Kraatterin reunalta

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.

---

Selvisikö Kuun suurin ikämysteeri?

1.4.2025 klo 05.13, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Aurinkokunta , Geokemia , Kraatterit , Kuu , kuulennot , Meteoriitit , Törmäykset , Törmäysaltaat , Yleinen

Nelisen miljardia vuotta sitten aurinkokunnan sisäosissa meno oli rajua. Kymmenien ja satojen kilometrien läpimittaisia kivenjärkäleitä risteili sinne tänne, törmäillen niin toisiinsa kuin planeettoihinkin.

Meidän kannaltamme tämä on erityisen kiinnostavaa, sillä tuolta ajalta ovat peräisin ensimmäiset viitteet elämän ilmestymisestä maapallolle. Mutta oliko elämä kehittynyt Maassa jo aiemmin joutuakseen vain aloittamaan homman alusta jättimäisen törmäyksen  sterilisoitua planeettamme pinnan? Mikäli näin oli, ensimmäiset elämän merkit osoittaisivat ajankohdan, jolloin pahin moukarointi oli jo päättynyt ja elämä pääsi rauhassa jatkamaan evoluutiotaan.

Maapallolla esiintyi jo tuolloin nestemäistä vettä. Suurten törmäysten synnyttämä kuumuus sai lämpimät liuokset kiertelemään huokoisissa törmäyskivissä miljoonien vuosien ajan. Tarjolla oli vettä, lämpöä, ravinteita ja suojaa säteilyltä ja pienemmiltä meteoriiteilta, joten mikäpä siellä oli eliöidien lilluskella. Jättiläistörmäykset saattoivat siis varhaisessa Maassa olla paitsi orastavan elämän tuhoajia, myös sen mahdollistajia. Ja voihan olla, että elämä myös alkujaan saapui Maahan niiden mukana.

Emme tiedä tuolloin noin 4,0–3,8 miljardia vuotta (Ga) tapahtuneesta asteroidisateesta kovinkaan paljon. Oliko se vain aurinkokunnan syntyajoilta periytyvän pommituksen viimeinen, tasaisesti laskeva häntä? Vai läpäisikö tuolloin koko sisemmän aurinkokunnan niin sanottu myöhäinen raju pommitus? Vai oliko törmäysvuota kuvaava käyrä tasaisesti laskevan sijasta sahalaitainen, jossa vajaan neljän miljardin vuoden kohdalla oli viimeinen merkittävä piikki? Maapallolta tätä on äärimmäisen vaikea tutkia, koska noilta ajoilta ei juuri ole kiviä säilynyt.

Onneksi meillä on lähinaapurissa Kuu. Se on läpikäynyt käytännössä täysin saman törmäyshistorian kuin Maa. Toisin kuin Maassa, Kuussa ei ole laattatektoniikkaa ja voimakasta eroosiota tuhoamassa vanhoja kiviä. Tutkimalla kuunäytteitä tiedämme siis pääpiirteissään, mitä törmäysten osalta tapahtui samaan aikaan Maassa.

Idea Kuun kataklysmistä eli rajusta myöhäisestä pommituksesta syntyi Apollo-näytteitä tutkittaessa 1970-luvun alussa. Ikämääritysten tulokset tuppasivat kasautumaan noin 3,9 Ga:n kohdalle. Näytti siltä, että suuret törmäysaltaat olivat syntyneet hyvin lyhyen, eli korkeintaan parin sadan miljoonan vuoden aikana.

Suunnilleen kaiken Kuuta koskevan oleellisen tiedon oikein jo vuonna 1949 saanut Ralph Baldwin (1912–2010) esitti kuitenkin tuoreeltaan vuonna 1974, ettei mitään törmäyspiikkiä todellisuudessa ollut. Apollo- ja Luna-näytteiden iät heijastelevat hänen mukaansa ainoastaan sitä, että Kuun lähipuolen viimeisin törmäysallas, Imbrium, levitti heittelettään ympäri Kuuta. Kun tutkjat kuvittelivat mittaavansa useiden törmäysaltaiden ikiä, he todellisuudessa määrittivät yhä uudestaan ja uudestaan Imbriumin syntyhetkeä.¹

Pääpiirteissään samassa tilanteessa ollaan oltu viimeiset 50 vuotta. Uutta väriä keskusteluun toivat kuitenkin aurinkokunnan kappaleiden liikkeitä tietokoneillaan tutkivat dynaamiset mallintajat. Kaksikymmentä vuotta sitten julkaistun Nizzan mallin ja sen lukuisten myöhempien muunnelmien pääidea on, että jättiläisplaneetat kiersivät välillä lähempänä ja välillä kauempana Auringosta, ja jopa niiden keskinäinen järjestys vaihteli. Tämän vetovoimavemputuksen seurauksena pienempienkin kappaleiden radat muuttuivat, minkä seurausta myöhäinen pommitus heidän mukaansa oli. Nizzan mallin parametreja muokkkailemalla saatiin myöhäisen pommituksen lisäksi selitettyä mukavasti moni muukin dynaamikkoja vaivannut asia, kuten Marsin, asteroidivyöhykkeen ja Kuiperin vyöhykkeen olemassaolo.

Vaikka Kuun törmäysaltaiden absoluuttiset eli vuosissa mitattavat iät ovatkin kiistanalaisa, ollaan useimpien suurten altaiden keskinäisistä ikäsuhteista enimmäkseen yksimielisiä. Esimerkiksi Kuun itäisellä pallonpuoliskolla näkyvä kaunis Nectariksen allas on vanhempi kuin lähipuolta hallitseva Imbriumin allas. Aivan lähipuolen länsireunalla haamuileva Orientalen allas taas on vielä Imbriumiakin nuorempi. Näiden kolmen altaan heittelekerrokset muodostavat Kuun ajanlaskun tärkeimmät rajapyykit.

Kuun altaista vanhin ja samalla suurin on etelänavan tuntumasta kauas Maahan näkymättömälle etäpuolelle kurottava South Pole – Aitkenin allas (SPA). Se on valtaisa, noin 2500 km:n (tai 2000 × 1500 km:n) läpimittainen kuoppa, joka eroaa koostumukseltaan muusta Kuun pinnasta. Sen vaikutuksista myöhempään Kuun geologiseen kehitykseen on esitetty lukuisia erilaisia teorioita.

Näytteiden saaminen SPA:sta on ollut vuosikymmenten mittainen unelma. SPA:n tärkeys on tunnettu jo Apollo-aikakaudelta alkaen, mutta lopullisesti sen merkitys koko Kuun kehityksen kannalta kirkastui 1990-luvun puolivälissä. Ensin Clementine- ja sitten Lunar Prospector -luotainten tekemät kaukokartoitusmittaukset osoittivat, että SPA:n seutu on koostumukseltaan aivan erilaista kuin Apollo- ja Luna-lennoilla tuotujen näytteiden edustama Kuun lähipuoli.

