Ei nimi vuorta pahenna

31.1.2020 klo 07.00, kirjoittaja
Kategoriat: Aurinkokunta , Mars , Tektoniikka , Tulivuoret , Venus , Vulkanismi

Mikä on aurinkokuntamme suurin vuori? Vastaus suuntautuu helposti kohti Marsin maineikasta Olympus Monsia. Ja kyllähän yli 20-kilometrinen Olympus Mons on  parhaan tietämyksemme mukaan korkein vuori, joka aurinkokunnasta löytyy. Mutta ”korkein” ei välttämättä ole sama kuin ”suurin”.

Mars jakaantuu kolmeen erilliseen suuralueeseen. Pohjoisia alankoja peitti todennäköisesti muinoin meri. Vielä vanhemmilta kraatteroituneilta eteläisiltä ylängöiltä puolestaan löytyy esimerkiksi veden pitkään tai ainakin useaan otteeseen jatkuneesta pintavirtauksesta kieliviä jokiuomia.

Kolmas kokonaisuutensa on tuliperäisten piirteiden hallitsema Tharsis. Siihen kytkeytyvät monet Marsin superlatiiveista, kuten Olympus Mons, varsinaiset 15-kilometriset Tharsiksen tulivuoret Arsia, Pavonis ja Ascraeus Mons, sekä aurinkokunnan ”suurin” kanjoni Valles Marineris. Lisäksi sen reunamilta alkaa useita massiivisia virtausuomia. Tharsiksen pohjoista reunaa hallitsee kuitenkin hieman unohdettuna aurinkokunnan ”suurin” vuori, Alba Mons.

Alba Monsin topografinen kartta. Kuvassa on yhdistetty Mars Global Surveyor -luotaimen MOLA-lasermittausaineistosta luotu korkeusmalli Mars Odyssey -luotaimen THEMIS-päiväinfrapunakuvaan. Kuva-alan leveys keskellä kuvaa noin 1200 km. Kuva: NASA / ASU / MOLA / THEMIS / USGS / T. Öhman.


Alba on kummastuttanut tutkijoita jo 1970-luvun alusta alkaen. Sen laajuus on ällistyttävä. Itä–länsi-suunnassa sen pituus on määritelmästä riippuen suunnilleen 1400 km. Tuo vastaa matkaa Norjan länsirannikolta Ääniselle. Pohjois–etelä-suunnassa Alballa on mittaa hieman vähemmän, eli ainoastaan Suomen verran, noin 1000 km.

Korkeudessa Alba kuitenkin häviää selvästi muille Tharsiksen jättiläisille, se kun ei kasvanut kuin noin seitsenkilometriseksi. Vähäinen korkeus tarkoittaa myös mitättömän loivia rinteitä. Tyypillisesti Alban keskirinteiden jyrkkyys on puolen asteen kieppeillä, ja jyrkimmällä pohjoisrinteelläkin vain reilut puolitoista astetta. Tämä on kertaluokkaa vähemmän kuin Maan klassisilla kilpitulivuorilla Havaijilla ja puolet Olympus Monsin rinteiden jyrkkyydestä. Kohti Alban huippua kävellessä ei huomaisi vuorella olevansakaan. Ja mikä ylipäätään on ”vuori”?

Alban laavat olivat sen verran notkeita, että ne virtasivat ongelmitta satoja kilometrejä pitkin hyvin loivia rinteitä. Alban vulkanismi oli myös erittäin pitkäkestoista, sillä vanhimmat viitteet siitä ovat 3,8–3,4 miljardin vuoden takaa. Nuorimmat alueet Alban huipusta taas muodostuivat ehkä vain 180 miljoonaa vuotta sitten. Tämä kuvastaa hyvin koko Tharsiksen alueen vulkanismia: koska Marsissa ei koskaan tai ei ainakaan hyvin pitkään aikaan ole ollut laattatektoniikkaa, syvältä Marsin uumenista mahdollisen vaippapluumin tuuppaama laava kertyi vain yhteen paikkaan. Kukaan ei kuitenkaan pohjimmiltaan tiedä, miksi Albasta muodostui valtava lättänä, kun muut Tharsiksen jättiläiset kohosivat korkeuksiin.

Kuvassa yläoikealta alavasemmalle valunut laavavirta ja kehämäisiä grabeneita Alba Monsin lounaisrinteellä. Grabenit katkaisevat laavavirran, joten ne ovat laavavirtaa nuorempia. Kuvan poikki kulkevan suurimman grabenin keveys on noin 6 km. Keinotekoinen viistokuva on luotu Mars Reconnaissance Orbiter -luotaimen CTX-kameran stereokuvista. Kuva: NASA / MSSS / T. Öhman.

Alban silmiinpistävin piirre on sen tektoniikka. Alban keskirinteitä koristaa hautavajoamiksikin kutsuttujen grabenien kehä. Grabenit syntyvät, kun kalliolohko vajoaa kallioperää venytettäessä. Nykyisin yleisimmin oletetaan, että Alban kehämäiset grabenit syntyivät Alban kohotessa magmaattisen toiminnan seurauksena. Eri mallit kuitenkin eroavat yksityiskohdiltaan melkoisesti.

Kehämäisten grabenien ohella Albaa luonnehtivat siihen etelästä ja koillisesta yhtyvät alueellisen jännityskentän synnyttämät grabenit. Alueellisen ja paikallisen – jos nyt paikallisesta voidaan Alban kokoisen rakenteen tapauksessa puhua – jännityskentän vuorovaikutus on johtanut nykyiseen hieman rannekelloa hihnoineen muistuttavaan ulkonäköön. Vastaavaa ei tunneta mistään päin Marsia.

Kehämäisiä grabeneita Alba Monsin itäkaakkoisella rinteellä. Kuvassa ylhäällä keskellä näkyvän törmäyskraatterin halkaisija on noin 7 km. Grabenit leikkaavat sitä, joten kraatteri on niitä vanhempi. Grabenin pohjalla on myös kaunis vulkaaninen kaksoiskraatteri (tai purkausaukko). Alban alueella niiden oletetaan liittyvän pitkälle ulottuviin juoniparviin. Keinotekoinen viistokuva on luotu Mars Reconnaissance Orbiter -luotaimen CTX-kameran stereokuvista. Kuva: NASA / MSSS / T. Öhman.


Moni tutkija on todennut, että jos Alba sijaitsisi Venuksessa, sitä todennäköisesti kutsuttaisiin koronaksi. Planeettageologisessa merkityksessään Venuksen koronat ovat pyöreähköjä vulkaanis-tektonisia rakenteita, joille ominaista on tektoninen reunus ja melko runsaina esiintyvät laavavirrat. Topografialtaan koronat ovat hyvin vaihtelevia, mutta suunnilleen Alban kaltaisia kilpi- tai platoomaisia koronia on noin 20 % kaikista Venuksen noin 350:stä koronasta. Erojakin Alban ja koronien välillä kuitenkin on, kenties merkittävimpänä Alban tektonisen kehän sijaitseminen keskirinteellä eikä reunalla.

Paras Alban vertailukohta Venuksessa on nimeltään Kvasha Patera. Se on siis luokiteltu pateraksi, ei koronaksi. Latinan sana patera tarkoittaa matalaa lautasta. Planeettageologisen määritelmän mukaan patera on epäsäännöllinen kraatteri, tai vaihtoehtoisesti kaarevien simpukankuorimaisten lovien reunustama monivaiheisen historian läpikäynyt kraatteri. Kvasha Pateran virallinen läpimitta on 50 km. Tämä vastaa suunnilleen vulkaanis-tektonisen rakenteen keskiosaa. Tektoninen kehä huomioiden sen koko on kuitenkin liki tuplasti suurempi, ja käytännössä Kvasha Paterasta puhuttaessa tarkoitetaan juuri tätä suurempaa rakennetta.

Vasemmalla Alba Mons Marsissa, oikealla Kvasha Patera Venuksessa. Molemmilla on keskellä kaldera, suhteellisen piirteetön alue sen ympärillä, kehämäiset grabenit, laavavirtoja ja alueellista tektoniikkaa. Huomaa kuitenkin mittakaavojen noin kymmenkertainen ero. Alban kuva on Mars Odyssey -luotaimen THEMIS-kameran päiväinfrapunakuva, joka vastaa suunnilleen näkyvän valon kuvia. Kvashan kuva puolestaan on Magellan-luotaimen SAR-tutkakuva. Kuva: NASA / ASU / USGS / T. Öhman.

Latinan sana mons tarkoittaa vuorta. Siinä merkityksessä sitä planeettageologiassakin yleensä käytetään. Nykyinen Alba Mons kulki kuitenkin vuosikymmenien ajan nimellä Alba Patera. Nykyisin Alba Pateralla viitataan vain Alba Monsin huipulla olevaan magmasäiliön tyhjentyessä syntyneeseen romahdusrakenteeseen eli kalderaan.

Myös Kvasha Pateran keskellä on kaldera. Näin ollen Alban ja Kvashan nykyisin pateroiksi kutsutut osat näyttäisivät kutakuinkin vastaavan toisiaan. Romahtamalla syntynyt kaldera on kuitenkin eri asia kuin räjähtämällä (tai vähän hillitymmin purkautumalla) syntynyt kraatteri, jollaista pateran pitäisi tarkoittaa.

Eli ennen Alba oli patera, mutta on nyt vuori, jonka sisällä on patera, joka tarkoittaa kraatteria, mutta viittaa kalderaan. Oikeasti Alba lienee lähinnä jotain koronan kaltaista. Ja aiemmin koronaksi tulkittu Alban paras vertailukohta Kvasha on luokiteltu pateraksi. Selvää ja loogista, eikö?

Tässä vaiheessa ei auta muu kuin kutsua apuun itse Bardi. Romeon ja Julian toisen näytöksen toisessa kohtauksessa Juliaa kismittää, että Romeo sattuu kuulumaan Montaguen sukuun, jota Julian edustamat Capuletit inhoavat. Pohjimmiltaan Romeon nimi ei kuitenkaan ole Julialle tärkeä, sillä Romeo olisi aivan yhtä ihanainen, oli hänen nimensä mikä hyvänsä:

”What’s in a name? That which we call a rose

By any other name would smell as sweet;”

– William Shakespeare, 1597

”Mit’ on se nimi? Mitä ruusuks kutsut,

Yht’ ihanasti toisin nimin tuoksuu.”

– Paavo Cajander, 1881

”Mitä on nimi? Ruusu tuoksuu ihanalta,

kutsumme sitä ruusuksi tai emme,”

– Marja-Leena Mikkola, 2006

Julia kuoli, mutta sanat jäivät elämään. Niistä on syytä ottaa opiksi. Loppujen lopuksi sillä ei ole mitään merkitystä, millä nimellä Albaa tai Kvashaa kutsutaan. Oleellista on huomata, että niillä on selvästi paljon yhteistä, aivan kuten Romeolla ja Julialla. Toisen kehityksen ymmärtäminen auttaa näkemään, miksi toisesta lopulta tuli sellainen kuin tuli. Ja kulloisestakin nimestään riippumatta Alba on edelleen aurinkokunnan ”suurin” ”vuori”.

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *


Kuun kadonneet vuoret

22.1.2020 klo 07.00, kirjoittaja
Kategoriat: Historia , Kraatterit , Kuu , Maa , Vuoristot

Kuun pinta on maapalloon verrattuna muinainen. Ihmisen ajantajun näkökulmasta se on myös käytännössä lähes muuttumaton. Silloin tällöin syntyy pieniä uusia törmäyskraattereita, ja kuunjäristykset aiheuttavat joskus vyöryjä samalla kun kalliolohkot saattavat hieman nitkahtaa toistensa suhteen. Pääsääntöisesti Kuussa ei nykyisin kuitenkaan tapahdu oikeastaan mitään. Silti sen kartoille on ilmestynyt ja niiltä on kadonnut viimeisen parinsadan vuoden kuluessa lukuisia mahtavia vuorijonoja.

Kuun vuoristot nimetään enimmäkseen maapallon vuoristojen mukaan. Tutuimpia ovat Imbriumin altaan reunan muodostavat Karpaatit, Apenniinit, Kaukasus ja Alpit. Imbriumin yhteydestä löytyy myös kuuhavaitsijoiden suosikkikohteen, Sinus Iridumin eli Sateenkaarilahden muodostavat Jura-vuoret. Hiukan epämääräiset Pyreneet puolestaan kohoavat Mare Nectariksen itärannalta.

Kuun läntisellä pallonpuoliskolla Oceanus Procellarumin eli Myrskyjen valtameren länsirannan tuntumassa on ikivanha 164-kilometrinen laavalla täyttynyt kraatteri Struve. Struven pohjoispuolella taas on nykykartoissa 103-kilometrinen Russell. Struven ja Russellin reunat ja laavatäytteiset pohjat ovat yhtyneet, ja ne muodostavat kahden varsin vaatimattoman ja pahasti rähjääntyneen kraatterin parin.

Hankalahko sijainti ja 1800-luvun alkuvuosikymmenten kaukoputkioptiikka lienevät olleet osasyinä siihen, että yksi 1800-luvun merkittävimmistä kuututkijoista, saksalainen Johann Heinrich von Mädler (1794–1874), ei antanut Struvelle tai Russellille nimeä lainkaan. Sen sijaan – nykysilmin tarkastellen hieman erikoisesti – hän nimesi kaksikon länsireunan Montes Hercyniiksi, eli Herkynisiksi vuoriksi.

Herkynisiä vuoria kuvaava osa vanhasta piirretystä Mappa Selenographica -kartasta.
Herkyniset vuoret eli Montes Hercynii Beerin ja Mädlerin Mappa Selenographica -kartassa vuodelta 1834. Nykyisille Russell-, Struve- ja Eddington-kraattereille Mädler ei antanut nimiä lainkaan. Kuva on käännetty vastaamaan nykyistä kartografista käytäntöä, joten pohjoinen on ylhäällä ja länsi vasemmalla.

Herkyniset vuoret sijaitsevat siis varsin kaukana lännessä. Vuoristo kohoaa parhaimmillaankin vain vajaan kilometrin ympäröivän laavatasangon pinnasta ja on varsin loivapiirteinen. Lisäksi vähänkään epäsuotuisamman libraation aikaan perspektiivi litistää vuoriston kapeaksi rannuksi aivan Kuun reunaan. Niinpä sen todellista olemusta voi joskus olla hieman hankala hahmottaa. Tätä harmitteli myös maineikas englantilainen kuuhavaitsija ja -tutkija Thomas Gwyn Elger (1836–1897). Hän kuitenkin totesi Herkynisten vuorten muistuttavan enemmän Maan vuoria kuin esimerkiksi Imbriumia ympäröivät vuoristot.

Herkyniset vuoret olivat 1800-luvun kuututkijoille mielenkiintoinen, mutta haastava kohde. Tällaista vuoristoa on kuitenkin nykyisiltä Kuun kartoilta turha etsiä. Eivätkä Herkyniset vuoret Maan kartoiltakaan järin tuttuja ole, vaikka niistäkin 1800-luvun lopun ja 1900-luvun alkupuolen tiedepiireissä puhuttiin. Herkynisten vuorten nousun ja tuhon takana onkin sinne tänne rönsyilevä yhdistelmä mytologiaa, historiaa, geologiaa ja kartografiaa.

Montes Hercyniin pohjoisosa tulossa esiin Kuun yöpuolelta illalla 10.12.2019. Kuva: T. Öhman.

Jo muinaiset kreikkalaiset…

Herkyninen metsä (Hercynia Silva) lienee tänä päivänä hieman tutumpi käsite kuin Herkyniset vuoret. Antiikin oppineille Herkyninen metsä nimittäin muodosti kohtalaisen tarkasti tunnetun Euroopan pohjoisrajan. Gaius Julius Caesarin (100–44 eaa) gallialaissotia käyneille legioonille se oli este matkalla germaanien kimppuun. Pohjoissuunnassa marssi synkän, Caesarin kirjaamien (tai yleisen käsityksen mukaan jonkun tuntemattomaksi jääneen, Caesarin tekstiin lisäyksiä tehneen haamukirjoittajan) uskomusten mukaan alkuhärkien ja yksisarvisten asuttaman metsän läpi olisi kestänyt ilman ylimääräisiä varusteitakin yhdeksän päivää. Sivumennen sanoen, näitä Caesarin yksisarvisia kutsutaan Suomessa tylsästi vain poroiksi.

Idän suuntaan tilanne oli paljon pahempi, sillä matkaan olisi tärväytynyt mitä tahansa kahdesta kuukaudesta ylöspäin. Kukaan ei näet Caesarin aikoihin varmuudella tiennyt, kuinka kauaksi itään Herkyninen metsä oikein jatkuu.

Herkyninen metsä olikin valtava alue, joka ulottui lähinnä Reiniltä itään. Schwarzwald nykyisen Saksan lounaiskulmassa muodosti Herkynisen metsän länsilaidan. Idässä metsä ylsi Böömin kautta Karpaateille, käytännössä lähes Mustallemerelle saakka. Nyky-Euroopassa tästä metsästä on jäljellä vain rippeitä.

Herkyninen metsä peitti Herkynisiä vuoria. Niistäkin ovat kertoneet lukuisat antiikin historiasta tutut henkilöt Aristoteleestä (384–322 eaa) alkaen. Hän hämmästeli, että Herkynisillä vuorilla joet virtaavat pohjoiseen. Moinen oli merkillistä, sillä huomattavista joista vain Niilin tiedettiin virtaavan kohti pohjoista. Neljäsataa vuotta myöhemmin Vesuviuksen tulivuoren myrkyllisiin kaasuihin kuollut Plinius vanhempi (23–79 jaa) puolestaan kertoi Luonnonhistoriassaan niin Herkynisistä vuorista kuin Herkynisen metsän mystisistä eläimistäkin.

Kreikkalaisessa mytologiassa Herkyna oli nymfi, jonka suurin meriitti oli olla manalan osa-aikaiseksi valtiattareksi päätyneen Persefonen lapsuuden ystävä. Yksi työpaikka ei riittänyt tuolloinkaan, sillä Persefonen kesätyönä oli toimia kasvillisuuden ja viljavuuden jumalattarena. Kasvit kuihtuivat syksyllä kun Persefone palasi vakipaikkaansa manalaan. Herkynakin sai nimensä pysyvästi historiaan, sillä hänen, nuoren Persefonen ja erään vikkeläliikkeisen hanhen ansiosta jo muinoin keskisessä Kreikassa Livadeian kaupungin läpi virtaava joki nimettiin Herkynaksi.

Kohtalaisen epäselvää lienee, miten Herkyna ja Herkyninen metsä oikeastaan liittyvät toisiinsa. Yleensä nimittäin väitetään, että Herkyninen metsä sai nimensä ilmeisesti jo protokelttiläisestä tammea tarkoittavasta sanasta. Samaa juurta lienee myös meikäläinen perkele. Niinpä olisi täysin perusteltua kutsua Herkynisiä vuoria paljon paremmin suomalaiseen suuhun sopivasti Perkeleellisiksi vuoriksi.

Herkynisten vuorten nousu ja tuho

Niin Kuussa kuin Maassakin Herkynisten vuorten synnyn takana on kumpaisenkin planeetan tärkein geologinen prosessi: Kuussa kraatteroituminen, Maassa laattatektoniikka. Maassa poimuvuoristot syntyvät litosfäärilaattojen törmäilyn seurauksena. Laatat työntyvät toistensa alle, sulavat osittain, synnyttävät tuliperäistä toimintaa, poimuttuvat ja siirrostuvat.

Maan Herkyniset vuoret muodostuivat muutama sata miljoonaa vuotta sitten devoni- ja kivihiilikausilla, kun Gondwanan ja Lauraasian muinaismantereet hitsautuivat kiinni toisiinsa. Tästä on yhä jäljellä matalahkoja vuorijonoja Pohjois-Amerikan itäosan eteläisiltä Appalakeilta Mauritaniaan, Iberian niemimaalle, Englantiin (mm. Cornwall ja Devon), Ranskaan (mm. Keskusmassiivi), Saksaan (mm. Harz) ja itäiseen Eurooppaan saakka. Samassa rytäkässä syntyi viimeisin supermanner, Pangaia (eli Pangaea eli Pangea). Kaikkien näiden euroopanpuoleisten vuoristojen syntyä kutsutaan nykyisin useimmiten variskilaiseksi, yhä harvemmin herkyniseksi (tai herkyyniseksi, tai hercyniläiseksi) ja silloin tällöin myös armorikalaiseksi vuorijonopoimutukseksi.

Kuussa laattatektoniikkaa ei ole koskaan ollut. Kuun vuoristot ovatkin enimmäkseen törmäysaltaiden tai suurten kraatterien reunoja. Myös niillä esiintyy siirrostumista ja poimuttumista, sekä sulaneen aineksen kerrostumista reunan päälle. Tähän yhtäläisyydet Maan poimuvuoristojen kanssa sitten päättyvätkin, sillä syntymekanismin ohella myös Maan ja Kuun vuoristojen synnyn aikaskaala on aivan erilainen. Maan poimuvuoristojen synty kestää kymmeniä miljoonia vuosia, mutta Kuun altaiden reunojen suurimmatkin vuoristot ovat käytännössä valmiita tunnin sisällä törmäyshetkestä.

Myös iässä on eroa, sillä Kuun Herkynisten vuorten ikä on reilua kertaluokkaa suurempi kuin Maan kaimojensa, eli nelisen miljardia vuotta. Suhteellisesti tarkastellen Maan ja Kuun Herkynisissä vuorissa on kuitenkin samanlaisia piirteitä: molemmat ovat selvästi vanhempia ja sen myötä kuluneempia kuin vaikkapa Alpit tai Apenniinit.

Herkynisten vuorten olemus selvisi kunnolla vasta Yhdysvaltain kuuohjelman myötä 1960-luvun loppupuolella. Tässä alkuperäisestä rajatussa kuvassa Herkyniset vuoret ensimmäisen kerran lähes koko Kuun pinnan kartoittaneen Lunar Orbiter IV -luotaimen kuvassa kesältä 1967. Struve H:n läpimitta on noin 21 km. Kuva: LO-IV-182-H3 / NASA / LPI / T. Öhman.

Nykygeologiassa ei enää kovin usein puhuta herkynisestä vuorijonopoimutuksesta, vaan yleensä siitä käytetään nimitystä variskilainen vuorijonopoimutus. Vaikka niitä pääsääntöisesti pidetään synonyymeinä, alkujaan termeillä variskilainen ja herkyninen oli kuitenkin selvä ero. Variskilaisista vuorista kirjoitti geologiaan suurimpiin nimiin kuulunut itävaltalainen Eduard Suess (1831–1914) vuonna 1886. Hän tarkoitti niillä vain Ranskan Keskusmassiivin itäpuolisia vanhoja vuoristoja.

Vuotta myöhemmin ranskalainen Marcel Bertrand (1847–1907) loi nykyisessä mielessä käsitteen Herkyniset vuoret, tarkoittaen niillä sekä Suessin Variskilaisia että Armorikalaisia vuoria. Termit siirtyivät myös saksalaisten kaivosmiesten kieleen: variskilaiset siirrokset ja raot olivat lounas–koillinen-suunnassa, herkyniset puolestaan kulkivat kaakko–luode-suunnassa. Olisi siis ollut huomattavasti järkevämpää, että termit olisi pidetty erossa toisistaan, tai ainakin että herkynisestä vuorijonopoimutuksesta olisi tullut kaiken kattava yleistermi variskilaisen sijaan. Toisin kuitenkin kävi, ja nyt Bertrandin Herkyniset vuoret ovat vähin erin katoamassa kielestä.

Suomessa Herkyniset vuoret suunnilleen Suessin tai Bertrandin tarkoittamassa merkityksessä ovat olleet tuttuja vähintään 1900-luvun alusta. Wilhelm Ramsay (1865–1928) kirjoitti Pentti Eskolan (1883–1964) suomentamana”hercyniläisestä vuorenpoimutuksesta” Geologian perusteissaan vuonna 1909. Monialainen I. K. Inha (1865–1930) mainitsi teoksessaan Saksanmaa (1910) paitsi Herkynisen metsän, myös ”herkynisen suunnan” Saksan vuoristojen rakennegeologiaa kuvaillessaan.

Kuun Herkynisten vuorten esiintyminen suomalaisessa kirjallisuudessa lienee puolestaan melkoisen niukkaa. ”Hercyniset vuoret” löytyvät Ursan vuonna 1947 julkaiseman mainion Tähtitieteen harrastajan kirjan kuukartasta. Omaa kirjahyllyäni penkomalla en tuota ennen tai sen jälkeen löytänyt suomalaisista kirjoista ainuttakaan muuta mainintaa.

Virallisesta Kuun nimistöstä Montes Hercynii katosi neljän muun vuoriston ohella vuonna 1970. Syynä oli, ettei Herkynisiä vuoria pidetty riittävän helposti identifioitavina. Selitys on jokseenkin ontuva, sillä kyllähän Herkyniset vuoret rajautuvat hyvin selvästi ympäröivään laavatasankoon, toisin kuin vaikkapa Mare Serenitatiksen ja Mare Crisiumin välisellä ylängöllä kohoavat Taurus-vuoret.

Lopputulos kuitenkin on, että aivan kuten Maassakin, myös Kuussa Herkyniset vuoret ovat hiljalleen häipymässä historiaan hämärään. Kuuromantikolle nykytilanne on tietenkin hieman haikea. Vaan ainakin jäljellä on monivivahteinen tarina, jota muistella kaukoputken ääressä.


Kiitokset Jari Kuulalle niin Kuun kuin Maankin Herkynisiä vuoria ja -metsää koskeneista kommenteista. Kuun nimistön hämmentävästä historiasta ja havaitsemisesta kiinnostuneille kerrottakoon, että tämä juttu ilmestyy Hieman Kuusta -blogissani pidempänä ja kiistatta myös vielä sekavampana ja muutamalla lisäkuvalla varustettuna versiona.

Muokkaus 22.1.2020: Poistettu mannerlaatan pitäminen litosfäärilaatan synonyyminä. Kiitokset FT Elina Lehtoselle huomautuksesta ja tämänhetkisistä termisuosituksista!

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *


Paasselän mineraalit maailmankartalle

31.12.2019 klo 07.00, kirjoittaja
Kategoriat: Kraatterit , Maa , Mineralogia , Shokkimetamorfoosi , Suomi , Yleinen

Paasselkä on Savonlinnan, Kiteen ja Rääkkylän rajamailla sijaitseva pyöreähkö kymmenkilometrinen järvenselkä. Järven alla majaileva painanne tunnistettiin törmäyskraatterin jäänteeksi kaksikymmentä vuotta sitten. Arvelut sen mahdollisesta törmäyssynnystä ovat kuitenkin tuplasti vanhempia. En tiedä, vietettiinkö Paasselällä tänä vuonna kaksi- ja nelikymmenvuotisjuhlia, mutta aihetta juhliin olisi ollut.

Paaselkä on yksi harvoista Suomen kraattereista, joille on saatu tehtyä varsin luotettava ikämääritys, noin 231 miljoonaa vuotta. Suomen oloista tuolta ajalta ei kovin paljon tiedetä, sillä Paasselän törmäyskivien ohella Suomesta ei tunneta muita triaskaudella syntyneitä kivilajeja. Se kuitenkin tiedetään, että muun Fennoskandian tapaan Suomi sijaitsi jossain nykyisen Välimeren leveyspiirin tienoilla. Geologisesti täällä vietettiin lähinnä ainaista joulua, eli kulutusjuhlaa: vanhat kivilajit kuluivat hiljakseen pois, ja niistä syntyneet jätekasat kuljetettiin jonnekin muualle. Dinosaurukset olivat tuolloin jo aloittaneet maailmanvalloituksensa, joten eiköpähän niitä hiippaillut Savon ja Karjalan rajamaillakin, vaikkei niistä todisteita ole jäänytkään. Geologin silmin Paasselkä on siis Suomessa hyvin harvinaislaatuinen paikka. Poikkeuksellisen geologisen historiansa sijasta Paasselkä on kuitenkin paremmin tunnettu kansainvälistäkin mainetta nauttivista Paasselän piruista.

Paasselkä Landsatin kuvaamana elokuussa 2015 likimain luonnollisissa väreissä. Punainen tähti osoittaa useissa tutkimuksissa käytetyn Jarmo Moilasen löytämän jäätikön kuljettaman törmäyssulakiven löytöpaikan. Pienten järvien ja lampien suuntaus kertoo jäätikön virtaussuunnan. Pohjoinen ylhäällä. Kuva: NASA / USGS / Landsat 8 / T. Öhman.

Nyt Ruotsin kuninkaallisessa luonnontieteellisessä museossa (Naturhistoriska Riksmuseet) Tukholmassa postdoc-tutkijana työskentelevä Gavin Kenny on ainakin hetkeksi tuupannut pirut pois valokeilasta. Hänen vetämänsä tutkijaryhmä on nimittäin julkaissut uusia uria törmäyskraatteritutkimukseen aukovan artikkelin Paasselän törmäyksen vaikutuksista mineraaleihin. Ryhmässä on myös mukana Paasselkää ja useita muitakin Suomen kraattereita tiiviisti tutkinut Martin Schmieder. Artikkeli Recrystallization and chemical changes in apatite in response to hypervelocity impact ilmestyy Geology-lehden tammikuun numerossa kansikuvajuttuna, mutta se on jo kotvan aikaa ollut sähköisesti saatavilla (maksumuurin takana tosin). Samasta aiheesta ilmestyi myös tänä syksynä Brasiliassa pidetyssä Large Meteorite Impacts and Planetary Evolution VI -tapaamisessa esitelty vapaasti luettavissa oleva kokousjulkaisu.

Kennyn ja kumppaneiden artikkelissa keskitytään apatiitti-mineraaliin. Apatiitti – kaavaltaan Ca5(PO4)3(F,Cl,OH) – kuuluu fosfaatteihin ja on kaikille sikäli omakohtaisesti tuttu, että hammaskiille on lähes kokonaan apatiittiä. Kuten apatiitin kaavan loppuosa osoittaa, fluori, kloori ja hydroksyyli-ioni, eli yhtä happiatomia vajaa vesimolekyyli, voivat korvata toisiaan. Ikiaikaisen mineralogisen perinteen mukaan tässä kohdassa tarinaa on kerrottava, että juuri hydroksyylin korvautumiseen fluorilla perustuu fluorihammastahnan käyttö. Hydroksyyliapatiitti ei nimittäin kestä happohyökkäystä yhtä hyvin kuin fluoriapatiitti, joten tahnasta hammaskiilteen käyttöön vapautuva fluori suojaa hampaita. Pieninä määrinä apatiitti on hampaiden ohella hyvin tyypillinen mineraali monissa kivilajeissa, joten sitä löytyy Paasselän seudun vajaat pari miljardia vuotta vanhasta kallioperästäkin. Fosfaattinsa vuoksi apatiittia myös louhitaan esimerkiksi Siilinjärvellä peltojen lannoitteeksi (ja samalla tietysti Itämeren rehevöitteeksi).

Tutkimuksen kannalta apatiitti on hyvin monikäyttöinen mineraali. Sitä hyödynnetään esimerkiksi erilaisissa ikämäärityksissä. Samoin se on oivallinen tutkittaessa metasomatoosia, eli kiviaineksessa kiertelevien kuumien liuosten aiheuttamia kemiallisia ja mineralogisia muutoksia. Apatiitti on  myös keskeisessä osassa arvioitaessa esimerkiksi Kuun ja Marsin sisäosien veden määrää.

Vaikka toisten taivaankappaleiden apatiitit ovat väkisinkin joutuneet törmäysten runtelemiksi, ei tähän mennessä Maan törmäyskraatterien apatiitteja ole järin yksityiskohtaisesti tutkittu. Niinpä kenellekään ei ole muodostunut kovin tarkkaa käsitystä siitä, mitä apatiitille pohjimmiltaan tapahtuu, kun se kohtaa korkean shokkipaineen. Kennyn ja kumppanien tutkimus onkin ensimmäinen työ, jossa perehdytään syvällisesti maanpäällisen apatiitin shokkimetamorfiseen mikrorakenteeseen. Tutkimuksen ytimessä on viimeisen vuosikymmenen aikana yleistynyt takaisinsironneiden elektronien diffraktioon (electron backscatter diffraction, EBSD) perustuva elektronimikroskopian sovellus.

Tutkimuksessa löytyi esimerkiksi apatiittikiteiden deformaatioon ja uudelleenkiteytymiseen liittyviä piirteitä, jollaisia ei ole ennen tunnistettu. Osin tämä selittyy sillä, että perinteisin tutkimusmenetelmin nyt havaitut törmäyssyntyiset piirteet lienevät näkymättömiä. Paasselän shokkimetamorfisille fluoriapatiiteille oli tyypillistä kaunis rakeinen tekstuuri, jossa alkuperäinen apatiittirae on uudelleenkiteytynyt suunnilleen yhdensuuntaisiksi muutaman mikrometrin läpimittaisiksi osasiksi.

Paasselän shokkimetamorfisen apatiittirakeen pintaa ns. BSE- eli takaisinsironneisiin elektroneihin (backscattered electron)  perustuvassa elektronimikroskooppikuvassa. Törmäyksen synnyttämä shokkiaalto on aiheuttanut apatiittirakeen uudelleenkiteytymisen, jolloin on syntynyt poikkeuksellinen suuntautuneista osasista koostuva rakeinen tekstuuri. Optisen mikroskopian keinoin tekstuuri ei ole havaittavissa. Kuva: Gavin Kenny.

Toinen täysin uusi löytö on törmäyksen aiheuttama rauta- ja magnesiumpitoisen fosfaatin, wagneriitin,1 kiteytyminen apatiitin sisälle. Wagneriitti esiintyy ainoastaan apatiitin uudelleenkiteytyneillä alueilla, eikä sitä tavata laisinkaan niissä kohdin apatiittirakeita, jotka eivät uudelleenkiteytymistä kokeneet. Wagneriitin vaatima rauta ja magnesium ovat selvästi peräisin wagneriittia ympäröivästä uudelleenkiteytyneestä apatiitista, sillä uudelleenkiteytyneen apatiitin rauta- ja magnesiumpitoisuudet ovat alhaisemmat kuin kutakuinkin alkuperäisessä kunnossaan säilyneen apatiitin.

Nämä fosfaattien mikrorakenteelliset ja geokemialliset löydöt voivat ehkä äkkiseltään kuulostaa hivenen kuivakkailta. Kraatteritutkijat ovat kuitenkin aina tällaisista uusista avauksista innoissaan. Lisäksi Kennyn ja kumppaneiden työllä voi hyvin olla paljon kauaskantoisempia ja nimenomaan epäkuivakkaita vaikutuksia planeettatutkijoiden elämään. Koska shokin vaikutuksesta Paasselän apatiitissa syntyi wagneriittia, jonka rauta ja magnesium tulevat sitä ympäröivästä apatiitista, on luonnollista olettaa, että myös wagneriitin fluori on peräisin apatiitista. Shokkimetamorfoosi siis todennäköisesti vaikuttaa apatiitin fluoripitoisuuteen. Ja tämä saattaa muuttaa vallitsevia käsityksiä isoistakin asioista.

Apatiittien fluori ja kloori ovat paljon helpommin analysoitavissa kuin niiden hydroksyyli. Siksi apatiittianalyyseistä ”puuttuva aines” on useimmiten oletettu hydroksyyliksi, siis karkeasti ottaen vedeksi. Paasselän tulokset viittaavat siihen mahdollisuuteen, ettei vaikkapa Marsissa tai Kuussa suurille törmäyksille alttiina olleen apatiitin mitattu fluoripitoisuus välttämättä vastaakaan alkuperäistä, kuten on oletettu. Niinpä apatiittianalyyseihin perustuvat Kuun ja Marsin sisäosien vesipitoisuuslaskelmat voivat olla jonkin verran pielessä. Kuun vetinen sisus taas on ollut kenties suurin viimeisen parin vuosikymmenen aikana tapahtunut mullistus käsityksissämme Kuusta. Asia tietysti vaatii runsaasti lisätutkimuksia, mutta Paasselän mineraalit voivat hyvinkin olla alkusysäys uusille ajatusmalleille aurinkokuntamme kivisten kappaleiden vetisestä historiasta. Vähintään entisiä malleja pitää Paasselän tietojen pohjalta tarkastella uudesta näkökulmasta.

Paasselän apatiitteihin liittyy myös opettavainen tarina luonnontieteellisen tutkimuksen luonteesta. Alun perin Gavin Kennyn ei nimittäin edes pitänyt tutkia Paasselän apatiitteja. Hänen varsinainen leipälajinsa on kraatterien iänmääritys käyttäen uraani–lyijy-menetelmää shokkimetamorfisten zirkonimineraalien ajoittamiseen. Tähän menetelmään perustuen hän esimerkiksi julkaisi Lappajärven uuden ikämäärityksen vuosi sitten. Shokkimetamorfisia zirkoneja hänen oli tarkoitus Paasselästäkin kaivaa esiin.

Zirkonit saadaan tutkittaviksi, kun kivinäyte murskataan ja separoidaan. Separoinnin loppuvaiheessa käytetään ns. raskasnesteseparointia. Siinä nesteenä on yleensä metyleenijodidi, jolla on niin korkea tiheys, että ainoastaan zirkonin kaltaiset raskaimmat mineraalit vajoavat liuoksen pohjalle. Sieltä ne on helppo noukkia tutkittaviksi.

Pahaa aavistamatta Kenny marssi laboratorioon ja alkoi separoida zirkoneja esiin. Vaan kuinka ollakaan, joku edellinen käyttäjä olikin hänen tietämättään laimentanut metyleenijodidia. Niinpä liuoksen pohjalle mötkähtivät zirkonien ja ajoitukseen myös sopivien monatsiittien ohella hieman kevyemmät apatiititkin. Joku muu olisi saattanut heittää apatiitit mäkeen, mutta avarakatseisena tutkijana Kenny tuumasi, että tutkitaan nyt sitten näitäkin. Lopputulos on nähtävissä Geology-lehden kannessa.

Paasselän apatiittitarina onkin erinomainen esimerkki serendipisyydestä. Samankaltaisten onnekkaiden sattumien seurauksena keksittiin mm. rokottaminen,  penisilliini ja kosminen taustasäteily. Paasselän shokkimetamorfiset apatiitit asettuvat näin osaksi komeaa tieteenhistoriallista jatkumoa.

Vaan entäpä ne separoidut Paasselän zirkonit ja monatsiitit, mitä niille tapahtui? Niillä Kenny ja kumppanit tekivät suomalaisten törmäyskraatterien mittakaavassa historiaa. Zirkonissa havaittiin useita shokkimetamorfoosin aiheuttamia piirteitä, joista zirkonin hajoamista zirkoniaksi (ZrO2) ja silikaksi (SiO2) ei ainakaan oman muistini mukaan Suomen muista kraattereista ole toistaiseksi löydetty. Zirkonin hajoaminen osoittaa zirkonirakeiden kuumentuneen vähintään 1673°C:een. Paasselän zirkoneissa havaitut todisteet zirkonin tilapäisestä muuttumisesta korkean paineen ja lämpötilan polymorfiseksi muodoksi reidiitiksi puolestaan ovat Lappajärven jälkeen toiset Suomesta löydetyt. Monatsiittien osalta Paasselkä sai nimiinsä Suomen ensimmäiset todisteet monatsiittikiteen ns. kaksostumisesta tavalla, joka on ominaista ainoastaan shokkimetamorfoosille. Nämä tulokset osoittavat jälleen kerran, että Suomen törmäyskraattereissa riittää erittäin runsaasti mahdollisuuksia kansainvälisesti merkittäviin löytöihin.

Paasselkä kuuluu Suomen suurimpien kraatterien joukkoon. Sen törmäyssyntyiset kivilajit ovat Suomen ainoat tunnetut triaskautiset kivet, ja niissä on joukko massiivisen räjähdyksen todisteita, jollaisia ei ole löydetty mistään muualta Suomesta. Paasselän apatiitit ovat koko maapallon ensimmäiset törmäyksessä muuttuneet apatiitit, joiden mikrorakenne on kunnolla tutkittu. Eikä mistään muualta kuin Paasselältä ole raportoitu shokkimetamorfisen wagneriitin kiteytymistä apatiitin sisällä. Ja sitten on tietysti vielä ne pirut. Eikös tässä olisi jo ihan riittävästi aineksia paikallisen geomatkailun kehittämiseen? Tai biisiaihiota Kiteen suurelle pojalle Tuomas Holopaiselle?

1Wagneriitti on apatiittia muistuttava rautamagnesiumfosfaatti, (Mg,Fe2+)2(PO4)F. Kennyn ryhmän tutkimuksessa ei voitu kiistatta osoittaa kyseessä olevan wagneriitti, vaan ainoastaan jokin wagneriitin polymorfinen muoto. Mineralogiassa polymorfialla tarkoitetaan sitä, että sama kemiallinen koostumus voi esiintyä eri kidejärjestelmissä ja näin ollen muodostaa eri mineraaleja. Tunnettu esimerkki polymorfiasta on grafiitti ja timantti. Ne ovat kumpikin kemialliselta koostumukseltaan hiiltä, mutta erilaisten kiderakenteidensa vuoksi ominaisuuksiltaan hyvin voimakkaasti toisistaan poikkeavia mineraaleja.


Tämä juttu ilmestyy myös Suomen kraatterit -blogissa.

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *


Pikkuplaneetta pöydällä

19.12.2019 klo 07.00, kirjoittaja
Kategoriat: Aurinkokunta , Kraatterit , Meteoriitit , Vesta

Myöhäissyksyinen ilta uimarannalla

Kun marraskuu alkoi hiljalleen taittua joulukuun puolelle, tallustelin kohti läheistä uimarantaa. Suomen syksylle tyypillinen lähes kuukauden jatkunut yhtämittainen pilvisyys oli lopultakin tauonnut. Niinpä mukanani oli pyyhkeen ja simmareiden sijasta jalusta, parit kiikarit ja perinteiseen tyyliin paperille painettu tähtikartta.

Jäälle ei vielä tohtinut lähteä seikkailemaan. Se oli harmillista, sillä pääkohteenani ollut Etiopian kuninkaan Kefeuksen valtakunnan rannikoilla kauhua ja hävitystä kylväneen merihirviön eli Valaan tähdistö jäi ikävästi rantakoivujen katveeseen. Onneksi kuitenkin uimalaituri oli jätetty talveksi paikoilleen, joten se tarjosi riittävästi etäisyyttä rannan puihin. Laiturilta katsellen Valaan kirkkain tähti Menkar oli juuri koivunlatvojen yläpuolella ja näkyi mukavasti paljainkin silmin, vaikka suoraan kaupungin valohehkun suunnassa olikin. Ja siellä, Menkarista hollin matkaa ylös ja vähän oikealle näkyi jo pikkukiikarilla piste samassa kohdassa, johon olin sen tähtikarttaani piirtänyt. Edellisestä kohtaamisestani kotilieden jumalatar Vestan kanssa oli kulunut vajaat pari vuotta, joten jälleennäkeminen oli hyvinkin mieluisa.

Ennen minua tai ketään muutakaan Vestan löysi saksalainen Wilhelm Olbers maaliskuussa 1807. Olbers oli monipuolinen tutkija, sillä paitsi että hän oli lääkäri ja löysi Vestan, Pallaksen ja nimeään kantavan jaksollisen komeetan, hän myös pohdiskeli yötaivaan pimeyttä ja universumin äärettömyyttä. Tämä tapahtui noin 170 vuotta ennen kuin Jukka Kuoppamäki ja Katri Helena hivuttivat Olbersin paradoksin keskeisen kysymyksen ”Miksi taivas on öisin musta, miksi valoa en mä nää?” suomalaisen iskelmäkansan tietoisuuteen. Syvällisestä pohdinnasta huolimatta Olbersilla, sen paremmin kuin Vestan radan määrittäneellä ja myös sen nimenneellä Carl Friedrich Gaussilla ei kuitenkaan vielä voinut olla aavistustakaan Vestan perimmäisestä olemuksesta.

Nykyään jo harrastajienkin tavoitettavissa alkaa olla sen tosiasian toteaminen, ettei Vesta ole pelkkä tähdenkaltainen piste. Kuun ja planeettojen valokuvaukseen erikoistunut Damian Peach onnistui jo vuonna 2007 nappaamaan kuviinsa Vestan hieman soikean muodon. Suomalaisetkin harrastajat pystyvät nykyisin kuvaamaan yksityiskohtia Jupiterin suurimpien kuiden pinnoilta, ja Vestan maksimikulmaläpimitta on näiden erottuvien yksityiskohtien suuruusluokkaa. En tiedä, onko kukaan Suomessa vielä yrittänyt kuvata Vestan muotoa, mutta huippuharrastajien tekniikka ja taidot kehittyvät sitä vauhtia, ettei temppu enää mahdottoman kaukaiselta tunnu. Vestan oppositiot toistuvat suunnilleen vuoden ja viiden kuukauden välein, joten ehkäpä maaliskuussa 2021 Vestan loistaessa komeasti Leijonan tähdistössä joku suomalainenkin onnistuu ikuistamaan Vestan muodon.

Näytteitä Vestasta?

Uimarannalta takaisin kotiin päästyäni oli pakko ottaa vitriinistä esiin pieni rasia, jossa luki Bilanga. Avasin rasian, ja tavoistani poiketen koskin paljain sormin tuohon pieneen hauraaseen kivenmuruseen. Kyseinen pikkukivi päätyi aika tarkkaan 20 vuotta sitten Burkina Fasoon, jonnekin Bilanga-Yangan ja Gomponsagon kylien tienoville. Bilanga on yksi 2222:sta tällä hetkellä tunnetusta HED-meteoriitista. Jo viitisenkymmentä vuotta olemme tienneet, että HEDit – howardiitit, eukriitit ja Bilangan kaltaiset diogeniitit – ovat mitä suurimmalla todennäköisyydellä peräisin Vestasta. Juuri siksi minä sinne kivivitriinilleni menin: hetkeä aiemmin kiikarilla pisteenä näkemäni Vesta oli nyt siinä kirjoituspöydälläni, kosketeltavissa ja ihasteltavissa. No, mitättömän pieni osa Vestaa tietenkin, mutta sekin oli tarpeeksi saadakseen kylmät väreet kulkemaan selkääni pitkin.

Pikkuplaneetta(a) pöydällä. Bilanga on palanen Vestan ylävaippaa. Yläreunassa millimetriasteikko, joten näytteen leveys on pari senttiä. Kuva: T. Öhman.

Alkujaan Vestan ja HEDien yhteys perustui niiden spektrien ainutlaatuiseen samankaltaisuuteen. Vuonna 1997 Hubble-avaruusteleskoopin havaintojen perusteella löydettiin Vestan etelänavalta jättimäinen törmäysallas. Se selitti vestoideina tunnettujen spektriltään ja rataparametreiltään Vestan kaltaisten kilometrien kokoluokkaa olevien asteroidien olemassaolon – vestoidit ovat yksinkertaisesti törmäysaltaan heittelettä. Altaan löytyminen auttoi myös osaltaan ymmärtämään, miten HED-meteoriitteja saattoi päätyä Maahan. Vuonna 2007, siis 200 vuotta Vestan löytymisen jälkeen laukaistu NASAn Dawn-luotain on sittemmin käytännössä varmistanut käsityksen Vestasta HEDien emäkappaleena.

Moni kutsuu Vestaa asteroidiksi. Ja mikäpä siinä, sillä sananmukaisesti tähdenkaltaiseltahan se kiikarilla katsellen näyttää. Minulle kuitenkin Vesta on pikkuplaneetta. Suurempien planeettojen tapaan se on monimuotoinen, pitkään jatkuneiden geologisten prosessien muokkaama kaunis ja kiehtova maailma, pienempi vain. Se on jopa differentioitunut, eli sillä on rautaydin, raskaiden silikaattimineraalien muodostamista kivilajeista koostuva vaippa, ja lähinnä möyhentyneestä basalttisesta laavakivestä ja sen hieman syvemmällä syntyneistä lähisukulaisista koostuva kuori. Nykyään ”pikkuplaneettaa” tunnutaan terminä vierastavan, mutta ihan syyttä. Vaan kaipa tässäkin on kyse lähinnä näkemyserosta. Tähtitieteelliseltä kannalta Vesta on piste, mutta geologeille se on oma pieni maailmansa. Mikä parasta, se on maailma, josta on runsaasti näytteitä ja jonka pinnanmuodot ja koostumus tunnetaan poikkeuksellisen hyvin.

Vestan topografia. Punaiset alueet ovat korkeimpia, tummansiniset matalimpia. Noin 24 km:n läpimittainen Licinia on merkitty mustalla nuolella. Kuvan alareunassa törröttää Rheasilvian massiivinen keskuskohouma. Keskuskohoumasta ylävasemmalle näkyy myös Rheasilvian pohjan ainutlaatuisia spiraalimaisia rakenteita. Vestan keskimääräinen halkaisija on noin 525 km. Kuva: NASA / JPL / VestaTrek / T. Öhman.

Vestan neitsyet

Jo pian sen jälkeen kun Dawn saapui Vestan kiertoradalle, kävi ilmi, että Hubblen kuvissa nähty Vestan eteläinen törmäysallas muodostuukin kahdesta päällekkäisestä altaasta, eli vanhemmasta 400-kilometrisestä Veneneiasta ja geologisesti varsin nuoresta 500-kilometrisestä Rheasilviasta. Samaan allaskompleksiin kuuluu vielä kolmaskin, osin Rheasilvian alla oleva nimetön 250-kilometrinen allas. Rheasilvian keskuskohouman korkeus vetää lähes vertoja aurinkokokunnan korkeimmalle vuorelle, Marsin maineikkaalle Olympus Monsille. Rheasilvian synty kesti noin puoli Vestan vuorokautta (joka puolestaan kestää reilut viisi tuntia), joten coriolisvoima ehti vaikuttaa prosessin kulkuun synnyttäen hämmentäviä spiraalimaisia rakenteita, jollaisia ei vastaavassa mitassa ole toistaiseksi tavattu mistään muualta aurinkokunnastamme.

Dawn-luotaimen spektrometrien ja kameroiden tuottaman aineiston tutkimus osoitti, että eukriittista ainesta on etenkin Vestan päiväntasaajan tienoilla. Eukriitit edustavat Vestan kuorikerrosta, eli basalttisia laavoja ja niitä vastaavia hitaammin kiteytyneitä syväkiviä. Howardiitit puolestaan ovat murskaantuneita seoskiviä eli breksioita, joissa on sekaisin diogeniittista, eukriittista, ja silloin tällöin myös hiilikondriittimeteoriiteista peräisin olevaa runsaasti vettä ja muita helposti haihtuvia yhdisteitä sisältävää ainesta. Howardiittinen materiaali muodostaa Vestan irtonaisen ”maaperän”, regoliitin, joka kattaa suurimman osan Vestan näkyvästä pinnasta.

Diogeniittistä ainesta esiintyy lähinnä Rheasilvian törmäysaltaan sisällä ja sen heittelekentällä. Sulan kiviaineksen kiteytymistä ja kemiaa tutkivien petrologien työn ansiosta on jo vuosikymmeniä on tiedetty, että diogeniitit ovat lähtöisin Vestan ylävaipasta. Vestan tapauksessa se alkaa vasta parinkymmenen kilometrin syvyydestä, joten jollain ilveellä diogeniitit on saatava kaivettua ylös ja nostettua avaruuteen ennen kuin niitä voi päästä putoilemaan burkinafasolaisten kylien liepeille. Veneneia ja Rheasilvia tarjoavat tälle luonnollisen selityksen: jos yksi suuri törmäys räjäyttää ensin suuren osan Vestan kuorikerroksesta pois, on toisella lähes samaan kohtaan tapahtuvalla vielä suuremmalla törmäyksellä helppo työ nostaa ylävaipan kiviainesta Vestan pinnalle ja avaruuteen.

Vaikka Rheasilvia ryöpsäytti avaruuteen runsaasti Vestan ainesta, ei se kuitenkaan voi suoraan olla nykypäivänä putoilevien HED-meteoriittien takana. Tämä johtuu siitä, että kolmasosa kaikista HEDeistä sinkoutui avaruuteen vasta noin 22 miljoonaa vuotta sitten. Bilanga edustaa toista porukkaa, joka on seilannut avaruudessa suunnilleen 49 miljoonaa vuotta ennen päätymistään maapallolle. Vaikka Rheasilvia suureksi altaaksi nuori onkin – ehkä noin miljardi vuotta – on se silti aivan liian vanha kyetäkseen selittämään näiden HED-klaanien avaruudessa viettämän ajan lyhyys. Myöskään Rheasilvian synnyttämien vestoidien keskinäiset törmäykset eivät kelpaa HEDien valtaosan alkulähteeksi. HEDien selittämiseksi tarvitaankin kohtalaisen suuria huomattavasti Rheasilviaa nuorempia törmäyksiä itse Vestan pinnalle ja mieluiten vielä sopiville alueille, jotta avaruuteen päätyy oikeaan aikaan merkittäviä määriä Vestan ylävaipasta, kuoresta ja regoliitistä peräisin olevaa ainesta. Viime toukokuussa julkaistun tutkimuksen ansiosta meillä onkin nyt suht luotettavalla pohjalla oleva käsitys siitä, missä noiden törmäysten synnyttämät kraatterit sijaitsevat.

HED-meteoriittien lähtökraatterit

Howardiittien, eukriittien ja diogeniittien todennäköisten lähtöpaikkojen selvittämisessä vaikeinta on oikean ikäisen kraatterin löytäminen. Toisten taivaankappaleiden törmäyskraatterien tai laavatasankojen iän määrittäminen ei nimittäin ole helppoa. Käytännössä ainoa keino on laskea, kuinka monta törmäyskraatteria pinta-alayksikköä kohti löytyy. Kraatterien määrästä ja kokojakaumasta pitäisi sitten päätellä pinnan vuosissa mitattava ikä. Menetelmä toimii joltisenkinmoisella tarkkuudella Kuussa, koska Apollo- ja Luna-näytteiden ansiosta meillä on näytteitä alueilta, joiden kraatteritiheydet tunnetaan. Kuunäytteiden iänmääritys laboratoriossa ei kuitenkaan sekään ole yksinkertaista puuhaa, tulosten geologisesta tulkinnasta puhumattakaan. Niinpä Kuun eri ikämalleissa satojen miljoonien vuosien heitot suuntaan tai toiseen ovat arkipäivää. Muiden taivaankappaleiden kohdalla homma on vielä huomattavasti hankalampaa, sillä näytteitä varmasti tunnetuilta paikoilta ei ole, törmäysnopeudet ja sen myötä syntyvien kraatterien koot eivät ole samat kuin Kuussa, eikä törmäävien kappaleiden populaatio muutenkaan vastaa Kuuta. Hämmästyttävää kyllä, kaikista näistä hankaluuksista huolimatta sekä Bilangan porukan että 22 miljoonaa vuotta matkanneiden HEDien lähtökraatterit Vestalla todennäköisesti – tai ainakin mahdollisesti – tunnetaan.

Antonia on läpimitaltaan noin 16,8-kilometrinen kaunis, persoonallisen näköinen kraatteri Rheasilvian sisällä. Monien muiden Vestan kraatterien tapaan se syntyi loivaan rinteeseen, mikä selittää sen heitteleen epäsymmetrisen leviämisen enimmäkseen alarinteen suuntaan. Kraatterilaskujen perusteella sen heittelekentän ikäarviot pyörivät enimmäkseen jossain noin 18:n ja 24:n miljoonan vuoden välillä. Mallinnusten mukaan sen heitteleen kappaleet olivat suurimmillaan nelimetrisiä järkäleitä, ja tyypillisesti läpimitaltaan noin 0,25–1,25 metriä. Ideaalista tavaraa synnyttämään 22 miljoonan vuoden HED-klaanin meteoriitit siis. Arviolta parisen prosenttia Antonian avaruuteen heittämästä kiviaineksesta päätyy ennemmin tai myöhemmin Maahan.

Antonia, noin 22 miljoonaa vuotta avaruudessa viettäneiden HED-meteoriittien mahdollinen lähtökraatteri. Kraatterin terävä ylärinteen puoleinen reuna on nelisen kilometriä ylempänä kuin epämääräinen alarinteen puoleinen reuna. Alarinteen suunta on kuvassa alas vasemmalle. Kuva: NASA / JPL-Caltech / UCLA / MPS / DLR / IDA / PIA15904.

Licinia on Antoniaa hieman suurempi, suunnilleen kotimaisen kraatterihelmemme Lappajärven kokoinen 24-kilometrinen kraatteri Vestan pohjoisella pallonpuoliskolla, varsin kaukana diogeniittisen aineksen pääesiintymisalueelta. Sen ikämääritys on hieman epävarmempi kuin Antonian. Näistä lievistä puutteistaan huolimatta Licinia on selvästi paras kandidaatti selittämään Bilangan ja muut 49 miljoonan vuoden klaanin jäsenet.

Licinia, noin 49 miljoonaa vuotta avaruudessa viettäneiden HED-meteoriittien mahdollinen lähtökraatteri. Lähikuvassa Licinian pohjalla näkyy kuoppamaastoa, joka lienee muodostunut kuuman törmäyssulaa sisältävän aineksen höyrystäessä hiilikondriiteista peräisin olevaa vesipitoista ainesta. Kuva: NASA / JPL-Caltech / UCLA / MPS / DLR / IDA / PIA16049.

Antonia ja Licinia eivät suinkaan ole ainoat HED-meteoriittien lähtökraatterit. HED-ikäryhmiä on useita muitakin, ja niiden sisälläkin on muutamien miljoonien vuosien hajontaa. Kraatterilaskujen Antonialle ja Licinialle antamat iät puolestaan ovat täysin malleista riippuvaisia, eikä kukaan toistaiseksi tiedä, mikä malleista on lähimpänä totuutta. Ne ovat kuitenkin ainoat kraatterit, jotka nykyisen käsityksen mukaan pystyvät selittämään suuren osan tunnetuista HED-meteoriiteista. Niinpä siihen saakka kunnes jotain paremmin perusteltua esitetään, olen valmis hyväksymään, että oma pieni palaseni Vestaa lähti liikenteeseen juuri Liciniasta.

Minua voi kai moittia parantumattomaksi romantikoksi, mutta Vestan ja HED-meteoriittien tarina on minusta tavattoman kaunis. Kiikarilla näkemäni piste, ehkäpä noin 4,567 miljardia vuotta sitten syntynyt ja sulanut pikkuplaneetta, miljardi vuotta sitten tapahtunut valtava törmäys, 49 miljoonaa vuotta sitten sattunut pienempi törmäys, burkinafasolaisen kylän kivisade kaksikymmentä vuotta sitten ja vitriinissäni oleva kivenmurunen muodostavat yhden suuren polveilevan kertomuksen. Siinä on vielä pieniä aukkoja, mutta suurimmalta osin tarinan sivujuonet muodostavat loogisesti etenevän kokonaisuuden. Juuri tällaisten tarinoiden vuoksi planeettageologian tutkimus on niin äärimmäisen kiehtovaa.


Muokkaus 20.12.2019: Toiseksi viimeinen kappale oli kohteen kertaan. Yhdelläkin pärjää.

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *


Apollo 12 Myrskyjen valtamerellä

26.11.2019 klo 13.54, kirjoittaja
Kategoriat: Aurinkokunta , Kraatterit , Kuu , kuulennot

Viime kesänä ei voinut välttyä Apollo 11:n viisikymmenvuotisjuhlinnalta. Hehkutukseen oli toki aihettakin, sillä olihan Neil Armstrongin, Mike Collinsin ja Buzz Aldrinin viimeinen avaruuslento käännekohta ihmiskunnan historiassa. Ikiaikainen haave Kuun pinnalla kävelystä toteutui, ja Yhdysvallat todisti lopullisesti päihittäneensä Neuvostoliiton suurvaltojen avaruuskilpajuoksussa. Samalla presidentti Kennedyn hullunrohkea tavoite Kuussa käynnistä 1960-luvun loppuun mennessä saavutettiin.

Vaan kuinka moni huomasi, että viime viikolla tuli täyteen 50 vuotta toisesta miehitetystä laskeutumisesta Kuun pinnalle? Ellei sattunut seuraamaan NASAn kuu-uutisointia kohtalaisen tarkasti, meni koko tapaus luultavasti ohi. Korviahuumaava mediahiljaisuus heijastelee puolen vuosisadan takaista mielenmaisemaa, sillä tiedotusvälineiden, suuren yleisön ja poliitikkojen kiinnostus Apollo-ohjelmaa kohtaan romahti heti Apollo 11:n jälkeen. Kun Kuussa oli kertaalleen käyty ja venäläiset voitettu, ei seuraaville lennoille tuntunut olevan mitään mediaseksikästä tarkoitusta. Tieteelliseltä kannalta kunnianhimoisimmat kuulennot olivat kuitenkin vielä suurelta osin suunnittelupöydällä. Niiden näkökulmasta oli välttämätöntä, että Apollo 12 onnistuu tavoitteissaan.

Läntinen meri

Vaikka kaikki Kuun meret ovat basaltti-kivilajista koostuvia laavatasankoja, ne eivät suinkaan kaikki ole samanlaisia. Itäiset basaltit, esimerkiksi Apollo 11:n tuomat Mare Tranquillitatiksen kivet, ovat yleensä vanhempia kuin läntiset. Myös kerros kerrokselta laajoja alueita peittäneiden laavojen koostumus on eri paikoissa ja satojen miljoonien vuosien kuluessa vaihdellut. Kaikkein ilmeisin ero on titaanin määrä basaltissa, sillä se vaikuttaa voimakkaasti basaltin väriin: runsaasti titaania (käytännössä ilmeniitti-mineraalia) sisältävät basaltit ovat sinertäviä, titaaniköyhemmät puolestaan punertavia. Laajoissa puitteissa tässäkin on nähtävissä selvä ero Kuun itäisen ja läntisen pallonpuoliskon välillä. Tämän eron saa helposti näkyviin jo Kuusta napattuja kännykkäkuvia hieman kuvankäsittelyohjelmassa rääkkäämällä.

Apollo 12:n laskeutumispaikaksi valikoitui läntinen basalttitasanko Oceanus Procellarumin eli Myrskyjen valtameren itäosassa. Nuorehkot basaltit eivät suinkaan olleet alueen ainoa houkutin, sillä jo huhtikuussa 1967 miehittämätön Surveyor 3 -alus oli laskeutunut Oceanus Procellarumin pinnalle nelisensataa kilometriä Copernicuksen kraatterista etelälounaaseen. Kaksi ja puoli vuotta myöhemmin Apollo 12:n komentajan Pete Conradin oli määrä ohjata kuumoduli Intrepid aivan Surveyor 3:n viereen. Seuraavien lentojen onnistuminen nimittäin edellytti erittäin tarkkaa laskeutumista, ja Apollo 12:n oli määrä osoittaa, onko tarvittava tarkkuus ylipäätään mahdollista. Ja olihan se: 19.11.1969 Conrad ja hänen hyvä ystävänsä, kuumodulin pilotti Alan Bean tumpsahtivat pehmeästi Surveyor-kraatterin reunalle, vain 150 metrin päähän Surveyor 3:sta.

Yksi laskeutumispaikan valintaan johtaneista tekijöistä oli halu selvittää, kuinka ihmisen tekemät laitteet selviävät Kuun armottomissa olosuhteissa. Niinpä Conradin ja Beanin oli määrä tuoda mukanaan takaisin Maahan mm. Surveyor 3:n kamera. Se olikin pärjännyt hyvin, sillä lukuun ottamatta säteilyn ja luultavimmin kuumodulin nostattaman pölyn aiheuttamaa rusketusta, muutoksia Surveyorin osissa ei juurikaan huomattu. Mikrometeoriittipommitus oli kahden ja puolen vuoden aikajänteellä olematonta. Toisin kuin usein väitetään, streptokokki-bakteeri tuskin kuitenkaan selvisi Surveyorin matkassa Kuuhun ja takaisin, vaan se oli luultavasti maahanpaluun jälkeistä kontaminaatiota. Täyttä varmuutta asiasta ei kuitenkaan ole.

Pete Conrad Surveyor 3 -laskeutujan luona.
Apollo 12:n komentaja Pete Conrad Surveyor 3 -laskeutujan luona marraskuussa 1969. Taustalla kuumoduli Intrepid. Kuva: Alan Bean / NASA / LPI / AS12-48-7133.

Copernicus ja Kuun ajanlasku

Kuun nuorin, yhä meneillään oleva geologinen kausi on saanut nimensä tyypillisestä edustajastaan, Copernicus-kraatterista. Se hallitsee kirkkailla, satojen kilometrien etäisyydelle yltävillä kraatterista ulos lentäneestä aineksesta koostuvilla säteillään Kuun lähipuolen läntisen osan päiväntasaajan tienoita. Yksi säteistä ylittää Apollo 12:n laskeutumisalueen, mikä ei tietenkään ole sattumaa. Geologit olisivat nimittäin halunneet yhden Apollo-lennoista laskeutuvan Copernicukseen, mutta insinöörit ja etenkin NASAn johto olivat ajatuksesta huomattavasti vähemmän innoissaan. Geologeille kuitenkin kelpasi muualtakin kuin itse kraatterin sisältä kerätty Copernicus-näyte. Copernicuksen sädejärjestelmä tarjosi tähän erinomaisen mahdollisuuden.

Copernicuksen, Apollo 11:n ja 12:n sijainti Kuussa.
Apollo 11:n ja 12:n laskeutumisalueiden ja Copernicus-kraatterin sijainti. Kuva: Virtual Moon Atlas / NASA / ASU / LRO WAC / T. Öhman.

Toisella kuukävelyllään yksi Conradin ja Beanin tehtävistä oli tehdä tutkimuskaivanto Head-kraatterin reunan tuntumaan. Sieltä, noin 15 cm paikallisen heitteleen alta, löytyi huomattavasti pintamateriaalia vaaleamman aineksen kerros. Jo tässä vaiheessa Houstonin lennonjohdon takahuoneessa osa geologeista tuuletteli Copernicuksen heitteleen löytymisen merkiksi. Myöhemmät tutkimukset ovat vahvistaneet juhlimisen perustelluksi. Kaivannon vaalea aines eli näyte 12033 vastaa koostumukseltaan sitä, mitä Copernicuksesta voisi olettaakin lentävän muutaman sadan kilometrin päähän. Useat eri menetelmät ovat antaneet näytteelle myös ”järkevän” iän, noin 800 miljoonaa vuotta. Tämä sopii yhteen myös kraatterilaskujen perusteella saatuun Copernicuksen ikään.

Tutkimuskaivannosta noussut Copernicus-kraatterin todennäköinen heittele näkyy pinta-ainesta vaaleampana.
Pete Conradin kaivama tutkimuskaivanto Head-kraatterin lähellä. Pinnan alta löytynyt vaaleampi aines on todennäköisesti Copernicuksen heittelettä. Kuva: NASA / AS12-48-7051.

Copernicuksen iän tunteminen on merkittävää koko Kuun geologisen historian ymmärtämisen kannalta. Kuun nuorimpien geologisten aikakausien rajoja ei ole onnistuttu sitomaan mihinkään laajoja alueita kattavaan yksittäiseen geologiseen tapahtumaan, puhumattakaan siitä, että näitä suhteellisia aikarajoja olisi saatu minkäänlaisella varmuudella absoluuttisesti, siis vuosissa mitaten ajoitettua. Niinpä kopernikaanisen kauden tyypillisen edustajan absoluuttisen iän tunteminen tarjoaa harvinaisen datapisteen esimerkiksi kraatterilaskujen avulla Kuun pinnan ikää määrittäville tutkijoille.

Copernicuksen iän vaikutus yltää kuitenkin huomattavasti Kuuta laajemmalle. Kuu on ainoa suuri aurinkokuntamme kappale, josta meillä on näytteitä tunnetuista paikoista. Näin se tarjoaa ainutkertaisen mahdollisuuden sitoa yhteen absoluuttiset iät suhteellisten ikien kanssa. Suhteelliset iät perustuvat käytännössä suurelta osin kraatterilaskuihin, siis törmäyskraatterien määrään pinta-alayksikköä kohti. Erilaisilla malleilla, perustelluilla oletuksilla ja osin havainnoillakin Kuun absoluuttisten ja kraatterilaskuihin perustuvien ikien keskinäinen suhde on saatua siirrettyä muille taivaankappaleille. Näin koko aurinkokunnan kiinteäpintaisten kappaleiden geologisen historian kronologia lepää niiden näytteiden varassa, jotka viitisenkymmentä vuotta sitten tuotiin Yhdysvaltain kuudella Apollo-lennolla ja Neuvostoliiton kolmella miehittämättömällä Luna-lennolla takaisin Maahan.

Corvette-kaverukset Conrad, Bean ja kiertoradalta mm. spektroskopisia tutkimuskokeiluja tehnyt komentomoduli Yankee Clipperin pilotti Dick Gordon eivät valitettavasti päässeet Apollo 12:n 50-vuotisjuhlia näkemään: Al Bean kuoli vuonna 2018, Dick Gordon vuonna 2017 ja aina vauhdista pitänyt Pete Conrad moottoripyöräonnettomuudessa vuonna 1999. Heidän työnsä kantaa kuitenkin hedelmää edelleen. Paitsi että Conradin ja Beanin kenttätyön ansiosta selvitettiin Copernicuksen (todennäköinen) ikä, kertoivat näytteet myös suoraan sen, etteivät Kuun meret suinkaan syntyneet yhdessä jättimäisessä sulan kiven plörtsähdyksessä. Sen sijaan mare-vulkanismi kesti satoja miljoonia, nykykäsityksen mukaan jopa miljardeja vuosia. Ja koska Apollo 12:n laskeutumispaikka oli ohjelman läntisin, laajensi Conradin ja Beanin asentama seismometri geofyysikoiden mittausverkkoa ja sen tarkkuutta merkittävästi. Ymmärryksemme Kuun syvärakenteesta perustuu suurelta osin juuri Apollo-seismometrien tallentamien kuunjäristysten tarjoamaan tietoon.

Kuten on laita muidenkin Apollo-kivien kohdalla, monet Conradin ja Beanin keräämistä näytteistä ovat vielä lähes täysin tutkimatta. Tämä on tarkoituksellista, sillä Apollo-ohjelman tutkijat ymmärsivät sekä näytteiden ainutlaatuisuuden, että analyysimenetelmien jatkuvan kehityksen. Osa kuunäytteistä on odottanut aikaa parempaa täysin koskemattomina: yksi Apollo 17:n suljetuista kairasydännäytteistä avattiin marraskuun alussa, toisen vuoro on tammikuussa 2020. Entistä tarkemmat ja täysin uudenlaiset keinot selvitellä Kuun kivien ja mineraalien koostumusta, ikää ja fysikaalisia ominaisuuksia ovatkin viimeisen kymmenen vuoden aikana osin mullistaneet käsityksemme Kuusta ja sen kehityksestä. Merkittäviä löytöjä tehdään epäilemättä jatkossakin.

Käytännössä kaikki suurimmat avaruustoimijat, niin yksityiset kuin valtiollisetkin, ovat suunnittelemassa ja osin jo toteuttamassakin uusia kuulentoja. Niinpä vaikuttaa siltä, ettei seuraavia, aiemmista poikkeavilta alueilta peräisin olevia kuunäytteitä tarvitse odotella kovinkaan pitkään. Sitten jos ja kun niitä Maahan saadaan, painottuu tutkijoiden ja median huomio tietenkin pitkäksi aikaa niihin. Tästä huolimatta myös Apollo 12:n näytteitä tutkitaan varmasti vielä seuraavatkin 50 vuotta.


Tämä artikkeli ilmestyy myös Hieman Kuusta -blogissa, jossa on lisäksi muutama anaglyfikuva Apollo 12:n kuukävelyiltä.

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *