Apollo 15 ja astronauttien merkitys planeettageologiassa

31.8.2021 klo 22.15, kirjoittaja
Kategoriat: Historia , Kuu , kuulennot , Yleinen

Heinä–elokuun taitteessa vietettiin Apollo 15 -lennon 50-vuotisjuhlia. Kekkereihin oli syytäkin, sillä kyseessä oli monella tapaa käänteentekevä kuumatka. Se oli myös erinomainen esimerkki siitä, että ihmisen mukanaolo toista taivaankappaletta paikan päällä tutkittaessa ei ole vain kallis menoerä, vaan uusien löytöjen ja ylipäätään tutkimuksen mahdollistaja.

Suuri yleisö muistaa Apollo 15:n – jos ylipäätään muistaa ollenkaan – ensimmäisenä kuulentona, jolla oli mukana kuuauto. Nelipyöräohjauksella varustettu kevyt nelivetoinen sähköauto oli kuitenkin vain näkyvin osa J-tyypin lennosta.

Apollo-ohjelman kolmella viimeisellä eli ns. J-lennoilla tarkoituksena oli kattava Kuun tutkimus niin kiertoradalta kuin tieteellisesti kiinnostavimmiksi arvioiduilla laskeutumisalueillakin. Kuuta reilun sadan kilometrin korkeudessa kiertänyt Apollo 15:n komento- ja huoltomoduuli sai edeltäjiinsä verrattuna rutkasti uusia tutkimuslaitteita. Huoltomoduulin kylkeen upotetusta mittalaitelaarista löytyi mm. uudet panoraama- ja kartoituskamerat ja gammaspektrometri sekä Kuuta kiertämään jäänyt sähkö-, magneetti- ja painovoimakenttiä tutkinut pienoissatelliitti.

J-lentoja varten tehdyt kuumoduulin parannukset mahdollistivat kolmen päivän tutkimukset Kuun pinnalla. Myös avaruuspukujen elossapitojärjestelmiä kehitettiin ja niistä saatiin myös hieman vähemmän tönkköjä, minkä ansiosta astronauttien oli helpompi tehdä kenttätöitä.

Laiteparannusten ohella aivan keskeistä kolmen viimeisen Apollo-lennon tieteellisen menestyksen kannalta oli miehistöjen koulutus. Geologiaa oli opetetettu kaikille aiemmillekin Apollo-miehistöille, mutta Apollo 15:stä lähtien siihen todella panostettiin. Toukokuusta 1970 toukokuuhun 1971 Apollo 15:n Kuuhun laskeutunut miehistö, komentaja Dave Scott ja kuumoduulin pilotti Jim Irwin, osallistui ainakin 16:lle geologiselle kenttäretkelle. Ne suuntautuivat paitsi eri puolille Yhdysvaltoja, myös kuumaisten laavakenttien Islantiin. Maasto-oloissa opiskelun ohella teoriatunteja kertyi 80.

Kartta Apollo 15:n komentajan Dave Scottin ja kuumoduulin pilotti Jim Irwinin tutkimusmatkoista Hadleyn laavauoman kupeella ja Hadley Delta -vuoren alarinteillä 50 vuotta sitten. LM = kuumoduuli, LRV = kuuauto, ALSEP = geofysikaalinen tutkimuslaitteisto. Kuva: NASA / ASU / LRO.

Arvokkaita geologisia havaintoja voi tehdä niin Maan tai Kuun pinnalta kuin sen yläpuoleltakin. Niinpä Apollo 15:n komentomoduulin pilotti Al Worden sai hänkin osansa geologiasta, eli noin 80 tuntia käytännön opetusta Kuun kiertoradalta tapahtuvaa havainnointia varten. Apollo 16:n ja 17:n päägeologi professori Bill Muehlberger arvioi Don Wilhelmsin loistavassa kirjassa To a Rocky Moon J-lentojen astronauttien saaneen geologista oppia saman verran kuin geologiasta valmistunut maisteri. Kuulentojen kannalta erityisen oleellista oli, että astronautit näkivät kentällä enemmän geologiaa kuin keskimääräinen yliopistokurssit läpikahlannut maisteri.

Yksi kolmen viimeisen lennon menestyksen avaimista oli koulutuksen aikana Dave Scottissa syttynyt intohimoinen kiinnostus geologiaa kohtaan. Tämä tarttui muihin miehistön jäseniin, eivätkä erittäin kilpailuhenkiset myöhempien lentojen astronautit halunneet olla geologiassakaan yhtään edeltäjiään huonompia. Tällä oli kiistaton vaikutus lentojen tieteelliseen antiin.

Apollo 15 toi hyvin esiin astronauttien luovien ratkaisujen ansiot. Ollessaan ajelemassa takaisin kohti kuumoduulia ensimmäisen kuukävelyn loppupuolella, Scott ja Irwin olivat hieman aikataulusta jäljessä ja Houstonin lennonjohto hoputti heitä. Scott kuitenkin huomasi poikkeuksellisen huokoisen kiven. Hän tiesi, ettei lennonjohto antaisi lupaa ylimääräiseen pysähdykseen ja näytteen keräämiseen. Siitä huolimatta hän stoppasi kuuauton ja selitti, että hänellä on ongelmia turvavyönsä kanssa. Tämä oli uskottavan kuuloinen väite, sillä vyöt olivat aiheuttaneet päänvaivaa heille aiemminkin. Jim Irwin oli välittömästi juonessa mukana ja höpötteli Houstonissa yhteysmiehenä eli capcomina toimineelle Joe Allenille niitä näitä kraattereista ja kivistä sillä välin kun Scott nousi autosta ja keräsi lähes kilon painoisen, hohkaisen kiven matkaan. Vasta takaisin Houstoniin palattuaan Scott kertoi asioiden todellisen laidan. Nykyisin näyte 15016 tunnetaan nimellä Seatbelt Basalt eli turvavyöbasaltti. Se on noin 3,4 miljardia vuotta vanha oliviinibasaltti, joka kerkesi nököttää paikoillaan noin 300 miljoonaa vuotta ennen kuin Dave Scott poimi sen mukaansa.

Seatbelt Basalt, eli kuunäyte 15016. Kivi on oliviinibasaltti, jonka huokoisuus johtuu jähmettyneen laavan suuresta kaasumäärästä. Kivellä on ikää noin 3,4 miljardia vuotta. Kuva: NASA / JSC.

Astronautit voivat tällaisia tieteellisesti arvokkaita luovia tempauksia tehdä, mutta miehittämättömillä mönkijöillä moinen ei välttämättä ole mahdollista. Neuvostoliiton kahdella Lunohod-kuukulkijalla olisi voitu tehdä enemmän tutkimusta kuin niillä loppujen lopuksi saatiin aikaiseksi. Geologit olisivat halunneet pysähdellä useammin ja analysoida kuunpinnan koostumusta ja lujuusominaisuuksia tarkemmin. Heillä oli sama ongelma kuin Scottilla ja Irwinillä: lennonjohto hengitti niskaan. Scott ja Irwin kuitenkin pystyivät tekemään oikean ratkaisun, koska olivat kahdestaan paikan päällä. Neuvostoliittolaiset sen sijaan joutuivat tyytymään vähempään tutkimukseen, koska vieressä pönöttäneet korkeammat tahot halusivat, että mönkijää käytetään kilometrien taittamiseen eikä joutavaan  tieteen tekemiseen. Tämän ansiosta Le Monnierin kraatteria vuonna 1973 tutkineella Lunohod 2:lla oli avaruusalusten mönkimisennätys vuoteen 2014 asti. Kaiken tuon mittavan mönkimisen tieteellinen anti vain jäi hivenen heppoiseksi.

Luova niskurointi on vain yksi monista hyvistä syistä käyttää ihmisiä muiden taivaankappaleiden tutkimuksessa. Toinen on raaka voima. Apollo 15 on tästäkin opettavainen esimerkki.

Geologeilla on yleensä lähes vastustamaton vimma päästä kurkistamaan, mitä hieman syvemmällä piilee. Pinnan alapuolelle pääseminen ja sieltä näytteen saaminen vain on joskus hyvin hankalaa Maassakin, ja se on aina sitä muilla planeetoilla. Tästä Marsia tutkivan InSight-laskeutujan lipsahdellut keinokontiainen on oivallinen tuore näyte. Niin on myös Perseverance-mönkijä, joka kivisen kairasydämen sijasta sai muutama viikko sitten otettua näytteen Marsin kaasukehästä.

Apollo 15:kin oli omat ongelmansa kairaamisen kanssa. Lämpövuoantureita ei meinattu millään saada haluttuun syvyyteen. Kairasydännäytteenottokaan ei Scottilta sujunut vaikeuksitta, vaikka hänen kairansa lopulta noin 2,4 m kuunpinnan alapuolelle upposikin. Valitettavasti vain kaira ei suostunut nousemaan ylös. Lopulta Scott ja Irwin rykäisivät sen kahteen pekkaan väkisin pois siten, että he kyykistyivät hieman saaden hartiansa poran kahvojen alle ja punnersivat pystyyn.[1] Mönkijältä jäisi moinen temppu tekemättä.

Kuudella Kuuhun laskeutuneella Apollo-lennolla saatiin tarkasti tunnetuista ja hyvin kuvatuista paikoista kuunäytteitä Maahan noin 382 kg. Vastaavasti kolmella miehittämättömällä Neuvostoliiton Luna-laskeutujalla saatiin vuosina 1970–1976 kehnohkosti tunnetuista kohteista vajaat 330 grammaa kiviainesta. Apollo-lennot toivat Maahan siis Luna-laskeutujiin verrattuna yli tuhatkertaisen määrän Kuun kiviä. Kiinan Chang’e 5 -laskeutuja taas toi viime joulukuussa noin 1731 grammaa näytteitä. Erinomainen saalis, mutta kalpenee Apollon rinnalla.

Apollo-ohjelman ylivoima näytemäärissä johtuu yksinkertaisesti siitä, että ihmisiä kuljettavat avaruusalukset on väkisinkin tehtävä huomattavasti massiivisemmiksi ja tilavammiksi kuin robottiluotaimet. Kun tuodaan ihmisiä takaisin Kuusta tai jonain päivänä Marsista, saadaan samalla vaivalla rutkasti myös kiviä. Ja vaikka kaikenlainen paikan päällä mitattu numeerinen tieto on planeettojen synnyn ja kehityksen tutkimuksessa tietenkin täysin välttämätöntä, on sen merkitys vähäinen verrattuna siihen, mitä kivistä saadaan maanpäällisissä laboratorioissa irti. Kuunäytteet ovatkin Apollo-ohjelman tärkein tieteellinen perintö.

Kun ihmisen lähettämistä toisille taivaankappaleille mollataan kalliiksi,[2] vaaralliseksi[3] ja ylipäätään turhaksi touhuksi, unohdetaan tieteen lisäksi myös asian inhimillinen puoli. Halu nähdä ja omin aistein kokea, mitä seuraavan kukkulan takana on, on aina ajanut ihmiskuntaa eteenpäin. Vaikka NASA ja ESA kuinka yrittävät inhimillistää luotaimiaan ensimmäisessä persoonassa sirkuttavien Twitter-tilien avulla, on ihminen kuitenkin aina innostavampi, kiinnostavampi ja samaistuttavampi tarinankertoja kuin kylmä kokoelma virtapiirejä ja moottoreita.

Lukemattomat nuoret ovat hakeutuneet luonnontieteiden ja tekniikan aloille Apollo-ohjelman innoittamina. Tästä on hyötynyt koko ihmiskunta. On hankala kuvitella vaikuttavampaa perusfysiikan demonstraatiota kuin Dave Scott pudottamassa haukansulkaa ja kivivasaraa Kuun pölyiseen pintaan. Etenkin Yhdysvaltojen kaltaisessa hyvin eriarvoisessa yhteiskunnassa, jossa koulutus ei ole itsestäänselvyys, tällaisilla asioilla on oikeasti merkitystä.  Sivuuttaa ei sovi sitäkään, että miljoonat ihmiset ympäri maailman ovat ainakin hetkellisesti unohtaneet maalliset murheensa Apollo-ohjelman moninaisista tuloksista populaaritieteen ja viihteen muodossa nauttien.

Vaikka ihmisellä on kiistattomat ansionsa aurinkokuntamme kiinteiden kappaleiden paikan päällä tehtävässä tutkimuksessa, ei astronautteja toki kaikkialle kannata lähettää. Ihminen on parhaimmillaan geologisesti monimuotoisten maailmojen tutkijana. Tällaisia ovat esimerkiksi Kuu, Mars ja Saturnuksen kookkain kuu Titan. Jupiterin suuret kuut olisivat myös sopiva kohde kenttägeologeille, kunhan vihamielisen säteily-ympäristön kanssa jotenkin opitaan pärjäämään. Viime aikoina onnellisten luotainuutisten ansiosta paljon tapetilla ollut Venus olisi tietenkin geologiansa puolesta myös mitä kiehtovin ympäristö, mutta äärimmäiset paine- ja lämpötilaolosuhteet pitävät sen järkevän ihmistoiminnan ulkopuolella vielä erittäin pitkään.

Miehittämättömien luotainten ja mönkijöiden luontaisinta valtakuntaa ovat paitsi ihmisen kannalta turhan kaukaiset ja vihamieliset ympäristöt, myös liian pienet ja yksinkertaiset kappaleet. Ihminen on mikropainovoimassa aikamoisen kömpelö eläin, joten asteroideille ja komeetoille ei astronautteja kannattane ainakaan lähitulevaisuudessa lähettää. On myös hankala keksiä, kuinka ihminen olisi kustannustehokas tutkija primitiivisellä pienkappaleella, jonka geologinen kehitys päättyi jo pitkästi yli neljä miljardia vuotta sitten. Kauko-ohjatut ja osittain autonomiset alukset ilman ihmisten painolastia ovat tällaisissa tapauksissa aivan riittäviä niin kartoituksessa kuin näytteenotossakin.

Tutkimmepa aurinkokuntamme kappaleita suoraan tai välillisesti erilaisten luotainten avulla, kyse on kuitenkin ihmisen perimmäisten tarpeiden tyydyttämisestä. Kuten Dave Scott Hadley Delta -vuoren jylhissä maisemissa 50 vuotta sitten totesi:

”Man must explore. And this is exploration at its greatest.”[4]


1Rehellisyyden nimissä on todettava, että vaikka raa’an voiman avulla kaira saatiin irti, myös syy kairan jumittumiseen oli luultavasti liiallinen voimankäyttö. Myöhemmillä lennoilla kairausta opeteltiin enemmän ja hommasta selvittiin hieman vähemmällä.

2Aina voi myös kysyä, onko noin 0,4 % bruttokansantuotteesta paljon. Tämä oli Apollo-ohjelman hinta huippuvuonna 1966. Ja tottakai nykyisinkin ihmisten avaruuteen lähettämiseen käytetyt rahat (tai edes pienen osan niistä) voisi käyttää luonnonsuojeluun, ilmastonmuutoksen hillitsemiseen ja siihen sopeutumiseen, tai vanhustenhoitoon. Mutta ei kai kukaan kuvittele, että niin oikeasti tehtäisiin?

3Gemini- ja Apollo-ohjelmien aikana kuoli seitsemän aktiiviastronauttia. Ted Freeman, Elliott See, Charlie Bassett ja C. C. Williams kuolivat enemmän tai vähemmän hölmöissä lento-onnettomuuksissa, Gus Grissom, Ed White ja Roger Chaffee puolestaan harjoituksen aikana syttyneessä tulipalossa laukaisualustalla. Tämä voi tuntua paljolta, mutta se oli enimmäkseen koelentäjätaustaisille astronauteille täysin hyväksyttävä riskitaso. Avaruudessa ei tähän päivään mennessä ole kuollut yksikään avaruuslentäjä, nousuissa ja laskuissa kylläkin.

4“Ihmisen täytyy tutkia. Ja tämä on tutkimusmatkailua parhaimmillaan.”


Tämä juttu ilmestyy aikanaan runsaammin kuvitettuna ja linkitettynä versiona myös Hieman Kuusta -blogissa.

10 kommenttia “Apollo 15 ja astronauttien merkitys planeettageologiassa”

  1. Marsin tapauksessa voisi lähettää avaruuslentäjät kiertämään planeettaa ja etäkäyttämään reaaliajassa pinnalla mönkiviä robotteja. Suurvalta hoitaisi miehitetyn lennon ja vastaisi lentäjien turvallisuudesta, ja pienet maat ja firmat voisivat vapaasti liittyä hankkeeseen rakentamalla erilaisia pintarobotteja. Kaikki robotit voisi hyväksyä mukaan, koska huono tai toimimaton robotti jäisi vain vähälle operoinnille eikä vaikuttaisi lentäjien turvallisuuteen.

    1. Teemu Öhman sanoo:

      Juu, etäkäyttö ja -läsnäolo tulee varmasti olemaan jonkinmoisessa osassa, ja hyvä niin. Joku tuommoinen rahoitusmalli voisi periaatteessa amerikkalaisten kanssa toimiakin. Mutta jos on päätetty ottaa säteilyriski, niin jotenkin sitä kuvittelisi, että silloin löytyisi rahaa myös Marsin pinnalle menoon ja sieltä pois pääsyyn. Kiertoradalla hyssyttely on vähän kuin oltaisiin menossa karkkikauppaan, mutta viime hetkellä käännytäänkin viereiseen luomukauppaan ja ostetaan retiisejä. Vaan molempi parempi, tässäkin.

  2. Lasse Reunanen sanoo:

    Satukertomus; Pikku Prinssi –
    jonka ranskalaislentäjä teki ennen kuolemaansa,
    mereen syöksyssään toisen maailmansodan aikana.
    Siinä kuvitteellisesti pienillä asteroideilla ruusua jne. kasvatti.
    Samaa ehkä jossain asteroidilla tai komeetalla voisi luotaimen
    välityksellä tehdä.
    Vietäisiin kasvi suojakuvussa – riittävän lämpösuojan ja kosteuden
    turvin matkalleen ja elämän edellytyksiä seurattaisiin anturein ym.
    Maahan lähetetyin tiedostoin.

    1. Teemu Öhman sanoo:

      Toki noin voisi ihan huvin vuoksi tehdä, jos joutilasta rahaa joltain riittävästi löytyisi. Käytännön merkitystä moisella on vain vähän vaikea kuvitella olevan. Kiinalaisten perunanviljelykoe Kuussa sen sijaan oli ainakin omasta näkökulmastani ihan perusteltua toimintaa.

      1. Lasse Reunanen sanoo:

        Huvin vuoksi enempi merkitys ihmisten tietotaidosta – jota ei nyt riittävästi.
        Osaamisen myötä merkityksiäkin löytynee. Haaveiltiinhan jo 1600-luvulla
        Kuuhun menostakin, josta tänään ilmestynyt Tähdet ja avaruus lehti kertoi.
        Itselläni em. kirja Kuusta nyt lainassa – selailtuna, vielä kokonaan lukematta.

        1. Teemu Öhman sanoo:

          Epäilemättä merkityksiä löytyy osaamisen myötä. Tuollainen on kuitenkin niin poskettoman kallista touhua, että itse näkisin mieluummin harjoittelun tapahtuvan siten, että sitä on mahdollista jossain vähän helpommin hahmotettavassa tulevaisuudessa hyödyntää käytännössäkin (vaikka tietysti maailmassa saataisiin ehdottomasti tutkia paljon nykyistä enemmän täysin ”hyödyttömiä” asioita).

          T+A:ssa mainittu Keplerin Uni on ehdottomasti suositeltava teos. Pekosen suomennos Godwinin kirjasta taas vaikuttaa äkkiseltään ajatellen juuri sellaiselta kulttuuriteolta, jollaisia tämä maa tarvitsisi huomattavasti enemmän. Pitääpä koettaa lukea tuo lähiaikoina.

      2. Riippuu näkökulmasta ja painotuksista onko missio Kuun pinnalle vai asteroidille kalliimpi. Kuuhun laskeutuminen vaatii jarruraketin eli kemiallista propulsiota. Se taas käytännössä vaatii että koko alus on jonkin ison ja vanhan avaruusalan pääurakoitsijan tekemä, newspace-yritykset eivät tule kyseeseen koska kantorakettifirma ei helpolla vakuuttuisi että he osaisivat tehdä kemiallista rakettia niin että se ei räjähdä laukaisutärinässä. Kuun 2 viikon mittainen yö on myös haaste laitteille (jäähtyminen), kasveista puhumattakaan (2 viikon pimeys). Asteroideilla kumpaakaan ongelmaa ei olisi ja voitaisiin käyttää sähköpropulsiota (ionimoottoria). Lento sinne toki kestäisi kauemmin. ESA:n tiedeohjelmassa toki kaikki missiot tapahtuvat vanhojen firmojen tekemänä ja kalliilla, koska heidän lähtökohtansa on että mikään missio ei saa epäonnistua ettei maine mene. Halvinta olisi toki tehdä koe yksinkertaisesti matalalla Maan kiertoradalla, ellei erityisesti haluta kokeilla voiko taivaankappaleen pinnasta saada kasvualustaa tms.

        1. Teemu Öhman sanoo:

          Kuun pinnalle laskeutuminen on toki huomattavasti vaikeampaa eli kalliimpaa kuin asteroidille. Tuo jälkimmäinenhän onnistui NEAR Shoemakeriltakin, vaikkei sitä oltu edes suunniteltu laskeutumaan. Mutta siis noin periaatteessa allekirjoitan kyllä kaiken sanomasi. Minun pääpointtini tässä nyt vain on lähinnä se, että jos unohdetaan kaikenlainen hassunhauska perustutkimus perustutkimuksen vuoksi, niin viljelykokeet asteroideilla ovat täysin tolkuttomia, koska ei ihmisiä ole mitään järkeä nähtävissä olevassa tulevaisuudessa asteroideille lähettää. Ja jollei viljelykokeita tehdä siksi, että niistä voisi olla jotain hyötyä ihmisille, niin sitten minusta ne voidaan jättää tekemättä kokonaan ja käyttää rahat johonkin huomattavasti järkevämpään, esim. viljelykokeisiin Kuussa tai Marsissa. Kuuperähän aikoinaan todettiin ihan soveliaaksi viljelysmaaksi.

          Vain osittain aiheen sivusta todettakoon, että ylipäätään ihmiset ja asteroidit eivät vaan oikein sovi yhteen. Obaman kauden ARM-ohjelma (Asteroid Redirect Mission), jossa piti hakea pieni asteroidi Kuun kiertoradalle ja muka tutkia sitä ihmisvoimin siellä, oli lähinnä vain todella nolo. Kukaan ei missään vaiheessa keksinyt yhtään tieteellisesti tai teknologisestikaan järkevää syytä, miksi näin olisi pitänyt toimia. Mutta saivathan NASAn porukat siitäkin paljon nättejä Powerpointteja muutaman vuoden aikana aikaiseksi…

          Pääteesini siis on, että rahan polttaminen ihmistoimintaan tai sitä tukeviin toimintoihin asteroideilla tai muilla pienkappaleilla on älyvapaata hörhellystä. Ihmisiä on minusta kuitenkin hyvä toisille taivaankappaleille lähettää. Seuraavien kohteiden tulisi olla Kuu ja Mars, tässä järjestyksessä.

          1. Pienkappaleiden materiasta voisi tehdä keinopainovoimallisia avaruusasumuksia joissa on oikea yhden geen painovoima jossa ihminen viihtyy. Kuu ja Mars eivät mielestäni sovellu ihmisasutukseen, koska niiden painovoima on liian pieni jotta ihmislapsi kehittyisi ja kasvaisi normaalisti. Avaruusrakennelmien tekoon pienkappaleet ovat taloudellisin materiaalien lähde koska materia ei ole juurikaan painovoimakuopassa. Rakennelmia voisivat olla paitsi asumukset myös tieteelliset instrumentit esim. hiukkaskiihdytin ja isot teleskoopit.