Näytteiden saaminen SPA:sta muodostui monien tutkijoiden, etenkin alaa 1960-luvun alusta asti hallinneiden amerikkalaisten mielestä kuututkimuksen tärkeimmäksi tavoitteeksi. Amerikkalaisilla on fiksu tapa tehdä laajoja kansallisia selvityksiä siitä, millaiseen tutkimukseen verodollareita tutkimusyhteisön mielestä kannattaisi käyttää. Nämä Decadal Survey -raportit antavat suositukset rahoitettavista hankkeista seuraavalle kymmenvuotiskaudelle.² SPA:n näytteenhakulento löytyykin kuututkimuksen kärkitavoitteena niin vuosien 2003, 2011 kuin 2023:kin raporteista. Samaan tulokseen päädyttiin vuoden 2007 vain Kuuhun keskittyneessä The Scientific Context for the Exploration of the Moon -selvityksessä.

Euroopan avaruusjärjestö ESA on tuttuun tapaan omassa vuoden 2019 kuustrategiassaan amerikkalaisia epämääräisempi eikä mainitse South Pole – Aitkenia nimeltä. Mutta niin vain sieltäkin löytyy mainittuna tarve saada näytteitä vanhimmista altaista, ja sisemmän aurinkokunnan aikajanan ja pommitushistorian selvittäminen on ratkaistavien kysymysten listan kärjessä. On siis selvää, että ainakin länsimaisten tutkijoiden mielestä näytteiden saaminen SPA:sta on kuututkimuksen tärkeimpiä tavoitteita.

Meteoriitteja SPA:sta?

Jo 1980-luvulta alkaen on tiedetty, etteivät tuhottoman kalliit avaruuslennot ole ainoa tapa saada kivinäytteitä Kuusta. Luontoäiti nimittäin toimittaa jatkuvasti Kuusta peräisin olevia murikoita tutkittavaksemme ihan ilmaiseksi. Tämä johtuu siitä, että asteroidien tavallinen törmäysnopeus on huomattavasti suurempi kuin pakonopeus Kuun pinnalta. Näin ollen törmäyskraattereiden syntyessä roiskahtavasta heitteleestä osa karkaa avaruuteen. Aikojen saatossa iso osa siitä syöksyy Aurinkoon tai aikansa kierreltyään mäjähtää takaisin Kuuhun, mutta eräät kappaleet putoavat myös Maahan. Silloin tällöin joku harva niistä löydetäänkin. Tätä kirjoittaessani virallisia kuumeteoriitteja tunnetaan 733.

Tutkimuksen kannalta kuumeteoriittien suurin ongelma on, ettei niiden lähtöpaikkaa tiedetä. Taivaanmekaniikan kummallisuuksien vuoksi joiltain Kuun alueilta meteoriittien on todennäköisempää päätyä Maahan kuin toisilta, mutta yksittäinen meteoriitti voi olla peräisin ihan mistä päin Kuuta hyvänsä. Ennen aikakoneen keksimistä lähtöpaikkaa ei siis koskaan pystytä varmuudella selvittämään. Vertailemalla meteoriitin kemiallista koostumusta kaukokartoitusaineistoiden perusteella määritettyyn pintakoostumukseen, pinnan ikään ja mahdollisiin lähtökraattereihin voi kuitenkin tehdä hyvinkin valistuneita arvauksia. Lähiaikojen kiinnostavin tällainen tutkimus julkaistiin viime syksynä Nature Astronomy -lehdessä. Katie Joyn johdolla tutkittu meteoriitti Northwest Africa (NWA) 2995  löydettiin Algeriasta vuonna 2005. Se ja kymmenkunta muuta meteoriittia muodostavat NWA 2995 -klaanin, jonka on aiemminkin arveltu olevan lähtöisin South Pole – Aitkenin törmäysaltaasta. Nyt siitä saatiin aiempaa vahvempia todisteita.

NWA 2995 on monen muun kuumeteoriitin tavoin regoliittibreksia. Se on siis Kuun sekalaisesta pinta-aineksesta yhteenpuristettu kivi, jossa on kappaleita sieltä sun täältä. Osa NWA 2995:n kivilajikappaleista ja mineraaleista on selvästi kiteytynyt erittäin suuren törmäyksen synnyttämässä törmäyssulakerroksessa tai on suuren törmäyksen muokkaamia.

Joy ja kumppanit tekivät näistä törmäyssulakiven kappaleista useita ikämäärityksiä eri mineraaleista ja eri laboratorioissa. Tulokset antoivat nätisti yhtäpitäviä tuloksia: törmäyssulakiven ikä on noin 4,33 miljardia vuotta. Tämä on selvästi enemmän kuin myöhäisen pommituksen ikä. Vertailtaessa NWA 2995:n koostumusta Lunar Prospectorin mittaamaan Kuun pintakoostumukseen, löytyi mahdollisia lähtöalueita niin lähipuolelta kuin SPA:n sisältäkin. Kun lisäkriteeriksi otettiin geologisissa kartoituksissa määritetty alueen vanha ikä, jäljelle jäi kuitenkin vain kaksi vaihtoehtoa. Ne molemmat ovat SPA:n sisällä, Cabannes ja Cabannes Q -kraatterien välimaastossa.

Jos siis Joy kollegoineen on oikeassa, NWA 2995 on peräisin SPA:sta, jonka ikä on noin 4,33 miljardia vuotta. Se olisi siis huomattavasti myöhäistä pommitusta vanhempi. Täyttä varmuutta asiasta ei kuitenkaan voida saada.

Samaan aikaan Kiinassa

Kiinalaisten kuuohjelma on ollut ällistyttävän menestyksekäs: yksikään heidän kuuluotaimistaan ei ole epäonnistunut päätehtävässään. Kesällä 2024 Chang’e-6 onnistui tuomaan vajaat kaksi kiloa Kuun pintaregoliittia noin 520-kilometrisen Apollon keskusrengasaltaan sisältä, sen eteläiselta mare-basalttien peittämältä alueelta. Apollo puolestaan on SPA:n sisällä. Nämä olivat ensimmäiset koskaan Maahan tuodut näytteet Kuun etäpuolelta. Ennen kiinalaisia kukaan ei ollut edes rohjennut yrittää moista.

Nyt maaliskuussa julkaistiin National Science Review -lehdessä Bin Sun johtaman tutkijaporukan kirjoittama kiitettävän lyhyt ja ytimekäs artikkeli South Pole–Aitken massive impact 4.25 billion years ago revealed by Chang’e-6 samples. Su kumppaneineen löysi Chang’e-6:n näytteistä 15 kivilajikappaletta, joissa oli törmäyssulakiville tyypillinen tekstuuri, vähän helposti haihtuvia alkuaineita kuten massiiviselle törmäyssulakivelle kuuluukin, sekä törmänneen kappaleen kontaminaatiosta kielivä korkea nikkelin ja koboltin suhde. Kivilajikappaleiden kemia viittasi siihen, että mukana oli merkittävä määrä Kuun vaipasta peräisin olevaa ainesta. Kaikki tämä kuulostaa siltä miltä SPA:n törmäyssulakiven kuvauksen pitäisikin.

Su ja kumppanit ajoittivat lyijy–lyijy-menetelmällä useita eri törmäyssulakiven mineraaleja. Yhdestätoista törmäyssulakiven kappaleesta saatiin iäksi 3,873 ± 0,008 Ga. Viisi kappaletta antoi kuitenkin huomattavasti vanhemman iän, 4,247 ± 0,005 Ga.

