Kraatterin reunalta

Titanin tylsät(?) tasangot

2.11.2026 klo 05.06, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Dyynit , Sedimentaatio , Titan

Tähän mennessä tapahtunut:

• Titan on Saturnuksen suurin kuu. Samalla se on Jupiterin Ganymedeen jälkeen koko aurinkokunnan toiseksi suurin, ja Merkuriusta isompi.
• Titan on ainoa kuu, jolla on merkittävä kaasukehä. Lähinnä typestä koostuva kaasukehä on reippaasti Maan ilmakehää tiheämpi. Kaasukehän läpi näkee ainoastaan tutkalla, sekä eräillä kapeilla infrapunasäteilyn kaistoilla.
• Titan on Maan ohella ainoa taivaankappale, jolla on täysi nestekierto ja vielä nykyisinkin lainehtiviä meriä ja järviä. Veden sijasta Titanissa kiertävät hiilivedyt.

Planeettageologiassa millään pinnanmuodolla ei ole niin suuria haasteita julkisuuskuvansa kanssa kuin tasangoilla. Ne eivät näytä oikein miltään vaikka valaistuskin olisi kohdallaan. Niillä ei myöskään yleensä tapahdu juuri mitään. Ennenkin siteeraamaani äänekoskelaista sananpartta mukaillen ne ovat vaan, ihan kuin Sumiainen.

Titanin tasangot eivät ole poikkeus, vaan Venuksen valtavien laavatasankojen kanssa aivan kärkisijoilla vähiten kiinnostavan imagon kisassa. Venuksen laavatasangoilla sentään on puolellaan se etu, että ne osoittavat koko planeetan pinnan uusiutuneen geologisesti varsin vähän aikaa sitten. Ja Marsin pohjoisilla tasangoilla lainehti luultavasti joskus valtamerellinen vettä. Titanin tasangoilta kaikki tämä jännitys puuttuu. Ne ovat vaan.

Vuonna 2014, eli Cassini-luotaimen ollessa vielä tutkimassa Saturnusta ja sen kuita, ilmestyi Cambridge University Pressin maineikkaassa Cambridge Planetary Science -kirjasarjassa Titan-tutkimuksen perusoppikirja, jämäkästi nimeltään Titan.  Sen 450:een isoon sivuun mahtui peräti puolisen sivua asiaa tasangoista. Tuolloin sentään jo tiedettiin, että ne esiintyvät lähinnä Titanin keskileveyksillä ja peittävät ison osan kuun pinnasta. Syntytavasta tai tarkemmasta olemuksesta ei vain ollut oikein mitään selkeää käsitystä, vaan arviot sinkoilivat sinne tänne. Tuo puoli sivua ei ihmeitä tehnyt Titanin tasankojen saattamiseksi suuren yleisön tai edes muiden planeettatutkijoiden tietoisuuteen. Asiaa ei ole auttanut, että Titan-tutkijat itsekin kutsuvat niitä nimellä ”blandlands”.

Alkuvuonna 2025 puolestaan ilmestyi Elsevierin kustantama Titan After Cassini–Huygens. Kuten nimikin kertoo, tähän oppikirjaan on saatu rauhassa sulateltua koko syksyllä 2017 päättyneen lennon tuottama aineisto. Sen 500:n sivun joukossa on sentään jo vajaat neljä sivua havaintoja ja johtopäätöksiä tasangoista. Huomattavaa edistystä siis.

Syytä kiinnostuksen lisäämiseen onkin, sillä tasangot kattavat huikeat 65 % Titanin pinnasta. Vuosikymmenessä tieto niiden olemuksesta ja merkityksestä on kasvanut merkittävästi, vaikka isoja aukkoja ymmärryksessämme yhä onkin.

Titanin globaalissa geologiassa on yksinkertaista ihmistä viehättävää systemaattisuutta. Sen päiväntasaajan tienoita kiertävät valtavat dyynikentät. Ne peittävät 17 % koko Titanin pinnasta. Tämä on yli tuplasti enemmän kuin maapallolla.¹ Järvet ja meret, jotka ovat paljon uutisissa ja joista minäkin olen tämän blogin puitteissa kirjoittanut jo ainakin kolme kertaa, ovat pinta-alan näkökulmasta todella vähäpätöinen geologinen yksikkö, sillä ne kattavat vain puolitoista prosenttia Titanin pinnasta. Tämä laskelma sisältää myös kuivuneet järvet. Järvet ja meret sijaitsevat Titanin korkeilla leveysasteilla etenkin pohjoisessa, mutta osin myös eteläisen napaseudun tuntumassa. Toki pinta-ala ei ole ainoa merkittävyyden mittari, sillä Titanin geologisen elämän kannalta hiilivetyjärvet ja -meret ovat paljon tärkeämmässä osassa kuin niiden vähäpätöinen pinta-ala antaisi ymmärtää.

Dyynikenttien ja järviseudun välissä ja topografisesti matalalla sijaitsevat tasangot. Ne ovat Cassinin 2,2 cm:n aallonpituudella toimineen tutkan näkökulmasta pääosin erittäin yksitoikkoisia. Toisin sanoen senttien mittakaavassa tasangoilla ei juuri epätasaisuuksia ole. Myös isomman mittakaavan korkeusvaihtelut ovat hyvin vähäisiä.

Tasankoja on pystytty erottamaan lukuisia eri alatyyppejä, jotka tapaavat hissukseen vaihettua toisikseen. Kaikkein mitäänsanomattomin tyyppi, englanniksi undifferentiated plains, joita päätin juuri kutsua suomeksi nimellä piirteettömät tasangot, on tasankotyypeistä yleisin. Tällaiset tasangot ovat esimerkiksi vuoria ja törmäyskraattereita nuorempia. Ne kattavat 17 % koko kuun pinnasta ja koostuvat hiilipitoisesta aineksesta eli orgaanisista yhdisteistä.

Korkeammilla leveysasteilla (>50°) piirteettömien tasankojen sijasta tavallisimpia ovat scalloped plains -tasangot, joiden reunat tapaavat olla kaarevien rakenteiden hallitsemia ja joiden tutkalle kirkkaammassa pinnassa on myös enemmän epämääräisiä rakenteita ja jyrkkäreunaisia kuoppia, joissa osassa on nykyisinkin hiilivetyjärviä. Järviprosessit ovat voineet laajamminkin olla tämän tasankotyypin ulkomuodon taustalla. Keskileveyksillä on piirteettömien tasankojen lisäksi myös sellaisia tasankoalueita, nimeltään lineated plains, joissa näkyy pitkiä ja kapeita itä–länsisuuntaisia rakenteita. Nämä on tulkittu tuulen kuluttamiksi eroosiomuodostumiksi eli yardangeiksi. Muitakin tasankovariantteja on, ja osa niistä sisältää orgaanisen aineksen lisäksi vesijäätä. Jotkut voivat myös olla ainakin osittain jokitoiminnan synnyttämiä. Pääosin tasangot ovat kuitenkin orgaanista ainesta, ja koska ne ovat niin valtavan laajoja, ovat ne Titanin tärkein orgaanisen aineksen varasto. Ne myös lienevät orgaanisten sedimenttien loppusijoituspaikka.

Tavallisin tasankotyyppi ja yleisin Titanin geologinen yksikkö on siis piirteetön tasanko. Koska tämän tyyppisiä tasankoja on niin tavattoman paljon ja ainakin osa muista tasangoista lienee läheistä sukua tälle tyypille, olisi tietysti kiva ymmärtää, mistä niissä oikein on kyse. Onneksi viime keväänä Journal of Geophysical Research: Planets -lehdessä ilmestyi Anthony Finen ja Valerio Poggialin johtaman ja vanhanaikaisen viehättävästi ainoastaan Cornellin yliopiston tutkijoita sisältäneen ryhmän kirjoittama artikkeli Titan’s Plains Revealed: Evidence for a Layered Surface. Sen luettuaan on jo paljon tietäväisempi siitä, mitä tasangot saattavat olla, ja mitä ne eivät ainakaan ole.

Cornellin porukka käytti tutkimuksessaan Cassinin tutkaa yhdistellen sen eri aineistoja ja koettaen mallintaen ymmärtää, mitä ne loppujen lopuksi tasangoista kertovat. Kun tutka katsoo sivulle synteettisen apertuurin moodissa, saadaan tarkimmat kuvat. Kun taas tutka osoittaa suoraan alaspäin altimetrimoodissa, saadaan paitsi korkeusmittauksia, myös tarkempaa tietoa pinnan karkeudesta ja sen suhteellisesta permittiivisyydestä. Kun eri Titanin ohilentojen tuloksia yhdistämällä samasta alueesta onnistutaan saamaan dataa niin SAR- kuin altimetrimoodissakin, on tilanne jo aikamoisen mukava.

Tutkan välillisesti kertoma pinta-aineksen suhteellinen permittiivisyys ei Iceyen toimiston ja Ilmavoimien avaruuskonttorin väen lisäksi välttämättä ihan hirveän suurta osaa suomalaisista suoraan kosketa tai kiinnosta. Planeettageologiassa edes sen perusteiden tajuaminen on kuitenkin varsin tarpeellista. Suhteellisen permittiivisyyden toinen nimityskään, dielektrinen vakio, ei vaan kauheasti ymmärtämistä helpota tai kiinnostusta herätä. Kolmas nimi, eristevakio, sentään antaa jo muillekin kuin fyysikoille ja sähköinsinööreille mahdollisuuden päästä hajulle siitä, mistä siinä on kyse. Eristevakio nimittäin nimensä mukaisesti kuvaa sitä, kuinka paljon materiaali heikentää siihen kohdistettua sähkökenttää, eli kuinka hyvä sähköeriste se on. Tähän vaikuttavat etenkin aineen kemiallinen koostumus ja tiheys. Näistä siis saadaan tutkasignaalia tutkimalla tietoa. Ja niistä päästäänkin jo tekemään geologisia päätelmiä.

Cornellin tutkijat päätyivät valitsemaan kohteikseen 13 noin 100 km²:n suuruista tutkimusaluetta eri puolilla Titania sijaitsevilta piirteettömiltä tasangoilta. Neljältä alueelta oli saatavissa mittauksia myös tutkan korkeusmittarimoodissa.

Ensimmäinen keskeinen havainto oli, että piirteettömät tasangot ovat ihan yhtä piirteettömiä katsoi niitä mistä suunnasta tahansa. Jos välttämättä vaikeaa sanaa haluaa käyttää, ne ovat siis isotrooppisia. Esimerkiksi tuulen tai liikkuvan nesteen synnyttämät kareet tai virtaavan nesteen kaivertamat pienet purot ovat hyvin voimakkaasti suuntautuneita rakenteita. Koska mitään tällaisiin viittaavaa ei nähty, eivät nämä prosessit myöskään liene ainakaan tasankojen nykyisen ulkoasun taustalla.

Cornellilaisten tärkein tulos paljastettiin jo artikkelin otsikossa: piirteettömien tasankojen tutkahavaintoja ei saatu mitenkään mallinnettua pelkästään yksikerroksellisella kohdeaineksella. Piirteettömien tasankojen on Finen ja kumppanien mukaan siis pakko olla kerroksellisia.

Tutkasignaali meni ensimmäisen kuohkeahkon kerroksen läpi ja toi tietoa sen alla sijaitsevasta kovemmasta kerroksesta. Alemman kerroksen pinta on karkeampi ja epätasaisempi kuin ylemmän, mutta on silti tasaisempi kuin useimmat muut Titanin pinnat. Kyseessä voi olla jokin vanhempi toisenlaisesta materiaalista koostuva kerros, tai vaihtoehtoisesta höttöisen pinta-aineksen pohja, jossa on tapahtunut muutoksia.

Mallinnuksista ei koskaan voida saada täysin yksiselitteisiä vastauksia, joten siksikään päällimmäisen höttöisen kerroksen paksuutta ei varmuudella tiedetä. Joka tapauksessa se on enemmän kuin tutkan aallonpituus eli 2,2 cm, mutta voi olla vain muutaman sentin. Metriä enempää se ei kuitenkaan missään tapauksessa ole.

Pintakerroksen alkuperästä oli New Yorkin takametsien miesoletetuilla esittää muutama perusteltu päätelmä. Ensinnäkään kerroksessa ei näy minkäänlaista gradienttia tai kallistusta. Tämä sotii sitä vastaan, että kerros olisi jokitoiminnan synnyttämä, jokien vaatimuksena kun tuppaa olemaan alamäkeen virtaaminen, ja ne tyypillisesti synnyttävät kallellaan olevia kerrostumia.

Tuulikerrostuminen olisi periaatteessa mahdollista. Dyyniaineksen ja tasankoaineksen onkin havaittu paikoitellen sekoittuvan. Ongelmana on, että koostumukseltaan dyynit ja tasangot ovat erilaisia. Tarkemmat koostumushavainnot tulevat kuitenkin infrapunaspektrin mittauksista, jotka pohjautuvat päällimmäisten mikrometrien koostumukseen, kun tutkan tapauksessa puhutaan kymmenistä senteistä. Pelivaraa siis tässä suhteessa on. Toki tuulikerrostumishypoteesin ongelmana on sekin, että tasangot ovat äärimmäisen tasaisia, jota dyynit taas eivät ihan määritelmällisestikään ole.

Paras teoria piirteettömille tasangoille on hienorakeisten valokemiallisten tuotteiden kerrostuminen kaasukehästä. Rahvaanomaisesti tätä sopii kutsua lumisateeksi. ”Lumi” vain ei ole huokoista vesijäätä, vaan auringonvalon vaikutuksesta typestä ja metaanista syntynyttä orgaanista mönjää eli toliineja. Havaittua kerroksellisuutta voisi verrata Maan jäätiköihin, joissa tuore lumi, ylivuotinen lumi eli firn ja jää muodostavat selkeän tiheydeltään muuttuvan mutta koostumukseltaan samanlaisena pysyvän kerrosrakenteen.

Lumisademallin hankaluus on, että nykyisen käsityksen mukaan toliinilunta pitäisi todennäköisesti sadella hissukseen suunnilleen kaikkialla Titanissa, eikä mitenkään erityisesti keskileveyksillä, joilla piirteettömät tasangot enimmäkseen sijaitsevat. Pelastus voi kuitenkin löytyä ilmastollisista tekijöistä. Päiväntasaajan alueella tuulee liikaa, jotta tasaista kerrostumista pääsisi tapahtumaan. Keskileveyksillä tuuli tyyntyy, joten tasainen kerrostuminen on siellä mahdollista. Lähempänä napoja taas on liian kosteata ja pinnalla virtailevat hiilivedyt estävät tasaisen kerrostumisen.

Pinnan alla olevaa kovempaa kerrosta olisi houkuttelevaa ajatella vuodenaikaisvaihtelun synnyttämäksi. Siis vaikkapa jotenkin niin, että Titanin kesällä jonkinmoinen sulamisprosessi muokkaa pintaa, joka sitten kovettuu ja kesän jälkeen alkaa taas peittyä toliinilumeen. Todennäköisemmin sademäärät eivät vain ole likimainkaan sellaiset, että tämä toimisi. Paljon uskottavampi mahdollisuus on, että kyseessä olisivat huomattavasti pidemmän aikavälin ilmastolliset ilmiöt, jotka johtuvat Saturnuksen kiertoradan vaihteluista samaan tapaan kuin maapallon Milankovićin jaksot. Tärkein tekijä tässä olisi perihelikiertymä, eli Saturnuksen kiertoradan Aurinkoa lähinnä olevan pisteen liikkuminen. Sen jakso on noin 45 000 vuotta, eli muutaman kertaluokan enemmän kuin Saturnuksen vajaat 30 Maan vuotta kestävä vuosi. Myös pidempiä, satojen tuhansien vuosien aikaskaalalla operoivia jaksoja Saturnuksella on, ja ne voivat myös vaikuttaa Titanin ilmastoon. Mikäli hypoteesi Titanin tasankojen yhteydessä Saturnuksen kiertoradan ominaisuuksiin sattuisi pitämään paikkansa, olisi tasangoilla ja tasankoaineksen täyttämissä vuoristolaaksoissa jemmassa pitkä tallenne Titanin ilmastohistoriaa, joka samalla avaisi myös Saturnuksen ratadynamiikan kehitystä.

Jotta ajatusta tasangoille kenties tallentuneista Titanin ilmastosykleistä voidaan vakavammin testata, tarvitaan vielä reippaasti lisätutkimuksia. Ja mielellään myös aivan uusia havaintoja. 2030-luvulla Titanissa lentelevän Dragonfly-kopterin ei ole tarkoitus tutkiskella tasankoja vaan pysytellä lähempänä päiväntasaajaa. Dragonflyn päätutkimuskohteen eli Selk-kraatterin lähistöltä on kuitenkin löydetty alueita, jotka muistuttavat piirteettömiä tasankoja. Niinpä Dragonflyn monipuoliset mittalaitteet voivat tuoda paljonkin lisävalaistusta tasankojen salaisuuksiin esimerkiksi niiden rakennetta ja koostumusta koskien. Eri puolille Dragonflyta integroitu geofysiikka- ja meteorologiapaketti DraGMetin DIEL-mittalaite kykenee myös mittaamaan eristevakion Huygens-laskeutujan mittauksia tarkemmin ja, mikä tärkeintä, vähintäänkin paristakymmenestä paikasta. Sen myötä Cassinin tutkahavaintojen tulkintamahdollisuudet epäilemättä paranevat tuntuvasti.

Uudet mittaukset paikan päältä ovat kuitenkin vielä vuosikymmenen päässä. Niitä odotellessa joudutaan elämään sen tosiseikan kanssa, että tietomme suurimmasta osasta Titanin pintaa ovat valitettavan heikot. Onneksi Anthony Fine Cornellin kumppaneineen osoitti, että myös Cassinin aineiston avulla on mahdollista saada ainakin jotain tolkkua tasankojen olemuksesta. Eivät ne taida ihan niin tylsiä ollakaan.

---

¹Viime kesänä ilmestyneen tutkimuksen mukaan maapallon 0,1° x 0,1°:n ruuduista 7,8 %:lla on hiekkadyynejä. Tämä ei tietysti tarkoita sitä, että koko ruutu olisi täynnä dyynejä, joten vertailu Titaniin ei ole täysin suoraviivaista. Joka tapauksessa tämä antaa jonkinlaista suuntaa ja on paras arvio jonka suht pienellä vaivalla löysin. Ja tuo 7,8 % on ainakin minusta häkellyttävän suuri osuus.

Päivitys 3.11.2026: Lisätty Milankovićin jaksojen maininnan perään muutama täsmentävä virke. Ja juu, Milankovićin jaksoista olisi korrektimpaa puhua yliopiston talkkarina akateemisen uransa aloittaneen James Crollin (1821–1890) kunniaksi Crollin–Milankovićin jaksoina, mutta tuttuuden vuoksi käytin tässä tuota perinteisempää nimeä, jotta ei tarvitse alkaa asiaa pidemmästi selittämään.

---

Häpeämättömänä mainoksena todettakoon, että pidän tiistaina 17.11.2026 klo 18.00–19.30 Tampereen pääkirjasto Metson Kuusi-salissa Tampereen Ursan kuukausiesitelmän Titan – Saturnuksen kuista suurin. Kuten nimestäkin voi päätellä, se on hieman laajennettu versio Ursalle vuosi sitten pitämästäni luennosta ja pikkuisen päivitetty Jyväskylän Siriukselle viime keväänä pitämääni luentoon nähden. Tilaisuus on ilmainen ja kaikille avoin.

---

Pluto, kraatterit ja Kuiperin vyöhyke

31.10.2026 klo 03.15, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Kraatterien morfologia , Kraatterit , Kuiperin vyöhyke , Kuu , Pluto , Törmäykset

On kulunut jo yli 11 vuotta siitä, kun New Horizons -luotain lensi Pluton ja Charonin ohi paljastaen kaksoisplaneettajärjestelmän, joka oli paljon kiehtovampi kuin kukaan uskalsi odottaakaan. Kaiken jäisen outouden keskellä oli kuitenkin jotain tuttuakin, eli törmäyskraattereita.

Vaikka vain noin 42 % (Ihan totta!) Pluton pinnasta saatiin kuvattua kohtalaisen tarkasti, eikä Pluton pinta kokonaisuudessaan edes ole erityisen reippaasti kraatteroitunut, putkahtelee Pluton törmäyskraattereita käsitteleviä tutkimuksia julki edelleen. Elokuun Meteoritics & Planetary Science -lehteä lueskellessani mieleeni jutkahtikin, että katsaus Pluton törmäyskraattereihin voisi antaa kätevän läpileikkauksen niiden käyttökelpoisuudesta tutkittaessa Pluton lähiavaruutta, Pluton pinnan koostumusta, ja itse kraatteroitumisprosessia.

Kuiperin vyöhykkeen kappaleiden kokojakauma

Niin sanottu Kuiperin vyöhyke levittäytyy aurinkokunnan ulko-osissa Neptunuksen radan takana, pyöreästi 30–50 tähtitieteellisen yksikön päässä. Sitä hallitsevat erilaiset jäiset kappaleet, joista Pluto on tunnetuin. Vyöhyke on sen verran kaukana, että suorien havaintojen saaminen sen kiertolaisista on hankalaa, ja rajoittuu väkisinkin kaikkein suurimpiin möllyköihin. Niidenkin kokoarviot vaihtelevat todella reippaasti, mistä hyvänä esimerkkinä on tällä viikolla julkistettu kääpiöplaneettakandidaatti 2026 ED138: sen halkaisijan arvellaan olevan jossain 600:n ja 1500:n km:n välillä, pinnan kirkkaudesta riippuen.

Kuiperin vyöhykkeen kaikkein pienempien kappaleiden kokojakauman osalta ollaan erilaisten mallien ja Marsin ja Jupiterin kiertoratojen välissä sijaitsevan asteroidivyöhykkeen pohjalta tehtyjen arvausten varassa. Asteroidivyöhyke on kuitenkin jättiläisplaneettojen vetovoimavaikutuksen näkökulmata aivan erilaisessa dynaamisessa asemassa kuin Kuiperin vyöhyke. Lisäksi asteroidivyöhykkeen kivet käyttäytyvät miljardeja vuosia keskenään törmäillessään eri tavoin kuin Kuiperin vyöhykkeen jäävuoret. Onneksi meillä on kuitenkin lähihavaintoja kahdesta paikasta Kuiperin vyöhykkeeltä: Pluto–Charon-kaksoisplaneettajärjestelmästä ja Arrokothista. Äkkinäinen voi tietysti ihmetellä, että mitäpä iloa kahdesta vaivaisesta datapisteestä on tutkittaessa valtaisan kokoisella alueella kiertävien kappaleiden kokoja. Vaan tässä kohdassa kraatterit ojentavat auttavan rokonarpisen kätensä: Kraatterin läpimitta on pääpiirteissään tunnettujen lainalaisuuksien mukaisessa suhteessa törmänneen kappaleen läpimittaan. Lisäksi kraatterit säilyvät havaittavissa miljardeja vuosia, joten ne tarjoavat läpileikkauksen erittäin pitkästä siivusta oman lähialueensa dynaamista historiaa.

Vuoden 2019 maaliskuun ensimmäisen päivän Science-lehti on minusta merkittävä kahdesta syystä. Ensinnäkin sen kannessa on todella hieno kuva laulavasta hiirestä. Toisekseen, ja laulamisesta puheen ollen, sivulla 955 alkaa Kelsi Singerin johdolla kirjoitettu mielenkiintoinen artikkeli Pluton ja Charonin kraattereista.

Singerin jutun pääsanoma on lyhyesti kerrottu: Pluton ja Charonin pinnalla on vähemmän pienehköjä, halkaisijaltaan alle kolmetoistakilometrisiä törmäyskraattereita kuin kukaan oletti. Planeettageologeille tämmöinen pienten kraatterin uupelo tarkoittaa yleensä sitä, että tutkittavan kappaleen pinta on hieman uudistunut. Tällöin pienimmät kraatterit ovat jonkin geologisen prosessin myötä pyyhkiytyneet pois, ja jäljelle ovat jääneet vain suuremmat kraatterit.

Tutkituilla Pluton ja etenkin Charonin alueilla merkittävästä uudistumisesta ei kuitenkaan ole havaintoja, vaan pinnat voivat hyvinkin olla yli neljän miljardin vuoden ikäisiä. Havainto tarkoittaa sitä, että tuon kokolauokan kraatterit synnyttäneitä alle kilometrin tai parin läpimittaisia Kuiperin vyöhykkeen kappaleita on jostain syystä vähemmän kuin oletettiin.

Syitä tähän pienten kappaleiden vähyyteen voidaan toistaiseksi vain arvailla. Pienet höttöiset jäämurikat voivat esimerkiksi keskinäisissä törmäyksissään hajota tehokkaammin kuin useimmat mallit ennustavat. Neptunuksen vetovoimavaikutuksilla voi myös olla osansa. Aurinkokunnan varhaisimmasta historiasta kiinnostuneet ovat kuitenkin innostuneempia kolmannesta vaihtoehdosta: ehkä pienten Kuiperin vyöhykkeen kappaleiden vähyys ei johdukaan mistään myöhemmästä kokojakaumaa muuttavasta tekijästä, vaan se heijastelee niiden ihan alkuperäistä ikivanhaa kokojakaumaa. Mikäli asia olisi näin, auttaisi se tutkijoita ymmärtämään hyvin varhaisen aurinkokunnan prosesseja. Harmi vain, ettei kukaan tällä hetkellä tiedä, mikä vaihtoehdoista on oikea.

Missä ovat sekundäärikraatterit?

Singerin ryhmän artikkelissa on myös toinen jännä havainto, joka tosin sai paljon vähemmän huomiota: Plutosta tai Charonista ei ole löydetty ainuttakaan sekundäärikraatteria. Jos joku ei satu muistamaan, ne ovat kraattereita, jotka syntyvät primäärikraatterista lentävän heitteleen törmätessä uudestaan saman kappaleen pintaan. Kokonsa puolesta niitä olisi pitänyt New Horizonsin kuvissa näkyä. Joko törmäysprosessissa on jotain outoa – ehkäpä ulkoaurinkokunnalle tyypillinen hidas törmäysnopeus tai kenties Pluton ja Charonin jään ominaisuudet eivät suosi niiden syntyä – tai sitten molempien kappaleiden pinnoilla vaikuttaa jokin voima, joka hävittää sekundäärikraatterit nopeasti näkyvistä.

Myös heittelekenttiä nähdään varsin harvoin, mutta ne eivät sentään kaksoisplaneettajärjestelmästä kokonaan puutu. Charonin kraattereilla niitä nähdään useammin kuin Pluton, mikä viitannee jonkinmoisiin eroihin törmäysprosesseissa tai kraatterien säilymisessä kaksoisplaneetan osapuolten välillä.

Maankaltaisilla planeetoilla, etenkin Marsissa ja Kuussa, sekundäärikraatterit ovat viimeisen parinkymmenen vuoden aikana olleet erittäin suuren mielenkiinnon kohteina, koska niitä alettiin tunnistaa enemmän kuin aiemmin oletettiin. Niiden erottaminen primäärikraattereista on erityisen oleellista, kun kraattereita käytetään planeettojen pintojen iänmääritykseen. Sekundäärikraatterien syntyä pohtivilla tutkijoilla riittääkin puuhaa yrittäessään selvittää, miksi sisäaurinkokunnan kiviplaneetoilla sekundäärikraattereita syntyy tolkuttomasti, mutta kaukana kylmällä Kuiperin vyöhykkeellä niitä ei nähdä lainkaan.

Kraatterit ja Pluton pinnan koostumus 

Pluton ja Charonin törmäyskraatterit siis antavat näkymän Kuiperin vyöhykkeen kappaleiden kokojakaumaan. Mutta voivatko ne kertoa jotain kiinnostavaa myös itse törmäysten kohteista? Esimerkiksi Marsin kraatterit ovat erinomainen luotain pinnanalaisiin jääkerrostumiin, ja Kuussa kraattereita on vuosikymmeniä käytetty vaikkapa löyhän regoliittikerroksen ja mare-basalttien paksuuden alueellisten erojen selvittämiseen. Voisivatko kraatterit toimia samaan tapaan myös Plutossa?

Erittäin kylmä vesijää – Pluton pinnalla on rapsakka 230 asteen pakkanen – käyttäytyy melkein kuin kivi, mutta kuitenkin vain melkein, joten aurinkokunnan sisäosista tuttuja kraattereita ei voi käyttää suoraan vertailukohtina. Parempia analogioita ovat Jupiterin ja Saturnuksen kuiden kraatterit. Pluton pinta kuitenkin koostuu vesijään ohella typpi- (N₂), metaani- (CH₄) ja häkäjäästä (CO), sekä niiden erilaisista sekoituksista. Vesijää muodostaa Pluton ”peruskallion”, jonka päällä voi sitten olla eri paksuisia kerroksia koostumukseltaan vaihtelevia jääsekoituksia, hieman maapallon nuorten sedimenttikivien tapaan. Tällaista kraatteroitumisympäristöä ei toistaiseksi ole päästy tutkimaan tarkasti missään muualla, joten Pluton (ja Charonin) kraatterit ovat ainutlaatuisia.

Reilut kuusi vuotta sitten kirjoittelin Joshua E. Hedgepethin Titanin kraattereita koskeneista tutkimuksista. Kolme vuotta myöhemmin hän oli menestyksekkäästi loikannut Pluton kraatterien kimppuun. Hän keskittyi nimenomaan kraattereihin Pluton alueellisten geologisten erojen ilmentäjinä.

Hedgepethin, Catherine Neishin ja Veronica Brayn tutkimuksen pääideana oli tutkia Pluton törmäyskraatterien syvyyksiä eri alueilla. Homma perustuu siihen, että noin periaatteessa halkaisijaltaan tietyn kokoinen kraatteri on syntyessään aina syvyydeltään samanlainen. Kohdemateriaalin koostumusvaihtelu kuitenkin vaikuttaa siihen, kuinka syvä kraatteri alkujaan on, sekä erityisesti sen littanoitumiseen myöhemmin. Pluton sisältä tuleva lämpövuo, joka vaikuttaa erityisesti jäiden pehmeyteen, on vaihdellut niin ajallisesti kuin alueellisestikin. Ilmastonmuutosten kaltaiset ulkoiset tekijät taas ovat tärkeitä etenkin kraatterien peittymisen kannalta.

Hedgepethin, Neishin ja Brayn tutkimuksessa alueellisia eroja kraatterien syvyyksissä löytyikin. Tulokset eivät kuitenkaan olleet ihan sellaisia kuin oli odotettu (mikä tietysti on tutkimuksessa parasta ja koko homman tarkoitus). Esimerkiksi Hayabusan ylänköalueella, Pluton kuuluisasta ”sydämestä” eli Tombaugh Regiosta koilliseen, oletettiin muiden tutkimusten perusteella olevan varsin paksu kerros notkeita jäitä. Tämän luulisi johtavan suht kehnossa kunnossa oleviin kraattereihin. Vaan Hedgepethpä kollegoineen löysikin alueelta oikein hyvin syvyytensä säilyttäneitä kraattereita. Vesijään päällä on vain ohut kerros volatiilisempiä jäitä, ja näin on täytynyt olla kauan. Siis jos kraatteritulkinnat pitävät paikkansa.

Kaikkein muokkautuneimmat kraatterit löytyivät Vega Terralta, reippaasti ”sydämen” länsiluoteispuolelta. Siellä on kuitenkin muiden tutkimusten perusteella vain ohut kerros metaanijäätä vesijään päällä. Vesijään taas ei pitäisi olla niin notkeaa, että kraatterit olisivat ehtineet isommin lätsähtää. Ristiriitoja siis piisaa.

Joillain alueilla, lähinnä ”sydämen” länsilounaispuolella levittäytyvän tumman ja vanhan Belton Region (entinen epävirallinen Cthulhu Macula) ja krovulkaaniseksi epäillyn nuoren Wright Monsin tienoilla, on myös ryppäinä poikkeuksellisen syviä kraattereita. Syyksi Hedgepeth ja kumppanit tarjoavat mahdollisesti normaalia huokoisempaa jäätä, joka voisi jollain tavoin olla kytköksissä kryovulkaaniseen toimintaan.

Yksi väistämätön ongelma, joka Pluton törmäyskraattereiden ja muidenkin pinnanmuotojen tutkimisesta hankaloittaa, on korkeusmittausten laadunvaihtelu. Pienenä ja halpana luotaimena New Horizonsin mittalaitearsenaali on nimittäin aika rajallinen. Siksi mukana ei ole laserkorkeusmittaria tai stereokameraa, jollaisilla saataisiin aikaiseksi oikeasti tarkkoja korkeusmittauksia ja -malleja. Esimerkiksi juuri Beltonin ja Wright Monsin alueilla korkeusmallien epävarmuus on suurinta. Omituisen syvät kraatterit esiintyvät noilla alueilla kuitenkin ryppäinä, mikä ei sovi siihen, että kyse olisi vain systemaattisista korkeusmallin rajoitteista. Kyseessä siis lienee todellinen geologinen ilmiö, jonka syistä ei toistaiseksi ole paljon tietoa.   

Alueelliset erot kraattereiden suhteellisissa syvyyksissä ovat jänniä, ja epäilemättä kertovat jotain kohdemateriaalista, alueiden geologisesta kehityksestä ja mahdollisesti ilmastohistoriastakin. Ehkä mielenkiintoisinta on kuitenkin kraattereiden syvyyksissä nähty globaali trendi. Luonnollinen ajatus on, että muutokset olisivat lähinnä leveysasteen mukaisia, samaan tapaan kuin vaikka Marsin pinnanalaisesta roudasta ja jäästä kertovat kraattereiden piparkakkuheitteleet. Näin ei kuitenkaan ole: systemaattisuus on ennemminkin itä–länsi-suuntaista. Pääsääntöisesti kraattereiden muokkautuminen vähenee kohti kaakkoa.

Pluton ”sydämen” läntinen puolisko muodostuu Sputnikin törmäysallasta täyttävästä typpijäätasangosta, jonka alla savolaisittain joko on tai ei ole merta, kuten pari vuotta sitten kirjoittelin. Suositun hypoteesin mukaan Sputnikin altaan synty muutti Pluton massajakaumaa niin reippaasti, että sen pyörimisakseli muljahti eri asentoon. Tähän todelliseen napavaellukseen myös Hedgepeth perustaa selitysmallinsa: nykyään lähinnä pituusasteen suhteen systemaattisesti muuttuva kraattereiden syvyys on alkujaan ollut enemmän tai vähemmän leveysasteriippuvaista. Pluton raju keikahdus kuitenkin muutti näkökulmaamme, joten entinen leveysasteriippuvuus onkin nyt lähinnä näennäistä pituusasteriippuvuutta. Ideassa on monta mahdollisesti ongelmallista kohtaa etenkin tapahtumien ajoituksen suhteen, mutta ensimmäisenä työhypoteesina se tuntuu hyvinkin uskottavalta. Helppoa asian tutkiminen ei ole, mutta toivottavasti siitä vielä joskus saadaan parempi selko.

Väliinputoajien kummallisuudet

Pluton kraatterit siis kertovat kiehtovia tarinoita niin Kuiperin vyöhykkeestä kuin Pluton geologisesta historiastakin. Mutta kertovatko ne mitään uutta aurinkokunnan tärkeimmästä geologisesta prosessista, eli kraatteroitumisesta itsestään?

Tästä päästään takaisin elokuun jyhkeään Meteoritics & Planetary Science -­lehteen. Kaiken muun mukavan ohella siellä on Nadine de Camposin ja etenkin Brasilian törmäyskraattereita löytäneen ja ansiokkaasti tutkineen Alvaro P. Cróstan artikkeli Morpho-structural analysis of impact craters on Pluto: Implications for the study of complex craters.

Artikkeli on toistaiseksi kaikkein kattavin tutkimus Pluton kraattereiden olemuksesta. Siinä esimerkiksi selvitettiin kaikkien mitattavissa olevien keskuskohoumien korkeudet. Erityisen kiinnostavaa on, että jutussa pureudutaan kraatteroitumisprosessin keskeiseen nivelkohtaan: milloin kraatteri ei ole enää yksinkertainen pieni pyöreä kuoppa eli maljakraatteri, vaan muuttuu paljon monimuotoisemmaksi suureksi kompleksikraatteriksi. Malja- ja kompleksikraatterien eroista pitäisi joskus kirjoittaa ihan oma blogijuttunsa, niin oleellinen ja usein väärinymmärrettykin asia se ainakin näin (entisen) kraatteritutkijan silmin on ihan koko planeettageologisen tutkimuksen kannalta.

Tällaista vanhaa kraatterihämyä miellyttää kovasti, että de Campos ja Crósta eivät ole jumahtaneet tuijottamaan vain esimerkiksi sitä, missä kohdassa kraatterien syvyys/läpimitta-suhde (d/D) muuttuu selvästi pienemmäksi (eli kraatteri lättänöityy), tai milloin keskuskohoumat ilmestyvät kuvaan mukaan. Jo 1960–70-luvuilla nimittäin ymmärrettiin¹ oikein hyvin, ettei ero kraatterityyppien välillä tietenkään ole yksiselitteisen terävä raja, vaan hieman eri asioita alkaa tapahtua eri vaiheissa kraatterin koon kasvun myötä.

Keskuskohoumien ja pienen d/D:n lisäksi keskeisiä aitojen kompleksikraatterien tunnusmerkkejä ovat tasaiset pohjat ja porras- eli terassimaisesti romahtaneet kraatterien reunat. Kompleksikraattereiksi juuri vaihettumassa olevilla kraattereilla ominaista ovat pyöreähköreunaiset romahdusrakenteet kraatterin reunoilla. Reuna näyttää siltä kuin siitä olisi jäätelökauhalla otettu pala pois. Englanniksi nämä tunnetaan Venuksestakin tuttuihin kampasimpukoihin viittaavalla nimellä scallops ja ilmiönä nimellä scalloping, mutta suomeksi niille ei tietenkään mitään vakiintunutta nimitystä ole. Simpukka(maisista)romahduksista voi paremman puutteessa puhua.

Aiemmissakin tutkimuksissa on pyritty selvittämään, missä kokohaarukassa vaihettuminen maljakraattereista kompleksikraattereiksi Plutossa oikein tapahtuu. Hajonta on ollut hurjaa. Pienimmäksi yleispäteväksi vaihettumisläpimitaksi on mainittu vain noin 4,3 km, suurimmaksi ainakin alueellisesti päteväksi puolestaan peräti 15 km. Analyyttiseltä kannalta nykyisten kraatterigurujen terävimpiin kuuluva Stuart Robbins puolestaan sai numeroita ankarasti pyöriteltyään arvoksi noin 11–12,5 km.

De Campoksen ja Cróstan arvio Pluton kraatterien vaihettumisläpimitaksi on 10–14 km. Jos pelkästään kraatterien tasaisia pohjia pidettäisiin rajana, olisi se noin 8,5 km. Nämä luvut sopivat hyvin yhteen Robbinsin määritysten kanssa. Tämä on hyvä pitää mielessä, sillä esimerkiksi Pluto-raamatussa The Pluto System After New Horizons mainittu 4,3 km elää vielä pitkään.

Vaihettumisläpimitan määrittäminen saattaa tuntua joutavanpäiväiseltä akateemiselta nyhertämiseltä. Se on kuitenkin erittäin kätevä ja välttämätönkin työkalu yritettäessä ymmärtää paitsi kraatteroitumisprosessia, myös määritettäessä pintojen ominaisuuksia. Lisäksi se seikkailee erinäisissä laskentakaavoissa, ja toimii hyvänä vertailukohtana eri taivaankappaleiden välillä. Se ei koskaan näy tiedeuutisten otsikoissa, mutta se on aika välttämätön käsite, jos haluaa ymmärtää mitä otsikoiden takana tapahtuu.

Vaihettumisläpimitan perussäännöt ovat yksinkertaiset: Mitä suurempi vetovoiman kiihtyvyys (g), sitä pienempi vaihettumisläpimitta, mikäli kohdeaineksen koostumus on sama. Ja mitä notkeampi kohdeaines, sitä pienempi vaihettumisläpimitta.

Esimerkiksi Neptunuksen suurimmalla kuulla Tritonilla vetovoiman kiihtyvyys on tarkemmin tutkituista aurinkokunnan kappaleista lähimpänä Plutoa, mutta kuitenkin yli neljänneksen suurempi. Vaihettumisläpimitta molemmilla on silti sama (noin 11 km). Jotta Pluton alhaisemmassa vetovoimakentässä saadaan syntymään kompleksikraattereita samalla halkaisijalla, Pluton pinnan pitää olla hitusen heikompaa ainesta kuin Tritonin. Verrattuna muihin suuriin jäisiin kappaleisiin molempien pinta-ainekset vaikuttavat kuitenkin kummallisen jämäkiltä. Koko kuviossa on selvästi jotain oleellista, jota emme vielä tiedä.

De Camposin ja Cróstan tutkimuksessa ehkäpä mielenkiintoisin havainto sijoittuu juuri sinne vaihettumisläpimitan tienoille. He nimittäin erottivat tavallisten malja- ja kompleksikraatterien lisäksi joukon kraattereita, jotka ovat muodoiltaan jossain niiden välimaastossa. Sellaistenkin olemassaolo on tiedetty ”aina”, mutta enemmän huomiota ne ovat alkaneet saada vasta viimeisen vajaan kymmenen vuoden aikana. Maasta hyviä esimerkkejä ei tunneta montakaan, mutta Kuusta tietysti runsaammin. En mene vannomaan että de Camposin ja Cróstan työ olisi ensimmäinen kattavampi tutkimus tällaisista välivaiheen kraattereista jäisillä kappaleilla, mutta ei niitä ainakaan liikaa vielä ole.

De Camposin ja Cróstan määritelmän mukaan välimuodon kraattereilla (Kuka keksisi näille järkevän suomenkielisen nimen? Englanniksi ne kulkevat nimellä transitional complex craters tai pelkästään transitional craters.) on tasainen pohja ja simpukkamaisia romahduksia, mutta ei varsinaisia terasseja. Täysiverisellä kompleksikraatterilla pitää heidän mukaansa olla keskuskohouma, mutta muut ominaisuudet voivat vaihdella reippaastikin.

Pluton välimuodon kraattereilla on se erikoislaatuinen piirre, että ne ovat syviä. Syvyys on sekä suhteellista (eli halkaisijaan verrattuna) että absoluuttista (metreissä mitattuna). Halkaisijan ollessa sama, ovat välimuodon kraatterit syvempiä kuin sekä maljakraatterit että kompleksikraatterit. Pluton korkeusmittausten virherajat ovat valitettavan suuria, eivätkä de Campos ja Crósta tehneet analyysiä erojen tilastollisesta merkittävyydestä, mutta pelkästään kaavioita katsellen ero ei vaikuta olevan hirvittävän suuri, vaikkakin silti todellinen. Itse en ainakaan muista, että Kuun välimuodon kraattereilla olisi tuollaista selkeää trendiä havaittu. Joko jäisillä kappaleilla – tai vain Plutossa – tuntuu siis tapahtuvan jotakin omituista, kun maljakraatterit ovat vaihettumassa kompleksikraattereiksi. Tarkempaa kantaa tähän eivät de Campos ja Crósta tähän kuitenkaan ottaneet. Jääpähän muillekin vielä pohdittavaa.

Kraatterien universaali ilosanoma

Törmäyskraatterit ovat siis paitsi mielenkiintoisia, myös kiistattoman käyttökelpoisia, joskin silloin tällöin aika omituisiakin veijareita. Onni on, että niitä esiintyy kaikilla kiinteäpintaisilla kappaleilla aurinkokunnassamme. Plutossa, aivan kuten muuallakin aurinkokunnassamme, törmäyskraatterit hoitavat monia erilaisia tehtäviä. Ne kertovat oman avaruudenkolkkansa kehityksestä jopa miljardien vuosien ajalta. Ne kuvastavat kohdeaineksen ominaisuuksia alueellisine muutoksineen ja paljastavat syviä kerrostumia ja rakenteita, joiden näkeminen ja tutkiminen muuten olisi käytännössä mahdotonta. Erityisesti geologisesti aktiivisilla planeetoilla, joiden kaasukehä on vuorovaikutuksessa kivikehän kanssa – Maa, Mars, Titan ja osin myös Pluto hyvinä esimerkkeinä – ne säilövät muualta kadonnutta ilmastohistoriaa. Ja ne tietysti auttavat ymmärtämään aurinkokuntamme merkittävintä geologista prosessia.

Onneksi luonto on meille törmäyskraatterit suonut, sillä mitään niin hyödyllistä emme ikipäivinä omin voimin saisi aikaiseksi.

---

¹Kraatteritutkijat ovat tämän ymmärtäneet aina, mutta edes muille planeettatutkijoille asia ei ole ollut selvä. Stuart Robbins tiivisti tämän hyvin: ”While it is understood in the crater community that these quantities are ranges, it is not well broadcast to the larger planetary science community.”On ihan oikeasti oleellista puhua asioista niin että muutkin tajuavat.

Kiitokset Walter Koenigille (14.9.1936–25.10.2026) ja Patrick Stewartille (13.7.1940–28.10.2026).

---

Muokkaus 2.11.2026: Pari pientä kirjoitusvirhettä korjasin (joku sinne jäikin, koska näin mutta sitten hukkasin sen), ja Giordano Brunon kuvatekstiin lisäsin unohtuneen maininnan kuvan poikkeuksellisesta asennosta.

---

Marsin säteet ja Kuun kylmät läiskät

1.9.2026 klo 05.44, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Heittele , Kraatterien morfologia , Kraatterit , Kuu , Mars , Törmäykset

Jos ihminen katselee Kuuta kiikarilla tai kaukoputkella täysikuun aikaan, hän on todennäköisesti joko maallikko tai kuullikko. Keskimääräinen tähtiharrastaja hän ei ole, sillä he pysyvät sisätiloissa täydenkuun aikaan. Maallikko sen sijaan on kukaties ihastellut korkealla talvitaivaalla kirkkaana loistavaa Kuuta ja kaivanut kiikarit esiin nähdäkseen netistä tutut jylhät kraatterimaisemat. Hän myös saattaa tuntea lievää pettymystä, kun niitä ei näykään. Täydenkuun aikaan Kuun pinta on varjoton, eivätkä korkeuserot siksi erotu. Täysikuu näyttää maallikolle vain pyöreältä harmaanvalkealta levyltä, jossa on tummemman ja vaaleamman harmaita läiskiä ja kirkkaita viiruja.

Kuullikko – Kuun havaitsemiseen intohimoisesti ja päämäärätietoisesti suhtautuva henkilö – puolestaan havaitsee Kuuta täydenkuun aikaan juuri siksi, että varjot eivät ole haittaamassa harmaansävyjen todellisen olemuksen erottamista. Värierot paljastavat laavatasankoja, joiden iät ja koostumukset hieman vaihtelevat, Kuun muinaisten tulivuorten tuhkakerroksia ja tuoreiden törmäyskraattereiden heittelekenttiä.

Heittelekerroksen näyttävin osa muodostuu tyypillisesti ympäristöää kirkkaammista pitkistä ja kapeista säteistä. Ne voivat ulottua satojen ja jopa tuhansien kilometrien päähän kraatterista. Säteet ovat kaikkein nuorimpien törmäyskraattereiden tunnusmerkki.

Maapallon kraattereiden ympäriltä, sen paremmin törmäyskraattereden kuin vulkaanistenkaan, ei yleensä mitään säteiden tapaista erotu.¹ Vertauskohtien puuttuessa Kuun säteiden selittäminen olikin varhaisille kuututkijoille erittäin ongelmallista. Ne eivät nimittäin edes heittäneet minkäänlaisia varjoja, joten niiden täytyi olla äärimmäisen matalia. Ne myös ylittivät yhtälailla ylänköjä kuin alankojakin. Erään suositun mallin mukaan säteet edustivat kraattereita ympäröivää rakojärjestelmää. Näistä raoista olisi sitten purkautunut jotain kirkasta mineraalia, kuten suolaa tai vesijäätä.

Nykyisin säteiden siis tiedetään olevan nuorten törmäyskraatterien heitteleen synnyttämiä. Avaruustutkimuksen edistyessä niitä on löydetty ympäri aurinkokuntaa Merkuriuksesta Charoniin saakka. Kuun ohella erityisen komeita sädekraattereita on Jupiterin suurilla kuilla Ganymedeellä ja Kallistolla. Varsinaisista planeetoista Merkurius on säteiden kannalta antoisin. Vaikka perusteet säteistä ovat olleet selvillä jo vuosikymmeniä, on niiden synnyn yksityiskohdissa kuitenkin rutkasti kysymysmerkkejä.

Säteet erottuvat lähinnä kahdesta syystä. Ensinnäkin ne ovat geologisesti nuoria. Tämän merkitys piilee siinä, että avaruuden säteily- ja mikrometeoriittipommitus eli avaruusrapautuminen tummentaa kaikkien suojattomien kappaleiden pintoja. Nuoret säteet eivät ole vielä ehtineet tummua samanlaisiksi kuin ympäröivät alueet. Tällaisissa säteissä on ennen kaikkea kyse siitä, että pääkraatterista lentäneen aineksen synnyttämät pienet sekundäärikraatterit paljastavat tumman pinnan alta tuoretta kirkkaampaa ainesta.

Toinen syy säteiden näkymiseen on niiden koostumus. Säteet ovat muun heittelekerroksen tapaan peräisin näkyvän pinnan alapuolelta, eikä pinta välttämättä ole samaa kivilajia kuin mitä sen alta löytyy. Siksi Kuunkaan säteiden ei tarvitse aina olla kirkkaita. Tunnetuin esimerkki tästä on 17-kilometrinen Dionysius Mare Tranquillitatiksen länsirannalla. Sen kirkkaan, syvemmältä peräisin olevan yhtenäisen lähiheitteleen ulkopuolella, etenkin kraatterin länsi- ja lounaispuolilla, onkin tummia säteitä. Ne on ruopaistu lähellä pintaa olevasta rauta- ja titaanirikkaasta basalttikerroksesta. Kuuharrastajat tuntevat Dionysiuksen tummat säteet myös haastavana Lunar 100 -listan kohteena 93.

Vaikka säteet ovat alkujaan määritelmällisesti helpo(hko)sti ihan näkyvän valon alueella havaittavia piirteitä kraatterien ympärillä, on niiden tutkimus sittemmin laajentunut erityisesti infrapuna-alueelle. Tästä on kiittäminen etenkin Marsia.

Viking-aikakaudella 1970–80-luvuilla Marsin kraatterien säteistä nähtiin vain hyvin epämääräisiä aavistuksia. Yleinen käsitys oli, että Marsin kraattereilla ei varsinaisia säteitä ole. Tilanne kuitenkin muuttui 2000-luvun taitteessa. Mars Global Surveyor -luotaimen MOC-kamera paljasti pieniä, satojen metrien läpimittaisia kraattereita, joilla oli selvät, tyypillisesti tummat säteet.

Varsinainen vallankumous tapahtui kuitenkin Mars Odyssey -luotaimen THEMIS-instrumentin myötä. Kyseessä on käytännössä lämpökamera. Sen kuvista havaittiin, että Marsissa on kilometrikokoluokan sädekraattereita. Aluksi vaikutti siltä, että isompien kraatterien säteet ovat Marsissa hyvinkin harvinaisia, mutta sittemmin vähintään kolmekilometrisiä sädekraattereita on tunnistettu pitkästi toista sataa.

Marsin suurempien kraatterien säteet erottuvat erittäin heikosti jos ollenkaan näkyvän valon alueella, mutta ovat selkeitä kymmenien ja satojen kilometrien mittaisia viiruja lämpökameran kuvissa. Mielenkiintoisesti selvimmät kilometriluokan sädekraatterit Marsissa tapaavat olla kohtalaisen vinojen törmäysten synnyttämiä, esiintyvät lähinnä vain nuorilla vulkaanisilla tasangoilla, ja saattavat olla Mars-meteoriittien lähtökraattereita.

Säteet erottuvat yöllä ympäristöään kylmempinä, koska ne ovat höttöistä ainesta, josta lämpö karkaa helposti. Kylmien säteiden keskellä on lämpimämpiä sekundäärikraattereita, jotka ovat paljastaneet karkeampaa ja siksi lämpimämpää kiviainesta.

Palataanpa kuitenkin Kuuhun. Kuten neljä vuotta sitten blogistelin, Lunar Reconnaissance Orbiter -luotaimen Diviner-radiometrin myötä Apollo-aikakaudella mysteereiksi jääneet kylmät läiskät paljastuivat pieniksi tuoreiksi säteiden ympäröimiksi törmäyskraattereiksi. Kuun kylmät läiskät ovat kuitenkin merkittävästi tavallista heittelekenttää tai säteitä laajempia.

Elokuun puolivälissä Journal of Geophysical Research: Planets –lehdessä ilmestyi väitöskirjaopiskelija Trevor P. Erwinin johdolla kirjoitettu Purduen yliopiston tutkimusryhmän artikkeli The Length of Martian Crater Rays and Their Relation to Lunar Cold Spots. Jutussa siis vertaillaan Marsin säteitä ja Kuun kylmiä läiskiä.

Purduen mallinnusryhmän artikkelin perusidea on varsin yksinkertainen, ja se perustuu suurelta osin aiemman Purduen väitöskirjaopiskelijan Jacob R. Elliottin johdolla vuonna 2018 julkaistuun sädemalliin: kylmät läiskät ja Marsin säteet ovat tavallisten optisella alueella Kuussa näkyvien säteiden jatkeita. Ne syntyvät aivan samalla möyhentämismenetelmällä kuin valtaosa Kuun säteistäkin. Toisin sanoen säteissä ja kylmissä läiskissä on kyse sitä, että heittele synnyttää sekundäärikraattereita, jotka kaivavat avaruusrapautumisen tummentaman pinnan alta tuoretta kirkasta ainesta pintaan. Samalla pinnan kiviaines kuohkeutuu laajalta alueelta sekundäärikraatterin ympäriltä. Kuohkea höttö ei pidä lämpöä yhtä hyvin kuin jämäkämpi kivi, mikä johtaa kylmiin läiskiin ja Marsin kylmiin säteisiin. Kuun kylmien läiskien ja Marsin säteiden sukulaisuutta tukee, että niiden pituus pääkraatterin halkaisijaan nähden on suunnilleen sama, eli noin kertaluokkaa enemmän kuin Kuun tavallisten säteiden pituus.

Syy siihen, että kylmät läiskät ja Marsin säteet eivät näy muussa aineistossa kuin lämpökuvissa, johtuu pintaregoliitin ominaisuuksista ja pienten sekundäärikraatterien kaivautumissyvyydestä, siis siitä syvyydestä, mistä ne vielä saavat kaapaistua ainesta pinnalle. Kuun tapauksessa pienet kaukaiset sekundäärikraatterit eivät enää yltä nostamaan vaaleaa tuoretta ainesta pintaan, kun rapautuneen tumman regoliittikerroksen paksuus ylittää kaivautumissyvyyden. Sekundäärikraatterin synty kuitenkin aiheuttaa pintaregoliitin höttöistymistä, joten se johtaa lämpötilapoikkeamaan. Marsin pinnalla ei sen kaasukehän vuoksi ole havaittavissa samanlaista avaruusrapautumista kuin Kuussa ja muilla kaasukehättömillä kappaleilla. Siksi pintakerros ei lähtökohtaisesti ole sen tummempaa kuin syvempi aineskaan. Vaikka sitä kuinka kuopii, väri ei juuri muutu, joten tavallisia säteitä ei synny. Höttöisemmäksi se kuitenkin muuttuu, joten se näkyy poikkeamana lämpökameran kuvissa.

Purduen malli on viehättävän looginen ja yksinkertainen, joten ainakin sen toivoisi vähintään pääpiirteissään myös vastaavan todellisuutta. Pari asiaa mallissa kuitenkin hieman huolettaa.

Erwinin fyysikkoporukassa ei ollut yhtään vanhan liiton planeettageologia, joten mitään havaintoihin pohjautuvia mittauksia ei tehty. Niinpä Marsin säteiden osalta käppyröiden sovitukset ja tulkinnat perustuvat vain viiteen(!) kaksikymmentä vuotta sitten julkaistuun mittaukseen säteiden pituuksista. Kun isoja sädekraattereita tunnetaan nykyään pitkästi toista sataa, olisi käyriin voinut edes muutaman lisäpisteen vaivautua mittaamaan.

Suuremmaksi ongelmaksi omissa silmissäni nousee, että mallissa tunnutaan aikalailla kokonaan unohtavan yksi oleellinen havainto: itse sekundäärikraatterit näkyvät lämpöisinä pisteinä kylmien säteiden keskellä. Hieman epäsuorasti siihen kyllä viitataan, kun todetaan aiempien mallinnusten perusteella huokoisuusmuutoksia primääritörmäyksissä tapahtuvan 1–10 kraatterin halkaisijan päässä. Eri asia sitten on, kuinka tuo pätee yli kertaluokkaa hitaammissa sekundääritörmäyksissä. Joka tapauksessa idealisoitu kaaviokuva mallista antaa käsityksen, joka ei yksityiskohdissaan ole yhtäpitävä havaintojen kanssa.

Tästä lievästä keski-ikäisen kyynikon käninästä huolimatta Purduen sädemalli on siis yksinkertaisuudessaan erittäin viehättävä. Ja Erwinin tutkimus on, käsittämätöntä sinänsä, tiettävästi ensimmäinen Marsin säteitä ja Kuun kylmiä läiskiä vertaileva työ, mikä jo itsessään on merkittävä askel eteenpäin yritettäessä ymmärtää planeettojen pintoja muokkaavia voimia.

Kun Kuuhun ollaan palaamassa ja sinne myös ollaan suht vakavissaan kaavailemassa pysyvähköjä tutkimusasemia, ja ihmisten käyskentelystä Marsin pinnallakin haaveillaan, on turvallisuusnäkökulmastakin syytä yrittää ihan tosissaan ymmärtää millaista tavaraa kraattereista lentää pihalle, ja kuinka kauas. Purduen sädemalli tarjoaa vähintäänkin hyvän lähtökohdan ideoiden jatkokehittelylle.

---

¹Halkaisijaltaan 45-metrinen Kamil Egyptissä oli ylivoimaisesti paras esimerkki sädekraatterista Maassa. Meteoriittivarkaat ovat sittemmin suurelta osin tuhonneet Kamilin.

---

Venuksessa vanhakin nuortuu

1.7.2026 klo 03.59, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Tektoniikka , Venus , Vulkanismi

Kuten kaikki planeetoista kiinnostuneet muistavat, Venus on tutkimuksen osalta nykyisin pahasti unohdettu planeetta. Tätä tosiseikkaa  vain on aika vaikea ymmärtää. Venus kun on Auringon ja Kuun jälkeen ylivoimaisesti taivaan kirkkain kohde, ja Kuun jälkeen Maata lähimmäksi tuleva planeetta. Se on lähes maapallon kokoinen: Venuksen pinta-ala on yli 90 % Maan kokonaispinta-alasta, mutta kolminkertainen Maan mantereiden pinta-alaan nähden. Tutkittavaa siis piisaisi.

Lisäksi tiedämme etenkin Venuksen varhaisesta geologisesta kehityksestä todella vähän. Tämä johtuu etenkin siitä, että sen pinta näyttää uudistuneen ehkäpä joskus 500–1000 miljoonaa vuotta sitten. Emme siksi pääse näkemään suoria todisteita Venuksen varhaisimmista vaiheista. Vulkanismin ja tektoniikan yhteispelin seurauksena syntyneitä kummallisia pinnanmuotoja kuten koronia, novia tai araknoideja taas ei ole löydetty mistään muualta aurinkokunnastamme. Vertauskohtien ja monipuolisemman datan puutteessa emme siis kovin yksityiskohtaisesti ja varmasti tunne niiden syntyä ja kehitystä, vaikka näemmekin ne.

Ei Venuksen pökerryttävän paksua kaasukehääkään järin hyvin ymmärretä. Tuulet kiertävät Venuksen neljässä Maan vuorokaudessa, kun verkkainen Venus itse pyörähtää väärin päin akselinsa ympäri 243:ssa Maan päivässä. Tästä superrotaatioksi kutsutusta ilmiöstä on kyllä kivoja teoreettisia malleja, mutta ei kukaan oikeasti tiedä, miten ihmeessä ilmiö loppujen lopuksi on syntynyt ja miten se pysyy käynnissä. Myös elämästä Venuksen pilvissä on puhuttu vakavasti havaintoihin pohjautuen jo 1960-luvulta lähtien. Venuksen luulisi siis kiinnostavan.

Venuksen kaasukehä onkin sentään saanut hieman 2000-luvun lähitutkimusta osakseen, kun siihen perehtyivät eurooppalainen Venus Express vuosina 2006–2014 ja osin myös japanilainen, pahoista ongelmista kärsinyt Akatsuki vuosina 2015–2024. Vaan milloin saimmekaan viimeksi geologian kannalta ihan oikeasti todella käyttökelpoista tutkimusaineistoa Venuksen pinnasta? Se oli vuonna 1994, kun jalkapallon MM-kisat pelattiin edellisen kerran Yhdysvalloissa, Ahtisaari oli juuri aloittanut presidenttinä, ja Star Trekin uusi sukupolvi päättyi mutta Babylon 5 onneksi alkoi.¹ Sitä sopii itse kukasenkin tykönänsä miettiä.

Tuo NASAn Magellan-luotaimen yli kolmekymmentä vuotta sitten tuottama data, etenkin sen ottamat tutkakuvat lähes koko Venuksen pinnasta, ovat edelleen laadukasta tutkimusaineistoa, jos joku vaan haluaa siihen paneutua. Onneksi viime vuosina on esiin noussut uusia Venus-tutkijoita, jotka katsovat vanhaa dataa uusin silmin ja osin myös uudenlaisen osaamisen siivittäminä. Sen myötä vanhakin nuortuu.

Tessera perinteisen näkemyksen mukaan

Neuvostoliitto hallitsi Venus-tutkimusta 1970– 80-luvuilla. Venera 15 ja 16 -luotaimet kartoittivat tutkillaan Venuksen pohjoisen pallonpuoliskon vuosina 1983–1984. Kuvista tunnistettiin ensin parketiksi ja lopulta tesseraksi nimettyjä tutkakuvissa kirkkaina erottuvia alueita, joita Venuksen kuorta venyttäneet ja puristaneet voimat näyttivät muokanneen ankarasti. Tessera-alueet tulkittiin Venuksen vanhimmiksi pinnanmuodoiksi, ja ne sijaitsevat yleensä ympäröiviä nuoria tuliperäisiä tasankoja ylempänä. Lisäksi niiden koostumuksesta saatujen hajanaisten viitteiden perusteella monet tutkijat olettivat tessera-alueiden kenties olevan jotain maapallon vanhojen graniittisten mantereiden kaltaista.

Tessera peittää vain seitsemisen prosenttia Venuksen pinnasta, mutta planeetan laajimmat ylänköalueet koostuvat suurelta osin tesserasta. Niiden lisäksi pienempiä tessera-alueita kohoaa siellä täällä pieninä saarina vulkaanisilla tasangoilla. Tämä kaikki on sopinut yleiseen käsitykseen vanhasta ”mantereesta”, joka paikka paikoin pilkottaa nuorempien kerrostumien alta.

Tämä on kuitenkin kenties johtanut kenties hieman liian yksioikoiseen näkemykseen tesseran olemuksesta, sillä käsite ”tessera” itsessään, kuten yleensä muutkin planeettageologien pinnanmuodoista käyttämät nimitykset, on vain kuvaileva. Se ei ota kantaa pinnanmuodon geologiseen alkuperään. Niinpä eri tessera-alueet voivat olla eri-ikäisiä, syntyneet eri kivilajeista eri tavoin, ja niitä ovat voineet muokata erilaiset tektoniset prosessit.

Tessera ja tasangot

Kesäkuussa Journal of Geophysical Research: Planets -lehdessä ilmestyi Paul Byrnen, Christian Klimczakin ja kumppaneiden mukavasti Venus-venettä keikuttava artikkeli Geologically Recent Formation of Some Tesserae on Venus by Plains Deformation. Byrnen ja pitkälti saman tutkimusryhmän edesottamuksista tesseran suhteen kirjoittelin jo kuutisen vuotta sitten. Tuolloin ryhmä esitti, että ainakin osa tesserasta koostuu kerroksellisista, poimutetuista ja erodoituneista kivistä. Nyt porukka jatkaa tesseran mylläämistä.

Uudessa artikkelissaan Byrne ja Klimczak ryhmineen tutkivat Venuksen suurimpien ylänköalueiden, eli blogin innokkaimmille lukijoillekin tutun Aphrodite Terran ja Ishtar Terran reunojen tessera-alueiden suhdetta ympäröiviin tasankoihin. Tutkimus ei yritäkään olla kaikenkattava, vaan pyrkii neljän esimerkkialueen avulla osoittamaan, ettei kaikki ole tesseran suhteen kuten yleensä oletetaan.

Kaikilla neljällä tutkitulla alueella havaittu geologinen tilanne on samanlainen. Tesseraa ympäröi tasanko, jollaisten yleisesti oletetaan koostuvan laavoista esimerkiksi Kuun merien tapaan. Tutkimusalueiden tasangot ovat vieläpä sellaisia, jotka Venus-gurut Mihail Ivanov ja James Head ovat tulkinneet koko planeetan nuorimpiin kuuluviksi. Tutkituilla tasangolla ja tesseralla on yhdensuuntaisia harjanteita. Niillä on kuitenkin se ero, että tasangolla harjanteet ovat kapeita, mutta tesseraa lähestyttäessä ne kasvavat parikymmentä kilometriä leveiksi.

Byrne ja Klimczakin ryhmä tulkitsee harjanteet poimuiksi. Tässä näkemyksessä sinänsä ei ole mitään uutta. Poimut ovat tektonisia rakenteita, jotka syntyvät kiveä puristettaessa. Kohtalaisen hyvän käsityksen Venuksen harjanteista poimuiksi tulkittuina saa, kun hieman ryttää lattialla olevaa mattoa. Venuksen ja maton poimut voivat olla leveitä ja laakeita, tai sitten kapeita ja vieri vieressä.

Harjanteiden ikäsuhde tasankoon jota ne halkovat ei ole aina täysin selvä. Paikoin tutkimusalueilla on kohtia, joissa Magellanin tutkakuvien perusteella näyttää siltä, että harjanteet ovat alla olevaan vanhempaan kallioperään syntyneiden poimujen harjoja. Ne näkyvät nyt ainoastaan siksi, että tasangon nuori laavakerros ei ole riittäävän paksu peittääkseen vanhoja harjanteita kokonaan. Oleellista kuitenkin on, että valtaosa Byrnen ja Klimczakin tutkimista harjanteista on nuorempia kuin itse tasanko. Ensin on siis syntynyt tasanko ja sitten sitä on puristettu, mikä johti harjanteiden syntyyn.

Keskeinen havainto on, että poimuiksi tulkitut harjanteet levenevät tesseraa lähestyttäessä ja ovat leveimmillään itse tesseralla. Tämä sopii yhteen sen maapalloltakin havaitun ja niin mekaanisin mallinnuksin kuin laskuinkin todennetun seikan kanssa, että ohueen jämäkämmän kallioperän päällä olevaan kerrokseen syntyy kapeita harjanteita, mutta paksuun ”peruskallioon” leveämpiä.

Ivanovin, Headin ja monen muun Venus-vaikuttajan mukaan pinnalla havaittavien tektonisten rakenteiden määrä kertoo, ainakin monissa tapauksissa, kutakuinkin suoraan pinnan suhteellisen iän. Moneen suuntaan reippaasti muokkautunut tessera on vanhinta, rakoilleet densely lineated plains -tasangot sitä nuorempia, ja Byrnenkin ryhmän tutkimusalueen harjanteiden kuvioimat ridged plains ­-tasangot vielä nuorempia.

Tämän perinteisen ajatusmallin Byrne ja kumppanit nyt haastavat. Sen sijaan, että tessera, tasangot ja harjanteet syntyivät eri aikoina ja erilaisten geologisten prosessien seurauksina, ainakin tutkituilla neljällä alueella näyttää ilmeiseltä, että havainnot voi selittää yksinkertaisesti sillä, kuinka paljon kallioperää on puristettu kasaan, mikä taas riippuu paljolti kerrospaksuuksista.

Sikäli kun Byrnen ja Klimczakin ryhmän idea pitää paikkansa, se nuorentaa osaa tesserasta merkittävästi. Tesseran keskiosat voivat silti heidänkin mukaansa olla vanhoja. Geologisessa mielessä vain vähän aikaa sitten tapahtuneen poimutuksen myötä tessera-alueet ovat kuitenkin kasvaneet, koska nuorien tasankojen reunoja on tektoniikka murjonut ja ne on niin muodoin liitetty tesseraan. Se, mitä on aiemmin pidetty planeetan vanhimpana pintana, voikin osin olla kaikkein nuorinta.

Tasankoaineksen liittyminen tesseraan sopii mainiosti myös Byrnen aiempiin havaintoihin ja tulkintoihin siitä, että vähintään osa tesserasta koostuu kerroksellisista poimutetuista kivistä. Kerroksellinen tessera olisi siis aiempaa nuorta tasankoainesta, joka tektonisen deformaation vuoksi onkin muuttunut tesseraksi.

Byrnen porukka myöntää auliisti, että kaikille tessera-alueille heidän havaintojaan ja tulkintojaan ei voi yleistää. Ivanovin ja Headin mukaan kolme neljännestä tessera-alueiden reunoista on nuorempien laavatasankojen peitossa ilman harjanteita tai muita erityisempiä tektonisia rakenteita. Niillä tessera ei siis ainakaan ole rohmunnut ympäröiviä tasankoja itselleen. Kattavaa kartoitusta Byrne ja kumppanit eivät kuitenkaan ole toistaiseksi tehneet, joten epäilemättä alueita, joilla uusi malli luultavasti toimisi, on nyt esiteltyjä kohteita enemmän.

Tessera-tutkimuksen tulevaisuus?

Jos uusi malli pätee, on sillä moninaisia ja erittäin kauaskantoisia seurauksia Venuksen tutkimukselle ja tulkinnoille sen geologisesta menneisyydestä. Koska mallin mukaan vähintäänkin osa tesserasta selittyy luultavasti pitkään jatkuneella kuoren lyhenemisellä eli puristuksella, joka on vaikuttanut suureen joukkoon erilaisen iän, syntymekanismin ja koostumuksen omaavia kiviä, putoaa paljon käytetyltä pelkkiin rakenteisiin perustuvalta geologisten yksiköiden globaalilta korreloinnilta pohja pois. Tätä tukee myös viiden vuoden takainen havainto siitä, että tessera-alueiden koostumukset eri puolilla Venusta lienevät erilaisia. Uusiksi, ainakin osittain, pitäisi miettiä tesseran syntyhistoria, nuoren geologisen aktiivisuuden määrä, ja ylipäätään koko Venuksen geologinen kehitys. Samalla pitää tarkentaa ajatuksia siitä, mistä voisi vielä olla mahdollista löytää kiviä, jotka saattaisivat sisältää viestin Venuksen muinaisuudesta, jolloin sen olosuhteet luultavasti muistuttivat melkoisesti maapalloa.

Venuksen geologisen historian tulkintojen osalta eri kuppikunnat ovat kaivautuneet poteroihinsa ehkäpä vieläkin syvemmälle kuin planeettageologiassa yleensä. Onkin mielenkiintoista nähdä, millaisen vastaanoton Byrnen ja kumppaneiden räväkkä idea saa. Byrne ja Klimczak edustavat nuorempaa tutkijasukupolvea ja heillä, vallankin Klimczakilla, on planeettageologien joukossa poikkeuksellisen vahva rakennegeologian tausta. Vastaväitteet vaativat siis vahvoja perusteluja. Jääräpäisimmät tuskin ajatteluaan muuttavat, mutta etenkin tutkijanuransa alussa olevien soisi jatkossa miettivän Venuksen kehitystä myös hieman erilaisesta näkökulmasta kuin mihin on totuttu.

Yhdysvaltain kaoottisesta poliittisesta tilanteesta johtuen NASAn tulevista planeettaluotaimista ei uskalla sanoa oikeastaan mitään, mutta eurooppalaisilla on hyvä mahdollisuus päästä selvittämään Byrnen ja Klimczakin ryhmän ajatuksen todenperäisyyttä kenties jo 2030-luvun alkupuoliskolla: Euroopan avaruusjärjestö ESAn Envision-luotaimella pitäisi saada kertaluokkaa tarkempia tutkakuvia Venuksen pinnasta kuin muinoin Magellanilla. Mikä parasta, Envisionilla päästään näkemään myös muutama sata metriä Venuksen pinnan alle. Tesseran ja niitä ympäröivien tasankojen suhde ja syvärakenne on ilman muuta yksi Envisionin tutkimuskohteista.

Envisionia odotellessa vanhalla kunnon Magellan-aineistolla on vielä erittäin paljon tarjottavaa tutkijoille, kunhan vain sitä käytetään avoimin mielin. Tästä Byrnen ryhmän artikkeli on erinomainen muistutus.

---

¹Joo, tiedän ja muistan kyllä, että Suomessa ST-TNG loppui vuonna 1996 ja B5 alkoi 1997, mutta Yhdysvalloissa nuo tapahtuivat vuonna 1994. Vaan millainen olikaan vuoden 1994 elokuvatarjonta? Shawshank Redemption, Léon, Heavenly Creatures, Priscilla, aavikon kuningatar, Quiz Show, Bullets over Broadway, Neljät häät ja yhdet hautajaiset… oi niitä aikoja.

---

Mineraalit ja Marsin muinainen ilmasto

1.6.2026 klo 01.10, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Geokemia , Mars , Mineralogia , Sedimentaatio , Vesi

1800-luvun lopun ja 1900-luvun alkupuolen tieteiskirjailijoille oli selvää, että Mars on ilmastonmuutoksesta kärsivä kuoleva planeetta. Suurellekin yleisölle tutut H. G. Wells (1866–1946), Edgar Rice Burroughs (1875–1950) ja vielä Ray Bradburykin (1920–2012) ammensivat – lukuisten vain vanhemman scifin harrastajien tuntemien kirjailijoiden ohella – Mars-tarinoidensa perusidean Percival Lowellin (1855–1916) kuuluisiksi tekemistä Marsin ”kanavista”.

Lowellin havaintovirheisiin ja lujaan uskoon perustunut käsitys muinaisesta sivilisaatiosta, joka johti valtaisan kastelujärjestelmän avulla vettä napajäätiköiltä kuivuvalle päiväntasaajalle, oli tavattoman romanttinen ja kaunis. Jo aikalaiset suhtautuivat siihen epäillen, mutta Lowell osasi markkinoida unelmaansa suurelle yleisölle.

Lowellilainen Mars sai kuitenkin kuoliniskun 1960-luvun puolivälissä, kun Yhdysvaltain ensimmäiset onnistuneet Mars-luotaimet paljastivat Marsin rajusti kraatteroituneeksi  planeetaksi, jonka kaasukehä on toivottoman ohut, ja jossa ei kanavia näkynyt.

Kuten kaikki Mars-historiansa tuntevat hyvin tietävät, tilanne kuitenkin muuttui taas kiinnostavammaksi jo 1970-luvun alkuvuosina, kun Mariner 9 asettui Marsin kiertoradalle. Pölymyrskyn laannuttua se kuvasi jättimäisten tulivuorten ja kanjonien lisäksi runsaasti erilaisia uomia ja niiden muodostamia verkostoja. Sellaisten helpoin syntyselitys oli muinoin virrannut vesi.

Seuraavina vuosikymmeninä Marsia tutkittiin yhä tarkemmin niin monipuolisilla mittalaitepatteristoilla varustettujen kiertolaisten, laskeutujien kuin mönkijöidenkin avulla. Painotukset ja tulkinnat ovat hieman aikojen saatossa vaihdelleet, mutta parhaiten perusteltu ja siksi suosituin näkemys on pysynyt jokseenkin samana Mariner 9:n päivistä lähtien: Marsin ilmasto on muinoin – ainakin 3–4 miljardia vuotta sitten, ja mahdollisesti silloin tällöin myöhemminkin – ollut lämpimämpi ja kosteampi, ja se on mahdollistanut ainakin hetkittäin nestemäisen veden esiintymisen Marsin pinnalla ja pinnan alla. Sitten Marsin ilmasto muuttui kylmemmäksi, eikä nestemäistä vettä voi nyky-Marsin pinnalla olla lainkaan.

Vaikka todisteita Marsin muinaisesta vedestä on runsain määrin, niiden yhtenä ongelmana voi pitää sitä, että ne ovat enemmän tai vähemmän epäsuoria. Näemme virtaviivaisia saaria keskellä kuivuneita jokiuomia ja kraatterijärviin muodostuneita jokisuistoja, tai kallioperän ja veden vuorovaikutuksesta syntyneiden savimineraalien spektroskooppisia sormenjälkiä. Geologit kuitenkin mielellään ottaisivat näytteitä ensin huolellisesti tutkimistaan kalliopaljastumista ja analysoisivat esimerkiksi niiden isotooppi-, alkuaine- ja mineraalikoostumuksen, sekä rae- ja kidekoon ja -muodon päästäkseen jyvälle siitä, millaisissa olosuhteissa ne ovat syntyneet. Kaukokartoituksella tämä ei onnistu ainakaan vielä, eikä astronautteja ole lähivuosina menossa tekemään kenttätutkimusta Marsiin. Tällä hetkellä tunnettuja yli 420:tä Marsista peräisin olevaa meteoriittia puolestaan voidaan tutkia ällistyttävän tarkasti parhaissa mahdollisissa maanpäällisissä laboratorioissa. Niiden käyttökelpoisuutta kuitenkin rajoittaa tuntuvasti se, ettei niiden lähtöpaikkoja tunneta. Silloin puuttuu niiden geologinen konteksti, eli havainnot ja analyysi ympäristöstä, jossa kivet alkujaan syntyivät ja muuttuivat.

Tähän ongelmaan apuaan tarjoavat Mars-laskeutujat ja erityisesti -mönkijät. Tammikuussa 2004, heti ensimmäisenä päivänään Marsissa, NASAn Opportunity-mönkijä löysi tuhansittain puolisenttisiä sinertävänharmaita hematiittipalleroita pienestä törmäyskraatterista, johon se oli laskeutunut. Palleroita oli sekä pinnalla irtonaisina että vielä kiinni ympäröivissä hiekkakivikerrostumissa, joiden rapautuessa niitä oli päätynyt pinnalle. Opportunityn laskeutumisalue oli valittu osin juuri hematiitista (α-Fe₂O₃) saadun kiinnostavan spektrisignaalin perusteella, mutta tuhansien hematiittipalleroiden eli ”mustikoiden” löytyminen oli tutkijoille sillti iso yllätys. Erityisen kiinnostavia ne ovat siksi, että maapallolla vastaavankaltaisten pyörylöiden syntyminen vaatii nestemäistä vettä. Joidenkin tutkijoiden mukaan myös elämällä on näppinsä pelissä.

Valtaosa Mars-tutkijoista tulkitsee Opportunityn löytämät hematiittipallerot nestemäisen veden synnyttämiksi. Tämän näkemyksen valossa ne ovat geologien kaipaama suora, paikan päällä nähty ja analysoitu todiste Marsin pinnalla tai aivan pinnan alla muinoin olleesta nestemäisestä vedestä. Kuten geologiassa ja mineralogiassa on tavallista, samat havainnot voi kuitenkin selittää useammalla eri tavalla, eivätkä muut selitysvaihtoehdot tarvitse vettä. Vedettömät ehdotukset, kuten törmäyssyntyiset tai vulkaaniset sferulit, ovat kuitenkin pahoissa hankaluuksissa esimerkiksi yrittäessään selittää havainnot hematiittipallukoista rapautuvissa hiekkakivissä.

Vaikka Opportunityn hematiittimustikat kuuluvat 2000-luvun suuriin Mars-löytöihin ja ne ovat – mikäli valtavirtaselitystä uskotaan – vahva todiste Marsissa muinoin vallinneesta lämpimästä ja kosteasta ilmastosta, eivät ne kuitenkaan kerro kovinkaan paljon ilmaston muuttumisesta tai aikaskaaloista, jolloin lämmin vesi oli kiviainesta muokaaamassa. Siihen tarvittaisiin eri kivilajiyksiköistä löydettyjä erilaisista olosuhteista kertovia mineraaliseurueita, tai ympäristönmuutoksista johtuvia eroja saman mineraalin ominaisuuksissa. Juuri tällaiset havainnot rävähtivät maailman ihmeteltäviksi Science-lehdessä toukokuun lopussa.

Havainnot Gale-kraatterin kivistä

Curiosity-mönkijä on tutkinut Gale-kraatteria ja sen pohjalta 5,5 km:mn korkeuteen kohoavaa Aeolis Mons -vuorta (tunnettu myös epävirallisella nimellä Mount Sharp) jo vuodesta 2012 lähtien. Curiosity pystyy kameroillaan kuvaamaan kauempana ja hankalissakin paikoissa olevia kalliopaljastumia, jotta geologit pääsevät tutkimaan kivissä näkyviä kerrosrakenteita ja muita ominaispiirteitä. Koska Galessa on ollut järvi, johon jokitoiminta toi hiekkaa ja hienompaa ainesta, ovat sedimenttien kerrostumisrakenteita tutkivat sedimentologit avainasemassa yritettäessä ymmärtää Galen ja sen pohjalta myös Marsin kehityshistoriaa.

Curiosityssä on kuitenkin kameroiden lisäksi melkoisen kehittyneitä mittalaitteita, joilla päästään käsiksi mönkijän ottamien näytteiden alkuaine- ja mineraalikoostumukseen, samoin kuin mineraalien ominaisuuksiin. Yhdistämällä sedimentologia, mineralogia ja geokemia päästään tekemään yksityiskohtaisia tulkintoja Marsin muinaisista olosuhteista ja niiden muutoksista.

Marek Szczerban ja Tanya Peretyazhkon vetämän monilukuisen tutkijajoukon tuore artikkeli keskittyy nimensä Hematite is a mineralogical marker of ancient climate change on Mars mukaisesti Marsin hematiittiin ja ilmastonmuutokseen. He tutkivat ja tulkitsivat kahdestakymmenestä Curiosityn ottamasta kivinäytteestä tehtyjä analyysejä.

Ryhmän  tutkima Gale-kraatterin hematiitti ei ole suurina palleroina kuten Opportunityn löytämissä ”mustikoissa”, vaan erittäin hienorakeisena pirotteena sedimenttikivien joukossa. Hematiitti on kuitenkin Gale-kraatterin veteen kerrostuneissa lietekivissä hyvin yleistä, sillä sitä on peräti 1–16 painoprosenttia.

Tässä vaiheessa on syytä antaa sisältövaroitus: Seuraavaksi luvassa on geologiaa ja myös mineralogiaa hieman suuremmissa määrin kuin tällaisissa semiyleistajuisissa blogisteluissa on yleensä tapana. Mikäli ne aiheuttavat hengenahdistusta tai muita allergisia reaktioita, kannattaa hypätä suoraan tarinan pariin viimeiseen kappaleeseen, joissa kerrotaan, mitä tämä kaikki kieltämättä aika monivaiheinen ja sekava soppa oikein minun mielestäni merkitsee.

Szczerba ja Peretyazhko kollegoineen keskittyivät hematiittiin kolmessa toisiaan seuraavassa sedimenttikivimuodostumassa, eli Murray-, Carolyn Shoemaker- ja Mirador-muodostumissa. Muodostumista alimmainen ja samalla vanhin on Aeolis Monsin alaosassa sijaitseva Murray-muodostuma. Se koostuu kraatterijärven pohjalle kerrostuneesta lietekivestä ja jokien tuomasta hiekasta syntyneestä hiekkakivestä.

Hematiitin lisäksi Murray-muodostumasta löydettiin muitakin tarinan kannalta oleellisia mineraaleja. Smektiitti-ryhmän savimineraalit kertovat kiviaineksessa virtailleen makeaa neutraalia vettä. Jarosiitti ja akaganeiitti puolestaan kertovat kivien joutuneen myös happamien suolavesien muokkaamiksi.

Carolyn Shoemaker -muodostuma on Murray-muodostumaa nuorempi ja pötköttelee suoraan Murrayn päällä. Välissä ei siis ole eroosiopintaa. Carolyn Shoemaker -muodostuma koostuu liete-, siltti- ja hiekkakivistä, jotka kerrostuivat joko järven reunaosissa (ei siis kovin syvällä) tai virtaavan veden ympäristössä. Muodostuman smektiitti ja sideriitti kertovat sedimenttejä muokanneen veden olleen neutraalia ja makeaa, ilman Murray-muodostumassa nähtyä happamien suolavesien vaikutusta.

Carolyn Shoemaker- ja Mirador-muodostumien välissä on eroosiopinta. Galen geologisesta tarinasta puuttuu siis tästä kohdasta ainakin jokunen sivu. Mirador-muodostuman kivet ovat myös hyvin erilaisia kuin vanhempien muodostumien kivet. Kyseessä ovat hiekkakivet, mutta ne olivat alkujaan tuulen kasaamia hiekkadyynejä. Myöhemmin Mirador-muodostuman hiekkakivet kuitenkin muuttuivat pinnan lähellä olleen pohjaveden haihtuessa. Vettä oli niukasti, ja se oli suolaista ja emäksistä.

Hematiitti ja götiitti

Hematiitissa, kuten mineraaleissa yleensäkin, on se hauska puoli, että pienten hematiittirakeiden yhdestä kiteestä koostuvien osasten (engl. crystallite, suomalaista termiä ei taida olla) koko ja muoto kertovat niiden syntyolosohteista. Koko ja muoto taas pystytään määrittämään Curiosityn röntgendiffraktometrillä.

Mirador- ja Carolyn Shoemaker -muodostumissa hematiittikiteet olivat läpimitaltaan alle 10 nm. Murray-muodostumassa sen sijaan kiteet olivat parhaimmillaan 65 nm:n läpimittaisia. Suurimmat olivat Murray-muodostuman alimmissa eli vanhimmissa osissa. Myös niiden muoto poikkesi muista: Murrayn hematiitit olivat joka suunnassa suunnilleen saman mittaisia, kun nuorempien muodostumien pienet hematiittikiteet olivat suomumaisen litteitä.

Hematiitin ohella toinen keskeinen mineraali Szczerban ja Peretyazhkon tutkimuksessa on rautaoksihydroksidi götiitti eli goethiitti (Fe³⁺O(OH)). Götiittiä muodostuu samoissa olosuhteissa kuin hematiittiakin. Gale-kraatterissa hematiitti ja götiitti syntyivät, kun Marsille tyypillisistä basalttisista kivistä peräisin olevien sedimenttien mineraaleissa ollut rauta muuttui ferrihydriitiksi ja sitten edelleen hematiitiksi ja götiitiksi. Oleellista Gale-kraatterin geologisen historian kannalta on, että götiittiä esiintyy Carolyn Shoemaker- ja Mirador-muodostumissa, mutta ei vanhimmassa Murray-muodostumassa.

Näistä Curiosityn laitteilla tehdyistä havainnoista ja laboratoriotutkimuksista Szczerba ja Peretyazhko ryhmineen saivat koottua hypoteesin Marsin ilmaston kylmenemisestä siten kuin se Gale-kraatterijärven ja sen sisältämien sedimenttien näkökulmasta tapahtui.

Ensin Galen kraatterijärveen kertyi basalttisia Murray- ja sittemmin Carolyn Shoemaker -muodostumien sedimenttejä melko samankaltaisissa olosuhteissa. Sedimenttien raudasta syntyi ferrihydriittiä. Nuoremmassa Mirador-muodostumassa tilanne on ollut jo toisenlainen: Marsin ilmasto kuivui, ja eroosion jälkeen kertyneitä dyynisedimenttejä muuttavana tekijänä oli hapettava pohjavesi, joka myös synnytti ferrihydriittiä.

Sitten seurasi kaksi diageneettistä vaihetta eli sedimenttien puristumista sedimenttikiviksi. Varhaisessa vaiheessa neutraali tai heikosti emäksinen pohjavesi muutti sedimenttien ferrihydriitin hematiitiksi ja götiitiksi. Pienikiteisen hematiitin kiteytyminen jatkui sedimenttien kuivuessa, mutta götiittiä ei enää muodostunut. Tässä vaiheessa sedimenttien lämpötila oli varsin alhainen, korkeintaan 125°C.

Myöhäisemmässä diageneesissä vanhimpaan ja siten syvimmällä olleeseen Murray-muodostumaan syntynyt götiitti katosi. Götiitti nimittäin muuttuu hematiitiksi lämpimissä, yli 50-asteisissa neutraaleissa tei emäksisissä vesissä. Samalla kun götiitti katosi, tapahtui myös muuta erikoista: pienet hematiittikiteet hävisivät, ja niissä ollut rauta päätyi suurempiin hematiitteihin, jotka siis samalla kasvoivat entisestään. Tällainen pienten kiteiden tai muiden rakenneosasten ”kannibalisointi” suurempien kustannuksella tunnetaan Ostwaldin kypsymisenä.¹ Ylempiin muodostumiin götiitti jäi, ja myös hematiitti pysyi pienirakeisena, koska diageneettiset olosuhteet, eli luultavasti lähinnä lämpötila, eivät olleet suosiollisia götiittiä hävittäville ja hematiittikiteitä kasvattaville prosesseille.

Ostwaldin kypsymisen nopeus on suurin piirtein määritettävissä. Szczerban ja Peretyazhkon ryhmä päätyi laskelmissaan siihen, että ainakin Gale-kraatterin sedimenttien syvimmissä eli vanhimmissa Murray-muodostuman osissa on ollut neutraalia tai kenties hieman emäksistä lämmintä vettä vuorovaikutuksessa mineraalien kanssa vähintään noin 1,1 miljoonaa vuotta, kenties jopa 4,7 miljoonaa vuotta. Se on jo biologisen evoluution näkökulmastakin ihan merkittävä aika. Vettä ei välttämättä tosin ole ollut noin pitkää aikaa yhtäjaksoisesti, vaan välissä on voinut olla kuivia kausia. Nuoremmissa Carolyn Shoemaker- ja Mirador-muodostumissa lämpötila on ollut alhaisempi ja vetisen kauden pituus lyhyempi.

Mineralogisten havaintojen merkitys?

Mitä tästä kaikesta sekavasta mineralogiasta sitten tavallisen Marsin ystävän käteen oikeastaan lopulta jää? Mineralogian näkökulmasta kannattaa ehkä muistaa, että pienten hematiittikiteiden koko ja muoto ovat kätevä tapa havainnoida muuttuneita muinaisia olosuhteita. Yhdessä muiden mineraalien kanssa hematiitin esiintymisestä saadaan varsin hyvä kuva lämpötila-, pH- ja suolaisuusolosuhteista niiden syntyessä ja/tai muuttuessa. Mikä parasta, tulkintojen pohjaksi tarvittavat analyysit pystytään tekemään mönkijöillä. Nyt kun NASAn miljardeja maksanut suunnitelma tuoda Marsista näytteitä Maan laboratorioihin tutkittaviksi on Yhdysvaltain nykyhallinnon toimesta kuollut ja kuopattu (kunnes se epäilemättä jossain vaiheessa taas kaivetaan esiin), on entistäkin tärkeämpää pystyä puristamaan mönkijöiden kyvyistä kaikki mahdollinen irti.

Astrobiologian näkökulmasta taas on hyvä saada suoraa mineralogista tukea sille perusolettamukselle, että Marsin kylmenevästä ilmastosta huolimatta syvemmällä voi yksittäisessä kraatterissakin olla miljoonien vuosien ajan elämän kannalta hyvinkin miellyttävät olosuhteet. Lämpimän veden esiintymisestä laajoilla alueilla pitkiä aikoja on niin monipuolisia ja yhä suorempia todisteita, että tuskinpa kukaan täysjärkinen Mars-tutkija enää kiistää asiaa.

Varhaisten tieteiskirjailijoiden kuvittelemien sivilisaatioiden synty on Marsin karujen pintaolosuhteiden vuoksi ollut valitettavasti aika mahdotonta. Esimerkiksi kraatterijärvien pohjien vetisissä sedimenttikerroksissa on kuitenkin ollut meidän tuntemallemme mikrobitason elämälle sopivat olosuhteet niin pitkään, että vähintään jotkin ääriolosuhteissa viihtyvät eliöt olisivat hyvinkin voineet pärjätä siellä.

Täysin eri asia sitten on, syntyikö tai siirtyikö Marsiin koskaan elämää. Jos sitä sinne kuitenkin jotenkin päätyi, olosuhteiden puolesta sopivia paikkoja eliöiden viihtymiselle on varmasti riittänyt.

---

¹Ilmiön keksi baltiansaksalainen fysikaalisen kemian pioneeri ja Nobel-voittaja Wilhelm Ostwald (1853–1932). Saman prosessin seurauksena vähän sulamaan pääseeseen jäätelöön syntyy uudelleenjäätyessä karkeampia jääkiteitä.

---

Euroopan suurin kraatterijärvi

1.5.2026 klo 06.32, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Historia , Kraatterien morfologia , Kraatterit , Maa , Nimistö , Suomi , Törmäykset , Vesi

Kevättalvella 2016 sain yllättävän, mutta erittäin ilahduttavan yhteydenoton. Hannu Nevala oli kehittämässä luontoliikuntaa ja -matkailua Etelä-Pohjanmaan Järviseudulla. Hannu pyysi parhaalla radioäänellään, että tulisin Lappajärvelle luennoimaan Lappajärven törmäyskraatterista ja sen mahdollisesta hyödyntämisestä. Lupasipa hän jopa maksaa siitä. Pitkäaikaistyöttömän ei tarvinnut keikalle lähtöä kovin pitkään miettiä.

En tiedä millaisia suostuttelukeinoja Hannu oli käyttänyt, mutta luennolle tunki väkeä enemmän kuin salissa oli tuoleja. Kuulijoiden joukossa oli myös Lappajärven silloinen kunnanjohtaja, taiteilija Tuomo Lehtiniemi. Jossain vaiheessa pahasti pitkäksi venähtänyttä luentoa hän kysyi, kuinka suuri Lappajärvi on kraatterijärvien joukossa, hän kun oli jostain kuullut, että isoimpien porukkaan se kuuluisi. En ollut koskaan edes ajatellut asiaa tuolta kannalta, joten kotvasen mietittyäni en osannut sanoa muuta kuin että Kanadasta löytyy varmasti useampiakin suurempia, mutta että Euroopassa Lappajärven täytyy olla aivan isoimpien joukossa. Lupasin kuitenkin, että perehdyn asiaan tarkemmin ja kerron, mikäli joskus vielä kohdataan.

Kysymyksen selvittäminen ei ollut järin iso homma. Pääsin myös kertomaan selvityksen tuloksen kunnanjohtajalle varsin pian, sillä Hannu värväsi minut jo samana kesänä töihin Etelä-Pohjanmaan Järviseudulle suunnittelemaan Kraatterijärven Georeittiä. Mielestäni asia oli varsin yksinkertainen: Lappajärvi on Euroopan suurin kraatterijärvi. Minusta tämä oli vain hauska kuriositeetti, enkä tylsänä tutkijasieluna arvannut, että se päätyisi koko seudun matkailun kehittämisen kantavaksi teemaksi. Jälkiviisaasti voi tietysti todeta, että huomattavasti vähemmällä olisin päässyt, jos en olisi noita kotiläksyjäni koskaan tehnyt.

Pikakelaus kymmenen vuotta eteenpäin huhtikuuhun 2026. Posti toi aina ilahduttavan Tähdet ja avaruus -lehden numeron 3/2026. Lehdestä löytyi suuresti arvostamieni Jarmo Moilasen ja Jarkko Kettusen mielenkiintoinen artikkeli Lappajärven törmäyskraatterista. Juttua lukiessani eniten kulmakarvojani kohotti ehkäpä tämä jo vuosia sitten toisaalta kuulemani toteamus: Lappajärvi on Euroopan toiseksi suurin kraatterijärvi. Kymmenen vuotta kansanvalistusta, samoin kuin Kraatterijärvi UNESCO Global Geoparkin myyntivaltti tuntuivat lorisevan viemäristä alas saman tien.

Euroopan suurin kraatterijärvi? Minusta kyllä, mutta muitakin näkemyksiä on. Kuva: T. Öhman.

Mikä on kraatterijärvi?

Tätäkin blogia lukemalla on käynyt kenties piinallisenkin selväksi se, etteivät aurinkokuntamme kiinteiden kappaleiden tutkimukseen liittyvät termit ole näennäisestä tuttuudestaan huolimatta välttämättä laisinkaan yksiselittäisiä. Tästä ovat meteoriitit hyvänä esimerkkinä.

Törmäyskraatteritutkimus on meteoriittien syynäämiseen verrattuna hyvin pienten piirien puuhastelua. Ja toisin kuin meteoriitteja, mikään tieteellinen taho ei ole varsinaisesti ”ominut” törmäyskraattereita itselleen. Näistä syistä törmäyskraattereihin ja törmäyksissä syntyviin kivilajeihin liittyvä sanasto on vaihtelevaa ja ristiriitaista. Virallista kantaa sanastoon ei ole edes englanniksi, suomesta puhumattakaan. Jos siis halutaan saada selville, mikä on Euroopan suurin kraatterijärvi, pitää siis ensiksi koettaa määritellä, mikä ylipäätään on kraatterijärvi. Tai kraatteri. Internetistä löytyvä Kielitoimiston sanakirja on tarpeellinen työkalu kenelle tahansa suomea kirjoittavalle. Se on myös hyvä ensimmäinen etappi selvitettäessä kysymystä Euroopan suurimmasta kraatterijärvestä.

Sanakirjan mukaan kraatterijärvi on ”muinaiseen kraatteriin syntynyt järvi”. Kraatteri puolestaan on ”tulivuoren purkautumisaukko; meteoriitin pudotessaan tekemä kuoppa”. WSOY:n Tähtitieteen sanakirja on samoilla linjoilla. Kraatteri on ”Tulivuoren purkausaukko tai meteoriitin maahan törmätessään aiheuttama kuoppa.”¹

Koska ruotsalainen Nils-Bertil Svensson (1927–2004) todisti jo vuonna 1968 Lappajärven olevan törmäyskraatteri eikä tulivuori, on vain määritelmien jälkimmäinen osa tässä tilanteessa oleellinen. Meteoriittia Lappajärveltä ei ole löytynyt ja käytännössä se kutakuinkin mahdotonta olisikin, mutta ”meteoriitin” voi mielessään korvata sanalla asteroidi. Joka tapauksessa kraatteri on siis sekä Kielitoimiston että WSOY:n mukaan topografinen painauma, joka on syntynyt avaruudesta peräisin olevan kappaleen mötkähtäessä maahan.

Suomi ei kuitenkaan ole kraatteritutkimuksen tai edes geologian terminologian osalta kaikkein tarkimmin määritelty kieli. Siksipä on hyvä vilkaista alan valtakielen eli englannin määritelmiä kraatterille.

Kolme hyllystäni löytynyttä geologian sanakirjaa, samoin kuin epälukuinen joukko muita suht vakavasti otettavia (tieto)sanakirjoja tarjosivat yllättävänkin yhdenmukaisen määritelmän sanalle ”crater” (kun vulkaanisten kraatterien määrittelyt jätetään pois laskuista): kraatteri on yleensä pyöreä maljaa tai lautasta muistuttava topografinen kuoppa tai painauma, jolla on jyrkkä ja kohonnut reuna.

Törmäyksen synnyttämä nykyisissä pinnanmuodoissa näkyvä kuoppa, jolla on ympäristönsä yläpuolella nouseva reuna, tuntuu siis olevan varsin yksimielisesti määritelmä ”kraatterille” niin suomeksi kuin englanniksikin. ”Kraatterijärven” määritelmiä, jotka sopisivat törmäyskraattereille, ei taas Kielitoimiston lisäksi valitettavasti tullut vastaan.

Ruotsalainen kilpailija

Ne, jotka eivät pidä Lappajärveä Euroopan suurimpana kraatterijärvenä antavat tämän tittelin Ruotsiin. Puukoistaan, Vasaloppetista ja taiteilija Anders Zornista (1860–1920) tunnetun Moran kaupungin ympäristössä sijaitseva Siljan on kokonaan Euroopassa sijaitsevista törmäysrakenteista suurin. Pohjois-Venäjällä oleva Kara saattaa olla suurempi kuin Siljan, mutta se sijaitsee juuri Euroopan ja Aasian rajalla kummallekin puolelle levittäytyen, joten ruotsalaiset ymmärrettävästi yleensä unohtavat sen ja mainostavat Siljania suurimpana. Senkin törmäyssynnyn todisti Nils-Bertil Svensson kolme vuotta Lappajärven jälkeen. Nykyisin Siljanin geologista poikkeuksellisuutta ja alueen rikasta kulttuuriperintöä vaalii kansallinen Siljan Geopark.

Siljanin törmäysrakenteen sisällä sijaitsee Siljan-järvi. Sen pinta-ala on noin 290 km². Jos Siljaniin yhdistetään kapeikkojen erottamat, mutta samassa tasossa sijaitsevat Orsasjön ja Insjön, kertyy pinta-alaa 354 km². Lappajärven – siis järven – pinta-ala ei ole kuin 145 km², joten Siljan-järvi on selvästi suurempi, laskee sen miten tahansa. Tästä faktasta ei varmasti kellään ole koskaan ollut asiapohjaista urputettavaa. Oleelliset kysymykset ovatkin, onko Siljan ”kraatteri”, ja onko Siljan-järvi ”kraatterijärvi”.

Siljan on epäilemättä aikoinaan ollut huomattavan suuri törmäyskraatteri. Jos kartasta katselee kraatterin kehämäisesti esiintyviä järviä ja jokia, tai niiden yhteydessä tavattavien paleotsooisten sedimenttikivien esiintymisaluetta, saa piirreltyä noin 52–55 km:n ympyrän.

Siljanin ongelma, jos sitä sellaisena haluaa pitää, on sen erittäin voimakas kuluminen: sillä ei ole minkäänlaista havaittavaa topografista reunaa. Ainakin jo 1980-luvun lopulta asti on yleisesti tulkittu, että Siljan on kulunut alkuperäisen kraatterin pohjan alapuolelle. Siksi 52 km on Siljanin ehdoton minimihalkaisija, ja tutkimuskirjallisuudesta löytyy jos jonkinlaisia perusteltuja arvioita Siljanin alkuperäisestä läpimitasta. Esimerkiksi 65 km, 75–80 km, 85 km ja 90 km ovat julkaistuja kraatteritutkijoiden tulkintoja Siljanin syntyhalkaisijaksi.

Siljanin ulkomuotoa ja olemusta mietittäessä on syytä korostaa, ettei Siljanin tunnusomainen järvien ja sedimenttikivien täyttämä kehämäinen painauma edusta kraatterin alkuperäistä topografiaa. Kraatterin syntyessä keskuskohoumaa ympäröivälle kraatterin pohjalle muljahti paksu pinkka  törmäyshetkellä noin 377 miljoonaa vuotta sitten alueen graniitteja peittäneitä sedimenttikiviä. Ne ovat selvästi pehmeämpiä kuin graniitit. Näin ne satojen miljoonien vuosien kuluessa ovat kuluneet paljon syvemmälle kuin graniitit. On arveltu, että eroosio on kuluttanut Siljanin päältä kiveä pois ainakin puolitoista kilometriä, mahdollisesti enemmänkin. Edes siitä ei ole varmuutta, onko Siljanilla joskus ollut keskusrengas vain pelkästään tavallisempi yksittäinen keskuskohouma.²

Syvän eroosion myötä myös perinteiset törmäyskivet, kuten Lappajärvellä yleiset törmäyssulakivi (kärnäiitti) ja kivimurskasta ja törmäyssulakappaleista koostuva sueviitti, ovat jo aikaa sitten kuluneet Siljanilta kokonaan pois. Tämäkin paremmin säilyneiden kraattereiden tuntomerkki Siljanilta siis puuttuu. Lappajärveä parempi suomalainen vertailukohta sille olisikin Keurusselkä. Siljan ei siis ole ”kraatteri” siinä mielessä kuin termi yleensä määritellään ja ymmärretään.

Englanniksi tällaiset läpeensä kuluneet, ei enää kraatterilta näyttävät jäänteet tunnetaan nimellä impact structure. Kuten jo edellä on käynyt ilmi, suomeksi näitä voi kutsua nimellä törmäysrakenne. Tilannetta tietysti mutkistaa (ainakin) kaksi asiaa. Ensinnäkin impact structure on myös kattotermi, joka sisältää kaikki mahdolliset kraatterien jäänteet koosta ja kulumistasosta riippumatta. Toiseksi Suomessa on pitkään ollut tapana kutsua kaikkia maamme ”taivaan ja maan kohtauspaikkoja” nimityksellä ”törmäyskraatteri” ihan riippumatta siitä, millaisilta ne nykyisin maastossa näyttävät. Näin olen vuosikymmenten saatossa toiminut itsekin.

Jos kuitenkin puhutaan asioista niiden oikeilla nimillä ja halutaan samalla antaa myös kuulijalle todellisuutta vastaava käsitys aiheesta, Suomessa on vain kaksi ”törmäyskraatteria”, joissa on jäljellä perinteisen ”kraatterin” vaatima kuoppa ja sitä ympäröivä kohonnut reuna: Lappajärvi ja Söderfjärden. Loput ovat ”törmäysrakenteita”, joista vähintään kohonnut reuna on kokonaan pyyhkiytynyt pois, ja joista eräät muutkin kuin Keurusselkä saattavat joidenkin tulkintojen mukaan olla alkuperäisen pohjansa alapuolelle kuluneita.

Tutkimus antaa siis hyvät perusteet olla kutsumatta Siljania kraatteriksi, etenkin kansainvälisillä kentillä. ”Kraatterijärvi” sen sijaan on ongelmallisempi. Kun kraatterijärven pitää Kielitoimiston mukaan olla ”muinaisessa” kraatterissa, niin mitä se pohjimmiltaan geologisesti tarkoittaa? Ilmeisesti kraatteri siihen kuitenkin tarvitaan. Vai kelpaako Siljanin tapainen todella pahasti kulahtanut törmäysrakenne, joka ainakin näyttää muinaiselta?

Kaikkitietävä Wikipedia kertoo, että  ”An impact crater lake is a lake inside a depression caused by the impact of a meteor.” Vapaasti suomentaen “törmäyskraatterijärvi on järvi, joka sijaitsee meteorin törmäyksen aiheuttaman painauman sisällä”. Jos unohdetaan se, että valoilmiö (meteori) ei synnytä yhtään kraatteria tai järveä, Wikipedian sinänsä yksinkertainen määritelmä jättää peruskysymyksen auki: onko Siljanin järvi- ja jokirenkaan sisältämä nykyinen painauma törmäyksen aiheuttama? Pohjimmiltaan tietenkin on, koska sitä ei olisi ilman törmäystä. Asteroiditörmäys ei kuitenkaan synnyttänyt nykyisin nähtävää rinkulaa. Se ainoastaan loi olosuhteet, joita myöhemmät geologiset prosessit hyödynsivät.

Ehkäpä ”kraatterijärven” määrittelyssä joudutaan turvautumaan mielikuvien maailmaan? Omaan mieleeni ”kraatterijärvi” pukkaa väkisinkin kauniita maisemia, jotka avautuvat korkealta reunalta edessä olevaan kraatteriin (on se sitten vulkaaninen tai törmäyssyntyinen), jonka suurelta osalta täyttää järvi, ja jonka vastarannalla kohoaa kraatterin toinen reuna. Tämän mielikuvan Lappajärvi täyttää, Siljan ei. Toisilla voi syntyä aivan muunlaisia mielikuvia, eivätkä ne ikinä ole vahva pohja luonnontieteelliselle keskustelulle. Kovin paljon muutakaan ei tosin tässä tapauksessa käytettävissä ole.

Mikä siis on ”Euroopan suurin kraatterijärvi”? Olen nykyisin osa-aikahommissa Kraatterijärvi Geoparkissa, joten olen äärimmäisen jäävi kommentoimaan aihetta. Jääviydestä huolimatta sanon, että vaikka Siljan-järvi on Lappajärveä isompi ja sijaitsee törmäysrakenteen sisällä, minusta vastaus on edelleen sama kuin aikoinaan kunnanjohtajalle antamani. Myös perusteeni ovat pysyneet muuttumattomina:

• Lappajärvellä on jäljellä alkuperäisen törmäyksen suoraan synnyttämää topografiaa, eli parhaimmillaan sata metriä järven pinnan yläpuolella kohoava reuna ja sen sisällä oleva kuoppa. Lappajärvi siis on ”kraatteri”. Siljanilla alkuperäistä kraatteritopografiaa ei ole, eikä kukaan tiedä edes kymmenien kilometrien tarkkuudellakaan, kuinka suuri Siljan alkujaan oli.
• Lappajärvi, siis itse järvi, täyttää suurimman osan itse kraatterin sisustasta, eikä se myöskään levittäydy kraatterin ulkopuolelle (järveen laskeva Kurejoki ja siitä lähtevä Välijoki ovat toki jäätikköeroosion avustuksella kuluttaneet järven etelä- ja pohjoispäitä siten, että reunan ja järven suhdetta on näissä kohdissa aika mahdotonta määrittää tarkasti.). Siljan-järvi  täyttää vain osan alkuperäisen kraatterin rengasvajoaman paikalle myöhemmin syntyneen painauman lounaisesta sektorista.
• Ja, vaikka tämä heikko argumentti onkin, Lappajärvi näyttää kraatterijärveltä, mutta Siljan – niin kaunis ja kiehtova kuin se onkin – puolestaan ei.

Täysin asiallinen kysymys on, mitä merkitystä tällä kaikella on. Ymmärrän oikein hyvin, jos joku väittää koko pohdintaa pelkäksi semanttiseksi kikkailuksi, saivarteluksi tai hiusten halkomiseksi. On myös sinänsä aivan pätevä argumentti, että  Siljan ja Lappajärvi syntyivät kilometriluokan asteroidin törmäyksen seurauksena, joten samasta asiasta on kyse. Mutta jos Siljan ei ole määritelmällisesti ”kraatteri”, eivätkä se tai Siljan-järvikään vastaa mielikuvia ”kraatterista” ja ”kraatterijärvestä”, on minusta harhaanjohtavaa väittää Siljania Euroopan suurimmaksi kraatterijärveksi. Tieteeseen pohjaava keskustelu, myös populaaritieteen tasolla liikuttaessa, saisi minusta myös ainakin pyrkiä oikeiden ja parhaassa tapauksessa myös perusteltujen mielikuvien luomiseen.

Näin ollen pysyn alkuperäisessä kannassani: Lappajärvi on Euroopan suurin kraatterijärvi. Keskustelu aiheesta kuitenkin epäilemättä jatkuu, kuten kuuluukin.

---

¹Seuraavassa ovat tarkistamani sanojen “kraatteri”, ”kraatterijärvi” ja “crater” määritelmät törmäyskraattereihin viittaavan merkityksensä osalta (ja satunnaisia huomautuksia niihin). Muutamat lähteet, joissa mainittiin vain vulkaaninen merkitys tai vain yhden sanan kuvaus (esim. ”rengasvuori”), jätettiin tästä listasta pois. Lisäksi mukana on törmäyskraatteritutkimuksen kahdesta englanninkielisestä oppikirjasta tuoreemman tarjoamat keskeiset määritelmät.

Bates R. L. & Jackson J. A. (toim.), Dictionary of Geological Terms. Third Edition, Prepared under the direction of the American Geological Institute, Doubleday, New York – London – Toronto – Sydney – Auckland, 1984. crater: “A saucer-shaped pit or depression on the earth’s surface, resulting from impact or explosion”.

Encyclopedia Britannica, https://www.britannica.com/science/crater-geology. Viitattu 29.4.2026. crater: “circular depression in the surface of a planetary body”.

Kearey P., The New Penguin Dictionary of Geology. Penguin Books, 1996. crater: “A circular depression on a planetary surface caused by meteorite impact”.

Kielitoimiston sanakirja, https://www.kielitoimistonsanakirja.fi/#/kraatteri. Viitattu 29.4.2026. kraatteri: ”meteoriitin pudotessaan tekemä kuoppa”

Kielitoimiston sanakirja, https://www.kielitoimistonsanakirja.fi/#/kraatterij%C3%A4rvi. Viitattu 29.4.2026. kraatterijärvi: ”muinaiseen kraatteriin syntynyt järvi”.

Lapidus D. F., Collins Dictionary of Geology. Collins, London and Glasgow, 1990. crater: “a saucer-shaped depression on the Earth’s surface resulting from a meteorite impact or bomb explosion”.

Nykysuomen sanakirja, Lyhentämätön kansanpainos, Osat I–II, A–K. Werner Söderström osakeyhtö, Porvoo – Helsinki – Juva. ”Kuv. räjähdyksen maahan tekemästä kuopasta”. (Tämä on Suomen kielen perussanakirjan ja siten myös Kielitoimiston sanakirjan edeltäjä; varmistan unohtuneen julkaisuvuoden, kunhan taas pääsen kotiin kirjojeni ääreen.)

Osinski G. R., Processes and products of impact cratering: glossary and definitions. Teoksessa: Osinski G. R. & Pierazzo E. (toim.): Impact Cratering – Processes and Products, Wiley–Blackwell, 2013. impact crater: “A generally circular crater formed either by impact of an interplanetary body (projectile) on a planetary surface or by an experimental hypervelocity impact of a projectile into solid matter. Applicable for fresh craters; for eroded craters, the term impact structure should be used (see below).” impact structure: “A roughly circular geological structure caused by impact, irrespective of its state of preservation.”

Suomen kielen perussanakirja, ensimmäinen osa, A–K. Kotimaisten kielten tutkimuskeskus, Kotimaisten kielten tutkimuskeskuksen julkaisuja 55, Edita, Helsinki. kraatteri: ”meteoriitin pudotessaan tekemä kuoppa”; kraatterijärvi: ”muinaiseen kraatteriin syntynyt järvi” (Tämä on Nykysuomen sanakirjan perillinen ja Kielitoimiston sanakirjan edeltäjä, kuten määritelmistäkin näkee;  varmistan unohtuneen julkaisuvuoden, kunhan taas pääsen kotiin kirjojeni ääreen.)

The American Heritage Dictionary of the English Language. Houghton Mifflin Company, Boston – New York, 2000. crater: “A bowl-shaped depression in the surface made by an explosion or the impact of a body, such as a meteoroid”.

The Wordsworth Encyclopedia, Volume 2. Wordsworth Reference, 1995. crater: “bowl-shaped topographic feature, usually round and with steep sides. Craters are formed by explosive events such as the eruption of a volcano or by the impact of a meteorite.”

Tietojätti, Tietosanakirja A–Ö. Gummerus, kymmenes painos, Jyväskylä, 2004. kraatteri: ”taivaankappaleen pinnassa oleva rengasmainen kohouma, joka on syntynyt tavallisesti meteorin iskusta”. (Tämä on ainoa pienellä vaivalla löytämäni lähde, joka korostaa kraatterin olevan kohouma – jollaiselta kraatteri ulkoapäin maanpinnan tasosta katsellen näyttää – eikä suinkaan painauma. Tämä toteutuu myös Lappajärvellä, joskaan hyviä paikkoja, joista ulkoapäin katsellen näkisi kraatterin reunan kohoavan ympäristöstään, ei ole kovin monta.)

Tähtitieteen sanakirja. Werner Söderström osakeyhtiö, Porvoo – Helsinki – Juva, 1999. kraatteri: ”Tulivuoren purkausaukko tai meteoriitin maahan törmätessään aiheuttama kuoppa”.

Webster’s Encyclopedic Unabridged Dictionary of the English Language. Gramercy Books, New York / Avenel, 1996. crater: “a bowl-shaped depression with a raised rim, formed by the impact of a meteorite”.

²Kuten hyvään tutkimukseen kuuluu, tästäkin käydään kiinnostavaa debattia. Herbert Henkel – törmäyskraatterigeofyysikko vailla vertaa – esitti vuonna 2005 yhdessä Sven Aaron kanssa, että kun korkeusaineistosta poistetaan alueellinen trendi, Siljanin keskusrenkaan jäänne on edelleen näkyvissä. Eli kun mittauksista poistetaan muiden laajojen geologisten prosessien vaikutukset pinnanmuotoihin, jäljelle jää Siljanin törmäyksestä yhä kielivä todellinen pinnanmuoto. Tämä tulkinta ei ole muilta tutkijoilta täysin varauksetonta kannatusta saanut, ja sen havaitseminen käytännössä onnistuu vain, jos osaa prosessoida korkeusdataa.

---

Evoluutiospurtti Chicxulubin jälkeen

31.3.2026 klo 23.30, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Geokemia , Heittele , Kraatterit , Maa , Mikrofossiilit , Sedimentaatio , Törmäykset , Vesi

“Ainoa merkittävä tapahtuma maapallon historiassa, joka oli nopeampi kuin käynnissä oleva ihmisen aiheuttama ilmastonmuutos, oli liitukauden lopun joukkosukupuutto noin 66 miljoonaa vuotta sitten.” Toiset ne osaavat aloittaa tieteellisen artikkelinkin räväkästi.

Tuo vapaasti suomentamani mainio virke löytyy maaliskuun Geology-lehdessä olevasta artikkelista New species evolved within a few thousand years of the Chicxulub Impact. Chicxulubin asteroiditörmäyksen jälkimaininkeja käsittelevän jutun takana on paleomerentutkija Christopher M. Loweryn johtama amerikkalaisjoukko.

Enimmälle osalle tämän blogin lukijoista Chicxulubin perustarina lienee tuttu: 66 miljoonaa vuotta sitten matalaan meren alueelle, joka nykyisin sijaitsee Meksikossa Jukatanin niemimaalla ja sen edustalla, iskeytyi noin 10–15 km:n läpimittainen asteroidi. Törmäys tapahtui paksuihin sedimenttikerroksiin, minkä vuoksi sen ilmastovaikutukset olivat monin verroin pahemmat kuin vastaavan kokoluokan törmäyksissä muutoin. Seurauksena oli mm. maailmanlaajuinen törmäystalvi ja ilmastonmuutos, joka johti yhteen elämän historian viidestä suuresta joukkosukupuutosta. Noin kolme neljäsosaa kaikista lajeista katosi, mukaan lukien lentokyvyttömät dinosaurukset.

Törmäyksestä jäi jäljelle noin 180-kilometrinen Chicxulubin kraatteri, sekä ympäri maailmaa havaittava liitu- ja paleogeenikausien välinen kerrostuma (K/Pg-kerros, eli entiseen tertiäärikauteen viitaten K/T-kerros, joka terminä on näin vanhan jäärän mielestä paljon sujuvampi). Tästä K/T-kerroksesta löytyy mm. reippaasti iridiumia ja muita samankaltaisia platinaryhmän metalleja, pieniä lasipalleroja ja šokkimetamorfoosissa kärsineitä mineraaleja, kaikki merkkejä suuresta asteroiditörmäyksestä.

Loweryn ja kumppaneiden kiehtova artikkeli ei kuitenkaan käsittele Chicxulubin törmäystä tai kraatteria, tai oikeastaan edes K/T-kerrosta. Sen sijaan tarinan ytimessä on elämän paluu joukkotuhon jälkeen. Jotta jutun jujun voisi ymmärtää, on kuitenkin ensin syytä vilkaista pikaisesti pölyä, Aurinkoa ja valtamerten pohjia.

Planeettainvälinen pöly ja helium-3

Aurinkokunnassa risteilee planeettojen, asteroidien ja meteoroidien lisäksi valtavasti myös paljon pienempää tavaraa. Määritelmästä riippuen joko alle 30 tai 10 mikrometrin läpimittaisia kappaleita kutsutaan planeettainvälisiksi pölyhiukkasiksi (interplanetary dust particles, IDP).

Kun mennään pölyä vielä paljon pienempään tavaraan, päädytään aurinkotuuleen. Se koostuu lähinnä elektroneista ja protoneista, mutta mukana on myös α-hiukkasia eli heliumytimiä.

Heliumia on kahta pysyvää sorttia: tavallisen heliumin ytimessä on kaksi protonia ja kaksi neutronia. Tämä tunnetaan nimellä helium-4 (eli ⁴He). Toinen heliumin pysyvä muoto on helium-3 (³He), jonka ytimessä on kaksi protonia, mutta vain yksi neutroni. Myös tätä kevyttä heliumin tyyppiä on aurinkotuulessa, sillä Auringon energiantuotannosta vastaavat fuusioreaktiot tuottavat sitä huomattavat määrät.

Aurinkotuulen kuljettamilla heliumytimillä on sellainen kätevä ominaisuus, että ne takertuvat kivipölyyn. Siksi niitä on runsaasti planeettainvälisissä pölyhiukkasissa, samoin kuin esimerkiksi Kuun hienojakoisessa pinta-aineksessa. Maapallon pinnalle aurinkotuuli ei kuitenkaan onneksi pääse, kiitos Maan magneettikentän ja ilmakehän.

Maapallon helium onkin lähinnä tavallista helium-4:ää, koska sitä syntyy ihan normaalissa uraanin ja toriumin radioaktiivisessa hajoamisessa. Maan helium-3:n vähyys on sikäli harmillista, että se sopisi hyvin tulevaisuuden fuusioreaktoreiden polttoaineeksi. Siksi helium-3:a suunnitellaankin rikastettavan Kuun pinta-aineksesta ja tuotavan Maahan energianlähteeksi, kunhan vain fuusiovoima joskus olisi lähempänä kuin ainaisen 30 vuoden päässä tulevaisuudessa.

Kertauksena: planeettainvälisissä pölyhiukkasissa on aurinkotuulen ansiosta runsaasti helium-3:a. Maassa on radioaktiivisuuden seurauksena puolestaan runsaasti helium-4:ää. Näin ollen heliumin eri tyyppien eli isotooppien suhde, ³He/⁴He, on aivan erilainen kosmisissa pölyhiukkasissa ja Maan kivissä.

Merisedimentit

Geologien kannalta erittäin iloinen asia on, että planeettainvälisten pölyhiukkasten heliumisotooppisuhde säilyy, vaikka pölyhiukkanen tulee ilmakehän läpi ja hautautuu merenpohjan sedimentteihin. Kosmisten pölyhiukkasten heliumisotooppisuhteet eivät muutu miksikään useammassa sadassa miljoonassa vuodessa tai edes löyhien merisedimenttien puristuessa esimerkiksi kovaksi kalkkikiveksi.

Tämänkertaisen tarinan kannalta tärkeä piirre planeettainvälisessä pölyssä on vielä se, että ainakin viimeisten satojen miljoonien vuosien aikana sitä on satanut Maahan hyvin tasaista tahtia. Asteroidien hajoamisten yhteydessä on kylläkin havaittu Maan muinaisista kerrostumista pölypiikkejä, mutta pääsääntöisesti pölyä kertyy vakionopeudella.

Syvällä valtameren pohjalla kaukana litosfäärilaattojen reunoilta geologinen toiminta on varsin verkkaista. Aaltojen, vuorovesien tai jokien toiminta ei sinne asti yllä, ja merenpohjan korkeusvaihtelutkin ovat vähäisiä. Pohjalle kertyy lähinnä mikroskooppisten merieliöiden jäänteitä, merivedestä kiteytyviä mineraaleja ja mereen satanutta pölyä, tuleepa se sitten avaruudesta tai manneralueilta. Siksi merisedimentit ovat lähtökohtaisesti melkoisen luotettava menneen maailman olosuhteiden tietovarasto.

Harmillista kyllä, syvänmeren sedimenttien ja niistä syntyneiden sedimenttikivien tarkan iän määrittäminen ei ole helppoa. Onneksi ikäysmenetelmiä on kuitenkin monia, ja ne täydentävät toisiaan. Pitkästä sedimenttisarjasta voidaan esimerkiksi määrittää sen magneettinen kerrosjärjestys. Maapallon magneettiset navat ovat pyörähtäneet ympäri kymmeniä kertoja viimeisen vajaan parinsadan miljoonan vuoden aikana. Tietyn ikäisen sedimenttisarjan magneettinen kerrosjärjestys on ideaalitilanteessa kaikkialla aina samanlainen, joten vertailemalla tutkittavan sedimenttipinkan magneettista ”viivakoodia” tunnettuun vertailuaineistoon, voidaan sedimenttien ikä määrittää. Menetelmä ei kuitenkaan ole erityisen tarkka.

Tarkimpia ikiä merisedimenteistä tarjoavat yleensä tulivuorten tuhkakerrostumat. Tämä johtuu siitä, että tuhka sisältää mineraaleja, jotka voidaan ajoittaa radioaktiivisuuteen perustuvilla menetelmillä. Geologisessa mielessä tuhkakerrostumien synty on hetkellinen tapahtuma, ja isommat tulivuorenpurkaukset levittävät tuhkaa hyvin laajalle alueelle. Siksi tuhkakerrokset ovat erittäin hyödyllisiä ajoittamisen kannalta.

Hyvin usein merisedimenttien ainoa ajoituskeino ovat kuitenkin mikrofossiilit. Mikropaleontologit ovat parinsadan vuoden aikana kasanneet valtaisan tietopankin, jonka perusteella tiedetään, milloin mikäkin mikrofossiili on elänyt. Erityisesti tunnetaan mikrofossiilien keskinäinen esiintymisjärjestys (joka tosin monestakin syystä voi vaihdella), vaikka ei järin tarkoin tiedettäisikään, kuinka monta miljoonaa vuotta sitten jokin tietty laji sattui elämään.

Monista iänmääritysmenetelmistä huolimatta on kuitenkin erittäin hankalaa vastata luotettavasti kysymykseen, kuinka pitkä aika jonkin tietyn sedimenttikerroksen syntyyn on kulunut. Tässä kosminen pöly ja heliumisotoopit tulevat apuun.

Huokoseläinten evoluutioharppaus

Kauempana Chicxulubin kraatterista, etenkin itäisellä pallonpuoliskolla, K/T-raja näkyy tyypillisesti parisen senttiä paksuna savikerroksena, josta puuttuvat mikrofossiilit. Tavallisissa merellisissä kalkkikivikerrostumissa alkaa sen jälkeen näkyä harvoja pieniä joukkotuhosta selvinneiden eliöiden jäänteitä. Lopulta ilmestyvät ensimmäiset paleogeenikauden uudet lajit.  

Erityisen tärkeä mikrofossiili on huokoseläin Parvularugoglobigerina eugubina (joka ymmärrettävästi kulkee yleensä nimellä P. eugubina), sillä sen ilmestymisestä katsotaan alkavan paleogeenikauden varhaisin ajanjakso eli Dania-aika. Mutta kuinka kauan Chicxulubin törmäyksestä kesti siihen, että P. eugubina ja muut paleoogeenikauden uudet lajit kehittyivät liitukautisista esivanhemmistaan?

Yleensä  on tulkittu, että aikaa uusien paleogeenikauden lajien kehittymiseen olisi kulunut noin 30 000 vuotta. Tämä perustuu olettamukseen, että sedimentaationopeus olisi ollut vakio. Tavallisesti se onkin syvemmän meren ympäristöissä turvallinen lähtökohta. Joukkotuhon jälkeinen valtameri oli kuitenkin kemiallisesti ja ekologisesti täysin sekaisin. Tämä johti siihen, että heti K/T-joukkotuhon jälkeen karbonaatteja kerrostui pääosin poikkeuksellisen vähän, mutta paikallinen vaihtelu oli suurta. Vakiosedimentaationopeuteen perustuva aikalaskelma menee siksi väkisinkin mönkään.

Juuri tähän ongelmaan Lowery kumppaneineen tarttui. He tutkivat näytteitä ja aiempia analyysejä viiden hyvin tunnetun K/T-kerroksen yläpuolelta Italiasta, Espanjasta ja Tunisiasta, sekä itse Chicxulubin kraatterista. Oletuksena heillä oli, että sedimentaationopeus ei suinkaan välttämättä ollut vakio, mutta kosmisen pölyn kerrostumisnopeus oli, kuten alan tutkijat yleisesti olettavat. Kosminen pöly taas pystyttiin tunnistamaan ³He/⁴He-suhteesta. Mitä enemmän kosmista pölyä näytteessä oli, sitä pidempi aika sen kerrostumiseen oli siis kulunut. Aika joukkotuhosta uusien lajien ilmestymiseen saatiin lopulta yksinkertaisesti jakamalla kerrostuman paksuus sedimentaationopeudella.

Tulokset haastoivat vanhan viisauden. Loweryn ryhmän mukaan P. eugubina kehittyi jo noin 3500–11 100 vuotta, tai keskimäärin 6400 vuotta törmäyksen jälkeen. Hajontaa on ja virherajatkin ovat pahimmillaan parituhatta vuotta, mutta pääviesti on silti selvä: uusien lajien synty joukkotuhon jälkeen on olllut merkittävästi nopeampaa kuin on aiemmin kuviteltu.

Kyse ei myöskään ole pelkästään P. eugubinasta. Muutaman tuhannen vuoden aikana kehittyi jopa 20 uutta taksonia (siis lajia, sukua, heimoa, tms.). Nopeimmillaan uudet lajit ilmestyivät alle 2000 vuotta Chicxulubin katastrofin jälkeen. Perinteisesti paleontologiassa on ajateltu, että täysin uuden lajin synty vie keskimäärin ehkä parisen miljoonaa vuotta, ja oikein nopeissa tapauksissa lajiutuminen on tapahtunut noin 600 000 vuodessa. Tämä on pari suuruusluokkaa kauemmin kuin mitä K/T-tuhon jälkeen näyttää ainakin yksisoluisten merieliöiden kohdalla tapahtuneen.

Miksi sitten evoluutio oli heti Chicxulubin jälkeen niin kiihkeää? Kun yhtäkkiä meri oli autio ja tyhjä (ja pimeys oli syvyyden päällä), tarjolla oli runsaasti ekologisia lokeroita täytettäviksi. Kun ympäristö on stressaava, mutta kilpailua ei juuri ole, voi evoluutio ottaa tilanteesta kaiken ilon irti ((evoluutio)biologit paheksunevat tätä yksinkertaistusta). Nykyisin elävien huokoseläinten on huomattu vaihtelevan muodoiltaan enemmän silloin, kun ne lisääntyvät suvuttomasti. Suvuton lisääntyminen taas on todennäköisintä kun porukkaa on vähän, sillä harvassa populaatiossa sukusolut eivät löytäisi toisiaan. Muotojen vaihtelu viittaa myös geneettiseen vaihteluun, joten tilanne on ollut erittäin suotuisa huokoseläinten poikkeuksellisen nopeaa lajiutumista varten.

Loweryn ryhmän tulokset tarjoavat äärimmäisen kiinnostavan näkymän lajien kehitykseen massiivisen sukupuuttoaallon jälkeen. Elämän joukkotuhoissa menetetään paljon, mutta samalla evoluutiolle avautuu mahdollisuuksia kokeilla kaikenlaista uutta, kaikestä päätellen myös poikkeuksellisen nopeasti.

Terve kriittisyys on kuitenkin näitäkin tuloksia tarkastellessa tarpeen, kuten erityisesti aina kun vanhoja käsityksiä ollaan heittämässä romukoppaan. Heliumin isotooppisuhteiden määritys ei ole helppoa hommaa, eikä sitä tehdä kovinkaan monessa laboratoriossa. Tässäkään tutkimuksessa ei uusia analyysejä tehty, vaan käytettiin aiemmin julkaistuja mittauksia. Joidenkin törmäystutkijoiden parissa heliumisotoopit herättävät jo lähtökohtaisesti lievää skeptisyyttä, joka kummunnee edelleen erittäin kiistanalaisesta heliumisotooppeihin pohjaavasta hypoteesista, jonka mukaan myöhäiseoseenikaudella syntyneet jättimäiset Chesapeake Bayn ja Popigain törmäyskraatterit olisivat olleet lyhytkestoisen komeettamyrskyn aikaansaannosta.

Joka tapauksessa Loweryn poppoon tutkimus vahvistaa käsitystä, että todella suuret asteroiditörmäykset – tai todistetusti ainakin Chicxulub – ovat olleet maapallon elämän kehityksen kannalta paitsi tuhoava tekijä, myös uutta luova voima. Hyvänolontunteeseen ei kuitenkaan parane tuudittautua. Juttunsa lopussa he nimittäin toteavat käynnissä olevaan kuudenteen suureen joukkosukupuuttoon viitaten, ettei edes tuhoa seuraava nopea lajiutuminen korvaa menetettyä lajien kirjoa.

---

Ku(r)tistuva Kuu

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

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

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

Tektoniikka – muutakin kuin laattoja

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

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

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

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

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

Globaali kutistuminen

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

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

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

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

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

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

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

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

Pienet mare-harjanteet

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Mistä puristus on peräisin?  

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

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

No entäs sitten?

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

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

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

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

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

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

---

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

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

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

---

Titanin valtameri ja labyrintit

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

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

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

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

Pinnanalainen valtameri – totta vai toiveunta?

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

”Suolatektoniikka” ja radiaaliset labyrintit

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

---

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

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

---

Australian ja Brasilian uudet tektiittilöydöt

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

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

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

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

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

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

Australian ananguiitit – tektiittikenttä tektiittikentän sisällä?

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Brasilian geraisiitit

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Tektiittitutkimuksen uusi aika

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

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

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

---

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

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