syytä pitää mielessä, että Brož kollegoineen on tutkimuksissaan ottanut huomioon lähinnä ratadynamiikan, spektroskooppiset ominaisuudet ja meteoriittien avaruudessa viettämän iän.² Ihmettelisin, jolleivat varsinaiset meteoriittien syntyä tutkivat geologit ja geokemistit esittäisi äänekkäitäkin vastalauseita Brožin perheidyllille. Tästä huolimatta on todella huikeaa, että uskottavasti perusteltavissa olevat mallit avaavat nyt ensi kertaa ikkunoita niihin muinaisiin maailmoihin ja katastrofeihin, joista suurin osa maapallolle nykyisin putoavista meteoriiteista on peräisin.

Entä kuinka tähän suhtautuvat Löpönvaara, Lieksa ja muut rauta- ja kivirautameteoriitit? Tässä kohdassa törmätään isoihin ongelmiin, sillä yhdenkään rauta- tai kivirautameteoriitin emäkappaleesta ei ainakaan minun tietääkseni ole toistaiseksi kyetty esittämään uskottavia teorioita.

Luokittelemattomien rautameteoriittien erittäin suuri määrä (160) viittaa osaltaan siihen, että rautameteoriittien alkuperän ymmärtämisessä on vielä suuria aukkoja. Tuntuisi aika erikoiselta, että kivimeteoriiteista ylivoimaisesti suurin osa on peräisin vain reilusta tusinasta emäkappaleita (jos siis Brožin teoria hyväksytään toistaiseksi parhaaksi totuuden likiarvoksi), mutta harvinaisten rauta- ja kivirautameteoriittien selittämiseen vaaditaankin sitten parisataa emäkappaletta.

Kuten Kotomaa kollegoineen artikkelissaan totesi, Lieksan ja Löpönvaaran meteoriiteissa on geokemiallisesti eräitä samankaltaisuuksia. Yhteneviä piirteitä ei kuitenkaan ole missään nimessä niin paljon, että nykytietämyksen perusteella niiden voisi sanoa olevan varsinaisia verisukulaisia. Jotenkin kuitenkin kaksi erilaista kappaletta päätyi käytännössä täsmälleen samaan paikkaan.

Tietenkin on mahdollista, että kaksi erilaista harvinaista meteoriittia putosi eri aikoihin sattumalta samalle pohjoiskarjalaiselle vaaralle.³ Pahuksen epätodennäköistä moinen kuitenkin on. Epätodennäköistä on tosin sekin, että kaksi poikkeuksellista asteroidityyppiä törmäsi muinoin avaruudessa ja niittautui yhdeksi möykyksi päätyäkseen sitten lopulta suomalaisten harrastajien löytämiksi meteoriiteiksi.

Voisiko näiden epätodennäköisten vaihtoehtojen sijasta selitys piillä siinä, että Lieksa ja Löpönvaara ovat sittenkin peräisin samasta kappaleesta, mutta ymmärryksemme rauta- ja kivirautameteoriittien synnystä ja kehityksestä on vielä joiltain osin todella pahasti vajavaista? En haluaisi uskoa, että meteoriittitutkijat ovat vuosikymmeniä olleet niin reippaasti hakoteillä, mutta ei se mahdotontakaan ole.

Kotomaan artikkelissa lupailtiin, että Löpönvaaran ja Lieksan sekä muiden samalta alueelta löydettyjen rautakappaleiden mahdollinen sukulaisuus on jatkotutkimusten aihe. Samoin Brož kannusti tulevaisuudessa selvittämään rautameteoriittien ja pallasiittien alkuperää. Toivotaan, että nämä tutkimukset toteutuvat ja että vielä jonain päivänä Lieksan ja Löpönvaaran meteoriittimysteeri ratkeaa.

---

¹Tarkemmin sanottuna Bjurbölen luokitus tosin on L/LL, joten tässä ajatusmallissa se voisi olla siis peräisin joko Massalia- tai Flora-perheestä.  

²Kannattaa panna merkille, että nykyisin putoilevat Karin- ja Koronis-perheiden H-kondriitit ovat peräisin törmäyksistä noin 5,7 ja 7,6 miljoonaa vuotta sitten, mutta esimerkiksi Lappajärven ikä on 78 miljoonaa vuotta. Lappajärven synnyttänyt kappale ei siis muodostunut samassa rytäkässä kuin nykyiset H-kondriitit, mutta alkuperäinen emäkappale on sama. Näin siis jos Brožin malli on oikeassa.

³Tai jonnekin lähistölle, koska on mahdollista, että Lieksa ja Löpönvaara ovat jääkauden aikaisen jäätikön kuljettamia.

---

Kun elämä palasi Lappajärvelle

1.10.2025 klo 08.53, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Geokemia , Kraatterit , Maa , Mineralogia , Shokkimetamorfoosi , Suomi , Törmäykset , Vesi

Suuret asteroiditörmäykset on perinteisesti nähty elämän kannalta aika huonona juttuna. Tähän on tietysti vahvat perusteet, tappoihan 66 miljoonaa vuotta sitten nykyiselle Jukatanin niemimaalle jysähtänyt asteroidi noin kolme neljäosaa kaikista maapallon lajeista. Viimeisen muutaman kymmenen vuoden aikana on kuitenkin yhä enenevässä määrin tuotu esiin, että mikro-organismien näkökulmasta törmäyskraattereiden synty voikin pidemmällä perspektiivillä tarkastellen ja ainakin joissain tapauksissa olla hyvä homma. Mistä tämä äkkiseltään järjenvastaiselta tuntuva ajatus oikein kumpuaa? Ja mitä tekemistä Pohjanmaan helmeksikin tituleeratulla Lappajärvellä on asian kanssa?

Lähes vastustamaton voima kohtaa jokseenkin liikkumattoman kohteen

Kun asteroidi kohtaa kallion parinkymmenen kilometrin sekuntinopeudella, kivelle tapahtuu kaikenlaisia sen tavallisesta arjesta poikkeavia asioita. Osa siitä höyrystyy ja leviää taivaan tuuliin lakaten näin ollen olemasta kiveä siinä mielessä kuin se useimmiten ymmärretään. Hieman pienemmän tällin saanut osa kivestä puolestaan sulaa. Jos kyseessä on sedimenttikivi, sula hajoaa pieniksi möykyiksi ja pisaroiksi ja sekoittuu murskautuneen kiven joukkoon. Jos kuitenkin törmäys tapahtuu ns. kovaan magma- tai metamorfiseen kiveen, jollaisista esimerkiksi Suomi käytännössä kokonaan koostuu, iso osa kivisulasta jää syntyvän kraatterin sisään yhtenäiseksi kerrokseksi.

Se osa törmäyksen kohteena olevasta kivestä, joka ei höyrysty tai sula, kuitenkin murskautuu, sekoittuu toisiin mäsäksi menneisiin ja osin sulaneisiin kiviin, sekä siirtyy paikasta toiseen. Kauimpana törmäyksestä oleva kallio puolestaan vain rakoilee suurin piirtein alkuperäisillä sijoillaan. Kaikki tämä johtaa siihen, että törmäyksessä kärsineet kivet ovat huomattavasti huokoisempia kuin alkuperäinen kallioperä.

Törmäyskohdassa lämpötila kohoaa hetkellisesti tuhansiin, jopa kymmeneen tuhanteen asteeseen. Höyrystynyt tai plasmaksi muuttunut (eli elektronejaan menettänyt) kivi ei tosin kauan lämmitä. Keskikokoisissa ja suurissa törmäyskraattereissa on kuitenkin pari–kolme pitkäkestoisempaakin lämmönlähdettä.

Kun syntyneen kraatterin halkaisija on neljän kilometrin kieppeillä, ei lopputulos ole enää yksinkertainen maljamainen kuoppa maassa, vaan kraatterille alkaa muodostua keskuskohouma. Kraatterin pohja siis jompaisee ylöspäin. Arkijärkeä haastavasti tämä tapahtuu kiinteässä tilassa. Siksi usein esitetty analogia veteen heitetystä kivestä ja ylös nousevasta vesipatsaasta on fysiikaltaan harhaanjohtava. Tässä rytäkässä kalliolohkot hinkkautuvat toisiaan vasten sen verran rajusti, että kitkalämmöstä johtuvaa pientä paikallista sulamista voi syntyä.

Likimain Lappajärven kokoisessa eli parikymmenkilometrisessä kraatterissa kraatterin pohja nousee suunnilleen kilometrin tai puolitoista. Syvällä olevat kivet ovat lämpöisempiä – mihin hankaluuksia kohdanneet geotermiset kaukolämpölaitoksetkin perustuvat – joten yksistään tällä prosessilla voi Suomen oloissa maanpinnan tuntumaan päätyä kuutiokilometreittäin kiveä, joka on muutaman kymmenen astetta lämpöisempää kuin paikalla alkujaan ollut kallio.

Ylivoimaisesti tärkein lämmönlähde kraattereissa ovat törmäyksessä sulaneet kivet. Törmäyssulan lämpötila on syntyhetkellä voinut olla laajalti 2000–3000°C. Pieniä sulaluiroja ja -pisaroita sisältävät murskalekivet eli sueviitit (tai, kuten nykyisin pitäisi turhan vaikeasti sanoa, sueviittiset breksiat) kuuluvat lämmönlähteenä kategoriaan ”ihan jees”, mutta todellinen päävoitto ovat varsinaiset  törmäyssulakivet. Lappajärven törmäyssulakiveä eli kärnäiittiä on ollut yhtenäisenä linssimäisenä esiintymänä karkeasti arvioiden neljästä viiteen kuutiokilometriä, mahdollisesti enemmänkin. Se, kuinka pitkään kärnäiittilinssi pysyi lämpöisenä, on koko tämänkertaisen epistolan ytimessä.

Törmäyskraatterien lämpö ja mikro-organismit

Vuonna 2013 Martin Schmieder ja Fred Jourdan julkaisivat Lappajärvestä tutkimuksen, joka tarjosi moniakin mielenkiintoisia johtopäätöksiä. Yksi niistä oli, että kärnäiitti pysyi kuumana hyvin pitkään, eli vähintään 600 000 vuotta, mutta ehkä jopa yli puolitoista miljoonaa vuotta. Vuonna 2019 Gavin Kenny, Schmieder ja joukko muita fiksuja tutkijoita tarkensi asiaa ja varmisti, että ainakin paikallisesti kärnäiitissä on ollut taskuja, joissa lämpötila on ollut yli 200°C vielä vähintään miljoona vuotta törmäyksen jälkeen.

Kehitys kuitenkin kehittyy ja tutkimus onneksi ainakin vielä toistaiseksi menee eteenpäin: syyskuun puolivälissä tiedeuutisiin ympäri maailman ilmestyi uusi säväyttävä tieto Lappajärveltä. Ruotsalaisessa Linné-yliopistossa väitöskirjaansa tekevän Jacob Gustafssonin ja professori Henrik Draken vetämässä Nature Communications -lehdessä julkaistussa kansainvälisessä tutkimuksessa Deep microbial colonization during impact-generated hydrothermal circulation at the Lappajärvi impact structure, Finland perehdyttiin Geologian tutkimuskeskuksen (GTK) 1980- ja -90-lukujen taitteessa Lappajärven Kärnänsaaresta kairaamiin näytteisiin. Lopella GTK:n kairasydänvarastolla näytteitä ottamassa oli myös tutkimuksen kakkoskirjoittaja, NASAn Artemis-astronautteja kouluttava kraatteritutkija Gordon Osinski. GTK oli Satu Hietalan myötä kymmenpäisessä kirjoittajajoukossa edustettuna.

Pääosaa uudessa tutkimuksessa näyttelivät hapen, hiilen ja rikin pysyvät isotoopit,¹ iänmääritys ja mineraalien keskinäisten esiintymissuhteiden selvittäminen. Pysyvien isotooppien avulla pystytään kivistä puristamaan hyvinkin monipuolista tietoa siitä, millaisissa olosuhteissa tutkittavia isotooppeja sisältävät mineraalit – tässä tapauksessa kalsiitti eli kalkkisälpä ja rikkikiisu – kiteytyivät.

Pysyvien isotooppien käyttö Lappajärven geologisen historian selvittelyssä on toistaiseksi ollut valitettavan vähäistä. Ainoa mieleeni muistuva tutkimus on jo kahden vuosikymmen takaa. Tuolloin Evelin Veršin johdolla tehdyissä alustavissa hiili- ja happi-isotooppitutkimuksissa saatiin parin näytteen perusteella selville, että kärnäiittiin rakoihin oli kiteytynyt kalsiittia makeasta vedestä melko alhaisessa, eli alle 100–150°C:n lämpötilassa.

Gustafssonin ja kumppanien tutkimuksen erityinen vahvuus piilee siinä, että kattava ja tarkka pysyvien isotooppien analyysi pystyttiin yhdistämään iänmääritykseen. Työssä selvisi mm. se, että kalsiittia kiteytyi useina eri aikoina ja erilaisten prosessien seurauksena. Pelkästään kärnäiitissä on kolme eri ryhmää kalsiitteja. Vanhin ryhmä rakojen täytteenä esiintyvää kalsiittia – happi- ja hiili-isotooppikoostumukseltaan samanlaista, jota Veršin ryhmä aikoinaan tutki² – kiteytyi 73,6 ± 2,2 miljoonaa vuotta (Ma) sitten noin 50 asteen lämpötilassa (47,0 ± 7,1°C). Kalsiitin kanssa esiintyvän rikkikiisun eli pyriitin rikki-isotooppien avulla puolestaan pystyttiin osoittamaan, että menossa on ollut mukana mikrobeja.

Edellä mainitussa Gavin Kennyn johdolla tehdyssä tutkimuksessa Lappajärven kraatterin iäksi määritettiin  77,85 ± 0,78 Ma. Näin ollen kärnäiitillä kesti häkellyttävät neljä miljoonaa vuotta jäähtyä viisikymmenasteiseksi, jolloin ensimmäiset mikro-organismit tulivat asuttamaan kärnäiitin rakoja.

Tämä ei ole suinkaan ensimmäinen kerta, kun törmäyskivistä on havaittu merkkejä niissä muinoin asustaneista pieneliöistä. Aiemmin ei vain ole kyetty ajoittamaan, kuinka nopeasti ensimmäiset eliöt pystyivät asettumaan jäähtyviin törmäyskiviin. Tai, kuten Drake työryhmineen osoitti Ruotsin suurta Siljanin kraatteria käsitelleessä artikkelissaan vuonna 2019, mikrobit ovat kyllä hyödyntäneet kraatterin rakoilleita kiviä asuinsijoinaan, mutta yli 300 miljoonaa vuotta törmäyksen jälkeen, jolloin törmäyksessä syntyneestä lämmöstä ei enää ole mitään jäljellä.

Myös Lappajärveltä havaittiin merkkejä tällaisista myöhemmistä mikrobien kolonisaatioista. Reilut 60 miljoonaa vuotta sitten (62,5 ± 3,0 Ma) kärnäiitti oli jäähtynyt 30-asteiseksi (28,8 ± 11,4°C) ja sadevesi kierteli mikrobien asuttamissa rakosissa. Kuumassa kärnäiitissä kierrelleitä litkuja eli hienommin sanottuna törmäyssyntyistä hydrotermistä systeemiä ei siis käytännössä voinut enää havaita. 40 miljoonaa vuotta sitten (43 ± 9,6 Ma) sadeveteen liuennutta kalsiittia kiteytyi vain kymmenasteisesta vedestä (8,0 ± 6,8°C). Näin ollen nyt on selvää, että kärnäiittilohkareissa melko usein esiintyviä kalsiitteja katsellessa ei enää voi olettaa, että kyseessä olisivat törmäyksen hydrotermisessä vaiheessa syntyneet kalsiitit.

Lappajärven törmäyssulakiven neljän miljoonan vuoden jäähtymisajan poikkeuksellisuus hahmottuu paremmin, kun sitä vertailee muihin samankokoisiin kraattereihin. Devonin saarella Pohjois-Kanadassa sijaitsevassa Haughtonin kraatterissa hydroterminen toiminta lakkasi jo 50 000 vuotta törmäyksen jälkeen. Eteläsaksalaisessa Riesissä litkut virtailivat törmäyslämmön ajamina pidempään, mutta hiipuivat sielläkin 250 000 vuodessa.

Selitys eroihin piilee kohdekallioperässä. Haughtonilla kovan kallioperän päällä oli peräti noin 1,8 km sedimenttikiviä, ja Riesilläkin noin 800 m. Toisin kuin usein ajatellaan – tai oikeastaan asiaa ei ikävä kyllä käytännössä koskaan ajatella – myös Lappajärvellä esiintyi vanhan kallioperän päällä kambri- ja ordoviikkikautisia sedimenttikiviä. Kukaan vain ei varmuudella tiedä, kuinka paksu tuo kerros oli. Suoria todisteita on vain paristakymmenestä metristä. Parhaat järkeilyt viittavaat siihen, että paksuus on ehdottomasti ollut selvästi alle 200 m. Joka tapauksessa kerros on ollut merkittävästi ohuempi kuin Riesillä tai Haughtonilla.

Mittavat sedimenttikivikerrokset Haughtonilla ja Riesillä johtivat törmäyssulan hajaantumiseen sulapitoisiin törmäysbreksioihin. Kun sedimenttejä ei Lappajärvellä isommin ollut, syntyi siellä puolestaan yhtenäinen kärnäiittiesiintymä. Sen alkuperäinen paksuus on voinut Gustafssonin ja kumppaneiden mukaan olla reilut kolmisenkinsataa metriä. Tämä on tuntuvasti enemmän kuin Andreas Abelsin erinomaisessa väitöskirjassaan vuonna 2003 esittämä arvio 160–190 m.

Astrobiologiset ulottuvuudet

Kun puhutaan törmäyskraattereista ja niitä asuttavista mikro-organismeista, ei astrobiologisia pohdintoja oikein voi välttää. Lappajärven esimerkki osoittaa, että aurinkokunnassa tavattoman yleiset parikymmenkilometriset kraatterit³ voivat pysyä meille tutuille elämänmuodoille mukavan lämpiminä miljoonia vuosia. Se on käsittämättömän pitkä aika. Siinä ehtii aika monta arkeonia tai bakteeria elää, kärsiä öttiäishallituksen soteleikkauksista ja kuolla unohdettuna.

Pitkäikäisen ja varsin tasalämpöisenä pysyvän lämmönlähteen lisäksi törmäyskraattereilla on asuinpaikkoina muitakin etuja puolellaan. Monia planeettoja ja kuita vaivaa Maahan verrattuna ankara säteily, joka meillä maalaisillakin oli elämän alkutaipaleella kiusallisen voimakasta. Rakoilleessa kivessä pääsee kuitenkin helposti kaivautumaan syvemmälle säteilysuojaan. Mukavan huokoiseksi möyhennetystä kivestä myös irtoaa ravinteita eliöiden käyttöön paljon runsaammin kuin koskemattomasta kalliosta. Tämä tietysti korostuu, kun lämmin vesi kiertelee rakosissa.

Suuremmilla planeetoilla, etenkin Maassa ja Venuksessa, on valtavat määrät puhtaasti sisäsyntyistä vulkaanista energiaa tarjolla elämän käyttöön. Saturnuksen kuu Enceladus ja Jupiterin kuu Europa puolestaan nauttivat edelleen planeettansa tarjoamasta vuorovesienergiasta, joka uudistaa niiden pintoja. Kuitenkin jo Marsissa energia on ollut ajallisesti ja paikallisesti paljon rajallisempi resurssi.

Törmäyskraattereita on sen sijaan muodostunut tasaisesti kaikkialle. Viimeisen muutaman miljardin vuoden aikana niiden syntytahti on tosin onneksi ollut varsin verkkainen, joten kovin pitkään ei mahdollinen elämä ole niidenkään varassa voinut sinnitellä. Jos elämää on syntynyt vaikkapa Ganymedeen, Kalliston tai Titanin kaltaisilla planeetankokoisilla kuilla tai sitä on niille muualta päätynyt, ovat kraatterit tarjonneet elämälle mahdollisuuden kukoistaa pidempään kuin muutoin olisi ollut mahdollista.⁴

Ajatuskulkua voidaan helposti viedä myös pidemmälle. Kuten kraattereita ymmärtävä astrobiologi Charles Cockell jo parikymmentä vuotta sitten hyvin perustellusti ehdotti, törmäyskraatterit ovat voineet olla Charles Darwinin (1809–1882) kuuluisa ”lämmin pieni lammikko”, jossa elämä sai alkunsa. Jacob Gustafssonin ja kumppaneiden uudet tulokset antavat näille törmäileville ajatuksille elämän synnystä aivan uutta pontta. Tätäkin sopii tuumailla Lappajärvellä kulkiessa ja kärnäiittilohkareita potkiskellessa.

---

¹Mikäli yläasteen fysiikka ja kemia on päässyt unohtumaan: samalla alkuaineella on yleensä useampia eri isotooppeja. Tämä tarkoittaa sitä, että tietyllä alkuaineella on ytimessään aina sama määrä protoneja, mutta neutronien määrä voi vaihdella. ”Pysyvä” tässä yhteydessä taas tarkoittaa sitä, että isotooppi ei ole radioaktiivinen eli se ei omia aikojaan hajoa toisiksi alkuaineiksi. Esimerkiksi hapella voi ytimessään kahdeksan protonin kaverina olla kahdeksan (¹⁶O), yhdeksän (¹⁷O) tai kymmenen (¹⁸O) neutronia, ja atomi on silti pysyvä. Lähes 99,8 % luonnossa esiintyvästä hapesta on isotooppia ¹⁶O.  

²Jos joku todella sattuisi jostain kaivamaan tuon Veršin ryhmän kokousjulkaisun esiin, saattaisi ensisilmäyksellä näyttää siltä, etteivät happi-isotooppiarvot ole alkuunkaan samanlaiset kuin Gustafssonin artikkelissa. Tämä kuitenkin johtuu siitä, että luvut ilmoitetaan eri standardeihin pohjautuen. Kun itse laskeskelin muutokset ja vertailin lukuja, samaan läjään ne näyttivät osuvan. Tämä on siis kuitenkin vain omaan huonoon isotooppigeokemian osaamiseeni pohjautuvaa pähkäilyä, sillä Gustafssonin ja kollegojen artikkelissa ei Veršin Lappajärvi-tutkimukseen viitata.

³Kyllä, läpimitta pitäisi toki skaalata kullekin taivaankappaleelle, jotta päästäisiin puhumaan samoista törmäysenergioista, mutta ei nyt takerruta itse asian kannalta turhiin lillukanvarsiin.

⁴Mainittujen suurten kuiden pinnat koostuvat jäästä, joten siinä mielessä Lappajärven tuloksia ei voi suoraan soveltaa niille. Mars sen sijaan toimii vertailukohtana suuremmitta ongelmitta. Sama perusajatus törmäyskraattereista lämpiminä elämän keitaina kuitenkin käy myös suurille jääkuille, ja miksei pienemmillekin.

—

Jääviysilmoitus: Silloin kun en ole töissä Ursan blogistina, olen töissä Kraatterijärvi Geoparkissa, eli Lappajärvellä, Evijärvellä, Alajärvellä ja Vimpelissä. Näin ollen Lappajärven monimuotoisesta auvoisuudesta hehkuttaminen kuuluu paitsi harrastuksiini, myös työhöni. Gustafssonin ja kumppaneiden tutkimuksessa en ollut mukana, mutta vähältä piti, ja keskustelin kyllä heidän kanssaan aiheesta muutama vuosi sitten kun he projektiaan aloittelivat, kuten artikkelissakin ystävällisesti mainitaan. Lisäksi olin mukana Evelin Veršin isotooppitutkimuksissa parikymmentä vuotta sitten. Lienen siis puhdasoppisimpien tiukkapipotulkintojen mukaan monessakin mielessä jäävi kommentoimaan tästä aiheesta yhtään mitään. Tulipahan nyt kumminkin kommentoitua.

---

Titaanikuu

1.9.2025 klo 08.35, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Geokemia , Kuu , kuulennot , Törmäysaltaat , Vulkanismi

Kuuta paljain silmin katsellessa siitä erottuu kaksi hallitsevaa värisävyä: vaaleat ylängöt ja tummat meret. Runsaasti maasälpää sisältävät ylängöt ovat kivilajina anortosiittia ja sen lähisukulaiasia. Meret ovat puolestaan samaa kivilajia kuin maapallon valtamerten pohjat, eli runsaasti rautaa ja magnesiumia sisältävää basalttia. Kuun basalteissa tosin on Maan vastaavia kiviä monin verroin enemmän titaania. Se esiintyy etenkin titaanipitoisena mineraalina, ilmeniittinä (FeTiO₃).  Perimmäinen syy ilmeniitin runsaudelle Kuun pinnalla on ollut vuosikymmenien ajan kiivaan tutkimuksen kohteena, mutta lopullista varmuutta siitä ei edelleenkään ole saatu.

Niin kuututkijat kuin -harrastajatkin voivat kuitenkin olla tyytyväisiä ilmeniitin paljouteen, sillä se antaa kätevän tavan luokitella erilaisia basaltteja. Lisäksi ilmeniitin määrä vaikuttaa voimakkaasti basaltin väriin. Värisävyt erottuvat tietysti spektroskooppisesti, mutta jo kännykkäkameralla värierot saa näkymään kunhan vain kuvankäsittelyssä vääntää nupit kaakkoon. Pidemmälle edenneet kuuharrastajat voivat puolestaan kasailla otoksistaan erittäin opettavaisia ja kauniita semikvantitatiivisia kuunpinnan mineraalikarttoja.

Ihmissilmäkin on melkoisen pätevä erottelemaan eri värisävyjä: tarkkasilmäiset näkevät enemmän titaania sisältävät basaltit hieman sinertävän sävyisinä. Värien erottumista tosin edesauttaa se, että eri koostumuksiset basaltit ovat yleensä hieman eri ikäisiä. Vanhemmat laavakerrokset ovat joutuneet kärsimään pidempään niitä vaalentavasta mikrometeoriitti- ja säteilypommituksesta, joten tyypillisesti nuoremmat basaltit ovat tummempia. Mikään automaatio tämä ei kuitenkaan välttämättä ole, toisin kuin vielä Apollo-aikakautena yleisesti ajateltiin.

Helpoimmin Kuun basalttien värierot voi nähdä Mare Serenitatiksen ja Mare Tranquillitatiksen rajalla ja ylipäätään Mare Serenitatiksen reunoilla. Serenitatiksen länsi-, etelä- ja itäreunaa kiertää tumma nuoremman (eratostheenisen) basaltin vyöhyke. Se sisältää seitsemästä kymmeneen painoprosenttia titaania,¹ kun Serenitatiksen vaaleampi ja vanhempi (myöhäisimbrinen) keskiosa pitää sisällään vain muutaman prosentin titaania. Väriero on jo kiikarilla katsellen silmiinpistävä. Tummahko Mare Traquillitatis taas on suunnilleen yhtä vanha kuin Mare Serenitatiksen keskiosa,² mutta sisältää likimain saman verran titaania kuin Serenitatiksen reunat.

Nuorimmat tunnetut Kuun laajat laavakerrokset ovat läntisellä pallonpuoliskolla, Oceanus Procellarumin eli Myrskyjen valtameren alueella. Se on myös geokemiallisesti ihan omanlaisensa seutu, joka tunnetaan nimellä Procellarum KREEP Terrane (PKT) eli ”suomeksi” Procellarumin KREEP-terraani.³ KREEP viittaa kaliumiin, harvinaisiin maametalleihin ja fosforiin, joita tämän alueen kivet poikkeuksellisen runsaasti sisältävät. Kaliumin lisäksi KREEP-kivissä on myös tavallista enemmän muita radioaktiivisia alkuaineita, eli toriumia ja uraania.

Viime vuosiin asti ajattelu PKT:n pitkään jatkuneesta tuliperäisestä toiminnasta on yleensä mennyt pääpiirteissään niin, että olipa PKT:n alkuperä mikä hyvänsä, sen tuottama radioaktiivinen lämpö on mahdollistanut suurten laavapurkausten jatkumisen huomattavasti pidempään kuin muualla Kuussa. Sitten kiusalliset faktat taas kerran tärvelivät hyvät teoriat. Ja vaikkei kukaan sitä ääneen asti myönnäkään, monissa läntisissä tutkijoissa kateudensekaista ihailua ja varmasti osin ärtymystäkin on herättänyt se, että faktat tulivat Kiinasta.

Kenellekään kuulentoja tai -tutkimusta seuraavalle ei liene jäänyt viime vuosina epäselväksi, että nykyisin Kiina vie ja muut vikisevät. Neuvostoliitto johti kuukilpajuoksua sen ensimmäiset vuodet 1950–60-lukujen taitteessa, mutta 1960-luvun puoliväliin mennessä Yhdysvallat kiri rinnalle ja ohi. Nuo ajat ovat kuitenkin kaukana takana. Viimeistään vuoden 2013 Chang’e-3 laskeutuja ja sen mukana ollut Yutu-mönkijä osoittivat kaikille Kiinan olevan Kuun suhteen liikkeellä paljon vakavammin kuin mikään muu avaruusmahti.

Vuosien 2020 ja 2024 Chang’e-5 ja -6 näytteenhakulennot olivat suorituksia, jotka lopullisesti sinetöivät Kiinan johtoaseman kuulennoissa. Nyt kun Chang’e-näytteitä on päästy kunnolla tutkimaan, kärkisasema ainakin merkittävien uusien näytteisiin perustuvien tieteellisten löytöjen osalta on myös siirtynyt Kiinalle.

Chang’e-5 oli ensimmäinen näytteenhakulento Kuusta sitten Neuvostoliiton vuoden 1976 Luna 24 -laskeutujan. Chang’e-5 toi 1,7 kiloa kiviä nuoreksi (eratostheeniseksi) tulkitulta mare-tansangolta Oceanus Procellarumin pohjoisosista. Laskeutumisalue oli kaukana Apollo- ja Luna-näytteiden hakupaikoista.

Chang’e-5:n basalttinäytteiden ensimmäiset geokemialliset analyysitulokset ja ikämääritykset antoivat miettimisen aihetta kaikille kuututkijoille. Apollo- ja Luna-näytteiden ja kaukokartoituksen perusteella valtaosa Kuun nykyisin nähtävissä olevista vulkaanisista kivistä purkautui noin 3,9–3,1 miljardia vuotta (Ga) sitten. Chang’e-5:n basaltit olivat kuitenkin merkittävästi nuorempia, vain kahden miljardin vuoden ikäisiä. Tämä ei sinänsä ollut suurensuuri yllätys, koska nuoria basalttejahan lennolla nimenomaan haettiinkin. Ongelma oli, että koostumusanalyysien ja tulkintojen mukaan Chang’e-5:n basaltit eivät olleet sekoittuneet KREEP-kiviin eikä niissä ollut alkuunkaan sellaista määrää radioaktiivisia aineita kuin kuviteltiin, vaikka ne kerättiin keskeltä PKT:tä. Pitkäikäisen vulkanismin selittäjäksi tarvittiin siis jotain muuta kuin KREEPin radioaktiivinen lämmöntuotto.

Viime vuoden Chang’e-6-lennolla kiinalaiset toteuttivat lukemattomien kuututkijoiden ikiaikaisen unelman, eli he hakivat näytteitä Kuun Maahan näkymättömältä etäpuolelta South Pole – Aitkenin törmäysaltaan sisällä sijaitsevasta Apollon törmäysaltaasta. Taas basalttikappaleet tarjosivat ihmeteltävää. Niiden joukossa oli paitsi vanhin Kuusta haetusta näytteestä määritetty basaltin ikä, 4,2 Ga, myös 1,4 miljardia vuotta nuorempi basaltti. Vaikka Kuun etäpuolella ei paljon laavatasankoja olekaan, basalttista vulkanismia siellä kuitenkin oli siis esiintynyt vähintään 1,4 miljardin vuoden ajan. Tällaista 2,8 Ga:n ikää ei lähipuolelta tuoduista näytteistä tunneta lainkaan, eikä sen ikäisissä kivissä näkynyt merkkejä KREEPistä sen enempää kuin Chang’e-5:n nuorissa basalteissakaan. Vaikka 2,8 Ga ei ole likikään niin ”hankala” ikä kuin Chang’e-5:n basalttien 2 Ga, on se silti ongelma Kuun perinteisen lämpötalousajattelun näkökulmasta.

Elokuun lopulla Science Advances -verkkolehdessä ilmestyi Chengyuan Wangin johdolla kirjoitettu artikkeli The source and thermal driver of young (<3.0 Ga) lunar volcanism. Siinä tutkittiin kahta Chang’e-6:n basalttityyppiä. Alhaisen titaanipitoisuuden (low titanium, LT) basaltit ovat iältään edellä mainittua 2,8 Ga:n porukkaa. Hyvin alhaisen titaanipitoisuuden (very low titanium, VLT) basaltit ovat puolestaan sata miljoonaa vuotta vanhempia eli 2,9 Ga.

Näytteiden koostumuksesta pystyttiin päättelemään basaltit synnyttäneiden kivisulien lähtösyvyydet. Vanhemmat, hyvin alhaisen titaanipitoisuuden basaltit ovat peräisin noin 120 km:n syvyydestä, mutta nuoremmat basaltit ovat lähtöisin paljon lähempää pintaa, eli 60–80 km:sta. Magmojen alkuperä siirtyi siis ajan myötä ylemmäksi Kuun vaipassa. Lisäksi kaukokartoitushavaintojen perusteella parinsadan kilometrin päässä Chang’e-6:n laskeutumispaikasta sijaitsevat korkean titaanipitoisuuden (high titanium, HT) basaltit voisivat olla iältään kenties 2,7 Ga. Näin Apollon altaan basalttien lähtösyvyys, koostumus ja ikä kulkisivat yhtä matkaa. Ajatus on niin kaunis, että sen soisi olevan totta.

Mutta miten pinnalle yltänyt magmaattinen toiminta saattoi jatkua niin myöhään vallankin etäpuolella, jossa Kuun kuori on kymmeniä kilometrejä paksumpi kuin lähipuolella?

Kuun syntyä seuranneen magmameren kiteytyessä oletetaan muodostuneen monenmoisia koostumukseltaan erilaisia kerroksia. Oletukset vaihtelevat hieman aina sen mukaan, millaista Kuun geofysiikan tai geokemian ongelmaa niiden avulla yritetään ratkoa.

Yksi viime vuosina erityisen suosituksi tulleista, mutta jo 50 vuotta sitten alkunsa saaneista ideoista on uppoava ilmeniittikumulaatti. Mallien mukaan se kiteytyi heti kevyen maasälpärikkaan kuoren alle. Se oli kuitenkin tiheämpää kuin sen alapuolella ollut Kuun vaippamateriaali. Niinpä se alkoi upota, joidenkin ajatusten mukaan kenties Kuun ytimen ja vaipan rajan tuntumaan asti. Tämä vaipan muljahtaminen (engl. mantle overturn)johti kaikenlaiseen jännään, kuten erilaisten basalttien syntyyn ja Kuun varhaista magneettikenttää ylläpitäneen dynamon pyörittämiseen. Näin siis mitä moninaisimpien mallien mukaan. Vähänkään suorempia havaintoja moisesta on hyvin vaikea saada ainakaan ennen kuin Kuuhun rakennetaan kattava seisminen mittausverkko.

Wangin tutkimusryhmän mukaan koko ilmeniittikerros ei kuitenkaan uponnut syvemmälle vaippaan, vaan sitä jäi suurempina ja pienempinä möykkyinä lilluskelemaan sinne tänne. Ilmeniittikumulaattia oli heidän mukaansa ainakin ylävaipassa heti Apollon altaan alla, mahdollisesti laajemminkin South Pole – Aitkenin törmäysaltaan alapuolelle.

Kuun litosfääri, eli jäykästi käyttäytyvät kuori ja ylävaippa, alkoi paksuuntua kolme miljardia vuotta sitten. Siksi syvältä vaipasta peräisin olevat magmat eivät enää päässeet purkautumaan Kuun pinnalle saakka. Sen sijaan ne jämähtivät eri syvyyksille. Tätä kutsutaan kuoren (tai tässä tapauksessa litosfäärin) altakasvuksi (engl. underplating).

Matkan varrelle hyytyneet magmapulssit kuitenkin lämmittivät yläpuolellaan ollutta kiviainesta niin paljon, että se suli ainakin osittain. Tässä mallissa Chang’e-6:n 2,8 Ga:n ikäiset alhaisen titaanipitoisuuden basaltit ja kenties noin 2,7 Ga:n ikäiset korkean titaanipitoisuuden basaltit ovat peräisin ilmeniittikumulaatin sulamisesta. 2,9 Ga:n ikäiset hyvin alhaisen titaanipitoisuuden basaltit olisivat kuitenkin lähtöisin ilmeniittikumulaatin alla olleesta pyrokseniittikerroksesta.

Wang kollegoineen laajensi vanhan kunnon Clementine-aineiston avulla näkymää South Pole – Aitkenin altaasta koskemaan myös koko Kuuta. Heidän mukaansa alla kolmen miljardin vuoden ikäinen vulkanismi oli etäpuolella Chang’e-6:n hyvin alhaisen titaanipitoisuuden (VLT) basalttien hallitsemaa. Lähipuolella nuoren vulkanismin tuotteet sen sijaan yleensä sisälsivät enemmän titaania, eli ne olivat kuin Chang’e-6:n ja 5:n alhaisen titaanipitoisuuden (LT) basaltit. Wangin ryhmän mukaan tämä ero heijastelee Kuun lähi- ja etäpuolten melkein kaikissa muissakin ominaisuuksissa havaittavia merkittäviä eroja ja viittaa siihen, että Kuun vaippa on erilainen eri puolilla Kuuta: lähipuolen ilmeniittikumulaattikerros sisältää 10–15 painoprosenttia ilmeniittiä noin sadan kilometrin syvyydessä, mutta etäpuolella vain kolmisen painoprosenttia 60–80 km:n syvyydessä. Paitsi että lähi- ja etäpuolet poikkeavat toisistaan ulkoisesti, ne siis ovat myös sisäiseltä kemialtaan hyvin erilaisia.

Sen lisäksi, että Kuun vulkanismi on ollut erilaista riippuen siitä, missä päin Kuuta ollaan, on myös sitä pyörittävän lämmön lähde vaihdellut aikojen saatossa. Yli kolme miljardia vuotta sitten todennäköisesti toimineita vulkanismin lämmönlähteitä oli useita: esimerkiksi vuorovesivoimat, suuret törmäykset, kuoren/litosfäärin altakasvu, sekä kuoren alla majaillut radioaktiivinen KREEP-kerros ovat voineet pitää vulkanismia käynnissä. Myöhemmin muut prosessit hiipuivat ja – mikäli Wang kumppaneineen on oikeassa – vain litosfäärin altakasvu ilmeniittikumulaatin kohdalla on jaksanut purskautella merkittäviä määriä laavaa Kuun pinnalle.

Ihan riippumatta siitä, kuinka kohdalleen Wangin työryhmän idea nuoren vulkanismin syistä ja Kuun sisärakenteen omituisuuksista loppujen lopuksi osuu, ovat Chang’e-5:n ja 6:n näytteet osoittaneet jälleen kerran näytteiden hakemisen merkityksen. Erilaisia teoreettisia malleja voidaan ja niitä tietysti pitää kehitellä, mutta ilman laboratorioon saatuja kivinäytteitä ei niiden paremmuudesta lopullista selvyyttä saada. Kiertoradalta kuikuilu kannattaa aikansa, mutta totuus löytyy planeetan pinnalta. Ja koska Kuu toimii mittatikkuna kaikille muille maankaltaisille planeetoille esimerkiksi kraatterilaskuihin perustuvan pintojen ikämäärityksen osalta, on uusilta alueilta saatavilla kuunäytteillä paljon kauaskantoisempia vaikutuksia kuin äkkiseltään uskoisi. Kannattaa siis seuraavan täysikuun⁴ tienoilla katsella vaikkapa ensin Serenitatiksen ja Tranquillitatiksen basalttien selkeitä värieroja, ja jatkaa sitten esimerkiksi Oceanus Procellarumin pohjoisosiin ihmettelemään Chang’e-5:n laskeutumisaluetta ja sen ympäristöä. Niiden hentoihin sävyihin kätkeytyy pitkä siivu Kuun geologista historiaa, ja samalla avautuu näkymä kiehtoviin ilmiöihin syvällä kiertolaisemme uumenissa.

---

¹Tarkemmin sanottuna titaanidioksia (TiO₂), geologiassa kun pitoisuudet tavataan ilmoittaa oksidipainoprosentteina.

²Ikäerot ovat selkeät perinteisissä geologisissa kartoissa, mutta tilanne muuttuu melkoisesti sekavammaksi, kun tarkastellaan kraatterilaskentoihin perustuvia ikämäärityksiä. Kuun geologisen kartoituksen ja kraatterilaskentojen hyvien ja huonojen puolien ja niiden virhelähteiden käsitteleminen on kuitenkin ihan oma ja hankala asiansa.

³Kuun kaksi muuta terraania ovat sisempään ja ulompaan vyöhykkeeseen jakautuva Feldspathic Highland Terrane (FHT) eli maasälpärikas ylänköterraani, sekä aurinkokunnan suurimman törmäysaltaan ja sen heitteleen hallitsema Kuun etäpuolella oleva South Pole – Aitken Terrane (SPAT).

⁴Kurkistuksena kulissien taakse todettakoon, että näiden blogijuttujeni kirjoittaminen on, ikävä kyllä, yleensä aika sattumanvaraisesti etenevä prosessi, minkä tietysti teksteistäkin valitettavasti huomaa. Alkujaan nimittäin kirjoitin tämän jutun alkuun pitkät pätkät siitä, kuinka tulevana sunnuntai-iltana 7.9.2025, siinä puoli yhdeksän uutisten kieppeillä, ovat Aurinko, Maa ja Kuu taas jämptisti samalla suoralla ja ilonamme on täydellinen kuunpimennys. Se tosin näkyy hieman turhan matalalla. Jos pelkkä pimennyksen seuraaminen ei jostain syystä ole tarpeeksi nopeatempoista, samalla reissulla voi siis katsella myös basalttien värieroja. Voi sen tosin hyvin tehdä päivä–pari ennen tai jälkeenkin täydenkuun, mutta mitä vähäisemmät varjot ovat, sitä puhtaampana pääsee näkemään kiviaineksen koostumuksesta johtuvat värierot.

---

Franz von Paula Gruithuisen – kuuhullu ja kraatteripioneeri

1.7.2025 klo 05.55, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Historia , Kraatterit , Kuu , Maa , Törmäykset

Baijerilainen Franz von Paula Gruithuisen (1774–1852) on yksi kuu- ja kraatteritutkimuksen historian kiistanalaisimpia ja siksi myös mielenkiintoisimpia hahmoja. Aluksi tämän monialaisen lääkärin ja luonnontutkijan havainnot Kuun pinnanmuodoista ja etenkin hänen niistä tekemänsä tulkinnat nauttivat 1800-luvun tutkijoiden ja sivistyneistön parissa suosiota. Hyvin pian hänelle kuitenkin naureskeltiin aivan yleisesti. Tilanne ei siitä ole juuri muuttunut, vaikka yksi modernin kraatteritutkimuksen perustajista, Ralph Baldwin (1912–2010) jakoi Gruithuisenille kunniaa 1940-luvulta alkaen.

Onneksi 2000-luvulla etenkin englanninkielisessä maailmassa on alkanut pienimuotoinen Gruithuisenin maineenpalautus niin lääketieteen kuin kuu- ja kraatteritutkimuksenkin puolella. Suomeksi Gruithuisenista ei kuitenkaan ole tarjolla edes omaa sivua Wikipediassa, ja tähtitieteen historiaa käsittelevissä kirjoissa hänestä on ainakin minun tietääkseni julkaistu vain lyhyitä mainintoja. Kuuharrastajille on onneksi tarjolla Ursan Zeniitti-verkkolehdessä vuonna 2016 julkaistu Jari Kuulan mainio juttu Gruithuisenin kuuluisimmasta havainnosta. Gruithuisen oli kuitenkin muillakin aloilla sen verran merkittävä kaveri, että kyllä hänen tekemisensä vähintään yhden blogitekstin suomeksikin ansaitsevat.

Varhaisvuodet

 Franz von PaulaGruithuisen syntyi vuonna 1774 Haltenbergin linnassa eteläisessä Baijerissa, nykyisen Saksan kaakkoisosassa. Hänen äitinsä, kuvanveistäjän tytär Maria Rosina Lederer (1726–1798) oli baijerilainen. Hänen isänsä sen sijaan oli hollantilainen Petrus van den Gruijthuijzen (1732–1793). Hän työskenteli Haltenbergin linnassa haukkametsästäjänä.

Perheellä ei juurikaan ollut varaa kouluttaa nuorta Franzia, joten hän oli paikallisen parturi-kirurgin oppipoikana. Neljätoistavuotiaana hän lähti vapaaehtoiseksi Itävallan (Habsburgien) ja Turkin (ottomaanien) väliseen sotaan (1788–1791). Sodassa hän toimi kenttälääkärin avustajana, minkä jälkeen hän palasi parturi-kirurgin töihin. Vapaa-ajallaan hän kuitenkin opiskeli omin päin tähtitiedettä, filosofiaa ja kieliä.

Vuonna 1792 hän alkoi työskennellä Baijerin vaaliruhtinas Kaarle Teodorille (1724–1799). Ruhtinas vaikuttui Gruithuisenin innostuksesta ja kyvyistä tieteellisten kokeiden tekijänä ja kaukoputken rakentajana, joten hän päätti rahoittaa tämän yliopisto-opinnot. Gruithuisen aloittikin filosofian, luonnontieteiden ja lääketieteen opinnot Landshutin yliopistossa kesällä 1801 Kaarle Teodorin tosin kuoltua jo pari vuotta aiemmin.

Vuonna 1808 Gruithuisen sai valmiiksi Ranskan vallankumouksen vuoksi ajankohtaisen väitöskirjansa. Se käsitteli mestattujen päiden ja vartaloiden tuntemuksia sekä tapoja, joilla näistä voisi saada tietoa. Gruithuisenin mukaan giljotiini ei ollut niin”inhimillinen” mestaustapa kuin oli ajateltu, vaan katkaistut päät elivät ja tunsivat vielä pitkään mestauksen jälkeenkin. Gruithuisen myös epäili oikeuslaitoksen erehtymättömyyttä kuolemantuomioita jaettaessa.

Väitöksensä jälkeen Gruithuisen pääsi opettajaksi Münchenin lääketieteelliseen kouluun. Siellä hän opetti fysiikkaa, kemiaa, antropologiaa ja eläintiedettä, kunnes hänet vuonna 1823 nimitettiin anatomian ja fysiologian professoriksi. Kun Ludvig-Maximilianin yliopisto siirtyi Landshutista Müncheniin vuonna 1826, sai Gruithuisen yliopiston tähtitieteen professuurin. Samalla hänet vapautettiin kaikesta joutavasta paperinpyörityksestä ja hänen annettiin keskittyä täysin tutkimukseen. Tässä tehtävässä hän toimikin vuonna 1852 tapahtuneeseen kuolemaansa saakka.

Gruithuisenin saavutuksia

Kuututkimustensa ohella Gruithuisen tunnetaan parhaiten virtsakivien murskausmenetelmän kehittäjänä.¹ Virtsakiviä oli kyllä leikkausteitse murskattu aiemminkin. Leikkaukset olivat yleensä onnistuneita, mutta potilas usein kuoli. Gruithuisenin palkitulla prototyyppilaitteistolla leikkausta ei tarvittu, joten potilaskin saattoi jäädä useammin eloon.

Lääketieteen saralla muut Gruithuisenin jälkikäteen tarkastellen keskeimmät tutkimukset koskivat infektioita ja verta. Fysiologina Gruithuisen puolestaan oli ensimmäinen, joka ymmärsi monien eläinten kiiluvien silmien johtuvan verkkokalvon takana olevasta kerroksesta, joka heijastaa osan valosta takaisin ja mahdollistaa täten paremman hämäränäön.

Gruithuisen oli myös merkittävä geotieteilijä. Hän kehitteli korkeudenmääritysmenetelmiä ja rakensi ensimmäisen pystysuoraan heiluriin perustuneen seismografin, joka pystyi rekisteröimään maanjärityksiä merkittävien etäisyyksien päästä. Vuonna 1812 hän havaitsi Italiassa 250 km:n päässä tapahtuneen järistyksen. Gruithuisen väitti myös rekisteröineensä Jamaikalla tapahtuneen maanjäristyksen, mutta nykytutkimuksen mukaan tämä menee Gruithuisenia vaivanneen turhan vilkkaan mielikuvituksen piikkiin.

Jääkausitutkijanakin hän oli esimerkiksi alan perustajiin lukeutuvia Jean de Charpentieriä (1786–1855) ja Louis Agassizia (1807–1873) edellä, sillä jo vuonna 1809 hän esitti, että ensin vuoristojäätiköt ja sitten niiden sulamisvedet olivat kuljettaneet massiivisia siirtolohkareita Alpeilta Baijerin tasangoille. Gruithuisen ei kuitenkaan ilmeisesti ymmärtänyt vuoristojäätiköiden virtausta, joten vaikka idea sinänsä oli oikeansuuntainen, fysikaalinen perusta oli pielessä.

Gruithuisenin suurin rakkaus oli kuitenkin hänet jo nuorena mukaansa temmannut tähtitiede. Sen parissa hän saattoi antaa mielikuvituksensa lentää. Monet Gruithuisenin hurjimmista väitteistä liittyivät avaruusolentoihin. Hän esimerkiksi uskoi vakaasti – tai ainakin lukijoilleen uskotteli – että komeetat ovat asuttuja. Venuksen napa-alueiden hän näki olevan kirkkaampia kuin planeetan muu pinta. Tämä oli luultavasti aivan todellinen havainto, sillä Gruithuisen oli tiettävästi poikkeuksellisen tarkkasilmäinen havaitsija, ja Venuksen pilvet todella ovat hivenen kirkkaampia napa-alueilla. Tämä erottuu selvemmin ultraviolettiaallonpituudella, mutta on nähtävissä niin nykyisillä kuin Gruithuisenin aikaisillakin pienillä kaukoputkilla.

Gruithuisen myös näki, hyvin monen muun tavoin, Venuksen yöpuolella himmeää hehkua. Ilmiön selityksestä kiistellään edelleen, mutta todellisesta valohehkusta ei liene kyse, koska mikään mittalaite ei sitä onnistu noteeraamaan. Gruithuisenin selitys hehkulle oli kuitenkin vertaansa vailla: kyseessä on Venuksen asukkaiden sytyttämä juhlavalaistus.

Kuuhavainnot

Gruithuisenin sankari oli selenografian isäksikin kehuttu Johann Hieronymus Schröter (1745–1816). Kuu oli täten luonnollisesti hänen suosikkikohteensa. Myöhemmät kuututkimuksen merkkimiehet, kuten Thomas Gwyn Elger (1836–1897) ja Edmund Neison (eli Edmund Neville Nevill, 1849–1940), joilla oli jo käytössään Gruithuisenia paremmat kaukoputket, ylistivät hänen tarkkoja havaintojaan. Esimerkkinä niistä voi vaikka vilkaista Gruithuisenin yli 200 vuotta sitten vain kuusisenttisen kaukoputken läpi nähdystä Triesneckeristä ja läheisestä grabensysteemistä tekemää piirrosta. Neisonia on myös kiittäminen siitä, että Gruithuisen sai Kuuhun nimikkokraatterinsa ja –tulivuorensa.

Gruithuisenin ongelma kuututkijana(kin) oli, ettei hän saanut mielikuvitustaan pidettyä kurissa. Vaikka nykyisin tiedetään Kuun napa-alueilla olevan jäätä, ei Gruithuisenin väitteessä, että napaseudut näkyvät kirkkaampina lumen vuoksi, ole totuuden hiventäkään. Tämä oli kuitenkin Gruithuisenin väitteeksi hyvin vaatimaton. Tunnetuin Gruithuisenin ”havainto” oli Schröterin kraatterin pohjoispuolella sijaitseva kuukaupunki, jota hän kutsui nimellä Wallwerk. Sen voisi suomentaa lähinnä vallitukseksi. Vallituksen sisäpuolella asui luonnollisesti seleniittejä. Gruithuisen näki alueella myös tähdenmuotoisen piirteen, joka tietenkin oli seleniittien temppeli, jossa nämä palvoivat tähtiä.

Gruithuisenin väite kuukaupungista sai osakseen innostunutta huomiota, mutta välittömästi myös tyrmäyksen muilta tutkijoilta.  Ei siis ihme, että esimerkiksi Heinrich Olbers (1758–1840) ja Carl Gauss (1777–1855) pitivät Gruithuisenia omituisena höpöttäjänä.

Gruithuisenin toinen kuukaupunki Copernicuksen kaakkoispuolella, eli hyvin lähellä ensimmäistä, ei enää jaksanut herättää suurempaa mielenkiintoa. Tässä vaiheessa kunnianarvoisat tieteelliset aikakauslehdet eivät enää edes huolineet Gruithuisenin artikkeleja. Niinpä hän julkaisi ne itse perustamissaan lehdissä.

Gruithuisenin kraatterihypoteesi

1800-luvulla ja pitkään sen jälkeenkin Kuun kraattereita pidettiin tuliperäisinä. Tämä kävi järkeen, sillä geologit vannoivat uniformitarianismin nimiin, jonka mukaan nykyisyys on menneisyyden avain. Tulivuorenpurkauksia päästiin havaitsemaan, ja ne synnyttivät suunnilleen pyöreitä kraattereita. Jo Robert Hooke (1635–1703) oli tosin vuonna 1665 todennut, että kyllä putoilevat kappaleetkin kokeissa muodostivat Kuun kraattereiden kaltaisia pyöreitä rakenteita. Tuon ajan oppineiden maailmassa taivaalta ei kuitenkaan putoillut kiviä tai mitään muutakaan, joten Hooke hylkäsi tämän idean. Hooken viitoittamalla vulkaanisella tiellä valtaosa tutkijoista pysyttelikin seuraavat kolmesataa vuotta.

Gruithuisenin kannalta oli erityisen merkittävää, että Ernst Chladni (1756–1827) oli esittänyt vuonna 1794 hurjan väitteen. Sen mukaan taivaalta todellakin putoilee kiviä, toisinaan runsaastikin. Ei Chladnia tietenkään välittömästi uskottu. Vähä vähältä hänen väitteidensä tueksi tuli kuitenkin runsain määrin luotettavia havaintoja meteoriittien putoamisista.

Chladni oli myös muutamien muiden sakslaistutkijoiden ohella esittänyt, että planeetat ja kuut syntyivät pienempien kappaleiden kasaantuessa yhteen. Gruithuisen tarttui tähänkin ajatukseen. Putoilevista meteoriiteista ja kasaantumismallista hän jalosti hypoteesin, jota yleisesti pidetään ensimmäisenä jotensakin tieteellisenä törmäyksiin pohjautuvana Kuun kraattereiden syntymallina.

Gruithuisenin mallissa taivaankappaleet, erityisesti komeetat, muodostuvat samankeskisistä kerroksista. Törmäykset tapahtuivat pehmeään Kuun pintaan hyvin hitaalla nopeudella siten, että käytännössä kappaleet lähinnä upposivat oman painonsa alla. Törmäyksessä kappaleen uloimmat kerrokset kuoriutuivat irti ja muodostivat kraatterin reunat. Gruithuisenin mukaan kraatterien portaittain laskevat sisäreunat (terassit) ovat todiste näistä törmänneiden kappaleiden erilaisista kerroksista.

Kraatterien keskuskohoumien selitykseksi Gruithuisen keksi veden. Gruithuisenin tekstin englanniksi käännettyä katkelmaa lukiessani perimmäinen ajatus jää ainakin itselleni hieman hämäräksi, mutta keskuskohoumat syntyivät, kun törmäys tapahtui hyvin syvään veteen ja törmänneen kappaleen hajonnut lakiosa päätyi nykyiselle paikalleen kraatterin keskelle veden kerrostamana. Copernicuksen (jolla on moniosainen keskuskohouma) ja Claviuksen (jonka keskuskohouma on melko pieni ja hieman epämääräinen) tapauksissa vettä oli Gruithuisenin mukaan varsin niukasti tarjolla.

Törmäyshypoteesi ei ollut mikään ohimenevä aatos, vaan Gruithuisen käsitteli sitä lukuisissa artikkeleissaan vuosien 1823 ja 1851 välisenä aikana. Hän ei myöskään rajoittanut ideaansa vain Kuuhun, vaan myös Maassa oli Gruithuisenin mukaan suuria törmäyskraattereita. Jotkut niistä, kuten Île Saint-Paul eteläisellä Intian valtamerellä, ovat vulkaanisia kraattereita, mutta enimmäkseen Gruithuisenin ehdottamat kohteet ovat vain ”tavallista” laattatektoniikan hallitsemaa geologiaa. Pitäessään Böömiä törmäyssyntyisenä hän itse asiassa seurasi itseään Galileo Galileita (1564–1642). Yhtään todellista Maan törmäyskraatteria ei Gruithuisenin ehdokkaissa ollut.

Kuussa ja Maassa havaittavien pyöreähköjen rakenteiden selittäminen törmäyksillä oli sinänsä järkevää, vaikkei Gruithuisenin malli fysikaalisesti millään lailla mahdollinen olekaan. Itselleen valitettavan tyypillisesti Gruithuisen ei kuitenkaan jättänyt asiaa tähän. Hänen mukaansa Marsissa ja Venuksessa näkyy myös pyöreitä piirteitä, jotka selittyvät samalla tavoin törmäyksillä. Mikä pahinta, Gruithuisen ulotti mallinsa myös Aurinkoon. Itselleni tosin ei ole käynyt selväksi, tarkoittiko hän auringonpilkkuja vai jotain muuta. Siinä mielessä hän tosin oli oikeassa, että kraatteroituminen on aurinkokuntamme tärkein geologinen prosessi ja että Aurinkoonkin törmäilee jatkuvasti kappaleita. Lisäksi niin Aurinko kuin sitä kiertävät kappaleetkin ovat syntyneet samalla tavoin aineksen kasautuessa yhteen. Marsin, Venuksen tai Auringon törmäysjälkiä hän vain ei mitenkään pystynyt ”ilveksensilmistään” huolimatta havaitsemaan.

Gruithuisenin perintö

Kuun pinnanmuotojen tutkimuksessa Gruithuisen muistetaan nykyisin käytännössä vain kuukaupungista ja seleniiteistä. Tämä on hieman sääli, sillä kuten Elgerin ja Neisonin todistukset osoittavat, Gruithuisen oli myös erittäin tarkka havaitsija. Lääketieteen, fysiologian ja seismologian alalla Gruithuisenin ansiot sen sijaan lienevät kokolailla kiistattomat. Hänen suunnilleen oikeaan osunut siirtolohkareiden selityksensä puolestaan mainittiin jo 1800- ja 1900-lukujen taitteessa ilmestyneessä kattavassa geologian historiateoksessa.

Kraatteritutkimuksessa Gruithuisen ei ollut ensimmäinen törmäyksiä ehdottanut – Hooken lisäksi esimerkiksi Edmond Halley (1656–1742) oli jo vuonna 1694 pohdiskellut jättimäisten törmäysten vaikutuksia maapallolle – mutta hän oli ensimmäinen, jolla oli tarjota edes jonkinlainen hahmotelma niistä mekanismeista, joilla kraattereiden keskeisimmät piirteet syntyivät. Etenkin Saksassa lukuisat tutkijat ottivat vaikutteita Gruithuisenin ideoista. Häntä voidaan siis perustellusti pitää törmäyskoulukunnan perustajana kuten Ralph Baldwin teki. Vähintäänkin hän oli yksi alan tärkeimmistä pioneereista.

Gruithuisen otti monilla eri tieteenaloilla ennakkoluulottomia ja merkittäviä askelia oikeaan suuntaan. Hän kuitenkin suurelta osin pilasi maineensa pähkähulluilla ideoillaan seleniiteistä ja muista avaruuden asukkaista. Naureskelun myötä hänen oikeasti merkittävät saavutuksensa vaipuivat pitkälti unholaan.

Lähivuosina ”Gruithuisen” voi silti olla Kuusta kiinnostuneiden huulilla huomattavasti aiempaa useammin. Yhdysvaltain tämänhetkisen myllerryksen keskellä on mahdotonta sanoa, mitä pitkään suunnitelluille kuulennoille tapahtuu. Gruithuisenin kraatterin pohjoispuolella sijaitsevalle Mons Gruithuisen Gamma -tulivuorelle on kuitenkin jo vuosia ollut aikomus lähettää laskeutuja ja mönkijä tutkimaan Kuussa poikkeuksellisia ns. happamia eli paljon piidioksidia sisältäviä kiviä. Aiemmin tavoitteena oli tämä vuosi, nyt tähtäin on kolmen vuoden päässä. Mikäli lento joskus toteutuu, on mielenkiintoista nähdä, puhutaanko sen yhteydessä sekopäisestä kuututkijasta vai monialaisesta tienraivaajasta.

---

¹Kyseessä siis ovat nimenomaan virtsakivet, eivät sappikivet, kuten itsekin olen aiemmin virheellisesti väittänyt.

---

Tunnustettakoon, että yhtään Gruithuisenin alkuperäisartikkelia en ole lukenut, joten tämä teksti perustuu täysin toisenvaraisiin lähteisiin, joista linkattujen lisäksi Richard Baumin Gruithuisen-artikkeli Biographical Encyclopedia of Astronomers -teoksessa (2^nd ed., 2014, Springer) oli hyödyllinen.

---

Pölisevän kuivat rinneraidat

31.5.2025 klo 23.53, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Mars , Vesi

Kevät tuli,

lumi suli.

Puro sanoi:

Puli puli!¹

Näillä perinteisillä sulosäkeillä on eräiden tutkijoiden mukaan voitu selittää monilla Marsin rinteillä esiintyvät hieman purojen kaivertamilta uomilta ja niiden synnyttämiltä kerrostumilta näyttävät raidat ja juovat. Lumen sijasta tosin yleensä selityksissä on ollut kyse hieman Marsin pinnan alla esiintyvistä routakerroksista tai jonkinlaisista jäälinsseistä. Idea on kuitenkin ollut, että vesi – luultavasti jollakin suolapitoisella pakkasnesteellä terästettynä – virtailee hetkellisesti vielä nykyisinkin Marsin pinnalla.

Kuten hyvään tieteeseen kuuluu, vastaväittäjät ovat olleet vähintään yhtä äänekkäitä. Heidän mukaansa vettä tai mitään muutakaan nestettä ei tarvita, vaan kyseessä ovat vain pienet, kuivat ja lähinnä pölystä koostuvat maanvyörymät – periaatteessa samanlaiset kuin esimerkiksi Kuun nuorien kraatterien rinteillä, mutta toki marsilaisilla erikoisuuksilla höystettynä. Juupas–eipäs -väittely on ollut tasaista, enkä ainakaan itse ole jaksanut viime vuosina kiinnittää siihen paljonkaan huomiota, kun mitään uutta merkittävää ei ole tuntunut löytyvän.

Marsin rinteillä esiintyvät useimmiten tummat raidat ja niiden selittäminen virtaavalla vedellä eivät olekaan mikään uusi asia. Kuten melkein kaikki jännät jutut Marsissa, jota ei nähty vielä 1970-luvun alussa Mariner 9:n kuvista, löydettiin englanniksi nimellä slope streak tunnetut raidat 1970–80-luvuilla koko Marsin kuvanneiden Viking-kiertolaisten kuvista.² Pisimmillään ne voivat olla jopa muutaman kilometrin mittaisia. Leveydeltään nämä rinneraidat ovat tyypillisesti joitain kymmeniä metrejä. Niissä tapauksissa, joissa topografiaa on voitu mitata, on niiden havaittu olevan alle metri ympäristöään alempana.

Nykyisin oletetaan, että tummat raidat ja huomattavasti harvinaisemmat ympäristöään vaaleammat rinneraidat ovat saman ilmiön eri ikäisiä ilmenemismuotoja. Tummat ovat tuoreita, ja ne vaalenevat vanhetessaan muun muassa niitä peittämään laskeutuvan pölyn vaikutuksesta. Ne erottuvat silti ympäristöstään mm. erilaisen raekokonsa ansiosta.

Vuodesta 2006 Marsin kiertäneen Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) -luotaimen HiRISE-kameran huipputarkoista kuvista löydettiin 2010-luvun alussa erittäin paljon tavallisiltä tummilta rinneraidoilta näyttävä, mutta kuitenkin uudenlainen ilmiö: eteläisillä ylängöillä, tyypillisesti päiväntasaajaa kohti olevilla ja siis ympäristöään lämpimämmillä rinteillä nähtiin korkeintaan viiden metrin levyisiä tummia raitoja, jotka ilmestyivät kesällä, mutta katosivat talvella vain putkahtaakseen näkyviin taas seuraavana kesänä. Joskus ilmestyttyään uudelleen ne olivat aiempaa pidempiä, toisinaan vain hieman eri muotoisia. Siksi niille annettiin nimeksi recurring slope lineae (RSL). Suomeksi niitä voisi kömpelöhkösti kutsua vaikka toistuviksi rinnelineamenteiksi.

Toistuville rinnelineamenteille on tyypillistä, että ne alkavat kalliopaljastuman alaosasta. Toisin kuin tavanomaiset rinneraidat, ne esiintyvät alueilla, joilla pölyä on vain niukasti. Niiden viehtymys aurinkoisiin rinteisiin viittaa virtaavan veden mahdollisuuteen, mutta varmuutta suuntaan tai toiseen ei ole saatu. Kuten tavallistenkin rinneraitojen kohdalla, sekä märän että kuivan koulukunnan edustajilla on vahvat ja sinänsä hyvinkin pätevänoloiset argumenttinsa. Selvyyttä ei ole siitäkään, onko rinneraidoissa ja RSL:ssä pohjimmiltaan kyse eri ilmiöistä, vai ovatko ne vain saman asian ilmentymiä erilaisilla alueilla.

Toukokuussa Nature Communications -verkkolehdessä julkaistiin artikkeli, joka sai minutkin taas pitkästä aikaa kiinnostumaan Marsin rinneraidoista. Valentin Tertius Bickel ja Adomas Valantinas otsikoivat vapaasti saatavilla olevan juttunsa jämäkästi: Streaks on martian slopes are dry. Siis Marsin rinneraidat ovat kuivia. Tutkimuksen keskeisestä johtopäätöksestä ei ainakaan jää epäselvyyttä.

Otsikon väitteessä ei sinänsä ole mitään ihmeellistä, sillä samaa ovat sanoneet monet tutkijat aiemminkin. Se mikä tutkimuksesta julkaistuissa uutisissa oli päräyttävintä, oli tutkittujen raitojen määrä, noin puoli miljoonaa. Vertailun vuoksi: vuonna 2011 varmoja toistuvia rinnelineamenttejä havaittiin seitsemän, joten ero on melkoinen. Bickelin ja Valantinaksen tutkimus kattoi myös koko Marsin, joten määrällisesti ja alueellisesti on ainakin tarjolla merkitykselinen joukko havaintoja. Piti siis kaivaa itse artikkeli esille ja tutkailla, mistä oikein on kyse.

Bickelin ja Valantinaksen hurjien havaintomäärien taustalla on – ei mitenkään yllättäen – syväoppiminen eli tekoäly, joka on opetettu tunnistamaan MRO:n kontekstikameran (context camera, CTX) kuvista rinneraidat. Ihmisiäkin toki tarvittiin paitsi kouluttamaan tekoälyä, myös mm. poistamaan tuplahavaintoja, joita kuvien päällekkäisyys aiheutti. Tutkijat myös tarkastivat itse pikaisesti jokaisen tekoälyn tarjoamasta 661 144:stä raitakandidaatista. Lopputulos oli 13 026 kirkasta ja 484 019 tummaa rinneraitaa. Se on paljon.

Se mikä itselleni jää tutkimuksessa hämäräksi, on toistuvien rinnelineamenttien määrä, samoin kuin se, onko ne jotenkin onnistuttu tunnistamaan varmuudella, vai onko ne otettu mukaan jostain HiRISE-pohjaisesta lähteestä. Ne nimittäin jäävät leveydeltään CTX:n kuuden–seitsemän metrin erotuskyvyn alle. Siten CTX-kuvissa ne väkisinkin vain tummentavat kuvapistettä ilman, että tummentavan piirteen muodosta tai leveydestä saa varmuutta. Tällaisessa tapauksessa virhetunnistuksen todennäköisyys luonnollisesti kasvaa reippaasti. Uskotaan kuitenkin, että Bickel ja Valantinas hoitivat homman asiallisesti.

Bickelin ja Valantinaksen jutussa on lueteltu korrelointeja tai niiden puutteita ähkyksi asti. Keskeisimmät asiat saa kuitenkin tiivistettyä suht vähällä vaivalla.

Tummat ja kirkkaat rinneraidat esiintyvät päiväntasaajan ympärillä, mutta epäsymmetrisesti. Pääesiintymisalue ulottuu 40° päiväntasaajalta pohjoiseen, mutta vain 20° etelään. Tummia raitoja tavataan kuitenkin keskimäärin 4° pohjoisempana kuin kirkkaita. Alueellisen jakauman ero on selvä toistuviin rinnelineamentteihin, jotka ovat pääosin eteläisellä pallonpuoliskolla 30:n ja 50:n leveyspiirien välisellä alueella.

Leveysaste ei ole ainoa merkittävä eroavaisuus tavallisten rinneraitojen ja RSL:n välillä. Rinneraidat ovat pölyisellä alangolla, RSL:t kallioisella ylängöllä.  RSL:t ovat ekvaattoriin päin kallellaan olevilla rinteillä, mutta rinneraidoilla moista taipumusta ei ole. Rinneraitojen alueella tuulee tavallista enemmän, kun RSL:n esiintymisalueella on keskimääräistä heikkotuulisempaa. Eroja on myös esimerkiksi alueiden lämpö- ja kosteusolosuhteissa.

Vaikka tutkimuksen keskeinen tavoite oli yhtenäinen globaali kartoitus, voi sen perusteella vetää myös johtopäätöksiä mahdollisista syntymekanismeista. Bickel ja Valantinas nostavat esiin kolme keskeistä havaintoa. Rinneraidat ovat useammin lähellä tuoreita pieniä törmäyskraattereita kuin satunnaisuuden perusteella voisi olettaa, ne ovat tuulisilla alueilla, ja niille kertyy talviaikana tavallista enemmän pölyä. Paksut pölykerrostumat ovat epävakaita, joten tuulen ja törmäysten synnyttämä tärinä olisi heidän mukaansa syynä rinneraitojen syntyyn. Toistuvien rinnelineamenttien tapauksessa laukaisimina voisivat lisäksi toimia pölypyörteet ja suurempien lohkareiden synnyttämien maanvyöryjen aiheuttama tärinä. Suolaista vettä tai jäätä ei kummankaan tyypin muodostumiseen heidän mukaansa tarvita.

Artikkelissa esitettiin myös mielenkiintoinen ajatus rinneraitojen ja pölymyrskyjen mahdollisesta yhteydestä. Bickelin ja Valantinaksen mukaan rinneraidat siirtävät useamman planeetanlaajuisen pölymyrskyn verran pölyä jokaisena Marsin vuonna. Suoria havaintoja rinneraidoista pukkaamassa pölyä Marsin kaasukehään ei ole, mutta Bickel ja Valantinas heittävät ilmoille ajatuksen, että rinneraidoilla voi olla huomattavakin vaikutuksensa Marsin kaasukehän pölybudjettiin ja sitä myötä koko planeetan ilmastoon. Marsin pölymyrskytutkijat varmasti tarttuvat tähän ideaan tulevaisuudessa.

Jos Bickel ja Valantinas ovat oikeassa, eikä tavallisten rinneraitojen sen paremmin kuin toistuvien rinnelineamenttienkaan syntyyn tarvita vettä, vaikuttaa se myös tuleviin Mars-lentoihin. Mahdollisen Marsin elämän suojelu Maan pöpöiltä on erittäin tärkeä kysymys laskeutujia ja mönkijöitä suunnitellessa, niitä kun ei koskaan saada täysin vapaiksi maapallon elämästä. Jos rinneraitojen alueella ei olekaan vettä, ovat myös (maankaltaisen) elämän edellytykset merkittävästi vähäisemmät. Näin ollen laskeutujia, mönkijöitä ja lopulta myös astronautteja voitaisiin lähettää näille alueille paljon vapautuneemmin kuin on tavattu ajatella.

Tavallisten tummien ja kirkkaiden rinneraitojen osalta Bickelin ja Valantinaksen massiivinen tutkimusaineisto ja havaitut korrelaatiot ovat vähintäänkin vakava isku vetisten syntymallien kannattajille. RSL:n osalta tilanne ei kuitenkaan omasta, asiaa sen syvällisemmin tuntemattoman ihmisen näkökulmastani vaikuta ollenkaan niin selvältä. Bickel ja Valantinas toteavat itsekin, että heidän havaintonsa antavat tukea tulkinnalle, jonka mukaan rinneraitojen ja toistuvien rinnelineamenttien synty on pohjimmiltaan erilainen prosessi. Ja vaikka rinneraitoihin verrattuna RSL:t ovatkin uusien tulosten mukaan kuivemmilla alueilla, niiden esiintyminen kesäisin ja päiväntasaajalle päin kallellaan olevilla rinteillä on kelpo aihetodiste vetisten mallien puolesta.

Rinneraidat siis näyttävät nyt kuivilta, ja märkien mallien kannattajien täytyy jatkossa kyetä tyrmäämään Bickelin ja Valantinaksen kattava havaintoaineisto, tai ainakin uskottavasti tulkitsemaan se täysin päin vastoin. Toistuvien rinnelineamenttien osalta tilanne vaikuttaa huomattavasti avoimemmalta. Onkin mielenkiintoista nähdä, millaisia vasta-argumentteja vetistä vaihtoehtoa kannattavat tulevaisuudessa esittävät.

---

¹Mieltäni kalvaa inhottava tunne, että olen piinannut lukijoita tällä värssyllä ennenkin, mutten löydä sille varmistusta. Pahoittelen, mikäli niin on. Huonot jutut eivät toistettaessa ainakaan parane.

²Frank C. Chuangin ja kumppaneiden artikkelissa vuodelta 2007 todetaan: ”These features have been identified since the early Mariner and Viking missions to Mars…”, eli voi olla, että nämäkin nähtiin jo Mariner 9:n kuvissa. Muissa aiheesta lukemissani artikkeleissa ei tosin Mariner-luotaimista ole puhuttu.

---

Ion muuttuvat maisemat

1.5.2025 klo 06.09, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Io , Juno , Tulivuoret , Vulkanismi

Jos saisi valita, mitä aurinkokuntamme kohdetta pääsisi ihastelemaan lähietäisyydeltä mutta turvallisesti, olisi Jupiterin kuu Io omalla listallani hyvin korkealla. Jatkuvat tulivuorenpurkaukset mustalle taivaalle kohoavine jättimäisine purkauspilvineen tarjoaisivat ainutlaatuisen spektaakkelin. Toki Iossa on merkkejä muistakin geologisista prosesseista – hieman yllättäen siellä syntyy mahdollisesti myös dyynejä – mutta alati purkautuvista tulivuoristaan Io tunnetaan. Kuvia ja animaatioita Ion tulivuorista, samoin kuin hieman enemmän taustaa niiden löytöhistoriasta voi vilkaista vaikka viime vuoden tammikuun blogijutustani.

Io on siinä mielessä helposti hahmotettava taivaankappale, että se on hieman omaa Kuutamme suurempi ja se kiertää Jupiteria vain pikkuisen kauempana kuin Kuu Maata. Geologiselta aktiivisuudeltaan Kuu, Maa ja Io eroavat kuitenkin toisistaan merkittävästi. Kuun vulkaaninen toiminta hiipui pääosin jo muutama miljardi vuotta sitten. Maan tulivuoria pyörittää planeettamme sisäisen energian ylläpitämä laattatektoniikka. Ion tuliperäinen aktiivisuus sen sijaan johtuu massiivisen Jupiterin aiheuttamista valtavista vuorovesivoimista. Oleellinen tekijä tässä on Ion kiertoajan resonanssi kahden ulomman suuren kuun eli Europan ja Ganymedeen kiertoaikojen kanssa. Tämän vuoksi Ion rata on melkoisen soikea. Ion sisäinen energia on siis oikestaan peräisin sen ulkopuolelta.

Pian jo yhdeksän vuotta Jupiteria kiertänyt NASAn Juno-luotain on keskittynyt Jupiterin kaasukehän ja magneettikentän tutkimukseen. Näistä kiinnostuneet ihmiset ovat planeettatutkijoiden joukossa oma omituinen fyysikkotaustainen alalajinsa, joiden hommista keskimääräiset planeettageologit eivät valitettavasti yleensä ymmärrä hölkäsen pöläystä.

Tätä taustaa vasten ei olekaan niin omituista, ettei Junossa alkujaan pitänyt olla tavallista kameraa mukana lainkaan. Onneksi mukaan kuitenkin saatiin hieman jälkikäteen ympättyä JunoCam. Kovan luokan tiedetykki JunoCam ei lähinnä luotaimen tiedonsiirto- ja massarajoitusten vuoksi kuitenkaan ole. Se suunniteltiin alunperinkin lähinnä kansalaistiedettä ja tutkimuksen popularisointia varten. Siinä se on onnistunut loistavasti.

JunoCamia voidaan silti tietysti hyödyntää myös tieteen tekemiseen. Geologit tulivat JunoCamin käyttäjiksi varsinaisesti siinä vaiheessa, kun päätehtävänsä suorittaneelle Junolle myönnettiin jatkoaikaa ja sai luvan tehdä Jupiterin kuiden ohilentoja. Vuosina 2021–2024 Juno pyyhälsikin kertaalleen Europan ja Ganymedeen läheltä ohi, ja kahdesti aivan Ion vieritse, parhaimmillaan vain 1500 km:n päästä. Enempää noin läheisiä ohilentoja ei liene luvassa, sillä jollei ihmeitä tapahdu, päättyy Junon taival luultavimmin syyskuussa 2025 hallittuun tuliseen syöksyyn Jupiterin kaasukehään. Kauempaa tapahtuvista Ion ohituksista seuraava koittaa kuitenkin jo ensi tiistaina 6.5.2025. Tuolloin Juno lentää 89 000 km:n päästä Iosta.

JunoCam ei suinkaan ole ainoa Junon mittalaitteista, joita voidaan käyttää geologisten kysymysten selvittelyyn. Italialaisvalmisteinen Jovian Infrared Auroral Mapper (JIRAM) on infrapunasäteilyn lyhytaaltoista päätä kuvaava spektrometri. Nimensä mukaisesti sen päätarkoitus on Jupiterin revontulten tutkimus. Toisin kuin JunoCam, JIRAM tuottaa erittäin käyttökelpoista tutkimusaineistoa kuista myös muulloin kuin harvinaisten lähiohitusten aikaan. JIRAM-data ei vain ole niin kaunista katseltavaa kuin JunoCamin psykedeeliset kuvat, joten uutisotsikoissa se ei yleensä samalla tavalla näy.

Antoisin tilanne geologien kannalta on, kun tarjolla on aineistoa niin JIRAMista kuin JunoCamistakin, ja uusia tuloksia päästään vertailemaan aiempaan tietoon. Ion tapauksessa tämä tarkoittaa etenkin Galileo-luotaimen 1990-luvun lopulla ja 2000-luvun alussa ottamia kuvia.

Yksi oivallinen piirre Junossa on sen rata, joka kiertää Jupiterin napojen kautta. Koska suuret kuut kiertävät pystyasennossa suunnilleen Jupiterin päiväntasaajan ja samalla myös likimain Maan radan tasossa, suo Junon polaarirata ainutlaatuisen mahdollisuuden tarkastella myös kuiden napa-alueita. Aiemmat ohilennot, kiertolaiset ja maanpäälliset kaukoputket ovat kuvanneet Ioa aika lailla samasta tasosta, joten JIRAMin ja JunoCamin havainnot tuovat konkreettisestikin aivan uuden näkökulman Ion tuliperäisen toiminnan tutkimukseen. 2030-luvulla Jupiter-järjestelmää tutkivat JUICE ja Europa Clipper ovat nekin perinteisemmillä alhaisen kaltevuuden radoilla, joten Junon tarjoamista näkymistä kannattaa nauttia niin kauan kuin voi. Näillä näkymin uutta dataa Jupiterin tai sen kuiden napa-alueilta ei tämän vuoden jälkeen ole tulossa.

Vielä uutta dataa ja tutkimuksia kuitenkin virtaa. Esimerkiksi Jason Perryn ja Ion vulkanismista oppikirjankin kirjoittaneen Ashley Daviesin johdolla tehty, avoimessa The Planetary Science Journal -verkkolehdessä huhtikuussa ilmestynyt artikkeli Hot Spot Detections and Volcanic Changes on Io during the Juno Epoch: Orbits PJ5 to PJ55 on kiinnostava katsaus Ion vulkanismiin ja eri pinnanmuodoissa vuosikymmenten varrella tapahtuneisiin muutoksiin. Se täydentää mainiosti likimain saman porukan viime vuonna julkaisemia artikkeleita, joiden perusteella Ion tulivuoret eivät ole suinkaan ole kaikkialla samanlaisia, vaan eri pallonpuoliskojen tulivuorten lämmöntuotannossa on eroja, joita mikään nykyinen malli ei kunnolla selitä.

Maaliskuun 2017 ja lokakuun 2023 välisenä aikana Perryn ja Daviesin ryhmän mukaan JIRAMin aineistossa erottuu peräti 325 aktiivista tulivuorta tai tulivuoren osaa. Tässä tapauksessa ”aktiivinen” tarkoittaa havaintoa pinnalle purkautuvasta tai hieman aiemmin purkautuneesta kuumasta laavasta. Monet näistä ovat myös pitkäkestoisia purkauksia, jotka on havaittu toistakymmentä kertaa. Vain 40 tulivuorta nähtiin aineistossa ainoastaan yhden kerran.

Tämä on hurja määrä vulkaanista toimintaa miten tahansa mitaten, mutta vallankin jos ottaa huomioon, että Io on vain hieman Kuuta kookkaampi taivaankappale. Vertailun vuoksi: suurella ja tuliperäisestä aktiivisuudestaan tunnetulla maapallolla on tyypillisesti käynnissä 40–50 tulivuorenpurkausta. Iolla niitä puolestaan on kenties pari–kolmesataa, mahdollisesti enemmänkin. Io on todellinen vulkanologin paratiisi.

Jatkuva ja laaja-alainen tulivuoritoiminta uudistaa Ion pintaa koko ajan. Juuri siksi Iosta ei ole toistaiseksi löydetty kuin yksi mahdollinen törmäyskraatteri. Havainnollisimmin maiseman muutokset näkyvät Galileo-luotaimen ja JunoCamin kuvia vertailemalla. Muutokset voivat olla todella rajuja: eräitä seutuja meinaa olla äkkiseltään vaikea tunnistaa samoiksi, kun vanhat toista sataa kilometriä pitkät laavavirrat ovat täysin peittyneet nuorempien vulkaanisten kerrostumien alle.

Aina maisemassa näkyviä muutoksia ei kuitenkaan vuosikymmenienkään aikana tapahdu, vaikka lämpösäteily osoittaakin vulkaanisen toiminnan olevan käynnissä. Mainio esimerkki tästä on noin 95 km:n läpimittainen Amaterasu Patera (38,21°N; 306,55°W): Voyager 1:n, Galileon ja Junon kuvat kattavat 45 vuoden ajanjakson, eikä sen ulkomuodossa ole tapahtunut mainittavia muutoksia. Maasta tehdyt infrapunahavainnot viimeisen kahden vuosikymmenen ajalta kuitenkin osoittavat tulivuoren olleen hyvin aktiivinen ainakin lämmöntuotannon näkökulmasta.

Tällä viikolla Wienissä meneillään olevassa Euroopan geotieteiden unionin EGU:n yleiskokouksessa julkaistiin myös alustavia tuloksia Ion vulkanismista. Yksi Junon mittalaitteista on mikroaaltoradiometri, joka antaa tietoa lämpötilaolosuhteista myös Ion pinnan alapuolelta. Shannon Brownin vetämän ryhmän mukaan yhdistämällä radiometrin ja JIRAMin data voidaan päätellä, että Ion jähmettyneen pinnan alla on runsaasti sulia magmasäiliötä tai laavavirtoja. Ne voivat kattaa noin 5–10 % Ion pinnasta.

EGUn kokouksessa esiteltiin hieman tarkemmin myös jo tammikuussa mainostettuja alustavia tuloksia viime joulukuun lopulla tehdyn Ion ohilennon annista. JIRAMin aineiston perusteella Ion etelänavan tuntumassa on meneillään Ion hurjin havaittu tulivuorenpurkaus. Kuumana erottuvan alueen läpimitta on suunnilleen 100 000 neliökilometriä, siis pyöreästi kolmannes Suomesta. Sikäli kun NASAn tammikuiseen lehdistötiedotteeseen on alkuunkaan uskomista (suhtautumisestani lehdistötiedotteisiin voi lukea täältä), puhkuu tuo löydetty tulivuori kuusi kertaan enemmän energiaa kuin kaikki maapallon voimalaitokset yhteensä. NASAn parin päivän takaisessa lehdistötiedotteessa sen kerrotaan Brownin mukaan sylkeneen laavaa ja tuhkaa ainakin vielä maaliskuun alussa. Ensi viikon ohilennon tuloksia odotetaan tässäkin mielessä erittäin suurella mielenkiinnolla.

 Junon aika alkaa kuitenkin siis käydä vähiin. Sinänsä luotain on vielä hyvässä kunnossa, eikä uutisia satunnaista vikasietotilaan joutumista suuremmista teknisistä ongelmista ole omiin silmiini osunut. Tässä mielessä Junon tutkimusmatkaa voitaisiin hyvin vielä pidentääkin. Yhdysvaltain nykyisen hallinnon tiedevastaisessa ilmapiirissä rahoituksen saaminen Junon jatkolle tuntuu vain mahdottomalta ajatukselta. Lisäksi NASA luultavasti tahtoo pelata varman päälle, eikä ota riskiä Junon ohjauskyvyn menettämisestä ja siitä seuraavasta mahdollisuudesta, että se joskus tulevaisuudessa rysähtäisi Europan pinnalle. Steriloinnista ja Jupiterin vahvasta säteily-ympäristöstä huolimatta Junon mukana nimittäin todennäköisesti kulkee edelleen Maasta peräisin olevia pöpöjä, eikä niitä haluta Europaan saastuttamaan mahdollista sikäläistä elämää.

Vaikka Junon loppu vaikuttaa väistämättömältä ja osin hyvin perustellultakin, kyllä se näin geologin näkökulmasta silti kieltämättä kismittää. Juno on tehnyt kiinnostavimmat havaintonsa viimeisen vajaan neljän vuoden aikana, Ion osalta kenties jopa vasta viime talvena. Kun Junon näkymä Jupiterin ja sen kuiden (taivaanmekaniikasta johtuen lähinnä Ion) napa-alueille menetetään, ei korvaajaa välttämättä saada useampaan vuosikymmeneen. Ja jotta JUICEsta ja Europa Clipperistä saataisiin ensi vuosikymmenellä kaikki mahdollinen hyöty irti ja tutkimus osattaisiin heti ohjata kiinnostavimpiin kohteisiin, tulisi Junolla tehdä mahdollisimman paljon etukäteishavaintoja. Jo olemassa olevien luotainohjelmien jatkaminen on myös naurettavan halpaa kokonaan uusiin lentoihin verrattuna.

Iloitaan kuitenkin Junosta niin kauan kuin se tuloksiaan tuottaa. Jo ensi viikolla voi esimerkiksi selvitä, jatkuuko aurinkokuntamme aktiivisimman kappaleen suurin tulivuorenpurkaus yhä, ja kuinka se on maisemaa muuttanut.