Kiinalaistutkijoiden tulkinta on hyvin looginen. Nuorempi ikä, noin 3,87 Ga, on heidän mukaansa todennäköisimmin Apollon törmäysaltaan ikä. Pois ei voida kuitenkaan sulkea kohtalaisen lähellä sijaitsevia Orientalen, Korolevin tai Schrödingerin altaita.

Vanhempi ikä, noin 4,25 Ga, puolestaan on heidän mukaansa se mitä kuututkijat ympäri maailman ovat vuosikymmeniä etsineet: South Pole – Aitkenin törmäysaltaan ikä, joka on määritetty tunnetusta paikasta altaan sisältä tuoduista näytteistä.

4,25 miljardia vuotta, tietysti aivan samoin kuin Joyn vetämän ryhmän 4,33 miljardia vuotta, on tuntuvasti vanhempi ikä kuin perinteinen rajun myöhäisen pommituksen iäksi esitetty 3,9–4,0 miljardia vuotta. Näin ollen kaikkein tiukimmat kataklysmitulkinnat voidaan sulkea pois. Kaikki Kuun näkyvät törmäysaltaat eivät siis syntyneet geologisesti hyvin lyhyen ajan kuluessa. Aurinkokunnan sisäosien läpi ei pyyhkäissyt asteroidimyrskyä. Dynaamikot saavat palata säätämään tietokonemalliensa parametreja.

Onko Graalin malja nyt siis lopultakin varmasti löytynyt? Voidaanko amerikkalaisten vuosikymmeniä hiomat suunnitelmat SPA:n näytteenhakulennoista haudata vanhentuneina? Ei välttämättä. Sun tutkimusryhmän ongelma on lähinnä näytteenhakupaikka, viralliselta nimeltään Statio Tianjiang. Se on periaatteessa ihan tavallista mare-basalttitasankoa. Geologisissa kartoissa ei ole lähimaillakaan mitään kivilajiyksikköä, jonka voisi nyt sanoa olevan iältään 4,25 Ga ja jonka voisi väittää muodostuneen South Pole – Aitkenin törmäysaltaan syntyessä. Kyseessä on vain SPA:n törmäystä paljon nuorempi pinta-aines, johon jokin tuntematon pienempi törmäys on jostain satunnaisesta paikasta lennättänyt kappaleita SPA:n törmäyssulakiveä. Näin siis jos Sun ja kumppaneiden tulkinta on oikea.

Tilanne on jossain määrin erilainen kuin Apollo-näytteiden kohdalla. Astronautit lähetettiin tutkimaan tiettyjä kivilajiyksiköitä, joiden iästä ja alkuperästä haluttiin parempi selko, mutta joilla kuitenkin kartoitushavaintojen perusteella tiedettiin (tai oletettiin – usein väärin) olevan jokin yhteys tutkittavana olevaan ongelmaan. Esimerkiksi Apollo 12 laskeutui suunnitellusti kohtaan, jonka poikki kulki Copernicuksesta peräisin oleva kirkas heittelesäde. Pete Conrad (1930–1999) ja Al Bean (1932–2018) löysivätkin kenttätutkimuksissaan kaivatun vaalean kerrostuman. Sen yksityiskohdista tietysti yhä kiistellään, mutta yleensä sen oletetaan edustavan Copernicuksen heittelettä ja siitä määritetyn noin 800 miljoonan vuoden iän kertovan Copernicuksen syntyajankohdan. Copernicuksen heittelekerros muodostaa nyt siis laajan aikahorisontin: heitteleen alla olevat kerrostumat ovat vanhempia kuin 800 miljoonaa vuotta, sen päällä olevat tai sitä leikkaavat muodostumat ja rakenteet puolestaan nuorempia. Kätevää.

Joyn tutkimusryhmän tuloksissa on samanlainen logiikka. Jos oletetaan heidän tulkintojensa osuvan oikeaan, Cabannes-kraatteria ympäröivä ikivanha kivilajiyksikkö on Cabanneksen esiin kaivamaa SPA:n törmäyssulakiveä (tai jotain jo kierrätettyä kiveä, joka kuitenkin sisältää merkittävästi SPA:n sula-ainesta). Tuon kivilajiyksikön ikä on 4,33 Ga. Chang’e-6:n näytteiden kohdalla taas tällaista enemmän tai vähemmän selkeää yhteyttä analysoitujen kivilajikappaleiden ja geologisilla kartoilla esiintyvien kivilajiyksiköiden välillä ei ole.

Vaikka Chang’e-6:n näytteiden geologinen konteksti onkin osin hämärän peitossa, uudet tulokset ovat silti erittäin merkittäviä. Tutkitut Chang’e-6:n näytteet ovat SPA:n sisältä löydettyjä törmäyssulakiviä ja niiden ikä on 4,25 Ga (kun oletetaan, ettei analyyseissä ja tulkinnoissa ole tehty virheitä). Helpoin tapa selittää tämä on, että SPA:n ikä on 4,25 Ga ja että törmäyssulakiven kappaleet päätyivät paljon nuoremman (ehkä noin 3,7–2,4 Ga) mare-basaltin päälle jonkun melko tuoreen törmäyksen singotessa ne sinne jostain kauempaa. Occamin partaveitsen ja käytännön kokemuksen mukaan yksinkertaisin selitys tuppaa usein olemaan oikea.

Tieteellisten tulosten lisäksi Sun ryhmän artikkelissa on ollut kiinnostavaa seurata sen aiheuttamaa reaktiota tiedemediassa ja kuututkijoiden parissa. Sitä ei nimittäin ole ollut. Kuten tavataan sanoa, hiljaisuus on ollut korviahuumaavaa. Kuutoimittaja Jatan Mehtan lisäksi tutummista tiedemedioista uutiseen tarttuivat lähinnä vain Phys.org, EurekAlert!, ja Tähdet ja Avaruus -lehden verkkouutiset. Poissaolollaan loistavat perinteiset uutistoimistot ja tiedemediat, joiden jutuissa haastateltaisiin jotain kyseiseen artikkeliin osallistumatonta mutta aiheen kuitenkin tuntevaa tutkijaa löydön uskottavuudesta ja merkityksestä.

Jos Chang’e-6 olisikin ollut NASAn lento, SPA:n ikätutkimuksista olisi julkaistu samaan aikaan vähintään kolme artikkelia, juttu olisi päätynyt Sciencen kanteen, ja NASAn mediamylly olisi pyörinyt täysillä. Kukaan kuuasioita vähänkään seuraava ei olisi voinut välttyä kuulemasta siitä. Kiinalaistutkijat kuitenkin julkaisivat artikkelinsa omassa, joskin läntisen kustantajan tekemässä lehdessään,³ jonka uusista artikkeleista harvalle kuututkijalle kilahtaa kännykkään tai sähköpostiin ilmoitus. Kiinalaisten omat uutiset eivät nekään kovin laajalti lännessä leviä.

Monia asian parissa vuosikymmeniä työskennelleitä ja lukemattomia luotainhankehakemuksia tehtailleita amerikkalaistutkijoita varmasti sapettaa, etteivät sikäläiset päättäjät halunneet rahoittaa SPA:n näytteenhakulentoa. Kiinalaiset sen sijaan menivät ja hoitivat homman, ihan tuosta vaan. Vähemmästäkin turhautuu. Toisaalta useimmilla amerikkalaistutkijoilla on tällä hetkellä paljon tärkeämpääkin mietittävää, kun tutkijoita irtisanotaan tuhansittain eikä kukaan voi olla varma työpaikkansa tai jo myönnetyn apurahansa tulevaisuudesta. Koko Yhdysvaltain tiedeyhteisö ja kuututkimus sen mukana on juuri nyt ottamassa valtaisaa loikkaa taaksepäin. Siinä ei välttämättä paljon SPA:n ikä jaksa kiinnostaa.

Jos läntisessä maailmassa kuitenkin jonkinlainen yhteiskuntarauha ja tieteellinen tutkimus säilyvät, lähivuosina varmasti kuullaan myös muiden kuin kiinalaistutkijoiden tulkintoja SPA:n iästä Chang’e-6:n näytteisiin perustuen. Apollo- ja Luna-ajoista lähtien kuututkijat ovat jakaneet näytteitään ympäri maailmaa, ja kiinalaiset ovat sitoutuneet jatkamaan tätä kaunista perinnettä. Näin tehtiin Chang’e-5:n näytteiden kanssakin, ja siitä tietenkin saatiin iso juttu Scienceen, ihan ansaitusti. Näin varmasti käy Chang’e-6:n kanssakin.

Sitä odotellessa voi kuitenkin olla syytä hiljalleen totuttautua ajatukseen, että aurinkokunnan suurimman törmäysaltaan ikä lienee 4,25 miljardia vuotta tai enemmän, ja että viisikymmentä vuotta hengissä pysytellyt ajatus sisemmän aurinkokunnan läpäisseestä rajusta myöhäisestä asteroidipommituksesta taisi olla pielessä.

---

¹Vaikkei asiaa nykyään yleensä muistetakaan (luultavasti siksi, ettei kukaan oikeasti lue artikkeleihin listaamiaan lähteitä), on syytä panna merkille, että alkujaan kataklysmi-idean esitelleet Caltechin Lunatic Asylumin tutkijatkin pitivät Imbriumin kontaminaatiota täysin mahdollisena selitysvaihtoehtona. Todisteeksi siitä siteeraan heidän vuoden 1973 kokousabstraktinsa mainioita viimeisiä lauseita:

”Either the Imbrium blanket has dominated all the materials so far studied or we must conclude that the major impacts peaked in a relatively short period near 4.0AE. It must in any event have been quite a show from the Earth assuming you had a really good bunker to watch from.”

²Ongelma on sitten siinä, että lopulliset päätökset ovat tietenkin poliittisia. Rahaa ei ole koskaan riittävästi, ja usein poliitikot tekevät myös aivan päinvastoin kuin tutkijat ovat toivoneet. Räikein mieleeni muistuva esimerkki tällaisesta on NASAn sinänsä tieteellisesti arvokasta ja innostavaa tutkimusmatkaa taittava Perseverance-mönkijä Marsissa. Mars-tutkijat nimenomaan eivät halunneet vielä yhtä mönkijää, mutta sellaisen he kuitenkin saivat.

³Joku asiaan perehtymätön kyynikko voi tietysti nyt huudella, että kun tutkimus on julkaistu kiinalaisten omassa suht tuntemattomassa lehdessä, se on epäilemättä soopaa. Artikkelin esitarkastajista kuitenkin kaksi on erittäin arvostettuja alan (läntisiä) asiantuntijoita. Vaikka artikkelien vertaisarviointi ei todellakaan ole totuuden tae, itse en jaksa uskoa, että he tällaisessa merkkitapauksessa päästäisivät ihan mitä sattuu huuhaata seulansa läpi.

---

Röyh vai plöts – Cereksen hiilivetyjen alkuperä

1.3.2025 klo 02.47, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: asteroidit , Bennu , Ceres , Geokemia , Komeetat , Törmäykset

Orgaaniset yhdisteet, nuo tiedeviestinnän ikuiset kiusankappaleet, eivät ole laisinkaan harvinaisia aurinkokunnassamme. Näitä vetypitoisista hiiliketjuista koostuvia elämänkin rakennuspalikoita esiintyy etenkin Jupiterin radan ulkopuolelta peräisin olevissa jäisissä kappaleissa, kuten komeetoissa ja kentaureissa. Hiilikondriittimeteoriittien myötä avaruuden orgaanisia aineksia on saatu tutkittaviksi myös maanpäällisiin laboratorioihin. Viime aikoina orgaaniset molekyylit ovat näkyneet ilahduttavan tiuhaan otsikoissa.

Pikkuruiselta ja siksi geologisten prosessien kannalta melko rajoittuneelta asteroidi Bennulta tuoduista näytteistä löydetyt ja tammikuun lopulla raportoidut moninaiset hiiliyhdisteet saivat ymmärrettävästi runsaasti julkisuutta. Yllättävämpää olisi kuitenkin ollut, jollei niitä olisi löydetty. Bennun nimittäin tiedettiin olevan hyvin hiilipitoinen asteroidi, siksi OSIRIS-REX-luotain juuri sen pintaa lähetettiinkin törkkäisemään. Aurinkokunnan dynaaminen flipperi luultavasti toi aikoinaan Bennun emäkappaleen jostain kauempaa Marsin ja Jupiterin välissä sijaitsevalle asteroidivyöhykkeelle. Siellä tapahtuneen törmäyksen seurauksena Bennu päätyi Maan läheisyyteen. Toisen vaihtoehdon mukaan Jupiterin radan takaa kulkeutui pieniä jäisiä möykkyjä sisemmäksi, ja Bennun emäkappale kasautui asteroidivyöhykkeellä niistä. Niin tai näin, Bennun hiiliyhdisteet ovat tutkijoiden käsityksen mukaan lähtöisin kylmemmästä ja pimeämmästä osasta aurinkokuntaa kuin asteroidivyöhyke.

Sisempänä aurinkokunnassa – jos Maa unohdetaan – orgaanisten molekyylien esiintyminen onkin varsin harvinaista. Pääasteroidivyöhykkeeltä havainnot hiiliketjuista ovat poikkeuksellisia. Niinpä vuonna 2017 oli iso uutinen, että asteroidivyöhykkeen suurimman kappaleen, nimellisesti ”planeetasta” ”asteroidiksi” ja edelleen ”kääpiöplaneetaksi” muuttuneen kiehtovan ja monimuotoisen Cereksen pinnalta löydettiin spektroskooppisia todisteita orgaanisista molekyyleistä. Havainto oli erittäin kiinnostava, vaikka Cereksenkin alkuperän oletetaan olevan jossain kauempana kuin asteroidivyöhykkeellä. Cereksen kuoren alla nimittäin saattaa edelleen olla meri tai ainakin jonkinlaisia sulan veden taskuja, ja sen pinnalla on todisteita vesiliuoksiin perustuvasta kryovulkanismista. Nestemäinen vesi ja hiiliyhdisteet ovat tietenkin elämän kannalta aina kiinnostava yhdistelmä.

Cereksen orgaanisten yhdisteiden jakauma herätti kummastusta jo löydettäessä. Selvin, noin tuhannen neliökilometrin laajuinen esiintymä oli 50-kilometrisen Ernutet-kraatterin ympäristössä ja osin sen sisällä. Tutkijoita ihmetytti, miten orgaaninen aines oli kasaantunut roiskeiksi enimmäkseen yhdelle isolle alueelle. Orgaanisten yhdisten esiintymispaikoilta ei nimittäin löytynyt merkkejä kryovulkanismista, joka olisi voinut röyhtäistä pinnalle hiilimönjää syvemmältä Cereksen sisuksista.

Kun orgaaniset ainekset eivät näyttäneet sisäsyntyisiltä, jäi loogiseksi vaihtehdoksi olettaa, että ne ovat peräisin Cereksen pintaan törmänneistä kappaleista. Komeetoissa on runsaasti hiiliyhdisteitä, joten voisivatko havainnot selittyä komeettatörmäyksellä? Ajatus on muuten mukava, mutta taivaanmekaniikka ja törmäystapahtuman olemus tekevät siitä lähes mahdottoman. Hitaimpienkin komeettojen törmäysnopeus asteroidivyöhykkeellä on yli 10 km/s. Näin suuret nopeudet johtavat myös hurjaan kuumuuteen. Tämä aiheuttaa väistämättä sen, että pidempiketjuiset molekyylit kärvähtävät, eikä alkuperäisistä orgaanisista aineksista jää jälkeäkään.¹

Cereksen orgaaniset molekyylit muodostavat siis kiusallisen ongelman. Niitä selvästikin on olemassa, mutta vain siellä täällä, eikä kukaan tiedä, mistä ne ovat tulleet. Ranjan Sarkar Max Planck -instituutista Göttingenistä rohkeni kollegojensa kanssa käydä haasteen kimppuun uuden tekniikan avustuksella. Tammikuun lopulla AGU Advances -verkkolehdessä julkaistiin heidän artikkelinsa Ceres: Organic‐Rich Sites of Exogenic Origin? Siinä tutkijat kouluttivat syväoppivan neuroverkon pyydystämään Dawn-luotaimen tuottamasta spektridatasta poikkeuksellisen punaisia pikseleitä. Mikäli sellaisista pikseleistä löytyy vielä noin 3,4 mikrometrin aallonpituudella sijaitseva orgaanisille hiiliyhdisteille ominainen absorptioviiva eikä toisaalta karbonaateista näy jälkiä, voi tunnistusta hiilivedyksi pitää melkoisen varmana.

Neuroverkkoon tarttuikin orgaanista riistaa. Mistään Pietarin kalansaaliista ei kuitenkaan voida puhua, vaan tarina viidestä leivästä ja kahdesta kalasta on vertauskohtana osuvampi: aiempiin kohteisiin nähden neuroverkkoanalyysi paljasti kaksi uutta varmahkoa orgaanisten ainesten esiintymää. Näistä toinen lienee jatke Ernutet-kraatterin seudun suurelle esiintymälle, joten aivan uusia kohteita löytyi vain yksi. Sen lisäksi kuitenkin heikompia mahdollisia orgaanisia signaaleja paljastui muutamilta uusilta alueilta. Siinä mielessä syväoppiva neuroverkko osoittautui hyödylliseksi.

Eivät tietokoneiden neuroverkot silti vielä ihmisaivoja ole syrjäyttämässä. Sarkarin ryhmän tutkimuksessakin kiinnostavimmat johtopäätökset olivat puhtaasti ihmisten tekemän perinteisen kartoitustyön ja tulkinnan tulosta. Yhdenkään tunnistetun orgaanisen hiilen esiintymän kohdalta ei nähty merkkejä kryovulkaanisesta toiminnasta. Tämä on täysin linjassa aiempien havaintojen kanssa.

Sama pätee myös toisin päin: ainoallakaan nuorella kryovulkaanisella alueella ei edes syväoppivan neuroverkon avulla näy spektroskooppisia todisteita orgaanisista molekyyleistä. Esiintymät ovat myös hyvin harvinaisia, mikä ei puolla ainakaan sellaista ajatusta, että esimerkiksi globaaliin hiilivetypitoiseen mereen liittyvä sisäsyntyinen toiminta nostaisi ainesta pintaan. Mikään ei siis vaikuta tukevan ajatusta, että Ceres itse olisi lähimenneisyydessään purskautellut orgaanisia molekyylejä pinnalleen.

Jostakin orgaanista ainesta kuitenkin täytyy tulla, joten tutkijat palasivat törmäysidean pariin. Komeetat ovat aivan liian nopeina poissuljettuja, mutta entäpä asteroidivyöhykkeen ulkoreunan kappaleet, joissa orgaanisia yhdisteitä kuitenkin jonkun verran on? Kun oppikirjasta etsii asteroidivyöhykkeen kappaleiden keskinäisen törmäysnopeuden, saa vastaukseksi noin 5 km/s. Törmäyskokeiden ja teoreettisten tarkastelujen perusteella nopeus ei kuitenkaan saisi olla kuin korkeintaan 4 km/s, jotta orgaaniset molekyylit voisivat ainakin osin säilyä ehjinä. Ei siis kelpaa, kuten aiemmat tutkijat ovat todenneet.²

Tässä vaiheessa pitäisi kuitenkin kaikkien yläasteen matematiikasta läpi päässeiden päässä hälytyskellojen alkaa kilkattaa. Tuo noin 5 km/s on keskimääräinen törmäysnopeus. Eivät kaikki törmäykset tapahdu samaisella nopeudella. Jotkut ovat selvästi nopeampia, jotkut hitaampia. Vertailun vuoksi muistutettakoon, että Maassa minimitörmäysnopeus on 11 km/s ja tyypillinen asteroidi iskeytyy Maahan noin 17 km/s:n vauhdilla. Cereksen törmäykset ovat siis varsin verkkaisia.

Niinpä Sarkar & kumpp. kaivoivat laskutaitoisten kollegojen artikkelin esiin ja selvittivät, miten homma ihan oikeasti menee. Osoittautui, että merkittävä osa asteroidivyöhykkeen törmäyksistä tapahtuu selvästi alle neljän kilometrin sekuntinopeudella. Nopeuden puolesta osa orgaanisista molekyyleistä voi näin ollen selvitä törmäyksistä. Selviämismahdollisuuksia parantaa, jos kohde on jäinen ja huokoinen, jolloin törmäävä aines pääsee helposti pruuttautumaan hieman syvemmälle. Ceres täyttää nuo molemmat kriteerit mainiosti. Näin hiljaiset pehmeään höttöön tapahtuvat plötsähdykset voivat tuoda Cereksen pinnan alle säteilysuojaan orgaanisia hiiliyhdisteitä.

Toisin kuin aiemmin on hieman nolosti mutkia suoristaen oletettu, ei siis ole mitään varsinaista estettä sille, etteivätkö asteroidivyöhykkeen kappaleiden mukana Cerekseen iskeytyvät orgaaniset molekyylit voisi säilyä huokoisen jään sisällä geologisesti merkittäviä aikoja. Myöhemmät pienet törmäykset ovat sitten paljastaneet niitä muutamien kymmenien metrien syvyydestä. Nykyisin ne näkyvät näiden pienten, tyypillisesti joidenkin satojen metrien läpimittaisten kraatterien pohjilla, niiden heittelekentillä, tai joissain tapauksissa rinteeseen tapahtuneiden törmäysten synnyttämissä vyörykerrostumissa.

Vaaka on ainakin tämän tutkimuksen valossa siis kallistumassa vahvasti siihen suuntaan, ettei Cereksen pinnan tuntumassa ole Cereksestä itsestään peräisin olevia orgaanisia molekyylejä. Astrobiologisesta näkökulmasta tämä on tietenkin melko tylsää. Mahdollisen elämän kehityksen kannalta olisi paljon suotuisampaa, jos Cereksellä olisi sulana pysyvä valtameri, jossa olisi runsaasti orgaanisia molekyylejä, joilla elämää edeltävä kemia voisi tehdä kokeilujaan. Varmasti jonkun verran orgaanista ainesta on ollut mukana Cereksen synnyssä, mutta myöhemmin harvakseltaan törmäysten mukana kertyvä orgaaninen aines on hyvinkin saattanut jäädä mahdollisesta merestä eristyksiin kuoren yläkerroksiin. Lisämausteita mahdolliseen mereen ei siis luultavasti ole tullut aikoihin. Tämä sama ongelma on monella muullakin muutoin astrobiologisesti kiinnostavalla aurinkokunnan kappaleella: kun ei ole laattatektoniikkaa, on aineen kiertokulku pinnan ja syvempien osien välillä olematonta tai ainakin hyvin vajavaista.

Sarkarin ryhmän tuloksista huolimatta kaikki toivo runsaammasta orgaanisten ainesten esiintymisestä Cereksessä ei kuitenkaan ole vielä mennyt. Dawn-luotaimen laitteisto ei nimittäin kyennyt havaitsemaan aromaattisia hiilivetyjä. Ne ovat tyypillisesti kuuden hiiliatomin renkaista koostuvia yhdisteitä. Sellaisia voi Cereksessä olla, me vain emme pysty niitä näkemään. Lisäksi erilaiset karbonaatit, eli karbonaatti-ionin (CO₃^2-) muodostamat yhdisteet, joita Cereksessä todistetusti on omasta takaa, vaikeuttavat merkittävästi orgaanisten yhdisteiden spektroskooppista tunnistamista. Näin ollen mahdollisuuksia orgaaniselle kemialle Cereksessä yhä on. Vaikuttaa vain siltä, että Dawnin mittausdatasta ei vakuuttavia todisteita sen puolesta tai sitä vastaan pystytä tiristämään. Siihen tarvittaisiin monipuolisemmalla mittalaitearsenaalilla varustettu Ceres-luotain, jonka mukana olisi mieluusti myös laskeutuja. Sellaista vain ei ole vakavasti suunnitteilla. Positiivisesti ajatellen tämä jättää planeettageologeille, geokemisteille ja astrobiologeille runsaasti tilaa kehitellä hypoteeseja Cereksen prebioottisesta kemiasta. Ja mikseipä niissä hypoteeseissa voisi tehdä loikkaa myös biologian puolelle.

---

¹Blogin yksi hyvä(?) puoli virallisempiin toimituksellista laaduntarkkailua harjoittaviin julkaisukanaviin nähden on, että rönsyilyn määrää säätelee lähinnä vain itsekritiikki, omalla kohdallani valitettavan usein sen puute. Cereksen orgaanisiin molekyyleihin tämä seuraava juttu liittyy vain marginaalisesti, mutta koska asia on minusta mielenkiintoinen eikä sitä liki missään koskaan kerrota vallankaan suomeksi, annan rönsyilyinnolleni vallat.

 Jonnejen lisäksi kukaan muukaan ei valitettavasti muista, että 1970-luvun lopussa ja 1980-luvun alussa Alvarezien tutkimusryhmä ei suinkaan ollut ainoa, joka vakavasti tutki jättimäisen törmäyksen mahdollisuutta liitukauden lopun joukkosukupuuton selittäjänä. Alvarezit kollegoineen eivät myöskään saaneet vertaisarvioitua artikkeliaan julkaistuksi ensimmäisinä: Jan Smit ja Jan Hertogen julkaisivat omat vakuuttavat todisteensa toukokuussa Naturessa ja Alvarezien ryhmä kesäkuussa 1980 Sciencessa.

Smitin ja Hertogenin artikkelin kanssa samassa Naturen numerossa ilmestyi toinenkin tutkimus törmäyksistä ja liitukauden päätteneestä joukkosukupuutosta. Kenneth J. Hsün ideana tosin oli, että törmännyt kappale oli komeetta. Hsün mukaan sen sisältämä syanidi olisi myrkyttänyt merten pintavedet ja näin aiheuttanut merieliöiden joukkotuhon. Maaeläimet olisivat hänen mallissaan kuolleet törmäyksen aiheuttaman ilmakehän lämpöpulssin seurauksena.

Varsin pian varsinaiset törmäystutkijat kuitenkin kertoivat Hsülle, ettei hänen ajatuksensa merten syanidimyrkytyksestä voi toimia. Komeettatörmäysten nopeuden vuoksi lämpötila on niin paljon Maan normitörmäystäkin korkeampi, ettei syanidimolekyyleillä ole mitään mahdollisuutta selvitä siitä ja päätyä tappamaan merieliöitä. Toisin sanoen ongelma on sama kuin Cereksen tapauksessakin, mutta Maassa törmäysnopeus ja sitä myötä lämpötila on vielä tuhoisampi orgaanisten ainesten kannalta. Periaatteessa hyvä idea siis, mutta ei vain toimi käytänössä.

Mikäli Hsün muistelukset noista geologian ja paleontologian kannalta käänteentekevistä ajoista kiinnostavat, kannattaa lukea hänen mainio, vaikkakin jokseenkin omituista (tieteen)filosofiaa paikoin sisältävä kirjansa The Great Dying (joka nimestään huolimatta käsittelee enimmäkseen liitukauden lopun katastrofia eikä tuohon nimeen nykyisin yhdistettyä permikauden lopun joukkotuhoa).

²Tunnustan, etten suinkaan itse ole juuri noita tutkimuksia läpi kahlannut, joten luotan tässä Sarkarin juttuun. Uskokaamme ainakin tämän kerran, että hän kollegoineen on oikeassa. Jos tämä olisi tieteellinen artikkeli, tarkistaisin nuo väitteet, koska ikinä ei pidä luottaa siihen, että toiset tutkijat tulkitsevat tai siteeraavat aiempia tutkimuksia oikein. Kraatteritutkimus on täynnä toistuvia älyttömyyksiä, jotka johtuvat vain siitä, että joku on alkujaan töpeksinyt sitaatissaan, ja myöhemmät tutkijat ovat lainanneet sitä vaivautumatta itse kaivamaan alkuperäislähdettä esiin. En usko, että muut tutkimusalat olisivat yhtään sen parempia, koska ihmiset niitäkin juttuja tekevät, ja ihminen on luonnostaan laiska.

---

Mikä räjäyttää järviä Titaniin?

31.1.2025 klo 01.05, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Heittele , Kraatterien morfologia , Kraatterit , Titan , Tulivuoret , Vulkanismi

Ihmisten mielikuvissa Mars lienee eniten maapalloa muistuttava paikka aurinkokunnassamme. Lämpötilan kannalta punaisen planeetan päiväntasajaan kesäpäivät voivatkin parhaimmillaan tuntua  meikäläiseltä tammikuulta. Räntää vain sataa Marsissa huomattavasti vähemmän. Hiilidioksidihiutaleita kuitenkin leijailee joskus Marsin navoilla ja kuuraa kertyy lauhemmillakin alueilla. Varsinaisista sateista on silti kulunut miljardeja vuosia. Jonkinlaista suolavettä saattaa silloin tällöin yhä pirskahdella pintaan rinteiden rakosista, mutta suuret jokiuomat ovat kuivuneet aikapäiviä sitten.

Jos tarkasteltavaksi ottaa nykyisin aktiiviset geologiset prosessit ja haluaa löytää toisen, jossain mielessä vielä Marsia enemmän Maata muistuttavan kohteen, täytyy tähyillä paljon kauemmaksi aurinkokuntaan, aina Saturnukseen saakka. Sen suurin kuu Titan on Merkuriusta kookkaampi, paksun ja läpinäkymättömän enimmäkseen typestä koostuvan kaasukehän verhoama hyinen versio varhaisesta Maasta.

Tuulet ovat kasanneet etenkin Titanin päiväntasaajan seuduille hiekkadyynejä. Ne myös pistävät merien ja järvien pinnat aavistuksenomaisesti väreilemään. Manneralueille langennut sade on uurtanut jokiuomia ja tehnee sitä silloin tällöin vielä nykyäänkin. Mikä kiehtovinta, Titanin sisäinen energia saattaa pitää paikallista versiota tulivuoritoiminnasta käynnissä tänäkin päivänä.

Edellä kerrottu on ns. peruskauraa, eikä sitä määräänsä enempää viitsi toistella. Viisi vuotta sitten kirjoittelin Titanin vähistä törmäyskraattereista. Vuosi sitten en malttanut olla hiljaa merkillisistä aavesaarista, joiden on havaittu syntyvän ja katoavan vuosien aikaskaalalla. Nuo jutut kannattanee lukaista, jos noiden teemojen lisäksi haluaa virkistää muistiaan Titanin yleisgeologian ja tutkimusmenetelmien osalta, vaikkei niillä tämänkertaisen tarinan kannalta suurempaa merkitystä olekaan. Vanhoihin tuttuihin teemoihin palaan silti.

Kraatterijärvet

Titanin pohjoisosissa on runsaasti varsin pyöreitä pieniä hiilivetyjärviä. Kesällä 2020 blogistelin niiden syntytavoista. Tuolloin Chuck Woodin ja Jani Radebaugh’n tutkimusten mukaan vaikutti vahvasti siltä, että tällaiset painanteet, ovat ne sitten nykyisinkin järven täyttämiä tai kuivuneita (tai muuten vaan tyhjiä), muistuttavat syntytavaltaan maapallon maareja: kryovulkaaninen toiminta saa veden nousemaan Titanin jääkuoressa ylöspäin, kunnes se kohtaa jotain helpommin haihtuvaa ainesta, kuten nestemäistä typpeä tai metaania. Tämä kohtaaminen on räjähdysmäinen, jolloin syntyy hämäävästi pientä törmäyskraatteria muistuttava kohonneen reunan ja heittelekentän ympäröimä pyöreähkö kraatteri. Tyypillisesti sellainen täyttyy Maassa vedellä ja Titanissa lähinnä nestemäisellä metaanilla, johon on liuenneena hieman muita aineita.

Viime lokakuussa Journal of Geophysical Research:  Planets -lehdessä julkaistiin uusi mielenkiintoinen idea Titanin pohjoisten kraatterijärvien synnystä. Hawai‘i Institute of Geophysics and Planetologyssa vaikuttavat Gwendolyn Brouwer, Lauren Schurmeier ja planeettojen vulkanismia jo muutaman kymmenen vuotta ansiokkaasti tutkinut Sarah Fagents tutkivat artikkelissaan An Endogenic Origin for Titan’s Rampart Craters: Assessment of Explosion Mechanisms samoja kraattereita kuin Wood ja Radebaugh aiemmin.

Brouwer ja kumppanit ovat artikkelissaan Woodin ja Radebaugh’n, sekä jo heitä ennen asiaa tutkineen Giuseppe Mitrin ryhmän kanssa samaa mieltä siitä, etteivät kyseessä ole minkäänlaiset romahdusrakenteet. Sen sijaan tyypillisesti läpimitaltaan viidestä kymmeneen kilometriä olevat järvialtaat ja niitä ympäröivät, tutkakuvissa kirkkaina näkyvät 100–300 m ympäristönsä yläpuolelle kohonneet kehät ovat peräisin jonkinlaisista räjähdyksistä. Törmäyskraattereista ei ole kyse, mutta voisiko maarien lisäksi olla jokin muu sisäsyntyinen prosessi, joka voi synnyttää riittävän voimakkaita räjähdyksiä? Tutkijat päätyivät suomalaisten hyvin tuntemaan opinkappaleeseen: Siperia opettaa.

Kaasupurkaukset

Vuodesta 2012 alkaen Länsi-Siperiassa Jamalin ja Gydan niemimailla on havaittu kymmenien metrien läpimittaisia ja jopa yli 50 m:n syvyisiä pyöreitä kraattereita. Niitä ympäröi satojen metrien läpimittainen heittelekenttä. Kraatterien tarkka syntymekanismi on yhä aktiivisen tutkimuksen aihe. Siitä tutkijat kuitenkin ovat melkoisen yksimielisiä, että kyseessä ovat kaasupurkauskraatterit, ja että niiden ilmestyminen viimeisen vuosikymmenen aikana liittyy arktisten alueiden erittäin voimakkaaseen lämpenemiseen.

Siperian ikiroudassa, samoin kuin merten pohjilla, on suunnattomat määrät metaaniklatraatteja ((CH₄)₄(H₂O)₂₃). Niissä metaani, siis maakaasu, on jäänyt korkeassa paineessa ja alhaisessa lämpötilassa vangiksi vesijään kiderakenteen sisään. Kun lämpötila nousee, metaani vapautuu klatraatista. Sopivissa olosuhteissa tuo vapautuminen voi tapahtua räjähdysmäisesti.

Periaatteessa samaa mekanismia havaijilaistutkijoiden artikkelissa nyt ehdotetaan Titanin kraatterijärvien synnyttäjäksi. Heidän mukaansa jonkinlaisen kryomagmaattisen toiminnan aikaansaama lämpöpulssi voi hitaasti vapauttaa kaasua klatraateista, kunnes jäinen kuori ei enää kestä kohonnutta painetta vaan poksahtaa puhki. Tutkijat eivät ota kantaa siihen, mistä tämä kryomagmaattinen toiminta olisi peräisin tai miten se yksityiskohtaisesti toimisi. Jos sitä kuitenkin Titanissa on, voi se laskujen ja mallinnusten mukaan synnyttää havaitunkaltaiset kraatterit ja niitä ympäröivät heittelekentät. Tietenkin tämä vaatisi myös sitä, että että Titanin kuoressa on klatraatteja tai orgaanista ainesta. Asiaa myös auttaisi, jos Titanin kuori olisi lujempaa tekoa kuin sen nykyisin yleensä oletetaan olevan.

Brouwer kollegoineen laskeskeli myös maar-mallin vaatimia olosuhteita. Niissä kävi ilmi, että myös se on nykytietämyksen valossa täysin mahdollinen selitys kraatterijärville. Sen perusteella, mitä Titanin olosuhteista tiedämme, maar-malli on jopa kaasupurkauskraatteria todennäköisempi. Tämä johtuu siitä, että metaanin vapauttamiseen klatraatista tarvittavan lämpöpulssin on oltava paljon kuumempi kuin nestemäisen metaanin tai typen räjähdysmäiseen höyrystämiseen tarvittava. Puhdas nestetyppi ei myöskään heidän mukaansa vaikuta ilmeisimmältä maarin synnyttävän räjähdysmäisen höyrystymisen aiheuttavalta aineelta. Metaani on todennäköisempi vaihtoehto, tai metaanin, typen ja etaanin liuos, jollaisia Titanin meretkin todennäköisimmin ovat.

Uusien tulosten mukaan siis maar-malli kuin klatraatteihin pohjautuva kaasupurkausmallikin ovat Titanin nykyolosuhteissa mahdollisia. Maareja on kuitenkin hieman helpompi saada aikaiseksi, joten se vaikuttaa parhaalta kandidaatilta.

Kaasukehän metaanin lähde?

Riippumatta siitä, kumpi malleista on oikea, tutkimuksella on merkitystä yritettäessä ymmärtää Titania hieman laajemminkin kuin vain pohjoisten kraatterijärvien osalta. Titanin paksu kaasukehä koostuu enimmäkseen typestä, mutta siinä on viitisen prosenttia myös metaania. Tämä on hieman ongelmallista, sillä metaani ei ole pysyvää jatkuvassa ultraviolettisäteilyn pommituksessa. Säteily nimittäin rikkoo metaanimolekyylit, mikä johtaa monimutkaiseen orgaaniseen kemiaan. Sen lopputuloksena hiilestä, typestä ja vedystä syntyy monimutkaisempaa orgaanista töhnää eli toliineja, jotka antavat monelle ulomman aurinkokunnan kappaleelle ominaiset oranssit värisävyt. Näissä prosesseissa metaania häviää sellaista tahtia, että 10–100 miljoonan vuoden aikajänteellä metaanista tulisi uupelo, ellei sitä saataisi jostain lisää kaasukehään. Kukaan ei vain tiedä selvää lähdettä korvausmetaanille.

Brouwerin ja kumppanien tutkimuksessa selvitettiinkin kaasukehään vapautuvan metaanin määriä eri vaihtoehdoissa. Jos metaania ei tulisi mistään muualta kaasukehään, tarvittaisiin 10 000 – 1 000 000 tavallisen pohjoisen kraatterijärven kokoista räjähdystä.  Tämä on aivan toista suuruusluokkaa kuin nykyisin havaittavien Titanin sisäsyntyisten räjähdyskraatterien määrä.

Osahelpotusta voi kuitenkin löytyä Titanin päiväntasaajan seuduilta ja sen eteläpuolelta. Vuonna 2021 sieltä nimittäin kartoitettiin runsaasti 1–6 km:n läpimittaisia kuoppia. Niiden syntymekanismia ei tunneta, mutta Brouwer kollegoineen pyöritteli ajatusta, että ne voisivat olla vanhempia versioita napa-alueiden kraatterijärvistä. Lisäksi Cassini-luotaimen tutkakuvien erotuskyvyn alla voi olla runsaasti samankaltaisia, mutta pienempiä kuoppia.

Lisäksi kannattaa muistaa, että Titanin pinta näyttää nuorelta, mutta kukaan ei tiedä kuinka nuorta se todellisuudessa on. Näin olen kukaan ei tiedä sitäkään, kuinka monta kaasuräjähdysten synnyttämää kraatteria Titanin pinnalla poksahtelee vaikkapa sadan miljoonan vuoden kuluessa. Aktiiviset geologiset prosessit voivat hävittää ne näkyvistä nopeammin kuin luulemme. Maarit tai kaasupurkauskraatterit voivat siis näytellä huomattavaa osaa Titanin kaasukehän metaanipitoisuuden ylläpitämisessä. Muitakin mekanismeja silti varmasti tarvitaan.

Metaanitason ylläpito on nykyisten Titanin olosuhteiden kannalta ensiarvoisen tärkeää. Aivan kuten maapallolla, myös Titanissa metaani on merkittävä kasvihuonekaasu. Mikäli geologiset prosessit eivät pumppaisi lisää metaania kaasukehään, jäähtyisi Titanin ilmasto niin paljon, että pintalämpötila laskisi kolmesta seitsemään astetta nykyistä noin -179°C:a kylmemmäksi. Se on riittävästi, ettei typpi voisi enää esiintyä kaasumaisessa muodossa. Ilman riittävää metaanipitoisuutta Titanin kaasukehä siis valtaosin katoaisi.

Nyt tammikuussa ilmestyneessä Geochimica et Cosmochimica Acta -lehden helmikuun numerossa julkaistuissa laboratoriotutkimuksissa vahvistui aiempi käsitys siitä, mistä kaasukehän metaani voisi olla peräisin. Kun sekoitetaan vettä ja hiilikondriittimeteoriitteja, eli hiiliyhdisteitä sisältäviä todennäköisiä Titanin rakennuspalikoita, ja pistetään sekoitus muhimaan Titanin sisäosia vastaavaan lämpötilaan ja paineeseen, saadaan aikaiseksi metaania ja ammoniakkia (NH₃) havaintoihin ja teorioihin sopivissa määrin.

Metaanin tuottamiseksi kaasukehään ei siis tarvita mitään ihmeellistä. Eri asia sitten on, millaisten prosessien kautta se syvältä Titanin uumenista nousee pinnalle ja kaasukehään. Yksi hyvä selitysvaihtoehto ovat kraatterijärviä synnyttävät räjähdykset, ovatpa ne sitten maareja tai klatraateista peräisin olevia kaasupurkauksia.

Vajaan kymmenen vuoden päästä NASAn Dragonfly–helikopteri saapuu Titaniin. Sen massaspektrometrillä pääsemme haistelemaan Titanin mahdollisia metaanipäästöjä. Seismometri puolestaan suo mahdollisuuden kuunnella, möyrivätkö Titanin sisuskalut edelleen. Odottavan aika on vain kiusallisen pitkä. Onneksi tuskaa helpottaa se, että tällaisia kiinnostavia uusia tutkimustuloksia julkaistaan jatkuvasti.