            Sinänsä asteroidien pinnan mikropainovoimassa ei kannata yrittää viljellä kasveja tai asua.

          2. Lasse Reunanen sanoo:

            Palaan 13.9. Kertomaani Tähdet ja avaruus -lehden Osmo Pekosen artikkeliin,
            josta Teemu Öhman kerroit myös koettavasi lukea kirjan;
            Osmo Pekonen suomentama, kommenteilla ja esipuheella: Lento Kuuhun /
            Basam Books Oy, 2021 – Francis Godwin, The Man in the Moone (1638), 70 sivua.
            Kirjassa myös elämää ajatteli Kuussa olevan ja kasvillisuutta sekä pitkäikäisyyttä…

            Godwin (1562-1633) kertoi englantilaiset protestantit myönteisesti,
            espanjalaiset katoliset näkemyksiinsä vertaillen, itse englantilaisena.
            Kirjan kertoja Consales syntyi 1552, kertomus alkaa 1569 ja avaruusmatkalle
            lähti 9. syyskuuta 1599 – takaisin 7.4.1601 tienoille.
            Sivulla 63 Pekonen kysyi: olisiko ”vahingossa ilmoittanut – päivämäärän kahden
            eri kalenterin mukaan?” Sivulla 46 kertonut saapumispäiväksi tiistai 11.9.1599…
            Gregoriaaninen kalenteri alkoi 10/1582 katolilaisille ja edeltä kaikille ollut käytössä
            juliaaninen kalenteri (joka 128. vuosi jätättää vuorokauden gregoriaanisiin päiviin).
            Godwin lienee tarkoituksella em. kalenterien erot huomioinut ja erikseen kertonut
            kun mainitsi viikonpäiviäkin.
            Godwin myös kertoi Kuun tummat ”meret” mantereina,
            ”jotka kansanmies hahmottaa Kuu-ukon muotoiseksi”
            ja kirkkaat osat merinä.
            Sivulla 42 kertoo Afrikan ja Amerikan muodot kartassa – lienee havainnut yhtenevää
            muotoa nyt Kuun meriksi kutsumiimme tummiin alueisiin, jotka muistuttaa Afrikkaa.
            ”Kansanmiesten” Kuu-ukko hahmoa Pekonenkin tiivisti kirjan nimestä, sivulla 7.
            Kirjan lopussa, sivulla 70 kertonut jesuiittaisistä: lahjoittaneet kiinalaisille
            ”heiluri-, viisari- ja aurinkokelloja ynnä muuta sellaista.”
            Ajan merkitys Godwinille oli keskeistä.

            Tieteen Kuvalehti 15/2021; Kaikkien aikojen teemalehti / Aika on tullut,
            jossa sivuilla 46-51 em. kalentereista myös – ei tarkemmin lähdettä
            ajanlaskumme alun poikkeuksiin juliaaniseen kalenteriin…
            Täsmennän, että juliaaniseen kalenteriin kertyneet päiväysviiveet
            128 vuoden välein olleet, vuodesta 302 alkaen vuosiin:
            430, 558, 686, 814, 942, 1070, 1198, 1326, 1454, 1582 –
            yhteensä 10 vuorokautta kun siirrytty gregoriaaniseen kalenteriin.
            On virhe käyttää gregoriaanista kalenteria 1582 edeltäviin vuosiin,
            jolla ei täsmää oikein käytettyihin viikonpäiviin juliaanisella kalenterilla.
            Olen tehnyt myös kalenterihaut viikonpäiviin juliaaniselle kalenterille,
            28 vuoden kierto – 700 vuoden välein samoin (esim. 1901-1928 jne.).
            Samalla jaolla gregoriaaniselle kalenterille – 400 vuoden välein samoin
            (esim. 2001-2028 jne.). Niillä olen saanut kaikki viikonpäivät
            hyvin ajanlaskumme alusta alkaen esille ja edelleen jatkuen…

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *


Ganymedes ja Juno

30.6.2021 klo 16.25, kirjoittaja
Kategoriat: Ganymedes , Kraatterien morfologia , Kryovulkanismi , Tektoniikka , Vesi

Näin helteisen pride-kuukauden päätteeksi voi hyvin jäähdytellä aurinkokuntamme jäisen homokuun seurassa. NASAn Jupiteria kiertävä Juno-luotain teki nimittäin 7.6.2021 ensimmäisen Ganymedes-kuun ohilennon sitten vuoden 2000 joulukuun, jolloin vara-antennin varassa räpiköinyt Galileo-luotain pyyhälsi viimeisen kerran Ganymedeen ohi.

Junon ensimmäiset Ganymedes-kuvat ovat sinänsä upeita, mutta varsinaisia mittaustuloksia ei ohilennolta vielä tietenkään ole julkaistu. Ohilennon jälkeen NASAn PR-koneisto sai sylkäistyä ulos vain kaksi huonosti käsiteltyä kuvaa. Ikävä kyllä niiden projisointi oli vähän sinnepäin, toinen kuvista esitettiin ylösalaisin, eikä kummastakaan kerrottu edes alustavasti sitä, mistä päin Ganymedestä kuvat ovat, mitä niissä näkyy tai mikä niiden mittakaava on. Häkellyttävän onnetonta toimintaa. Ei siis ole suurensuuri ihme, että etenkin pelkästään kotimaisia tiedotusvälineitä seuraamalla ohilento meni hyvin helposti, no, ohi.

Itsensä Galileo Galilein tammikuussa 1610 löytämä* Ganymedes on yksi niitä aurinkokuntamme kappaleita, joilla on jonkinasteinen imago-ongelma. Ganymedes on kaikista kuista läpimitaltaan (5268 km) suurin ja kahdeksanneksi kookkain Aurinkoa kiertävä kappale. Se on siis isompi kuin Merkurius ja sen halkaisijalle mahtuisi helposti kaksi Plutoa. Ganymedeellä on rautainen sisäydin, kivinen ulkoydin ja lähinnä jäästä koostuvat vaippa ja kuori, jonka pinnanmuotojen synty on monilta osin mysteeri. Sillä on myös oma magneettikenttä ja revontulet, kuurasta muodostuneet napakalotit ja kenties noin 100 km syvä pinnanalainen suolainen meri.

Vähänkään oikeudenmukaisemmassa maailmassa näin monipuolinen ja kaunis pallo kuuluisi aurinkokuntaintoilijoiden suosikkikappaleiden joukkoon.  Ganymedeen ongelma kuitenkin on, että se on tuomittu kiertämään psykedeelisenkauniin kaasukehän verhoamaa Jupiteria lähellä aurinkokunnan vulkaanisesti aktiivisinta kuuta Ioa ja yhtä elämän esiintymisen kannalta lupaavinta paikkaa eli Europaa. Vaikka tämä ei planeettageologeja haittaa – Ganymedes on geologisesti ihan yhtä planeetta kuin Venus, Mars tai Triton – sen asema Jupiterin vähemmän aktiivisena kiertolaisena syöksee sen yleisessä arvonannossa väistämättä aurinkokunnan kohteiden kakkoskastiin.

Vaikka NASA möhlikin Junon ohilentokuvien julkaisun, asiansa osaavat harrastajat ovat saaneet JunoCamin kuvadatasta aikaiseksi kunnolla projisoituja ja muutenkin kauniisti käsiteltyjä kuvia. Erilaisia näkemyksiä samasta datasta voi käydä ihastelemassa Unmanned Spaceflight -foorumilla. Ne osoittavat, että jo ensimmäiset kuvat ovat huomattava parannus Galileo- ja Voyager 1 & 2 -luotainten kartoitustuloksiin. Näin siitä huolimatta, että JunoCam ei alkujaan edes ollut varsinainen tutkimuslaite, vaan laitettiin Junon kyytiin lähinnä PR-mielessä.

Kevin M. Gillin JunoCamin datasta tekemä kuva Ganymedeen keskimeridiaanin tuntumasta päiväntasaajan pohjoispuolelta. Kirkas säteiden ympäröimä kraatteri alavasemmalla on Tros (11,14°N 27,26°W), joka Kreikan mytologiassa oli Ganymedeen isä. Sen läpimitta on noin 94 km, ja sitä ympäröi Phrygia Sulcuksen yläoikealle levittäytyvä vaalea, nuori alue. Phrygia Sulcuksen toisessa päässä on soikea 50 x 104 km:n läpimittainen kirkkaiden säteiden ympäröimä Nanshe Catena (15,4°N 352,9°W), joka parhaiden Voyager 1 -kuvien perusteella koostuu seitsemästä yhtä aikaa syntyneestä ja lähes täysin toisiinsa sulautuneesta kraatterista. Trosin yläpuolella on useampaan tummaan, vanhempaan alueeseen jakautuva Perrine Regio. Suuri tumma pitkänomainen soikio Phrygia Sulcuksen alapuolella on Barnard Regio. Pohjoinen ylhäällä, kuten seuraavissakin kuvissa. Kuva: NASA / JPL-Caltech / SwRI / MSSS / Kevin M. Gill. Lievä muokkaus: T. Öhman.

JunoCamin toistaiseksi ainoasta virallisesti julkaistusta kuvasta ensimmäisenä erottuu Ganymedeen geologinen perusjako terävärajaisiin tummempiin ja vaaleampiin alueisiin. Planeettageologien tieteellisessä kielenkäytössä nämä tummat ja vaaleat alueet tunnetaan tummina ja vaaleina alueina.

Tummat alueet muodostavat Ganymedeen vanhemman osan. Se peittää noin 40 % kuun pinnasta. Tummista alueista suurin, Galileo Regio, on jopa osaavien harrastajien valokuvattavissa (yksityiskohtien erottaminen Jupiterin kuista jaksaa aina hämmästyttää, etenkin näin 80-luvulla aloittaneen visuaalihavaitsijan näkökulmasta). Korkean ikänsä vuoksi tummille alueille on ennättänyt kertyä runsaasti kraattereita. Vesijään lisäksi tummat alueet sisältävät erilaisia vesipitoisia suoloja, sulfaatteja, sekä hiili- ja rikkidioksidia. Alkujaan tummat alueet ovat saattaneet syntyä jonkinlaisen jäävulkanismin tuloksena, mutta varmuutta tästä ei ole. Paikoin tummia alueita halkovat pitkät, kaarevat, suuriin törmäysaltaisiin liittyvät hautavajoamat. Näitä, kuten muitakin Ganymedeen pinnanmuotoja tosin vaivaa se, että jäähän syntyneet kohoumat ja kuopat tuppaavat vanhemmiten lätsähtämään eli relaksoitumaan tasaisemmiksi.

Kuten edellisen kappaleen pohjalta loogisesti pääteltävissä on, vaaleat alueet muodostavat Ganymedeen pinnan nuoremman, vähemmän kraatteroituneen osan, jonka pintakoostumus on tummia alueita puhtaampaa vesijäätä. Vaaleista alueista jotkut ovat hyvinkin tasaisia, mutta usein niitä koristavat pitkät painanteet. Ne ovat syntyneet tektonisesti jääkuoren venyessä. Usein niiden pohjalle on purkautunut kryolaavaa, siis käytännössä vettä. Tällaisia pitkiä tektonisia painanteita (grabeneita) on runsaasti eri mittakaavoissa. Ne muistuttavat hyvin paljon Europan vastaavanoloisia rakenteita.

Ongelmallista on, että Ganymedeen pinnalla näkyy hyvin runsaasti venytyksestä kieliviä muotoja, mutta erittäin vähän sellaisia piirteitä, jotka kertoisivat kuoren lohkojen liikkuneen toistensa suhteen sivusuunnassa. Puristuksesta syntyviä rakenteita ei ole lainkaan. Koko kuun turpoamisesta ei ole uskottavia todisteita tai malleja, joten kuoren jatkuva venytys ilman puristusta jossain päin on mahdotonta. Tutkijoiden käsityksissä Ganymedeen synnystä ja kehityksestä on siis aivan perustavanlaatuisia aukkoja. 

Vaaleat alueet eivät syntyessään ole ainakaan täysin tuhonneet tummia alueita. Ilmeisesti vaaleiden alueiden muodostuminen johtikin enimmäkseen vain tummien alueiden peittymiseen ohuehkolla vaalealla kerroksella, jonka läpi ainakin jotkut kraatterit ovat pystyneet kaivautumaan. Peittyminen tapahtui kenties noin 2 ± 0,5 miljardia vuotta sitten ja kesti luultavasti useita satoja miljoonia vuosia.

Vaaleiden alueiden synnyn perimmäisenä syynä saattoi olla Ganymedeen siirtyminen uuteen kiertoaikaresonanssiin Ion ja Europan kanssa. Tämä olisi vuorovesivoimien vahvistumisen vuoksi johtanut runsaampaan sisäiseen sulamisen ja sen myötä pinnan uudistumiseen. Järin vahvoja todisteita idean puolesta ei kuitenkaan ole, eivätkä geologien ja ratoja laskevien dynaamikkojen ajoitukset tunnu täsmäävän.

Esimerkiksi JunoCamin Ganymedes-aineiston erotuskyvystä kelpaa oheinen lähikuva Tros-kraatterista. Sitä ympäröivä kirkas sädejärjestelmä osoittaa Trosin olevan geologisesti hyvin nuori kraatteri, sillä säteet ovat ensimmäisenä eroosion myötä katoava kraatterin piirre. Säteiden ohella silmiinpistävää Trosissa on sen komea keskuskuoppa. Keskuskuopat ovat jäisten kuiden suurten törmäyskraatterien ominainen piirre. Niitä esiintyy myös Marsissa. Vaikka muutamia mahdollisia keskuskuoppakraattereita on löydetty myös kuivilta planeetoilta, lienee niiden synty yhteydessä veden (tai ainakin jonkin helposti haihtuvan yhdisteen) esiintymiseen. Nekin ovat kuitenkin yksi aurinkokuntamme lukuisista tavallisista pinnanmuodoista, joiden syntytapaa ei kuitenkaan pohjimmiltaan ymmärretä. Niiden viehkeyteen ja omituisuuteen tulee varmaankin palattua jossain myöhemmässä blogitekstissä hieman tarkemmin.

Kevin M. Gill prosessoi myös lähikuvan Tros-kraatterista, jonka läpimitta on noin 94 km. Kirkkaat säteet osoittavat sen kuuluvan Ganymedeen nuorimpien pinnanmuotojen joukkoon. Trosin, aivan kuten muidenkin kuvan suurimpien kraatterien keskellä on kivisiltä kappaleilta tutun keskuskohouman sijasta keskuskuoppa. Myös Ganymedeen vaaleille alueille tyypilliset pitkät grabenit (tai grabenmaiset painanteet) näkyvät kuvassa mainiosti. Kuva: NASA / JPL-Caltech / SwRI / MSSS / Kevin M. Gill.
  

JunoCam ei ole Junon ainoa kamera. Stellar Reference Unit (SRU) -kameran päivätyönä on tähtien kuvaaminen Junon navigointia varten. Tehtävä ei Jupiterin säteilypuurossa ole mitenkään helppo. Kameraa voidaan kuitenkin käyttää myös tutkimukseen: se soveltuu säteilymittariksi, ja sillä on kuvattu mm. Jupiterin hentoisia renkaita, salamointia ja revontulia. Sitä käytettiin myös Ganymedeen ohilennon aikana ottamaan kuvia Ganymedeen varjoisalta puolelta Xibalba Sulcuksen alueelta, joka kylpi vain Jupiterin kelmeässä loisteessa.

SRU:n julkaistun Ganymedes-kuvan erotuskyky on parhaimmillaan noin 600 metriä kuvapistettä kohti. Se on aivan kelpo resoluutio, sillä edelleen monin paikoin parhaat Ganymedes-kuvat otettiin vuonna 1979 Voyager-luotainten ohilennoilla puolet huonommalla erotuskyvyllä. Kraatterien ja grabenien lisäksi SRU:n kuvassa näyttäisi olevan myös mm. todennäköinen kryovulkaaninen purkausaukko tai kaldera. Luultavasti lisää niin SRU:n kuin JunoCaminkin kuvia on vielä tulossa.

Junon Stellar Reference Unit -kameran kuva Xibalba Sulcuksen alueelta (noin 19°N 81°W). Kuvan keskeltä yläoikealla sijaitsee keskuskuopallinen 64-kilometrinen Laomedon-kraatteri. Sen ja ylhäällä vasemmalla sijaitsevan kraatteriparin välissä sijaitseva alaoikealle avautuvan sirpin muotoinen rakenne lienee kryovulkaaninen purkausaukko tai kaldera. Kuva: NASA / JPL-Caltech / SwRI.

Kameroiden ohella Junon tutkimuslaitteista etenkin mikroaaltoradiometrin mittaustuloksia odotetaan innolla. Sen ainakin pitäisi pystyä pureutumaan Ganymedeen kuoren alle ja tuottamaan uutta dataa kuoren koostumuksesta, rakenteesta ja lämpötilasta eri syvyyksillä. Näidenkin mittausten tuloksista ja ensimmäisistä tulkinnoista epäilemättä kuullaan lähiviikkojen ja -kuukausien aikana.

Tulevina vuosina Juno lentää kahdesti läheltä Ioa ja ohittaa kerran Europan vain 320 km:n etäisyydeltä. Erityisen läheisiä Ganymedeen ohituksia ei sen sijaan ole enää suunnitteilla. Mikäli Euroopan avaruusjärjestön aikataulut pitävät (mitä ne planeettalentojen kyseessä ollen eivät juuri koskaan tee), vuonna 2032 pitäisi JUICE-luotaimen (Jupiter Icy Moons Explorer) asettua kahdeksaksi kuukaudeksi Ganymedeen kiertoradalle. JUICEn tarkoitus on mm. tutkia Ganymedeen ja Jupiterin magneettikenttien vuorovaikutuksia, mitata Ganymedeen topografia niin laserkorkeusmittarin kuin stereokuvienkin avulla, luodata tutkalla sen kuorta jopa yhdeksän kilometrin syvyyteen etsien mahdollisia vesitaskuja jään keskeltä, sekä määrittää sen pinnan koostumus.

JUICEa odotellessa ovat Junon ohilennon mittaukset ainoat merkittävät uudet lähitutkimukset Ganymedeestä. Uusista kuvista ja muista tuloksista kannattaakin ottaa nyt kaikki ilo irti, sillä seuraavia saataneen vartoa vuosikymmenen verran.


*On myös esitetty, että kiinalainen Gan De olisi tehnyt havainnon Ganymedeestä vuonna 385/382/365/364 eaa. (lähteestä riippuen). Mahdotonta tämä ei ole, sillä Ganymedeen kirkkaus, parhaimmillaan jopa noin 4,5 magnitudia, tekee siitä periaatteessa helposti paljain silmin havaittavan. Ongelmaksi muodostuu turhan läheisen Jupiterin häikäisevä kirkkaus, joka normaalisti estää Ganymedeen ja Kalliston näkemisen. Myöhempiäkin mainintoja Jupiterin kuiden näkemisestä paljain silmin on.


Muokkaus 2.7.2021: Ensimmäisessä kappaleessa Galileon antenniongelmien laatua aavistuksenomaisesti täsmennetty ja kieltä korrektoitu. Galileo pystyi lähettämään vain pienen osan suunnitellusta datamäärästä, koska sen pääantenni oli pitkän varastoinnin aikana jämähtänyt kiinni.

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *


Mayojen lasipallerot, Pantasman kraatteri ja tektiitit

31.5.2021 klo 16.48, kirjoittaja
Kategoriat: Kraatterit , Maa , Shokkimetamorfoosi , Tektiitit

Tikalin lasilöydöt

Tikal on muinainen maya-kaupunki Guatemalan koillisosassa. Sen kukoistuskausi oli noin vuosina 200–850, jolloin Tikalista hallittiin suurta osaa mayojen valtakunnasta. Nykyisin Tikal on UNESCOn maailmanperintökohde.

Vuonna 1984 arkeologit tutkivat Tikalista löydettyjä vulkaanisesta lasista eli obsidiaanista tehtyjä veitsiä, nuolenkärkiä ja niiden valmistuksessa syntynyttä pikkusälää. Heidän aikomuksensa oli silmämääräisesti selvittää, mistä mayat obsidiaaninsa hankkivat. Tavallisen obsidiaanin joukosta erottui kuitenkin 11 erikoista, syvän oliivinvihreää pientä lasipalleroa, joista ei oikein saanut tolkkua.

Kemiallisissa jatkotutkimuksissa selvisi, että lasipalleroiden koostumuskin oli outo: niissä oli vähemmän piitä kuin obsidiaanissa yleensä, etenkin Guatemalan seuduilla. Palleroiden lasissa ei myöskään ollut laisinkaan pikkuruisia mineraalikiteitä kuten obsidiaanissa tyypillisesti on, vaan ne olivat tosiaan käytännössä täysin puhdasta lasia. Jo vuonna 1987 geologisesti sivistyneet arkeologit tarjosivat Tikalin kummalle lasille kaksi selitysvaihtoehtoa. Joko jossain lähialueella täytyy olla ennestään tuntematon nuori tulivuori, joka jotenkin tuottaa hyvin erikoista obsidiaania, tai kyseessä on uusi tektiittilöytö.

Tektiittien synty ja alkuperä

Tektiitit ovat harvinainen ja omituinen törmäyskivien ryhmä. Niiden syntyä ei täysin ymmärretä, mutta konsensusnäkemyksen mukaan niiden täytyy olla peräisin hyvin varhaisesta törmäysprosessin vaiheesta. Ne ovat kraattereista hyvin etäälle lentänyttä tavaraa eli kaukoheittelettä.

Tektiitit lienevät lähtöisin maaperästä tai aivan kallioperän ylimmistä osista. Suosikit tektiittien lähtöainekseksi ovat lähinnä kvartsirikas hiekka tai tuulen kerrostama hienojakoinen lössi. Ne sulavat heti törmäyksen alussa, lentävät satoja tai tuhansia kilometrejä korkealla ilmakehässä tai avaruuden puolella, jähmettyvät ja sulavat uudelleen syöksyessään vauhdilla alas ilmakehään. Lopputuloksena on tyypillisesti jokusen sentin mittainen aerodynaamisesti muotoutunut kappale mustaa tai vihreää lasia.

Tektiittejä löytyy vain tietyiltä, joskin melkoisen laajoilta alueilta. Esiintymisalueita tunnetaan neljä: Keski-Euroopan, Norsunluurannikon, Pohjois-Amerikan ja Australaasian tektiittikentät. Näistä kaksi ensin mainittua ovat kohtalaisen selvästi rajattuja, mutta Pohjois-Amerikan tektiittikenttä on hyvin hajanainen ja Australaasian tektiittikenttä taas kattaa valtaisan alueen lähinnä Kaakkois-Aasiasta Australiaan ja Intian valtamerelle. Se voi peittää jopa neljäs- tai kolmasosan koko maapallon pinnasta.

Eri alkuperäiskansat ovat käyttäneet tektiittejä niin koruina kuin tarve-esineiden valmistuksessa tuhansia ja ainakin Australian aboriginaalien tapauksessa kymmeniätuhansia vuosia. Kiinassa niistä kirjoitettiin jo vuoden 950 paikkeilla. Charles Darwin teki havaintoja saamastaan australialaisesta tektiitistä (eli australiitistä), mutta länsimaisen tieteen piiriin tektiitit päätyivät lähinnä vasta 1900-luvun alkuvuosikymmeninä.

1960-luvun lopulle saakka muutamat äänekkäät tutkijat uskoivat, että tektiitit ovat peräisin Kuusta. Apollo-näytteet todistivat moiset käsitykset välittömästi perättömiksi. Myöhemminkin on turhaan yritetty väittää, että tektiitit olisivat peräisin avaruudesta. Edelleenkin monet hörhölähteet – mm. suomenkielinen Wikipedia – käyttävät täysin virheellistä ilmaisua ”tektiitit eli lasimeteoriitit”. Meteoriitteja tektiitit eivät siis ole, vaan törmäyskiviä ja kiviksikin sikäli erikoisia, etteivät ne ole ehtineet kiteytyä mineraaleiksi vaan ne ovat jähmettyneet nopeasti lasiksi.

Neljästä tektiittikentästä kolme on saatu yhdistettyä käytännössä kiistattomasti lähtökraatteriinsa. Keski-Euroopan tektiitit eli moldaviitit singahtivat Etelä-Saksan maineikkaasta Riesin kraatterista, Pohjois-Amerikan tektiitit eli etenkin georgiaiitit ja bediasiitit ovat peräisin USAn itärannikolla sijaitsevasta Chesapeake Bayn kraatterista, ja Norsunluurannikon tektiitit Ghanan Bosumtwista.

Yllä tyypillinen musta australaasian tektiitti. Alla kaksi pientä Riesin kraatterin kaukoheittelettä edustavaa Keski-Euroopan tektiittiä eli moldaviittia. Ne ovat kauniin vihreän värinsä ja läpinäkyvyytensä ansiosta olleet suosittuja korukiviä jo satojen vuosien ajan. Ruudutus 7 mm. Kuva: T. Öhman.

Suuri mysteeri on Australaasian tektiitit synnyttäneen hyvin nuoren, vain noin 788 000 vuotta sitten tapahtuneen törmäyksen muodostaman kraatterin sijainti. Vuosikymmenten yrityksestä ja monista mediassa hehkutetuista mutta heppoisiksi jääneistä väitteistä huolimatta kraatteria ei ole löydetty.

1990-luvun alkupuolella myös kraatteritutkijat saivat hyppysiinsä Tikalin kummaa lasia. Chicxulubin kraatterin löytäjänäkin kunnostautuneen Alan Hildebrandin johdolla tutkijaryhmä totesi kokousjulkaisussa vuonna 1994, että kyseessä todellakin on aito törmäyksessä syntynyt tektiittilasi. He saivat määritettyä sille myös hyvin karkean iän, noin 800 000 vuotta. Isojen virherajojen puitteissa tämä sopi niin Australaasian kuin Norsunluurannikonkin tektiitteihin. Joko nämä tunnetut tektiittikentät olivat valtavan paljon aiemmin luultua suurempia, joku teki käytännön pilan ja toi Tikaliin tektiittejä toisilta mantereilta, tai Väli-Amerikassa oli aiemmin tuntematon tektiittikenttä.

Hildebrandin työn seurauksena vuosituhannen taitteessa tutkitiin myös Tikalin lasipalleroiden magnetismia. Pelkistäviin syntyolosuhteisiin viitanneet tulokset vahvistivat entisestään käsitystä niiden luonteesta aitoina tektiitteinä. Sitten tutkijoiden kiinnostus niitä kohtaan tuntui lopahtavan vuosikymmeneksi.

Pantasman löytyminen

Leo Kowald on saksalainen tähtitieteen harrastaja, matemaatikko koulutukseltaan. Hän oli matkustamassa Nicaraguaan talvella 2006 ja valmistautui reissuunsa kuten moni muukin syrjäisemmille seuduille suuntaava, eli katselemalla maisemia Google Earthistä. Hänen silmiinsä osui lähes pyöreä, noin 12-kilometrinen maanviljelyskäytössä oleva laakso, jonka keskellä on Santa Maria de Pantasman kaupunki. Sitä ei löytynyt sen paremmin tulivuorten kalderoiden kuin törmäyskraatterikandidaattienkaan luetteloista.

Sana Kowaldin havainnosta levisi. Niinpä vuonna 2009 nicaragualaiset tähtitieteilijät kävivät paikalla julistaen Pantasman törmäyskraatteriksi. He kuitenkin unohtivat, että moisen väitteen tueksi olisi hyvä olla todisteitakin. Maailman kraatteritutkijoita tähtitieteilijöiden julistus ei näin ollen juuri hetkauttanut.

Lisää lasia

Jean H. Cornec puolestaan on amerikkalainen geologi. Vuodesta 1990 alkaen hän ja hänen kouluttamansa paikalliset ovat löytäneet tuhansia tektiittejä suuresti muistuttavia lasikappaleita läntisestä Belizestä läheltä Guatemalan rajaa. Tikaliin on lähimmiltä löydöiltä matkaa vain noin 55 km. Tikalin lasipallerot ja Cornecin löytämät beliziitit ovat koostumukseltaan ja muilta ominaisuuksiltaan käytännössä identtisiä. Niillä on siis epäilemättä yhteinen alkuperä. Ja Kowaldin hoksaama Pantasman kraatterikandidaatti oli luontainen ehdokas niiden lähtöpisteeksi.

Cornecin löytöjä päätyi eri tutkijaryhmien laboratorioihin. Tämän seurauksena 2010-luvulla alkoi hiljalleen ilmestyä kokousjulkaisuja, joissa säännöllisesti todettiin, että Belizen ja Tikalin lasipallerot täyttävät perinteisten tektiittien kriteerit: niissä on esimerkiksi selvästi vähemmän vettä kuin vulkaanisissa laseissa, rauta esiintyy lähes kokonaan pelkistyneemmässä muodossaan (kahdenarvoisena) ja lasikappaleiden muodot ovat aerodynaamisten voimien muokkaamia (joskaan eivät niin usein kuin ”klassisilla” tektiiteillä). Belizen laseissa on tektiittien tapaan hieman myös lechatelieriittiä eli hyvin korkeassa lämpötilassa kvartsista syntyvää lasia, joka on erittäin vahva viite törmäyssynnyn puolesta. Erojakin toki on, eli vaikka beliziittien koostumusvaihtelu on pientä, se on silti hieman suurempaa kuin tektiiteillä yleensä. Isotooppitutkimukset myös vahvistivat aiemmat arvelut siitä, että normaaleista tektiiteistä poiketen beliziittien lähtöaineksen on täytynyt olla tuliperäistä alkuperää.

2010-luvulla myös beliziittien arkeologinen löytöalue laajeni. Tikalin ohella läheisestä Topoxten muinaisesta mayakaupungista Guatemalasta löytyi beliziittejä, samoin kuin juuri Belizen puolella rajaa olevasta El Pilarista. Kaukaisin tällä hetkellä tunnettu löytöpaikka on 450 km pohjoiseen Jukatanin niemimaalla Meksikossa sijaitseva Dzibilchaltunin maya-kaupunki. Arkeologisten löytöjen ongelma tietenkin geologiselta kannalta on, että ihmisillä on aina ollut taipumus kuljetella sekä tarpeellista tavaraa että pieniä erikoisuuksia pitkiäkin matkoja, joten beliziittilöydöt mayojen kaupungeista eivät välttämättä kerro kovinkaan paljon niiden alkuperäisistä sijainneista.

 

Punainen tähti osoittaa Pantasman kraatterin likimääräisen sijainnin Nicaraguassa, sininen ympyrä beliziittien tärkeimmän löytöalueen Belizen ja Guatemalan rajaseudulla (sisältäen Tikalin, Topoxten ja El Piralin maya-kaupungit) ja oranssi timantti puolestaan Dzibilchaltunin maya-kaupungin Jukatanin niemimaalla Meksikossa.
Karttapohja: Wikimedia Commons / CC BY-SA 4.0; muokkaus: T. Öhman.

Pantasman törmäystodisteet

Kesti vuoteen 2019 ennen kuin beliziittien ja Pantasman tutkimus nytkähti toden teolla eteenpäin. Tuolloin ranskalaisvetoinen kansainvälinen tutkimusryhmä Pierre Rochetten johdolla sai osoitettua, että Pantasma todellakin on noin 14-kilometrinen törmäyskraatteri. Todisteet ovat poikkeuksellisen vahvat. Pantasman kivistä löytyi mm. klassisista törmäystodisteista vakuuttavin, eli kvartsin korkeapainemuoto coesiitti. Uudemmista todisteista FRIGN-zirkoni (former reidite in granular neoblastic zircon) on myös vastaansanomaton šokkimetamorfoosin merkki.

Kromi-isotoopit todistivat myös taivaallisen alkuperän puolesta. Niiden perusteella Pantasma todennäköisesti syntyi tavallisen kivimeteoriitin törmäyksestä. Tämä tapahtui 815 000 (± 11 000) vuotta sitten. Tuolloin vielä melko kehnosti ajoitettujen beliziittien iän virherajojen puitteissa linkki Pantasman ja beliziittien välillä vaikutti todennäköiseltä, joskaan ei vielä varmalta.

Kytköksen varmistus

Nyt toukokuussa Rochetten johdolla julkaistu tuore tutkimus näyttäisi hälventävän viimeisetkin epäilykset Pantasman ja beliziittien yhteydestä. Uudet argon/argon-menetelmään perustuvat ikämääritykset antavat Pantasman ja beliziittien iäksi 804 000 ± 9000 vuotta. Sikäli kun tämä pitää paikkansa, tapahtui Pantasman törmäys ainoastaan noin 16 000 vuotta aiemmin kuin toistaiseksi tuntemattomaan paikkaan iskenyt australaasian tektiitit synnyttänyt törmäys. Tämä on aika tiuha syntytahti yli kymmenkilometrisille kraattereille, jollainen australaasian tektiittien lähdekin on oltava, missä ikinä se sitten sijaitseekaan.*

Mittausmenetelmän puitteissa identtinen ikä ei Rochetten ryhmän uudessa tutkimuksessa ole ainut Pantasmaa ja beliziittejä yhdistävä tekijä. Beliziittien ja kraatterin sisältä löydettyjen tavanomaisten törmäyslasien kemiallinen koostumus on käytännössä sama. Yhteisen, alueen vulkaanisiin kohdekiviin viittaavan alkuperän puolesta puhuvat myös isotooppitutkimukset. Pantasman törmäyskivistä löytyi myös samanlainen tavallisten kivimeteoriittien geokemiallinen sormenjälki kuin beliziiteistäkin.

Tällä hetkellä vaikuttaa varsin ilmeiseltä, että beliziitit ovat tektiittejä ja peräisin Pantasman törmäyksestä noin 800 000 vuoden takaa. Toki uudet analyysit pitää vielä vielä muiden tutkijoiden toimesta toistaa, ennen kuin asiaa voi varmana pitää. Rochetten ryhmä on kiitettävän varovainen omissa arvioissaan, eivätkä he vielä väitä beliziittejä kiistattomiksi tektiiteiksi. Tässä yhteydessä voinee kuitenkin uskaltautua soveltamaan runoilija James Whitcomb Rileyn esittelemää sorsia koskevaa logiikkaa: koska beliziitit näyttävät tektiiteiltä ja myös täyttävät käytännössä kaikki muutkin tektiittien kriteerit, voidaan niitä pitää tektiitteinä.

Mikäli tulkinta beliziiteistä Pantasmasta lähtöisin olevina tektiitteinä saa tutkijayhteisön siunauksen, on kyseessä aikamoisen iso juttu. Maapallolla on iät ja ajat tiedetty olevan vain neljä tektiittikenttää, ja niiden kolme tunnettua lähtökraatteriakin ovat olleet osa kraatterilogian perusoppimäärää jo 25 vuotta. Nyt ensimmäistä kertaa modernin kraatteritutkimuksen historiassa tähän tilanteeseen on tulossa merkittävä päivitys.

Tektiittien syntyä on perinteisesti pidetty harvinaisena kraatteroitumiseen liittyvänä ilmiönä. Pantasman ja beliziittien myötä alkaa kuitenkin yhä enenevässä määrin vaikuttaa siltä, että kyseessä onkin ainakin suurempien, yli kymmenkilometristen kraatterien tapauksessa melkoisen normaali tapahtuma. Eroosio vain hävittää vanhempien kraatterien tuottamat tektiitit hyvin helposti ja toisaalta sellaisten nuorten suurten kraatterien mahdollisesti synnyttämät tektiitit, joita ei ole vielä löydetty, sijaitsevat todennäköisimmin hyvin harvaanasutuilla seuduilla. Selviteltävää tektiiteissä ja niiden syntymekanismeissa siis riittää.

Beliziittien tutkimus on vasta alussa niin geologian kuin arkeologiankin näkökulmasta. Tuoreista edistysaskelista huolimatta emme vielä tiedä, miksi muinaiset mayat kuljettivat beliziittejä kaupunkeihinsa. Poimittiinko ne kaupunkien lähistöltä vain työkalujen raaka-aineeksi? Löytöpaikkojen perusteella näin voisi olettaa, mutta parantumattomana romantikkona toivoisin, että joku kantoi niitä nyssäkässään kymmeniä tai satoja kilometrejä lähinnä samasta syystä, joka nykyisiäkin kraatteritutkijoita ajaa eteenpäin: tektiitit ovat kauniita ja kiehtovia.


*Törmäysvuon ja sen mahdollisten piikkien eli lyhyen ajan sisällä tapahtuneiden ”liian” useiden törmäyksien pähkäilijöille lisäkiihoketta tuo Tasmaniasta löydetty Darwinin lasi ja sen todennäköinen lähtöpiste, vielä lopullista varmistustaan odottava pienehkö Darwinin kraatteri. Myös Darwinin lasin ikä on noin 800 000 vuotta.

Yksi kommentti “Mayojen lasipallerot, Pantasman kraatteri ja tektiitit”

  1. Lasse Reunanen sanoo:

    Mielenkiintoisia tutkimuksia ja kertomuksesi kuvineen.
    Löysin Perniöstä, mökkitontilta 1990-luvulla kaksi erityistä kivettymää, kaivaessani ojaa uuden kasvimaan viereen – jota ei ennen kaivettuna tai ainakaan vuosikymmeniin. Normaalia kiveä oli noin kuutiometrin kasaan. Em. kaksi kivettymää oli runsaat 5 senttiä – toinen soikea litteä, toinen muutamasta sentistä siuppeneva kartio. Molemmat samaa tyyppiä, hopeahkon väriä, melko painavia kiveksi. pinta niissä tasaisen sileähköä, pienellä rosoisuudella – joka osottautui suurennoksella tasapintaisena lasimaisella pallomuodostelmana. kiilsivät vähän kuin ylimmässä kuvassa, mutta tasapintaisena ja kiiltävän hopeisena siis.
    En tiennyt mitä oli ja pienemmän lähetin museovirastolle (tontilta olin 1980-luvulla löytänyt rautakautisen keihäänkärjen heille), mutta eivät mitään vastanneet. Toisen annoin veljelleni lupauksellaan selvittää siitä kaveriltaan – jäi sille tielleen kadoksiin. En enää tontilla ollut, joka perinnönjaossa toisaalle meni.

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *


Touchdown Etelämantereella?

30.4.2021 klo 23.59, kirjoittaja
Kategoriat: asteroidit , Etelämanner , Maa , Sferulit , Törmäykset

Euroopan avaruusjärjestössä (ESA) ja YK:n avaruusasioiden osastolla (UNOOSA, United Nations Office for Outer Space Affairs) pelattiin tällä viikolla kovilla panoksilla. Paino on sanalla ”pelattiin”, sillä tänään päättyi kahden vuoden välein järjestettävä Planetary Defense Conference, jossa harjoiteltiin, mitä tapahtuisi ja mitä tehtäisiin, jos asteroidin havaittaisiin olevan törmäyskurssilla Maan kanssa.

Asteroidien kokojen määritteleminen on hankalaa hommaa. Kun olin tätä blogitekstiä suunnittelemassa puolen viikon paikkeilla, kuvitteellisen törmäyksen harjoituksessa tutkijat arvelivat vääjäämättömästi Maata lähestyvän asteroidin halkaisijaksi mitä tahansa 30 metrin ja puolen kilometrin väliltä. Näin suuri epävarmuus tekee parhaan torjuntatavan valinnasta hyvin vaikeaa.

Kymmenien ja satojen metrien kokoluokka on planeetaanpuolustajien kannalta sikälikin ongelmallinen, ettemme järin hyvin tiedä, mitä sellaisen törmätessä oikeastaan tapahtuu. Emme tiedä sitäkään, kuinka usein osumia tulee.

Pienempien, lähinnä vain komeita tulipalloja ja hiljalleen maahan tömähtäviä meteoriitteja synnyttävien törmäysten tahti eli törmäysvuo voidaan määrittää suorista havainnoista. Isompien kappaleiden osumien yleisyyttä taas voidaan arvioida maapallon törmäyskraatterien lukumäärän pohjalta. Planeettamme aktiiviset geologiset prosessit tekevät ikävä kyllä parhaansa vaikeuttaakseen hommaa tuhoamalla ja peittämällä kraattereita erittäin tehokkaasti. Onneksi Kuun kraatterien ikien ja kokojen määrittäminen auttaa osaltaan asian ratkaisussa.

Kuukausi takaperin Suomessakin uutisoitiin mielenkiintoisesta Science Advances -verkkolehdessä julkaistusta tutkimuksesta, joka osaltaan auttaa ymmärtämään pienehköjen törmäysten olemusta.

Matthias van Ginneken ja Steven Goderis johtivat kansainvälistä geokemistien, geologien, meteoriittitutkijoiden ja törmäysmallintajien ryhmää, joka tutki Etelämantereelta löydettyjä sferuleja. Sferulit ovat pieniä, yleensä joidenkin satojen tai kymmenien mikrometrien läpimittaisia lasi- ja/tai mineraalipallosia, joita syntyy monenmoisissa kuumissa prosesseissa. Ihmiskunta on synnyttänyt niitä runsain mitoin esimerkiksi polttamalla ihan liian paljon hiiltä. Luonnossa niitä muodostuu mm. salamaniskujen ja eräiden tulivuorenpurkausten seurauksena, meteoroidien palaessa ilmakehässä meteoreina, sekä asteroiditörmäysten synnyttämissä sienipilvissä eli törmäyspluumeissa.1

Van Ginnekenin ja Goderiksen ryhmän tutkimat sferulit löydettiin Walnumfjellet-nimiseltä vuorelta Kuningatar Maudin maalta itäiseltä Etelämantereelta. Toisin kuin voisi helposti kuvitella, sferuleita ei löydetty vanhasta mannerjäästä, vaan noin kuuden kilon maaperänäytteestä. Siitä saatiin eroteltua 17 kpl mustia, noin 100–400 µm:n läpimittaisia sferuleja, joista noin puolet muodostui kahden tai useamman sferulin klimpistä.

Walnumfjelletin sferuleja pyyhkäisyelektronikroskooppikuvissa. Allekkaiset kuvat (A–D, B–E jne.) muodostavat aina sferulin ulkopintaa ja kiillotettua sisäosaa esittävien kuvien parit. Nuolet osoittavat isompaan sferuliin kiinnittyneitä pienempiä sferuleja. Mittakaavajanan pituus on 100 µm. Kuva: van Ginneken et al. / CC BY-NC.

Tekstuureiltaan Walnumfjelletin sferulit muistuttivat tavallisia meteoroideista höyrystymällä ja sitten tiivistymällä syntyviä sferuleja. Sferuliklimppien suurta osuutta oli kuitenkin vaikea selittää. Meteoroidin höyrystyessä sen syöksyessä ilmakehän yläosien läpi meteoroidihöyry on nimittäin niin harvaa, että sferulien osuminen ja takertuminen toisiinsa on erittäin harvinaista.

Walnumfjelletin sferuleissa oli lisäksi eräitä kemiallisia eroja meteoroideista peräisin oleviin sferuleihin nähden. Walnumfjelletin sferulien koostumuksia tutkittaessa huomattiin, että ne muistuttavat ennemminkin törmäyspluumeista tiivistyviä oliviini- ja spinellikiteitä sisältäviä sferuleja, eli mikrokrystiittejä. Mikrokrystiitteihin verrattuna Walnumfjelletin sferuleissa oli kuitenkin poikkeuksellisen runsaasti törmänneestä kappaleesta peräisin olevaa ainesta. Tavallisissa mikrokrystiiteissä tämän taivaallisen aineksen pitoisuus laimenee lähes olemattomiin, koska törmäyspluumissa on reippaanlaisesti myös kohdekallioperästä peräisin olevaa tavanomaista kivihöyryä.

Etelämantereelta on aiemminkin saatu esiin melkoiset määrät sferuleja. Van Ginneken ja Goderis ovat itsekin löytäneet ja tutkineet niitä. Walnumfjelletin sferuleja aiempiin löytöihin vertaillessaan he huomasivat, että ne muistuttavat erittäin paljon Dome Concordian ja Dome Fujin jäätikkökairauksissa löydettyjä sferuleja. Niiden ikä on noin 430 000 vuotta. Walnumfjelletin sferulien ikää sen sijaan ei pystytty määrittämään, mutta alueen kallioperä on ollut paljastuneena noin 0,87–1,74 miljoonaa vuotta. Tämä ei ainakaan sulje pois sitä mahdollisuutta, että kaikki kolme samanlaisten sferulien esiintymää ovat peräisin yhdestä ja samasta tapahtumasta.

Walnumfjelletin ja Concordian tutkimusaseman välimatka on kuitenkin noin 2700 km. Mikäli niiden alkuperä on sama, täytyy kyseessä olla jo kohtalaisen merkittävä törmäys, ei ainoastaan pieni paikallisia vaikutuksia aiheuttanut possahdus.

Eräs sferuleissa havaittu merkillisyys oli niiden happi-isotooppikoostumus. Se ei muistuttanut tavallisten kondriittisten kivimeteoriittien isotooppikoostumusta. Van Ginneken ja Goderis kollegoineen huomasivatkin, että mitattu happi-isotooppikoostumus selittyy vain siten, että törmänneen kappaleen aines on ollut vuorovaikutuksessa jään kanssa. Koska myöhempi rapautuminen ei havaintoja selitä, jäljelle jää vain törmäyksen yhteydessä tapahtunut materian sekoittuminen.

Normaalisti tällainen kohteen ja törmänneen kappaleen ainesten sekoittuminen vaatisi törmäyskraatteria. Van Ginnekenin ja Goderiksen ryhmä kuitenkin toteaa artikkelissaan, ettei Etelämantereen jäätiköiltä ole löydetty useiden satojen metrien läpimittaista kraatteria. Näin ollen heidän mukaansa jäätikköön syntynyt kraatteri ei kykene selittämään havaintoja.2 Siten, jos heitä uskomme, ainoaksi mahdollisuudeksi jää ihan uudenlainen malli. Sitä tutkijaryhmä jostain syystä kutsuu amerikkalaisesta jalkapallosta tutulla termillä touchdown.

Touchdown-idean mukaan satametrinen koostumukseltaan kondriittinen asteroidi törmäsi Maan ilmakehään 45°:n kulmalla ja nopeudella 20 km/s. Se höyrystyi ilmakehässä kokonaan. Toisin kuin hieman pienemmissä törmäyksissä, esimerkiksi maineikkaan Tunguskan tapauksen kokoluokassa, asteroidihöyry kuitenkin törmäsi Etelämantereen jäätikön pintaan vielä lähes kosmisella nopeudella, noin 6–10 km/s. Hivenen sulassa tilassa ollutta ainestakin sisältäneen höyrysuihkun leveys oli suuri, lähes kertaluokkaa enemmän kuin itse alkuperäisellä asteroidilla. Suihkun tiheys oli kuitenkin liian pieni, ainoastaan noin 0,1–0,01 g/cm3, että se olisi kyennyt synnyttämään jäähän kraatteria. Se kuitenkin sulatti salamannopeasti noin 0,01 km3 jäätä.3

Tämän touchdownin seurauksena syntyi törmäyspluumi. Se oli sekoitus törmännyttä asteroidia, ilmaa ja Etelämantereen ikijäästä höyrystynyttä vettä. Muutamassa minuutissa se kohosi jopa noin 400 km:n korkeuteen. Tuossa vaiheessa sferulit olivat jo tiivistyneet. Sitten tämä jättimäinen törmäyspluumi romahti muodostaen tuhansien kilometrien läpimittaisen sferuleita sisältävän pilven, joka peitti Etelämantereen.

Van Ginneken ja Goderis kollegoineen arvioivat, että tämän kokoluokan törmäyksiä tapahtuisi kerran sadassatuhannessa vuodessa. He kuitenkin myöntävät, että iänmääritysten epävarmuuksien vuoksi Walnumfjelletin, Dome Concordian ja Dome Fujin sferulit voivat edustaa myös erillisiä pienempiä törmäystapahtumia. Pienehköjen kappaleiden törmäysvuon selvittämiseksi olisikin oleellista löytää keinoja määrittää sferulien ikiä huomattavasti aiempaa tarkemmin.

Jos kaikki kolme sferuliesiintymää ovat tosiaan peräisin yhdestä ja samasta törmäystapahtumasta, ja jos sellainen sattuisi tapahtumaan asuttujen alueiden kohdalla, olisi jälki karua. Se aiheuttaisi vakavaa tuhoa satojen kilometrien alueella. Pienehköjen asteroidien törmäykset ovat kuitenkin suurista luonnonmullistuksista ainoita, jotka ihmiskunta voisi halutessaan estää. Siksi tämän kokoluokan törmäysten perusteiden – kuten törmäysvuon ja törmäävän kappaleen kohtalon – selvittäminen olisi ensiarvoisen tärkeää.

Sferuliesiintymien löytäminen, tunnistaminen, ajoittaminen ja niiden synnyn ymmärtäminen ovat välttämättömiä askelia tässä työssä. Ajan myötä nämä askeleet kumuloituvat paremmiksi mahdollisuuksiksi suojella ihmiskuntaa turhan läheistä tuttavuutta tekeviltä asteroideilta.

Siperian Tunguskassa lakosi ja paloi metsää kesällä 1908 ja Tšeljabinskissa hajosi ikkunoita talvella 2013, mutta muutoin tiedämme hyvin vähän siitä, mitä ilmakehässä räjähtävän kappaleen paineaalto tai kenties sen synnyttämä höyrysuihku (”touchdown”) aiheuttaa maanpinnalla. Ehkäpä näkökulman laajennus muille planeetoille auttaa? Kuvan vasemmassa alakuvassa on Venuksen tyypillinen tumma läiskä. Niiden alueella Venuksen pinta on syystä tai toisesta tasaisempaa kuin ympäristössä, minkä vuoksi ne näkyvät Magellan-luotaimen tutkakuvissa tummina. Syypää on todennäköisimmin Venuksen kaasukehässä tapahtunut asteroidin räjähdys, mutta tarkkaa läiskän syntymekanismia ei vielä tunneta. Myös kuvassa näkyvän kulmikkaan Seymour-kraatterin heittelekentän tumma reunus lienee tavalla tai toisella kytköksissä törmäyksen ja kaasukehän vuorovaikutukseen. Kuva: NASA / Magellan / Öhman 2009.

1”Törmäyspluumi” ei ole järin hyvä sana, mutta vakiintunutta suomenkielistä termiä ei ole. Pelkästä ”pluumista” puhuminen ei oikein sovi, sillä vaikka asiayhteydestä pitäisi käydä ilmi, mistä on kyse, lienee parempi välttää termiä, jolla on geologiassa jo hyvin vakiintunut Maan vaippakerrokseen liittyvä merkityksensä.

2Puhtaasti omana mielipiteenäni todettakoon, että tässä on yksi artikkelin kompastuskivi. Jos olisin jostain syystä ollut artikkelin esitarkastajana, olisin vaatinut edes jonkinmoista perustelua toteamukselle, jonka mukaan kraatteria ei jäätikköön ole syntynyt, koska sellaista ei ole löydetty. Ottaen huomioon, kuinka mitättömän pieni muutaman sadan metrin läpimittainen kraatteri on Etelämantereen pinta-alaan verrattuna ja kuinka heikosti Etelämanner edelleenkin tunnetaan, johtopäätös on mielestäni lievästi sanottuna kohtalaisen rohkea. Lisäksi jää on merkittävästi kiveä muovautuvampaa, joten 430 000 vuoden kuluessa jäätiköt ehtivät virrata, no, pitkästi. Tuona aikana kertyy myös lunta aikamoisen paljon. Voin toki olla täysin väärässäkin, mutta itseäni ainakin hämmästyttäisi todella kovasti, jos joku löytäisi jäätiköltä 430 000 vuotta vanhan kraatterin. Siksipä perinteisen kraatterimallin hylkääminen asiaa oikeastaan millään lailla perustelematta tuntuu varsin kummalliselta. Toki on kuitenkin niin, että ihan uudenlaista, tarttuvasti nimettyä mallia esittämällä saa artikkelin varmemmin julki Science Advancesin tyyppisessä lehdessä.

3Jenkkifutiksen touchdownissa ns. pallo viedään vastustajan maalialueelle. Varsin usein ns. pallo juntataan suurieleisesti ja voimalla kentän pintaan, minkä jälkeen poseerataan. Itselleni jäi hämäräksi, miksi Etelämantereen possahduksen selittävää hypoteesia kutsutaan touchdowniksi, koska siinä mitään ns. palloon verrattavaa kappaletta, siis asteroidia, nimenomaisesti ei juntata voimalla kentän tahi jäätikön pintaan. Vaikkapa lehmän – tai ehkä kuitenkin lohikäärmeen – henkäys olisi huomattavasti kuvaavampi nimi.


Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *


Donitsi kulhossa – Mitä konsentrisesti muokatut kraatterit ovat?

1.4.2021 klo 08.00, kirjoittaja
Kategoriat: Havaitseminen , Kraatterien morfologia , Kraatterit , Kuu , Törmäykset , Vulkanismi

”Kun olet nähnyt yhden kraatterin, olet nähnyt ne kaikki.” Suunnilleen näillä sanoilla aikoinaan naljaili Venuksen vulkanotektonisiin rakenteisiin ja Marsin muinaisiin uomiin erikoistunut työkaverini – ja jatkoi satojen Marsin kraatterien tuijottamista tutkimusprojektissamme.

Kuten tässäkin blogissa olen useaan kertaan todennut, törmäyskraatterit ovat aurinkokuntamme ylivoimaisesti tyypillisin ja tärkein pinnanmuoto. Niitä on nähty kaikilla tarkemmin tutkituilla kiinteäpintaisilla kappaleilla Jupiterin jatkuvasti aktiivista Io-kuuta lukuun ottamatta. Ne myös esiintyvät kaikissa mittakaavoissa tuhansien kilometrien läpimittaisista planeettaa järkyttäneistä törmäysaltaista paljain silmin näkymättömiin mikrokraattereihin saakka. Kiistatta tähän joukkoon mahtuu melko monta jokseenkin paljon toisiaan muistuttavaa peruskraatteria.

Klassisten malja- ja kompleksikraatterien lisäksi on kuitenkin olemassa myös hyvin omalaatuisen näköisiä kraattereita. Tällaiset harvinaisemmat tapaukset kertovat yleensä jotain mielenkiintoista alueen kallioperän rakenteesta, koostumuksesta, tai sitä myöhemmin muokanneista geologisista prosesseista.

Kraattereita niiden synnyn jälkeen muokanneet prosessit olivatkin mielessäni, kun aamuyöllä 23.3.2021 vietin laatuaikaa kaukoputkeni ääressä. Vajaata paria vuorokautta myöhemmin Jari Kankaanpäällä oli sama kohde, Hesiodus A. Jarin iltapuhteen tuloksena oli alla oleva upea kuva.

Hesiodus A ympäristöineen Jari Kankaanpään Kauhavalla 24.3.2021 klo 22.40 12”:n putkella, 3x Barlow-linssillä, IR long pass -suotimella ja ASI 174mm -kameralla kuvaamana. Pohjoinen ylhäällä, kuten kaikissa kuvissa, ellei toisin mainita. Kuva: Jari Kankaanpää; osasuurennoksen muokkaus: T. Öhman.

Hesiodus A on varsin pieni kraatteri, vain noin 14-kilometrinen. Se sijaitsee Mare Nubiumin eli Pilvien meren etelärannalla. Kuun komeimpien hautavajoamien joukkoon kuuluva yli 330 km pitkä Rima Hesiodus lienee seudun merkittävin nähtävyys. Katsomisen arvoisia ovat myös alueen rakopohjaiset kraatterit, eli kulmikas Hesiodus ja etenkin satakilometrinen Pitatus. Molempien pohjat ovat tummien mare-basalttien peitossa. Hesioduksen lounaisreunalla sijaitseva Hesiodus A tuppaa jäämään näiden suurempien kohteiden varjoon.

Edellisen kuvan likimain kattama alue Mare Nubiumin etelärannalla Hesiodus A:n ympäristössä on merkitty suorakaide 1:llä. Muita jutussa mainittuja konsentrisesti muokattuja kraattereita melko satunnaisessa järjestyksessä: 2: Louville DA, 3: Repsold A, 4: Marth, 5: nimetön Humboldtissa, 6: nimetön Lavoisierissa, 7: Pontanus E, 8: Gruithuisen K. Kuva: Virtual Moon Atlas / LRO WAC / T. Öhman.

Hesiodus A on kuitenkin merkittävä kohde, sillä se on tunnetuin esimerkki erikoislaatuisesta pienten kraatterien ryhmästä. Niille ominaista on kraatterin sisäseinämän ja pohjan välissä oleva toinen, huomattavasti matalampi rengasrakenne. Hesiodus A:n tapauksessa tämän sisemmän renkaan halkaisija on noin 7 km. Hyvissä olosuhteissa ja parahultaisessa valaistuksessa sisemmän renkaan voi nähdä jo noin 11-senttisellä kaukoputkella, mutta kunnolla sitä pääsee katselemaan 15–20-senttisellä tai suuremmalla putkella silloin harvoin kun kelit sallivat.

Hesiodus A on sen verran pieni, ettei se vielä herättänyt 1800-luvun maineikkaiden ja tarkkasilmäisten saksalaisten ja englantilaisten kuuhavaitsijoiden mielenkiintoa. 1940-luvulla sen merkillinen muoto jo tunnettiin, mutta enemmälti siihen alettiin kiinnittää huomiota vasta kuuluotainten kuvien myötä 1960- ja 1970-luvuilla.

Hesiodus A Kaguya-luotaimen Terrain Cameran kuvaamana. Se on kaikkien konsentrisesti muokattujen kraatterien ja lisäksi niiden alaluokittelun T-tyypin malliesimerkki. Kuva: JAXA / Kaguya TC / NASA Moon Trek / T. Öhman.

Jos Internetistä etsii tietoa Hesiodus A:sta, löytyy edelleenkin lukuisista paikoista väitteitä, joiden mukaan kyseessä olisi kraatteri, jossa kaksi törmäyskraatteria on syntynyt täsmälleen samalle kohdalle. Tästä ajatuksesta on liikkeellä ainakin kahta eri versiota. Toisen mukaan kyseessä on puhdas sattuma, eli törmäyksillä ei olisi mitään tekemistä toistensa kanssa. Toisessa mallissa taas Kuun vuorovesivoimat olisivat repineet Kuuta lähestyneen melko hauraan kappaleen kahteen osaan juuri ennen sen törmäämistä, jolloin palaset olisivat osuneet samaan kohtaan, mutta toinen hitusen myöhemmin kuin ensimmäinen.

Kumpikin kaksoistörmäysidean versio on virheellinen. On hivenen merkillistä, että ajatus elää niin sitkeästi edelleen, vaikka kuka tahansa voi erinomaisten luotainkuvien avulla todeta, ettei Hesiodus A:n sisempi rengasrakenne näytä ollenkaan törmäyskraatterin reunalta. Ennemminkin Hesiodus A muistuttaa isoa donitsia tai suomalaisemmin munkkirinkilää jälkiruokakipossa.

Hesiodus A ja muut kaltaisensa tunnetaan englanniksi yleensä nimellä concentric crater. Se on melkoisen onneton nimivalinta, koska sitä nimeä käytettiin alkujaan 1960-luvun lopulla aivan toisella mekanismilla kerrokselliseen kohteeseen syntyneistä kraattereista. Ne myös näyttävät varsin erilaisilta. Vakiintuneita suomenkielisiä  nimiä näille ei ole, mutta Hesiodus A:n kaltaisia kraattereita voisi kutsua vaikkapa konsentrisesti muokatuiksi kraattereiksi, sillä siitä niissä on kyse.

Länsi–itä-suuntainen korkeusprofiili Hesiodus A:n poikki. Yläkuvan sininen viiva osoittaa profiilin sijainnin LRO WAC -kuvassa, punaiset viivat ovat korkeuskäyriä. Alakuvan y-akseli kuvaa korkeutta metreinä. Kuva: NASA / ASU / LRO WAC / T. Öhman. Korkeusdata: SLDEM2015.

1970-luvulla ansioituneet kuututkijat Pete Schultz ja Chuck Wood olivat tahoillaan jo oikeilla jäljillä arvellessaan, että Hesiodus A ja muut sen kaltaiset kraatterit olisivat tuliperäisten voimien muokkaamia. Schultz arveli muiden mahdollisuuksien ohella, että kyseessä voisi kenties olla tuliperäinen tuhkarengas. Wood puolestaan esitti, että sisemmän renkaan olisi voinut aiheuttaa hyvin sitkeä tai erittäin hitaasti purkautunut laava. Wood myös laati luettelon 51:stä konsentrisesti muokatusta kraatterista.

Seuraavina vuosikymmeninä konsentrisesti muokattuja kraattereita tutkittiin aina silloin tällöin. Järin suosittu tutkimuskohde ne eivät kuitenkaan koskaan ole olleet, eikä lopullista selvyyttä niiden synnystä ja olemuksesta näissä tutkimuksissa saatu. Vuonna 2016 Havaijin yliopiston geofysiikan ja planetologian instituutissa työskentelevä David Trang kollegoineen julkaisi tähän mennessä kattavimman tutkimuksen Kuun konsentrisesti muokatuista kraattereista.1 Se tarjoaa vastauksia moneen keskeisimpään kysymykseen.

Trang ja kumppanit löysivät Kuusta 114 konsentrisesti muokattua kraatteria. Niillä on viisi keskeistä ominaispiirrettä:

  1. kraatterin reunan sisäpuolella oleva reunaan nähden konsentrinen harjanne
  2. poikkeuksellisen vähäinen syvyys
  3. sijainti lähellä mare-alueita tai pienempiä mare-läiskiä, mutta ei yleensä niiden keskellä
  4. konsentrinen harjanne koostuu samasta materiaalista kuin ympäristö
  5.  eratostheeninen tai sitä vanhempi, yleensä imbrinen ikä, ei koskaan kopernikaaninen

Tämän lisäksi konsentrisesti muokatut kraatterit ovat varsin pieniä. Suurin on halkaisijaltaan hieman alle 28 km, mutta useimmiten konsentrisesti muokatut kraatterit ovat alle 15-kilometrisiä. 80 % niistä on korkeintaan 60 km:n päässä jonkun mare-tasangon reunasta (eli meren rannasta). Monet esiintyvät lisäksi rakopohjaisten kraatterien sisällä tai lähistöllä. Esimerkiksi Humboldtista ja Lavoisierista löytyy oikein kauniit konsentrisesti muokatut kraatterit. Huomattavin poikkeus on 13-kilometrinen Pontanus E, joka sijaitsee syvällä kraatteroituneilla ylängöillä kaukana meristä.

Lunar Reconnaissance Orbiter -luotaimen WAC-kuvista tehty mosaiikki rakopohjaisesta Humboldt-kraatterista, osasuurennoksessa NAC-kuva Humboldtin nimettömästä hyvin kauniista T-tyypin konsentrisesti muokatusta kraatterista. Kuva: NASA / ASU / LRO WAC & NAC / T. Öhman.
Lavoisier on Humboldtin tapaan suuri rakopohjainen kraatteri, jonka pohjalla on komea, osasuurennoksessa paremmin näkyvä nimetön 5,4-kilometrinen T-tyypin konsentrisesti muokattu kraatteri. Kuva: NASA / ASU / LRO WAC & NAC / QuickMap / T. Öhman.
Noin 13-kilometrinen T-tyyppinen Pontanus E on suuri harvinaisuus konsentrisesti muokattujen kraatterien joukossa, sillä se ei sijaitse meren rannalla tai suuressa rakopohjaisessa ja osin basalttien täyttämässä kraatterissa, vaan keskellä ylänköaluetta. Kuva: JAXA / Kaguya TC / NASA Moon Trek / T. Öhman.

Hyvä esimerkki konsentrisesti muokattujen kraatterien mataluudesta on lähes 11-kilometrinen Louville DA. Se sijaitsee aivan liki seitsenkilometrisen Louville D:n vieressä. Alkujaan Louville DA:n olisi pitänyt olla yli 700 m syvempi kuin Louville D. Sen sijaan se on noin kilometrin matalampi. Tällainen ero ei mitenkään selity pelkästään sillä, että Louville DA on kraattereista vanhempi. Jonkin prosessin on täytynyt nostaa kraatterin pohjaa, mutta jättää sen reuna rauhaan.

Louville D on tavallinen nuori heittelekentän ympäröimä maljakraatteri, läpimitaltaan noin 6,9 km. Louville DA puolestaan on konsentrisesti muokattu ja vanhempi, sekä läpimitaltaan hieman suurempi, noin 10,8-kilometrinen. Louville DA on alkujaan ollut luultavasti yli 700 m syvempi kuin Louville D, mutta on muokkautumisensa vuoksi nyt noin kilometrin matalampi kuin Louville D. Louville DA:ssa on nähtävissä kaksikin konsentrista rengasta. Ulompi on lähinnä  M-tyyppiä, sisempi B-tyyppiä, jonka mukaan koko kraatteri on luokiteltu. Yläkuvan keltainen viiva osoittaa alakuvassa esitetyn korkeusprofiilin sijainnin. Kuva: JAXA / Kaguya TC / NASA Moon Trek / T. Öhman; Korkeusdata: LRO LOLA.
 

Trangin ja kollegoiden tutkimuksessa konsentrisesti muokatut kraatterit jaettiin kolmeen luokkaan konsentrisen harjanteen muodon mukaan. Tyypillisin on Hesiodus A:n tapainen donitsimainen, tasainen rengas emäkraatterin pohjalla. Harjanteen ja emäkraatterin sisäseinämän välissä on v-muotoinen laakso. Tämä tyyppi sai nimen toroid. Bulbous-tyyppi on muutoin edellisen kaltainen, mutta kraatterin keskeltä harjanteen poikki ulottuu säteittäisiä painanteita.

Kolmannessa, meniscus-tyypissä ei ole donitsimaista rinkulaa. Sen sijaan tällainen kraatteri näyttää siltä, että isomman kulhon sisään on laitettu pienempi, hyvin laakea kulho. Suomenkielisiä nimiä eri tyypeille ei ole, joten niitä voi paremman puutteessa kutsua sujuvasti vaikka T-, B- ja M-tyypin konsentrisesti muokatuiksi kraattereiksi.

M-tyypin konsentrisesti muokattu kraatteri Repsold A Kaguya-luotaimen Terrain Cameran kuvaamana. Kuva: JAXA / Kaguya TC / NASA Moon Trek / T. Öhman.

Joillain kraattereilla konsentrisia harjanteita on yhden sijaan kaksi. Tällaisia ovat vaikkapa Louville DA ja Gruithuisen K. Molemmilla renkaat ovat myös eri tyyppejä. Louville DA:lla ulompi on lähinnä  M-tyyppiä, sisempi B-tyyppiä. Gruithuisen K:lla ulompi on B-tyyppiä, mutta Gruithuisen K kuitenkin luokitellaan sisemmän harjanteen perusteella T-tyypin kraatteriksi.

Kuusikilometrinen Gruithuisen K on Louville DA:n tapaan poikkeuksellinen konsentrisesti muokattu kraatteri, sillä siinä on kaksi konsentrista harjannetta. Näistä ulompi on B-tyyppiä, mutta Gruithuisen K kuitenkin luokitellaan sisemmän harjanteen perusteella T-tyypin kraatteriksi. Vasemmassa yläkulmassa mosaiikin valaistussuunta vaihtuu. Kuva: NASA / ASU / LRO NAC / QuickMap / T. Öhman.

Trangin vetämän tutkimuksen perusteella ainoa mekanismi, joka pystyy selittämään kaikki havaitut piirteet, on magmaattinen intruusio. Heidän mallinsa mukaan kraatterin pohjan alapuolisia rakoja pitkin kohosi magmaa. Se ei kuitenkaan päässyt purkautumaan laavana pinnalle asti, vaan ainoastaan kohotti kraatterin pohjaa. Konsentrisesti muokkautuneita kraattereita ei esiinny merten keskiosissa, koska siellä mahdollisesti syntyneet kraatterit hautautuivat myöhempien mare-basalttien alle.

Konsentrisesti muokatut kraatterit ja rakopohjaiset kraatterit ovat Trangin ryhmän mukaan hyvin läheistä sukua toisilleen. Molemmat syntyvät magmaattisen intruusion pullistaessa kraatterin pohjaa. Alle 15-kilometriset maljakraatterit muuttuivat konsentrisesti muokatuiksi, mutta yli 15-kilometrisistä kompleksikraattereista tuli rakopohjaisia kraattereita.

Eräs ilmeinen asia, johon ei Trangin tutkimuksessa suoranaisesti otettu kantaa, on konsentrisesti muokattujen kraatterien harjanteen muoto ja sijainti. Miksi magmaintruusio siis synnyttää maljakraattereissa munkkirinkilän, mutta kompleksikraattereissa keskeltä pömpöttävän rakopohjaisen kraatterin? Yksi mahdollisuus renkaan synnyksi saattaisi liittyä siihen, että kraatterin pohjalla sijaitseva törmäyssulakivestä koostuva linssi on paksuimmillaan kraatterin keskellä. Se voisi muodostaa alta työntyvälle magmalle läpitunkemattoman esteen. Pohjan taittuessa kraatterin sisäseinämäksi törmäyssula ohenee ja lopulta katoaa, mahdollistaen magman kohoamisen lähemmäksi pintaa ja sen myötä rengasmaisesti kohoavan pohjan synnyn. Muitakin mahdollisuuksia renkaan muodostumiselle varmasti on. Syitä eri tyyppisten konsentristen harjanteiden synnyllekään ei toistaiseksi tiedetä.

Konsentrisesti muokatut kraatterit ovat siis Kuussa harvinainen ja kiehtova törmäyskraatterityyppi. Mielenkiintoista on, että toistaiseksi varmoja tapauksia ei tunneta mistään muualta kuin Kuusta. Marsista ei vastaavia ole tiettävästi löydetty, ja Merkuriuksen pinnalta Trangin ryhmä löysi alustavissa etsinnöissään yhden(!) kandidaatin. Tarkemmissa tutkimuksissa niitä toki voi löytyä lisääkin, mutta vaikuttaa kuitenkin hyvin vahvasti siltä, että ne ovat leimallisesti juuri Kuussa ja nimenomaan sen lähipuolella esiintyvä kraatterityyppi. Tässäkin mielessä meitä Maan asukkaita on lykästänyt.

Kuuhavaitsijan kannalta Hesiodus A on varmastikin helpoin konsentrisesti muokattu kraatteri, mutta muitakin on tarjolla. Hesiodus A:n länsipuolella Palus Epidemiarumissa eli Kulkutautien suolla oleva Marth kuuluu näistä helpoimmin havaittaviin. Se on sikälikin kiehtova tapaus, että se rikkoo yhtä konsentrisesti muokattujen kraatterien pääsääntöä vastaan: se koostuu ylänköaineksesta, kun ympärillä on mare-basaltteja. Tässä ei kuitenkaan ole mitään varsinaisesti kummallista, sillä suolla basaltit ovat niin ohuita, että kraatteri syntyi lähes kokonaan basalttien alla oleviin ylänköaineksen vaaleisiin kiviin.

Jos siis Kuun katseleminen kiinnostaa, käytössä on mielellään pikkuruista hieman suurempi kaukoputki, ja kaipaa vähän eksoottisempia havaintokohteita, voi vaihtelun vuoksi yrittää konsentrisesti muokattujen kraatterien havaitsemista. Konsentristen harjanteiden näkemisessä omin silmin tai niiden kuvaamisessa riittää nimittäin haastetta hieman enemmänkin Kuuta havainneille. Kannattaa käyttää loppukevään kirkkaat yöt hyväksi ja ainakin kokeilla.

Viistokuva Kuun etäpuolella Apollon törmäysaltaassa sijaitsevasta T-tyypin 11,8-kilometrisestä kaksi konsentrista harjannetta sisältävästä kraatterista. Pohjoinen vasemmalla. Kuva: NASA / GSFC / Arizona State University / LRO NAC M1097537923L & R.


1Trang kollegoineen käyttää nimitystä concentric crater, kuten valtaosa muistakin tällaisia Kuun kraattereita tutkivista tieteilijöistä. Maan ja Marsin kraattereiden tutkijat kuitenkin käyttävät yleensä alkuperäistä terminologiaa, jonka mukaan concentric crater muodostuu välittömästi kraatterin syntyessä kerroksellisen kohteen vaikutuksesta.


Kiitokset Jari Kankaanpäälle kuvaluvasta ja Jari Kuulalle Pontanus E -muistutuksesta.

Tämä juttu ilmestyy parilla–kolmella lisäkuvalla höystettynä myös Hieman Kuusta -blogissani.

2 kommenttia “Donitsi kulhossa – Mitä konsentrisesti muokatut kraatterit ovat?”

  1. Miksiköhän kopernikaaniset eli alle miljardin vuoden ikäiset konsentrisesti muuntuneet kraatterit puuttuvat joukosta?

  2. Teemu Öhman sanoo:

    Jutussakin syyksi arveltiin (ja itse pidän sitän erittäin todennäköisesti oikeana selityksenä), että kyse on ihan yksinkertaisesti siitä, että Kuu nyt ei vaan enää kopernikaanisella kaudella ole ollut magmaattisesti aktiivinen (ainoastaan irregular mare patchit eli IMPit ovat syntyneet kopernikaanisella kaudella, ja ne ovat todella vähäpätöinen osa Kuun vulkaanisesta/magmaattisesta toiminnasta). Valtaosin donitsit ovat imbrisiä, mikä ei yllätä, sillä esimerkiksi mare-vulkanismi on enimmäkseen imbristä. Vielä eratostheenisen kauden alkupuolella vulkanismi oli varsin laaja-alaista, mikä myös sopii hyvin yhteen konsentrisesti muokattujen kraatterien kanssa.

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *


Perseverance, Ingenuity ja Jezero-kraatterin tumman kerroksen ikä

30.3.2021 klo 08.00, kirjoittaja
Kategoriat: Jokiuomat , Kraatterit , Mars , Sedimentaatio , Vesi , Vulkanismi

Viime aikojen Mars-uutisointia seuratessa ei ole voinut jäädä epäselväksi, että NASA aikoo testata Ingenuity-helikopteriaan kenties jo seuraavan reilun viikon sisällä. Perseverance-mönkijän mukana matkannut Ingenuity on onnistuessaan ensimmäinen toisella planeetalla hallitusti lentänyt ihmisen tekemä laite (jos laskeutumisten yhteydessä tehtyjä lyhyitä manööverejä ei lasketa).

Parikiloinen Ingenuity ei kuitenkaan varsinaisesti  tee tutkimusta muutaman metrin korkeuteen kohoavilla lennoillaan: se on puhtaasti teknologiakoe. Jezero-kraatterin tutkiminen jää Perseverancen vastuulle. Vaikka siinä on monipuoliset tutkimuslaitteet, useimmat kiinnostavimmista kysymyksistä selviävät – sikäli kun selviävät – kuitenkin vasta paljon myöhemmin. Perseverance nimittäin kerää ja jemmaa varastokasoihin kenties yli 30 näyteputkiloa kairanäytteitä Marsin kallioperästä ja pinta-aineksesta. Ne toivottavasti saadaan jonkun vielä tällä hetkellä suunnittelupöydällä olevan systeemin avulla kuljetettua Maahan laboratoriotutkimuksiin.

Marsin topografinen kartta (poislukien napaseudut) ja keskeisimpien alueiden nimet. Olympus Monsin huipun ja Hellaksen törmäysaltaan pohjan välinen korkeusero on noin 30 km. Argyre Planitian läpimitta on noin 1000 km. Monet tutkijat olettavat pohjoisten tasankojen (Vastitas Borealis) muodostuneen jättimäisen Borealiksen törmäysaltaan pohjalle. Numerot osoittavat onnistuneiden laskeutujien ja kulkijoiden sijainnit. 0: Mars 3 (neuvostoliittolainen; laskeutui vuonna 1971, mutta toimi vain 14,5 sekuntia); 1: Viking 1 (1976; NASAn alus, kuten kaikki seuraavatkin); 2: Viking 2 (1976); 3: Mars Pathfinder & Sojourner (1997); 4: Spirit (2004); 5: Opportunity (2004); 6: Phoenix (2008); 7: Curiosity (2012); 8: InSight (2018); 9: Perseverance & Ingenuity (2021; Jezero sijaitsee numero 9:n silmukan keskellä). Kuva: NASA / MOLA / T. Öhman.

Näyttävin ja mielenkiintoisin geologinen piirre Jezerossa on muinaisen joen Jezero-järveen kerrostama delta. Se syntyi joskus ehkä yli 3,5 miljardia vuotta (giga annum eli jatkossa Ga) sitten. Deltan liepeillä Perseverancenkin on suunniteltu enimmäkseen mönkivän, elämän merkkejä ja kaikenlaista muuta kiinnostavaa etsien.

Deltan ohella Jezeron pohjalla on suuren geologisen yksikön muodostava tumman aineksen muodostama, arviolta kymmenkunta metriä paksu kerros. Kerroksen spektristä on päätelty sen koostumuksen vastaavan vulkaanisia kiviä. Sen syntytavasta on kuitenkin ainakin kaksi hyvin erilaista tulkintaa. Aiemmin yleensä ajateltiin, että Jezeron pohjan tumma yksikkö koostuu törmäystä nuoremmista laavakivistä. Jezeron törmäyskraatteriin olisi siis tunkeutunut laavaa, hieman samaan tapaan kuin monissa Kuun merten lähistöillä sijaitsevissa kraattereissa on tapahtunut.

Uudemmassa ja hieman tylsemmässä mallissa kyse on laavan sijaan tuliperäisestä tuhkasta. Tämän ajatuksen mukaan tulivuoren purkausaukko olisi ollut jossain kauempana. Tumma kerros olisi ainoastaan kaasukehän kautta Jezeron pohjalle kerrostunutta ja sittemmin kivettynyttä vulkaanista tuhkaa.

Perseverance laskeutui hyvin lähelle tumman aineksen rajaa, joten on todennäköistä, että mönkijä tutkii sen koostumusta ja ulkonäköä. Aineksen syntytapa selviää todennäköisesti jo näillä paikan päällä tehtävillä tutkimuksilla. Tumman aineksen ikää Perseverance ei kuitenkaan pysty määrittämään.

Jezero-kraatterin topografinen kartta. Pieni keltainen ympyrä osoittaa Perseverance-mönkijän laskeutumispaikan (epäviralliselta nimeltään Octavia E. Butler Landing) aivan komean deltan kaakkoispuolella. Jezeron pohjan itäosassa olevan syvän pikkukraatterin länsipuolella oleva laaja tummahkonsininen alue vastaa pääpiirteissään tekstissä mainitun tumman tuliperäisen yksikön esiintymisaluetta. Kuva: Tim Goudge / NASA / Wikipedia /  T. Öhman.

Pari viikkoa sitten The Astronomical Journal ­-julkaisusarjassa ilmestyi Simone Marchin artikkeli  A New Martian Crater Chronology: Implications for Jezero Crater. Se tuo konkreettisesti esiin, että keskeisimpien Jezeroa, Marsia ja koko aurinkokunnan kehitystä koskevien kysymysten ratkaisemiseksi tarvitaan näytteitä parhaissa maanpäällisissä laboratorioissa tutkittaviksi. Pelkät mönkijän omat tutkimukset eivät riitä.

Kraatterilaskuihin perustuvaan pintojen ikätutkimukseen ja erilaisiin törmäävien kappaleiden populaatioihin erikoistuneen Marchin artikkeli keskittyy Marsin ajanlaskuun – niin sen suuriin käänteisiin kuin Jezeron pohjan tummaan yksikköönkin. Marsin kuten muidenkin kiinteäpintaisten kappaleiden iänmääritykseen liittyy runsaasti hankaluuksia ja aika vapaavalintaisia oletuksia. Niiden vuoksi kellään ei ole varmaa tietoa siitä, kuinka vanhoja Marsin eri alueet oikein ovat.

Marchi ehdottaa uusien laskelmiensa ja simulaatioidensa perusteella melkoisen rajuja muutoksia Marsin ajanlaskuun. Yksi keskeisimmistä havainnoista on, että kaikki aiemmat dynaamiset mallit – myös hänen omat aiemmat työnsä – tuottavat enemmän yli 150 km:n läpimittaisia kraattereita kuin Marsin vanhalla eteläisellä kraatteroituneella ylängöllä havaitaan. Yksi mahdollisuus on, että alati muuttuvat mallit ovat väärässä. Näin tietenkin useimpien mallien kohdalla aina väkisin onkin.

Toinen vaihtoehto Marchin mukaan on, että Marsin pohjoiset alangot muodostava Borealiksen allas syntyi noin 4,40–4,35 Ga sitten. Sen synnyttäneessä törmäyksessä muodostunut heittelekerros tuhosi ja peitti käytännöllisesti kaikki aiemmat törmäysaltaat. Tässä ideassa on kuitenkin yksi potentiaalisesti valtaisa ongelma: Borealis ei välttämättä ole törmäysallas ollenkaan. Viime vuosina vaaka on alkanut kieltämättä kallistua entistä vahvemmin törmäyssynnyn puoleen, mutta erityisen vahvoja todisteita sen puolesta ei ole esitetty. Sisäisten voimien synnyttämä allas on edelleen mahdollinen vaihtoehto, vaikkei Marchi tätä ajatusta huomioon otakaan.

Borealiksen altaan oletetulla reunalla sijaitsee yksi Marsin suurista varmoina pidetyistä törmäysaltaista, Isidis. Aiemmin sen ikämääritykset ovat antaneet tuloksia, joiden mukaan se syntyi ehkä 4,04–3,86 Ga sitten. Tätä Marchi pitää liian nuorena ikänä. Hänen mukaansa Isidiksen tömähdys tapahtui jo noin 4,20–4,05 Ga sitten. Koska Isidis on Borealiksen oletetulla reunalla, Borealiksen täytyy siis olla tätä vanhempi. Jezeron kannalta tämä on sikäli erittäin oleellista, että se sijaitsee Isidiksen sisällä, joten sen on oltava Isidistä nuorempi.

Jezeron pohjan tumman yksikön aiemmat ikämääritykset kuvastavat hyvin Marsin pinnan ikäarvioiden villiä luonnetta. Näissä tutkimuksissa sen iäksi on saatu 1,4 Ga, 2,6 ± 0,5 Ga ja 3,35 +0,16 / -1,06 Ga. Ikäarvioilla on siis eroa peräti kaksi miljardia vuotta. Se on jopa planeettageologiassa tolkuttoman pitkä aika. Marchin tuore arvio on 3,1–2,7 Ga.

Jos tietäisimme varmasti, onko pohjan tumma kerros deltan alla vai päällä (eli onko se deltaa vanhempi vai nuorempi), olisi helppoa valita oma suosikki tumman kerroksen ikäarvioista ja sitten vain todeta deltan olevan tätä vuosimäärää nuorempi tai vanhempi. Harmillista kyllä, edes tätä perusasiaa emme tiedä, sillä deltan ja tumman kerroksen keskinäisestä suhteellisesta iästä on kaksi täysin päinvastaista näkemystä. Tim Goudge kollegoineen on 2010-luvun puolivälissä esittänyt parissakin tutkimuksessa tumman kerroksen olevan deltaa nuorempaa laavaa. Vivian Z. Sun ja Kathryn M. Stack puolestaan sanovat tuoreemmissa kartoitustutkimuksissa sen olevan deltaa vanhempaa tuhkaa.

Jezeron deltan absoluuttisesta (siis vuosissa mitattavasta) iästäkin on epäilemättä esitetty runsaasti mitä moninaisimpia arvioita. Edellä kuvatusta kraatterilaskuihin perustuvien ikämääritysten antamien tulosten holtittomasta vaihtelusta johtuen en ole itse jaksanut niihin sen kummempaa huomiota kiinnittää. Tällä hetkellä tiedämme oikeastaan vain, että Jezeron delta, jonka ympärillä Perseverance seuraavat kuukaudet ja toivottavasti vuodet mönkii, on luonnollisesti nuorempi kuin itse kraatteri. Deltan ikä vuosissa mitaten tai sen suhde muihin geologisiin yksiköihin alueella on kuitenkin täysin hämärän peitossa. Tämä epävarmuus korostaa sitä, kuinka tavattoman vaikeaa Mars-tutkimus on niin kauan kuin käytössä ei ole tunnetusta paikasta kerättyjä näytteitä.

Perseverancen suunniteltu reitti nousee Jezeron pohjalle syntyneen deltan päälle ja jatkaa sieltä ylemmäs kraatterin reunalle. Noin puolet tästä matkasta on suunniteltu taitettavan yhden Marsin vuoden eli noin kahden Maan vuoden aikana. Deltan päällä olevan Belva-kraatterin läpimitta on noin 900 m. Kuva: NASA / JPL-Caltech.

Koska deltat ovat jokien tuomaa hiekkaa, jonka mineraalirakeet voivat olla peräisin monista eri ikäisistä lähteistä, on itse deltan iän määrittäminen hyvin hankalaa, vaikka siitä saisikin näytteen laboratorioon. Tuliperäiset kivet ovat toista maata. Niiden radioaktiivisuuteen perustuva kello on alkanut tikittää siinä vaiheessa, kun kivi on jähmettynyt. Näin ollen Jezeron pohjan tumman kerroksen ikä, etenkin jos se on vanhempien tulkintojen mukaista laavakiveä eikä tuhkaa, voidaan määrittää parhaimmillaan täysin yksiselitteisesti ja tarkasti heti kun Perseverancen kairaama näyte saadaan Maassa laboratorioon.

Tumman kivikerrostuman iästä saadaan Jezeron minimi-ikä. Siitä voidaan johtaa Isidiksen minimi-ikä, ja siitä Borealiksen minimi-ikä. Tässä vaiheessa oletuksia on jo tehty melkoisen paljon, mutta periaatteessa Borealiksen minimi-ikä muodostaa tärkeän kiintopisteen koko aurinkokunnan varhaisen historian selvittämiseen. Toki, jos oikein hyvä tuuri käy, Perseverancen kaira lävistää sellaisiakin kiviä, joiden sisäiset kellot ovat nollautuneet joko Isidiksen tai peräti Borealiksen altaiden syntyessä. Ja jos Perseverance pystyy havainnoillaan lisäksi yksiselitteisesti määrittämään pohjan tumman kerroksen ja deltan ikäsuhteen, tiedetään varhaisen pommitushistorian lisäksi jo melkoisen hyvällä tarkkuudella, milloin Marsissa oli aktiivisia tulivuoria ja milloin siellä joet virtasivat kraatterijärviin. Nämä olisivat äärimmäisen mielenkiintoisia tietoja niin geologeille kuin astrobiologeillekin.

Perseverancen toiminta-ajan mediaseksikkäimmät hetket saatetaan siis kokea Ingenuity-kopterin myötä jo parin viikon sisällä. Sen vaiheita jännittäessä kannattaa kuitenkin pitää mielessä se tylsä tosiseikka, että tieteellisesti kiinnostavimmat tulokset saadaan tulevien näyteputkiloiden hakulentojen myötä, mikäli niiden rahoitus ja kaikki muu sujuu mallikkaasti. Tähän kuluu parhaassakin tapauksessa helposti reilu vuosikymmen. Mutta hyvää kannattaa odottaa.

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *


Venus ja Afrodite

1.3.2021 klo 08.00, kirjoittaja
Kategoriat: Venus , Vuoristot

Kulunut helmikuu on ollut jatkuvaa Mars-juhlaa. Kaksi alusta onnistuneesti kiertoradalle ja kolmas pinnalle on häkellyttävä onnistumisprosentti vallankin kun ottaa huomioon, että kaksi yrittäjistä oli Marsin osalta ensikertalaisia.

Kohokohta oli tietenkin NASAn Perseverance-mönkijän laskeutuminen. Laskeutumisvideot olivat huikaisevia, reikäiset kivet mieltä kiehtovia ja maisemat totutun kauniita. Kun on kymmenkesäisestä asti ollut Marsin pauloissa, kulkivat kylmät väreet pitkin selkäpiitä, kun ensi kertaa kuuli Marsin tuulen puhaltavan. Taisi siinä vähän Marsin pölyäkin lentää silmäkulmaani kaihertamaan.

Sekä Al-Amal, Tianwen-1 että Perseverance ovat tähän mennessä olleet menestyksiä. Kaikki on tiettävästi mennyt kuten on suunniteltu, joten yllätyksiä ei ole pahemmin päässyt syntymään. Helmikuun planeettauutisten ”Häh?!”-efekti tulikin ihan eri suunnasta, ja sen aiheutti luotain, joka ei edes varsinaisesti tutki planeettoja.

Parker Solar Probe

Elokuussa 2018 NASA laukaisi Parker Solar Probe -luotaimen tutkimaan Auringon ulointa osaa, koronaa. Jotta Parker pääsee vajaan kymmenen Auringon säteen päähän Auringon ytimestä vuonna 2025, täytyy sen tehdä peräti seitsemän Venuksen lähiohitusta lentosuuntansa ja etenkin ratanopeuden muutoksia varten. Jos Kuuta ei lasketa, Venus on Maan lähin planetaarinen naapuri ja lähes Maan kokoinen, joten se on hyvin käyttökelpoinen kohde etenkin tällaisten aurinkokunnan sisäosiin suuntautuvien luotainlentojen toteutuksessa.

Parkerin neljäs Venuksen ohilento tapahtui helmikuussa. Kuten monien muidenkin luotainten kohdalla on toimittu, myös Parkerin tutkimuslaitteita käytetään lähiohitusten aikaan. Tarkoituksena on paitsi laitteiden toiminnan testaus, myös ihan kunnollisen tutkimuksen teko.

Helmikuinen uutinen* Parkerista ja Venuksesta ei kuitenkaan koskenut uusinta ohilentoa, vaan jo edellistä, heinäkuussa 2020 tapahtunutta ohitusta. Tuolloin Venus-havaintoja tehtiin koordinoidusti Parkerin ohella Japanin Akatsuki-luotaimella, maanpäällisillä teleskoopeilla ja harrastajavälineillä. Parkerin tutkimusryhmä julkaisi vasta nyt kuvan heinäkuun lähiohituksesta, sillä mittausaineiston lähetys ja käsittely kestävät. Helmikuun ohituskuvia odotellaan nähtäväksi kenties huhtikuun lopulla.

Parkerin näkymä Venukseen

Alla olevan kuvan – ainoan toistaiseksi julkisuutta saaneen – otti laajakulmainen WISPR-kamera (Wide-field Imager for Parker Solar Probe). Sen on tarkoitus kuvata Auringon koronaa näkyvän valon aallonpituudella. Korona on niin himmeä, että WISPR-kameran sensorit kärähtäisivät, jos niillä kuvattaisiin Venuksen päiväpuolta. Yöpuolen ilmiöiden tallentamiseen se sen sijaan soveltuu hyvin.

Parker Solar Probe -luotaimen WISPR-kameran kuva Venuksen yöpuolelta 11.7.2020 lähiohituksen aikaan 12 378 km:n eli hieman reilun Venuksen halkaisijan päästä otettuna. Kuvan viirut ovat kosmisia säteitä, pölyhiukkasia tai luotaimesta pölyhiukkasten törmäysten vaikutuksesta irronneita pikkuruisia partikkeleja. Lähellä Venuksen alareunaa näkyy kameran tuottama artefakti. Venusta ympäröivä erittäin himmeä kajo on todennäköisesti happi-atomien synnyttämää ilmahehkua. Keskellä oleva soikiomainen laaja tumma rakenne on Aphrodite Terran ylänköalue. Kuva: NASA / Johns Hopkins APL / Naval Research Laboratory / Guillermo Stenborg & Brendan Gallagher.

Kuvassa näkyvien viirujen tarkkaa alkuperää ei vielä tiedetä varmuudella. Ne ovat joko kosmisia säteitä, pölyhiukkasia, pikkuruisia pölyhiukkasten törmäysten Parkerista irrottamia partikkeleja, tai kaikkia näitä sekaisin. Ne, sen paremmin kuin Venuksen alaosassa näkyvä kameran aiheuttama tumma pieni artefakti eivät kuitenkaan varsinaisesti ole kiinnostavia.

Kuvassa Venusta ympäröi erittäin himmeä valon kajo. Tämän oletetaan olevan Venuksen ilmahehkua. Venuksen tapauksessa eri aallonpituuksilla havaittavaa ilmahehkua aiheuttavat useammatkin prosessit. Parkerin havaitseman kajon kohdalla on päätelty, että kyseessä on happiatomien yhdistyessä happimolekyyleiksi vapautuva valo. Tämä on jännää, mutta mitään erityisen kummallista tässäkään ei ole, sillä pääpiirteissään Venuksen ilmahehku eri aallonpituuksilla on jo vanhastaan tuttu juttu.

Venuksella on tolkuttoman paksu hiilidioksidikaasukehä, jonka paine pinnalla on lähes satakertainen Maan keskimääräiseen ilmanpaineeseen nähden. Hiilidioksidin lisäksi Venuksen kaasukehässä on mm. typpi- ja rikkiyhdisteitä, jotka tekevät näkyvän valon aallonpituudella kaasukehästä läpinäkymättömän. Sen vuoksi Venuksen pinnanmuotojen kartoitus on valtaosin tapahtunut tutkalla varustettujen kiertolaisten avulla 1970-luvun lopulta alkaen.

Tutka-aaltojen lisäksi myös infrapunasäteilyä voidaan käyttää hyväksi Venuksen geologiaa tutkittaessa. Venuksen kaasukehässä on nimittäin eräitä infrapuna-aallonpituuksien ”ikkunoita”, joiden avulla planeetan pintaa pystytään havaitsemaan, vaikkakin melko heikolla erotuskyvyllä tutkaan verrattuna. Näitä ikkunoita ESAn Venus Express -luotainkin hyödynsi, kun sen kuvista löydettiin vakuuttavia viitteitä siitä, että Venuksen pinnalla on edelleen aktiivista tuliperäistä toimintaa.

”Mighty Aphrodite”

Parkerin WISPR-kameran oli tarkoitus toimia vain näkyvän valon aallonpituusalueella. Näin ollen tutkijat olettivat ohilentokuviin tallentuvan jonkinlaisia näkymiä Venuksen pilvistä. Hämmästys lieneekin ollut mitä melkoisin, kun kuviin piirtyi selvästi tunnistettavia pinnanmuotoja.

Selväpiirteisin WISPR-kameran kuvassa erottuva pinnanmuoto on keskellä epäsymmetrisen soikeana tummana alueena näkyvä Aphrodite Terra. Se sijaitsee Venuksen päiväntasaajalla, ja on toinen planeetan suurimmista ylänköalueista. Ne vertautuvat kooltaan Maan mantereisiin. Itä–länsisuunnassa Aphrodite Terralla on pituutta yli 10 000 km, eli lähes kolmasosa planeetan ympärysmitasta. Se kohoaa 1–5 km ympäristöstään ja vertailutasosta, eli Venuksen keskisäteestä. Ylänkö näkyy Parkerin kuvassa tummana siksi, että se on kolmisenkymmentä astetta ympäristöään viileämpi.

Magellan-luotaimen aineistosta tehty Venuksen topografinen kartta. Tummansiniset ja violetit alueet ovat syvimpiä, punaruskeat ja valkeat korkeimpia. Pohjoisessa sijaitseva Ishtar Terra ja päiväntasaajan  Aphrodite Terra ovat Venuksen suurimmat ylänköalueet. Luode–kaakko-suuntainen alanko Aphroditen eteläpuolella on Aino Planitia. Kuva: NASA / Magellan / USGS / T. Öhman.
Skorpionia muistuttavan Aphrodite Terran korkeuskartta. Ylänköalue kohoaa noin 1–5 km Venuksen vertailutason yläpuolelle. Kuva: Martin Pauer (Power), Public domain, via Wikimedia Commons.

Aphrodite Terra koostuu suurelta osin tesserasta. Tessera edustaa Venuksen vanhinta näkyvissä olevaa pintaa, ja se muodostaa usein laajoilta basalttitasangoilta kohoavia saarekkeita. Ne ovat rajusti tektoniikan muokkaamia, mutta tesseran varsinainen alkuperä on vielä hämärän peitossa. Tessera-alueiden syntyideoista kirjoittelin tarkemmin viime marraskuussa.

WISPR-kameran ei siis pitäisi infrapuna-aallonpituutta nähdä, mutta niin se vain tekee. Ainakin julkisuuteen annettujen tietojen perusteella tutkijat yrittävät nyt kuumeisesti selvittää, mistä ikkunasta infrapunavaloa tarkkaan ottaen kameraan valskaa. Sellaistakin mahdollisuutta esiteltiin, että WISPR näkisi jonkin sellaisen ikkunan läpi, jonka olemassaolosta ei aiemmin edes tiedetty.

WISPR-kameran tilanteessa on näin kiinnostuneen sivustaseuraajan näkökulmasta niin uhkia kuin mahdollisuuksiakin. Pahin uhkakuva tietenkin on, että infrapunasäteilyn vuotaminen kameraan haittaisi sen varsinaista tutkimustyötä. Tällöin siis Parkerin päätehtävä eli Auringon koronan yksityiskohtainen kuvaaminen voisi periaatteessa kärsiä pahastikin. Täytyy kuitenkin luottaa kameran valmistaneen US Naval Research Laboratoryn insinöörien kykyihin sen verran, ettei näin alokasmaista munausta ole tehty.

Mahdollisuudet Venus-fanin kannalta taas ovat, ainakin periaatteessa, erittäin kiehtovat. Venus on kiinnostavuuteensa nähden pahasti alitutkittu planeetta. Jos Venuksen pinnasta saadaan seuraaviltakin ohilennoilta WISPR-aineistoa, josta tarkasti tiedetään, mitä aallonpituuksia kamera näkee, voidaan tutkia pinnan mahdollisia muutoksia joko ohilentojen välillä, tai esimerkiksi Venus Expressin mittauksiin verrattuna. Julkaistun pressikuvan erotuskyvyn perusteella voi olla turhan optimistista ajatella tämän tuottavan mitään erityisen hyödyllistä, mutta aina sopii toivoa. Joka tapauksessa kaikki uusi tieto Venuksen pinnasta on erittäin tervetullutta kauan kaivattua Venuksen geologiaan keskittyvää 2000-luvun luotainta odotellessa.


*Yleensä en pelkkiin lehdistötiedotteisiin perustuvista uutisista jaksa hirveästi innostua, vaan jotain vähän valmiimpaa on normaalisti syytä saada. Olkoon tämä nyt säännön vahvistava poikkeus. Koska WISPR-kameran infrapunahavaintoja Venuksesta ei ole vielä esitelty edes tieteellisissä kokouksissa, kannattaa tähän kuitenkin suhtautua vielä vähän suuremmalla varauksella, kuin uusista tutkimuslöydöistä kertoviin uutisiin tavallisesti.

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *


Alabamasta Kuun karttoihin

26.2.2021 klo 19.01, kirjoittaja
Kategoriat: Havaitseminen , Historia , Kraatterit , Kuu , Nimistö

Internetistä löytyy roppakaupalla huijarifirmoja, joilta voi ostaa kalliin paperinpalan, jolla pystyy ”todistamaan” juuri hankkineensa tontin Kuusta tai Marsista. Vastaavanlaisen ”sertifikaatin” avulla voi myös ”osoittaa” nimenneensä tähden traagisesti kuolleen rakkaan lemmikkihamsterin muistoksi. Firmoja on niin paljon, että kaiketi höynäytettäviksi haluavia ihmisiä riittää kannattavaa bisnestä varten.

Todellisuudessa tietenkään kukaan ei ainakaan toistaiseksi voi ostaa tai myydä mökkitonttia titanilaisen järven rannalta, ja ainoa taho, joka voi virallisesti nimetä tähtiä tai taivaankappaleiden pinnanmuotoja, on kansainvälinen tähtitieteellinen unioni IAU. Jotta esimerkiksi Kuun virallisiin karttoihin saa oman nimensä, pitää ensinnäkin yleensä olla kuolleena vähintään kolme vuotta. Toisekseen olisi hyvä olla kansainvälisesti tunnettu tutkimusmatkailija tai mielellään kuu- tai planeettatutkimuksen parissa työskennellyt tutkija tai insinööri. Vaikkapa sellainen kuin Annie Easley.

Matemaatikko, ohjelmoija ja vähemmistöjen puolustaja

Annie Jean Easley (1933–2011) kasvoi Yhdysvaltain syvässä etelässä, Alabaman Birminghamissa mustan yksinhuoltajaäidin perheessä. Birmingham tunnetaan väkivaltaisesta rasismista etenkin 1950–1960-luvuilla, samoin kuin mustien kansalaisoikeustaistelun yhtenä keskeisimpänä tapahtumapaikkana. Birminghamissä 1900-luvun ensimmäisellä puoliskolla mustan naisen lähtökohdat onnelliselle elämälle ylipäätään saati sitten ansiokkaalle teknis-tieteelliselle uralle eivät siis olleet helpoimmat mahdolliset. Easleyn äiti kuitenkin korosti lapsilleen aina, että koulutus tarjoaisi tien parempaan.

Annie Easley opiskeli New Orleansissa Xavierin yliopistossa pari vuotta farmasiaa. Opiskelut kuitenkin jäivät, kun hän meni ennen valmistumistaan naimisiin ja muutti kotirouvaksi pohjoiseen Erie-järven rannalle Ohion Clevelandiin.

Eräänä päivänä hän luki lehtiartikkelin NASAn edeltäjän NACAn (National Advisory Committee for Aeronautics) Lewisin tutkimuskeskuksen eli nykyisen Glennin tutkimuskeskuksen laskijan eli computerin töitä tehneistä kaksossisarista. Artikkelista innostuneena matemaattisesti lahjakas Easley päätti hylätä ajatukset farmasiasta lopullisesti ja pyrkiä NACAlle töihin. Hänen lahjakkuutensa ei jäänyt huomaamatta, joten hän aloitti NACAlla vuonna 1955, pari viikkoa lehtijutun lukemisen jälkeen.  Eläkkeelle Annie Easley jäi NASAsta vuonna 1989.

Annie Easley Lewisin tutkimuskeskuksessa vuonna 1981. Kuva: NASA.

Easleyn lasku- ja myöhemmin myös ohjelmointitaitoa tarvittiin yli kolmen vuosikymmenen aikana mitä moninaisimmissa projekteissa. Hänen kykyjään hyödynnettiin ydinreaktorisimulaatioista ja varhaisiin hybridiautoihin käytetystä akku- ja energiatekniikasta Centaur-rakettiin. Sen varhaisessa ohjelmistokehittelyssä Easley oli keskeisessä asemassa. Centaur on ollut NASAn rakettien luotettava työjuhta halki vuosikymmenten: se on ollut ylimpänä rakettivaiheena mm. Surveyor-, Mariner-, Pioneer-, Viking-, Voyager- ja Cassini-luotaimille. Osittain Annie Easleyn ansiosta edelleenkin valmistettavan Centaurin avulla on siis päästy tutkimaan aurinkokuntamme planeettoja Merkuriuksesta Neptunukseen saakka.

1950–60-luvuilla Lewisin tutkimuskeskuksessa Easley muodosti mustana naisena todella pienen vähemmistön. Kun hänet palkattiin, keskuksessa oli töissä hänen lisäkseen kolme mustaa amerikkalaista. Omien sanojensa mukaan hän oli vähemmän kuin vähemmistö.* Sen hän sai myös kokea karulla tavalla. Tutkimuskeskuksen PR-kuvista hänet aluksi rajattiin pois. Ja vaikka NASAn olisi pitänyt tukea työssä kouluttautumista taloudellisesti, Easley joutui maksamaan matematiikan kandidaattiopintonsa itse, toisin kuin hänen miespuoliset valkoiset kollegansa. Hän valmistui työnsä ohessa Cleveland State Universitystä vuonna 1977.

Varsinaisen laskenta- ja ohjelmointityönsä lisäksi Easley toimi Lewisissa tasa-arvon puolestapuhujana ja tukihenkilönä rotu-, sukupuoli- ja ikäsyrjintää vastaan. Hän kiersi myös runsaasti yliopistoja ja kouluja NASAn rekrytointitilaisuuksissa puhumassa tiedeaineiden ja äidinkielen opiskelun tärkeydestä.

Annie Easley ja UNIVAC 1100/40 -tietokone vuonna 1976. Kuva: NASA.

Kuluvan helmikuun alussa Kuun nimistöstä vastaava IAU:n työryhmä vahvisti Kuun kaakkoisella libraatiovyöhykkeellä sijaitsevan yhdeksänkilometrisen kraatterin nimeksi Easley. Käytännössä Kuun pinnanmuotoja nimetään nykyisin enimmäkseen vain tarpeeseen. Tällaisia tarpeita ovat uudet laskeutumisalueet, sekä tieteellinen tutkimus. Koska mikään alus ei ainakaan toistaiseksi ole laskeutunut Easleyn tuntumaan, joku tutkija jossain päin maailmaa on luultavasti tällä hetkellä kiinnostunut Easleysta tai sen ympäristöstä. Millainen monttu Easley sitten on?

Easley havaintokohteena ja kraatterina

Easley (87,97° itäistä pituutta, 23,69° eteläistä leveyttä) sijaitsee niukin naukin Kuun lähipuolella. Yhdeksänkilometrisenä se on periaatteessa harrastajien havaittavissa kohtalaisen pienilläkin kaukoputkilla. Käytännössä ongelmaksi muodostuu, että Easleyä joutuu katselemaan melkoisen sivusta. Näin ollen pienen kraatterin tunnistaminen ei ole mikään yksinkertainen tehtävä.

Easley sijaitsee Kuun kaakkoisella libraatiovyöhykkeellä Humboldtin koillispuolella. Kuva: Virtual Moon Atlas / LRO WAC / T. Öhman.
Easleyn yleispiirteinen etsintäkartta, pohjoinen ylhäällä. Easley on niin syvällä Kuun kaakkoisella libraatiovyöhykkeellä, että Maasta katsottuna se nähdään lähes sivusta. Näin ollen sen löytäminen pienehköllä kaukoputkella ei ole ihan yksinkertainen tehtävä edes suotuisan libraation aikaan. Etsintä kannattaa aloittaa Petaviuksesta. Humboldtin koillisreunalta Schorr A:n länsipuolelle ulottuu selvin Humboldtin heitteleen kaivertamista uurroksista, Catena Humboldt. Kuva: NASA / ASU / LRO WAC / QuickMap / T. Öhman.

Kun Easleyä lähtee etsimään – mieluiten suotuisan libraation aikaan, sillä muuten homma menee liki mahdottomaksi – kannattanee aloittaa helposti tunnistettavasta Petaviuksesta ja paikallistaa sitten huikea Humboldt. Easley sijaitsee Humboldtista koilliseen sen heittelekentän päällä. Etsinnän apuna voi käyttää oheista Oskari Syynimaan upeaa kuvaa heinäkuulta 2018.

Tämä kuva ei ole otettu Kuun kiertoradalta, vaan kyseessä on Oskari Syynimaan kauniista, Kauhavan päivätaivaalta 16.7.2018 otetusta alkuperäiskuvasta rajattu ja hieman muokattu näkymä Humboldtiin ja Easleyyn. Pohjoinen on kuvassa vasemmalla. Kuva: Oskari Syynimaa, laitteistona Sky-Watcher Skyliner 350P Flextube -kaukoputki, ASI290MM-kamera, Astronomik ProPlanet 807 IR-pass -suodatin ja 2x Barlow.

Kuten jo oheisesta etsintäkartasta ja Oskarin valokuvasta näkee, Easleya ympäröi kirkas heittelekenttä. Sellainen on Kuun nuorimpien, kopernikaanisella kaudella syntyneiden kraatterien tunnusmerkki. Vielä paremmin Easleyn heittelekenttä ja säteet erottuvat LRO-luotaimen kuvassa, joka on otettu Auringon paistaessa suoraan luotaimen takaa, jolloin pinnalle ei muodostu lainkaan varjoja. Heittelekentässä on viitteitä siitä, että törmäys olisi tapahtunut etelästä melko loivalla kulmalla.

Muutoin heittelekenttä näyttää melko normaalilta, mutta Easleystä länsilounaaseen lähtee omituisen pitkä, noin 70-kilometrinen säde. Luotain- ja Apollo-kuvista käy ilmi, että se seurailee lähes täysin Humboldtin heitteleen synnyttämää uurrosta. Muut Humboldtin uurrokset, esimerkiksi Catena Humboldt, eivät kirkkaina näy, eivätkä muut Easleyn säteet ole likikään näin pitkiä ja selväpiirteisiä. Hakemattakin herää ajatus, että tässä olisi kyseessä syy ja seuraus, mutta mitenkään varmaa tuo ei ole. Ja vaikka asiat kytkeytyisivätkin toisiinsa, ei varsinaisesta mekanismista voi esittää kuin arvauksia, sillä tällaista vanhemman uurroksen ja nuoren säteen yhteenliittymää ei liene koskaan tarkemmin tutkittu.

Hieman kontrastiltaan vahvistetussa täysikuuta vastaavan valaistuksen aikaan otetussa LRO-luotaimen kuvamosaiikissa Easleyn kirkas heittelekenttä ja etenkin pitkälle länsilounaaseen ulottuva eriskummallinen säde erottuvat hyvin. Kuva: NASA / ASU / LRO WAC / QuickMap / T. Öhman.

Easleyn nuoruudesta kertoo myös sen melkoisen hyvin säilynyt törmäyssulakivikerros. Kun vanhoja kraattereita katselee täydenkuun valossa, ei reunojen sisäosilla ja pohjalla ole juuri minkäänlaista sävyeroa. Easleyllä kontrasti kirkkaiden reunojen ja tumman törmäyssulakivipohjan välillä puolestaan on selkeä. Ja kun pohjaa katselee vielä tarkemmin, näkyy paikoin törmäyssulan jäähtyessä syntyneitä rakoja. Ne tapaavat pienistä kraattereista kadota eroosion myötä varsin nopeasti. Easley on siis selvästi nuori ja nätti, mutta ei silti kokoluokkansa kaikkein tuoreimpia edustajia.

Easleyn läntisen sisäreunan ja tasaisen, törmäyssulakiven peittämän pohjan taitekohta. Törmäyssulakiviesiintymän reunamilla sulakerroksen vain ohuelti peittämissä epätasaisemmissa kohdissa näkyy pari rakoa. Tällaiset jäähtymisraot kertovat kraatterin nuoruudesta, sillä vanhemmista kraattereista ne ovat meteoriittipommituksen ja lämpörapautumisen myötä kuluneet näkymättömiin. Kuva: NASA / ASU / LRO NAC / QuickMap / T. Öhman.

Vaikka Easley näyttää kuvissa kauniin symmetriseltä pyöreähköltä maljakraatterilta, sen topografia yllättää. Easleyn itäinen ja läntinen reuna ovat noin 500–1000 m korkeammalla kuin eteläinen ja pohjoinen. Läpimitaltaan yhdeksänkilometrisessä kraatterissa ero on merkittävä. Ero johtuu siitä, että Easley sattui osumaan kapeahkolle Humboldtin ja Curien väliselle korkealle kannakselle. Sen seurauksena Easleyn reunan muoto on hieman satulamainen.

Easley nähtynä luoteesta. Kraatteri syntyi kapealle kannakselle, mikä johti hieman satulamaiseen reunan muotoon. Reunan ulkopuolella kuvan etualalla painanteessa näkyvä tasaisempi ja hieman tummempi alue on kraatterista ulos lentäneen törmäyssulan muodostama lampare, nyttemmin tietysti törmäyssulakiveksi jähmettynyt. Sen sijaintiin on matalamman pohjoisreunan lisäksi saattanut vaikuttaa loivakulmainen törmäys etelästä. Kraatterin pohja on vastaavan törmäyssulakiven peitossa. Kuva: NASA / ASU / LRO NAC / QuickMap / T. Öhman.
Easleyn ympäristön topografinen kartta. Matalimpien sinivihreiden ja korkeimpien punaruskeiden alueiden välinen korkeusero on noin 4,7 km. Kuva: NASA / ASU / LRO WAC / GLD100 / QuickMap / T. Öhman.

Jos törmäyskraattereista pitää, ei voi olla viehättymästä Easleystä. Siinä on monia klassisen törmäyskraatterin kauniista piirteistä, ja lisukkeena erikoisia yksityiskohtia, jotka saavat sen erottumaan joukosta. On mielenkiintoista nähdä joskus tulevaisuudessa, minkälaisessa tutkimuksessa Easleya on käytetty.

Harmi vain, että Easley sijaitsee havaitsijan kannalta hieman hankalassa paikassa. Toisaalta tuo tarjoaa vähän pidempäänkin Kuuta katselleelle haastetta. Ainakaan omiin aisteihini ei ole osunut tietoa siitä, että Suomessa kukaan olisi Easleyn nimeämisen jälkeen onnistunut havaitsemaan tai kuvaamaan sitä. Kilpailuhenkisille olisi siis tarjolla kunniaa Suomen ensimmäisestä tietoisesti Easleystä tehdystä havainnosta. Sopivia havaintoaikoja voi selvitellä esimerkiksi mainiolla Virtual Moon Atlas -ilmaisohjelmistolla. Kuka tekee Suomen ensimmäisen uuden havainnon Easleystä?


*Tässä vaiheessa jollekin tulee epäilemättä mieleen mainio Hidden Figures – varjoon jääneet -elokuva ja sen pohjana ollut kirja. Katherine Johnson (1918–2020), Mary Jackson (1921–2005) ja Dorothy Vaughan (1910–2008) työskentelivät NASAn Langleyn tutkimuskeskuksessa Virginiassa. Heistä moneen kertaan palkittu Johnson on kuuluisin, ja Vaughania on kunnioitettu upealla kolmekilometrisella Kuun kraatterilla. Tänään perjantaina 26.2.2021 NASAn päärakennus Washington D.C.:ssä nimettiin Mary Jacksonin mukaan.


Tämä juttu ilmestyy hieman kärjekkäämmän lopetuksen ja enemmän mm. Apollo-kuvia ja topografiadataa sisältävänä pidempänä versiona myös Hieman Kuusta -blogissani.

Kiitokset Oskari Syynimaalle kuvaluvasta.

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *


Kuun törmäysaltaat ja meret – kaksi eri asiaa

31.1.2021 klo 23.40, kirjoittaja
Kategoriat: Historia , Kuu , Mars , Nimistö , Törmäysaltaat , Vulkanismi , Vuoristot , Yleinen

Kuun geologisen historian perusteiden ymmärtämisessä on muutama oleellinen seikka. Ensinnäkin Kuu syntyi – tai ainakin valtaosa tutkijoista nykyisin uskoo sen syntyneen – kun suunnilleen Marsin kokoinen Theiaksi nimetty protoplaneetta törmäsi nuoreen Maahan. Törmäysroippeista kasaantui Kuu.

Siinä rytäkässä ja radioaktiivisen lämmöntuoton avittamana vastasyntynyt Kuu suli. Kuuta peitti magmameri, eli (lähes) koko sen pinta oli enimmäkseen sulan kiven peitossa (yksityiskohdista kiistellään kuten kunnon tieteellisestä hypoteesista kuuluukin, mutta ei takerruta nyt siihen). Raskaimmat alkuaineet kuten rauta ja nikkeli painuivat sulaneen kuupallon ytimeen. Keskiraskaat aineet puolestaan päätyivät vaippaan, joka muodostaa suurimman osan Kuusta. Kevyet ainekset nousivat pintaan kuin kuona. Tästä kuonasta syntyivät Kuun ylänköalueet, eli nykyäänkin paljain silmin vaaleina näkyvät alueet, jotka peittävät valtaosan kiertolaisemme pinnasta. Törmäyssynty ja magmameri selittävät oleellisimmat osat Kuun koostumuksesta.

Tähän asti kaikki sujuu yleistajuisissakin esityksissä Kuun historiasta useimmiten ihan hyvin, mutta sitten alkaa jostain syystä mennä huomattavasti vaikeammaksi. Maallikon kannalta Kuun pinta koostuu pääpiirteissään vain kahdesta kivilajista. Vaaleat ylängöt ovat kevyehköä anortosiittia (siis sitä edellä mainittua kelluvaa kuonaa), tummat meret puolestaan raskaampaa basalttia. Meri on latinaksi mare, joten Kuun tapauksessa puhutaan usein mare-basalteista. Anortosiitti ja basaltti ovat kivilajeja, jotka puolestaan koostuvat eri mineraaleista, jotka edelleen koostuvat alkuaineista. Kivilajit menevät mediassa turhan usein sekaisin mineraalien kanssa, ja joskus jopa mineraalit ja alkuaineet sekoitetaan keskenään. Kuun pääkivilajien ero on kuitenkin tiedotusvälineissäkin useimmiten vielä jollain lailla hallinnassa.

Vasta sitten kun mediassa aletaan käsitellä kysymystä siitä, missä tummat basaltit eli Kuun meret sijaitsevat ja kuinka vanhoja ne ovat, mennään lähes poikkeuksetta todella pahasti pöpelikön puolelle. Ei ole väliä onko kyseessä tavallinen ns. rivitoimittaja, tiedetoimittaja, tähtitieteen harrastaja, tähtitieteilijä tai jopa planetaarisiin kohteisiin erikoistunut geofyysikko tai geokemisti – Kuun meret aiheuttavat jatkuvia ja todella suuria väärinkäsityksiä. Ongelman ytimessä ovat törmäysaltaat.

Kuun geologia on suurelta, muidenkin kuin itseni kaltaisten törmäyskraatteri-intoilijoiden mielestä jopa suurimmalta osin törmäysaltaiden geologiaa. Törmäysaltaiden monimuotoiseen olemukseen (Mikä on ”törmäysallas”? Miten määritellään törmäysaltaan halkaisija?) tulee varmasti palattua joskus myöhemmin huomattavasti tarkemmin, mutta tässä yhteydessä riittää ymmärtää, että törmäysaltaat ovat erittäin suuria kraattereita. Ja kraattereistakaan ei nyt tarvitse tietää muuta kuin se, että ne ovat syviä kuoppia, ja että niiden pohjalla ja reunoilla on vielä syvemmälle ulottuvia rakoja.

Törmäysaltaat ovat jopa muinaisten piirteiden hallitsemassa Kuussa hyvin vanhoja. Ne syntyivät, kun aurinkokunnan rakennusvaiheesta jäljelle jääneet suuret asteroidit törmäsivät Kuuhun enimmäkseen joskus yli neljä miljardia vuotta sitten. Suurin ja vanhin tunnettu törmäysallas on South Pole – Aitkenin allas, jonka halkaisija lienee noin 2500 km. Sen ikä on yksi kuututkimuksen suuria avoimia kysymyksiä. Nuorin suuri ”aito” monirenkainen törmäysallas on Orientalen allas, jonka halkaisija on noin 940 km ja ikä ehkä jossain 3,8 miljardin vuoden hujakoilla.

Törmäysaltaat ovat valtavia, ja niitä on paljon. Näitä edelleen topografiassa, pinnanmuodoissa ja painovoimakartoissa näkyviä satojen ja jopa tuhansien kilometrien läpimittaisia kraatterijättiläisiä on Kuussa vieri vieressä.

Altaiden vaikutus ulottuu moninkertaisesti niiden reunojen ulkopuolelle. Altaat synnyttävät ympärilleen säteittäisten ja konsentristen rakojen systeemin, joka vaikuttaa nuorempien geologisten piirteiden syntyyn ja kehitykseen. Vielä oleellisempaa on, että altaiden synnyn yhteydessä sulanut ja murskautunut kiviaines leviää heittelekenttänä kaikkialle Kuun pinnalle. Kuun ylängöt muodostuvat – ainakin jos rapsuttaa hieman ylimmän kerroksen alle – melkein pelkistä toinen toistensa päälle kasaantuneista vanhojen törmäysaltaiden heittelekerroksista.

Tätä kohtalaisen yksinkertaista törmäysaltaiden hallitsemaa maailmaa saapuivat sotkemaan meret (meri on latinaksi mare, joten Kuun tapauksessa meri ja mare ovat synonyymejä). Jossain vaiheessa altaiden pohjien ja reunojen rakoja pitkin alkoi kohota sulaa, runsaasti rautaa ja magnesiumia sisältävää tummaa kiviainesta, eli jo edellä mainittua basalttia. Toisin kuin hyvin usein virheellisesti kuvitellaan, mare-basaltit eivät siis ole altaiden syntyessä muodostunutta törmäyssulakiveä, vaan peräisin syvältä Kuun sisuksista.

Koska meillä ei ole keinoja selvittää, mitä Kuun törmäysaltaiden pohjilla on, emme tiedä, kuinka pian altaiden synnyn jälkeen ne alkoivat täyttyä näistä Kuun vaippakerroksen osittaisesta sulamisesta alkunsa saaneista laavoista. Apollo- ja Luna-näytteiden ja kraatterilaskujen perusteella kuitenkin tiedetään, että mare-basaltit eli Kuun meret ovat satoja miljoonia ja jopa miljardeja vuosia itse törmäysaltaita nuorempia. Samoin tiedetään, että niiden purkautuminen kesti satoja miljoonia vuosia, eikä reippaasti yli miljardin vuoden kestokaan yhden meren alueella tapahtuneelle tuliperäiselle toiminnalle ole mitenkään poikkeuksellista.

Yksittäiset mare-basalttien virrat olivat joidenkin metrien tai kymmenien metrien paksuisia. Tästä voidaan tehdä aivan suoria havaintoja: Joskus harvoin meren pinnalla erottuvat nuorimpien laavavirtojen muodot, mutta useimmiten kyse on basaltteihin syntyneestä törmäyskraatterista, jonka reunalta voidaan nähdä toisiaan kerros kerrokselta seuranneet laavapurkaukset. Kokonaisuutena muhkeimmat mare-basalttikerrostumat ovat ehkä muutaman kilometrin paksuisia, mutta yleensä Kuun meriä peittää noin kilometrin tai muutaman sadan metrin vahvuinen kerroksellinen basalttikakku.

Jotkut kerros kerrokselta hiljalleen muodostuneista meristä täyttävät törmäysaltaan lähes sen (oletettuja) reunoja myöten. Tällaisia ovat esimerkiksi Mare Imbrium eli Sateiden meri, sekä Mare Fecunditatis eli Hedelmällisyyden meri. Tämä on ainakin osaltaan johtanut siihen valitettavan sitkeään virhekäsitykseen, että meri ja allas olisivat sama asia.

Monen väärinkäsityksen lähde? Mare Imbrium ja siihen liittyvät pienemmät mare-alueet Sinus Iridum, Palus Putredinis ja nykyisin nimetön mutta aiemmin Palus Nebularumina tunnettu alue täyttävät lähes koko vanhemman Imbriumin törmäysaltaan. Tässä ja seuraavissa kuvissa musta soikio kuvaa likimääräistä törmäysaltaan reunan sijaintia, valkea soikio puolestaan marea. Pohjoinen on kaikissa kuvissa ylhäällä. Kuva: NASA / ASU / LRO WAC / QuickMap / T. Öhman.

On kuitenkin myös meriä, jotka eivät nykykäsityksen mukaan sijaitse törmäysaltaassa. Tällaisia ovat mm. ison osan Kuun lähipuolen läntisestä puoliskosta peittävä Oceanus Procellarum (Myrskyjen valtameri) ja kuu-ukon kulmakarvan muodostava Mare Frigoris (Kylmyyden meri). Pyöreydestään huolimatta myöskään Mare Tranquillitatiksen (Rauhallisuuden meri) alapuolella ei törmäysallasta luultavasti ole. Meri ei siis syntyäkseen vaadi törmäysallasta.

Vaikka Mare Tranquillitatis eli Rauhallisuuden meri onkin muodoiltaan varsin pyöreä, se ei nykyisen käsityksen mukaan sijaitse vanhassa törmäysaltaassa. Kuva: NASA / ASU / LRO WAC / QuickMap / T. Öhman.

Selvimmin ero altaan ja meren välillä käy ilmi niistä altaista, joita meri ei peitä kuin osittain. Nuorin allas, Orientale, on kaikkein ilmeisin tapaus. Orientalea ei kuitenkaan Maasta pääse kunnolla näkemään, koska ainoastaan sen itäiset osat ovat suotuisan libraation aikaan jotenkin näkyvissä.

Orientalen monirenkainen törmäysallas on selkein esimerkki vanhan altaan ja sitä osin täyttävän maren erosta. Mare Orientale peittää vain pientä osaa altaan keskustasta. Lacus Veris ja pienempi Lacus Autumni altaan itäosissa ovat purkautuneet ulomman Rookin renkaan ja Cordilleran renkaan (eli altaan reunan) juurille. Kuva: NASA / ASU / LRO WAC / T. Öhman.

Onneksi Nectariksen allas on myös oivallinen esimerkki vain osittain mare-basalteilla täyttyneestä altaasta. Se on erinomaisesti näkyvissä kasvavan sirpin aikoihin pari päivää ennen puolikuuta. Nectariksen allas on ikivanha, ehkä noin 4,1 tai 3,9 miljardia vuotta. Altaan reuna on yleisimmän käsityksen mukaan Rupes Altain jyrkänteen kautta kulkeva rengasrakenne. Kuten kuka tahansa voi kiikareilla todeta, on Rupes Altailta matkaa vaalean ylänköaineksen yli Mare Nectariksen tummaan rantaan melkomoisen paljon, eli noin 275 km.

Ainoastaan Nectariksen altaan syvimpiä keskiosia peittävän Mare Nectariksen pinta on saanut osakseen poikkeuksellisen niukasti ikämäärityksiä, mutta mahdollisesti meren vanhimmat edelleen näkyvät osat syntyivät noin 3,8 miljardia vuotta sitten. Mare Nectariksen nuorimmilla basalteilla on ikää kenties vain noin 3,0 miljardia vuotta. Sikäli kun ikämääritykset pitävät paikkansa, Nectariksen törmäysaltaalla ja Mare Nectariksen nuorimmilla osilla on ikäeroa siis noin miljardi vuotta. Tiivistäen: Nectariksen törmäysallas ja Mare Nectaris ovat aivan eri ikäisiä, ja meri peittää allasta vain melko pieneltä osin. Ne eivät ole alkuunkaan sama asia. Kannattaa katsoa itse.      

Nectariksen altaan lounainen reunajyrkänne on nimeltään Rupes Altai, mutta myös Altain pohjois- ja itäpuolella altaan reuna on nähtävissä kiikarillakin helposti. Mare Nectaris täyttää vain altaan keskiosan. Tämä on harrastajan kannalta helpoimmin havaittava kohde, jossa vanhemman altaan ja sitä ainoastaan pieneltä osin täyttävän nuoremman maren ero on erittäin selvä. Kuva: NASA / ASU / LRO WAC / QuickMap / T. Öhman.

Etenkin Kuun etäpuolella on runsain määrin altaita, joita meri ei peitä laisinkaan. Tämä on johtanut siihen silloin tällöin esille putkahtelevaan harhaan, että etäpuolella altaita olisi vähemmän kuin lähipuolella. Tilastolliset virherajat huomioiden altaita kuitenkin on molemmilla puolilla sama määrä. Erot lähi- ja etäpuolen altaiden nykyisessä ulkonäössä johtuvat vain siitä, että lähipuolen kuori on ohuempi kuin etäpuolella, joten altaiden synnyttämä rakoilu on puhkaissut lähipuolen kuoren helpommin ja näin luonut laavoille reitin pintaan. On myös mahdollista, että lämpöä tuottavien alkuaineiden epäsymmetrinen jakauma on osaltaan vaikuttanut merien epätasaiseen sijoittumiseen Kuun pinnalla.

Törmäysaltaat ovat kiistatta yksi tärkeimmistä Kuun ja muiden maankaltaisten planeettojen geologisista rakenteista. Kuussa, kuten alussa totesin, ne ovat ehdottomasti tärkein. Eräs 1960–70-lukujen Apollo-lentojen merkittävimmistä tieteellisistä tuloksista oli altaiden ja merien ikä- ja koostumuseron selvittäminen. Olemme siis tienneet jo viiden vuosikymmenen ajan niiden keskeisen eron ja merkityksen. Silti asia ei vieläkään ole selvä edes niille, jotka yliopistossa ovat kuulleet jotain Marsista, puhumattakaan toimittajista ja maallikoista. Ongelma ei koske pelkästään Suomea, vaan on yleinen ainakin anglosaksisessa maailmassa. Tämä on melkoisen hämmästyttävää, ja myös surullista.

Olen monesti miettinyt, mistä ongelma juontaa juurensa. Kunnon vastausta en ole keksinyt. Yksi osaselitys lienee, ettei asteroiditörmäysten geologiaa juuri opeteta edes planeettageologian koulutusohjelmissa. Planeettageologeilla on taustansa paljon useammin esimerkiksi Maan geologiasta tutuissa vulkanismissa ja sedimentologiassa kuin törmäyskraatteritutkimuksessa.

Toinen osaselitys voi olla siinäkin, ettei törmäysaltailla ole virallisia nimiä. Kuussa mare-täytteiset altaat on nimetty niitä enemmän tai vähemmän peittävän meren mukaan, siis esimerkiksi Humorumin allas, Crisiumin allas, ja niin edelleen. Tämä lienee suuri(n?) syy virheelliselle maren ja altaan yhdistämiselle.

Hankalinta on, kun kerrotaan hämmentävästi ja siis virheellisesti tyyliin ”Mare Moscoviensen altaan ikä on…” Tällöin ei helposti voi tietää, onko kyse altaasta vai sitä osin täyttävästä nuoremmasta merestä.

Esimerkkejä vääristä ja oikeista ilmauksista Kuun ja Marsin törmäysaltaisiin ja niitä täyttäviin muodostumiin liittyen.

Väärin / VäärinOikein / OikeinMiksi?
Mare Imbriumin allasMare Imbrium (Sateiden meri) / Imbriumin allasImbriumin allas on vanhempi ja törmäyssyntyinen, altaan lähes täysin täyttävä Mare Imbrium taas nuorempi ja laavasyntyinen
Mare Orientalen allasMare Orientale (Itäinen meri) / Orientalen allasOrientalen allas on vanhempi ja törmäyssyntyinen, Mare Orientale taas nuorempi ja laavasyntyinen ja täyttää vain pienen osan Orientalen altaasta
Mare Tranquillitatiksen allas / Tranquillitatiksen allasMare Tranquillitatis (Rauhallisuuden meri)Mare Tranquillitatiksen alla ei liene törmäysallasta lainkaan
Argyre Planitian allasArgyre Planitia / Argyren allasArgyren allas on vanhempi ja törmäyssyntyinen, Argyre Planitia taas nuorempi ja enimmäkseen(?) sedimenttisyntyinen

Törmäysaltaiden nimiongelmat eivät jää tähän. Joillakin selväpiirteisimmillä pienillä törmäysaltailla on tavallinen kraatterinimi, kuten Schrödinger. Grimaldi taas on ainoastaan nimitys Grimaldin altaan keskusrenkaalle ja sen sisäpuolelle jäävälle maretäytteiselle osalle. Tämä on hämäävää, mutta historiallisten syiden vuoksi täysin ymmärrettävää.

Grimaldin allas on kaksirenkainen törmäysallas Kuun lähipuolen länsireunalla. Sen mare-täytteinen keskusrengas on saanut kraatterinimen Grimaldi. Kuva: NASA / ASU / LRO WAC / QuickMap / T. Öhman.

Suuri osa Kuun altaista on kuitenkin nimetty kahden altaan reunan tuntumassa olevan kraatterin mukaan, esimerkiksi Schiller–Zucchiuksen allas. Tällainen nimeämisen sekamelska ei ole ainakaan tehnyt altaita ja niiden satunnaista suhdetta meriin yhtään helpommin hahmotettaviksi.

Ikivanha kaksirenkainen Schiller–Zucchiuksen allas sijaitsee lähipuolen lounaisreunalla ja on usein mukavasti havaittavissa hieman ennen täysikuuta. Sitä ei varsinainen pinnalla oleva mare-basaltti täytä laisinkaan, joskin ylänköjä hieman tummempi sävy, rautarikkaampi koostumus ja alueella tavattavat tummakehäiset kraatterit viittaavat siihen, että aivan pinnan alla mare-basaltteja esiintyy. Tällaisia alueita kutsutaan kryptomareksi. Schiller–Zucchiuksen kryptomaren pinnalla olevia melko ohuita kerrostumia on arveltu Orientalen törmäysaltaan heitteleeksi. Kuva: NASA / ASU / LRO WAC / QuickMap / T. Öhman.
 

Erot törmäysaltaiden ja niitä täyttävien kerrostumien synnyn, iän ja sijainnin välillä eivät tietenkään rajoitu pelkästään Kuuhun. Tilanne on periaatteessa sama myös esimerkiksi Merkuriuksessa ja Marsissa. Argyren törmäysallas on yksi Marsin komeimmista. Sen läpimitta lienee jonkin verran yli 1500 km. Sen keskellä on Argyre Planitia eli Argyren tasanko, jonka halkaisija on noin 900 km. Argyre Planitiaa peitti todennäköisesti muinoin sisämeri (Marsin tapauksessa meret sisälsivät vettä).* Sittemmin jäätikköjen ja tuulen toiminta on kasannut alueelle lisää sedimenttejä. Argyren törmäysallas on siis paljon vanhempi ja suurempi kuin Argyre Planitia.

Argyren allas on Marsin merkittävimpiä törmäysaltaita. Toisin kuin Kuussa, Marsin törmäysaltaiden keskiosia ei yleensä täytä basaltti, vaan esimerkiksi Argyre Planitian pinnalla on sisämeren pohjalle kerrostuneita sedimenttejä, jäätikkösyntyisiä sedimenttejä, sekä tuulen tuomaa hienoainesta. Kuvassa punaiset alueet ovat korkeimpia, tummansiniset matalimpia. Kuva: NASA / Viking / MGS MOLA / JPL / MarsTrek / T. Öhman.

Esimerkkejä voisi luetella paljon lisääkin, mutta eiköhän perusviesti tullut jo selväksi. Törmäysallas ja sitä enemmän tai vähemmän täyttävä kerrostuma ovat aivan eri asioita niin synnyltään kuin iältäänkin. Tämä pätee niin Kuussa kuin muuallakin aurinkokuntamme suurilla kiinteäpintaisilla kappaleilla. Siksi niitä pitäisi kutsua omilla nimillään niin tieteellisessä tekstissä kuin yleistajuisissakin esityksissä. Asioiden ymmärtämisen kannalta niiden nimillä on merkitystä.


*Hämäyksen vuoksi Marsissa on edelleen käytössä kaksi nimijärjestelmää. Niistä vanhempi, pinnan kirkkaus- eli albedoeroihin perustuva systeemi sisältää myös tummia ”mareja”. Kuun tapaan nämä ovat joskus, mutteivat suinkaan aina, laavatasankoja tai muita vulkaanisia alueita. Todellisten, vettä ammoisina aikoina sisältäneiden Marsin merien kanssa Marsin mareilla ei ole mitään tekemistä.


Tämä juttu ilmestyy myös Hieman Kuusta -blogissani.


Korjaus 1.2.2021: Schiller–Zucchiuksen kuvatekstistä korjattu Orientale kraatterista altaaksi.

4 kommenttia “Kuun törmäysaltaat ja meret – kaksi eri asiaa”

  1. Ikäkriitikko sanoo:

    Ihmettelen miten pystytään ajoittamaan toisen taivaankappaleen kraattereiden ikiä? Kun siellä ei ole käynyt kukaan asiantuntija paikanpäällä eikä näytteitäkään taida olla tuotu? Maapallollakin kraaterin iän arvioiminen on monimutkainen prosessi.
    Ihmettelen myös miten pystytään arvioimaan jonkun toisen aurinkokunnan planeetan ikä, onko ne ihan villejä veikkauksia?

    1. Teemu Öhman sanoo:

      Tuo on sen verran laaja ja monisyinen kysymys, että ihan lyhyt vastaaminen ei ainakaan minulta luonnistu. Tästä pitäisi joskus kirjoittaa ihan oma juttunsa, mutta yritetään nyt jonkunmoista vastausta.

      Oletettavasti tässä lähinnä tarkoitetaan absoluuttisia, esimerkiksi vuosissa mitattavia ikiä, siis tyyliin kolme päivää, 5612 vuotta, tai 3,89 miljardia vuotta. Hämäyksen vuoksi aloitan kuitenkin suhteellisista ijistä, eli vanha–vanhempi–vanhin -mallista, sillä se luo pohjan koko hommalle.
      Kuu on aurinkokunnan ajanlaskussa avainasemassa, Maan ohella toki. Tanskalainen Nikolaus Steno määritteli ensimmäisenä 1600-luvulla maankamaran kerrosjärjestyksen perussäännöt. Ne ovat hyvin ilmeisiä, mutta edelleen tarpeellisia ja menevät silti usein väärin. Niiden mukaan nuorempi kerros syntyy vanhemman päälle, ja nuorempi rakenne leikkaa vanhempaa. Periaatteessa näin on määritelty geologinen aikaskaala Maalle, Kuulle ja kaikille muillekin maankaltaisille planeetoille.

      Kuu on planeettojen iänmäärityksessä avainasemassa. Kuussa pinnan iänmäärityksen kannalta tärkein tapahtuma oli Imbriumin törmäysaltaan synty. Sen heittelekerros levisi kaikkialle Kuun lähipuolelle (ja etäpuolelle myös, mutta toki ohuempana). Siitä saadaan perusjako, eli jokin geologinen yksikkö on joko Imbriumia vanhempi (Imbriumin heittele peittää tai muokkaa sitä) tai nuorempi (Imbriumin heittele jää toisen kerrostuman alle). Kuun kolme vanhinta rajapyykkiä määritellään juuri törmäysaltaiden (Nectaris, Imbrium ja Orientale) heittelekerrosten avulla.

      Kuun kaksi nuorinta geologisten kausien rajapyykkiä sen sijaan on hyvin epämääräistä, koska laajoja heittelekerroksia ei ole. Näin ollen peittymis- ja leikkaussuhteiden määrittäminen on monesti hyvin vaikeaa. Eratosthenes-kraatteri on tyyppiesimerkki eratostheenisen kauden kraattereista, Copernicus puolestaan kopernikaanisen kauden kraattereista. Toisin kuin joskus virheellisesti ajatellaan, Eratosthenes ja Copernicus eivät kuitenkaan aloittaneet nimeään kantavia kausia. Jos siis kraatteri näyttää Copernicuksen kaltaiselta, eli sillä on kirkkaat säteet, terävä reuna jne., se on iältään kopernikaaninen. Jos säteet (yleensä) puuttuvat, heittelekerros on muutenkin epämääräisempi ja reunan terävyys alkaa kadota, on kraatteri eratostheeninen. Periaatteet ovat samankaltaiset muillakin planeetoilla.

      Kuu on Maan ulkopuolisista maailmoista ainoa, jossa suhteelliset ajoitukset on saatu joltisenkinmoisella tarkkuudella sidottua myös absoluuttisiin ikään (yksityiskohdista on käyty debattia viimeiset 50 vuotta, mutta ei mennä siihen, koska periaatteista kuitenkin ollaan yhtä mieltä). Apollo 12 laskeutui Copernicuksen säteelle, ja Pete Conrad ja Al Bean saivat kerätyksi näytteitä, joiden oletetaan olevan juuri tuota Copernicuksen heittelettä. Maan laboratorioissa noiden näytteiden iäksi on määritetty noin 800 miljoonaa vuotta. Tyypilliset kopernikaaniset kraatterit ovat siis suunnilleen sen ikäisiä. Pienten kopernikaanisten kraatterien heittelettä saatiin kerättyä myöhemmillä lennoilla.

      Monellakin Apollo-lennolla tuotiin Maahan Imbriumin heittelettä (joidenkin mukaan oikeastaan mitään muuta ei tuotukaan, koska se kontaminoi koko lähipuolen, mutta sekin on jo toinen juttu). Sen ikä on alituisen pähkäilyn alla, mutta lienee jossain 3,87-3,85 miljardin vuoden kieppeillä. Myös Nectariksen heittelettä saatiin analysoitavaksi, ja sen ikäarviot pyörivät neljän miljardin vuoden tienoilla. Orientalen heittelettä ei tiedetä kerätyn.
      Noin saadaan siis muutaman tapahtuman absoluuttiset iät selville, ja muita tapahtumia voidaan verrata niihin. Tuo jako on kuitenkin hyvin karkea, joten tarvitaan tarkempi menetelmä, jotta eri alueiden geologiseen historiaan päästään pureutumaan kunnolla. Se perustuu kraatterilaskuihin. Kuudella Apollo- ja kolmella Luna-lennolla (+nyt yhdellä Chang’e-lennolla) saatiin näytteitä eri-ikäisiltä laskeutumisalueilta, ja näiden alueiden pinta-aineksen absoluuttinen ikä voidaan siis määrittää laboratoriossa.

      Valokuvista ja muusta kaukokartoitusaineistosta voidaan puolestaan määrittää se geologinen yksikkö, esimerkiksi laavavirta, jota kukin näyte edustaa (ei tietenkään oikeasti ihan helppoa). Vuosimiljardien saatossa kaikkialle putoilee keskimäärin samaan tahtiin meteoriitteja, jotka synnyttävät kraattereita. Isoja törmäyksiä tapahtuu vähän, mikroskooppisia puolestaan lukemattomia. Mitä vanhempi pinta on kyseessä, sitä enemmän siihen on siis ehtinyt syntyä kraattereita. Näin ollen tiedetään, että vaikkapa 3,2 miljardin vuoden ikäisellä pinnalla (ikä siis määritetty näytteestä labrassa) on X kpl tuon kokoisia ja Y kpl tämän kokoisia kraattereita pinta-alayksikköä kohti. Kun iältään tunnettuja pintoja on useita, saadaan aikaiseksi käppyrä, jonka avulla voidaan määrittää kraatterilaskujen avulla ikiä myös sellaisille alueille, joilta ei näytteitä ole.

      Noin periaatteessa ei siis tarvitse tehdä muuta kuin määrittää iätettävän geologisen yksikön pinta-ala, laskea kraatterien lukumäärä ja mitata niiden halkaisijat, ja käyrältä voidaan lukea absoluuttinen vuosissa mitattava ikä. Käytännössä asia ei tietenkään ole noin yksinkertainen, ja kraatterilaskijat ovatkin ihan oma erikoistunut heimonsa planeettageologien joukossa.

      Kraatterilaskuihin perustuva iänmääritys edellyttää tietenkin myös sitä, että törmäysvuo eli törmäysten lukumäärä aikayksikköä kohti tunnetaan koko Kuun geologisen historian ajalta. Käytännössä tämä ei tietenkään ole mahdollista. Se on selvää, että varhaisen aurinkokunnan aikana törmäyksiä tapahtui aivan eri tahtiin kuin nykyään, mutta kiistanalaisempaa on, kuinka nopeasti tahti rauhoittui, ja oliko välillä taas kiivaamman pommituksen aikoja. Jos jossain vaiheessa törmäyksiä tapahtui poikkeuksellisen paljon, se saa pinnan näyttämään vanhemmalta kuin se todellisuudessa onkaan. Nykyisen asteroidipopulaation havaintojen, meteoriittien iänmääritysten, erilaisten teoreettisten mallien ja simulaatioiden avulla on kuitenkin jonkunmoinen käsitys siitä, millainen törmäysvuo on Maa–Kuu-systeemissä ollut eri aikoina.

      Marsista ei ole tunnetuilta alueilta peräisin olevia näytteitä, joista olisi voitu ikä määrittää. Osin siksikin eilen onnistuneesti Jezero-kraatteriin laskeutunut Perseverance-kulkija on niin kiinnostava. Sen keräämät näytteet saadaan toivottavasti jossain vaiheessa Maahan tutkittaviksi. Silloin saataisiin myös Marsin suhteelliseen iänmääritykseen ainakin yksi varma(hko) absoluuttinen kiintopiste.

      Tällä hetkellä Marsin ja muiden planeettojen kraatterilaskuihin perustuva iänmääritys on melko hataralla pohjalla, sillä vaikka Maa–Kuu-järjestelmän törmäysvuo tunnetaan jotensakin luotettavasti, ei vuo muilla planeetoilla ole ollut sama. Erilaiset mallit antavat esimerkiksi Marsin amatsonisen kauden alkuhetkelle liki puolitoista miljardia vuotta toisistaan poikkeavia arvoja. Näin ollen kraatterilaskujen antamiin ”absoluuttisiin” ikiin etenkin muilla planeetoilla kuin Kuussa kannattaa suhtautua asiaankuuluvalla varauksella.

      Ai niin, tuohon kommenttiin paikan päällä käyneiden asiantuntijoiden puutteesta todettakoon, että Apollo 17:n Jack Schmitt on edelleenkin aktiivinen Norjan eklogiiteistä aikoinaan väitellyt geologi, ja että etenkin kolmen viimeisen Apollo-lennon miehistöt olivat heitä kouluttaneiden geologien mukaan varsinkin kenttägeologian osalta pätevämpiä kuin vastavalmistuneet geologit. Eli ihan hyvin heidän kohdallakin voidaan puhua asiantuntijoista.

      Toisten aurinkokuntien planeettojen ikien määrittämisestä esimerkiksi naapuriblogisti Mikko Tuomi kykenisi antamaan huomattavasti minua pätevämmän vastauksen. Äärimmäisen nuoria planeettoja ovat tietenkin sellaiset harvinaiset tapaukset, joiden tähden ympärillä näkyy vielä pölyä ja kaasua, josta tähti ja planeetat syntyivät. Tähden koostumuksen ja kirkkauden perusteella erilaisista tähtienkehitysmalleista saadaan sitten vanhemmille tähdille ja sen myötä siis koko kyseiselle eksoplaneettajärjestelmälle jonkunmoinen perusteltu ikäarvio. Tämän puolen yhtään tarkempi pähkäily menee kuitenkin vahvasti minun osaamisalueeni ulkopuolelle.

      1. ikäkriitikko sanoo:

        Juttu olisi mielenkiintoinen kuinka pystytään laskemaan auringon, maan, taivaankappaleen ikä tai koko maailmankaikkeuden.
        Monessa paikassa kyllä mainitaan että ikä on tämän ja tämän verran mutta mitään perusteluja en ole suomeksi nähnyt muuta kuin maailmankaikkeudelle jonkinlaisen lauseen.

        Wikipedian mukaan Hubble aikanaan veikkasi kaikkeuden olevan 1,8 miljardia vuotta vanha,

        1. Teemu Öhman sanoo:

          Maailmankaikkeuden iästä löytyy suomeksi tekstiä vaikka kuinka paljon. Kannattaa esimerkiksi käväistä kirjastossa tutustumassa tähtitiedehyllyn tarjontaan. Maan ja planeettojen iät perustuvat radiometrisiin iänmääritysmenetelmiin. Noistakin tietoa on kyllä paljon ja helposti saatavilla. Ursan kustantama Chris Turneyn kirja Luut, kivet ja tähdet – Iänmäärityksen tiede on hyvä ja viihdyttävä yleistajuinen johdatus aiheeseen.

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *


Värinää kraatterin reunalla

28.1.2021 klo 13.26, kirjoittaja
Kategoriat: Kraatterit , Kuu , Maa , Maanjäristykset , Suomi , Tektoniikka , Törmäysaltaat , Vuoristot

Aamuyöllä 9.12.1972 kraatterin reunalla tärisi. Sen seurauksena useiden metrien läpimittaisia lohkareita syöksyi alas kraatterin rinnettä satojen metrien ja jopa kilometrien matkan. Henkilö- ja omaisuusvahingoilta kuitenkin vältyttiin.

Illalla puoli kahdeksan maissa 17.2.1979 toisen kraatterin reunalla tapahtui järistys. Ihmiset tunsivat sen vaikutukset 100 km:n säteellä, ja se synnytti talojen seiniin halkeamia. Tuolilta putoamista suurempia tapaturmia se ei kuitenkaan tiettävästi aiheuttanut. Vajaat kymmenen minuuttia myöhemmin tapahtui jälkijäristys, joka sekin tuntui 70 km:n kilometrin päässä järistyksen episentristä.

Koska vuoden 1979 järistykset tapahtuivat Väinön nimipäivänä, ne tunnetaan nimellä Väinön värinät. Pääjäristys on Suomen 50-vuotisen mittaushistorian suurin, eli 3,8 magnitudia. Jälkijäristyskin oli kotimaan mittakaavassa merkittävä, 2,8 magnitudia. Kraatteri, jonka reunalla nämä järistykset tapahtuivat, oli Lappajärvi.

Ensiksi mainittu vuoden 1972 järistys sen sijaan tapahtui Kuussa. Kraatteri, tai paremminkin törmäysallas, jonka reunalla tärisi, oli Orientale. Se on Kuun nuorin monirenkainen törmäysallas ja sijaitsee Kuun etäpuolella juuri läntisen reunan takana. Orientalen altaan syntyajankohtaa ei tarkoin tiedetä, mutta useimmat ikäarviot liikkuvat 3,8 miljardin vuoden tuntumassa. Sen läpimitta on noin 940 km, eli pohjois–etelä-suunnassa lähes koko Suomi mahtuisi Orientalen sisään. Itä–länsi-suunnassa jäisi rutkasti tilaa ylikin.

Kuva 1. Jari Kankaanpää onnistui Kauhavalla 2.12.2020 klo 00.40 kurkistamaan hieman Kuun ”reunan taakse” suotuisan libraation ansiosta, ja sai kuvattua Orientalen törmäysaltaan itäiset osat. Kuva: Jari Kankaanpää.

Journal of Geophysical Research: Planets -lehdessä hyväksyttiin viime vuoden lopulla julkaistavaksi Rupali Mohantyn johdolla tehty tutkimus The Long-lived and Recent Seismicity at the Lunar Orientale Basin: Evidence from Morphology and Formation Ages of Boulder Avalanches, Tectonics and Seismic Ground Motion. Kuten artikkelin pitkä nimikin kertoo, siinä keskityttiin Orientalen törmäysaltaan alueella esiintyvien kuunjäristysten näkyviin todisteisiin. Niitä ovat ennen kaikkea suurten lohkareiden rinteitä pitkin vyöryessään jättämät jäljet.

Orientalen alueella näitä jälkiä on runsaasti altaan eri renkaiden, grabenien (pienehköjen hautavajoamien) ja kraatterien rinteillä. Jälkien ja pienten törmäyskraatterien leikkaussuhteiden – eli pyörikö lohkare vanhemman kraatterin yli vai jäikö vyörymisjälki nuoremman kraatterin peittämäksi – ja kraatterilaskujen avulla intialaistutkijat pystyivät päättelemään, että suuri osa jäljistä on geologisesti äärimmäisen nuoria. Monet syntyivät kenties vain tuhansia tai joissain tapauksissa ainoastaan kymmeniä vuosia sitten. Mohanty ja kumppanit myös osoittivat, etteivät lohkareet lähde vyörymään omia aikojaan, vaan siihen tarvitaan kuunjäristyksiä.

Kuva 2. Orientalen törmäysaltaan varjostettu korkeusmalli. Montes Cordillera muodostaa useimpien käsitysten mukaan pienempien kraatterien reunaan vertautuvan törmäysaltaan päärenkaan. Sen ja Montes Rookin ulomman osan välissä on Lacus Autumni eli Syysjärvi. Ulomman ja sisemmän Rookin renkaan välissä on Lacus Veris eli Kevätjärvi. Ainoastaan altaan sisäosaa peittää satoja miljoonia vuosia itse allasta nuorempi Mare Orientale eli Itäinen meri, jonka mukaan koko Orientalen allas on nimetty. Vaaleanpunainen soikio osoittaa 9.12.1972 tapahtuneen kuunjäristyksen episentrin likimääräisen sijainnin. Keltainen suorakaide puolestaan osoittaa yksityiskohtaisempien kuvien 3 ja 4 likimääräisen sijainnin. Korkeimpien valkoisten ja matalimpien tummansinisten alueiden välinen korkeusero on noin 13 km. Kuva: T. Öhman / QuickMap / LRO WAC / ASU / NASA.

Kuu on siis seismisesti aktiivinen. Tässä ei ole oikeastaan mitään uutta. Yhdysvallat toimitti Apollo-lennoilla vuosina 1969–1972 neljä seismometriä Kuun pinnalle. Niiden avulla alussa mainittu Orientalen reunan järistyskin saatiin suunnilleen paikannettua. Seismometrit toimivat mainiosti vuoteen 1977 saakka, jolloin NASA päätti säästää muutaman taalan ja sammutti ne. NASA on tehnyt vuosikymmenten saatossa lukemattomia idioottimaisia päätöksiä, mutta tutkimuksen kannalta harva on ollut yhtä onneton kuin tuo.

Toiminta-aikanaan seismometriverkon avulla pystyttiin selvittämään, että kuunjäristyksiä on neljää eri tyyppiä. Meteoriittitörmäysten synnyttämiä pinnallisia järistyksiä verkko rekisteröi yli 1700. Massaltaan törmänneet kappaleet vaihtelivat sadasta grammasta sataan kiloon. Syvällä, noin 700–1200 km:n syvyydessä syntyvät järistykset puolestaan liittyvät painovoiman synnyttämään vuorovesi-ilmiöön. Säännöllinen lämpeneminen ja jäähtyminen Kuun vaiheiden tahdissa taas aiheuttaa hyvin pieniä järistyksiä.

Mielenkiintoisin ryhmä ovat ns. matalat järistykset. Ne tapahtuvat noin 20–30 km:n syvyydessä. Niistä on saatu etenkin NASAn LRO-luotaimen huipputarkkojen valokuvien avulla viimeisen vuosikymmenen aikana runsaasti lisätietoja. Matalien järistysten ja niihin kiinteästi liittyvien tektonisten rakenteiden synty on yhdistetty koko Kuun kutistumiseen.

Orientalen reunan järistys joulukuussa 1972 ja muut alueella havaitut todisteet tuoreista tärinöistä eivät kuitenkaan välttämättä liity pelkästään Kuun kutistumiseen. Niiden sijaintiin on ilman muuta vaikuttanut Orientalen törmäysaltaan reunan eli Montes Cordilleran kohoaminen ja syvälle ulottuva rakoilu.

Ajatusta altaiden tai suurien kraatterien vaikutuksesta kuunjäristysten sijaintiin tukee myös se, että 3.1.1975 havaittiin Lorentzin keskusrengasaltaan reunalla  suuri järistys. Samoin Schrödingerin reunalla on tuoreita siirrosrakenteita. Kraatterin tai törmäysaltaan reuna on jo lähtökohtaisesti epästabiili muodostuma, ja kun siihen yhdistetään törmäyksen synnyttämä syvälle ulottuva heikkouspinta, on tilanne hyvin otollinen kuunjäristyksen synnylle.

Kuva 3. Cordilleran renkaalta alas todennäkäisesti kuunjäristysten vuoksi alas vyöryneiden lohkareiden alkuperäiset sijainnit pystyy määrittämään melko tarkoin seuraamalla niiden jälkiä ylös rinteen kalliopaljastumille. Valkea laatikko osoittaa kuvan 4 sijainnin. Kuva: NASA / ASU / LRO NAC M1143065301RE / T. Öhman.
Kuva 4. Osasuurennos edellisen kuvan alaosasta. Ylärinteeltä lähtevien jälkien päästä löytyy suuria lohkareita, jollaiset ovat tulevaisuuden näytteenhakulennoilla erityisen kiinnostavia kohteita. Kuva: NASA / ASU / LRO NAC M1143065301RE / T. Öhman.

Aivan samasta on kyse 22–23:n kilometrin läpimittaisen ja noin 78 miljoonaa vuotta vanhan Lappajärvenkin kohdalla. Suomen maanjäristykset johtuvat etupäässä Atlantin keskiselänteen levenemisestä. Toinen merkittävä tekijä on jääkauden jälkeinen maannousu, eli mannerjäätikön kallioperään painaman lommon oikeneminen. Lappajärven edelleenkin sata metriä järven pinnan yläpuolella oleva siirrostunut kraatterin reuna tuo tähän alueelliseen jännityskenttään yhden kirjaimellisesti liikkuvan osan lisää. Tätä taustaa vasten ei ole mitenkään yllättävää, että Väinön päivän iltana värisi reippaasti.

Totuuden nimissä on tosin mainittava, että mitenkään yleisesti hyväksytty tuo ajatus Lappajärven kraatterin reunan ja maanjäristysten yhteydestä ei ole. Eipä asiaa ole kyllä tästä näkökulmasta tutkittukaan. Idean toi tiettävästi ensimmäistä ja ainoaa kertaa akateemisessa työssä esiin Andreas Abels Suomen törmäyskraattereita käsitelleessä väitöskirjassaan vuonna 2003. Hän ehdotti ainoastaan Väinön värinöiden liittyvän kraatterin reunan lohkojen liikahteluun.

Lappajärvellä, etenkin sen itäisen reunan tuntumassa on kuitenkin järissyt runsaasti muulloinkin: vuodesta 1970 lähtien Lappajärven reunalla on tapahtunut Väinön värinöiden ohella seitsemän pientä maanjäristystä. Muutoin viidenkymmenen kilometrin säteellä kraatterin keskustasta pieniä järistyksiä on sattunut vain kaksi. En ole seismologi tai tilastotieteilijä, mutta eihän tuota enää sattumalla selitetä. Eikä tässä ole mitään ihmeellistä, vaan Lappajärven reunalle keskittyneet järistykset ovat täysin looginen seuraus törmäyskraatterin synnystä. Kuten Mohantyn ja kumppaneiden tuore tutkimuskin osoittaa, Kuussa törmäysten seuraukset tuntuvat järistyksinä vielä liki neljä miljardia vuotta myöhemmin, joten miksipä ei Lappajärvellä ainoastaan 78 miljoonan vuoden jälkeen, vaikka merkittävästi pienemmästä kraatterista kyse onkin.

Kuva 5. Suomen seismometriverkoston mittaamien maanjäristysten episentrit (punaiset ympyrät) 50 km:n säteellä (vaalea ympyrä) Lappajärven törmäyskraatterin keskustasta. Sininen ympyrä osoittaa kraatterin halkaisijan eli reunan likimääräisen sijainnin. Kaksi suurinta punaista palluraa kuvaa Väinön värinöitä. Niiden todelliset sijainnit ovat seismologin tekemän tulkinnan mukaan todennäköisesti vielä hieman lähempänä kraatterin reunaa kuin tämä maanjäristystietokannasta suoraan otettu data antaa ymmärtää. Kuva: T. Öhman / Taustakartta: Maanmittauslaitos / Järistysdata: Seismologian instituutti.

Kaikki tämä on tietenkin tieteellisesti tavattoman kiehtovaa. Asialla on ainakin tulevaisuudessa myös käytännöllinen puolensa. Alajärvellä, Vimpelissä ja Lappajärvellä ei talon tai mökin paikkaa suunniteltaessa tarvitse mahdollisia maanjäristyksiä ottaa huomioon, mutta Kuussa tilanne on hieman toinen.

Orientalen alue on tieteellisesti erittäin kiinnostava, ja on selvää, että jossain vaiheessa sieltä näytteitä haetaan. Orientalen näytteiden hakemisessa tullaan epäilemättä käyttämään samaa lähestymistapaa kuin Joe Bidenin uutta työhuonetta koristavan, Apollo 17:n Jack Schmittin keräämän kuukiven 76015,143 tapauksessa: korkealta rinteeltä vyörynyt lohkare tarjoaa mahdollisuuden saada näytteitä sijainniltaan tunnetusta ja geologisesti erittäin mielenkiintoisesta kohteesta, joka on kuitenkin niin astronauteille kuin mönkijöillekin turhan vaarallinen. Orientalen altaan ulommilta renkailta alas pyörineet pulterit mahdollistaisivat Orientalen altaan syntyhetken ja samalla koko Kuun imbrisen kauden päättymishetken määrittämisen. Tällä olisi kauskantoiset vaikutukset Kuun ja koko sisemmän aurinkokunnan kehityshistorian ymmärtämiselle. Näytteitä sieltä siis kannattaa hakea, mutta pidempiaikaista kuuasemaa renkaiden juurelle ei olisi järin fiksua pystyttää.

Kuunjäristyksillä on myös ominaisuus, joka kuuasemia suunnittelevien arkkitehtien on syytä huomioida. Maapallon järistykset ovat lyhytkestoisia. Normaalisti ne kestävät sekunteja, tai suurten järistysten tapauksessa joitain kymmeniä sekunteja. Yksi merkittävä tekijä Maan järistysten nopeassa vaimenemisessa on veden esiintyminen niin maapallon kuoressa kuin syvemmällä vaipassakin. Kuussa vaimentavaa vettä ei ole. Niinpä Kuu jää ”soimaan” järistysten sattuessa hyvinkin yli kymmeneksi minuutiksi. Tämä asettaa kuuaseman rakenteiden järistyksenkestolle aivan erilaiset vaatimukset kuin muutaman sekunnin tärähdys.

Törmäyskraattereiden synty on niin geologian kuin arkielämänkin aikaperspektiivissä tavattoman nopea prosessi. Niiden jäähtyminen kestää monta kertaluokkaa kauemmin, eli kraatterin koosta ja olosuhteista riippuen tuhansia tai miljooniakin vuosia. Kuten Orientale ja kaikesta päätellen myös Lappajärvi  osoittavat, kraatterien reunat voivat kuitenkin nitkahdella lopullista sijaansa etsien kymmeniä miljoonia ja jopa miljardeja vuosia. Noiden ajanjaksojen valtavuutta voi yrittää ymmärtää, kun seuraavan kerran ihailee Kuuta tai vaeltaa Lappajärven kaunista reunaa pitkin.

Kuva 6. Näkymä Lappajärven itäiseltä, yhä värisevältä reunalta. Kuva: T. Öhman.

4 kommenttia “Värinää kraatterin reunalla”

  1. Yläpuoleltako? sanoo:

    ”Lappajärven edelleenkin sata metriä järven pinnan yläpuolella”, täh? Edes Pyhävuori ei ole sataa metriä järven pinnan yläpuolella.

    1. Teemu Öhman sanoo:

      No, jos uskomme Maanmittauslaitosta, Lakis on noin 171,9 m merenpinnan yläpuolella, Lappajärven pinta puolestaan 70,4 m. Vaikka minulla huono matikkapää onkin, olen aika varma siitä, että noiden erotus on pikkuisen yli sata metriä. Pyhävuori jää parikymmentä metriä matalammaksi.

  2. Jorma Lamminen sanoo:

    Mielenkiintoinen paljon uutta tietoa sisältävä kirjoitus maalikolle. Maannousu on minulle entuudestaan tuttu, muistaisin että tällä sisämaassa se on 7mm/v ja rannikolla 10 mm/v. Uutta tietoa on Atlantin keskiselänteen leveneminen ja kraaterin reunan paikkansa hakeminen ja näiden suuri vaikutus Lappajärven järistyksille. En ole näiden asioiden suhteen mitenkään aktiiivinen, vaikka Lappajärven kreeterin reunan erikoisia kiviä olenkin keräillyt ja lähettänyt jopa Geoloogiselle tutkimuslaitokselle tutkittavaksi. Kuusta en muista koskaan kuulleeni vastaavaa.

    1. Teemu Öhman sanoo:

      Kiva kuulla, että juttu kiinnosti! Maannousu on tosiaankin tuota luokkaa. Hieman tarkemmin tuota maannousutahtia voi vilkaista esim. tältä MML:n sivulta: https://www.maanmittauslaitos.fi/tutkimus/teematietoa/maannousu

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *