Kuka keksi Kuiperin vyöhykkeen?

1.3.2024 klo 10.27, kirjoittaja
Kategoriat: Aurinkokunta , Historia , Komeetat , Kuiperin vyöhyke , Nimistö

Aurinkokunnan perusrakenne on aika selkeä. Lähimpänä Aurinkoa kiertää neljä kivistä planeettaa, Merkurius, Venus, Maa ja Mars. Marsin jälkeen tulee asteroidivyöhyke, jonka suurimmat kappaleet ovat Ceres ja Vesta. Sitten ovatkin vuorossa jättiläisplaneetat Jupiter, Saturnus, Uranus ja Neptunus. Näistä kahta viimeistä on viimeisen noin viidentoista vuoden aikana alettu kutsua jääjättiläisiksi erotuksena suuremmista Jupiterista ja Saturnuksesta, jotka ovat varsinaisia kaasujättiläisiä.

Neptunuksen jälkeen tulee – niin, mikä? Vanhoina, yleensä huomattavan subjektiivisillä epävaltaojalaisilla kriteereillä määritellen hyvinä aikoina Neptunuksen jälkeen tuli aurinkokuntamme uloin planeetta Pluto. Vuonna 1992 Jane Luu (1963–) ja David Jewitt (1958–) kuitenkin löysivät ensimmäisen kappaleen Pluton radan takaa eli Albionin. Löytö oli erittäin merkittävä, mutta ei vielä aiheuttanut kovin suurta mullistusta. 2000-luvulla alettiin kuitenkin samoilta hyisiltä ja pimeiltä seuduilta havaita Pluton kokoluokkaa olevia ja suurempiakin kappaleita. Jos Pluto oli ”planeetta”, samoin olivat nämä uudet löydöt.

Vuonna 2006 kansainvälinen tähtitieteellinen unioni (IAU) päätti omien sääntöjensä vastaisen hämäräperäisen operaation jälkeen riisua Plutolta planeetan aseman ja alkoi kutsua sitä kääpiöplaneetaksi. Saman tittelin saivat myös kaukaiset Eris, Haumea ja Makemake.1 Koska Cereskin on IAU:n mukaan kääpiöplaneetta, ei Neptunuksen takana voi alkaa esimerkiksi ”kääpiöplaneettavyöhyke”.

Yleisen nimityskäytännön mukaan Neptunuksen radan takaa alkaakin Kuiperin vyöhyke. Siten kääpiöplaneetat Cerestä lukuun ottamatta, kuten myös etäisin lähietäisyydeltä tutkimamme aurinkokunnan kappale Arrokoth, ovat Kuiperin vyöhykkeen kohteita (engl. Kuiper Belt Objects, KBOs).

Rinkelin muotoinen Kuiperin vyöhyke sijaitsee yleisesti käytetyn, hieman epämääräisen määritelmän mukaan suunnilleen 30–50 tähtitieteellisen yksikön päässä Auringosta.2 Se vaihettuu  hajanaiseksi kiekoksi (engl. scattered disk) ja edelleen pallomaiseksi Oortin pilveksi. Osa Kuiperin vyöhykkeen kappaleista, kuten Pluto, on rataresonanssissa Neptunuksen kanssa, osa taas ei. Erilaiset rataparametrit antavatkin eväät neptunuksentakaisten kappaleiden (engl. trans-neptunian objects) luokitteluun.

Eräs esitys Jupiterin radan ulkopuolella kiertävistä jäisistä kappaleista, Oortin pilvi (josta suoria havaintoja ei ole) poislukien. Pystyakselilla inklinaatio eli ratatason kaltevuus asteina Maan ratatasoon nähden, vaaka-akselilla etäisyys Auringosta tähtitieteellisinä yksiköinä. Ympyrän koko kuvaa kappaleen halkaisijaa ja värit eri dynaamisia ryhmiä. Centaurit saattavat olla hajanaisen kiekon kohteita, jotka Neptunus on nakannut sisemmäksi aurinkokuntaan. Kuva: Wikimedia / CC BY-SA 3.0.

Kuiperin vyöhyke on siis rinkelin muotoinen suurempien ja pienempien jäisten kappaleiden kokoelma Neptunuksen takana. Mutta miksi sitä kutsutaan Kuiperin vyöhykkeeksi? Ja miksi joskus Kuiperin vyöhykkeen sijasta puhutaan Edgeworthin–Kuiperin vyöhykkeestä?

Kun asiaa alkaa tutkiskella edes sen verran, että lukaisee Kuiperin vyöhykkeestä kertovan englanninkielisen Wikipedia-artikkelin, käy äkkiä ilmi, ettei kumpainenkaan nimitys välttämättä ole täysin sopiva. Onneksi netissä on englanniksi kaikenlaisia juttuja aiheesta, näistä ansiokkaimpana International Comet Quarterly -lehden nettisivuilta löytyvä lyhyt, kiitettävän provokatiivisesti otsikoitu artikkeli What is improper about the term ”Kuiper belt”? (or, Why name a thing after a man who didn’t believe its existence?).3 Sen ohella Universe Today -sivuston juttu What Is the Kuiper Belt? tarjoaa arvokkaita tiedonmurusia. Sisäpiiriläisen näkemystä kaipaavan kannattaa puolestaan lukaista David Jewittin omille nettisivuilleen kirjoittama Why ”Kuiper” Belt? Suomeksi tarjonta rajoittuu kuitenkin Wikipedian lyhyisiin mainintoihin nimeämisen kummallisuuksista.

Yksi asia, jonka luonnontieteen ja sen historian harrastamisesta olen oppinut, on olla luottamatta toisenvaraiseen tietoon. Näin ollen katsoin tarpeelliseksi ottaa kohtuullisen vaivannäön puitteissa itse selville, mitä alkuperäislähteissä sanotaan Kuiperin vyöhykkeen olemassaolosta ja sen nimeämisestä.4

Kuiperin vyöhyke?

Hollantilaissyntyinen, mutta Yhdysvalloissa uransa tehnyt Gerard Peter Kuiper (1905–1973, alkujaan Gerrit Pieter Kuiper) oli yksi 1900-luvun planeettatutkimuksen merkittävimpiä hahmoja. Hänen vaikutuksensa esimerkiksi Apollo-lentojen toteutumiseen oli aivan keskeinen.

Vuonna 1951 Kuiper julkaisi kriittisenä ufotutkijanakin tunnetun J. Allen Hynekin (1910–1986) toimittamassa teoksessa Astrophysics: A Topical Symposium Commemorating the Fiftieth Anniversary of the Yerkes Observatory and a Half Century of Progress artikkelin nimeltään On the Origin of the Solar System. Jotta olisin omien periaatteideni kanssa mahdollisimman jyrkässä ristiriidassa, turvaudun sen osalta toisenvaraisiin lähteisiin, koska opusta ei kirjahyllystäni tai kovalevyltäni löydy. Tämä artikkeli on se, johon ”Kuiperin vyöhykkeestä” historiallisena käsitteenä kirjoittavat ihmiset viittaavat. David Jewittin mukaan Kuiper kirjoitti Astrophysics-kirjan artikkelissaan näin:

“..We must therefore assume that the planet Pluto is responsible for the dispersal of the comets (to the Oort cloud)”

Oletan, että sulkulauseke on Jewittin lisäämä täsmennys. Jewittin mukaan on ilmiselvää, että Kuiper totesi Pluton radan takana aurinkokunnan alkuaikoina olleen kappaleita, mutta että Pluto oli ne sieltä vetovoimavaikutuksellaan singonnut Oortin pilveen. Kuiper siis Jewittin mukaan nimenomaan ennusti, että nykyisin Kuiperin vyöhykkeeksi kutsumallamme alueella ei ole merkittävää jäisten kappaleiden varastoa. Vielä 1950-luvulla Pluton kuviteltiin olevan kenties maapallon massainen kappale, joten Kuiperin ajatus oli hieman järkevämpi kuin miltä se äkkiseltään tuntuu. Nykyisin tiedetään, ettei Pluto olisi millään kyennyt Kuiperin kuvittelemaan temppuun, minkä tietysti todistavat Kuiperin vyöhykkeeltä havaitut kohteet.

Kuiper julkaisi vuonna 1951 toisenkin artikkelin nimeltä On the Origin of the Solar System. Tämä on helposti saatavilla, joten se suo mahdollisuuden tarkistaa, millaisia ajatuksia Kuiperin päässä todella liikkui. Alla on katkelma kyseisestä artikkelista.

Kuiperin vuoden 1951 artikkelia On the Origin of the Solar System J. Allen Hynekin toimittamassa Astrophysicsteoksessa en ole koskaan päässyt näkemään. Kuiper kuitenkin julkaisi samana vuonna toisenkin artikkelin täysin samalla nimellä Proceedings of the National Academy of Sciences -lehdessä. Tässä oleellinen katkelma siitä. Kuva: PNAS / Leikkely ja muokkaus: T. Öhman.

Kuiper siis aivan oikein toteaa, että 38–50 AU:n etäisyydellä on ollut vesi-, ammoniakki ja metaanijäästä koostuvia kilometrikokoluokan kappaleita. Pluto ja sen jälkeen Neptunus ovat kuitenkin häirinneet niiden ratoja siten, että ne päätyivät Oortin pilveen. Mitään nykyisen Kuiperin vyöhykkeen kaltaista Kuiper ei artikkelissaan ennusta. Tämän artikkelin perusteella loppupäätelmä on sama kuin mihin esimerkiksi David Jewitt ja Daniel W. E. Green ovat tahoillaan Kuiperin vuoden 1951 toisen artikkelin arvioissaan päätyneet: Kuiper ei ennustanut Kuiperin vyöhykkeen olemassaoloa vaan päinvastoin totesi, että sitä ei enää voi olla olemassa.

Edgeworthin vyöhyke?

Irlantilaiseen sivistyssukuun syntynyt Kenneth Essex Edgeworth (1880–1972) oli sotilas, taloustieteilijä ja lähinnä itseoppinut tähtitieteilijä. Toisen maailmansodan paperipulan keskellä vuonna 1943 hän julkaisi Journal of the British Astronomical Association -lehdessä artikkelin The Evolution of our Planetary System. Kuten Edgeworth itsekin toteaa johdannossaan, kyseessä ei ole varsinainen tieteellinen teoria, vaan lähinnä ajatusmalli siitä, kuinka asiat voisivat olla. Hänen mukaansa Pluton radan takana on suuri määrä pieniä kappaleita, komeettoja. Ne eroavat asteroideista sikäli, että hänen mukaansa komeetat ovat koheesiottomia soraläjiä. Nykyisin tiedämme, että monet asteroidit ovat juuri tällaisia vetovoiman heikosti koossa pitämiä pienten partikkelien yhteenliittymiä. Eivät tosin ne komeetatkaan, joita on päästy läheltä tarkastelemaan, juuri sen kummoisempia ole. Eli kyllä Edgeworth oikeilla jäljillä oli, kuten alla olevasta katkelmastakin näkyy.

Edgeworthin vuoden 1943 artikkelin Kuiperin vyöhykkeen kannalta oleellinen osuus oli hyvin lyhyt. Kuva: JBAA / Leikkely ja muokkaus: T. Öhman.

Sodan jälkeen Edgeworth palasi aiheeseen ja julkaisi Monthly Notices of the Royal Astronomical Society -lehdessä artikkelin The Origin and Evolution of the Solar System. Kuten alla olevasta kuvasta näkyy, hän esitti artikkelissaan, että neptunuksentakainen avaruus sisältää suuren määrän pieniä kappaleita, jotka silloin tällöin lipeävät radoiltaan ja päätyvät näkyviksi komeetoiksi aurinkokunnan sisäosiin. Edgeworth puhuu näistä kappaleista ryppäinä (”clusters”), mutta ei koskaan yksiselitteisesti kerro, millaisia nämä hänen kuvittelemansa ryppäät ovat.

Edgeworthin vuoden 1949 artikkelia vaivaa David Jewittinkin tulkinnan mukaan etenkin se, ettei siitä käy ilmi, mitä Edgeworth loppujen lopuksi tarkoittaa taajaan mainitsemillaan ryppäillä (“clusters”). Kuva: MNRAS / Leikkely ja muokkaus: T. Öhman.

Toisin kuin Kuiper, Edgeworth joka tapauksessa ehdotti, että Neptunuksen ja Pluton takana on vielä nykyisinkin pieniä kappaleita. Tässä mielessä Edgeworthin nimen käyttäminen neptunuksentakaisista kappaleista puhuttaessa on ihan perusteltua. Varsin etäällä Edgeworthin ajatukset kuitenkin olivat siitä, millainen nykyinen käsityksemme Kuiperin vyöhykkeestä on. Ja sitäpaitsi Edgeworth ei suinkaan ollut ensimmäinen, joka kirjoitti aiheesta.

Leuschnerin vyöhyke?

Clyde William Tombaugh (1906–1997) löysi Pluton neljän maissa iltapäivällä 18.2.1930. Löytö julkaistiin vajaa kuukausi myöhemmin 13.3.1930.5 Se oli luonnollisesti valtaisa uutinen, ja tähtitieteliljät ympäri maailman alkoivat havaita vasta löydettyä planeettaa kyetäkseen määrittämään sen radan tarkasti.

Tässä vaiheessa tarinaan tulee mukaan amerikkalainen Armin Otto Leuschner (1868–1953). Hänet tunnetaan erityisesti pitkäaikaisena Kalifornian yliopiston Berkeleyn kampuksen tähtitieteen osaston johtajana. Leuschner oli lukuisten 1900-luvun alkupuoliskon merkittävimpien tähtitieteilijöiden opettaja.

Science-lehden uutispalstalla kaksi kuukautta Pluton löytämisen jälkeen 18.4.1930 julkaistu Leuschnerin lähettämä sähke tuolloin vielä nimellä Planeetta X kulkeneen Pluton rataa koskeneessa jutussa on mielenkiintoinen. Leuschnerin mukaan Planeetta X saattaa nimittäin olla vain yksi vielä löytämättömistä, pitkän kiertoajan omaavista planetaarisista kappaleista (”long-period planetary objects”). Kuten alla olevasta katkelmasta käy ilmi, toiset Leuschnerin ehdottamista vaihtoehdoista ovat suuri asteroidi, jonka Jupiter tai jokin muu jättiläisplaneetta on suistanut radaltaan, tai kirkas komeettamainen kappale.

Armin Leuschnerin sähkettä siteerattiin Science-lehdessä 18.4.1930. Tulisiko Kuiperin vyöhykettä kutsua Leuschnerin vyöhykkeeksi siksi, että Leuschner piti muiden vaihtoehtojen ohella esillä mahdollisuutta, että Pluto edustaa uutta kaukaisten kohteiden luokkaa? Kuva: Science / Leikkely ja muokkaus: T. Öhman.

Kiinnostavaa tässä on etenkin se, että Leuschner käyttää ilmaisua planetary object. Emme voi tietää, millaista kappaletta Leuschner varsinaisesti ajatteli, mutta ilmeistä on, että hän piti sitä erilaisena kohteena kuin komeetat.

Nykyisin tiedämme, että suuret Kuiperin vyöhykkeen kappaleet, tai ainakin Pluto ja sen suurin kuu Charon (itse asiassa Pluto ja Charon muodostavat kaksoisplaneetan) ovat olleet geologisesti aktiivisia. Tämän perusteella voidaan olettaa muidenkin suurten Kuiperin vyöhykkeen kappaleiden olevan geologialtaan monimuotoisia. Lisäksi Kuiperin vyöhykkeen kappaleilta on löydetty renkaita, ja monilla niistä on kuita. Nämä, etenkin geologinen aktiivisuus, ovat ainakin planeettageologin näkökulmasta nimenomaan planeettamaisten kappaleiden ominaisuuksia, eivät komeettojen. Omasta näkökulmastani se, että Leuschner teki eron neptunuksentakaisten planeettamaisten ja komeettamaisten kappaleiden välillä puoltaisi ajatusta ”Leuschnerin vyöhykkeestä”. Lisäksi Leuschner oli tiettävästi ensimmäinen, joka asian toi esille. Sähkeen katkelma Sciencen uutispalstalla ei tosin ole kaikkein vakuuttavin tieteellinen julkaisu.

Leonardin vyöhyke?

Amerikkalainen Frederick Charles Leonard (1896–1960) oli tähtitieteilijä ja merkittävä meteoriittitutkija. Alan tärkein järjestö The Meteoritical Society on Leonardin perustama. Elokuussa 1930, nelisen kuukautta Leuschnerin sähkeen jälkeen, Leonard julkaisi The Astronomical Society of the Pacific -yhdistyksen uutislehtisessä nelisivuisen artikkelin The New Planet Pluto. Siinä Leonard piti Plutoa Merkuriuksen tai korkeintaan Marsin kokoluokkaa olevana. Tämä oli huomattavasti lähempänä todellisuutta kuin Kuiperin aikana vallalla ollut käsitys Plutosta suunnilleen Maan kokoisena kappaleena.

Artikkelinsa lopulla Leonard heittäytyy spekulatiiviseksi. Kuten alla olevasta kuvasta näkyy, Leonard kirjoittaa muun muassa näin:

Is it not likely that in Pluto there has come to light the first of a series of ultra-Neptunian bodies, the remaining members of which still await discovery but which are destined eventually to be discovered?”

Frederick Leonard kuvittelee vuoden 1930 artikkelissaan Kuiperin vyöhykkeen hyvin pitkälti sellaiseksi jona sen nykyisin tunnemme. Kuva: Astronomical Society of the Pacific / Leikkely ja muokkaus: T. Öhman.

Leonard käyttää tekstissään ilmaisuja zones, families ja series puhuessaan Plutosta ensimmäisenä uudenlaisena neptunuksentakaisena kohteena. Hänelle Pluto ja muut, vielä löytämättömät kohteet ovat eri asia kuin maankaltaiset planeetat, jättiläisplaneetat tai asteroidit. Leonard ei myöskään puhu tämän vyöhykkeen kappaleista komeettoina. Lisäksi hän käyttää ilmaisua ”a world like Pluto”, plutonkaltainen maailma.

Planeettageologin silmin katsellen näyttää ilmeiseltä, että Leonardin visio neptunuksentakaisesta uudenlaisesta vyöhykkeestä, jossa esiintyy Pluton kaltaisia maailmoja, on hyvin lähellä nykyistä käsitystämme Kuiperin vyöhykkeestä. Lisäksi Leonard on kuvauksessaan paljon tarkempi kuin yhdessä virkkeessä eri vaihtoehtoja puntaroinut Leuschner tai ryppäistä ja komeetoista kirjoittanut Edgeworth. Niinpä ”Leonardin vyöhyke” olisi paljon perustellumpi nimitys kuin ”Edgeworthin–Kuiperin vyöhyke”, ”Kuiperin vyöhykkeestä” puhumattakaan. Tieteellisempää tarkastelua ”Leonardin vyöhyke” ei tosin kestä, koska kyseessä on ainoastaan ajatus, ei yksityiskohtaisemmin esitelty malli.

Cameronin vyöhyke?

Kanadalaissyntyinen Alastair Graham Walter Cameron (1925–2005) oli alkujaan ydinfyysikko, mutta opetteli sitten omin päin astrofysiikkaa. Planeettatutkimuksen parissa erittäin monipuolinen Cameron muistetaan etenkin yhtenä Kuun törmäyssyntyteorian alkuperäisistä esittäjistä.

Vuonna 1962 hän julkaisi Icarus-lehdessä melkoisen mittavan artikkelin The Formation of the Sun and Planets. Sen loppupuolella hän toteaa – kuten seuraavasta kuvasta näkyy – että Neptunuksen radan takana on runsaasti samaa kaasua, josta Aurinko ja planeetat tiivistyivät. Neptunuksen takana ei planeettaa syntynyt, mutta komeettoja kylläkin. Cameronin mukaan aurinkokunnan ulkolaidalla täytyykin olla valtaisat määrät pieniä kiinteitä kappaleita.

Kohtalaisen mittavassa Icarus-lehden artikkelissaan vuodelta 1962 Al Cameron ennusti aurinkokunnan ulkoreunalla olevan massiivisen määrän pieniä kappaleita. Kuva: Icarus / Leikkely ja muokkaus: T. Öhman.

Geologin näkökulmasta silmiinpistävää on, että toisin kuin Leonard, Cameron puhuu vain pienistä kappaleista ja komeetoista, eikä erityisesti tuo esille, että kyseeseen voisivat voisi olla myös Pluton kaltaiset planeettamaiset kohteet. Cameron on paljon paremmin kartalla kuin Kuiper, mutta Leonardin kaukonäköisyyttä hänellä ei tällä kertaa ollut.

Whipplen vyöhyke?

Pitkän elämäntyön etenkin komeettojen parissa tehnyt Fred Lawrence Whipple (1906–2004) oli Frederick Leonardin oppilas. Hän oli myös se tutkija, jota on kiittäminen komeettojen koostumusta kuvaavasta ”likaisen lumipallon” käsitteestä. Whipplen oma alkuperäinen termi tosin oli ”icy conglomerate”, mutta tiettävästi lehdistön keksimä ”dirty snowball” oli huomattavasti iskevämpi.

Kun Kuiperin vyöhykkeen nimeämishistoriaa tutkiskelee, tulee useammassakin paikassa vastaan brittiläisen, mutta Yhdysvaloissa Minor Planet Centerin johtajana elämäntyönsä tehneen Brian Geoffrey Marsdenin (1937–2010) kommentti aiheesta. Esimerkiksi Wikipedian mukaan se kuuluu näin: ”Neither Edgeworth nor Kuiper wrote about anything remotely like what we are now seeing, but Fred Whipple did.” Marsdenin mukaan siis sen paremmin Edgeworth kuin Kuiperkaan eivät kirjoittaneet Kuiperin vyöhykkeestä sellaisena kuin se todellisuudessa on, mutta Fred Whipple kirjoitti.

Tässä yhteydessä mainitaan yleensä kaksi Whipplen vuonna 1964 Proceedings of the National Academy of Sciences –lehdessä julkaistua artikkelia, The History of the Solar System ja Evidence for a Comet Belt Beyond Neptune. Alla olevassa ensiksi mainitussa artikkelissa Whipple olettaa Neptunuksen takana syntyneiden komeettojen olevan siellä edelleen ja muodostavan melko kapean vyöhykkeen. Läpimitaltaan nämä olisivat kilometrien kokoluokkaa.

Fred Whipplen vuoden 1964 artikkelin The History of the Solar System johdanto oli kiitettävän erilainen kuin tieteellisissä artikkeleissa yleensä. Artikkeliin sisältynyt kuva 14 esittää melko nykyisenkaltaista käsitystä Kuiperin vyöhykkeestä, mutta tekijänoikeussyistä sitä ei parane tähän liittää (tällaisten tekstikatkelmien luulisi mahtuvan vielä normaalin viittauskäytännön puitteisiin). Kuva. PNAS / Leikkely ja muokkaus: T. Öhman.

Whipple ei kuitenkaan artikkelissaan juurikaan ota esille suurempia kappaleita, vaikka pähkäileekin, onko Pluto suuri komeetta vai Neptunuksen karannut kuu: ”Is Pluto really a large comet? Or is it a lost satellite of Neptune? Perhaps we will never know until we land a space probe on it.”

Sama pohdiskelu Pluton luonteesta on esillä myös Whipplen toisessa vuoden 1964 artikkelissa. Lisäksi Pluton heikosti tunnettu massa aiheutti Whipplelle ongelmia, sillä se vaikutti myös komeettavyöhykkeen massaan. Whipple ei artikkelissaan pystynytkään tekemään yksiselitteistä ratkaisua massiivisen tai hyvin vähäpätöisen komeettavyöhykkeen välillä.

1960-luvulla alkoi jo olla varmaa, että Pluto on paljon maapalloa pienempi kappale, toisin kuin vielä edeltävällä vuosikymmenillä esimerkiksi Kuiper oletti. Näin ollen Neptunuksen takana oleva komeettojen vyöhyke voisi hyvin olla mahdollinen, kuten Fred Whipple tässä vuoden 1964 artikkelissaan osoitti. Pluton massa oli kuitenkin Whipple yhtälöissä merkittävä ja heikosti tunnettu muuttuja. Kuva. PNAS / Leikkely ja muokkaus: T. Öhman.

Vaikka Marsden onkin varmasti dynaamisesta näkökulmasta oikeassa Whipplen ennustajanlahjojen suhteen, geologisina kohteina Whipple ei ehdottamiaan kappaleita pitänyt.

Fernándezin vyöhyke?

Uruguaylainen komeettatutkija Julio Ángel Fernández Alves (1946–) muistetaan etenkin osallisuudestaan Pluton poistamisessa planeettojen joukosta. Hän oli esimerkiksi mukana vaatimassa, että planeetan olisi siivottava naapurustonsa muista saman kokoluokan kappaleista. Sen paremmin Fernández kuin kukaan muukaan ei kuitenkaan ollut keksinyt yleisesti hyväksyttyä määritemää sille, mitä tämä oikeastaan tarkoittaa. Loppu on osin surkuhupaisaakin historiaa. Aiheesta väännettiin viimeksi viikko sitten.

Vuonna 1980 Fernández oli osittain ilman omaa syytään, osittain lievää leväperäisyyttään aiheuttamassa nimenomaan ”Kuiperin vyöhykkeen” päätymisen osaksi tieteellistä terminologiaa. Hän julkaisi Monthly Notices of the Royal Astronomical Society -lehdessä artikkelin nimeltään On the Existence of a Comet Belt Beyond Neptune. Fernández ei missään vaiheessa puhu ”Kuiperin vyöhykkeestä”, mutta käyttää artikkelinsa alussa ensimmäisellä rivillä sanaa ”belt” ja toisella rivillä viittaa Kuiperin Astrophysics-kirjassa julkaisemaan artikkeliin. Näin Fernández antaa epämääräisillä ilmauksilla ymmärtää, että Kuiperin ehdottama vyöhyke olisi edelleen olemassa. Myöhemmin jutussa hän kyllä mainitsee, että Kuiper totesi Pluton ja Neptunuksen hävittävän tämän alkuperäisen vyöhykkeen. Vahinko oli kuitenkin ehtinyt jo tapahtua.

  

Julio A. Fernándezin vuoden 1980 artikkelin johdannon muutaman ensimmäisen rivin on oletettu olleen alkusysäys termille “Kuiperin vyöhyke”. Kuva: MNRAS / Leikkely ja muokkaus: T. Öhman.

Muutoin Fernándezin artikkeli esimerkiksi David Jewittin mukaan on hyvinkin ansiokasta mallinnustyötä (itselläni ei älli riitä tällaisten arviointiin). Jewittin mielestä Fernández ansaitsisi kunnian kaikkein selkeimmästä ja fysikaalisesti parhaiten perustellusta Kuiperin vyöhykkeen ennustamisesta: ”…I would say that J. Fernandez most nearly deserves the credit for predicting the Kuiper Belt based on clear statements and physical reasoning.

Kaikesta huolimatta: Kuiperin vyöhyke

Tiettävästi ensimmäinen kerta, kun ”Kuiperin vyöhyke” (Kuiper belt) esiintyi vertaisarvioidussa julkaisussa, oli Martin Duncanin, Thomas Quinnin ja Scott Tremainen artikkeli The Origin of Short-Period Comets The Astrophysiocal Journal -lehdessä toukokuussa 1988. Useimmiten syyttävä sormi osoittaa kolmikosta palkituimpaan eli Tremaineen.

Kuten alla olevasta näytteestä käy ilmi, Duncan ja kumppanit viittaavat Kuiperin vuoden 1951 Astrophysics-kirjan artikkeliin. Sikäli kun David Jewittia on uskominen ja sen perusteella mitä Kuiperin toisesta artikkelista voi päätellä, Duncan, Quinn tai Tremaine eivät kuitenkaan lukeneet itse artikkelia. Luultavasti he lukivat Fernándezin artikkelin alun ja olettivat sen pohjalta Kuiperin keksineen Kuiperin vyöhykkeen.

Onko tässä ensimmäinen tieteellinen artikkeli, jossa puhutaan ”Kuiperin vyöhykkeestä”? Kuva: ApJ / Leikkely ja muokkaus: T. Öhman.

Se, että vanhoja artikkeleja ei lueta vaan tyydytään kopioimaan jonkun varhaisemman tutkijan käsitys alkuperäislähteen sisällöstä on erittäin tyypillistä. Tämä luonnollisesti johtaa virheiden kertautumiseen, aina painovirheitä myöten. Tässä tapauksessa se johti Kuiperin vyöhykkeen nimeämiseen juuri sen tutkijan mukaan, joka ei esittänyt vyöhykkeen olemassaoloa.

Muutoin artikkelissa ei ainakaan omasta näkökulmastani ole moittimista. Duncan ja kumppanit esittävät, etteivät lyhytjaksoiset, Auringon alle 200 vuodessa kiertävät komeetat voi olla peräisin Oortin pilvestä, vaan niiden täytyy tulla Kuiperin vyöhykkeeltä. Tämä vastaa nykyistä käsitystä. Merkille pantavaa jälleen näin geologin silmin kuitenkin on, ettei artikkelissa puhuta mistään planeettamaisista kappaleista, ainoastaan komeetoista.

Dynaamikot vs. geologit?

Vähäistä keskustelua Kuiperin vyöhykkeen nimeämisestä ovat käyneet ymmärrettävistä syistä lähinnä aurinkokunnan dynamiikkaan ja pienkappaleisiin erikoistuneet tutkijat. Planeettageologit sen sijaan ovat olleet aiheesta hissukseen. Dynaamikoille planeetat, kuut, asteroidit ja komeetat ovat vain massapisteitä, jotka pitää saada tottelemaan laskutikkua tai nykyisin tietokonemallia. Geologeille ne, tai ainakin suuremmat niistä, sen sijaan ovat pitkän ja monimuotoisen kehityksen läpikäyneitä kiehtovia maailmoja.

Tätä taustaa vasten ei tunnu ollenkaan erikoiselta, että varhaisista Kuiperin vyöhykkeen kaltaista entiteettiä pohtineista tutkijoista ainoa, joka korosti vyöhykkeen kappaleiden kenties olevan suuria ja kiehtovia Pluton kaltaisia kohteita, oli Frederick Leonard. Toki hänkin oli varsinaiselta koulutukseltaan ”oikea” tähtitieteilijä, mutta meteoriitit olivat hänen omien sanojensa mukaan kiehtoneet häntä aina. Kuiperin vyöhykkeestä kirjoittaessaan meteoriitit olivat jo useamman vuoden ajan olleet hänen pääasiallisin ammatillisen kiinnostuksensa kohde. Leonard ei kuvitellut vain toisiinsa vetovoiman välityksellä vuorovaikuttavia massapisteitä, vaan hänelle aurinkokunnan kohteet edustivat konkreettisia paikkoja aurinkokunnassamme, joista silloin tällöin putoilee kauniita näytteitä tutkittavaksi. Leonardilla, toisin kuin myöhemmillä kirjoittajilla, oli geologinen käsitys Kuiperin vyöhykkeestä.

Kuiper vai jotain muuta?

David Jewittin mainion nettikirjoituksen loppupäätelmä kaukaisten kappaleiden nimeämisen osalta oli varsin yksinkertainen: ”Call them ’trans-Neptunian’ objects”. Se, että kaikkia Neptunuksen radan ulkopuolella sijaitsevia kappaleita kutsuttaisiin neptunuksentakaisiksi kappaleiksi, ei kuitenkaan ole erityisen tyydyttävä ratkaisu. Kuiperin vyöhyke, hajanainen kiekko ja Oortin pilvi ovat kaikki Neptunuksen radan tuolla puolen. Niissä sijaitsevat kappaleet eroavat toisistaan ainakin osittain synnyltään, kehitykseltään ja etenkin rataparametreiltään eli vuorovaikutukseltaan muiden aurinkokunnan kappaleiden kanssa. Niiden kaikkien niputtaminen yhden käsitteen alle ei auttaisi ymmärtämään ja arvostamaan aurinkokunnan kappaleiden moninaisuutta. Päin vastoin, se olisi omiaan tekemään kaikesta Neptunuksen rataa kaukaisemmasta tavarasta samaa harmaata loskaa.

Vaikkei Kuiperin vyöhyke olekaan virallisesti hyväksytty termi, se on kuitenkin vakiintunut kielenkäyttöön. Näin ollen on vaikea kuvitella, että sitä ryhdyttäisiin muuttamaan, vaikka asiaan alettaisiinkin kiinnittää enemmän huomiota. Jos Kuiper olisi ollut vaikkapa umpirasisti tai kiihkomielinen homofoobikko, tilanne voisi olla toinen. Kuiper oli tiettävästi kuitenkin vain erittäin vaativa änkyrä, joka silloin tällöin sopivasti ”unohti” viitata samasta asiasta aiemmin kirjoittaneiden tutkijoiden töihin (kuten esimerkiksi Edgeworthin artikkeleihin). Nuo eivät etenkään entisaikojen tutkimusmaailmassa järin suuria syntejä olleet.

Nimityksen vaihtaminen tuottaisi tietysti myös käytännön ongelmia, koska kyseessä on niin vakiintunut termi. Vaikea tuota kuitenkaan ylitsepääsemättömänä hankaluutena on pitää. Esimerkiksi biologiassa lajien ja muidenkin taksonomisten luokkien nimien vaihtuminen on melko arkipäiväistä, oli kyse sitten tieteellisistä tai yleiskielisistä nimistä.

Jos minulta kysyttäisiin, Kuiperin vyöhykkeen nimi joutaisi romukoppaan. Olisin hyvin tyytyväinen, jos joku keksisi sille toimivan nimen, joka ei liity yhteenkään ihmiseen vaan kertoo yksiselitteisesti ja näppärästi mistä on kyse. Mikäli uuden nimen taas haluttaisiin kunnioittavan jotakuta tutkijaa, olisi suosikkini Leonardin vyöhyke. Leuschnerin–Leonardin vyöhyke kelpaisi minulle myös.

Toistaiseksi ja varmasti pitkälle tulevaisuuteen mennään kuitenkin Kuiperin vyöhykkeellä. Ja mikäpä siinä, sillä kuten David Jewittkin totesi, Kuiperin vyöhykkeen nimitys sentään noudattaa kunnianarvoisaa Stiglerin lakia, jonka mukaan mitään tieteellistä löytöä ei nimetä sen ensimmäisen keksijän mukaan.6


1Kannattaa huomata, että esimerkiksi Wikipedia ei noudata kansainvälisen tähtitieteellisen unionin IAU:n määritelmiä, vaan kutsuu muitakin suuria kappaleita kääpiöplaneetoiksi.

2Yksi tähtitieteellinen yksikkö eli AU, tai au kuten hölmöjen nykysääntöjen mukaan pitäisi sanoa, on Maan ja Auringon välinen keskietäisyys eli noin 150 miljoonaa kilometriä.

3Jutulle ei ole merkitty tekijää, mutta kyseessä on oletettavasti Daniel W. E. Green, sillä hän teki jutun lopussa mainitut pidemmät aihetta käsittelevät kaksi artikkelia.

4Mainittakoon, että salaliittoteoreetikkojen suosima hokema Do your own research! on itse asiassa pitkälti yhteneväinen tieteenfilosofisen tradition kanssa, kuten vaikkapa filosofi Neil Levy on Synthese-lehden artikkelissaan todennut.

513.3. oli Planeetta X:n metsästyksen toden teolla käynnistäneen Percival Lowellin (1855–1916) syntymäpäivä. Lisäksi William Herschel (1738–1822) oli löytänyt Uranuksen 13.3.1781. Symboliikan merkitys osana mediapeliä oli tutkijoilla jo tuolloin hyvin hallussa.

6Toisin kuin esimerkiksi suomenkielisessä Wikipediassa kerrotaan, Stiglerin lakia ei keksinyt Robert K. Merton (1910–2003). Ehkä on kuitenkin parempi jättää tuon käsitteen historian selvittäminen toiseen kertaan, vaikka asia kiehtova onkin.


Muokkaus 1.3.2024: Hieman sanojen toistoa poistettu ja reipas määrä kirjoitusvirheitä korjattu ja muutama selventävä lausekin lisätty.

2 kommenttia “Kuka keksi Kuiperin vyöhykkeen?”

  1. valtaojanesko sanoo:

    Erittäin hyvä blogikirjoitus, kiitos! Onko millään järjestöllä suunnitteilla luotainta tutkimaan Kuiperin vyöhykkeen kappaleita (ilmeisesti New Horizonille etsitään mahdollista vierailukohdetta)?

    1. Teemu Öhman sanoo:

      Kiitos kehuista ja eritoten hyvästä kysymyksestä! New Horizonsille ollaan Jupiterin, Pluto—Charon –systeemin ja Arrokothin jälkeen tosiaan edelleen etsimässä neljättä tutkimuskohdetta. Sitä ei vaan ole kovasta yrityksestä huolimatta löydetty ja toivo alkaa hiljalleen osoittaa alustavia hiipumisen merkkejä. Mahdollisuuksia löytymiseen ja ohilentoon silti yhä on. NASAn johdossahan mahdollisuuksiin ei uskottu, vaan siellä haluttiin viime vuonna siirtää New Horizons tekemään pelkästään heliofysiikkaa. Planeettatutkijat onneksi nostivat sellaisen äläkän, että NASA perui päätöksensä.

      Näillä näkymin New Horizonsin pitäisi jatkaa Kuiperin vyöhykkeen kappaleiden etätutkimuksia noin vuoteen 2028–29 saakka, jolloin se poistunee Kuiperin vyöhykkeeltä (ja tietysti se tekee sitä ennen ohilennon, jos kohde vain löytyy). Muutama viikko sitten tosin uutisoitiin New Horizonsin mittausten perusteella, että Kuiperin vyöhyke voi ulottua huomattavasti kauemmas kuin on kuviteltu, tai että sen ulkopuolella voi olla toinen vyöhyke, joten tuo ”poistuminen” Kuiperin vyöhykkeeltä on erittäin liukuva käsite.

      Samoin jokunen viikko sitten kerrottiin, että James Webb -avaruusteleskoopin havaintojen perusteella Eris ja Makemake ovat olleet aktiivisia ainakin sen verran, että metaania on puhkunut sisuksista pintaan. Tämmöinen nostaa esiin mahdollisuuden muinaisesta tai nykyisestä pinnanalaisesta merestä. Luulisi siis Kuiperin vyöhykkeen kiinnostavan.

      Vaan ei, mitään konkretiaan vivahtavia aikeita ei ainakaan omiin silmiini ole osunut. New Horizonsiakin pomottavan Alan Sternin johdolla on tutkittu mahdollisuutta saada aikaiseksi Plutoa kiertävä alus, joka sitten syynäisi jotain muutakin kääpiöplaneettaa ja jotain pienempää Kuiperin vyöhykkeen kappaletta. Myös esimerkiksi näytteenhakulentoa Kuiperin vyöhykkeelle on hahmoteltu, mutta mistään varsinaisista suunnitelmista ei valitettavasti voi puhua.

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *


Marsin näytteenhakulennon ongelmat ja tarpeellisuus

28.2.2024 klo 08.38, kirjoittaja
Kategoriat: Mars , Meteoriitit

NASAn planeettaohjelman rahoituspulmat

Viime vuosina ja kuukausina planeettatutkija toisensa jälkeen on joutunut pettymään NASAn jatkuviin hallinnollisiin ja rahoitusongelmiin ja niistä johtuviin viivästyksiin. Näkyvimpänä esimerkkinä vuosi sitten Venuksen geologiaa tutkiva VERITAS-lento pistettiin naftaliiniin epämääräiseksi ajaksi. Syynä oli Psyche-luotaimen laukaisun viivästyminen. Lopulta viime lokakuussa laukaistun Psychen ongelmien taustalla olivat puutteet suunnittelussa, sisäisessä viestinnässä ja yksinkertaisesti työvoimassa. Väkeä siirrettiin monissa luotainhankkeissa mukana tai päävastussa olevan NASAn Jet Propulsion Laboratoryn (JPL) sisällä ohjelmasta toiseen, ja VERITAS jäi kärsijäksi.

Tämän vuoden alussa JPL:stä irtisanottiin 100 alihankkijoiden työntekijää. Helmikuun alussa uutisoitiin, ettei tämä riitä, vaan alihankkijoiden väestä 40 lisää saa kenkää. Heidän lisäkseen peräti 530 JPL:n omaa työntekijää saa lähtöpassit. Rahaa tietysti säästyy, mutta kun jo valittuja luotainlentoja ei pystytä toteuttamaan osaltaan juuri väen vähyyden vuoksi, toiminnan järkiperäisyyttä voi ihmetellä.

Myös tulevaisuus näyttää synkältä, sillä keskihintaisten New Frontiers -luokan lentojen seuraavaa hakukierrosta lykättiin viime syksynä kolmella vuodella eteenpäin. Aiempia New Frontiers -lentoja ovat olleet huikean menestyksekkäät ja yhä käynnissä olevat New Horizons, Juno ja OSIRIS-REx / OSIRIS-APEX. Suunnitelmien mukaan vuonna 2028 Saturnuksen suurinta kuuta Titania tutkimaan lähtevää Dragonfly-helikopteria rakennetaan parhaillaan, mutta New Frontiers -luokan jatkosta ei ole mitään tietoa.

Moniongelmainen Mars Sample Return

Yksi huolestuttavimmista planeettageologiaan ja sen rahoitukseen liittyvistä uutisista julkaistiin viime syyskuussa. Tuolloin riippumaton tutkimuspaneeli sai valmiiksi raporttinsa Mars Sample Return -ohjelman (MSR) nykytilanteesta. NASAn ja Euroopan avaruusjärjestö ESAn yhteisen, useista erillisistä lennoista koostettavan MSR:n tarkoituksena on hakea Marsista kivinäytepötkylät, joita Perseverance-mönkijä tälläkin hetkellä Jezero-kraatterista kairaa.

NASAN Perseverance-mönkijä kairaa näytteitä Jezero-kraatterin kivistä. Osa näytteistä jätetään maastoon odottamaan noutoa, osa pysyy tallessa Perseverancen sisällä. Näytepötkylän pituus on noin 15 cm. Kuva: NASA / JPL-Caltech / MSSS

Raportti on ikävää, muttei mitenkään yllättävää luettavaa vallankaan jos on seurannut NASAn aiempia seikkailuja todella suurten projektien, kuten James Webb -avaruustelskoopin parissa. Raportin ja paneelin vetäjän Orlando Figueroan haastattelun mukaan MSR oli jo alusta alkaen alibudjetoitu ja sen aikataulu oli epärealistinen. Laukaisu vuonna 2026 ei missään nimessä ole mahdollinen ja 2030 tekee myös tiukkaa. Alkuperäinen 5,3 miljardin dollarin budjetti, josta on hupuloitu jo kolmisen miljardia, ei riitä alkuunkaan. Paneeli arvioi MSR:n lopullisiksi kustannuksiksi yli kymmenen miljardia. Mikäli vanhat merkit paikkansa pitävät, kuten ne yleensä tuppaavat näissä asioissa tekemään, tuokin arvio jää reilusti vajaaksi.

Ongelmien syyt ulottuvat syvälle MSR:n toteuttamistapaan ja NASAn toimintakulttuuriin. NASAn eri keskukset, jotka MSR:ssä ovat mukana, toimivat eri tavoin, eikä niiden välillä ole toimivaa kommunikaatiota. Ja vaikka MSR:n pitäisi olla NASAn tiedepuolen ykkösprioriteetti, MSR:n johdolla ei edes ole suoraa yhteyttä NASAn sikariportaaseen. MSR on repäisty erilleen NASAn Mars-ohjelmasta, joka siis pyörittää esimerkiksi MSR:lle näytteitä keräävää Perseverancea. Tiedon- ja osaamisen kulku MSR:n ja Mars-ohjelman välillä ole likikään sitä mitä sen pitäisi.

Paneelin mukaan NASAssa ei ole sisäistetty, että MSR:n pitäisi tällä hetkellä olla NASAn tiedepuolen tärkein hanke. Tällä on merkitystä sikäli, että jos MSR:n insinöörit ja tutkijat, maailman Mars-tutkijat, NASAn johtajat, Yhdysvaltain poliitikot ja veronmaksajat eivät ole vakuuttuneita MSR:n tärkeydestä, on sen tie jatkossakin kuoppainen. Tälläkin hetkellä MSR imee NASAn budjetista niin valtavasti rahaa, että heliofysiikan ja astrofysiikan tutkijat ovat käärmeissään. Esimerkiksi James Webb -teleskooppi lupasi mullistavia tuloksia omasta aurinkokunnastamme universumin kaukaisimpiin kolkkiin asti – ja on sen jo nyt tehnyt – joten sen tueksi oli paljon helpompi saada laaja tiedeyhteisön tuki.

MSR:llä ei tällaista kohtalaisen vakaata tukea ole. Planeetta- tai Mars-tutkijatkaan eivät yhtenä henkilönä ole MSR:n takana, sillä esimerkiksi kaukokartoitus- ja mönkijäpuolelta on kuultu kommentteja, joiden mukaan MSR:n hyödyt eivät vastaa sen aiheuttamia kuluja ja ongelmia muiden planeettojen tutkimukselle. Poliittinen tukikin on häilyväistä, sillä Yhdysvaltain senaatti on uhannut MSR-ohjelmaa lakkautuksella, jollei kuluja saada kuriin.

Paneelin mukaan MSR:n yksi keskeisimmistä ongelmista on tiedotus. NASAn poliittisesti valitun johdon, samoin kuin poliitikkojen ja veronmaksajien päihin mahtuu kerrallaan valitettavasti korkeintaan yksi NASAan liittyvä merkittävämpi asia. Tällä hetkellä se on tietenkin ihmisten paluuta Kuuhun ajava Artemis-ohjelma. NASAn rahoitusongelmat toki näkyvät siinäkin ja lentoja on jatkuvasti lykätty. Tällä hetkellä Artemis II lähtee Kuun kiertoradalle astronautit kyydissään aikaisintaan syksyllä 2025.

Sympaattisia sankariastronautteja heiluttamassa tähtilippua Kuun etelänavan tuntumassa on paljon helpompi markkinoida kuin kivinäytteitä. Niistä kun saadaan irti vain maallikoille täysin mystisiksi jääviä mikroskooppikuvia, sekä valtava määrä numeroita, jotka eivät sivullisille kerro sitäkään vähää. NASAssa on paneelin havaintojen mukaan selvästikin päädytty siihen, ettei MSR:stä ja sen merkityksestä edes kannata yrittää kertoa juuri mitään.

MSR:llä onkin hallinnollisten ja rahoitusongelmien lisäksi myös pahanlainen PR-ongelma. Tutkijat itse ovat kahdesti valinneet MSR:n Yhdysvaltain planeettatutkimuksen kymmenvuotissuunnitelmien tärkeimmäksi tavoitteeksi. Normaaliin keskusteluun kuuluvista mutinoista huolimatta sillä siis on perinteisesti ollut erittäin laaja ja pitkäkestoinen tuki. Ensimmäisen kerran huolellisesti perusteltu näytteidenhakulento Marsiin esiteltiin jo vuonna 1978 huikean menestyksekkäiden Viking-laskeutujien ja kiertolaisten huumassa. Siksi eräät vuosikymmeniä näytteenhakulennosta unelmoineet tutkijat ovatkin olleet huolissaan ja syystäkin närkästyneitä MSR:n budjettiongelmista (mistä lähtökohtaisesti pitää syyttää poliitikkoja) ja NASAn ilmeisestä sössimisestä hallinnon ja julkikuvan osalta jo MSR-ohjelman alkuvaiheessa.

Eivätkö Mars-meteoriitit ja mönkijät riitä?

Yksi sinnikkäimmistä ja arvostetuimmista MSR:n puolestapuhujista on kautta vuosikymmenten ollut Hap McSween, Tennesseen yliopiston planeettageologian professori emeritus. Helmikuussa McSween piti The Meteoritical Societyn mainiossa uudessa Ed Scottin muistoluentosarjassa väkevän ja huolestuneen puheenvuoron MSR:n puolesta, nimeltään Mars Sample Return: Why Martian Meteorites and Rover Missions Are Not Enough. Selkänojana McSweenillä oli vuonna 2019 julkaistu 150-sivuinen International MSR Objectives and Samples Team (iMOST) -yhteenliittymän raportti The potential science and engineering value of samples delivered to Earth by Mars sample return, jonka tärkeimpiä kirjoittajia hän oli. Vaikkei McSweenin luento ehkä pedagogisena ja esitysteknisenä suoritteena kaikkein loisteliain olekaan, kannattaa se ehdottomasti vilkaista, jos aihe kiinnostaa. iMOSTin massiivista raporttia en itsekään ole kokonaan jaksanut lukea, mutta keskeisimmät osiot kyllä. Onneksi siitä on saatavilla myös muutaman sivun tiivistelmä.

McSween ja iMOST lähestyivät MSR:n merkitystä ja tavoitteita seitsemän pääteeman kautta, jotka voidaan pukea kysymysten muotoon. Niiden myötä käy selväksi, että mikäli haluamme selvittää todella perustavanlaatuisia kysymyksiä, me todella tarvitsemme näytteenhakulentoa Marsiin. Seuraava jaottelu noudattelee McSweenin tapaa esitellä MSR:n tavoitteita. iMOSTin raportissa asiat olivat hieman eri järjestyksessä ja eri sanoin, mutta sisällöltään esitykset toki olivat yhtenäiset.

1. Olemmeko yksin?

Jättiläisplaneettojen jäiset kuut ovat astrobiologian kannalta erittäin kiinnostavia. Mars on silti monesta näkökulmasta elämän esiintymisen kannalta Maan jälkeen ykköskohde, ainakin jos puhutaan suunnilleenkaan maankaltaisesta elämästä ja siitä, että meillä on realistisia mahdollisuuksia päästä sitä lähiaikoina tutkimaan. Marsin olosuhteet ovat olleet sellaiset, että elämää olisi aivan hyvin voinut kehittyä. Tai, jos Marsiin tuli elämää muualta, se on voinut siellä säilyä hengissä. Marsin pinnan alla jonkinlaista alkeellista elämää voisi esiintyä vielä tänäkin päivänä. Mönkijöillä voitaisiin saada viitteitä elämästä, mutta todisteet vaativat näytteiden tutkimista Maassa.

Pidempään planeettatutkimusta seuranneet muistavat varmasti presidentti Bill Clintonin pitämän lehdistötilaisuuden meteoriitti ALH84001:stä vuonna 1996. Tuolloin etupäässä NASAn tutkijat väittivät löytäneensä siitä piirteitä, joiden selittäminen vaati elämää. Se oli lähtölaukaus astrobiologian nousukaudelle, jota vielä nykyäänkin eletään.

ALH84001:n kiinnostavimpien ominaisuuksien on sittemmin muiden tutkijoiden toimesta osoitettu voivan syntyä myös enemmän tai vähemmän tavallisten geokemiallisten prosessien kautta ilman elämääkin. Alkuperäiset löydöt tehneet tutkijat tosin pysyvät edelleen kannassaan. Oleellista kuitenkin on, kuten McSween korosti, että mikäli ALH84001 ei olisi sattunut päätymään Maahan vaan se olisi osunut Mars-mönkijän tielle, me emme edes pystyisi pohdiskelemaan, ovatko sen jännät piirteet biologista alkuperää vai eivät.

Mönkijöiden on oltava pieniä ja kestäviä, joten niiden tutkimuslaitteiden ominaisuudet jäävät todella kauaksi siitä, mihin maanpäälliset laboratoriot pystyvät. Tilanne pysyy samankaltaisena myös tulevaisuudessa. Jotta voimme tutkia ALH84001:n kaltaisia äärimmäisen kiinnostavia näytteitä sillä tarkkuudella, että voimme perustellusti pohtia Maan ulkopuolisen elämän osuutta havaintojen selittäjänä, on näytteet pakko saada Maahan.

Filosofit ja muut satusedät ja -tädit ovat turhaan pyöritelleet kaikenlaisia niin sanottuja suuria kysymyksiä tuhansien vuosien ajan. Moni pohtii niitä edelleen. Onko jumalia olemassa? Mitä kuollessa tapahtuu? Mistä tulemme ja mihin menemme? Olemmeko yksin maailmankaikkeudessa? Tuohon viimeiseen kysymykseen vastaamiseen MSR antaa avaimet. Minun mielestäni jo se antaa MSR:n toteuttamiselle riittävät perusteet.

2. Miten ja missä prebioottinen orgaaninen kemia kehittyi ja mikä oli sen merkitys elämän synnylle?

Maapallon ikä on noin 4,56 miljardia vuotta (Ga). Vanhimmat kivilajit taas ovat puolisen miljardia vuotta myöhemmin syntyneitä. Ne ovat gneissiä, periaatteessa samanlaista kovassa paineessa ja lämpötilassa myllättyä raitaista kiveä, jollaista Suomi on pullollaan. Vanhimmat sellaiset kivet, jotka eivät ole tällaista korkeaa metamorfoosia kokeneet, ovat iältään noin 3,4 Ga. Maan nuoruudessa on siis yli miljardin vuoden jakso, jolta meillä ei ole jäljellä kuin hyvin pahasti murjottuja kiviä. Tuon reilun miljardin vuoden aikana planeetallamme kehittyi elämää. Koska Marsissa eivät geologiset prosessit ole olleet likikään yhtä aktiivisia kuin Maassa, ovat Marsin vanhimmat kivet merkittävästi paremmassa kunnossa.

Runsaasti hiiltä sisältävissä meteoriiteissa on yhdisteitä, joiden oletetaan olleen keskeisiä elämän synnyn kannalta. Loikka hiilikondriiteista maapallon vanhimpiin elämästä todistaviin kerrostumiin on kuitenkin valtaisa. Muiden kivien tapaan maapallon aktiivinen geologia on muokannut vanhimpia hiilipitoisia kerrostumia sen verran pahasti, että niiden tarkka analysointi on lähes mahdotonta. Marsissa prebioottisen kemian tuotokset ovat säilyneet monin verroin paremmin kuin Maassa, tai näin ainakin oletetaan. Siksi näytteet Marsista voisivat auttaa ymmärtämään, miten hiilikondriittien suhteellisen yksinkertaisista orgaanisista yhdisteistä päädyttiin prebioottisen kemian kautta elämään.

3. Millainen on elinkelpoisten ympäristöjen historia?

Mars on myös ainoa kappale aurinkokunnassamme, jossa on säilynyt elinkelpoisten ympäristöjen varhaisin kehitys. Marsin tapauksessa tällaisia ympäristöjä on useita. Sedimenttisyntyiset eli kerrostumalla syntyneet ympäristöt ovat elämän esiintymisen ja sen pitkällisen säilymisen kannalta tärkeimpiä. Marsissa on runsaasti esimerkiksi erilaisten vesialtaiden pohjille syntyneitä kerrostumia. Kuten Maassa myös Marsissa geokemialliset ja mineralogiset merkit elämästä tai jopa fossiilit säilyvät parhaiten juuri sedimenttikivissä.

Hydrotermisissä systeemeissä kuumat liuokset kiertelevät kiviaineksessa. Vettä varhaisessa Maassa ja Marsissa oli, ja lämpöenergiaa tarjosivat niin tulivuoret kuin törmäyskraatterien hiljalleen jäähtyvät törmäyssulakivetkin. Vettä on myös syvällä pinnan alla, ja maapallolla elämää on runsaasti sielläkin. Miksipä ei siis myös Marsissa?

Neljännen merkittävän elinkelpoisen ympäristön muodostavat paikat, joissa kiviaines, vesi ja kaasukehä ovat vuorovaikutuksessa. Lisäksi tuliperäisten kivien muuttuessa niihin on voinut jäädä jälkiä elämästä (tämän ympäristön voisi tosin laskea osaksi myös hydrotermisiä systeemeitä).

Jezero-kraatteri valittiin Perseverancen tutkimuskohteeksi juuri siksi, että siellä on mahdollista saada näytteitä lukuisistä elinkelposista ympäristöistä. Jezero oli järviallas, johon virranneet joet kerrostivat deltoja. Jezerossa on myös merkkejä hydrotermisestä toiminnasta. Syvältä peräisin olevia kiviä päästään tutkimaan, kunhan Perseverance saa punnerrettua itsensä Jezeron reunalle. Erilaisten elinkelpoisten ympäristöjen kehitystä voidaan näin ollen Perseverancen näytteiden pohjalta tutkia, kunhan MSR vain saa näytteet Maahan.

4. Kuinka planeetat syntyivät, differentioituivat ja kehittyivät?

Ymmärryksemme Marsin koostumuksesta ja sisärakenteesta perustuu suurelta osin Marsista peräisin oleviin meteoriitteihin. Ne antavat kuitenkin varsin rajoittuneen kuvan Marsista (tästä myöhemmin lisää). Jezerossa on paljon vanhempia kiviä kuin mitä meteoriitit ovat, joten niiden avulla voidaan saada merkittävästi aiempaa tarkempi kuva Marsin varhaisesta magmaattisesta kehityksestä.

Kunhan MSR:n myötä Jezeron vanhojen magmakivien iät saadaan määritettyä, saadaan samalla ensimmäinen kunnollinen piste Marsin pinnan iän ja sen törmäyskraatteritiheyden suhdetta kuvaavalle käyrälle. Tämä voi kuulostaa tylsältä, mutta sillä olisi (mahdollisesti) käänteentekevä vaikutus geologiseen ajanlaskuun aurinkokunnassamme. Tähän saakka olemme joutuneet erilaisten mallien avulla arvailemaan tuota suhdetta perustuen ainoastaan kuunäytteiden ikiin. Siihen pohjautuu koko aurinkokunnan kiinteäpintaisten kappaleiden pintojen iänmääritys. Näytteet Marsista auttaisivat siis ajoittamaan geologisia prosesseja Merkuriuksesta Arrokothiin saakka huomattavasti aiempaa tarkemmin.

5. Mitä geokemia voi kertoa jättiläisplaneettojen seilaamisesta?

Aurinkokuntamme ensimmäinen miljardi vuotta oli rauhatonta aikaa. Etenkin Jupiterin mutta osaltaan myös muiden jättiläisplaneettojen kasvu ja etenkin seilaaminen edestakaisin aurinkokunnan ulko- ja sisäosien välillä – sikäli kun tätä edes tapahtui – on vaikuttanut merkittävällä tavalla planeettojen syntyyn ja kehitykseen, samoin kuin esimerkiksi asteroidivyöhykkeen, Kuiperin vyöhykkeen ja ehkä jopa Oortin pilven sijaintiin ja olemukseen. Mistä tarkkaan ottaen oli peräisin se aines, josta Mars alkujaan muodostui? Jotta tähänkin kysymykseen voidaan vastata, on näytteet saatava maapallolle, sillä tarvittavia isotooppimäärityksiä ei edes täällä pystytä tekemään kuin kourallisessa laboratorioita.

Yksi Apollo-näytteistä paljastunut hämmentävä havainto oli, että niiden iät olivat valtaosin hieman alle neljä miljardia vuotta. Tämä johti siihen päätelmään, että varhaisen kiivaan asteroidipommituksen jälkeen koitti seesteisempi aika, kunnes sitten nelisen miljardia vuotta sitten alkoi taivaalta taas sataa isoja kiviä. Tätä Kuun myöhäistä rajua asteroidipommitusta on selitetty juuri jättiläisplaneettojen seilaamisella. Sittemmin ajatus on levinnyt kattamaan koko sisemmän aurinkokunnan. On tosin syytä huomata, etteivät tutkijat ole alkuunkaan yksimielisiä siitä, oliko tätä myöhäistä pommitusta olemassakaan. MSR-näytteet voisivat paljastaa, oliko myöhäinen pommitus todellinen ilmiö ja näin ollen antaa kaivattua konkreettista tukea ajatuksille seilaavista jättiläisplaneetoista.

6. Kuinka planeettojen kaasukehät syntyivät ja kehittyivät?

Maankaltaisten planeettojen kaasukehät ovat kiehtovan erilaisia. Venuksen ja Marsin kaasukehät ovat hiilidioksidia. Maapallolla ja Titanissa puolestaan typpi on pääosassa. Miten tähän on päädytty?

Perseverance ei ota näytteitä pelkästään Marsin kallioperästä ja löysästä pinta-aineksesta, vaan myös Marsin nykyisestä kaasukehästä. Lisäksi kivinäytteisiin on arkistoitunut pikkuruisia kuplina muinaista kaasukehää. Meteoriiteista on saatu näytteitä ”vain” muutaman sadan miljoonan vuoden takaisesta kaasukehästä – mikä sekin on ällistyttävä asia, kun sitä pysähtyy miettimään – mutta MSR:n Maahan tuomilla näytteillä päästäisiin tässäkin asiassa pureutumaan vanhempiin aikoihin.

Lisäksi kivissä olevat kaasut kertovat paitsi itse kaasukehästä ja sen muutoksista, myös koko planeetan kehityksestä, sillä kaasut ovat peräisin syvältä vaipasta. Koska paksu kaasukehä on ilmeinen etu elämän kannalta, on vanhojen kaasunäytteiden myötä mahdollista selvittää tästä näkökulmasta, kuinka pitkään varhaisessa Marsissa oli vielä suotuisat edellytykset elämälle.

7. Mars – uhka vai mahdollisuus?

Elon Muskin lisäksi moni muukin ihminen haaveilee matkasta Marsiin ja pysyvien tukikohtien rakentamisesta sinne. Myös NASAn Artemis-ohjelma on vain osa laajempaa Moon to Mars –suunnitelmaa, jonka lopussa häämöttää ihmislajin pysyvä jalansija Marsissa.

Ennen kuin ihminen menee Marsiin, on kuitenkin välttämätöntä tietää, kuinka tappava Mars on. Marsin pöly voi olla ihmiselle myrkyllistä, ja ainakin se aiheuttaa ongelmia mekaanisille laitteille ja virtapiireille. Lisäksi, vaikka mahdollsuus on häviävän pieni, on mahdollista, että Marsissa elää jokin mikroskooppinen eliö, joka voisi tulla toimeen myös ihmisessä ja olla täten terveysuhka.Näidenkin asioiden selvittämiseksi näytteet ovat välttämättömiä.

Kun Marsiin ollaan tutkimusasemia rakentamassa, ei kaikkia rakennustarpeita kannata kuskata Maasta asti. Marsin pintakerros eli regoliitti, samoin kuin muut sedimentit ja kivilajit voivat olla raaka-ainelähteitä, tai ainakin ne voivat toimia bulkkimateriaalina, josta tehdään esimerkiksi tiiliä tai vain kasataan tukikohtarakennelman päälle. Näiden samojen asioiden testaamista Kuussa ei välttämättä tarvitse enää vuosikymmeniä odotella. Jotta voidaan suunnitella, mihin kaikkeen Marsin kiviainesta voidaan käyttää ja miten, on eri kivi- ja maalajien koostumus ja mekaaniset ominaisuudet selvitettävä. Vaikka laskeutujien ja mönkijöiden analyyseillä pääsee hyvin alkuun, on planeetan antimet syytä tuntea tarkemmin ennen kuin ihmisten lähettämistä pidemmäksi aikaa Marsiin aletaan vakavammin suunnitella.

Meteoriittien vääristämä kuva

Edellä kävi toivottavasti selväksi, etteivät erilaiset Marsiin lähetettävät robotit kykene nähtävissä olevassa tulevaisuudessa tekemään sellaisia analyysejä, joita suuriin aurinkokuntamme dynamiikkaa, geologiaa ja elämää koskeviin kysymyksiin vastaaminen edellyttää. Meillähän kuitenkin jo on valtavasti Marsista lähtöisin olevia meteoriitteja. Niitä päästään syynäämään parhaissa laboratorioissa niin paljon kuin raha ja aika antavat myöten. Miksi nämä käytännössä ilmaiset näytteet eivät riitä, vaan pitää käyttää miljarditolkulla veronmaksajien rahoja kivien hakemiseen paikan päältä? Asian ymmärtämiseksi pitää sisäistää perusasiat meteoriiteista, sekä pari Mars-meteoriitteihin liittyvää erityispiirrettä.

Vaikka Mars-meteoriitteja tunnetaan satoja (tätä kirjoittaessani 377 kpl), eivät ne suinkaan ole näytteitä sadoista tasaisesti eri kivilajeja edustavista paikoista Marsin pinnalla. Tilanne on itse asiassa kutakuinkin päinvastoin: meteoriittitutkijoiden mukaan Mars-meteoriitit ovat lähtöisin ainoastaan noin kymmenestä eri paikasta Marsissa.

Ainoa mekanismi, jolla voimme saada meteoriitteja toisilta planeetoilta, ovat asteroiditörmäykset. Niinpä tutkijat ovat etsineet Marsin luotainkuvista kraattereita, jotka olisivat voineet toimia Maahan päätyneiden meteoriittien lähtöpisteinä. Vaikka joitain erinomaisia kandidaatteja onkin esitetty, varmuudella emme voi tietää, mistä näytteet ovat peräisin. Tämä on iso ongelma. Tutkittavan alueen geologisen historian ymmärtämiseksi itse näytteen lisäksi on nimittäin oleellista tuntea sen esiintymisympäristö eli konteksti. Kun lähtöpaikkoja ei tiedetä, ei tiedetä kontekstiakaan, joten tarina jää väkisinkin vajavaiseksi.

Kaikki Mars-meteoriitit ovat runsaasti rautaa ja magnesiumia sisältäviä magmakiviä, yksi tosin on magmakivistä koostuvasta regoliitista puristunut murskalekivi eli breksia. Ylivoimaisesti suurin osa niistä on myös geologisesti varsin nuoria, eli iältään vain joitakin satoja miljoonia vuosia. Koostumus ja ikä kertovat, että ne ovat todennäköisimmin peräisin jostain Marsin nuorten suurten tulivuorten alueelta. Mars-meteoriittien kokoelmasta siis puuttuvat lähes kokonaan vanhat kivet, eli juuri sellaiset näytteet, joita useimmat tutkijat mieluiten haluaisivat laboratorioihinsa.

Marsissa esiintyy mönkijöiden ja kiertolaisten kuvallisten todisteiden perusteella hyvin runsaasti sedimenttikiviä. Ne uupuvat meteoriittikokoelmista täysin. Kuten edellä tuli todettua, sedimenttikivet olisivat kuitenkin astrobiologisesta näkökulmasta huomattavasti kiinnostavampia kuin magmakivet.

Tiivistäen: meillä on näytteitä nuorista magmakivistä, kun oikeastaan haluaisimme näytteitä vanhoista sedimenttikivistä.

Näyteongelmaan ei luonto tarjoa ratkaisua. Tämä johtuu törmäysten fysiikasta ja kivien ominaisuuksista. Pakonopeuden ylittävä ja oikeaan kulmaan lentävä heittele on peräisin kohdekallioperän pintaosista. Jotta törmäys viskaisi suuria kiinteitä lohkareita yli pakonopeuden, pitää kiven kuitenkin olla myös riittävän kovaa.

Sedimenttikivet ovat selvästi pehmeämpiä kuin nuoret magmakivet. Myös miljardien vuosien aikana rapautuneet vanhat magmakivet ovat aika heppoista tavaraa. Marsin sedimenttikivet ja vanhat magmakivet eivät tuota meteoriitteja Maahan lähinnä kolmesta syystä. Ensinnäkään šokkiaalto ei alkujaankaan synnytä suuria kappaleita pakonopeuden ylittävää pehmeää kiviainesta. Toisekseen pienemmät höttöiset kivet tuhoutuvat jo lentäessään Marsin kaasukehän läpi. Ja vaikka jokunen pieni kivi varmasti avaruuteen asti pääseekin, ne tuhoutuvat viimeistään Maan ilmakehässä.

Vaikka Mars-meteoriitit ovatkin tutkijoille äärimmäisen arvokkaita, ne siis paljastavat vain hyvin yksipuolisen ja vääristyneen kuvan Marsin geologisesta historiasta. Mikäli todella haluamme ymmärtää Marsin ja muiden planeettojen kehitystä ja yrittää ihan vakavasti selvittää, onko Marsissa joskus ollut elämää, me tarvitsemme Perseverancen Jezerosta keräämät näytteet, sekä toivottavasti myöhemmin myös runsaasti muita yhtä tarkoin valikoituja näytteitä.

Miten tästä eteenpäin?

Vaikka Perseverance on NASAn mönkijä, ei MSR ole pelkästään NASAn tai amerikkalaisten ratkaistavaksi jätettävä ongelma. ESA on MSR:ssä keskeinen taloudellinen kumppani ja suunnittelemassa välttämättömiä komponentteja näytteenhakulennolla käytettäviin aluksiin. Näytteenhakua on suunniteltu kansainvälisenä yhteistyönä ja pelkästään iMOST-ryhmässä oli tutkijoita seitsemästätoista maasta. MSR:n tuomia näytteitä tietenkin myös jaettaisiin tutkimusryhmille ympäri maailman. Vaikka vetovastuu asiassa on NASAlla, MSR:n rahoitusongelmat koskettavat näin ollen koko planeettatutkijoiden yhteisöä, eivät vaikkapa vain amerikkalaisia Mars-tutkijoita.

Ongelman keskiössä on tietenkin amerikkalaisten ajastaan jälkeenjäänyt politiikka. Kuten kuka tahansa maailmanpolitiikkaa seuraava ihminen on viimeisen parinkymmenen vuoden aikana voinut huomata, Yhdysvalloissa sopimisen kulttuuri on kadonnut historian hämyyn. NASAn kuten muidenkin liittovaltion organisaatioiden johto valitaan poliittisin perustein uudestaan joka kerta kun presidentti vaihtuu, joten minkäänlaisesta jatkuvuudesta ei enää voida puhua. Nykyisen Bidenin hallinnon avaruuspolitiikan näkyvin piirre on ollut se, ettei sitä oikeastaan ole. Tällaisessa ilmapiirissä erittäin kalliit, useiden vaalikausien yli yltävät ja jo muutenkin sekavat ohjelmat ovat hätää kärsimässä.

Helppoja ratkaisuja MSR:n tilanteen vakauttamiseksi ei ole. Jos JPL:n kaavailemat massiiviset irtisanomiset toteutuvat, sillä on vaikutuksia NASAn planeettaohjelmaan ja myös MSR:iin pitkälle tulevaisuuteen. NASA on luvannut antaa vastineensa Figueroan paneelin esiin nostamiin ongelmiin tänä keväänä. En yllättyisi, vaikka jotain kuultaisiin jo parin viikon päästä alan tärkeimmän kokouksen, Lunar and Planetary Science Conferencen yhteydessä.

Kuten Figueroakin haastattelussaan totesi, yksi ongelmakohdista on niinkin yksinkertainen asia kuin MSR:n julkisuuskuva. Sitä ei ole saatu markkinoitua niin, että edes NASAn johtoportaassa tunnuttaisiin tajuavan, kuinka tärkeästä asiasta on kyse. Lobbareita siis tarvitaan.

Kiivaskin tieteellinen väittely on välttämätön osa tieteen tekemistä ja kehitystä. Tästä huolimatta ihmettelen planeettatutkijoiden ja jopa planeettageologien rintaman viime aikaista yllättävän laajaa repeilyä. Lyhytnäköisten kaukokartoittajien ja putkiaivoisten labrarottien välillä on tietysti aina ollut ristiriitoja, mutta kaikkien kannattaisi ottaa onkeensa Apollo-ohjelman opit. Vielä yli 50 vuotta Apollo-lentojen jälkeen niiden tuomia näytteitä tutkitaan ympäri maailmaa, ja entistä tarkemmat analyysilaitteet paljastavat niistä jatkuvasti uusia ja yllättäviä piirteitä.

Vaikka MSR:n näytemäärä olisi väkisinkin vain murto-osa Apollon 382 kg:sta, riittäisi siinäkin silti tutkittavaa lukuisille tuleville sukupolville. Ilman näytteiden analysointia kaukokartoitukselta puuttuvat kiistattomat faktat, joihin havaintonsa sitoa. Mitä enemmän ja mitä tarkemmin Mars-näytteitä analysoidaan, sitä luotettavampaa kaukokartoituskin on. Kaikki hyötyvät.

Etenkin Yhdysvalloissa mutta myös muissa maissa tarvittaisiin nyt Hap McSweenin kaltaisia laajalti arvostettuja tutkijoita, jotka jaksavat pitää ääntä MSR:n puolesta. Nähtäväksi jää, löytyykö sellaisia ja olisiko heistä osaltaan kääntämään NASAn planeettatutkimuksen hukassa olevaa kurssia. Toivotaan, sillä mahdollisuuksia yrittää saada vastauksia äärimmäisen tärkeisiin kysymyksiin ei pitäisi hukata pelkästään turhanpäiväisten hallinto-ongelmien ja poliittisen pelin vuoksi.

4 kommenttia “Marsin näytteenhakulennon ongelmat ja tarpeellisuus”

  1. Matti Visanti sanoo:

    Mielenkiintoista tekstiä. Budjeteista kuitenkin olen sitä mieltä, ettemme me suomalaiset oikein kirkkain otsin voi moittia amerikalaisia liian vähäisestä budjetoinnista NASAan, muusta avaruustoiminnasta puhumattakaan. Jokainen USAlainen maksaa NASAn toiminnasta 70 € vuodessa, jokainen suomalainen 6 € vuodessa. Ja jokainen eurooppalainen n. 15 € /v. ESAn toiminnasta Nyt Suomi maksaa kansallisesta avaruustoiminnasta ESAlle 33,5 milj e. Jos käytettäisiin USAlaisen keskiarvopanostusta, pitäisi budjettimme olla 385 milj/v.

    Eikö ole mitenkään mahdollista, että Suomen avaruusasioista kiinnostuneet voisivat perustaa edes sen aiemmin paljon puhutun oman avaruushallinnon, kuten lähes kaikilla muilla valtioilla on? Olisi joku kiinteä porukka, joka oikeasti ideoisi ja rakentaisi luovasti alaansa? Nykyinen hajautettu hallinto tarkoittaa samaa kuin ei mitään. On ihan hyvä, että amerikkalaiset panostavat noin paljon tieteeseen ja avaruuteen ja siksi johtavat maailman tieteellistä tutkimusta. On ilo lukea. heidän saavutuksistaa. Mutta olsi hienoa, jos myös me suomalaiset voisimme olla oikeasti mukana näissä maailman kärkihankkeissa, muutenkin kuin vain alihankkijoiden alihankkijoina joissakin yksityiskohdissa.

    1. Teemu Öhman sanoo:

      Kiitokset näkemyksellisestä kommentista! Olen tuosta kaikesta pääpiirteissään täysin samaa mieltä. Mutta oliko Suomessa joskus aiemmin oikeasti paljon puhetta avaruushallinnosta? Itse en muista sellaiseen törmänneeni, vaikka alasta käytyä julkista keskustelua olen 1980-luvun lopulta asti seuraillut. Kun vuonna 2020 silloinen Keskustan puheenjohtaja Katri Kulmuni ehdotti kansallisen avaruushallinnon ja avaruuspolitiikan luomista, asiasta ei syntynyt minkäänlaista asiallista keskustelua, vaan Kulmunille ainoastaan naureskeltiin päin naamaa.

      Vaikka Suomessa on viime vuosina valtiovallasta ja yliopistoista (Aalto osin poislukien) huolimatta syntynyt ilahduttavasti avaruusteknologiafirmoja, ainakin näin kaukaa ulkokehältä tarkastellen vaikuttaa edelleen vahvasti siltä, että päättäjien silmissä suomalaisen avaruustoiminnan ydin on yhä Itämeren jäätilanteen ja metsien kasvun tarkkailussa, kuten se on ollut vuosikymmenet. Oikeasti uudenlainen ajattelu tai toiminta on päättävissä elimissä todella vähissä, myös avaruudellisten asioiden osalta.

      Mitä tulee amerikkalaisten avaruusbudjetista urputtamiseen, olen antanut itselleni siihen moraalisen oikeutuksen pitämällä itseäni planeetta- ja avaruustutkimuksesta ja tähtitieteestä kiinnostuneena ihmiskunnan edustajana. NASA tekee hyvin paljon yhteistyötä ESAn kanssa, joten sikäli puolustan myös omien veroeurojeni käyttöä. Vähän mieltäni keventää sekin, että maksoin aikoinaan amerikkalaisille verodollareita kolmen vuoden ajan. Tietysti on myös niin, että alan ylivoimaista ykköstä on kaikkein helpoin moitiskella.

      Partaani olen jupissut useasti siitä, että intialaisten Kuu- ja Mars-ohjelmien tieteelliset tulokset ovat olleet todella vaatimattomia (kannattaa vilkaista Jatan Mehtan harjoittamaa ansiokasta tutkivaa journalismia aiheesta). Intia on kuitenkin tehnyt erittäin paljon erittäin hyvin ja erittäin halvalla, joten kovin äänekkäästi asiasta ei kehtaa julkisesti valittaa, vaikka siellä selvä epäsuhta onkin teknologisen panostuksen ja tieteellisten tulosten osalta. Jos Suomessa olisi oikea avaruushallinto ja -politiikka (en nyt laske Työ- ja elinkeinoministeriön puuhastelua sellaiseksi heidän korkealentoisista tavoitteistaan huolimatta) ja veroeurojen käytössä olisi mielestäni moittimista etenkin planeettatutkimuksen näkökulmasta, tuskin malttaisin olla ihan hissukseen.

      Suomessa todellakin olisi tarvetta omalle avaruushallinnolle. Nykyisessä taloudellisessa ja poliittisessa tilanteessa sellainen on vain valitettavan utopistinen ajatus. Mutta aina kannattaa unelmoida, ja pitää ääntä unelmiensa puolesta.

  2. Heikki Väisänen sanoo:

    Tietysti geologit ja kaikki muutkin tiedemiehet odottavat innokkaasti Marsin tutkimuksen tuloksia. Kokonainen uusi planeetta odottaa meitä.
    Mars-näytteiden tuominen Maahan taasen ei auta ymmärtämään elämän syntyä. Jos sieltä löytyy vaikka yksisoluisia ameeboja tai muuta sellaista, niin so what? Mikään ei vielä selitä elottoman kemian järjestäytymistä eläväksi yksiköksi joka perustuu aineenvaihduntaan ympäristönsä kanssa ja kaiken huipuksi pystyy vielä monistumaan samankaltaisekseen.
    Valitettavasti elämän synty on tiedemiehille vielä samanlainen mysteeri, kuin tulevan äidin taputtelu kasvavaa masuansa. Mitä hän parhaimmillaan tuntee?
    Synnytyksessä kätilö saattaa auttaa vauvan hengityksen käynnistymistä pikku läimäyksellä ja nostaa hänet äidin rinnoille. Maan ilmakehän hengitys käynnistyy, ja ensimmäinen yhteys ihmiskuntaan syntyy.
    Ehkä tiede vielä joskus selvittää elämän syntymisen probleeman tai sitten ei.

    1. Teemu Öhman sanoo:

      ”So what?” olisi tietysti ihan yhtä pätevä reaktio elämän löytymiseen Marsista kuin mikä tahansa muukin. Oma reaktioni olisi kuitenkin epäilemättä varsin toisenlainen. Tylsin vaihtoehto olisi, jos Marsin elämä olisi samankaltaista kuin Maassa. Silloin joko me olisimme marsilaisia, marsilaiset olisivat maalaisia, tai meidänkaltaisemme elämä vain olisi ylivoimaista (myös Star Trek -tyyppiset kylvämismallit olisivat mahdollisia, mutta unohdetaan ne toistaiseksi). Kiehtovampaa tietenkin olisi, jos Marsin elämä olisikin jotain ihan muuta. Siinä tapauksessa elämän tunnistaminen elämäksi voisi vain mennä aika vaikeaksi.

      Yhtä kaikki, jos Marsista löytyisi elämää, olisi se minun mielestäni täysin mullistava löytö. Jos kahdesta tarkemmin tutkimastamme planeetasta molemmat kykenisivät ylläpitämään elämää, antaisi se vahvan viitteen sen puolesta, ettei elämä maailmankaikkeudessa ole erityisen poikkeuksellista. Kyllä oma maailmankuvani vinksahtaisi hieman uuteen asentoon. Epäilemättä monilla vinksahdus olisi vielä rajumpi.

      Minusta ei myöskään ole mitenkään itsestäänselvää, ettei Mars voisi antaa minkäänlaisia vastauksia siihen, miten elottomasta kemiasta syntyi elollista biologiaa. Emme voi tietää, millaisia merkkejä prebioottinen kemia olisi itsestään voinut jättää, ja kuinka pitkälle ja kuinka nopeasti tiede kehittyy niiden tulkitsemisessa. Marsin kamara vaikuttaa geokemialtaan olevan aika epäsuotuisa varhaisten elämän merkkien säilymisen kannalta, mutta kukapa sitä tietää ennen kuin asiaa kunnolla tutkitaan. Planeetalle mahtuu aika monenlaisia ympäristöjä.

      Äitien masuista itselläni ei syntymänjälkeistä kokemusta ole enkä ole asiaan laisinkaan perehtynyt, mutta kyllähän sikiöt ovat potkimalla ja muutenkin mellastamalla ja lisäksi kemiallisesti viestimällä yhteydessä ihmiskuntaan jo ennen syntymäänsä. Emmekä kai vielä pysty sanomaan, mitä sikiö tuntee, mutta tuskinpa perustuntemusten suht varmalla pohjalla oleva tulkinta enää kovin kaukana tulevaisuudessa on. Sikiön mahdollisista sairauksista lääketiede myös osaa kertoa todella paljon. Vaikkemme sikiön tuntemuksia tiedä, tiedämme siis kuitenkin, ovatko monet onnellisen elämän lääketieteelliset perusedellytykset olemassa vai eivät.

      Itse en siis tässä mielessä rinnastaisi elämän syntyä ja masun taputtelua. Onneksi kuitenkin maailmaan mahtuu monenlaisia näkemyksiä.

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *


Titanin aavesaaret

1.2.2024 klo 08.00, kirjoittaja
Kategoriat: Aurinkokunta , Jokiuomat , Titan , Vesi

Kaukaiset kadonneet aavesaaret ovat olleet merimiestarinoiden vakiokamaa jo tuhansia vuosia. Ympäri maailman meriä on nähty ja raportoitu saaria, joista monet päätyivät kartoille asti. Myöhemmin tarkemmin tutkittaessa ”saarista” ei sitten näkynyt jälkeäkään.

Toiveajattelun innostamat virhehavainnot yltävät meriltä avaruuteenkin. Tunnetuimpia esimerkkejä kohteista, jotka aikoinaan raportoitiin ihan vakavalla mielellä, mutta jotka osoittauivat  olemattomiksi, ovat Franz von Paula Gruithuisenin (1774–1852) kuukaupunki, sekä tietenkin Marsin ja Merkuriuksen kanavat.

Saturnuksen suurimmalla kuulla Titanilla on omat aavesaarensa. Ne eivät kuitenkaan ole taikauskon, rommin, vajavaisten havaintojen tai tarkoituksellisten huijausten tuotteita, vaan silkkaa todellisuutta. Kukaan vain ei ole tiennyt, mitä ne oikeastaan ovat ja miksi ne ilmestyvät ja katoavat.

Nesteiden kiertokulku Maassa ja muilla planeetoilla

Yksi keskeisimmistä tekijöistä, joka erottaa Maan muista planeetoista, on vesi ja etenkin sen kiertokulku. Vettä on vesihöyrynä, pilvipisaroina ja jääkiteinä ilmakehässä, josta se sataa, härmistyy tai tiivistyy maanpinnalle lumeksi tai vedeksi. Osa siitä päätyy pohjavedeksi.

Maanpinnalla vesi on merkittävä pinnanmuotoja muokkaava voima, joka rapauttaa kivet ja kuljettaa jokien kautta sedimentit meriin. Joista, järvistä ja meristä vesi haihtuu ilmakehään aloittaakseen kiertonsa uudelleen. Merkittävä määrä vettä päätyy kuitenkin merenpohjien sedimenteissä ja mineraaleihin sitoutuneena myös syvälle maankuoreen, kun laattatektoniset voimat saavat litosfäärilaatat työntymään toistensa alle. Siellä vesi toimii laattojen voiteluaineena ja helpottaa niiden sulamista. Lopulta se päätyy tulivuorten mukana uudelleen ilmakehään.

Muilla planeetoilla tilanne on toinen. Kuun ja Merkuriuksen napaseuduilla on vesijäätä, ja Kuussa on havaittu vesihöyryä olevan aavistus liikkeellä myös erittäin harvassa kaasukehässä. Lisäksi Kuun varhaisuudessa tulivuoritoiminta syöksi vettä kaasukehään, josta se saattoi päätyi navoille jääksi. Varsinaiseksi veden kiertokuluksi tätä ei hyvällä tahdollakaan voi silti kutsua, sillä esimerkiksi nestemäinen vesi ei ole Kuussa koskaan ollut merkittävä tekijä.

Venuksessa vettä on muinoin ollut runsaastikin, mutta nykyisin kovin niukalti. Mahdollisesta varhaisesta veden kiertokulusta ei ole jäänyt todisteita. Nykyisin sen pilvistä sataa rikkihappoa. Pisarat kuitenkin haihtuvat ennen kuin ne saavuttavat planeetan pinnan.

Marsissa puolestaan on komeat vuodenaikojen mukaan vaihtelevat hiilidioksidi- ja vesijäästä koostuvat napajäätiköt. Hiilidioksidia myös sataa lumena ja härmistyy pinnoille, mutta nestemäinen hiilidioksia ei Marsissa liene ollut merkittävä tekijä, vaikka ajatus satunnaisesti yhä edelleen putkahtelee esiin milloin mistäkin. Misstään lähellekään Maapallon veden kiertoon vertautuvasta hiilidioksidin kierrosta ei Marsissa voida kuitenkaan puhua.

Aikoinaan vesi on Marsissa virrannut sekä pienehköinä jokina että massiivisina tulvina. Se on lisäksi kerrostanut sedimenttejä järviin ja meriin ja ainakin siellä täällä satanut lumena tai vetenä takaisin pinnalle. Jäänä sitä esiintyy edelleen napajäätiköiden lisäksi routana ja maajäälinsseinä. Pinnanalaisista suolaisista järvistäkin on vuosien varrella puhuttu, mutta tutkahavaintoja ja tulkintoja niistä on myös kritisoitu. Ja jokin – kenties hetken aikaa nestemäisenä pysyttelevä suolainen vesi – saattaa yhä edelleen synnyttää pieniä uomia päiväntasaajaseutujen rinteille. Miljardeja vuosia sitten vesi siis kiersi Marsissa lähes Maan tapaan, mutta nykypäivän kylmässä ja kuivassa Marsissa ei varsinaista hydrologista kiertoa ole.

Titan ja sen hiilivetykierto

Ainoa taivaankappale, jolla nykykäsitysten mukaan on tänäkin päivänä suunnilleen maapallon veden kiertokulkua vastaava hydrologinen kierto, on Titan. Sen jääkuoren alla on todennäköisesti suolainen meri. Meri on kuitenkin ainakin nykyisellään ilmeisen tiiviisti koteloituna syvälle Titanin uumeniin, eikä se näin ollen vuorovaikuta pinnan kanssa. Titanin hydrologinen kierto ei perustukaan veteen, vaan veden ”tehtävän” Titanin geologiassa ovat ottaneet yksinkertaiset hiilivedyt.

Aurinkokuntamme kuista ainoastaan Titanilla on paksu kaasukehä. Sen paine Titanin pinnalla on noin puolitoistakertainen maapallon keskimääräiseen pintapaineeseen nähden. Kaasukehä koostuu 95 %:sti typestä (N2) lopun ollessa lähinnä metaania (CH4). Auringon säteily tuottaa näistä osittain typpipitoisia yksinkertaisia hiilivetyjä, kuten propaania (C3H8), propeenia (C3H6) ja vetysyanidia (HCN), sekä pidempiketjuista mönjää. Tämä mönjä (eli toliinit) aikaansaa Titanille luonteenomaisen oranssin udun, joka estää pinnanmuotojen erottumisen näkyvän valon aallonpituuksilla. Siksi Titanin pintaa onkin kartoitettu tutkalla ja eräillä infrapunasäteilyn aallonpituuksilla.

Aivan kuten vesi maapallolla, ovat niin metaani, etaani (C2H6) kuin typpikin Titanin kaasukehässä kaasumaisessa olomuodossa, mutta pinnalla nesteitä. Juuri tämä olosuhteiden sopivuus olomuotojen vaihtelulle mahdollistaa hydrologisen kierron Titanissa. Yksi Cassini-luotaimen ja sen Huygens-laskeutujan suurimpia saavutuksia olikin nestemäisten merien ja järvien sekä suurelta osin vesijäästä koostuvaan kallioperään kaiverrettujen uomien löytäminen Titanista. Titan onkin Maan ohella ainoa tunnettu paikka, jonka pinnalla vielä nykyisinkin esiintyy jokia, järviä ja meriä muodostavaa nestettä.

Titanin merien koostumuksesta on vuosien varrella esitetty erilaisia arvioita, eikä täydellistä yksimielisyyttä asiasta liene vielä saavutettu. On myös todennäköistä, että koostumus vaihtelee hieman eri puolilla Titania. Viime aikoina tutkijat ovat alkaneet taipua sille kannalle, että meret ja järvet (niiden joukossa Koitere ja Pielinen Lacūs) ovat enimmäkseen metaania, mutta mukana on myös merkittävästi typpeä ja etaania. Nämä yhdisteet liukenevat toisiinsa.

Sopivissa lämpötilaolosuhteissa järvet voivat ainakin muutaman vuoden takaisten mallinnusten mukaan kuitenkin yllättäen kerrostua koostumuksen mukaan siten, että enemmän etaania sisältävät kerrokset ovat pinnalla, metaanirikkaammat kerrokset taas syvemmällä. Kokonaisuutena Titanin hydrologista kiertoa hallitsee metaanin haihtuminen.

Yksi veden keskeinen ja poikkeuksellinen ominaisuus on, että jää on vettä kevyempää. Yleensä yhdisteillä kiinteä olomuoto kun tuppaa olemaan nestemäistä tiheämpää. Jos vesi käyttäytyisi samoin, jäätyisivät järvet pohjiaan myöten. Elämä olisi tällaisessa tilanteessa epäilemättä kehittynyt hyvin erilaiseksi kuin nyt, sillä esimerkiksi lumipallomaavaiheet ja myös vähäisemmät jääkaudet olisivat varmasti kurittaneet maapallon eliölajeja paljon raskaammalla kädellä.

Myös Titanin hydrologisessa systeemissä järvien jäätyminen pinnaltaan on mahdollista. Kymmenkunta vuotta sitten Jason Hofgartner ja Jonathan Lunine laskeskelivat, että Titanin olosuhteissa metaanirikkaissa järvissä metaani-etaanijää kelluu talvella aina ja etaanirikkaissakin järvissä silloin, jos jään huokoisuus on 5 % tai enemmän. Tässäkin mielessä Titanin hydrologiset olosuhteet muistuttavat siis maapalloa.

Aavesaarten synty

Yksi tiedotusvälineissäkin mukavasti palstatilaa takavuosina saaneista Titan-löydöistä olivat aavesaaret. Kuten kunnon aavesaarien kuuluukin, ne ilmestyivät tyhjästä, hiipuivat väreillen ja katosivat jälkiä jättämättä. Aavesaaria havaittiin ainakin kahdessa paikassa Ligeia Maren rannikon tuntumassa ja yhdessä paikassa Kraken Maren saaristossa.

Titanin kuuluisin aavesaari sijaitsi Ligeia Maressa, joka on Titanin toiseksi suurin meri. Se on pinta-alaltaan (126 000 km2) vain hieman (eli Suomen kymmenen suurimman järven verran) pienempi kuin Pohjanlahti (104 000 km2) ja Suomenlahti (30 000 km2) yhteensä. Vasemmassa reunassa näkyy aavesaaren ilmestyminen tyhjästä ja katoaminen uudelleen huhtikuun 2007 ja tammikuun 2015 välisenä aikana. Kuvan koko on noin 530 × 490 km ja alkuperäinen mustavalkoinen tutkakuva on väritetty vain esteettisistä syistä. Kuva: NASA / JPL-Caltech / ASI / Cornell.

 Aavesaarten tylsin mutta myös varsin suosittu selitys, jotaHofgartner ja Lunine kollegoineen kannattivat, olivat aallot. Tutkakuvan muodostumisen kannalta merkittävin tekijä ovat pinnan epätasaisuudet, ja aallot periaatteessa voivat havaitunkaltaisen tutkaheijasteen synnyttää. Titanin järvet ja meret vain ovat kuuluisia tyyneydestään, sillä aallonkorkeus jää yleensä alle muutamaan milliin.

Toinen, Michael Malaskan johtamista laboratoriokokeista vahvaa tukea saanut suosittu idea oli jo kiehtovampi. Sen mukaan aavesaaret johtuivat typen kuplimisesta. Jos etaanirikkaaseen mereen päätyy metaanirikasta nestettä esimerkiksi sateiden myötä, sen kyky liuottaa typpeä vähenee merkittävästi. Niinpä ylimääräinen typpi kuplii pois, synnyttäen merenpintaan havaitunlaisen tutkaheijasteen.

Toinen merkittävä Titanin aavesaari sijaitsi Kraken Maressa, joka on Titanin suurin meri (500 000 km2). Se on suunnilleen saman kokoinen kuin Mustameri, Asovanmeri ja Suomenlahti yhteensä. Reilun vuoden aikana siihen ilmestyi tyhjästä usean kymmenen kilometrin mittainen saari. Kuva: NASA / JPL-Caltech / ASI / Cornell.

Tammikuussa Geophysical Research Letters –lehdessä ilmestyi Xinting Yun johdolla tehty artikkeli The Fate of Simple Organics on Titan’s Surface: A Theoretical Perspective. Siinä esitettiin kiinnostavia uusia laskelmia Titanin sateista ja aavesaarien mahdollisista aiheuttajista.

Yun tutkimusryhmän mukaan metaani, etaani, propaani ja propeeni joko satavat nestemäisessä muodossa tai vähintään muuttuvat nesteeksi saavuttaessaan Titanin pinnan. Ilmeinen johtopäätös (jota tosin artikkelissa ei esitetty) tästä on, että mikäli Titanin uomat ovat sadetta seuranneen pintavirtauksen synnyttämiä jokiuomia eivätkä romahtaneita pinnan alla virranneen nesteen (”pohjaveden”) synnyttämiä tunneleita, on niissä täytynyt virrata jonkinlainen yhdistelmä näitä hiilivetyjä. Muut hiilivedyt satavat kiinteinä ja muodostavat ”hiilivetylunta”.

Tilanne on hieman toinen, jos sade tulee meriin ja järviin. Metaani, etaani, propaani ja propeeni liukenevat ongelmitta nesteeseen. Vetysyanidi sen sijaan sataa kiinteässä olomuodossa ja kelluu pintajännityksen ansiosta etaanirikkaissa järvissä aina. Yhtä lukuun ottamatta muut tutkitut yksinkertaiset hiilivedyt puolestaan joko uppoavat pohjasedimenteiksi tai niiden huokoisuudesta riippuen jäävät kellumaan. Tämä johtuu siitä, että ajan myötä järvet ja meret ovat luultavasti saavuttaneet näiden hiilivetyjen suhteen kyllästymispisteen, eikä niitä näin ollen voi nesteeseen enempää liueta. 

Jos satavien hiilivetyhiutaleiden huokoisuus on vähintään 25–35 %, ne jäävät kellumaan. Tätä voi verrata lumeen, jonka huokoisuus vastasataneena  on 80–90 %:n luokkaa ja märkänä noin 50 %. Järveen tai mereen sataneet hiilivedyt eivät kuitenkaan voi kellua ikuisesti, sillä ennen pitkää metaani kyllästää huokoset ja hiilivetykasaumat uppoavat.

Jos siis hiilivetyjäätä sataa mereen ja se muodostaa lauttoja, ne voisivat olla Titanin aavesaarten selitys. Yu kollegoineen esittää, että hiilivetyjäätä voisi kenties tulla mereen myös läheisiltä mantereilta esimerkiksi jokien mukana, tai merenalaisesta kryovulkaanisesta purkauksesta. Tarkempia geologisia pohdintoja he eivät kuitenkaan valitettavasti esitä. Artikkelin pohjalta tehdyssä lehdistötiedotteessa puhutaan lisäksi mahdollisuudesta, että aavesaaret saattaisivat muodostua poikimalla läheisen mantereen jäätiköstä, aivan kuten meikäläiset jäävuoret.

Aavesaarten lisäksi Yu ryhmineen tarjoaa kelluvaa hiilivetyjäätä selitykseksi myös merien ja järvien tyyneydelle: tasainen kelluva hiilivetyjääkerros selittäisi niiden ällistyttävän piirteettömyyden. Kun jääkerros syystä tai toisesta muodostaisi paksumpia lauttoja, syntyisi heidän mukaansa aavesaaria.

Artikkelissa ei kuitenkaan yritetäkään selittää, miksei tasainen jääkerros kyllästyisi ja uppoaisi aivan samoin kuin lautatkin. Esimerkiksi jatkuva hiilivetylumisade, joka juuri sopivasti korvaisi uppoavan jään, ei minusta tunnu millään tavoin uskottavalta selitykseltä. Artikkelissa ei myöskään viitata Hofgartnerin ja Luninen tutkimuksiin kelluvasta metaani-etaani jäästä, joka ainakin Hofgartnerin, Luninen ja heidän kollegojensa mukaan yhdessä Titanin vuodenaikaisvaihtelun kanssa sopisi yhteen aavesaarien kaltaisten merissä nähtävien ohimenevien muutosten kanssa.

Kaavio Titanin mantereille (oikealla) ja meriin (vasemmalla) satavien hiilivetyjen olomuodoista ja kohtaloista. Kuva: X. Yu et al. 2024. The Fate of Simple Organics on Titan’s Surface: A Theoretical Perspective. Geophysical Research Letters 51, e2023GL106156 / CC BY-NC 4.0 Deed.

Vaikka Yun tutkimusryhmän artikkeli siis jättääkin monta keskeistä kysymystä avoimeksi, on se silti tervetullut lisä yrityksiin ymmärtää Titanin merien merkillisiä muutoksia. Mikään lopullinen totuus se ei varmasti ole. Romantikkominäni mielestä tämä on pelkästään hyvä asia: aavesaaret ovat maapallon merikartoilta hävinneet, mutta onneksi Titanin merillä on vielä suuria mysteerejä mielikuvitusta kutkuttelemassa.


Kiitokset Elina Lehtoselle, jonka taannoin esittämät erinomaiset kysymykset ja kommentit hydrologisesta kierrosta aurinkokunnassamme osaltaan olivat vaikuttamassa ajatukseen siitä, että ehkä tästäkin asiasta voisi blogitekstin kirjoittaa.

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *


Törmäyskraatteri Ion tulivuorten seassa?

29.1.2024 klo 10.14, kirjoittaja
Kategoriat: Io , Juno , Kraatterit , Tulivuoret , Vulkanismi

Maaliskuun yhdeksäntenä päivänä vuonna 1979 Kalifornian Pasadenassa sijaitsevassa Jet Propulsion Laboratoryssa Voyager-luotainten navigointitiimissä työskennellyt Linda Morabito tutki Voyager 1:n edellispäivänä ottamaa kuvaa. Jupiterin lähin ohitus oli tapahtunut jo 5.3., mutta kuvia otettiin edelleen niin tieteellistä tutkimusta kuin navigointiakin varten. Kuvassa oli Jupiterin suurista Galilein kuista sisimmäinen eli Io.

Kuva oli kumma. Näytti nimittäin siltä, että Ion takaa olisi kurkistanut jokin toinen kookas kuu. Kolmesta muusta Galilein kuusta mikään ei kuitenkaan ollut samassa suunnassa, eikä kyseessä voinut olla myöskään mikään aiemmin tuntematon kuu. Sen sijaan Morabito oli löytänyt ensimmäisen todisteen maapallon ulkopuolisesta käynnissä olevasta vulkaanisesta toiminnasta.

Se, mikä oli ensin näyttänyt suurelta kuulta, oli siis todellisuudessa tuliperäisen aineksen pilvi. Se kohosi noin 260 km Ion pinnan yläpuolelle. Tulivuori sijaitsi Ion reunan takana, ja vain purkauspilven yläosa oli näkyvissä.

Samassa kuvassa yön ja päivän rajalla eli terminaattorilla oli selvästi nähtävissä toinenkin tulivuorenpurkaus. Kuvassa vulkaanisen pilven yläosat kylpivät auringonvalossa, joten ne erottuivat kirkkaina, vaikka itse tulivuori oli vielä varjossa.

Tästä 8.3.1979 otetusta dramaattisesta kuvasta löydettiin ensimmäiset todisteet Ion käynnissä olevista tulivuorenpurkauksista. Kuva: NASA / JPL / Voyager 1.
Animaatio Ion tulivuorenpurkauksista Voyager 2:n kuvaamana. Kuva: NASA / JPL / Voyager 2 / ISS Narrow Angle.

Vajaa viikko ennen Voyager 1:n ohilentoa oli Science-lehdessä julkaistussa artikkelissa ehdotettu, että Iolla olisi sula ydin. Sen seurauksena kuvista saattaisi paljastua vulkaanisia maisemia, jollaisia muualta aurinkokunnasta ei oltu tavattu. Kukaan ei kuitenkaan osannut ennustaa, kuinka hurjaa Ion tulivuoritoiminta oikein olisikaan.

Nykyisellään tiedetään, että Iossa on 400–500 tulivuorta. Niistä viime vuonna julkaistujen tutkimusten mukaan joko 242 tai 266 on ollut toiminnassa suunnilleen maaliskuun 2017 ja heinäkuun 2022 välisenä aikana. Moinen tahti tekee Iosta aurinkokuntamme vulkaanisesti aktiivisimman kappaleen. Tämän kiehtovan ilotulituksen vuoksi Ioa ovat Voyagerien ja 1990–2000-luvuilla Jupiteria kiertäneen Galileo-luotaimen lisäksi ohilennoillaan tutkineet Saturnukseen matkannut Cassini ja Plutoa tutkimaan lähetetty New Horizons.

Ion aktiiviset tulivuoret. Pisteiden värit kuvaavat 4,8 μm:n infrapunasäteilyn maksimiradianssia. Kannattaa tosin huomata, että kahden tuoreimman Ion tulivuorten kartoituksen tulokset poikkeavat toisistaan. Kuva: A. G. Davies et al. 2023. Io’s polar volcanic thermal emission indicative of magma ocean and shallow tidal heating models. Nature Astronomy 8:94–100 / CC BY 4.0 Deed.
Galileo-luotaimen kuva kahdesta käynnissä olevasta tulivuorenpurkauksesta Iossa 28.6.1997. Reunalla näkyy Pillan Pateran purkaus, joka syöksee vulkaanista ainesta 140 km:n korkeuteen. Keskempänä kuvaa on puolestaan Prometheuksen purkaus. Etenkin osasuurennoksessa erottuu 75 km:n korkeuteen yltävän purkauspilven oikealle osoittava varjo. On mahdollista, että Prometheus on purkautunut jatkuvasti ainakin Voyagerien päivistä lähtien. Kuva: NASA / JPL / Galileo / SSI.

Toisin kuin maapallon vulkanismin tapauksessa, Ion tulivuoritoimintaa ei pidä yllä sen paremmin radioaktiivinen lämpö, kokoonpuristumisesta peräisin oleva lämpö, kuin syntyajoilta vielä jäljellä oleva lämpökään. Ion sisäinen energia ei oikeastaan ole sisäistä laisinkaan, vaan peräisin Jupiterista ja osin myös naapurikuista. Ion kiertoaika on nimittäin resonanssissa Europan ja Ganymedeen kanssa. Tämän vuoksi Ion kiertorata on hieman elliptinen. Näin ollen massiivinen ja lähellä sijaitseva Jupiter pääsee venyttämään ja vanuttamaan vähän omaa Kuutamme suurempaa Ioa ihan eri suuruusluokan vuorovesivoimilla kuin mihin me olemme tottuneet. Vuorovesivoimat pitävät Ion sisustan sulana, mikä puolestaan mahdollistaa jatkuvan tulivuoritoiminnan.

Ultraviolettivalossa kuvattu animaatio Pelen ja Tvashtar Pateraen purkauksista 2.1.2001 Cassini-luotaimen ohilennon aikana. Kuva: NASA / JPL-Caltech / ISS / Gordan Ugarkovic / CC BY-NC-ND 3.0 Deed.
Animaatio Tvashtar Pateraen 330 km:n korkeuteen yltävästä purkauksesta kahdeksan minuutin ajalta 1.3.2007 New Horizons -luotaimen kuvaamana. Vain purkauksen yläosa näkyy kuvassa. Kuva:  NASA / JHUAPL / SwRI / New Horizons.

Alati purkautuvat tulivuoret aiheuttavat sen, että Ion pinta uudistuu koko ajan. Ion kamara onkin nuorempaa kuin missään muualla aurinkokunnassamme. Nuoruus tarkoittaa myös sitä, että törmäyskraatterit, joita Ion pinnalle syntyy, katoavat hyvin nopeasti.  Jupiter vetää runsaasti pienkappaleita puoleensa, mistä myös kuut saavat osansa. Tästä todistavat Ganymedeen ja etenkin Kalliston voimakkaasti kraatteroituneet pinnat.

Ion pinnalle on siis täytynyt aikojen saatossa muodostua hyvinkin paljon törmäyskraattereita. Ne vain ovat hävinneet vulkaanisen myllerryksen seurauksena. Törmäyskraattereista kerrottaessa onkin aina muistutettu, että niitä esiintyy jokaisella aurinkokuntamme kiinteältä kappaleella, jota on edes kohtalaisen hyvällä tarkkuudella päästy kuvaamaan, paitsi Iossa: sen pinnalta ei ole havaittu yhtään ainutta törmäyskraatteria.

Juno-luotaimen JunoCamin kuva Prometheuksen purkauksesta (punainen nuoli) 15.10.2023. Kuva: NASA / JPL-Caltech / SwRI / MSSS.

Viime joulukuun puolivälissä pinttynyt käsitys Iosta aurinkokuntamme ainoana törmäyskraatterittomana kappaleena joutui kuitenkin kriittisen tarkastelun kohteeksi. Yhdysvaltain geofysikaalisen unionin (AGU) syyskokouksessa planeettojen vulkanismia pitkään ja ansiokkaasti tutkineet David Williams ja Rosaly Lopes esittelivät yhdessä ruotsalaisen Jesper Sandbergin kanssa ensimmäisen mahdollisen törmäyskraatterin Iossa. Törmäyskraatteriehdokas sijaitsee Telegonus Mensaen alueella Ion eteläisellä pallonpuoliskolla (kohdassa 51,7˚S, 117,1˚W).

Sandbergin löytämä mahdollinen törmäyskraatteri on läpimitaltaan vain noin sata metriä. Niinpä se on tarkimmassakin Galileo-luotaimen kuvassa harmillisen pieni. Yksityiskohtaisesti sitä ei voi tutkia. Se kuitenkin näyttäisi olevan tyypillinen pyöreäreunainen ja -pohjainen maljakraatteri.

Galilei-luotain otti kuvan, josta Sandberg törmäyskraatteriehdokkaan löysi, jo 16.10.2001. Kaikkien näiden vuosien aikana lukemattomat tutkijat ovat katselleet ja tutkineet kyseistä kuvaa. Kukaan ei kuitenkaan ollut pannut merkille, että siinä on kaikesta päätellen törmäyskraatteri.

Galileo-luotaimen korkean erotuskyvyn kuva Telegonus Mensaen ylänköalueesta 16.10.2001. Törmäyskraatteriehdokas on mustan laatikon ympäröimänä kuvan ylälaidassa ja suurennettuna oikeassa alakulmassa. Ehdokkaan läpimitta on noin 100 m, pohjoinen yläoikealla. Muokattu AGUn Eos-lehden artikkelissa olleesta alkujaan Kevin M. Gillin käsittelemästä kuvasta: NASA / JPL-Caltech / Galileo SSI / Kevin M. Gill / T. Öhman / CC BY 2.0 Deed.

Kraatterikandidaatista luettuani nappasin kirjahyllystäni Paul Schenkin mainion kartaston Atlas of the Galilean Satellites sillä ajatuksella, että tutustuisin hieman Telegonus Mensaen alueeseen. Oletin tietysti, ettei pikkuruinen törmäyskraatteriehdokas kirjan painoasussa erotu. Mutta niinpä vain se näkyy kuvassa jopa silmiinpistävänä, joskin pienenä tummana täplänä vaalean tasangon keskellä. Suurennuslasilla tarkastellen sen törmäyskraatterimainen muotokin on ilman kummoisempaa mielikuvituksen käyttöä aistittavissa.

Kun kerran Sandbergin kraatteri näkyy vuonna 2010 painetussa ja luultavasti liki jokaisen Ioa ammatikseen tutkivan ihmisen kirjahyllystä löytyvässä kartastossakin, ei sen mahdolliseksi törmäyskraatteriksi tunnistamisen olisi todellakaan pitänyt kestää yli kahtakymmentä vuotta. Mutta niinpähän vain kesti.

Io-tutkimuksen ammattilaisilla onkin Sandbergin löydön myötä ainakin lievän itsetutkiskelun ja peiliinkatsomisen paikka. AGUn Eos-uutislehden artikkelissa haastateltu Ioa jo opiskelijana tutkinut professori Jani Radebaugh myönsikin reilusti katselleensa monet kerrat samaa kuvaa, josta Sandberg törmäyskraatterikandidaatin löysi. Törmäyskraatterin mahdollisuus ei kuitenkaan hänellä käynyt mielessäkään. Siksi hän ei sitä myöskään kuvasta löytänyt, vaikka pienen tumman täplän epäilemättä väkisin näkikin.

Tällaista tapahtuu luonnontieteissä jatkuvasti. Kun aivot ovat lukkiutuneet tiettyyn ajatusmalliin, on hyvin vaikea nähdä mitään muuta kuin sitä mitä olettaa näkevänsä. Onneksi Jesper Sandbergin mieli oli riittävän avoin harkitsemaan törmäyssynnyn mahdollisuutta. Hän nimittäin ei ole ammattimainen planeettageologi, vaan luotainkuvista ja tulivuorista kiinnostunut harrastaja. Sandbergin löytö todistaa, että kansalaistieteellä on ehdottomasti yhä paikkansa myös planeettageologian tutkimuksessa.

Jupiter kiertolaisineen onkin nykyisin planeetoista kiinnostuneiden osaavien harrastajien antoisinta temmellyskenttää. Tämä on seurausta siitä, että Jupiteria toivottavasti vielä vajaat pari vuotta kiertävään Juno-luotaimeen lähinnä PR-kameraksi laitetun JunoCamin kuvat tulevat heti tuoreeltaan kaikkien vapaasti saataville. Harrastajien käsittelemät kuvat ovat usein antoisampia kuin esimerkiksi NASAn viralliset JunoCam-julkaisut.

Ion törmäyskraatterikandidaatti on niin pieni ja Galileon kuvan erotuskyky sen verran heikko, että täysin varmana Sandbergin, Williamsin ja Lopesin törmäyskraatteritulkintaa ei missään nimessä voi pitää. Monet vulkaaniset kraatterit tai purkausaukot ovat hyvinkin pyöreitä. Niillä voi lisäksi olla kohonneet reunat ja joskus myös ympäristöään syvemmällä sijaitseva pohja, kuten törmäyskraattereilla ja uudella Ion ehdokkaalla näyttäisi olevan.

Vaikka Sandbergin kraatteri omiinkin silmiini näyttää ehdottomasti enemmän törmäyssyntyiseltä kuin vulkaaniselta, pieni epävarmuus siitä siis väkisinkin jää. Kannattaa vertailun vuoksi vaikka katsella keskikokoisella kaukoputkella Kuun Alphonsus-kraatterin pohjaa ja koettaa päätellä, mitkä sitä kirjovista tummakehäisistä kraattereista ovat mahdollisesti törmäyssyntyisiä, mitkä tuliperäisiä. Ei ole helppoa hommaa se.

Sandbergin löytö julkaistiin vain hyvin tiiviinä AGUn kokousabstraktina, eikä sitä näin ollen ole vertaisarvioitu. Vaikka löytö on kieltämättä jännä, on se kuitenkin Ion vulkaanisessa kokonaiskuvassa marginaalinen pikkuseikka. On vaikea kuvitella aiheesta saatavan puristetuksi edes lyhyttä vertaisarvioitua tutkimusartikkelia. Ja niin kauniita ja laajempien alueiden tutkimuksessa tärkeitä kuin JunoCamin kuvat ovatkin, niiden erotuskyky ei millään riitä tämän kokoluokan yksityiskohtien havaitsemiseen. Uusia kuvia tai muuta lisätietoa törmäyskraatterikandidaatista lienee siis turha lähiaikoina odottaa.

Ion lähin ohitus pariin vuosikymmeneen tapahtui 30.12.2023. Seuraava ohilento koittaa jo 3.2.2024. Ion vasenta puolta valaisee Jupiterista heijastuva auringonvalo. Kuva: NASA / SwRI / MSSS / hyvin lievä käsittely: T. Öhman.

Nyt kun ensimmäinen todennäköinen Ion törmäyskraatteri on vanhoista Galileo-kuvista hoksattu, katsellaan niitä kuitenkin jatkossa todennäköisesti hieman uusin silmin. Mahdotonta ei ole, että Galileon tarkimmista kuvista löydettäisiin vielä muitakin pieniä törmäyskraatteriehdokkaita.

Varsinainen Ion törmäyskraatteritutkimus ei kuitenkaan siis päässe käyntiin ennen Iolle pyhitettyä luotainta. Suunnitelmia sellaiseksi vuosien varrella on ollutkin, kuten Io Volcano Observer ja Io Observer. Rahoitusta noille hankkeille vain ei ole herunut.

Ion aktiivisuudesta saataneen taas uusi muistutus ensi viikonloppuna, kun Juno tekee seuraavan Ion lähiohituksensa lauantaina 3.2.2024. Vaikkei lauantain kuvista törmäyskraattereita löydetä, on erittäin mielenkiintoista nähdä, paljastavatko ne vain reilun kuukauden kuluessa pinnalla tapahtuneita tuliperäisiä muutoksia. Toivottavasti kaikki niitäkin kuvia tutkivat pitävät paitsi silmänsä, myös mielensä avoimina.

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *


Ei nimi kraatteria pahenna – mutta voi kyllä johtaa harhaan

1.1.2024 klo 03.20, kirjoittaja
Kategoriat: Historia , Kraatterien morfologia , Kraatterit , Kuu , Nimistö , Tektoniikka , Vulkanismi , Yleinen

Ajattelepa hetki elämää ilman karttoja. Arkipäiväiset asiat, kuten kaupassa tai töissä käynti tai vaikka junamatka Tampereelle sujuvat kyllä hyvin ilmankin. Myös reissu Helvetinkolulle varmasti lopulta onnistuisi, koska se on Suomessa hyvin tunnettuna paikannimenä varsin yksiselitteinen. Vähän se kiertelyä saattaisi vaatia, mutta kyllä lopulta oikeaan paikkaan päätyisi ihan vain vastaantulijoilta kyselemällä.

Jos kuitenkin mieli tekisikin pyrkiä Pierumäkeen, tulisi eteen jo ongelmia. Koska Suomessa ei ole yhtään todella maineikasta Pierumäkeä, pitäisi ensiksi tietää, onko menossa Haapavedelle, Haminaan vai johonkin kuudesta muusta kunnasta, joissa Paikkatietoikkunan mukaan on Pierumäki. Nimisampo-palvelu puolestaan tarjoaa 33 Pierumäkeä, yhden näköjään täältä kotiseudultani Äänekoskeltakin. Kaikkea sitä oppiikin kun blogia kirjoittaa.

Jos on vaikkapa menossa Isojoen Pierumäkeen, pitäisi Isojoelta osata lähteä ensin Ohrikylän suuntaan, mutta hoksata hieman Kärjen talon jälkeen hilpaista vajaa kilometri metsässä itäkoilliseen. Onneksi kuitenkin nimen loppuosa kertoo, että jonkinlaista topografista kohoumaa ollaan etsimässä, joten ehkä se löytyisi. Vaikeaksi homma kuitenkin ilman karttaa menisi.

Kartat ja paikkatieto ovat siis välttämätön osa nykyistä elämänmenoamme. Kartat eivät tietenkään rajoitu vain omalle planeetallemme. Kuun pinnanmuotoja on nimetty jo 400 vuotta ja käytäntö levisi kaukoputkien kehittymisen ja sittemmin avaruusluotainten myötä Marsiin ja muille planeetoille. Samalla maapallolta tuttu kaksiosaisten nimien logiikka paikkojen nimeämisessä – suomeksikin monen järven nimi päättyy sanaan järvi ja monen mäen nimi sanaan mäki – on vaihtelevalla menestyksellä pyritty siirtämään myös muiden taivaankappaleiden pinnoille.  

Avaruuden nimistöstä vastaava Kansainvälinen tähtitieteellinen unioni (IAU) on luonut periaatteessa selkeät säännöt muiden taivaankappaleiden pinnanmuotojen nimeämiseksi. Nimistössä on kuitenkin hämmentävän paljon omituisuuksia. Lisäksi käytäntö on monesti suoranaisessa ristiriidassa sääntöjen kirjaimen ja/tai hengen kanssa.

Kuun pinnanmuotojen nimeämishistoria on luonnollisesti pisin ja siksi myös sekavin. Siksipä onkin valaisevaa vilkaista hieman tarkemmin joitakuita esimerkkejä Kuun omituisesti valituista paikannimistä. En tee tätä ilkeilläkseni, vaan nostaakseni esiin ongelman, jota syystä tai toisesta ei ole vuosikymmenien saatossa haluttu korjata. Kohteiden epäideaalinen nimeäminen ja luokittelu nimittäin on omiaan ”piilottamaan” lukuisia mielenkiintoisia kohteita ja täten pahimmillaan johtamaan tutkimusta harhateille.

Kuten Maassakin monissa kielissä, myös Kuussa ja muilla planeetoilla pinnanmuotojen nimet koostuvat yleensä kahdesta osasta. Kutsutaan niitä nyt vaikka Nimisampon tapaan määriteosaksi ja perusosaksi. Määriteosa yksilöi kantajansa, perusosa puolestaan kertoo, minkälaiseen porukkaan kyseinen yksilö kuuluu. Nämä voi rinnastaa ihmisten etu- ja sukunimiin tai eliöiden tieteellisiin nimiin, joissa on sukunimi (esimerkiksi Homo) ja lajimäärite (esimerkiksi sapiens). Kuten eri kulttuureja edustavilla ihmisilläkin, joskus etunimi (määriteosa) tulee ensin, mutta monissa tapauksissa sukunimi (perusosa) mainitaan ensimmäisenä. Poikkeuksen planeettojen paikannimien kaksiosaisuuteen tekevät kraatterit, jotka tunnetaan aina vain yhdellä nimellä.

”Kraatteri”

Maapallolla törmäyskraatterit ovat hyvin monimuotoisia. Kraatteritutkija saa kohteestaan hyvin erilaisen käsityksen riippuen siitä, onko hän Arizonan puoliaavikolla, baijerilaisessa kirkossa vai polviaan myöten taivalkoskelaisessa suossa. Sama toki koskee myös tuliperäisiä kraattereita. Maapallolla tilanne on kuitenkin tutkijan, harrastajan tai toimittajan näkökulmasta sikäli helppo, että todistetut törmäyskraatterit löytyvät omista luetteloistaan, tulivuoret omistaan (joskaan missään ei liene tietokantaa, joka listaisi joka ikisen nuoren ja vanhan tulivuoren kraatterin, koska niitä vain on ihan liikaa). Eli ainakin siinä tapauksessa, että haluaa perehtyä jo ennestään tunnettuun kraatteriin, jo kohdetta valitessaan tietää, miten se on pääpiirteissään syntynyt, koska kraatterit on luokiteltu syntytapansa mukaan.

Muilla taivaankappaleilla kysymys ”kraatterien” olemuksesta ei ole alkuunkaan näin yksiselitteinen. Kun uusia kohteita nimetään, ne nimeämisen yhteydessä luokitellaan vain ulkomuotonsa mukaan. Toisin sanoen nimi ei millään lailla ota kantaa kohteen syntytapaan tai geologiaan ylipäätään, vaan ainoastaan muoto ja topografia ratkaisevat. Tämä on sikäli täysin perusteltua, että tulkinnat ja syntyteoriat muuttuvat aikojen kuluessa, mutta ulkomuoto pääsääntöisesti pysyy samanlaisena. Ongelmia tosin syntyy nimettäessä kohteita, jotka ovat kuvan erotuskyvyn rajalla.

Muiden taivaankappaleiden pinnanmuotojen nimistä vastaavan Kansainvälisen tähtitieteellisen unionin (IAU) nimistötoimikunnan (Working Group for Planetary System Nomenclature; WGPSN) ensimmäisen ja tärkeimmän säännön mukaan nimistö on työkalu. Nimistön tulisi olla yksinkertaista, selkeää ja yksiselitteistä (”simple, clear and unambiguous”). Pyrkimys on jalo ja tietenkin valtaosin siinä onnistutaan hyvin. Poikkeuksia on kuitenkin paljon, ja ne ovat todella silmiinpistäviä.

Sääntöjen yhdennentoista pykälän mukaan tapauksissa, joissa nimestä on olemassa useampia kirjoitusmuotoja, tulisi käyttää sitä muotoa, jota ihminen itse nimestään käytti, tai jota arvovaltaisessa lähteessä käytetään. Esimerkiksi näin: Bellinsgauzen (Bellingshausen), Engel’gardt (Engelhardt) ja Fridman (Friedmann)? Suluissa olevat nimet ovat siis osa virallista nimeä, eivät lisäämiäni tarkennuksia. Jotenkin veikkaisin, ettei vaikkapa Saarenmaalla saksalaissukuun syntynyt tutkimusmatkailija Fabian Gottlieb von Bellingshausen (1778–1852) esitellyt kasinolla itseään muodossa ”Bellingsgauzen, suluissa Bellingshausen, Fabian Bellingsgauzen, suluissa Bellingshausen”.

Sulkujen käyttö ei rajoitu kraattereihin. Orientalen törmäysaltaan luoteispuolella on lukuisia Orientalen heitteleen synnyttämiä kraatteriketjuja eli catenoita. Niistä kolmelle annettiin vuonna 1979 viralliset nimet: Catena Leuschner (GDL), Catena Lucretius (RNII) ja Catena Michelson (GIRD). Leuschner, Lucretius ja Michelson ovat kraattereita, joiden lähistöllä mainitut kraatteriketjut ovat, joten näiltä osin nimet ovat järkeviä ja IAU:n sääntöjen mukaisia. GDL, RNII ja GIRD sen sijaan ovat neuvostoliittolaisten rakettitutkimuslaboratorioiden nimien lyhenteitä. Kylmän sodan nimeämispoliittisen tasapainottelun vuoksi ne edelleen kiusaavat tai näkökulmasta riippuen viehättävät Kuun ystäviä. Perustellusti voinee kuitenkin kysyä, onko kraatterien ja kraatteriketjujen nimien sulkusekoilu todellakin ”yksinkertaista, selkeää ja yksiselitteistä”.

Kraatteriketjuja eli catenoita Kuun etäpuolella Orientalen törmäysaltaasta luoteeseen. 200 km pitkä Catena Leuschner (GDL) on merkitty sinisellä viivalla. Sen kaakkoispuolella kuvan alareunassa on kraatteri Leuschner. Tolkullisessa maailmassa tämän kraatteriketjun nimeksi riittäisi Catena Leuschner. Kuva: NASA / ASU / LRO WAC / IAU / USGS / T. Öhman.

Myös ihan perinteinen oikeinkirjoitus herättää silloin tällöin kummastusta. Sääntöjen yhdennentoista pykälän mukaan kirjainten diakriittiset merkit, siis esimerkiksi ääkköset, ovat välttämätön (”necessary”) osa nimeä, joten niitä käytetään myös pinnanmuotojen nimissä. Ilmeisesti kuitenkin toiset diakriittiset merkit ovat välttämättömämpiä kuin toiset: ruotsalaisen fyysikon Anders Ångströmin (1814–1874) mukaan nimetty Mare Imbriumin länsiosassa sijaitseva kaunis maljakraatteri ei ole nimeltään Ångström eikä edes Angstrom, vaan ihmeellinen sekametelisoppa Angström.

Niille joilla jo on, annetaan vielä lisää

Sääntöjen vitospykälän mukaan samaa nimeä ei suositella käytettäväksi kuin yhdellä taivaankappaleella. Suosituksia on tietysti helpompi rikkoa kuin sääntöjä. Pahin esimerkki tämän pykälän huomioimatta jättämistä on Kuiper. Gerard Kuiperin (1905–1973) mukaan nimetyt kraatterit löytyvät Kuusta, Marsista ja Merkuriuksesta. Ne kaikki vieläpä saivat virallisen hyväksyntänsä vuonna 1976, joten minkäänlainen vahinko tai unohdus ei kelpaa meriselitykseksi. Lisäksi Merkuriuksen Kuiper on antanut nimen sisimmän planeetan nuorimmalle geologiselle ajanjaksolle eli kuiperiselle kaudelle.

Myös vuonna 1960 löydetty asteroidi kantaa nimeä (1776) Kuiper. Asteroidien nimeämistä tosin määrittelevät aivan eri säännöt kuin pinnanmuotojen nimeämistä, joten tätä ei kovin suurena syntinä voida pitää.

Tunnetuin Kuiper on kuitenkin ihan eri osassa aurinkokuntaa. Neptunuksen takainen jäisiä asteroideja ja kääpiöplaneettoja sisältävä alue tunnetaan yleisesti epävirallisella nimellä Kuiperin (tai harvemmin Edgeworthin–Kuiperin) vyöhyke. Toisin kuin yleensä kuvitellaan, sen paremmin Kenneth Edgeworth (1880–1972) kuin vallankaan Gerard Kuiper eivät kuitenkaan ennustaneet Kuiperin vyöhykkeen olemassaoloa.

Kuiper, Kuiper ja Kuiper. Osaatko pelkän kuvan perusteella sanoa, mikä Kuiper sijaitsee milläkin taivaankappaleella? Oikea vastaus ja kuvalähteet löytyvät alaviitteestä* jutun lopusta. Kaikki kolme Kuiperia kuvaavat hyvin sellaisia pinnanmuotoja, joita planeettageologit ajattelevat, kun he kuulevat tai näkevät sanan ”kraatteri”. Näitä tyypillisiä kraattereita kannattaa verrata jutussa esiteltyihin muihin ”kraattereihin”.

Kolme kraatteria, yksi geologinen kausi, asteroidi ja valtavan suuri kaistale aurinkokuntaa on ihan hyvä saalis yhdelle tutkijalle. Kuiper oli toki erittäin ansioitunut paitsi tutkijana myös lobbarina, joten esimerkiksi Yhdysvaltain 1960-luvun kuuohjelma olisi luultavasti ollut huomattavasti vähäpätöisempi ilman Kuiperin vaikutusvaltaa. Silmiinpistävää kuitenkin on, että kun Kuiperilla on kuusi nimeä (joista viisi virallista) eri puolilla aurinkokuntaa, 1900-luvun kuututkimuksen keskeisimmän pioneerin Ralph Baldwinin (1912–2010) nimi löytyy vain asteroidilta (4831) Baldwin. Merkittävä kunnianosoitus tämäkin tietysti on, mutta Baldwinin seurassa asteroidivyöhykkeellä pyörivät esimerkiksi elähtäneet rock-tähdet ja näyttelijät, levytuottaja ja murhaaja Phil Spector, Sherlock Holmes ja tohtori Watson, James Bond, Mr. Spock (kissa, ei suinkaan Star Trekin hahmo) ja Monty Python. Mielenkiintoista seuraa tietysti, mutta sopisi Baldwin tähti- ja geotieteilijöiden ja tutkimusmatkailijoiden joukkoon Kuun pinnallekin.

Etenkin Kuun nimistötyöryhmä korostaa nykyisin, ettei kraattereita nimetä ainoastaan tutkijan kunnioittamiseksi, vaan kaikilla uusilla nimillä tulee olla jokin tutkimukseen liittyvä peruste. Tämä on toki täysin järkevää. Hieman erikoiselta vain tuntuu, ettei tieteellisesti kiinnostavaa kraatteria, jonka nimeksi Baldwin sopisi, olisi mukamas Kuusta toistaiseksi onnistuttu löytämään. Puuttuu Kuusta lukemattomia muitakin ilmeisiä tutkijanimiä, joita soisi muistettavan.

Kaksinaismoralisti on paras moralisti

Nimeämissääntöjen yhdeksännen pykälän mukaan poliittisesti, sotilaallisesti tai uskonnollisesti merkittäviä nimiä ei sovi käyttää, paitsi ennen 1800-lukua vaikuttaneiden poliitikkojen tapauksessa. Tämä pykälä aiheuttaa ainakin itselläni usein melkoisesti kyynistä silmienpyörittelyä ja sarkastista hymähtelyä. Vanhaa perua olevia ja nykysilmin täysin vastenmielisiä uskonnollisia massamurhaajia ja murhaan yllyttäjiä kun Kuusta ei ole saatu poistetuksi. Nimien poistaminen tai vaihtaminen ei kuitenkaan ole periaatteellinen ongelma, sillä kuunatseja sieltä kaikessa hiljaisuudessa muutama vuosi sitten hävitettiin. Toinen näistä oli päässyt Kuuhun vasta 2008, joten melkoisen poukkoilevaa ja kaksinaismoralistista nimistötoimikunnan touhu todellakin on.

Toinen tuoreehko esimerkki kaksinaismoralismista on Hildegard Bingeniläinen (1098–1179). Hänellä on kiistattomat maalliset tieteelliset ansionsa, vaikka hänen lääketieteelliset ja fysiologiset käsityksensä tietysti tämän päivän näkökulmasta enimmäkseen hengenvaarallista puoskarointia olivatkin. Hildegard on kuitenkin pyhimys niin katolisille kuin anglikaaneillekin. Myös new age -hörhöt ovat nostaneet Hildegardin jalustalle. En ole uskontojen asiantuntija, mutta ymmärtääkseni pyhimykset ovat uskonnollisesti merkittäviä hahmoja. Hildegardin ongelmallisuutta lisää, että hän tuki ristiretkiksi kutsuttuja juutalaisten ja islamilaisten sotilaallisesti organisoituja massamurhia. Tästä huolimatta Hildegard katsottiin kraatterin (tai itse asiassa kahden – mikä sekin oli omalta osaltaan järjetöntä ja hyväksyttyjen käytäntöjen vastaista) arvoiseksi vuonna 2016.

Eri pinnanmuotojen nimet eivät sääntöjen puitteissa voi olla aivan mitä sattuu, vaan aihepiirit, joista nimiä ammennetaan, on selkeästi rajattu. Esimerkiksi Kuun kraattereiden nimet tulevat luonnontieteilijöiltä, insinööreiltä tai tutkimusmatkailijoilta, jotka ovat merkittävästi edistäneet planeetta- tai avaruustutkimusta tai tähtitiedettä. Lisäksi avaruuslennolla menehtyneet astro- tai kosmonautit saavat nimensä myös Kuuhun. Pienille kraattereille, joita kohtaan on syystä tai toisesta jonkinlaista erityistä kiinnostusta, voidaan antaa nimiksi ihmisten etunimiä. Usein tällaiset kraatterit sijaitsevat jonkin laskeutumispaikan lähistöllä.

Nykyisellään uusia nimiä kirjoitetaan Kuun karttoihin niin harvakseltaan, että huomio kiinnittyy niihin väkisinkin. Kiinan Chang’e-3:n laskeutumisalueen lähistön kraatterit saivat vuonna 2015 nimikseen Tai Wei, Tian Shi ja Zi Wei. Nämä eivät suinkaan ole tutkijoita, insinöörejä tai etunimiä, vaan jonkinlaisia tähtitarhoja tai -aitauksia muinaisessa kiinalaisessa tähtikartassa. Vastaavasti Chang’e-4:n laskeutumisalueen lähellä etäpuolen Von Kármán -kraatterin sisällä on vuodesta 2019 alkaen ollut kraatterit Hegu, Tianjin ja Zhinyu. Ne ovat tähdistöjen nimiä vanhassa kiinalaisessa tähtikartassa.

Viime aikojen erikoisimmat Kuun kraatterinimet liittyvät viiden vuoden takaisiin Apollo 8:n 50-vuotisjuhliin. Jostain syystä, jota ei koskaan julkisesti avattu, pari astronautti Bill Andersin ottamassa maineikkaassa Earthrise-valokuvassa näkyvää kraatteria päätettiin nimetä uudelleen. Niinpä entisestä Pasteur T:stä tuli Anders’ Earthrise, ja ennestäänkin aivan kamalasta Ganskiy (Hansky) M:stä tuli viimeisten vuosikymmenten räikein sääntörikkomus, 8 Homeward. Kun säännöistä, ohjeista ja suosituksista ei haluta pitää kiinni, eikö silloin olisi parempi muuttaa niitä kuin jatkuvasti toimia niitä vastaan?

Ei vain humanistien ongelma

Planeettojen pinnanmuotojen nimien valinnat ja omia sääntöjä vastaan toimiminen ovat tietysti ongelma vain niille, joita asia kiinnostaa. Yleensä nämä eivät ole aktiivisia planeettageologeja. Kohteiden löytämisen kannalta nimillä ei ole merkitystä, kunhan nimet kartoissa ovat oikeilla paikoillaan. Koska nimet ovat myös luokittelukeino, aiheuttavat virheelliset nimet kuitenkin myös ihan todellisia tutkimukseen heijastuvia hankaluuksia. Siksi myös tutkijat saisivat olla asiaintilasta huolissaan.

Törmäyskraatterit ovat suurimmalla osalla planeettoja, kuita, kääpiöplaneettoja ja suuria asteroideja kaikkein yleisin pinnanmuoto. Tulivuorten kraatterit ovat niihin verrattuina hyvin harvinaisia, erittäin vulkaaniset Io ja Venus pois lukien. Vaikka nimistön luokka ”kraatteri” ei otakaan kantaa syntytapaan, yhdistyy sana ”kraatteri” törmäysten hallitsevuuden vuoksi lähes automaattisesti törmäyskraattereihin.

Samoin on Kuun tapauksessa luokan ”satellite featureskohdalla. Ne tarkoittavat käytännössä suuremman tai paremmin säilyneen emäkraatterin ympärillä sijaitsevia kirjaimilla merkittyjä vähäpätöisemmiksi ajateltuja kraattereita. Nimistötoimikunta itsekin käyttää niistä nimitystä ”lettered craters”. Suomeksi niistä on tavattu puhua satelliittikraattereina.

Näin ollen Kuun ”kraattereiden” ja ”satelliittikraattereiden” ajatellaan niin tutkijoiden kuin harrastajienkin keskuudessa käytännössä aina olevan törmäyskraattereita. Tutkimuksen kannalta onkin erityisen hankalaa, että nämä luokat sisältävät kymmenittäin erilaisia vulkaanisia ja osittain myös tektonisia rakenteita, jotka eivät juurikaan näytä tavanomaisilta Kuun kraattereilta. Noin yhdeksän kilometrin läpimittainen Hyginus on Kuun suurin varmuudella tunnistettu kaldera. Se on siis tuliperäinen romahdusrakenne, jonka ympärillä ei kohonneita reunoja ole. Myöskin sen pohja on nuoresta iästään huolimatta tasainen eikä ollenkaan pyöreäpohjainen. Jo keskikokoisella harrastajakaukoputkella onkin nähtävissä, että Hyginus on jotain ihan muuta kuin tavallinen kraatteri. Silti sillä on edelleen kraatterinimi. D-kirjainta muistuttava kolmikilometrinen Ina on toinen vastaavanlainen ongelmatapaus.

Hyginus on Kuun suurin varmuudella tunnistettu tuliperäisen romahtamisen synnyttämä kaldera. Kuva: NASA / ASU / LRO NAC / QuickMap / T. Öhman.

Mairan T on virallisesti kolmikilometrinen satelliittirakenne. Todellisuudessa se on kuitenkin noin seitsemän kilometrin läpimittainen Ocenus Procellarumin laavatasangolta noin 800 metrin korkeuteen kohoava tulivuori. Sen huipulla on noin kolmen kilometrin läpimittainen hieman epämääräisen muotoinen vulkaaninen kraatteri tai kaldera.

Ei tarvitse olla kummoinenkaan geologi kyetäkseen päättelemään, että Mairan T ei ole törmäyskraatteri vaan tulivuori. Miksi tämä ei voisi näkyä myös sen nimessä? Kuva- ja korkeusaineistoista luotu viistokuva, jossa noin 7 km:n läpimittainen Mairan T -tulivuori nähdään noin 15 km:n päästä ja 1,3 km:n korkeudesta suunnilleen kohti luodetta katsoen. Kuva: NASA / ASU / LRO NAC / QuickMap / T. Öhman.
Hyviä vertailukohtia monille Kuun pienille tulivuorille ovat tämän Arizonan S P Craterin kaltaiset tuhkakeilat. Koko rakenne ei ole kraatteri, vaan ainoastaan tulivuoren huipulla on sellainen. S P Craterin korkeus on noin 250 m. Kuva: T. Öhman.

Hyginuksen kaltaiset kalderat tai Mairan T:tä muistuttavat jyrkkäpiirteiset tulivuoret eivät ole ainoita hämäävästi kraattereiksi nimettyjä tuliperäisiä rakenteita. Erään yleisen tyypin edustaja on parikilometrinen Alphonsus R. Alphonsus itse on tuliperäisten voimien muokkaama rakopohjainen kraatteri. Sen pohjalla on lukuisia pieniä kraattereita, joita ympäröi tummemmasta aineksesta koostuva kehä. Eräät näistä lienevät törmäyskraattereita, jotka ovat vain kuopaisseet syvemmältä tummaa tuliperäistä kiveä ja kerrostaneet sen heitteleeksi ympärilleen. Suurin osa on kuitenkin vulkaanisia purkausaukkoja, joiden tumma kehä ei siis ole törmäyskraatterin heittelettä, vaan sisäsyntyisten tuliperäisten voimien ulos sylkemää ainesta. Pelkkien maanpäällisten kaukoputkihavaintojen perusteella useimmissa tapauksissa on liki mahdotonta sanoa, kummasta on kyse, mutta jo 1960-luvun kuva-aineiston perusteella suurimmasta osasta Alphonsuksen pohjan tummakehäisiä kraattereita on voitu nähdä, etteivät ne törmäyskraattereita ole. Alphonsus R on näistä ehkäpä selkein esimerkki. Vastaavia kraatterinimen saaneita vulkaanisia kohteita on toki monissa muissakin paikoissa ympäri Kuuta.

Alphonsus R on klassinen esimerkki Kuun vulkaanisesta tummakehäisestä kraatterista. Sen pitkulainen muoto, joka on yhdensuuntainen Alphonsuksen pohjan rakojen kanssa, ei ole laisinkaan ominaista törmäyskraattereille. Kuvan kaltaisessa melko vinossa valaistuksessa tumma vulkaanisen tuhkan muodostama kehä erottuu vain heikosti, mutta lähempänä täydenkuun aikaa Alphonsuksen useat tummakehäiset kraatterit näkyvät helposti pienehkölläkin kaukoputkella. Kuva: NASA / ASU / LRO NAC / QuickMap / T. Öhman.

Yksi ryhmä tuliperäisiä rakenteita, joilla on kraatterinimi, ovat purkausaukot, joista lähtee laavauoma. Hyvä esimerkki sellaisesta on Rimae Prinzin alueella sijaitseva nelikilometrinen Ivan. Siitä lähtevä laavauoma on ollut pitkään tunnettu. Kun Ivan ei vähäisimmässäkään määrin näytä törmäyskraatterilta, miksi se pitää niputtaa samaan porukkaan niiden kanssa?

Rimae Prinzin alueella on runsaasti laavuomia ja niiden purkausaukkoja. Niistä eräille, kuten kuvan keskellä olevalle porrasmaisen sisustan ja luoteiskulmasta lähtevän laavauoman sisältävälle Ivanille, on annettu kraatterinimi. Kuva: NASA / ASU / LRO NAC / QuickMap / T. Öhman.

Oma lukunsa ovat aivan käsittämättömät tapaukset. Miten kenenkään mielestä voi olla täysin fiksua ja loogista, että noin 10 km pitkä ja 1,5 km leveä painauma (jonkinlainen vulkaanistektoninen graben) Patricia luokitellaan samaan ryhmään kuin vaikkapa edellä esitellyt Kuiperit?

Kulmittain kuvan poikki kulkeva painauma on Patricia, viralliselta luokitukseltaan tietysti ”kraatteri”. Kuva: NASA / ASU / LRO NAC / QuickMap / T. Öhman.

Mikään ei kuitenkaan omasta mielestäni kuvaa Kuun nykyistä nimisotkua paremmin kuin Mare Serenitatiksen länsiosassa sijaitseva suurimmalta pituudeltaan noin kymmenkilometrinen, aika erikoisen muotoinen vulkaanistektoninen rakenne. Tähän yhteen ainoaan kohteeseen on päätetty uhrata peräti viisi eri nimeä, jotka edustavat neljää eri nimiluokkaa. Härdelli sisältää nimet Aratus CA (satelliittikraatterin satelliittikraatteri, jollaisia nykynimistössä ei enää monta ole), Manuel (kraatteri), Rima Sung-Mei (rima eli rille, jotka ovat yleensä tektonisia grabeneja tai laavauomia; aiemmalta nimeltään Rima Sung-Mei oli kraatteri Sung-Mei), sekä Vallis Christel ja Vallis Krishna (tarkemmin määrittelemätön laakso; molemmat olivat aiemmin kraattereita). Välittömästi rakenteen länsipuolella on vielä yksi kraatteri, Yoshi. Kirsikkana kakun päällä on, että laaksot ja rillet pitäisi nimetä lähistöllä sijaitsevien kraatterien tai muiden pinnanmuotojen mukaan, mutta esimerkiksi kraatteria tai vuorta nimeltä Christel, Krishna tai Sung-Mei ei tietenkään naapurustossa tai missään muuallakaan Kuussa enää sijaitse.

Yhtä pientä vulkaanistektonista rakennetta kuvaamaan on pitänyt käyttää viisi nimeä (ja kuudes, Yoshi, on vielä vieressä), jotka edustavat neljää eri luokkaa. Laaksojen ja riman nimet ovat lisäksi IAU:n omien nimeämissääntöjen vastaiset. Kuva: NASA / ASU / LRO NAC / QuickMap / T. Öhman.

Mitä tulisi tehdä?

Esimerkkejä voisi helposti luetella suuret määrät lisää, mutta eiköhän idea käynyt jo selväksi. Kuun pinnanmuotoja nimetään monisatavuotista perinnettä kunnioittaen äärimmäisen sekavasti ja harhaanjohtavasti, sekä IAU:n itse määrittelemien sääntöjen vastaisesti. Totta kai ylivoimaisesti suurin osa nimistä ja luokitteluista on täysin korrekteja, mutta tämän ei pitäisi oikeuttaa sitä, että vähintään kymmeniä erittäin kiinnostavia yleensä vulkaanisia tai vulkaanistektonisia kohteita ”hukataan” tuhansien ”kraatterien” joukkoon. Tämä ilman muuta haittaa kuututkimusta.

Kuun, aivan samoin kuin muidenkin planeettojen pinnanmuotoja on vuosikymmenten saatossa tarkentuneen tiedon myötä luokiteltu uudelleen, joten sen ei pitäisi olla minkäänlainen ongelma. Christel, Krishna ja Sung-Mei ovat tästä hyviä esimerkkejä, vaikkakaan varsinaista lopputulosta ei järin onnistuneena voi pitää.

Kuun järkevöitettyä nimistöä varten ei myöskään tarvitsisi luoda uusia luokkia, vaan esimerkiksi Patricia voisi aivan hyvin muuttua Rima Patriciaksi (sääntöihin voi lisätä alaviitteen nimenmuutoksista). Kuussa on tulivuoria, joiden nimessä on sana Mons, joten Mairan T:stä voisi ongelmitta tulla Mons Mairan T. Vaihtoehtoisesti muilta taivaankappaleilta voitaisiin lainata sana esimerkiksi tholus, joka tarkoittaa pientä kupolimaista vuorta tai kukkulaa. Aurinkokunnan muihin tholuksiin verrattuna se voisi sopia Mairan T:lle paremmin kuin mons. Vastaavasti Hyginus Cavus toimisi aivan hyvin, sillä cavus tarkoittaa epäsäännöllistä jyrkkäsivuista kuoppaa, joka esiintyy yleensä muiden vastaavien joukossa.

Harhaanjohtavasti nimettyjen ja luokiteltujen Kuun pinnanmuotojen uudelleennimeäminen voitaisiin siis aivan helposti tehdä vakiintuneita käytäntöjä ja sääntöjä noudattaen ja pitäytyen kohteiden ulkonäön kuvaamisessa. Tahtoa siihen ei vain jostain kumman syystä tunnu löytyvän. 

Niin älytöntä kuin jatkuva harhaanjohtava nimeäminen ja luokittelu onkin, ei se kuitenkaan ole ainut tai edes suurin Kuun tutkimista aivan turhaan hankaloittava nimistöongelma. Kuun geologia nimittäin on mitä suurimmissa määrin törmäysaltaiden geologiaa. Tästä tosiasiasta huolimatta törmäysaltailla ei ole virallisia nimiä laisinkaan. Tämä on tietenkin johtanut siihen, että samoista törmäysaltaista käytetään tutkimuskirjallisuudessa useita eri nimiä sekä toisaalta siihen, että jotain kohdetta tutkittaessa ei välttämättä ole hoksattu huomioida sen kehitykseen vaikuttanutta törmäysallasta, koska sitä ei ole kartalle merkitty. Hutilointiahan moinen on, mutta kyllä se vähenisi, jos altaat löytyisivät kartoista. No, syvällisempi avautuminen törmäysaltaiden ongelmallisuudesta saa kuitenkin jäädä johonkin toiseen kertaan.

Paikannimet ovat niin Maassa kuin muillakin taivaankappaleilla niin symboleja ja muistomerkkejä kuin osoitteita ja luokitteluvälineitäkin. Ei riitä, että nimi täyttää yhden tarkoituksensa, vaan sen tulisi toimia kaikissa tarkoituksissaan. Siksi nimiin ja niiden järkevyyteen tulisi kiinnittää aivan erityistä huomiota.


Entinen ohjaajani, planetologian dosentti Jouko Raitala veti joskus toistakymmentä vuotta sitten Lappajärvellä kansainväliselle opiskelija- ja tutkijajoukolle ison siivun aurinkokunnasta kattaneen suvereenin esityksen planeettojen nimistön ihanuudesta ja ihmeellisyydestä. Olen siis tässäkin suhteessa Joukolle kiitollisuudenvelassa.


*Vasemmanpuoleinen Kuiper sijaitsee Kuussa (NASA / ASU / LRO NAC / QuickMap), keskimmäinen Merkuriuksessa (NASA / JHUAPL / MESSENGER MDIS / QuickMap) ja oikeanpuoleinen Marsissa (NASA / JPL / MSSS / MGS MOC / MarsTrek). Marsin Kuiperin näennäinen soikeus johtuu vain karttaprojektiosta. Kuvien muokkaus: T. Öhman.

5 kommenttia “Ei nimi kraatteria pahenna – mutta voi kyllä johtaa harhaan

  1. Manda sanoo:

    Se on sellaista lukemista, joka tekee oudoistakin paikannimistä jännittäviä. Kiitos paljon!

    1. Teemu Öhman sanoo:

      Kiitokset palautteesta, mukava kuulla että paikannimetkin kiinnostavat!

  2. Lasse Reunanen sanoo:

    Nimistöihin on kertynyt hauskoja, hassuja ja hyviä nimiä. Hyvä nykyään kuitenkin on, että nimistöjä täydentää alan asiantuntijat. Sinulla nimistöt lähinnä Kuusta, joka blogisi kohde.
    Nimistöjä voisi laajentaa kartastona myös enemmin Linnunrataan ja laajemmin maailmankaikkeuteen.
    Toki niitä numeroituja kartastoja koordinaatteineen on, mutta nimettyinä sanoina ei vielä täysin kattavasti – vaikka galakseja onkin osittain nimilläkin nimettynä.
    Pimeää ainetta ja pimeää energiaakin selvitetty, mutta niiden tarkennus vielä täsmentymättä.
    Olen itse ajatellut, että em. selittyisi osittain säteilyn kautta, jota kaikkialla aine, tähdet jne. lähettää. Niiden hiukkasten virta vähäisenä voinee koostaa myös massaa ja sitä kautta selittää em. pimeyksiä.

    1. Teemu Öhman sanoo:

      Näennäisesti kirkkailla tähdillähän on jo satoja ns. virallisen aseman saaneita nimiä (https://www.iau.org/public/themes/naming_stars/#n4). Esim. sumuilla tai galakseilla ei vielä vastaavia IAU:n hyväksymiä virallisia nättejä nimiä ole, vaan ”nimet” ovat eri luetteloihin viittaavia kirjain- ja numeroyhdistelmiä. Aurinkokunnan pinnanmuotojen osalta täydellinen ”kartasto” on USGS:n ylläpitämä IAU:n Gazetteer of Planetary Nomenclature (https://planetarynames.wr.usgs.gov/). Tuosta tietenkin puuttuvat erillisten kokonaisten kappaleiden (asteroidit ja komeetat) nimet, jotka sitten löytyvät omista luetteloistaan.

      Koko maapallon ulkopuolisen nimistön sisältävä ”kartasto” saadaan sitten, kun tekoäly on vähän luotettavampi kuin nämä nykyiset omiaan keksivät viritelmät ja joku riittävän korkea-arvoinen taho (käytännössä siis nähtävissä olevassa tulevaisuudessa IAU) katsoo tarpeelliseksi tehdä sellaisen. Siihen menee aikaa, sillä avaruuden nimistö kiinnostaa hyvin harvoja tutkijoita.

  3. Lasse Reunanen sanoo:

    Antamasi linkki virallisen aseman saaneista tähdistä oli hyvä aakkosellinen luettelo,
    jossa numerotietoja ja sijainti tähdistöissä. Ne tähdistöjen nimetyt voisi vielä joku sijoittaa erikseen tähdistökohtaisiin karttoihin – vaikka numeroilla ja pitkät nimilistat sitten karttojen yhteyteen. Niin niitä oppisi tunnistamaan paremmin.
    Tuosta kommenttini lopun pimeästä aineesta ja pimeästä energiasta vielä otaksumaani, että kun maailmankaikkeuden todettu kiihtyvän noin 5 miljardia vuotta sitten ja sitä ennen ollut hidastuvassa etenemisessään. Että, jossa ne säteilykertymät (valo ym.) alkuun olleet maailmankaikkeuden sisäosaa ja sitten liki valonnopeudella edenneet aineen ohi, niin siten niiden yhteisvaikutus alkanut kiihdyttää maailmankaikkeutta ulospäin. Nythän emme tiedä niistä kuin ne pimeät nimeämiset ja suhteelliset osuudet aineeseen nähden.

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *


Aurinkokunnan antroposeeni

28.12.2023 klo 17.02, kirjoittaja
Kategoriat: Aurinkokunta , Kuu , kuulennot , Maa , Mars , Sedimentaatio , Yleinen

Tämänkertainen tarinamme alkaa hieman tavanomaista kauempaa, nimittäin Brontitall-planeetalta:

    – …planeetalla ei ole asunut ketään, ei ainakaan planeetan pinnalla, ja sen vuoksi sitä edeltävä kerrostuma on se jota meidän tulee tarkastella. Tiedätkös sinä mistä se koostuu?
    – Kivestä?
    – Ei.
    – Ööh… kalliosta?
    – Ei.
    – Hhmmm… jostain erikoisesta kivestä, jonka nimeä en nyt juuri satu muistamaan?
    – Ei. Tunnustele sitä. Koetapa raaputtaa sitä.
    – Ööhh… hhmm… se on jotenkin… pehmeää ja tuntuu helposti murenevalta.
    – No mitä se muistuttaa?
    – Hetkinen, kyllä minä tiedän!
    – Niin?
    – Miksikäs nyt sanotaankaan tällaista pehmeää helposti murenevaa kivilaatua…
    – Se ei ole kiveä.
    – No mitä se sitten on?
    – Kenkiä.
    – Anteeksi mitä?
    – Kenkiä. Miljardeja kenkiä. Kokonainen arkeologinen kerrostuma, joka koostuu kokoonpusertuneista kengistä.
    – Kengistä?

    Douglas Adams: Linnunradan käsikirja liftareille, Ylen Radioteatterin versio, osa 11, suom. Pekka Markkula

    Brontitall-planeettaa ja sen asukkaita kohtasi kenkätapahtumahorisontti, joka ”on väistämätön, joskin varsin valitettava talouselämän ilmiö”. Kengät nimittäin ”sattuvat olemaan Linnunradan ekonomisen tulevaisuuden tärkein tekijä”, kuten Hig Hurtenflurst, ”Dolmansaxlilin kenkäyhtiön nuorista toimitusjohtajista kiipijämäisin” kertoi Arthur Dentille ja Lintilloille. Kenkätapahtumahorisontti aiheutti Brontitallilla planeetanlaajuiseen ekologisen katastrofin ja johti mm. siihen, että planeetan humanoidiasukkaat kehittyivät lintuihmisiksi. Nykyisin he asustavat Arthuria esittävän jättiläismäisen patsaan vasemmassa korvassa.

    Viimeisin Brontitallia runnellut eliökunnan joukkotuho, jonka syynä olivat planeetan humanoidiasukkaat, näkyy siis nykyisin selkeänä kerrostumana maankamarassa. Myös täällä Maassa, jota ei onneksi ainakaan vielä ole hävitetty aurinkokuntamme läpi kulkevan ohikulkutien vuoksi, suuret joukkotuhot näkyvät kallioperän kerrosjärjestyksestä.

    Jättiläismäisiä, koko Maan biosfäärin evoluutioon käänteentekevästi vaikuttaneita joukkotuhoja erotetaan perinteisesti viisi. Niistä ensimmäinen koitti ordoviikkikauden lopussa noin 444 miljoonaa vuotta sitten. ”Viidestä suuresta” viimeisin ja parhaiten tunnettu puolestaan päätti liitukauden 66 miljoonaa vuotta sitten suureen jysäykseen, kun kymmenkilometrinen asteroidi tömähti nykyisen Jukatanin niemimaan tienoille.

    Tutkijoille on jo ainakin viimeisen 25 vuoden ajan ollut ilmiselvää ja kiistatonta, että Maan eliökunnan kuudes suuri joukkotuho on meneillään ja että sen syynä on ihmisen toiminta. Yhtä kauan on puhuttu siitä, pitäisikö ihmisen planeettaamme muokkaavan toiminnan vuoksi ottaa käyttöön uusi geologinen ajanjakso, antroposeeni. Toisilla termeillä asiasta on tosin keskusteltu jo satoja vuosia.

    Vaikka antroposeeni esiintyy uutisissa ja yleistajuisissa teksteissä nykyisin jatkuvasti, minkäänlaista virallista asemaa sillä ei tieteellisessä kielenkäytössä vielä ole. Yhteisymmärrystä ei ole esimerkiksi siitä, milloin antroposeeni käynnistyi. Alkoiko se, kun esivanhempamme lahtasivat mammutit ja muun jääkauden megafaunan? Vai oliko maanviljelyn keksiminen se hetki, kun ihminen alkoi muuttaa ympäristöään peruuttamattomalla tavalla? Moni antroposeenin määrittelyyn pyrkivä vannoo teollisen vallankumouksen nimiin, mutta toisaalta toiset taas sanovat antroposeenin alkaneen vasta ensimmäisten ydinkokeiden myötä. Puista laskeutumista, sen paremmin kuin niihin nousemistakaan ei ole kukaan tainnut vakavissaan ehdottaa.

    Sovintoa ei ole siitäkään, minkä mittakaavan muutoksesta antroposeenissa olisi kyse, kun sitä tarkastellaan geologisten ajanjaksojen luokittelun näkökulmasta. Tällä hetkellä elämme fanerotsooisen eonin kenotsooisen maailmankauden kvartäärikauden holoseeniepookin Meghalaya-aikaa. Se alkoi noin 4200 vuotta sitten. Antroposeenin luokitteleleminen uudeksi epookiksi on saanut paljon kannatusta, mutta yhtälailla pöydällä ovat niin uusi kausi kuin ainoastaan uusi aikakin.

    Geologisten ajanjaksojen virallisesta luokittelusta vastaavat työryhmät toimivat lähinnä litosfäärilaattojen liikkeen letkeyteen rinnastuvalla ripeydellä. Tämä on tietysti hyväkin, sillä hosumisen valitettavat seuraukset tunsi jo vanha kansakin. Niinpä voi kulua vielä vuosikausia, ennen kuin antroposeeni on osa geologista ajanlaskua. Jossain vaiheessa se hyvin todennäköisesti silti virallistetaan. Ihan jo siksikin, etteivät geologit kehtaa loputtomiin olla niuhottamisellaan häiritsemässä kustantajien hyvää bisnestä.

    Kuun geologiset ajanjaksot

    Käytännössä kukaan geologi ei muista likikään kaikkien maapallon geologisten ajanjaksojen järjestystä tai summittaistakaan ikää – hyvä jos viimeiseltä puolelta miljardilta vuodelta saa edes kaudet ja sitä vanhemmalta ajalta maailmankaudet järjestykseen ja suunnilleen oikeaan sataan miljoonaan vuoteen osumaan.

    Kuussa ajanlaskukin on paljon helpompaa, sillä Kuun geologisia kausia on vain viisi. Niiden absoluuttisista, siis vuosissa mitattavista ijistä ei pahemmin tarvitse välittää, sillä kukaan ei varmasti tiedä, milloin mikäkin kausi alkoi. Kaikille kausille ei edes pystytä sanomaan mitään tiettyä tapahtumaa, joka olisi päättänyt tai aloittanut kyseisen kauden. Vanhimmasta nuorimpaan Kuun geologiset kaudet ovat prenektarinen, nektarinen, imbrinen, eratostheeninen ja kopernikaaninen kausi. Helpompaa kuin heinänteko.

    Monessa mielessä Kuun kiinnostavin geologinen kausi, imbrinen kausi, on jaettu kahteen epookkiin. Varhaisimbrinen epookki ja samalla koko imbrinen kausi alkoi, kun Imbriumin törmäysaltaan heittele osui Kuun pintaan. Se puolestaan päättyi, kun Orientalen törmäysaltaan vimeisetkin heitteleet olivat kerrostuneet. Tämän jälkeen alkoi myöhäisimbrinen epookki.

    Muita epookkeja tai lyhyempiä ajanjaksoja Kuulle ei ole määritelty, joten kokonaisuutena Kuun ajanlasku on hyvin yksinkertaista. 1980-luvun jälkeen Kuun geologisiin ajanjaksoihin ei ole tehty muutoksia eikä erityisen vakavasti otettavia muutosehdotuksiakaan, joten tilanne on ollut jo pitkään hyvin vakaa.

    Muutama viikko sitten kuitenkin uutisoitiin, että antroposeeni olisi syytä julistaa alkaneeksi myös Kuussa. Juttujen taustalla oli arkeologi Justin Holcombin yhdessä kollegoidensa kanssa Nature Geoscience -lehdessä julkaisema vahvasti maksumuurin takana oleva mielipidekirjoitus The case for a lunar anthropocene.

    Holcombin ja kumppaneiden pääajatuksena on, että ihmiskunta alkoi muokata Kuuta yöllä 13.–14.9.1959, kun Neuvostoliiton Luna 2 -luotain törmäsi jonnekin Palus Putredinisin eli Mätänemisen suon pohjoisosiin tai kenties Archimedes ja Autolycus -kraattereiden välimaastoon. Siksi Kuun antroposeeni alkoi heidän mukaansa tuolloin.

    Holcombin ryhmän mukaan Kuun antroposeenin määrittelyn tavoitteena olisi ihmisen Kuuhun kohdistaman toiminnan tutkimisen helpottaminen. Tällähän ei ole kovinkaan paljon tekemistä niiden perusteiden kanssa, joiden pohjalta geologisia ajanjaksoja pitäisi määritellä. Geologisten ajanjaksojen pitäisi ensinnäkin olla globaaleja. Vaikkapa liitukauden ja paleogeenikauden raja pitää olla erotettavissa maapallolla kaikkialla, missä tuolloin 66 miljoonaa vuotta sitten kerrostui sedimenttikiviä, jotka ovat säilyneet tähän päivään asti isommin muuttumatta.

    Kuvan yläreunassa oleva 96-kilometrinen Copernicus ja etualalla oleva 19-kilometrinen Pytheas ovat esimerkkejä Kuun nuorimmista, kopernikaanisella kaudella syntyneistä kraattereista. Päättyikö kopernikaaninen kausi todellakin syyskuussa 1959? Pohjoinen alhaalla. Kuva: NASA / Apollo 17 / LPI / AS17-M-2444. Lievä muokkaus: T. Öhman.

    Ollakseen globaali, tapahtuman pitää myös oikeasti olla merkittävä. Tämä pätee niin maapallolla kuin Kuussakin. Vaikka osa Kuun ajanjaksojen rajapyykeistä onkin heikosti määriteltyjä, Imbriumin (halkaisija noin 1300 km), Orientalen (940 km) ja nektarisen kauden aloittaneen Nectariksen törmäysaltaan (890 km) synnyt muodostivat hyvin laajoja kerrostumia, jotka antavat mahdollisuuden niiden globaaliin korrelointiin.

    Maapallon geologisia ajanjaksoja määriteltäessä tarvitaan tyyppipaikka (Global Boundary Stratotype Section and Point, GSSP), jossa kyseisen ajanjakson ja etenkin sen alun kivet ovat erityisen hyvin nähtävissä. Kuussa moinen ei tietenkään (vielä) ole mahdollista, mutta periaatteiden pitäisi silti olla samankaltaisia kuin Maassa.

    Ehdotus Kuun antroposeenista ei  onnistu täyttämään oikein mitään geologiselta ajanjaksolta vaadittuja kriteerejä. Ensinnäkään Luna 2:n synnyttämää kraatteria ei ole löydetty. Se olisi luultavasti parin–kolmenkymmenen metrin läpimittainen kuoppa, jota ympäröivät ehkäpä jokusen sadan metrin mittaiset säteet. Muutaman kilometrin päässä siitä Kuuta tutkiva astronautti ei näkisi minkäänlaisia vaikutuksia Luna 2:n törmäyksestä, eikä niitä todennäköisesti erottuisi hänen keräämissään näytteissäkään, vaikka niitä syynättäisiiin tarkimmilla maanpäällisillä tutkimuslaitteilla. Vähänkään etäämmällä minkäänlaiset havaittavat vaikutukset Luna 2:n törmäyksestä, olkoonpa ne sitten morfologisia, geologisia, geokemiallisia tai geofysikaalisia, ovat mahdottomia. Ajatus, että tällainen tapahtuma voisi aloittaa uuden Kuun geologisen aikakauden, on siis täysin absurdi.

    Holcomb ja kollegat eivät ole ehdotuksessaan myöskään erityisen tarkkoja. Lyhyen kirjoituksensa alussa he antavat ymmärtää, että Kuun antroposeenin tulisi olla uusi kausi eli period: ”At the end of the Copernican period, human activity began. The record of lunar surface disturbance by humans marks a new period of geomorphic change that will only increase as the new space race begins in earnest.” Jutun lopussa on kuitenkin toinen ääni kellossa, ja he puhuvatkin kautta lyhyemmästä ajanjaksosta eli epookista: “One way to facilitate these discussions is by establishing a new geologic epoch – a Lunar Anthropocene – that draws attention to our role as geomorphic agents on the Moon.” Tällainen sekoilu ei ole omiaan lisäämään heidän ehdotuksensa uskottavuutta.

    Entäpä Mars?

    Holcombin ja kumppaneiden idea Kuun antroposeenista ei ole uusi. Arkeologi Alice Gorman  on kirjoitellut aiheesta jo kymmenkunta vuotta. Hän tosin ainakin Archaeology of the Anthropocene –lehdessä julkaistussa kirjoituksessaan The Anthropocene in the Solar System menee Holcombin ryhmääkin pidemmälle. Gormanille antroposeeni ei ole vain geologinen aikakausi, vaan kosmologisen mittakaavan ilmiö: ”The anthropocene is more than just a new geological era: the archaeologist’s lens reveals it to be a cosmological phenomenon.” Jonkinlaiselle kevytversiolle täydellisen suhteellisuudentajun kurimuskierteestä olisi töitä.

    Holcombin ryhmän ja Gormanin ajatukset olisivat hieman helpommin hyväksyttävissä vakavan keskustelun lähtökohtina, jos he olisivat Kuun tai koko kosmoksen sijasta keskittyneet Marsiin. Neuvostoliiton Mars 2 -alus mötkähti 27.11.1971 huomattavasti liian lujaa jonnekin Hellaksen törmäysaltaan länsipuolelle. Mars 3 puolestaan onnistui laskeutumisessaan Ptolemaeus-kraatteriin jo 2.12.1971 ja lähetti ensimmäisen signaalin Marsin pinnalta.

    Kuussa ei juurikaan ole esiintymisen edellytyksiä maapallolta tutun elämän kaltaiselle ilmiölle. Marsissa tilanne on aivan toinen. Vettä on roudan muodossa lähellä pintaa lähes kaikkialla ja kesäisinä iltapäivinä saattaa etelärinteillä lämpötila paikoin kohota jopa plussan puolelle. Vaikka Marsin kaasukehä on ohut, se on kuitenkin olemassa. Se myös silloin tällöin kietoo koko planeetan pölymyrskyjen ruosteiseen vaippaan.

    Jo ensimmäiset neuvostolaskeutujat kuten myös myöhemmät Mars-mönkijät ja -laskeutujat steriloitiin, jottei maapallon elämä saastuttaisi Marsia. Nykyisin kuitenkin tiedetään, että moderneimpienkin mönkijöiden mukana lähtee väkisinkin Maan bakteereja ja viruksia kohti Marsia. 1970-luvulla alusten sterilisaatio on luultavasti ollut nykyistä tehottomampaa. Näin ollen Marsiin on ainakin lähetetty elämää. Matka Maasta Marsiin on kuitenkin onneksi erittäin tehokas sterilisaattori, joten on epätodennäköistä, että Marsiin on mitään enää elossa olevaa päätynyt. Varmoja tästä ei kuitenkaan voida olla.

    Näinpä onkin periaatteessa mahdollista, että olemme jo alkutalvella 1971 jättäneet Marsiin pysyvän, globaalin jälkemme. Mars 2:n ja 3:n laskeutumisen aikaan Marsissa oli nimittäin meneillään suurin koskaan havaittu pölymyrsky. Niinpä ei voida sulkea pois sitä teoreettista mahdollisuutta, että Maan elämää levisi jo tuolloin ympäri Marsia ja se löysi jostain mukavan kolon, josta se on sittemmin levittäytynyt yhä laajemmalle alueelle. Leviämään lähtevä Maan elämä Marsissa näkyisi Marsin kerrostumissa ja antaisi perusteet päättää nykyinen amatsoninen kausi ja aloittaa uusi Marsin antroposeenikausi. En tietenkään usko enkä vallankaan toivo, että näin on päässyt käymään, mutta ajatus Marsin antroposeenista on joka tapauksessa paljon perustellumpi kuin Kuun antroposeeni.

    Kuun suojelu

    Mielenkiintoista on, että Kuun ja aurinkokunnan antroposeenia ovat julkisuuteen tuoneet lähinnä arkeologit, eivät suinkaan geologit, joiden hommia geologisten ajanjaksojen määrittäminen kuitenkin on. Etenkin Holcombin ryhmän ulostulo vaikuttikin lähinnä julkisuustempulta. Sekavasti muotoiltuna ja heikosti perusteltuna se ei edes ollut kovin onnistunut julkisuustemppu muuten kuin tietysti siinä mielessä, että siitä kirjoittivat niin isot kansainväliset tiedotusvälineet kuin pahaiset blogistitkin.

    Sinänsä aurinkokunnan arkeologia on tarpeellinen tieteenala. Käynnissä oleva uusi kilpajuoksu Kuuhun vain korostaa sitä, että muilla taivaankappaleilla sijaitsevien ihmistoiminnan merkkien arkeologinen suojelu olisi otettava vakavasti. Tällä hetkellä kuka tahansa voi halutessaan ja kyetessään mennä vaikkapa Apollo 11:n laskeutumispaikalle sotkemaan ensimmäisen kuukävelyn jäljet ilman mitään laillisia tai taloudellisia seuraamuksia.

    Ihmisen vaikutus Kuun äärimmäisen herkkään ympäristöön on myös ihan oikeasti merkittävä huolenaihe. Onneksi tästä ovat geologit muutaman viime vuoden aikana pitäneet yhä enenevässä määrin ääntä. Esimerkiksi Science-lehden joulukuun ensimmäisen päivän numerossa oli mainio pieni artikkeli uhkasta, jonka hallitsematon ryntäys Kuuhun aiheuttaa. Kaikki haluavat päästä käsiksi Kuun napa-alueiden vuosimiljardien aikana kertyneeseen vesijäähän, mutta robottilaskeutujat ihmisistä puhumattakaan saastuttavat väistämättä jäänäytteet. Hätäilyllä ja tumpuloinnilla voidaan hetkessä tuhota täysin korvaamaton tieteellinen tutkimusaineisto.

    Tähtitieteilijöillä ja planeettageologeilla ei useinkaan ole järin paljon yhteistä, mutta huolen Kuun tärvelemisestä he jakavat. Kuun ainutlaatuinen ympäristö tarjoaa tähtitieteilijöille tutkimusmahdollisuuksia, joita ei tällä hetkellä nähtävissä olevalla teknologialla pystytä saavuttamaan missään muualla. Tutuin näistä on Kuun etäpuolen radiohiljaisuus, joka mahdollistaisi esimerkiksi varhaisen maailmankaikkeuden tutkimisen täysin ennennäkemättömällä tarkkuudella. YK:n alainen Kansainvälinen televiestintäliitto ITU määritteli kyllä jo vuonna 1971 Kuun etäpuolen radiohiljaiseksi alueeksi nimenomaan radiotähtitiedettä silmällä pitäen. Sen säännöt kuitenkin kaipaisivat pikaista päivitystä, eikä YK ole tunnettu nopeasta ja tehokkaasta toiminnastaan. Ja vaikka Kuuhun suunniteltu Nokian kännykkäverkko ottaisikin huomioon tähtitieteilijöiden toiveet, Kuuta kiertävät luotaimet valskaavat väkisinkin radiosäteilyä, joka tärvelee Kuun rauhan.

    Radioteleskooppien lisäksi Kuu tarjoaa erinomaiset mahdollisuudet sijoittaa myös infrapunakaukoputkia. Samaiset pimeät kraatterit, joista halutaan louhia vesijäätä, ovat myös aurinkokuntamme kylmimpiä tunnettuja paikkoja. Kuten Webb-avaruusteleskooppi on osoittanut, infrapunakaukoputken pitäminen riittävän kylmänä on teknisesti erittäin haastavaa eikä nykytekniikalla onnistu kovinkaan pitkään. Monelta ongelmalta säästyttäisiin, jos infrapunakaukoputki rakennettaisiin johonkin hyiseen kraatteriin. Se vain ei onnistu, jos kraatterista on tehty avolouhos.

    Paitsi että Kuu on kylmä ja radiohiljainen paikka, se on myös seismisesti hyvin vakaa ympäristö. Tämä on saanut gravitaatioaaltojen tutkijat unelmoimaan Kuuhun sijoitettavasta observatoriosta. Maassa gravitaatioaaltojen tutkimista haittaavat mm. maanjäristykset, valtamerten mainingit, tuulet ja liikenne. Heikkoja kuunjäristyksiä on vähän ja muita mainittuja ongelmia Kuussa ei ole. Jos Kuusta kuitenkin tulevaisuudessa louhitaan vaikkapa jäätä tai helium-3:a, vaikeutuu gravitaatioaaltojen tutkimus jatkuvan tärinän myötä merkittävästi.

    Ihminen siis kiistatta vaikuttaa jo tällä hetkellä Kuun herkkään ja tieteellisesti äärimmäisen arvokkaaseen ympäristöön. Mikäli nykyiset suunnitelmat Kuun hyödyntämisestä lähivuosikymmeninä toteutuvat suunnilleenkaan aiotun kaltaisina, ovat tieteelliset menetykset mittavia. Infrapuna- ja gravitaatioaalto-observatoriot voidaan tarvittaessa rakentaa myös avaruuteen ja tulevaisuuden tekniikalla tämä voi olla jopa parempi vaihtoehto kuin aina hieman tärisevä Kuu. Etäpuolen radiohiljaisuus ja vielä toistaiseksi puhtaina säilyneet jääesiintymät ovat kuitenkin ainutlaatuisia, eikä niitä näin ollen voi korvata millään. Tässä mielessä on hyvin tervetullutta, että arkeologit nostavat esiin ihmistoiminnan vaikutukset Kuussa ja muilla planeetoilla. Aurinkokunnan antroposeenista puhuminen on kuitenkin pahasti ennenaikaista.

    On kiinnostavaa, että Kuun tai aurinkokunnan antroposeenista puhuvat arkeologit haluavat nimenomaan uuden geologisen ajanjakson. Arkeologeilla kun kuitenkin on omakin tapansa pilkkoa aikaa, eli ihmisen (esi)historian teknologinen jaottelu kivi-, pronssi- ja rautakausiin erilaisine alajaotteluineen. Sille ominaista on, että toisin kuin geologiset ajanjaksot, arkeologiset kaudet eivät alkaneet samaan aikaan kaikkialla. Esimerkiksi rautakausi käynnistyi Lähi-idässä ehkäpä 1200 eaa., mutta täällä Suomessa vasta seitsemisensataa vuotta myöhemmin.

    Vastaavalla teknologiaan perustuvalla logiikalla voisi yrittää luokitella Kuun arkeologisia kausia. Kuun lähipuolen päiväntasaajan tuntumassa elettiin törmääjien hallitsemaa lunakautta vuosina 1959–1965. Laskeutumisalusten lyhyt surveyorkausi koettiin vuosina 1966–1968. Näytteiden hakemiseen keskittynyttä mutta myös ensimmäiset mönkijät sisältänyttä apollokautta elettiin vuosina 1969–1976. Oceanus Procellarumin pohjoisosassa se tosin saavutettiin vasta vuonna 2020. Varsinainen mönkijöiden aika eli chang’e-kausi alkoi lähipuolella vuonna 2013, etäpuolella vuonna 2019 ja eteläisillä ylängöillä vuonna 2023. Etelänavan ympäristössä eletään vasta lunakautta, joka siellä alkoi vuonna 2009.

    En tietenkään väitä, että tällaisessa Kuun arkeologisessa aikajaottelussa olisi pahemmin järkeä tai että sille olisi mitään varsinaista tarvetta. Vaikka itse sanonkin, on tämä kuitenkin huomattavasti loogisemmin perusteltu kuin Kuun vuonna 1959 alkanut geologinen antroposeeni, tai antroposeeni kosmologisena ilmiönä (mitä ikinä se sitten pohjimmiltaan tarkoittaakaan).

    Mitä tästä kaikesta opimme? Emme varmaan mitään hyödyllistä, enkä usko saavani tämän perusteella edes nimeäni lehteen. Ehkäpä tämä kuitenkin toimii jonkinlaisen muistutuksena siitä, että suutarin kannattaisi pysyä lestissään, joskaan ei niin suurella antaumuksella, että päädytään kenkätapahtumahorisonttiin.

    Vastaa

    Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *


    Pirstekartiot muilla taivaankappaleilla?

    30.11.2023 klo 23.16, kirjoittaja
    Kategoriat: Kraatterit , Mars , Meteoriitit , Shokkimetamorfoosi

    Törmäyskraattereiden synty on tyypillisin geologinen prosessi aurinkokunnassamme. Kiven näkökulmasta siinä on kyse šokkimetamorfoosista. Šokkiaalto – ääntä nopeampi ja tavallisissa maapallon sisäisten voimien synnyttämissä prosesseissa muodostuvia maanjäristysaaltoja huomattavasti väkevämpi paineaalto – puristaa kiven kasaan. Šokkiaallon synnyttämä ja sitä seuraava vielä nopeampi niin sanottu purkuaalto puolestaan laajentaa kiveä ja sen mineraaleja äärimmäisen nopeasti. Sitä ei kivikään kestä vaan se posahtaa taivaan tuuliin. Samalla syntyy törmäyskraatteri.

    Alhaisemmassa paineessa, kun kiviaines ei šokkimetamorfoosin seurauksena höyrysty tai sula, siihen syntyy erilaisia šokkimetamorfisia muutoksia. Osa näistä on sellaisia, joita voi muodostua myös tektonisissa tapahtumissa, eivätkä ne näin ollen kelpaa todisteeksi törmäyksestä. Eräät kuitenkin ovat niin erikoislaatuisia, ettei niitä luonnossa tapaa muualla kuin törmäyskraattereissa. Harmillista on, että nämä varmat törmäystodisteet tuppaavat olemaan mikroskooppisia, eikä niiden tunnistaminen ole ihan helppoa.

    On kuitenkin olemassa yksi varma törmäystodiste, jonka voi nähdä ja tunnistaa ihan paljain silmin: pirstekartiot. Maapallolta tunnetaan nykyisin noin 200 törmäyskraatteria ja niistä nelisenkymmentä prosenttia sisältää pirstekartioita. Ne ovat olleet hyvin merkittävässä asemassa myös monia Suomen kraattereita löydettäessä ja tutkittaessa. Oivallisia esimerkkejä tästä ovat Keurusselkä ja Summanen.

    Pirstekartiot muodostuvat kaarevista rakopinnoista. Käytännössä koskaan pirstekartio ei muodosta kokonaista kartiota, vaan ainoastaan suuremman tai pienemmän osan kartion pinnasta. Pintoja koristavat kartion huipun alueelta lähtevät ”harjanteet” ja niiden väliset ”laaksot”, jotka eivät ole yhdensuuntaisia eivätkä teräväreunaisia vaan pyöristyneitä. Nämä piirteet erottavat ne tavallisten tektonisten liikuntojen aiheuttamista haarniskapinnoista (liuku- eli siirrospinnoista). Pirstekartioilla ei myöskään ole haarniskapinnoille ominaista liikesuuntaa osoittavaa portaittaista hammastusta, jonka usein tuntee kun haarniskapintaa sivelee sormella.

    Pirstekartiolohkare kanadalaisen Charlevoix’n kraatterin charnockiitissa. Osa uurteista ja harjanteista on kaareutuvia, ne eivät ole yhdensuuntaisia eikä näytteen pinta ole taso vaan selvästi kaareva. Näytteen pituus on 9 cm. Kuva: T. Öhman.

    Pienimmät tunnistetut pirstekartiot ovat alle sentin läpimittaisia, suurimmat yltävät yli kymmeneen metriin. Oleellinen pirstekartioiden ominaisuus on, etteivät ne ole vain pintakuviointia vaan koko kiven läpäisevä rakenne. Jos pirstekartiota napauttaa kivivasaralla, sen sisältä voikin paljastua toinen, entistä kauniimpi pirstekartiopinta. Useammin tosin tietysti käy niin, että tällöin tulee vain tuhonneeksi näytteensä ja kirottua raskaasti. 

    Kirjoittelin Suomen Geologisen Seuran Geologi-lehden tämän vuoden vitosnumeroon jutuntapaisen pirstekartioista, niiden tutkimushistoriasta maailmalla ja Suomessa, sekä eräistä niihin liittyvistä ongelmista. Siksipä tarkempia pirstekartiokuvauksia ja valokuvia kaipaavan kannattanee lukaista se, eikä tässä yhteydessä liene tarpeen uppoutua sen syvemmälle pirstekartioiden varsinaiseen olemukseen. Sen sijaan tässä on hyvä tilaisuus pohdiskella kysymystä, joka oli pakko Geologin sivuilta jättää tilanpuutteen vuoksi pois: jos kerran pirstekartiot eivät maapallon törmäyskraattereissa ole mitenkään erityisen harvinaisia ja törmäyskraattereita esiintyy aurinkokunnassamme Merkuriuksesta Arrokothiin, onko pirstekartioita muilla taivaankappaleilla?

    Robert Dietz ja meteoriittien rakopinnat

    Tärkein yksittäinen tutkija, joka toi väsymättömällä työllään esille pirstekartioiden merkityksen törmäyskraatterien tutkimuksessa oli Robert Sinclair Dietz (1914–1995). Hänen seikkailuistaan Maan pirstekartioiden parissa kirjoittelin Geologi-lehden jutussa, joten ne voidaan nyt sivuuttaa.

    Dietz on parhaiten tunnettu yhtenä ensimmäisistä tutkijoista, jotka oivalsivat valtamerten levenevän keskiselänteiden kohdalla. Edelleen käytetty englannin termi sea floor spreading on peräisin hänen vuonna 1961 Naturessa julkaisemastaan artikkelista. Dietz oli siis keskeinen hahmo kehityksessä, joka johti maapallon geologian tärkeimmän opinkappaleen eli laattatektoniikkateorian syntyyn. Hän tutki merigeologiaa laajemminkin kartoittaen muun muassa merenalaisia kanjoneita ja merivuoria. Dietz esimerkiksi nimesi Havaijin saariryhmän merenalaisena jatkeena olevan Emperor Seamounts -ketjun ja oli mukana maineikkaan batyskafi Triesten tutkimussukelluksilla. Etelämannerta hän oli tutkimassa amiraali Richard E. Byrdin mukana vuosina 1946–47.

    Robert S. Dietz vuonna 1961. Kuva: University of California, San Diego. Digital Collections.Collection: Scripps Institution of Oceanography Photographs, Public Domain / Wikimedia Commons.

    Dietz oli myös yksi varhaisimmista vakavasti otettavista tutkijoista, joka ymmärsi Kuun kraattereiden olevan törmäyssyntyisiä. Vuonna 1946 hän julkaisi aiheesta kaksikin artikkelia, joissa myös vertaili Kuun kraattereita pirstekartioiden avulla tunnistamiinsa Maan törmäyskraattereihin. Nuo artikkelit olivat kuitenkin aivan liiaksi aikaansa edellä, joten ne unohdettiin vuosikymmeniksi.

    Dietz oli monipuolinen ja intohimoinen tutkija, joka ei eläkepäivilläänkään 1980- ja 90-luvuilla malttanut olla hissukseen. Hän jatkoi tutkimustöitään, mutta aloitti myös aktiivisen ja julkisen kreationismin vastustamisen. Silläkin saralla Dietzille riittäisi töitä edelleen.

    Dietz on maailman ainoa geotieteilijä, jonka kunniaksi on nimetty jyrkänne Etelämantereella (Dietz Bluff, joka tosin Dietzin omien sanojen mukaan on vuori), merivuori Tyynen valtameren pohjassa (Dietz Tablemount, tunnetaan myös nimellä Dietz Guyot) ja asteroidi pääasteroidivyöhykkeellä Marsin ja Jupiterin kiertoratojen välimaastossa (Carolyn Shoemakerin löytämä 4666 Dietz, jolla saattaa olla kaksi kuuta). Eipä tuollaista sarjaa taida monella muunkaan alan edustajalla olla.

    1960-luvulla Dietz alkoi tutkia, olisiko meteoriiteissa pirstekartioita. Niissä oli jo vuosisadan alkupuolella kuvattu viiruisia pintoja, jotka oli tulkittu haarniskapinnoiksi. Dietz ei kuitenkaan ollut tästä tulkinnasta alkuunkaan vakuuttunut. Hän kävi läpi kuusi suurta meteoriittikokoelmaa Yhdysvalloissa, Englannissa, Intiassa ja Neuvostoliitossa etsien mahdollisia pirstekartioita. Lopputulos valitettavasti oli, ettei Dietzin haaviin tarttunut yhtään varmaa pirstekartiometeoriittia.

    Yhdessätoista meteoriittinäytteessä* Dietz kuitenkin havaitsi selkeitä rakopintoja, jotka eivät hänen mukaansa näyttäneet haarniskapinnoilta. Hänen tulkintansa mukaan kyseessä ovat šokkimetamorfoosin synnyttämät raot, jotka ovat läheistä sukua pirstekartioille.

    Kaikki Dietzin havainnot olivat tavallisista kondriittisista kivimeteoriiteista (H-, L- ja LL-tyypin kondriiteista). Kuten hän itsekin totesi, ne eivät ole kivilajeina otollisimpia pirstekartioiden synnylle ja havaitsemiselle, etenkään kun saatavilla olevat näytteet ovat yleensä väkisinkin pieniä.

    Koska Dietzin lyhyt artikkeli ei sisältänyt kuvia eikä tarkkoja kuvauksia, jälkikäteen on tietenkin mahdotonta sanoa varmasti, mitä hänen mainitsemansa rakopinnat oikeastaan ovat. Jälkipolvet ovat suosineet Dietzin itsensä harjoittamaa kriittistä linjaa, eikä Dietzin saavutuksiin näin ollen lasketa pirstekartioiden löytämistä meteoriiteista.

    Maapallon pirstekartioihin kuitenkin liittyy ainoastaan englanninkielisellä nimellä multiply striated joint sets ­(MSJS) tunnettu rakoiluilmiö, johon on alettu kiinnittää enemmän huomiota vasta viime vuosikymmeninä. MSJS-rakopinnat poikkeavat pirstekartioista lähinnä siten, etteivät MSJS-pinnat ole kaarevia vaan kutakuinkin tasomaisia, ja yksittäisellä pinnalla olevat laaksot ja harjanteet voivat olla lähes yhdensuuntaisia. Onkin houkuttelevaa ajatella, että Dietzin havaitsemat rakopinnat olisivatkin saattaneet olla MSJS-pintoja. Ainakaan minun tietääkseni kukaan ei kuitenkaan ole käynyt läpi Dietzin mainitsemia meteoriittinäytteitä tästä näkökulmasta, vaikka kyseessä olisi erittäin kiinnostava kysymys niin tieteelliseltä kuin tieteenhistorialliseltakin kannalta.

    2000-luvun havainnot meteoriittien pirstekartioista

    Dietzin 1960-luvun tutkimusten jälkeen kiinnostus meteoriittien mahdollisia pirstekartioita kohtaan näyttää kadonneen hämmästyttävän tehokkaasti. Vasta vuonna 2012 aikoinaan Dietzin kanssa runsaasti yhteistyötä tehneen John F. McHonen vetämä ryhmä raportoi kokousjulkaisussa ensimmäiset laajalti varmoina pidetyt pirstekartiot meteoriiteista.

    McHone kollegoineen löysi kaksi pirstekartiometeoriittia. Molemmat Luoteis-Afrikasta löydetyt meteoriitit kulkevat nimellä NWA 869. NWA 869 on käytännössä ryhmänimi, joka sisältää yli kaksi tonnia meteoriitteja, joiden tarkkaa löytöpaikkaa ei tunneta ja joka sisältää useita eri aikoihin pudonneita meteoriitteja. Pirstekartiot löytyivät 40 kg:n bulkkierästä.

    Molemmat pirstekartiometeoriitit ovat tavallisia kondriitteja. Kivistä suurempi on H-tyypin kondriitti (H4–5), painaa 1,74 kg ja on mitoiltaan noin 15 x 9 x 9 cm. Pienemmän pirstekartion strategiset mitat ovat 851 g ja noin 2 x 4 x 4,5 cm. Se on L-tyypin kondriitti (L5). Se ei McHonen kokousjulkaisun kuvassa ole aivan yhtä vakuuttavan näköinen kuin suurempi pirstekartio, mutta itse ainakin olen valmis uskomaan molempien aitouteen. Koska meteoriitit ovat eri tyyppejä, ovat ne myös mitä suurimmalla todennäköisyydellä peräisin eri emäkappaleilta.

    McHonen ryhmän tuloksista innostuneina Wienin maineikasta meteoriittikokoelmaa pengottiin pirstekartioiden toivossa. Vuonna 2013 Ludovic Ferrière kollegoineen julkaisikin valitettavasti kuvattoman kokousabstraktin, jossa he totesivat Ybbsitz– ja Zavid-meteoriittien sisältävän pirstekartioita. Nämäkin ovat hyvin tavallisia kivimeteoriitteja – Ybbsitz on H-kondriitti (H4) ja Zavid L-kondriitti (L6).

    Nykypäivänähän pelkkä maininta siitä, että löysi pirstekartioita, ei riitä minkäänlaiseksi todisteeksi aiheesta. Mutta koska Ferrière ja abstraktissa mukana ollut Christian Koeberl itse ovat kirjoittamassa kansainvälisiä sääntöjä siitä, mikä kelpaa pirstekartioksi ja mikä ei, sallittakoon heille omista säännöistään poikkeaminen, vallankin kun kumpainenkin kuuluu maailman johtavien pirstekartio- ja törmäyskraatteriasiantuntijoiden joukkoon. Ja sitä paitsi ”älkää tehkö niin kuin minä teen vaan tehkää niin kuin minä sanon” on tieteessäkin toimivaksi havaittu periaate.

    Itse en ole ainakaan huomannut, että näiden neljän tapauksen lisäksi muita luotettavahkoina pidettäviä raportteja pirstekartioista meteoriiteissa olisi julkaistu. Varmasti niitä kuitenkin tälläkin hetkellä meteoriittikokoelmissa on. Meteoriittien ikävä puoli vain on, että niiden emäkappaleita ei yleensä tunneta. Oikein mukavaa olisikin, jos vaikkapa Marsista löydettäisiin näyttäviä pirstekartioita.

    Marsin ventifaktit

    Apollo-astronautit eivät havainneet Kuussa pirstekartioita, eikä sellaisia ole Apollo-, Luna- tai Chang’e-näytteistä sen paremmin kuin Kuusta peräisin olevista meteoriiteistakaan löydetty. Marsin osalta tilanne on kuitenkin sikäli toinen, että Curiosity-mönkijän kuvissa on ehdotettu olevan mahdollisia pirstekartioita.

    Parissa alan kirjallisuudessakin esitellyssä Curiosityn kuvassa näkyy heikosti viiruisia hieman kartiomaisia kiviä. Julkaistujen (ja oletettavasti myös parhaiden saatavilla olevien raakakuvien) erotuskyky vain on varsin vaatimaton. Nämä pirstekartioehdokkaat eivät missään tapauksessa läpäise kriittistä tarkastelua.

    Curiosityn 44:nä laskeutumisensa jälkeisenä Marsin vuorokautena eli solina ottama kuva. Keskellä olevassa kartiomaisessa kivessä näkyy heikkoa viiruisuutta, jonka on toiveikkaasti tulkittu edustavan pirstekartion tyypillistä kuviointia. Todennäköisemmin kyseessä on kuitenkin tavallinen tuulen kuluttama ventifakti. Tästä ja seuraavasta kuvasta on vain hitusen paremmat versiot nähtävissä maksumuurin takana olevassa Horton E. Newsomin johdolla kirjoitetussa artikkelissa. Kuva: NASA / JPL-Caltech / Malin Space Science Systems / Curiosity / 0044ML0001990000102057E01 / T. Öhman.
    Curiosityn sol 53:na ottama kuva pitkänomaisesta kivestä, jonka etuosassa on tulkittu olevan mahdollisia heikkoja viitteitä pirstekartiosta. Todennäköisemmin tässäkin tapauksessa kyse on kuitenkin vain ventifaktista. Kuva: NASA / JPL-Caltech / Malin Space Science Systems / 0053ML0002440220102242E01 / T. Öhman.

    Todennäköisempi selitys Curiosityn kuvaamille etäisesti pirstekartiota muistuttaville kiville ovat ventifaktit. Ne ovat aavikko-olosuhteissa tyypillisiä tuulen kuljettaman hiekan kuluttamia kiviä tai kallioita. Vaikka Marsin kaasukehä on erittäin ohut, se on kuitenkin riittävän paksu kuljettamaan hienorakeista kiviainesta mukanaan ja tarpeeksi pitkän ajan kuluessa synnyttämään erilaisia kulutusmuotoja. Kun tuulet puhaltavat säännöllisesti vain yhdestä suunnasta, syntyy helposti suurempia ja usein pitkänomaisia yardangeja sekä kartiomaisia ventifakteja, joilla voi olla uurteinen pinta. Näistä on käytetty englanniksi termiä wind abrasion cone. Ne ovat aiheuttaneet maanpäällisten törmäyskraatterikandidaattien tutkijoillekin ongelmia.

    Tunnetuin ongelmatapaus on Egyptin Gilf Kebir, jonka pyöreähköjen kraatterimaisten rakenteiden ja pirstekartioita muistuttavien ventifaktien uutisointi karkasi vuonna 2006 pahasti käsistä. Pelkkien valokuvien perusteella kiistatta onkin niin, että eräät Gilf Kebirin kartiot muistuttavat erehdyttävästi pirstekartioita. Geologit, joilla ei pahemmin kraatteritutkimustaustaa ollut (eikä ilmeisesti myöskään isommin tietoa ventifakteista), eivät kuitenkaan ilmeisesti missään vaiheessa tutkineet, ovatko kartiomaiset piirteet vain pinnassa vaiko kiven läpikotainen rakenne. Myös kartioiden suuntauksen vallitsevaan tuuleen nähden olisi pitänyt soittaa hälytyskelloja. Toinen asia on, että Gilf Kebiristä julkaistujen artikkelien vertaisarviointi petti pahasti. Kun kaksi vuotta myöhemmin riippumattoman tutkimusryhmän artikkeli Gilf Kebirin pyörylöistä ja kartioista julkaistiin, se ei tietenkään suurempaa huomiota herättänyt muissa kuin kraatteritutkijoissa, sillä ventifaktit ja tuliperäiset painanteet eivät ole järin mediaseksikkäitä.

    Haasteista huolimatta lienee silti vain ajan kysymys, milloin Marsista löydetään ainakin kuvien perusteella vakuuttavia pirstekartioita. Kiviä on kuitenkin mönkijöiden kuvissa paljon, mutta tarkkasilmäisiä, pirstekartiot ja ventifaktit tuntevia Marsiin perehtyneitä geologeja hyvin vähän. Siksipä nyt onkin alettu tutkia, voisiko koneoppimisesta ja neuroverkoista olla apua mönkijäkuvien tutkimisessa.

    Syyskuun Meteoritics & Planetary Science -lehdessä aiheesta julkaistiin itävaltalaistutkijoiden vapaasti luettavissa oleva artikkeli. Kokeissaan he olivat skannanneet maanpäällisiä pirstekartioita ja sitten sijoittaneet näitä pirstekartiokuvia aitoihin näkymiin Marsin pinnalta.

    Toisaalta pirstekartioita oli myös viety Etiopiassa sijaitsevaan Mars-analogia-alueen maastoon ja sitten kuvattu. Koneen tehtäväksi annettiin tunnistaa pirstekartiot kuvista. Vääriä positiivisia tuli ja toisaalta pirstekartioita jäi myös tunnistamatta. Ihmisiä siis edelleen tarvitaan.

    Löydätkö kuvista 20 cm:n läpimittaisen pirstekartion? Kuva (a) on luokiteltu ihmisen havaittavaksi tapaukseksi, (b) puolestaan vaikeaksi ja (c) mahdottomaksi havaita (undetectable). Kyllä se pirstekartio tosin c-kuvastakin äkkiä löytyy kun alkuperäiskuvaa vähänkään tarkemmin katsoo. Näissä kuvissa on Etelä-Afrikan Vredefortin törmäysrakenteen pirstekartio sijoitettu Etiopiaan Danakilin painanteen maastoon. Kuva: Andreas Bechtold et al., 2023. Planetary scientific target detection via deep learning: A case study for finding shatter cones in Mars rover images. Meteoritics & Planetary Science 58(9):1274–1286 / CC BY-NC-ND 4.0 Deed.

    Ensimmäiset tulokset ovat silti lupauksia herättäviä. Lähitulevaisuudessa koneoppiminen ja erilaiset tekoälysovellukset ovat varmasti arkipäivää niin toisten planeettojen pinnalta kuin kiertoradaltakin otettujen kuvien ja muun mittausaineiston tutkimisessa. Onkin mielenkiintoista nähdä, löytääkö ensimmäisen varma(hko)n pirstekartion toisen planeetan pinnalta ihminen vai kone.


    *Dietzin havaitsemat pirstekartioita muistuttavat rakopinnat olivat meteoriiteissa Harrisonville (nykyinen meteoriittiluokitus L6), Kharkov (L6), Khohar (L3.6), Long Island (L6; kahden eri kokoelman näytteissä), Merua (H5), Monroe (H4), Pultusk (H5), Queen’s Mercy (H6), Vavilovka (LL6) ja Zovnevy Khutoz, jota tosin ei ainakaan sillä nimellä nykyluetteloista löydy.

    Vastaa

    Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *


    Reiner Gamma ja Kuun kiehkuroiden topografia

    28.11.2023 klo 09.00, kirjoittaja
    Kategoriat: geofysiikka , Historia , Kuu , Nimistö

    Kuun pinnalla näkyy eri kokoisten törmäyskraattereiden, koostumukseltaan ja iältään vaihtelevien laavakenttien, tektonisten rakenteiden ja melko harvalukuisten tulivuorten lisäksi muutamissa paikoissa myös kirkkaita  mutkittelevia kuvioita, joista ei oikein tahdo saada otetta. Kyseessä ovat kiehkurat (engl. swirls), joita pyörteiksikin on Suomessa kutsuttu. Ne ovat satojen kilometrien alueille leviäviä, hieman kiharaista hiuskiehkuraa muistuttavia tummempien ja vaaleampien vyöhykkeiden muodostamia rajoiltaan aika epämääräisiä muotoja. Ne ovat harvinaisia, sillä niitä ei ole havaittu missään muualla kuin Kuussa, eikä Kuustakaan ole löydetty kuin yksitoista kiehkura-aluetta. Kukaan ei myöskään ole varma siitä, kuinka kiehkurat syntyvät.

    Kiehkuroista kiistatta kuuluisin on Oceanus Procellarumin eli Myrskyjen valtameren länsireunan tuntumassa sijaitseva, selväpiirteisimmiltä osiltaan hieman nuijapäätä tai brittiläisen kuututkija Thomas Gwyn Empy Elgerin (1836–1897) mukaan munniharppua muistuttava Reiner Gamma.

    Reiner Gamma sijaitsee Myrskyjen valtameren läntisessä osassa ja näkyy helposti kiikarillakin pienenä kirkkaana täplänä. Viiva osoittaa Reiner Gamman selväpiirteisimpään ja kirkkaimpaan keskiosaan.
    Kuva: Virtual Moon Atlas / LRO WAC / ASU / NASA / T. Öhman.
    Reiner-kraatteria ympäröivällä basalttitasangolla sijaitsevan kirkkaan Reiner Gamman soikeasta keskiosasta lähtee yläoikealle pitkä mutkitteleva häntä. Myös keskustasta alavasemmalle ja kuvan alareunaan asti ulottuvat kirkkaat läiskät ja kaaret kuuluvat Reiner Gammaan. Vasemmassa ylänurkassa ovat kraatterit Galilaei A ja Galilaei. Pohjoinen on ylhäällä, länsi vasemmalla.
    Kuva: NASA / ASU / LRO WAC / QuickMap / T. Öhman.

    Reiner Gammasta ja sen topografiasta ilmestyi aiemmin tässä kuussa uusi mielenkiintoinen artikkeli. Sen keskeiset tulokset tiivistyvät kuitenkin niin lyhyeen, ettei pelkästään siitä kehtaa yhtä blogitekstiä kirjoittaa. Onneksi(?) Reiner Gamma suo kuitenkin mahdollisuuden harhailla hetkisen kuuhistorian hämyssä. Pelkästään modernista kuututkimuksesta kiinnostuneiden kannattaa suosiolla hypätä suoraan jutun loppupuolelle.

    Reiner Gamman monet nimet

    Reiner Gamma on tunnettu ja sitä on myös ihmetelty vuosisatoja. Tiettävästi ensimmäisen nimen sille antoi Michael van Langren (1598–1675). Vuonna 1645 julkaistussa kuukartassaan hän kutsui sitä tuolloin vielä eläneen ja matemaatikkona toimineen ranskalaisen Ismaël Boulliaun (1605–1694) kunniaksi nimellä Bullialdi. Van Langrenin käyttämistä nimistä kuitenkin vain kolme on säilynyt tähän päivään saakka samoilla sijoillaan. Kuun nykynimistön isä  Giovanni Battista Riccioli (1598–1671) siirsikin vuonna 1651 Bullialdin nykyiselle paikalleen ja vaihtoi kirjoitusasun Boulliaun latinalaistettuun muotoon Bullialdus.

    Syistä, jotka lienevät hävinneet historian pölyisimmille ullakoille (tai joita minä en nyt vaan satu muistamaan), Riccioli päätti Boulliaulta vapautuneella paikalla tehdä kunniaa itselleen Galileo Galileille (1564–1642): kiehkuran nimeksi tuli Galilaeus. Riccioli oli paitsi tähtitieteilijä, myös jesuiittapappi. Tieteenhistorioitsijat ovatkin tavanneet ajatella, että Riccioli ikään kuin virkansa puolesta sijoitti kirkon oppeja vastaan haranneet maailmankuvan keikauttajat Kopernikuksen, Keplerin ja Galilein kärvistelemään Myrskyjen valtamerelle. Riccioli oli kuitenkin tietysti myös erittäin oppinut mies, joten samaisen ajatuskulun mukaan hän kuitenkin sisimmässään ymmärsi aurinkokeskisen maailmankuvan ylivertaisuuden vaikka kirjoituksissaan tietysti kopernikanismia vastustikin ja siksi antoi Kopernikukselle ja Keplerille kirkkaiden ja pitkien säteiden ympäröimät, hienosti ympäristöstään erottuvat kraatterit.

    Tähän viehättävään mutta kieltämättä hiukan huuruiseen ideaan ei kuitenkaan sovi, että Reiner Gamma, siis Galilaeus, ei erikoisuudestaan huolimatta ole vähäisellä suurennuksella tarkastellen mitenkään silmiinpistävä piirre Kuun pinnalla. Vaan ehkäpä Riccioli halusikin valinnallaan korostaa Galilein ainutlaatuista roolia ensimmäisenä Kuuta julkisesti kaukoputkella tutkineena tähtitieteilijänä? Vai pääsikö Ricciolin pappispuoli voitolle, ja katolisen kirkon opeille eniten harmia aiheuttanut tähtitieteilijä sai siksi niin vaatimattomalta näyttävän kohteen nimiinsä?

    Nimi Galilaeus pysyi Kuun kartoilla noin 185 vuotta. Vuosina 1834–1836 ilmestyi kuitenkin saksalaisten Wilhelm Beerin (1797–1850) ja Johann Mädlerin (1794–1874) käänteentekevä neliosainen kartta Mappa Selenographica. Sitä kannattaa käydä ihastelemassa aina kun Helsingin yliopiston observatoriomuseolla piipahtaa. Beer ja kartoitustyöstä suurimman vastuun kantanut Mädler sysäsivät Galilein aiemmalta paikaltaan 150 km luoteeseen ja antoivat aika mitäänsanomattomalle 16-kilometriselle kraatterille nimen Galiläi (nykyisin Galilaei).

    Beer ja Mädler olivat viehtyneet maanmiehensä Johann Schröterin vuonna 1791 esittelemään käytäntöön nimetä kirkkaita läiskiä tai vuorenhuippuja (tai vallankin Schröterin alkuperäisessä systeemissä, melkeinpä mitä vain) kreikkalaisilla aakkosilla. Heidän kartassaan Reiner Gamma saikin lähes nykyisen nimensä, eli Reiner γ (pieni gamma). Nimi tuli läheisestä jo Ricciolin nimeämästä Reinerin kraatterista (Ricciolilla muodossa Reinerus), joka kunnioitti Galilein oppilasta Vincenzio Renieriä (1606–1647). Brittiläinen Edmund Neison (1849–1940) puolestaan päätti vuonna 1876 omassa The Moon -teoksessaan pistää hieman Beeriä ja Mädleriä paremmaksi ja antoi samalle kohteelle nimen Reiner Γ (iso gamma). 1800-luvulla kirjainten valinnassa ei ollut mitään varsinaista logiikkaa, joten Beerin, Mädlerin ja Neisonin syytä kutsua Reinerin viereistä kiehkuraa juuri gammaksi voi vain arvailla. Olisiko taustalla kummitellut vielä Galilein haamu?

    Suunnilleen kuvan keskellä on kraatteri Galiläi eli nykyinen Galilaei, siitä ylävasemmalle Reiner. Reineristä alaoikealle näkyy vaaleana alueena Reiner Gamma (γ).  Huomaa, että γ on merkitty Reinerin puolelle Reiner Gammaa. Tämän 1970-luvulla alkaneessa byrokraattisessa kaaoksessa kadonneen kätevän käytännön – merkintä sille puolelle, joka osoittaa kohti emäkraatteria – ottivat käyttöön juuri Beer ja Mädler. Nykyisin siihen on onneksi taas palattu. Pohjoinen alhaalla, länsi oikealla.
    Kuva: W. Beer & J. Mädler: Mappa Selenographica / Public Domain / SLUB Dresden.

    Mappa Selenographican kumppaniksi Beer ja Mädler julkaisivat vuonna 1837 teoksensa Der Mond eli Kuu.Kuvauksessaan Reiner Gammasta he hämmästelivät, kuinka eräät aiemmat havaitsijat olivat saattaneet sekoittaa Reinerin kraatterin Reiner Gammaan. Reiner kun kraatterina näkyy parhaiten paikallisen aamun tai illan loivasti lankeavassa valossa, mutta Reiner Gamma on kirkas täplä, joka erottuu selvimmin täydenkuun aikaan. Tätä sopiikin ihmetellä, mutta toisaalta niin sitäkin, että Beer ja Mädler antoivat kirjassaan Reiner Gammalle nimen Plateau Reiner γ. Plateau nimittäin tarkoittaa ylätasankoa eli platoota, jollaiselta Reiner Gamma ei minkäänlaisessa valaistuksessa näytä. Beer ja Mädler itsekin totesivat, että Reiner Gamman korkeus on korkeintaan 60 metriä (eli 30 toisea), joten kovin kummoisesta ylätasangosta ei edes tuon perusteella olisi voinut olla kyse. Tuntematonta on, mistä Beer ja Mädler maksimiarvionsa repivät, sillä minkäänlaista varjoa ei Reiner Gamma sen paremmin kuin mikään muukaan kiehkura koskaan heitä.

    Virheellisesti platooksi kutsuminen ei kuitenkaan onneksi vakiintunut, mutta nimi Reiner γ (tai joskus Reiner Γ) oli käytössä 1970-luvulle asti. Tuolloin kansainvälinen tähtitieteellinen unioni IAU päätti eräiltä osin edelleenkin hämäräksi jääneessä prosessissa hankkiutua eroon Kuun kreikkalaisista aakkosista. Kolmea vuorta (Mons Gruithuisen Gamma, Mons Gruithuisen Delta ja Mons Hadley Delta) lukuun ottamatta kaikki muut kreikkalaiset saivatkin mennä, mutta Reiner Gamma jäi, tosin ilmeisesti liian hankalaksi tulkittu kirjain auki kirjoitettuna. Nämä neljä kohdetta ovatkin Kuun nykyisessä virallisessa nimistössä ainoa muisto pitkästi yli 150 vuotta vallinneesta käytännöstä. Kuuharrastajat tosin edelleen käyttävät monia kreikkalaisia aakkosnimiä. Tilanteen on kuitenkin tehnyt hankalaksi se, ettei yhdessäkään nykyisin yleisesti saatavilla olevassa modernissa kartastossa tai taulukossa näitä kreikkalaisia aakkosnimiä ole.

    Reiner Gamman topografia

    Kirjoittelin puolisentoista vuotta sitten kiehkuroista vähän laajemmin. Tuolloin käsittelin myös Deborah Dominguen johdolla tehtyä artikkelia, jossa ensimmäistä kertaa nähtiin jonkinmoista korrelaatiota kiehkuroiden muotojen ja kuunpinnan hyvin pienten korkeuserojen välillä. Dominguen vetämässä tutkimuksessa nähtiin Kuun etäpuolella sijaitsevien Mare Ingeniin kiehkuroiden kirkkaiden osien sijaitsevan keskimäärin pari–kolme metriä matalammalla kuin niiden viereisten tummien osien. Tämä oli jollei nyt suorastaan käänteentekevää niin ainakin erittäin kiinnostavaa. Kiehkuroiden perusominaisuutena on nimittäin pidetty sitä, ettei niillä ole korkeusulottuvuutta käytännössä laisinkaan. Muutenkaan ne eivät tunnu välittävän topografiasta mitään, sillä niitä esiintyy sekä ylängöillä että laavatasangoilla, ja ne voivat myös ylittää niiden välisen rajan ilman mitään näkyvää muutosta itse kiehkurassa. Yhden datapisteen perusteella ei kuitenkaan ole järin viisasta lähteä kovin pitkälle meneviä yleistyksiä ja ennustuksia tekemään.

    Sittemmin pitkälti sama Planetary Science Instituten (PSI) tutkimusryhmä John R. Weirichin johdolla käänsi katseensa Reiner Gammaan. Tulokset julkaistiin marraskuun alkupuolella kaikkien saataville The Planetary Science Journal -verkkolehden artikkelissa The Search for Topographic Correlations within the Reiner Gamma Swirl. Tutkimusryhmän lähestymistapa oli edelleen sama, eli he tekivät ennennäkemättömän tarkkoja korkeusmalleja pienestä osasta Reiner Gammaa ja tutkivat kiehkuran kirkkaan, tumman ja aiemmassa tutkimuksessa määrittelemänsä tumman ja kirkkaan osan väliin jäävän diffuusin osan korkeuseroja.

    Reiner Gamman keskusalueet. Punainen laatikko kuvaa koko Weirichin ryhmän tutkimusaluetta, sininen laatikko puolestaan seuraavassa kuvasssa esitettävää tarkan korkeusmallin aluetta. Kuva: John R. Weirich et al., 2023. The Search for Topographic Correlations within the Reiner Gamma Swirl. The Planetary Science Journal 4:212 / CC BY 4.0 Deed.

    Tulokset ovat yhtäpitävät Mare Ingeniin mittausten kanssa: Reiner Gamman kirkkaat osat ovat yleensä nelisen metriä matalammalla kuin tummat osat. Aivan kuten Mare Ingeniinkin tapauksessa, paikallisesti korkeuserot voivat kuitenkin joskus mennä toisinkin päin.

    Kun kahdesta aivan eri puolilla Kuuta sijaitsevasta kiehkurasta on tehty samansuuntaiset havainnot, alkaa johtopäätös vaikuttaa uskottavammalta: kiehkuroilla on kuin onkin jonkinlainen yhteys esiintymispaikkansa topografiaan. Uuden, ja Kuusta kiinnostuneiden näkökulmasta kiistatta myös jännän äärellä siis ollaan. Harmillista tilanteessa on vain se, ettei kiehkuroiden topografisen tutkimuksen vaatimien korkeusmallien tekeminen ole rutiinia, eivätkä sellaisia ole Kuun mysteerien selvittelemiseen tiettävästi soveltaneet vielä muut kuin PSI:n tutkijat.

    Vasemmalla globaali korkeusmalli edellisessä kuvassa esitetyltä alueelta, keskellä ja oikealla samaisesta alueesta kaksi erilaista stereofotoklinometriaan perustuvaa korkeusmallia. Kuva: John R. Weirich et al., 2023. The Search for Topographic Correlations within the Reiner Gamma Swirl. The Planetary Science Journal 4:212 / CC BY 4.0 Deed.

    Weirich kollegoineen ei isommin lähde arvailemaan topografiariippuvuuden merkitystä erilaisille kiehkuroiden syntyä koskeville hypoteeseille. Se on kuitenkin selvää, ettei yksikään toistaiseksi ehdotetuista malleista kykene selittämään kaikkia kiehkuroiden havaittuja ominaisuuksia. He myös myöntävät, että kiehkuran muotoon vaikuttavat topografiasta täysin riippumattomatkin tekijät. Törmäykset tai sähköstaattiset voimat voivat nostaa Kuun pinnan pölyä leijailemaan ja useimpiin kiehkuroihin liittyvä voimakkaampi magneettikenttä voi vastata pölyn kulkeutumisesta kiehkuroihin. Pölyhiukkasten koko, koostumus ja magneettiset ominaisuudet voivat kuitenkin vaikuttaa kulkeutumiseen, samoin kuin kiehkuran kirkkauteen ja siihen, että kirkas pöly useimmiten jämähtää muutaman metrin ympäristöään alempana oleville alueille. Kukaan ei kuitenkaan tiedä, miten tämä prosessi oikeastaan tapahtuu ja mikä on se perimmäinen tekijä, joka aikaansaa kiehkuran synnyn.

    Kiehkuroiden synty on siis edelleen arvoitus. Viimeiset neljäsataa vuotta niitä on pidetty käytännössä kaksiulotteisina kohteina. PSI:n kiehkuratyöryhmän tulokset johtavat kuitenkin väistämättä siihen, että jatkossa kiehkuroiden syntymalleja hiottaessa ei topografian merkitystä voida enää sivuuttaa.

    6 kommenttia “Reiner Gamma ja Kuun kiehkuroiden topografia

    1. Timo Honkanen sanoo:

      Miten tuohon voisi vaikuttaa Maan ja Kuun gravitaatio ?

      1. Teemu Öhman sanoo:

        Maan vetovoima tuohon ei käytännössä vaikuta mitään. Vaikka arkielämässä ei siltä tunnukaan, vetovoima on hyvin heikko voima. Kuun vetovoima sen sijaan vaikuttaa toki merkittävästi siihen, mihin ja miten pöly lopulta laskeutuu. Ongelmalliseksi tilanne menee, kun yritetään miettiä eri voimien suhteita. Kun pölyn kulkeutumista pohditaan, kiehkuroiden tapauksessa täytyy ottaa huomioon ainakin Kuun vetovoima, magnetismi, sähköstaattiset voimat ja aurinkotuulen moninaiset vaikutukset. Kiehkuroiden (yleensä) voimakas magneettikenttä suojelee kiehkuroiden kirkkaita osia aurinkotuulelta ja muistaakseni myös ainakin osalta galaktista hiukkaspommitusta. Säteily tummentaa mineraaleja, joten tämän magneettisen suojauksen vuoksi kiehkurat näyttävät kirkkaammilta ja siten nuoremmilta kuin ne todellisuudessa luultavasti ovatkaan.

        Vaikkei Maan vetovoimaa tarvitsekaan ottaa tässä yhteydessä merkittävänä tekijänä huomioon, Maa on kuitenkin vuorovaikutuksessa Kuun pintakerroksen kanssa. Maan happi-ioneja päätyy Kuun pinnalle noin viiden päivän ajan kuukaudessa ja Kuu kylpee myös koko ajan Maasta peräisin olevissa vetyatomeissa. Kiehkuroiden kannalta nämäkään eivät kuitenkaan merkittäviä ole.

    2. Lasse Reunanen sanoo:

      Reiner Gamman soikeus mahdollisesti johtunee sen luisuliikkeestä törmäyksessä.
      Olisi siis liukumallaan tehnyt sen poikkeavan pitkulaisen muotonsa.
      Kaarevat hännät, ylös- ja alaspäin ovat symmetrisesti kaartuneet vastasuuntiinsa.
      Kaarteet lähteneet todennäköisesti soikion vastapuolilta,
      Kierteet vastasuuntiin lienee aiheutunut iskeytyjän pyörimisliikkeestä.
      Hienojakoisuus kierteille vain pintaan johtunee ainemäärän heitteiden vähäisyydestä.
      Heitteiden kierteissä myös mutkaisuutta, se lienee heitteissä jatkuneesta kierreliikkeestä.

      1. Teemu Öhman sanoo:

        Reiner Gamma ei ole törmäysrakenne. Kun kappale törmää toiseen kosmisella nopeudella, eli esimerkiksi Kuun tapauksessa kymmeniä kilometrejä sekunnissa, se räjähtää, ei luisu tai liu’u. Törmäävän kappaleen pyörimisliikkeellä ei ole törmäyksen kannalta merkitystä. Ja koska Reiner Gamma ei ole törmäysrakenne, siinä ei ole myöskään heittelettä.

        On esitetty hypoteesi, jonka mukaan kiehkurat saattaisivat olla peräisin täsmälleen päinvastaisella puolella Kuuta tapahtuneen erittäin suuren törmäyksen heitteleen yhtymisestä. Ionisoitunut heitteleaines olisi saattanut johtaa voimakkaiden magneettikenttien syntyyn, mikä olisi sitten edelleen johtanut kiehkuroiden syntyyn. Tällä hypoteesilla on omat vahvat puolensa, mutta kuitenkaan järin laajaa kannatusta tutkijapiireissä sillä ei ole. Esimerkiksi Reiner Gamman antipodi on alueella, jossa ei merkittävää törmäystä ole.

        Se on tosin lieventävänä asianhaarana mainittava, että eräät tutkijat ovat kyllä esittäneet kiehkuroiden olevan komeettatörmäysten jäänteitä. Tämä on huomattavasti edellistä epätodennäköisempi vaihtoehto. Ongelmallista ideassa on mm. se, miksei kiinteä vaikkakin harva kappale synnyttäisi mitään etäisestikään törmäysrakennetta muistuttavaa.

        Oman näppituntumani mukaan suurin osa asiaan vähänkään enemmän perehtyneistä kuututkijoista on sitä mieltä, että jonkinlainen sisäsyntyinen mekanismi on todennäköisempi selitys kiehkuroille kuin isojen törmäysten antipodivaikutukset tai vallankaan komeettatörmäykset. Kiehkuroiden syntymekanismi-ideoiden läpikäynti olisi kuitenkin ihan oman pitkän juttunsa aihe.

    3. Lasse Reunanen sanoo:

      Mikäli ei ole törmäyskraatteri eikä kappaleen liuku- tai luisumuodostelmaa,
      jokin muu sitä muodostelmaa tehnyt,
      soikion muotoiseksi pienin korkeuseroin ja siihen liittyvillä kiehkuroilla.
      Heti tulee mieleen Kuun pinnan yllä tapahtunut törmäys tai muu kappaleräjähdys,
      josta muodostelmat olisi, magneettisuus antaa viitteen rautapitoiseen aineeseen.
      Voisi siten olla esimerkiksi kahden kappaleen törmäyksestä lähellä Kuun pintaa,
      josta soikiolaajentumaa törmäyskohdan vastasuuntiin ja niiden kiehkurahännät.
      Sivusuunnat muotoutuneet soikioon kuin kraatterissa vaikka paljon pienempää korkeutta.
      Miten ja miksi törmäys olisi ollut vaatii lisätodisteita ainejakaumista.
      Voisi olla erillisistä kappaleista tai saman kappaleen kahtia jakaantuneet osat.
      Kuututkijoilla asiasta ei vielä ole yksimielisyyttä, joten tämäkin yhtenä arviona siitä olisi.

      1. Teemu Öhman sanoo:

        Kun on muutama miljardi vuotta aikaa, niin toki siinä ajassa on mahdollista, että tapahtuu jotain niinkin epätodennäköistä kuin kahden kappaleen kolari Kuun pinnan läheisyydessä. Äärimmäisen epätodennäköistä sellainen kuitenkin olisi. Ja kannattaa huomata, että kunnollinen tieteellinen hypoteesi pyrkii selittämään saman ilmiön kaikki esiintymiset, ei vain yhtä esimerkkiä. Kiehkurat ovat melkoisen monimuotoisia, joten saman mallin pitäisi kyetä siis selittämään niiden kaikkien olemassaolo ja niiden kaikkien muodot. Viimeisen muutaman miljardin vuoden aikana asteroidipommitus on ollut hyvin verkkaista, joten todennäköisyys sille, että kahden suurehkon kappaleen yhteentörmäyksiä olisi sattunut Kuun pinnan lähellä yksitoista kertaa, lienee aikamoisen suurella tarkkuudella nolla.

    Vastaa

    Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *


    Arrokothin möykyt ja kumiankan kokoaminen

    31.10.2023 klo 10.10, kirjoittaja
    Kategoriat: Arrokoth , Aurinkokunta , Kuiperin vyöhyke , Törmäykset

    Kuiperin vyöhykkeellä, Neptunuksen ja Pluton ratojen tuolla puolen kiertävä Arrokoth on aurinkokuntamme etäisin kohde, jota on tutkitttu avaruusluotaimen lähiohituksella. NASAn New Horizons -luotain viuhahti Arrokothin ohi uudenvuodenpäivänä vuonna 2019.

    Arrokoth, joka ennen natsikortin pöytään lyömistä tunnettiin tilapäisnimellä Ultima Thule, on niin sanottu kylmä klassinen Kuiperin vyöhykkeen kohde. Arrokoth oli ensimmäinen ja on pitkälle tulevaisuuteenkin ainoa kylmä klassinen Kuiperin vyöhykkeen kohde, jota on päästy tutkimaan lähietäisyydeltä.

    Arrokothin kaltaisten kappaleiden radat ovat säteeltään noin 40–47 tähtitieteellistä yksikköä, kohtalaisen pyöreitä ja suunnilleen samassa tasossa muun aurinkokunnan kanssa. Kylmät klassiset Kuiperit eivät myöskään ole resonanssissa planeettojen eli käytännössä Neptunuksen kanssa. Arrokoth kumppaneineen on siis ollut aina aurinkokunnan ulkolaidalla toisin kuin vaikkapa monet avaruusluotaiminkin tutkitut komeetat, jota ovat muokkautuneet lukuisten Auringon lähiohitusten yhteydessä.

    Syyskuun lopulla julkaistiin New Horizonsin päätutkijan ja primus motorin Alan Sternin johdolla tehty tutkimus The Properties and Origin of Kuiper Belt Object Arrokoth’s Large Mounds. Arrokothin geologiaa ja kehitystä on tietysti pohdittu jo New Horizonsin ja Arrokothin kohtaamisesta alkaen, mutta varhaisemmissa tulkinnoissa ei hitaan datalinkin vuoksi ollut vielä käytössä kaikkea New Horizonsin tuottamaa mittausaineistoa. Nyt tarjolla on koko tutkimusaineistoon perustuva ja rauhassa sulateltu näkemys Arrokothin geologiasta ja samalla kylmien klassisten Kuiperin vyöhykkeen kappaleiden synnystä.

    Arrokothin geologiset pääpiirteet

    Arrokoth muistuttaa muodoltaan kumiankkaa. Ankan vartalo, entiseltä epäviralliselta nimeltään Ultima, nykyinen Wenu Lobus, on läpimitaltaan noin 21 x 20 x 9 km. Ankan pää, eli entinen Thule ja nykyinen Weeyo Lobus, on kooltaan noin 15 x 14 x 10 km. Etenkin suurempi Wenu Lobus näyttää koostuvan möykyistä, jotka Suomenlahden pohjan maineikkaasta möykystä poiketen lienevät likimain pallomaisia tehden Wenusta hieman vadelmaa muistuttavan. Näitä Wenun möykkyjä (englanniksi lähes yhtä epähohdokkaasti mounds) on Sternin ryhmän tutkimuksessa nyt tunnistettu 12 kappaletta, läpimitoiltaan noin kolmesta kolmeentoista kilometriin. Todennäköisesti ne tai ainakin suurimmat niistä yltävät koko Arrokothin läpi kuvaamatta jääneelle puolelle.

    Arrokothin virallinen nimistö. Kaikki nimet – Sky, Weeyo, Akasa, Wenu ja Ka’an, samoin kuin itse Arrokoth – tarkoittavat taivasta eri kielillä. Lobuksia ei ole nimetty missään muualla kuin Arrokothissa, nimettyjä arcuksia puolestaan on lisäksi yksi Titanissa. Kuva: NASA / JHUAPL / SWRI / New Horizons / USGS.

    Möykyistä suurin on keskellä loppujen muodostaessa rengasmaisen rakenteen sen ympärille Wenun oletetulle alkuperäiselle eli ennen Weeyon kanssa yhdistymistä vallinneelle ekvaattorille. Möykyt ovat keskenään silmiinpistävän samanlaisia niin kooltaan, väriltään kuin muodoiltaankin. Tämä viittaa vahvasti yhteiseen alkuperään.

    Keskimöykyn ja ympäröivien möykkyjen välissä on kirkkaampi kapeahko vyöhyke. Se on saanut oman nimensä, Ka’an Arcus. Se näyttäisi olevan muiden möykkyjen ja niiden välisten kontaktien päällä, joten se on näitä nuorempi. Sen on tulkittu syntyneen hienojakoisen aineen, käytännössä pintaregoliitin, valuessa painanteeseen. Luultavasti samankaltainen alkuperä on ankan niskan ja kaulan muodostavalla hyvin kirkkaalla Akasa Linealla.

    Kumiankan pää eli Weeyo Lobus eroaa Wenu Lobuksesta kahdella tapaa. Ensinnäkään Weeyossa ei ole yhtä selvää möykkyrakennetta. Toiseksi Weeyoon on syntynyt Arrokothin suurin törmäyskraatteri, halkaisijaltaan noin 6,7-kilometrinen Sky (entiseltä väliaikaisnimeltään Maryland). Nämä kaksi asiaa lienevät toisiinsa yhteydessä, sillä Skyn synnyn oletetaan hävittäneen Weeyon alkuperäisen rakenteen. Sternin tutkimusryhmä kartoittikin kolme kryptomöykkyä alueilta, jotka sijaitsevat kauimpana Skysta ja joilla Skyn synnyn tuhoavat ja peittävät vaikutukset näin ollen olivat pienimmät. Todennäköisesti Weeyo olikin alkujaan hyvin paljon Wenun kaltainen.

    Arrotkothin geologinen kartta kahden New Horizonsin käyttökelpoisimman kuvan pohjalta. Kartat eroavat hieman toisistaan, sillä niissä on tulkittuina vain sellaiset yksiköt, jotka kyseisessä kuvassa on havaittavissa. Kuopat  (Pit) ja kirkkaasta materiaalista (Bright material) koostuvat täplät on kuvattu erillisinä yksiköinä, mutta ne on tulkittu erilaisesta valaistuksesta johtuviksi saman asian (eli kirkasta ainesta pohjallaan sisältävän kuopan) eri ilmenemismuodoiksi. Yksiköt ta–tl esittävät Wenu Lobuksen möykkyjä, yksiköt t1–t3 puolestaan Weeyo Lobuksen epämääräisempiä kryptomöykkyjä. Valkoinen piste suunnilleen Wenu Lobuksen keskellä kuvaa Wenun todennäköistä pyörimisakselin sijaintia ennen kuin Wenu yhdistyi Weeyon kanssa. Sininen ja punaiset nuolet osoittavat möykkyjen todennäköisiä rajoja Weeyo Lobuksen ja Wenu Lobuksen reunalla. Keltaiset nuolet osoittavat hieman hämäävästi Auringon suuntaa, joten valo tulee nuoliin nähden päinvastaisesta suunnasta. Kuva: S. A. Stern et al. 2023. The Properties and Origin of Kuiper Belt Object Arrokoth’s Large Mounds. The Planetary Science Journal 4:176 /  CC BY 4.0 Deed.

    Arrokothin synty

    Kuten kolmen ja puolen vuoden takaisessa blogitekstissä mainitsin, tuolloin Arrokothin möykkyrakenteen synnystä oli kaksi eri malllia. Joko rakenne kuvastaa alkuperäistä, Wenun (ja analogian perusteella luultavasti myös Weeyon) syntyessä muodostunutta rakennetta, tai sitten kyseessä on myöhempi, tarkemmin tuntemattomien geologisten prosessien synnyttämä rakenne.

    Sternin tutkimusryhmän uudessa tutkimuksessa Wenun möykkyrakenteen syntyä koetettiin selvittää tietokonemallinnuksella. Paras vastaavuus saatiin, kun noin viiden kilometrin läpimittaisten kappaleiden annettiin keskinäisen vetovoimansa vaikutuksesta kasautua hissukseen yhteen. Yksittäisten kappaleiden koheesion eli niitä koossa pitävien voimien täytyi olla varsin vähäinen, sillä muutoin lopputulos olisi muistuttanut enemmän rypäleterttua kuin vadelmaa. Lisäksi palluroiden keskinäisen törmäysnopeuden täytyi olla todella alhainen, eli alle 1 m/s. Tuo vastaa keskimääräisen päälle kahdeksankymppisen ihmisen kävelyvauhtia. Weeyon synty on oletettavasti ollut hyvin samankaltainen kuin Wenun.

    Stern ja kumppanit eivät tutkimuksessaan ottaneet uutta kantaa Weeyon ja Wenun yhteensulautumiseen, joten aiemmat päätelmät pätevät yhä. Ne siis muodostuivat erillisinä kappaleina kilometrien läpimittaisten möykkyjen yhteentörmäyksissä. Wenu ja Weeyo kiersivät yhteistä massakeskipistettään, kunnes lopulta törmäsivät toisiinsa <5 m/s nopeudella. Jossain vaiheessa Skyn synnyttänyt törmäys tuhosi ja peitti suuren osan Weeyon alkuperäisestä rakenteesta jättäen jäljelle vain muutaman epämääräisehkön kryptomöykyn.

    Avoimet kysymykset

    Tämä kaikki kuulostaa varsin näppärältä ja uskottavalta. Sternin ryhmän tutkimus antaa kuitenkin vain ehdotuksen siitä, miten Arrokothin muodostuminen eteni, muttei pyri ottamaan kantaa siihen, miksi näin omituisia asioita ylipäätään pääsi tapahtumaan. Miksi ihmeessä Arrokoth koostuu nimenomaan kilometrien kokoisista kappaleista? Eikö luontoäiti olisi päässyt paljon helpommalla, jos se olisi kasannut Arrokothin pelkästään kohtalaisen hienojakoisesta irtomoskasta? Vaihtoehtoisesti Arrokoth voisi koostua kappaleiden jatkumosta, eli periaatteessa voisimme aivan hyvin nähdä eri kokoisia palasia kymmenkilometrisestä planetesimaalista aina New Horizonsin kameran erotuskyvyn (parhaimmillaan 33 metriä kuvapistettä kohti) rajalla oleviin lohkareisiin saakka. Mistään tällaisesta ei kuitenkaan ole havaintoja, vaan Arrokoth näyttää koostuvan siististi yhteen kasatuista keskenään samanlaisista kilometrien läpimittaisista möykyistä.

    Tutummista kappaleista aurinkokunnan sisäosissa ei juuri ole hyötyä Arrokothin ymmärtämisen kannalta, sillä kunnolla näkemissämme asteroideissa ei ole mitään Arrokothin kaltaista. Lähimmät mahdolliset vertailukohdat löytyvätkin komeetoista. Esimerkiksi komeetta 67P/Churyumov–Gerasimenkon kaksiosaisen ytimen suuremman puoliskon koko vastaa varsin hyvin Arrokothin möykkyjen läpimittoja. Komeetat voisivatkin Sternin ryhmän mukaan muodostua yhdestä tai suurempien komeettojen tapauksessa kahdesta tai useammasta Arrokothin möykkyjä vastaavasta kappaleesta.

    Ongelmallista kuitenkin on, että monissa komeettojen syntymalleissa, kuten myöskin syyskuussa ilmestyneessä Bill Bottken vetämän työryhmän mallissa, valtaosa komeetoista on koostunut suurten törmäysten jätteistä. Arrokothin kaltaisten kylmien klassisten Kuiperin vyöhykkeen kappaleiden kehityshistoriaan tällaiset suuret törmäykset kuitenkaan nimenomaisesti eivät kuulu. Vaikka siis jonkinlaista etäistä yhdennäköisyyttä Arrokothin ja komeettojen välillä onkin, suoraa sukulaisuussuhdetta ei silti voida ainakaan nyky-ymmärryksen mukaan osoittaa.

    Arrokothille ei varmasti olla avaruusluotaimin palaamassa, eikä muidenkaan Kuiperin vyöhykkeen kappaleiden lähitutkimuksista ole tällä hetkellä uskottavia suunnitelmia. Niinpä vastauksia Arrokothin arvoituksiin pitää yrittää etsiä lähempää.

    Huomenna 1.11.2023 Dinkinesh-asteroidin ohi lentävä NASAn Lucy-luotain on matkalla tutkimaan Jupiterin troijalaisia asteroideja. Lucy-fossiilin amharan kielestä translitteroidun nimen mukaan nimetty Dinkinesh on ihan tavallinen pääasteroidivyöhykkeen kappale, joten siitä ei liene iloa Arrokothin vertailukohtana. Vuodesta 2027 alkaen Lucy kuitenkin lentää lukuisten Jupiterin troijalaisten ohi. Ne ovat peräisin Kuiperin vyöhykkeeltä, ja vaikka ne ovatkin matkallaan kokeneet melkoisen höykytyksen, voivat ne silti tuoda jonkinlaista lisävalaistusta Arrokothin synnyn ongelmiin. Kehitteillä olevan ESAn Comet Interceptor -lento puolestaan voisi toteutuessaan tutkia vielä Kuiperin vyöhykettäkin kauempana sijaitsevasta  Oortin pilvestä peräisin olevaa ensimmäistä kertaa Aurinkoa lähestyvää komeettaa.

    Lucyn päätehtävän onnistuminen ja Comet Interceptorin toteutuminen ovat vielä kysymysmerkkejä, eivätkä ne edes tutki täysin Arrokothiin verrattavissa olevia kappaleita. Siksi avaimet Arrokothin ymmärtämiseksi ovat vielä vähintään useiden vuosien ajan vielä Arrokothissa itsessään. Vaikkei tuoretta dataa siitä enää saadakaan, uusia ideoita syntyy ja esimerkiksi simulaatiomenetelmät kehittyvät. Nyt uskomme, että Arrokoth on koottu kilometrien kokoisista möykyistä. Jonain päivänä meillä varmasti on myös parempi käsitys siitä, miksi näin on.

    Vastaa

    Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *


    Europan hiilidioksidijää ja sen alkuperä

    26.10.2023 klo 19.50, kirjoittaja
    Kategoriat: Europa , Geokemia , Kryovulkanismi , Vesi

    Vajaa vuosi sitten, 23.11.2022, Yhdysvaltain itärannikolta Baltimoresta, James Webb -avaruusteleskoopin ohjaushuoneen eturivistä, lähetettiin NASAn Deep Space Networkin kautta käsky kääntää puolentoista miljoonan kilometrin päässä sijaitseva kymmenen miljardin dollarin kaukoputki kohti Europaa. Webbin infrapunakamera ja -spektrometri havaitsivat tuota Jupiterin neljänneksi suurinta kuuta vain muutaman minuutin. Se kuitenkin kannatti. Lyhyen havaintorupeaman kiehtovat tulokset julkaistiin reilu kuukausi sitten eli 22.9.2023 ilmestyneessä Science-lehdessä.

    Europan kuoren ja meren yleispiirteet

    Europa on hieman omaa Kuutamme pienempi jääpallo. Sen pinta on geologisessa mielessä hyvin nuori. Siksi Europalla täytyy olla sisäsyntyisiä geologisia prosesseja, jotka uudistavat sen pintaa. Energiaa näihin riittää, sillä Jupiter vatkaa jättimäisillä vuorovesivoimillaan jatkuvasti Europaa, samoin kuin sen lähinaapureita Ioa ja Ganymedestä.

    Europaa peittää lähinnä vesijäästä koostuva ja erilaisten tektonisten rakenteiden hallitsema kuori. Sen paksuudesta ei kenelläkään ole tietoa, ja paksuusarviot vaihtelevat villisti riippuen tutkijasta ja hänen edustamastaan tutkimusalasta. Vuosien saatossa esitetyt minimiarviot tarjoavat paksuudeksi vain satakunta metriä, maksimiarvioiden ollessa useita kymmeniä tai jopa lähes sata kilometriä. Kirjoittelin kuitenkin Europan jääkuoresta ja sitä muokkaavasta tektoniikasta ja harvoista törmäyskraattereista hieman enemmän viime vuodenvaihteen molemmin puolin, joten ei siitä tällä kertaa sen enempää.

    Europan jääkuoren alla on meri. Sen syvyys on arvoitus, mutta suht helposti muistettava arvio on 100 ± 50 km. Maapallon merien tapaan myös Europan merivesi on suolaista. Tämä on voitu päätellä esimerkiksi tekemällä magneettisia mittauksia. Yksi sähkömagnetismin käteviä ominaisuuksia nimittäin on, että magneettikenttä synnyttää siihen nähden liikkuvaan sähköä johtavaan aineeseen sähkökentän. Kun puolestaan sähkökenttä liikkuu, syntyy magneettikenttä. Jupiterilla on erittäin ärhäkkä magneettikenttä, jonka läpi Europa radallaan kiertää. Magneettiset mittaukset osoittavat, että Europan kohdalla havaitaan Jupiterin vahvan kentän vuoksi myös huomattavasti heikompi Europan kenttä. Yksinkertaisin selitys havainnoille on, että Jupiterin magneettikenttä synnyttää Europan sähköä johtavaan mereen sähkökentän, joka puolestaan aikaansaa Europan magneettikentän.

    Meren suolaisuudesta on kuitenkin olemassa suorempiakin havaintoja, jotka myös paljastavat, millaisesta suolasta oikein on kyse, vaihtoehtoja kun on lukuisia. Nelisen vuotta sitten Samantha Trumbo kollegoineen julkaisi Hubble-avaruusteleskoopilla tehtyihin spektroskooppisiin mittauksiin perustuneen artikkelin. Siinä osoitettiin, että Europan pinnalla esiintyy aivan tavallista ruoka- eli vuori- eli merisuolaa. Ruokasuolaa löytyi Europan pinnalta etenkin vajaan parintuhannen kilometrin läpimittaiselta Tara Regiolta, sekä vähäisemmässä määrin Powys Regiolta. Europan suolaisuus on myös ihan silminnähtävää, sillä se värjää esiintymisalueensa hieman kellertäviksi.

    Tara Regio näkyy ruokasuolan hieman kellertäväksi värjäämänä alueena. Valkeat ja sinertävät alueet ovat hyvin puhdasta vesijäätä, punertavia alueita puolestaan sotkevat mahdollisesti monimutkaisemmat suolayhdisteet ja toliinit. Vasemmassa kuvassa on suunnilleen luonnolliset värit, oikealla korostetut. Kuva: NASA / JPL / University of Arizona / Galileo / SSI.

    Erityisen oleellista suolalöydöissä on, että molemmilla suolaseuduilla, mutta etenkin Tara Regiolla on runsaasti niin sanottuja kaaosalueita. Kaaosalueiden syntyä ei täysin ymmärretä. Vallankin viime vuosituhannella jonkin verran kannatusta sai idea, jonka mukaan ne edustavat paikkoja, joissa Europan pintaan törmännyt kappale on puhkaissut jääkuoren. Törmäysmallin mukaan jäljelle jäänyt avanto kelluvine jäälohkareineen olisi jäätynyt uudelleen umpeen synnyttäen havaitun kaoottisen ja muhkuraisen alueen. Nykyisin törmäysmallia paljon suositumpia ovat kuitenkin ideat, joiden mukaan kaaosalueet on synnyttänyt jokin sisäinen mekanismi. Alempaa kuoresta on voinut kohota pinnalle lämpimämpää jäätä, tai paikalle on syystä tai toisesta muodostunut europalainen versio uveavannosta.

    Oli kaaosalueiden syntymekanismi mikä hyvänsä, ne ovat geologisesti nuoria ja niillä on todennäköisesti ainakin jonkinlainen yhteys alla olevaan mereen. Siksi Trumbon ryhmän suolalöydös olikin niin kiinnostava: kun kaaosalueilla esiintyy ruokasuolaa, sitä on melkoisella varmuudella myös meressä. Havainto tarkensi käsityksiä Europan meren koostumuksesta, sillä aiemmin vallalla oli näkemys, jonka mukaan vedessä olisi ruokasuolan sijasta liuenneena pääasiassa sulfaatteja, siis rikkiyhdisteitä.

    Hiilidioksidijään jakauma

    Samantha Trumbo ei ole unhoittanut Europan spektroskooppista tutkimusta. Ainoastaan kuukausi vuoden takaisten Webb-teleskoopilla tehtyjen havaintojen jälkeen hän lähetti Science-lehteen yhdessä kääpiöplaneetta Eriksen löytäjänä ja Pluton tappajanakin tunnetun Michael E. Brownin kanssa kirjoittamansa artikkelin The distribution of CO2 on Europa indicates an internal source of carbon. Samalla erittäin nopealla aikataululla Sciencelle lähti myös Geronimo Villanuevan johtaman työryhmän aivan samoihin Webbin havaintoihin perustuva artikkeli Endogenous CO2 ice mixture on the surface of Europa and no detection of plume activity. Kummankin artikkelin pääjohtopäätös on sama: Europan pinnalla on hiilidioksidijäätä, jonka esiintyminen keskittyy Tara Region alueelle. Vähäisemmässä määrin sitä on myös Powys Regiolla. Alueet ovat siis samat, joilta oli aiemmin löydetty ruokasuolaa.

    Vasemmalla Webbin infrapunakameran kuva Europasta 23.11.2022. Tara Regio näkyy suurena vaaleana alueena hieman keskeltä alaoikealle. Toinen ja kolmas kuva esittävät hiilidioksidijään jakautumista 2,7:n ja 4,27 mikrometrin spektriviivoista tehdyn tulkinnan perusteella. Oikeanpuoleisin kuva esittää amorfisen hiilidioksidikompleksin jakaumaa 4,25 µm:n aallonpituudella. Vaaleat värit tarkoittavat runsaampaa hiilidioksidin määrää. Huomaa myös vaalea pikseli jakaumakarttojen vasemmassa reunassa osassa Powys Regiota. Kuva: Geronimo Villanueva (NASA/GSFC) / Samantha Trumbo (Cornell Univ.) / NASA / ESA / CSA / Alyssa Pagan (STScI).

    Hiilidioksidijäässä tai hiiliyhdisteissä ei sinänsä ole mitään erityisen ihmeellistä. Niitä esiintyy monin paikoin aurinkokunnassamme. Oleellista oli, että Trumbon ja Villanuevan johtamissa tutkimuksissa pystyttiin osoittamaan, ettei Europan hiilidioksidijää ole peräisin esimerkiksi Europan pintaan törmänneistä hiilipitoisista asteroideista, eikä se ole syntynyt myöskään säteilyn muokatessa hiiltä sisältäviä planeettainvälisiä pölyhiukkasia. Europan pinnalla nähtävä hiilidioksidijää on siis sisäsyntyistä. Hiilidioksidijää ei kuitenkaan ole pysyvää Europan pinnan olosuhteissa, joten sen täytyy esiintyä johonkin toiseen, pinnan oloja paremmin kestävään aineeseen sekoittuneena.

    Suojaavasta, toistaiseksi tuntemattomasta aineesta huolimatta tutkijat olettavat, että jatkuvan hiukkaspommituksen vuoksi hiilidioksijäätä irtoaa pinnasta koko ajan. Näin ollen sitä täytyy tulla koko ajan lisää tai vähintään sen on täytynyt purkautua pinnalle geologisessa mielessä melko äskettäin. Tämä sopii hyvin yhteen kaaosalueiden havaitun nuorekkuuden kanssa.  Hiilidioksidijään keskittyminen lämpimästä ja pinnalle tai ainakin sen läheisyyteen purkautuneesta vedestä kielivien kaaosalueiden yhteyteen on siis hyvin vahva viite sen puolesta, että hiilidioksidia on Europan meressä ja että meri on ainakin vielä viime aikoina ollut yhteydessä Europan pintaan.

    Häilyvät geysirit

    Yksi kiinnostavimmista Europan geologiaa viimeisen vuosikymmenen aikana käsitelleistä tieteellisistä väittelyistä on koskenut sen mahdollisia geysirejä. Muilla jäisillä kappaleilla geysirejä tunnetaan, sillä Neptunuksen Triton-kuun geysireistä suihkuaa typpeä. Saturnuksen kuu Enceladus taas syöksee vähän väliä tiikerinraidoistaan vettä ympäröivään avaruuteen. Myös kääpiöplaneetta Ceres saattaa, omituista kyllä, hönkiä vettä avaruuteen jonkinlaisina geysirejä muistuttavina purkauksina. Useissa Hubble-avaruusteleskoopin havainnoissa on oltu näkevinään myös Europan sylkevän toistuvasti vettä samalta, Galileo-luotaimen lämpimäksi toteamalta alueelta. Nämä havainnot ovat kuitenkin saaneet innostuksen lisäksi osakseen rapsakkaa kritiikkiäkin, sillä ne olivat aivan Hubblen erotuskyvyn kynnyksellä.

    Hubble-avaruusteleskoopin havainnot Europan mahdollisesta toistuvasta vesipurkauksesta (merkitty nuolella) vuosina 2014 ja 2016. Hubblen havaintoihin on purkauskandidaatin sijainnin hahmottamiseksi lisätty Galileo-luotaimen ottama lähikuva Europasta. Tuoreissa Webb-teleskoopin havainnoissa mahdollisista geysireistä ei nähty jälkeäkään. Kuva: NASA / ESA / W. Sparks (STScI) / USGS Astrogeology Science Center.

    Villanuevan ryhmän artikkelissa paneuduttiin hiilidioksidijään esiintymisen lisäksi myös Webbin havaintoihin, joilla yritettiin saada parempi selko Europan mahdollisten geysirien esiintymisestä. Webbin datasta etsittiin veden lisäksi merkkejä metaanista, etaanista, metanolista ja hiilimonoksidista. Valitettavasti mitään näistä ei kuitenkaan löydetty.

    Vaikkei geysirejä havaittukaan, ei sitä voida pitää kuoliniskuna Europan tämänhetkiselle geologiselle aktiivisuudelle. Negatiiviset tulokset osoittavat vain sen, että mikäli geysirejä nykyisin Europalla on, niiden täytyy olla paikallisia, heikkoja ja kohtalaisen harvinaisia, tai että ne eivät tuota Webbin etsimiä yhdisteitä. Varmaa on, että niiden muutaman minuutin aikana, kun Webb vuosi sitten Europaa havaitsi, sen läntisellä pallonpuoliskolla ei ollut käynnissä sellaista geologista aktiivisuutta, joka olisi nostanut avaruuteen merkittäviä määriä vettä. Vaikuttaakin vahvasti siltä, että lopullisen selvyyden saamiseksi Europan mahdollisista geysireistä on odotettava 2030-lukua ja NASAn Europa Clipper -luotaimen havaintoja paikan päältä.

    Uudet tulokset ovat geysirien puutteesta huolimatta erittäin kiinnostavia. Ensinnäkin ne osoittavat, että Webb pystyy tekemään merkittäviä havaintoja myös Jupiterin kuista. Toisekseen havainnot hiilidioksidijäästä, jonka alkuperä mitä suurimmalla todennäköisyydellä on meri, ovat Europan geokemiallisen kehityksen ymmärtämisen kannalta tärkeitä.

    Sitten on tietenkin asian astrobiologinen aspekti. Hiili on tuntemamme kaltaisen elämän kannalta aivan keskeinen alkuaine. Villanuevan ryhmän artikkelissakin todettiin, ettei nykyisillä havainnoilla pystytä erottelemaan eloperäisiä hiiliyhdisteitä täysin ilman elämää syntyvistä hiiliyhdisteistä. Muutaman vuoden takainen ruokasuolahavainto ja nyt löytynyt hiilidioksidijää kuitenkin tekevät Europan valtamerestä koostumukseltaan yhä enemmän maapallon merivettä muistuttavaa. Meillä meret ovat olleet tulvillaan elämää viimeiset kolme tai jopa reilut neljä miljardia vuotta. Olisiko tuona aikana myös Europan suolaisessa ja hiilipitoisessa vedessä onnistuttu ratkaisemaan elämän mysteeri?

    2 kommenttia “Europan hiilidioksidijää ja sen alkuperä

    1. Käsittääkseni nestemäinen hiilidioksidi on vettä tiheämpää, ja vesi ei liukene siihen juurikaan. Olisikohan siellä siis hiilidioksidimeren päällä vesikerros ja sen päällä vesijää. Vai onko kysymys niin pienestä määrästä hiilidioksidia että se voi olla liuenneena veteen. Vai onko siellä kenties nesetemäistä vettä ollenkaan, vaan vain vesijäätä joka kelluu hiilidioksidimeren päällä. Paljon mahdollisuuksia, mutta voisikohan näistä joitakin karsia pois.

      1. Teemu Öhman sanoo:

        Näppituntumalta sanoisin, että hiilidioksidimeri on mahdottomuus. Se tuottaisi niin isoja geokemiallisia ongelmia, että en millään jaksa uskoa sellaiseen. Sciencen jutuissa ei otettu kantaa meren hiilidioksidipitoisuuteen, mutta ihan varmasti niin geokemistit kuin astrobiologitkin (mielellään yhdessä) ovat jo artikkeleja aiheesta kirjoittamassa. Loogiselta tuntuisi, että Europan meren hiilidioksidipitoisuus olisi suuruusluokaltaan samassa sarjassa kuin maapallon valtamerissä. Itselläni ei tosin ole haisuakaan, miten esimerkiksi hiilidioksidin liukoisuus veteen käyttäytyy, jos Europan meri on vaikkapa sen 150 km syvä. Toki alhainen painovoima kompensoi, mutta paine vastannee silti noin kahden Mariaanien haudan syvyyttä. No, joka tapauksessa oma veikkaukseni on, että aika ”normaali” se meren koostumus on. Kun kymmenen vuotta jaksetaan odotella, on Europa Clipperin myötä tuosta sisärakenteestakin luultavasti merkittävästi nykyistä tarkempi käsitys.

    Vastaa

    Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *