Hiipuuko myöhäinen pommitus?

27.5.2020 klo 14.53, kirjoittaja
Kategoriat: Aurinkokunta , Kraatterit , Kuu , kuulennot , Mars , Merkurius , Törmäykset , Törmäysaltaat , Yleinen

Yksi Apollo-ohjelman keskeisimmistä tieteellisistä tuloksista on aiheuttanut pahemmanpuoleista päänvaivaa planeettatutkijoille suunnilleen vuodesta 1974 saakka. Tuolloin Caltechin nerokkaasti nimetyn Lunatic Asylumin tutkijat väittivät, että Kuuta ja samalla tietysti myös Maata kohtasi katastrofaalinen asteroidipommitus noin 3,9 miljardia vuotta (Ga) sitten.

Tämän ajatuksen mukaan useat Kuun suurimmista törmäysaltaista olisivat syntyneet Kuun geologian puitteissa hyvin lyhyen ajan, eli korkeintaan parin sadan miljoonan vuoden sisällä. Myöhemmin kaikkein äärimmäisimmissä malleissa aika puristetiin kymmenesosaan tuosta.

Näihin kohtalaisen hurjiin päätelmiin johti törmäyksissä radioaktiivisen kellonsa nollanneiden kuunäytteiden iänmääritys. Neljää miljardia vuotta vanhempia näytteitä ei löytynyt. Kaiken järjen mukaan planeettojen muodostumisesta jäljelle jääneitä hukkapaloja olisi kuitenkin pitänyt törmäilla Kuuhun reilut 4 Ga sitten vaikka kuinka paljon. Törmäysten olisi pitänyt jättää jälkensä näytteissä havaittavaan ikäjakaumaan.

Se oli Imbriumin vika

Idea suunnilleen 3,9 Ga sitten huipentuneesta lyhytkestoisesta törmäyspiikistä tunnetaan hieman eri vivahteilla joko pelkästään Kuun kataklysminä (terminal lunar cataclysm) tai koko sisempää aurinkokuntaa runnelleena rajuna myöhäisenä pommituksena (late heavy bombardment, LHB). Ajatus sai osakseen välittömästi rajua kritiikkiä. Arvostelijoiden mukaan kyseessä on vain harha ja tulkintavirhe, sillä havaitut kuunäytteiden iät olivat heidän mukaansa täysin sopusoinnussa hiljalleen hiipuvan asteroidipommituksen kanssa, eikä minkäänlaista myöhäistä piikkiä törmäysvuossa ollut olemassa.

Kriitikoiden toinen keskeinen argumentti liittyi Apollo-lentojen perusongelmaan: teknisen ja rahallisen pakon sekä NASAn johtoportaan riskien välttelyn sanelemina ne suuntautuivat melko kapealle vyöhykkeelle Kuun päiväntasaajan tuntumaan, ja tietenkin lähipuolelle. Kuten jokainen voi kiikarien avulla havaita, tämän alueen geologiaa hallitsee Imbriumin törmäysaltaan heittele, joka on uurtanut jälkensä lähes koko lähipuolelle. Kritiikin idea on siis, että liki kaikki Maahan saadut vanhempaa ainesta edustavat kuunäytteet ajoittaisivat ainoastaan Imbriumin altaan syntymisen noin 3,9 Ga sitten. Tuota ongelmaa voi verrata siihen, että koko maapallon geologia tunnettaisiin näytteiden muodossa vain Kongon ja Saharan väliseltä alueelta, ja Suuri Jumalainen Puskutraktori olisi levittänyt paksun kerroksen Saharan santaa koko alueen päälle.

Sateiden meren suurimmalta osin myöhemmin täyttämä Imbriumin törmäysallas levitti heittelettään lähes koko Kuun lähipuolelle, ja saattoi hyvinkin ”saastuttaa” kaikki Apollo-lentojen laskeutumispaikat. Altaan läpimitta on noin 1160 km ja useimmat ikäarviot pyörivät noin 3,93,8 miljardin vuoden paikkeilla. Topografinen kartta (siniset matalia, punaruskeat korkeimpia) kuvamosaiikin päällä. Kuva: NASA / ASU / LRO WAC / QuickMap / T. Öhman.

LHB:n nousu ja tuho?

Ideoita ja todisteita LHB:n puolesta ja sitä vastaan esitettiin seuraavien vuosikymmenien kuluessa intohimoisesti, mutta varmuutta asiasta ei saatu. 2000-luvun alussa LHB näytti kuitenkin pääsevän niskan päälle, koska myös satunnaisista paikoista Kuun pinnalta Maahan päätyneet kuumeteoriitit tuottivat noin 3,9 Ga:n ikiä. Varmemmaksi vakuudeksi sama 3,9 Ga:n ikäpiikki löytyi useista meteoriittiluokista, maineikas marsilainen ALH 84001 mukaan luettuna. LHB näytti pyyhkäisseen koko sisemmän aurinkokunnan läpi.

Samaan aikaan mallintajat saivat jättiläisplaneetat puljaamaan pitkin ja poikin aurinkokuntaa, synnyttäen siinä sivussa LHB:n. Astrobiologit ja muinaisen Maan tutkijat olivat hekin innoissaan, koska vanhin tuolloin tunnettu maapallon mantereinen kuori  oli iältään noin 3,9 Ga, ja pian sen jälkeen oli nähtävissä ensimmäiset suht vakuuttavat todisteet elämästä. Niin Maan kuori kuin elämäkin pääsivät kehittymään rauhassa, kun satakilometrisiä kivenmurkuloita ei vähän väliä putoillut niskaan. Palaset tuntuivat sopivan kauniisti yhteen.

Kaikki olisi ollut hyvin, jos tutkijat olisivat tässä vaiheessa ymmärtäneet lopettaa asioiden penkomisen. Sitä he eivät kuitenkaan jostain syystä tehneet. Niinpä kävi kuten kauniille hypoteeseille usein tuppaa käymään: ikävät datapisteet alkoivat harata vastaan. Kuunäytteistä löytyi yhä useampia kiusallisen vanhoja altaiden syntyaikoja, osa näistä vakuuttavampia kuin toiset.

Samalla myös mallintajien helmitaulut päivitettiin laskutikuiksi, joten jättiläisplaneetat eivät enää seilanneetkaan niin kuin aiemmin oletettiin. Kaiken tämän seurauksena muutama vuosi sitten muuan ansioitunut tutkija pääsi jo julistamaan kataklysmin kuolleeksi.

Merkuriuksen törmäysaltaat ja LHB

Viimeisin omiin silmiini osunut artikkeli LHB:stä on hyväksytty julkaistavaksi arvostamassani Journal of Geophysical Research: Planets -lehdessä. Berliiniläisvetoisessa tutkimuksessa Csilla Orgel kollegoineen tutki Merkuriuksen törmäysaltaita ja niiden merkitystä LHB:lle.

Aiemmissa Merkuriuksen törmäysaltaiden etsinnöissä ei vielä ollut käytössä kaikkia NASAn MESSENGER-luotaimen tuottamia aineistoja, joten Orgelin ryhmän tuloksia voi pitää ensimmäisenä kattavana Merkuriuksen törmäysaltaiden inventaariona. Niitä löytyikin 1,7 kertaa niin paljon kuin aiemmissa tutkimuksissa. Varmoja tai todennäköisiä vähintään kolmesataakilometrisiä[1] törmäysaltaita tunnetaan Merkuriuksesta nyt 80. Mahdolliset altaat huomioiden luku on 94.

Selkeästi monirenkaisia törmäysaltaita, jollaisista Kuun Orientale on paras esimerkki, ei uudessakaan kartoituksessa Merkuriuksen pinnalta löydetty. On mahdollista, että niitä ei syystä tai toisesta Merkuriuksessa koskaan syntynytkään, tai sitten Merkuriuksen aktiivisempi geologia on hävittänyt todisteet altaiden useammista renkaista.

Paitsi renkaat, monessa tapauksessa myös itse altaat ovat hävinneet. Altaita nimittäin löytyi vain puolet siitä, mitä mallien mukaan voisi olettaa syntyneen. Vanhimmat törmäysaltaat ovat siis kadonneet jäljettömiin. Nekin, jotka ovat vielä jäljellä, ovat hieman nuhjaantuneen ja pliisun oloisia.

Rembrandt on yksi Merkuriuksen nuorimpia törmäysaltaita. Sen läpimitta on noin 730 km. Uuden tutkimuksen mukaan sen ikä saattaa olla noin 3,65 miljardia vuotta. Topografinen kartta (siniset matalia, punaruskeat korkeimpia) kuvamosaiikin päällä. Kuva: NASA / Johns Hopkins APL / MESSENGER / USGS / QuickMap / T. Öhman.

LHB:n kannalta oleellisinta Orgelin ja kumppanien tutkimuksessa oli altaiden ikien aiempaa tarkempi määrittäminen. Planeettojen pintojen iät saadaan selville lähinnä kraatterilaskujen avulla. Periaatteessa kyseessä on yksinkertainen menetelmä: mitataan kraatterien koot ja lasketaan niiden määrä pinta-alayksikköä kohti. Mitä enemmän kraattereita, sitä vanhempi pinta. Käytännössä kuitenkin erilaisiin malleihin ja törmäysvuo-oletuksiin perustuvan iän saaminen on hankalaa hommaa. Myös itse laskentamenetelmissä tapahtuu koko ajan kehitystä esimerkiksi erilaisten virhelähteiden huomioimisen osalta. Tässä berliiniläisryhmä on maailman huippua.

Toisin kuin useasti aiemmin, uudessa tutkimuksessa ei löydetty Merkuriuksen törmäysaltaiden synnyttäjiksi kuin yksi törmäävien kappaleiden populaatio. Ei siis mitään suurten kappaleiden yhtäkkistä piikkiä 3,9 Ga sitten tai milloinkaan muulloinkaan, vaan ainoastaan yksi ja sama hiljalleen laantuva törmäävien kappaleiden vuo. Tämä sopii erinomaisesti yhteen Orgelin parin vuoden takaisen Kuun altaita käsitelleen samoja uusia menetelmiä käyttäneen tutkimuksen kanssa. Myöskään siinä ei löydetty todisteita kataklysmistä.      

Kataklysmin ja LHB:n tulevaisuus?

Tällä hetkellä Kuun kataklysmi ja aurinkokunnan sisäosia kurittanut LHB ovat heikommassa hapessa kuin pitkiin aikoihin. Arkkua ei kuitenkaan vielä ole naulattu kiinni.

Kuun kataklysmin osalta ratkaisu voi olla jo näkyvissä. Kuusta varmasti saadaan uusia näytteitä useastakin paikasta kohtalaisen läheisessä tulevaisuudessa. Jos, ja rohkenen sanoa kun esimerkiksi South Pole – Aitkenin, Nectariksen ja Orientalen altaista saadaan törmäyssulakiviä Maahan ja niiden myötä altaiden syntyajat selville, on Kuun törmäyshistorian keskeisimmät vaiheet ajoitettu. Niiden myötä kataklysmi joko varmistuu tai katoaa historian hämyyn hyvänä ideana, joka kuitenkin osoittautui vääräksi.

Uusien kuunäytteiden myötä myös laajempi LHB joko vahvistuu tai on henkitoreissaan. Marsin törmäysaltaista saatavat näytteet ratkaisisivat tuon kysymyksen. Vaikka kallis ja teknisesti vaativa näytteenhakulento saataisiinkin aikaiseksi, Marsin monimuotoisemman geologian vuoksi sopivien näytteiden löytäminen ei ole niin ”yksinkertaista” kuin Kuussa. Ja vaikka altaiden ikämääritykset onkin ymmärretty keskeiseksi tieteelliseksi tavoitteeksi, eivät altaiden törmäyssulakivet kuitenkaan aivan ensimmäisten Maahan tuotavien Mars-näytteiden joukossa ole.

Niinpä LHB saattaa jatkaa sitkutteluaan, vaikka Kuun kataklysmi perinteisessä muodossaan kuolisikin pois. Joka tapauksessa niin näytteitä ajoittavilla isotooppigeologeilla, kraatterilaskijoilla kuin mallintajillakin riittää vielä rutkasti väiteltävää aurinkokuntamme kehityshistorian tiimoilta.


[1] 300 km:n valinta törmäysaltaan läpimitan alarajaksi on käytännössä täysin mielivaltainen. Se on peruja Kuun törmäysaltaiden ynnäilyistä. Erityisen hyvää perustetta sillekään valinnalle ei aikoinaan ollut. Kukaan ei kuitenkaan ole esittänyt törmäysaltaalle yleisesti hyväksyttyä määritelmää, joten vaikkei sille fysikaalisia perusteita oikein ole, se on ihan käypä nyrkkisääntö.

Tämä juttu tulee ilmestymään myös Hieman Kuusta -blogissa.

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *


Setä Châtelier, syyrialainen lasi ja Salpausselkien synty

22.5.2020 klo 14.11, kirjoittaja
Kategoriat: Geokemia , Historia , Maa , Mineralogia , Shokkimetamorfoosi , Suomi , Törmäykset , Yleinen

Kauan sitten paremmassa maailmassa, jossa yliopistoissakin sai vielä sivistää itseään suht laajasti, räävin itsellesi kasaan kemiasta sivuainekokonaisuuden. En millään muotoa kunniakkaasti, mutta kuitenkin. Yleisen ja epäoleellisen kemian kurssilta muistan eritoten, kuinka erinomainen kemian lehtorimme puhui usein setä Châtelieristä, joka istuskeli koeputken reunalla. Sieltä käsin hän pyrki lieventämään kemialliseen tasapainoreaktioon tapahtuneen häiriön aiheuttamia vaikutuksia. Tämä tasapainoreaktioiden taipumus ulkoisten vaikutusten kumoamiseen tunnetaan Le Châtelierin periaatteena. Setä Châtelier eli ranskalainen kemisti Henry-Louis Le Châtelier (1850–1936) oivalsi tuon kemianteollisuudellekin oleellisen periaatteen vuonna 1888.

Alfred Lacroix (François Antoine Alfred Lacroix,1863–1948) puolestaan oli ranskalainen mineralogi, joka oli valmis äärimmäisiin uhrauksiin tieteen vuoksi. Hän nimittäin joutui naimaan professorinsa tyttären tohtoriksi valmistuakseen. Lacroix tosin sai neiti Catherine Fouquésta samalla itselleen elinikäisen tutkimusavustajan, joten ehkäpä valmistuminen ja sen vaatima uhraus hänen tapauksessaan kannattivat.

Huittisten meteoriitin erikoisista mineraaleistakin kirjoittanut Lacroix julkaisi vuonna 1915 tutkimuksen Saharan fulguriiteistä. Fulguriitit ovat lasipötköjä, jotka syntyvät salamoiden iskiessä maaperään, yleensä suurelta osin kvartsista koostuvaan hiekkaan. Kvartsi on piidioksidia (SiO2), joten fulguriittien pääkomponentti on piidioksidilasi. Lacroix antoi tuolla lasille maineikkaan maanmiehensä kunniaksi nimen lechatelieriitti.

Kvartsi on yksi maankuoren yleisimmistä mineraaleista. Sen sulamispiste on noin 1700°C. Tulivuorten laavojen lämpötila on yleensä kuumimmillaankin viitisensataa astetta alhaisempi. Vulkaaniset lasit syntyvät, kun tulivuorenpurkauksessa sulanut kiviaines jäähtyy niin nopeasti, ettei se ehdi kiteytyä. Puhdasta piidioksidilasia eli lechatelieriittiä ei tulivuorenpurkausten yhteydessä siis voi syntyä, koska lämpötila on liian alhainen SiO2-sulan syntymiseksi.   

Salamaniskujen ohella tunnetaan vain yksi luonnollinen prosessi, joka synnyttää lechatelieriittiä, nimittäin taivaankappaleiden väliset törmäykset. Lechatelieriittiä löydettiin jo vuonna 1930 Arizonan Meteor Crateristä (eli Barringer Meteorite Crateristä, eli Crater Mountainista, eli Coon Mountainista, eli Coon Buttesta, eli Franklin’s Holesta, eli…) ja sittemmin lukuisista muistakin törmäyskraattereista ja -laseista. Äskettäin kuollut suomalaisen törmäyskraatteritutkimuksen pioneeri, kivitohtori Martti Lehtinen (1941–2020) tavoitti sitä lopulta Lappajärveltäkin. Koska lechatelieriittiä voi luonnossa syntyä niin ukonilmalla kuin törmäyksissäkin, sitä ei voida pitää varmana törmäyksen tuntomerkkinä. Törmäyskraattereissa tavattavat kivet ovat kuitenkin jotain ihan muuta kuin fulguriitit, joten käytännön tasolla niissä lecharelieriitti on lähestulkoon varma törmäystodiste. Pienet lasinkappaleet ja mikroskooppiset lasipalloset ovatkin sitten huomattavasti hankalampi tapaus.

Aiemmin tänä keväänä julkaistiin jälleen kohtalaisen suuren mediahälyn saattelemana arkeologi Andrew Mooren johdolla tehty tutkimusartikkeli. Siinä taas kerran väitettiin nuorempana dryaksena tunnetun noin 12 800 vuotta sitten alkaneen tuhatkunta vuotta kestäneen ja etenkin pohjoista pallonpuoliskoa kurittaneen kylmän ilmastojakson johtuneen tavalla tai toisella jonkunmoisesta törmäyksestä tai isomman taivaankappaleen possahduksesta ilmakehässä. Samalla olisi tuhoutunut Syyriassa sijaitseva, nykyisin tekoaltaan alla sijaitseva Abu Hureyran kylä.

Nuorempi dryas on suomalaistenkin kannalta sikäli merkityksellinen ajanjakso, että rivakasti perääntymässä ollut mannerjäätikkö jämähti silloin paikoilleen. Tämä synnytti kansainvälisestikin tarkastellen erittäin kiinnostavat ja vaikuttavat reunamuodostumat, eli ensimmäisen ja toisen Salpausselän.

Nuoremman dryaksen törmäyshypoteesista on jankattu viitisentoista vuotta ilman vakuuttavia todisteita ja kehnolla ymmärryksellä siitä, mitä oikeastaan tapahtuu kun Maahan törmäämässä oleva kappale räjähtääkin jo ilmakehässä. Tunnustan, että nähdessäni tuoreen artikkelin tekijäluettelon osa objektiivisuudestani katosi saman tien. Ei tietysti pitäisi, mutta kun samalta porukalta on tullut poskettomia juttuja yksi toisensa jälkeen, on vähän vaikea suhtautua täydellä vakavuudella taas yhteen artikkeliin samasta aiheesta. Joltisenkinmoinen mielenkiinto kuitenkin heräsi, kun jutussa vilahteli lechatelieriitti, ja kuvat ja analyysit virtauskuvioisesta lähes 100-prosenttisesta SiO2-lasista näyttivät äkkipäätä katsoen varsin vakuuttavilta. Oliko lopultakin törmäyshypoteesin tueksi löytynyt todisteita, ihan aikuisten oikeesti?

Niinhän siinä kuitenkin jälleen kerran kävi, että pettymään joutui. Lechatelieriitin osalta mitään erityisen merkittävästi uutta ei artikkeli tuonut esiin. Hyvin samankaltaisia tuloksia he raportoivat jo vuonna 2012.

Sikäli kun analyyseissä ei ole sössitty, olen silti valmis uskomaan, että Abu Hureyran näytteissä saattaa olla hivenen lechatelieriittiä. Kuten artikkelin kirjoittajat itsekin toteavat, Abu Hureyran lechatelieriitti kuitenkin muodostaa tyypillisesti vain erittäin ohuita pintasilauksia mikroskooppisissa lasipallosissa. Itse lasipalloset ja epämääräisemmät lasipartikkelit eivät koostu lechatelieriitistä, vaan lasista, jossa on vain 50–60 % piidioksidia. Loppu on etenkin kalsiumin, raudan ja alumiinin oksideja.

Abu Hureyran lasin koostumus on sen alkuperää mietittäessä aivan keskeinen tekijä. Epäpuhtaudet nimittäin laskevat kvartsirikkaan sedimenttiaineksen sulamispistettä merkittävästi. Toinen merkille pantava asia on, ettei Abu Hureyra suinkaan ollut luonnollinen vaan ihmisen toiminnan erittäin voimakkaasti muokkaama ympäristö. Sen asukkaat saattoivat olla maailman ensimmäisiä maanviljelijöitä, mutta todennäköisemmin he vielä olivat enimmäkseen metsästäjä-keräilijöitä.

Mitä ikinä Abu Hureyran asukkaat henkensä pitimiksi tekivätkään, ainakin heillä oli rakennuksia. Tulipalojen sattuessa rakennukset toimivat käytännössä polttouuneina, joten niissä lämpötila voi kohota huomattavasti korkeammaksi kuin luonnollisessa ympäristössä olisi mahdollista. Kun yhdistetään alueen maaperän koostumus, kasvit, joita Abu Hureyan asukkaat luultavasti rakennuksissaan varastoivat, sekä rakennusten mahdollistama erittäin kuuma tulipalo, saadaan yhdistelmä, joka pystyy synnyttämään Abu Hureyran lasipallerot ja niiden koostumuksen ilman oletuksia ilmassa räjähtävistä taivaankappaleista. En ole sedimenteistä syntyvien lasien asiantuntija, mutta en pitäisi ollenkaan mahdottomana, että tuollaisessa tilanteessa voi lasipartikkeleihin syntyä myös erittäin ohuita lechatelieriittisilauksia.

Mooren ja kumppanien jutussa esitetään toki muitakin korkean lämpötilan viitteitä sen puolesta, että nuorempi dryas olisi alkanut törmäyskatastrofilla. Yksikään niistä ei kuitenkaan kuulu vakuuttavien törmäystodisteiden joukkoon. Mahdollinen hyvin ohut kerros lechatelieriittiä ei alkuunkaan riitä todistamaan, että mitään kovin paljon tavallisuudesta poikkeavaa olisi Abu Hureyrassa tapahtunut 12 800 vuotta sitten. Todistustaakka on edelleen niillä, jotka esittävät erittäin erikoislaatuisia väitteitä.

Mikä sitten sai esimerkiksi Euroopassa ja suuressa osassa Pohjois-Amerikkaa ilmaston jäähtymään nopeasti useilla asteilla vajaat 13 000 vuotta sitten? Kukaan ei varmuudella tiedä, mutta todennäköisimpänä syynä on pitkään pidetty merivirtojen muutosta. Sen taustalla taas on voinut hyvin olla meriveden suolapitoisuuden lasku, kun makeaa vettä on jäätiköiden sulaessa vapautunut meriin. Tämän myötä Golf-virta on saattanut uuvahtaa, mikä on voinut hyvinkin nopeasti johtaa merkittävään kylmenemiseen pohjoisella pallonpuoliskolla. Sen seurauksena mannerjäätikkö pysähtyi ensimmäisen Salpausselän kohdalle pariksi sadaksi vuodeksi. Hetkellisen lämpenemisen jälkeen ilmasto jäähtyi jälleen, ja syntyi toinen Salpausselkä.

On toki mahdollista, että tähän kehityskulkuun tavalla tai toisella vaikutti myös asteroidin tai, kuten Moore kollegoineen uskoo, komeetan törmäys. Vakuuttavia todisteita sen puolesta ei kuitenkaan edelleenkään ole esitetty.

Koeputken reunalla istuva setä Châtelier vastustaa äkkinäisiä muutoksia. Hänen oppejaan kannattaa tieteessä noudattaa yleisemminkin. Vaikka tutkimustulokset julkaistaisiin ”isossa” lehdessä ja media toistelisi nimekkäiden tutkijoiden ylistäviä lausuntoja, ei silti yhtäkkiä kannata unohtaa tervettä kriittisyyttä ja muuttaa tieteessä vuosisatojen aikana hyväksi havaittuja pelisääntöjä. Wilhelm Occamilaista (n. 1285–1349) ja Carl Sagania (1934–1996) on edelleen ihan fiksua totella.

Salpausselkää Luumäellä Kivijärvestä etelään. Salpausselkien syntyyn johtanut tuhat vuotta kestänyt kylmä kausi johtuu edelleenkin todennäköisemmin jostain muusta kuin ilmakehässä räjähtäneistä komeetan kappaleista. Kuva: J. J. Sederholm, 1889. GTK, Vanhat kuvat nro 755.

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *


Mons Hansteen ja Kuun monimuotoinen vulkanismi

1.5.2020 klo 08.00, kirjoittaja
Kategoriat: Geokemia , Havaitseminen , Historia , Kraatterit , Kuu , Tulivuoret , Vulkanismi

Kuun vulkanismista tulee ensimmäisenä mieleen hiljalleen kerros kerrokselta vuosimiljoonien kuluessa tummilla laavoilla täyttyneet meret. Kuuharrastajat tuntevat lisäksi Schröterin laakson, ja Apollo-lentojen ystävät muistelevat kaihoisasti Dave Scottin ja Jim Irwinin tutkimusmatkailua Hadleyn laavauoman ympäristössä.

Sekä Kuun merien että laavauomien tapauksessa kyseessä oli tavallinen basalttinen laava. Sen ominaisuuksiin kuuluu herkkäliikkeisyys. Niinpä laava pystyi virtaamaan satoja kilometrejä paitsi laavauomissa ja -tunneleissa, myös käytännössä lähes vaakasuorilla tasangoilla. Kuussa on kuitenkin ollut runsaasti muutakin tuliperäistä toimintaa kuin pelkkiä basalttisia laavavirtoja. Siitä on muistona lukuisia mielenkiintoisia mutta hieman harvemmin kuuhavaitsijoiden listoille päätyviä kohteita.  

Punaiset pisteet

Myrskyjen valtameren eli Oceanus Procellarumin lounaisrannalla on kaksi noin 45-kilometristä kaunista törmäyskraatteria, Hansteen ja Billy. Osittain niiden välissä noin 800–1000 m basalttimeren yläpuolelle kohoaa tasasivuisen kolmion muotoinen kirkkaana hohtava ”saari”, Mons Hansteen. Jo 1800-luvun kuututkijat Thomas Gwyn Elger ja Edmund Neison kiinnittivät huomiota tuolloin nimellä Hansteen α tunnetun kohteen kirkkauteen ja erikoiseen nuolenkärkeä muistuttavaan muotoon. Kyseessä on melko pieni kohde – kolmion sivut kun ovat noin 25 km – joten tarkemmat tutkimukset vaativat havaintotekniikan kehittymistä. Ymmärrys sen synnystä on muotoutunut pikku hiljaa ja on vaatinut useiden eri luotainaineistojen yhdistämistä.

Mons Hansteen sijaitsee Kuun Myrskyjen valtameren lounaisosassa, ja on illalla 4.5.2020 mainiosti näkyvissä. Kuva: NASA Scientific Visualization Studio / GSFC / Ernie Wright / T. Öhman.

Mons Hansteen on yksi Kuun ”punaisista pisteistä”. Paljain silmin sen ”punaisuutta” ei näe, mutta spektroskooppisesti Mons Hansteen pomppasi esiin heti kun Kuun spektroskopia alkoi toden teolla kehittyä 1960–70-lukujen taitteessa. Mons Hansteen ja muutamat muut lähipuolen kohteet erottuivat selvästi niin ylängöistä kuin mare-alueistakin.

Apollo-näytteiden myötä varmistui, että Kuun basalttien runsas titaanin määrä tekee niistä sinertäviä. Näin Mons Hansteenin voimakas punainen sävy viittasi vahvasti siihen, ettei mukana ole järin paljon titaania, eikä vuori näin ollen luultavasti koostu ainakaan mistään basalttisesta kivestä.

Jo 1970-luvulla kiinnitettiin huomioita myös Mons Hansteenia kirjoviin hieman soikeisiin kuoppiin. Niistä selkeimmät ja suurimmat ovat vuoren lounaisosassa. Niiden tulkittiin olevan tuliperäisiä purkausaukkoja. Tämän ajatuksen myötä koko vuoren oletettiin syntyneen jonkinlaisen jäykkäliikkeisen vulkaanisen aineksen purkautumisen seurauksena.

Mons Hansteen erottuu koostumuksensa vuoksi niin ympäröivistä Oceanus Procellarumin mare-tasangoista kuin kuvan oikeassa ja vasemmassa alakulmassa näkyvistä ylängöistäkin. Huomaa myös Hansteen-kraatterin rakoillut ja pieneltä osin laavalla täyttynyt pohja. Kuva: NASA / ASU / LRO / JAXA / SELENE / ACT-REACT QuickMap / T. Öhman.

Laavojen viskositeettiin eli virtaavuuteen vaikuttaa moni asia. Keskeisimpiä ovat lämpötila, kiteiden ja sivukiven kappaleiden määrä, kaasujen määrä, sekä kemiallinen koostumus. Koostumuksen tärkein tekijä on piidioksidin (SiO2, lyhyesti usein vain silika) määrä: mitä enemmän laavassa on silikaa, sitä sitkaampaa ja samalla (ainoastaan kohtalaisesti yksinkertaistaen) sitä vaaleampaa se on. Notkeissa tummissa basalteissa on vähän silikaa, mutta runsaasti rautaa ja magnesiumia.

Jäykissä ja vaaleissa ryoliiteissa tilanne on päinvastainen: paljon silikaa, niukalti rautaa ja magnesiumia. Ryoliitti, eli suomalaisille hyvin tutun graniitin pinnalla syntynyt vastine, voisi selittää Mons Hansteenin havaitut ominaisuudet. Piti vain keksiä, mistä ja miten ryoliittia Mons Hansteeniin saataisiin.

Mons Hansteenin ympäristön geologinen historia

Hansteenin vuorta on tutkittu jokseenkin jatkuvasti 1970-luvulta lähtien. Kuitenkin vasta viime vuosina GRAIL- ja etenkin Lunar Reconnaissance Orbiter -luotainten moninaisten aineistojen pohjalta on saatu luotua yksityiskohtainen ja yhtenäinen malli siitä, miten Mons Hansteen lähiympäristöineen on todennäköisesti syntynyt. Pelkkä kaukokartoitus ei kuitenkaan riitä, vaan vasta parempi ymmärrys Kuun ja Maan tuliperäisistä prosesseista on johtanut siihen, ettei ryoliittikaan enää muodosta ongelmaa. Nyt sen synty nähdään aivan luonnollisena, joskin harvinaisena osana Kuun magmanmuodostusta.

Tiivistetysti Mons Hansteenin alueen geologinen historia voidaan esittää seuraavasti:

  1. Billy ja Hansteen syntyivät noin 3,9 miljardia vuotta (Ga) sitten.
  2. Noin 3,74 Ga sitten basalttista magmaa nousi Kuun vaipasta. Se kuitenkin jämähti Kuun kuoren alapinnalle, ja alkoi sulattaa sitä. Tässä kuoren altakasvuna tunnetussa prosessissa syntyi ryoliittista magmaa, joka osittain alkoi myös kiteytyä kuoren alapinnalle. Ympäristöään kevyempänä osa siitä kuitenkin kohosi kuoreen syntyneitä rakoja pitkin ja purkautui pinnalle ryoliittisina kivinä (niin tuhkana, kuin luultavasti myös hidasliikkeisinä laavavirtoina, vaikkei niistä suoria todisteita olekaan). Näin syntyi Mons Hansteenin uloin osa.
  3. Noin 3,5 Ga sitten pinnalle purkautui vielä vähemmän rautaa sisältänyttä ryoliittista magmaa. Tämä synnytti Mons Hansteenin keskiosan.
  4. Myös noin 3,5 Ga sitten, mutta hieman edellisen jälkeen Mons Hansteenin pohjoisimpaan kärkeen muodostui noin 6×4 km:n kokoinen ja aiempia purkauksia vähemmän silikaa ja enemmän rautaa sisältänyt hieman tummempi massiivi. Kaikkiaan Mons Hansteenin synnyttäneet purkaukset eivät olleet kovin rajuja, mutta johtivat kuitenkin siihen, että vuorta peittää noin 8–10 m paksu tuhkakerros.
  5. Myöhemmin, päättyen ehkä noin 3,35 Ga sitten (etäisimmät ehkä jo paljon aiemminkin), syntyivät kahdessa vaiheessa Mons Hansteenia ympäröivät Oceanus Procellarumin lounaisimmat basalttiset laavatasangot. Samalla myös Hansteenin pohja pullistui, rakoili ja täyttyi pieneltä osin basaltilla.
  6. Alueen viimeinen tuliperäinen toiminta tapahtui vain noin 1,65 Ga sitten. Tuolloin Billyn pohja täyttyi basalttisilla laavoilla.
  7. Lopuksi alueelliset puristavat voimat rypistivät tasankoja synnyttäen poimuharjanteita. Ne näkyvät helpoimmin Mons Hansteenin länsipuolella.

Etenkin eri tapahtumien ikämäärityksissä on vielä erittäin suuria epävarmuuksia. Näin ollen vähintään hienosäätöä tähän malliin vielä jatkossakin tulee. Nykyisen ymmärryksen valossa se kuitenkin vaikuttaa pääpiirteissään uskottavalta.

Mons Hansteen havaintokohteena

Jo tuetut kiikarit riittävät Mons Hansteenin näkemiseen kirkkaana pisteenä, mutta nuolenkärkimäisen muodon erottaminen vaatii kaukoputkea. Noin 15–20 cm:n kaukoputkella alkaa hyvällä kelillä erottua Elgerinkin aikoinaan ihastelema sormimaisista ulokkeista koostuva vuoren eteläreuna. Ne näkyvät hienosti Jari Kuulan Harjavallassa illalla 6.3.2020 tekemässä kauniissa havaintopiirroksessa. Siitä käy ilmi myös itse kraatteri Hansteenin kiinnostavin piirre, eli sen rakoillut pohja. Kuten kaikessa tähtiharrastuksessa, piirros antaa valokuvaa merkittävästi todellisemman kuvan siitä, mitä havaitsija oikeasti omin silmin kaukoputken ääressä näkee.

Jari Kuulan piirroshavainto Mons Hansteenista illalla 6.3.2020. Piirros antaa hyvän käsityksen siitä, millaiselta Mons Hansteenin seutu näyttää hyvissä olosuhteissa keskikokoisella harrastajaputkella havaittuna. Kuva: Jari Kuula.

Mons Hansteen on seuraavan kerran mainiosti havaittavissa illalla maanantaina 4.5.2020. Tuolloin se kylpee paikallisen aamuauringon loisteessa. Matalalta tulevassa valaistuksessa sen pinnanmuodot erottuvat parhaiten. Myös seuraavana iltana on Mons Hansteenin yksityiskohtia hyvä katsella, mikäli keli vain suo.

Vaikkei kookkaampaa putkea olisikaan käytettävissä, kannattaa Mons Hansteenia silti vilkaista, kyseessä kun kuitenkin on täysin poikkeuksellinen kohde. Samalla se on hyvä muistutus siitä, että Kuun tuliperäinen toiminta on ollut paljon monimuotoisempaa kuin yleensä tulee ajatelleeksi. Eikä keväisiä iltoja parempia hetkiä Kuun havaitsemiseksi ole.


Kiitokset Jari Kuulalle piirroshavainnon käyttöluvasta ja Mons Hansteen -keskusteluista. Tämä juttu tulee ilmestymään myös Hieman Kuusta -blogissa muutamilla esimerkkikuvilla ja havaintokommenteilla höystettynä.

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *


Arrokothin merkillinen maailma

27.4.2020 klo 07.00, kirjoittaja
Kategoriat: Arrokoth , Aurinkokunta , Kuiperin vyöhyke , Törmäykset

Uudenvuodenpäivänä 2019 ihmiskunta pääsi ensimmäistä kertaa kurkistamaan, miltä kaukana aurinkokuntamme kylmällä ja pimeällä ulkolaidalla iäti viihtynyt kappale näyttää. Tuolloin NASAn New Horizons -luotain nimittäin viuhahti lempinimellä Ultima Thule tunnetun asteroidi 2014 MU69:n ohi. Nykyisin Ultima Thule kulkee virallisesti nimellä (486958) Arrokoth.

Kaikkia mittaustuloksia Arrokothin ohilennosta ei ole edelleenkään saatu. Hitaan yhteyden vuoksi viimeisiä databittejä joudutaan odottelemaan vielä toista vuotta. Oletettavasti tärkeimmät tulokset on kuitenkin otettu onnistuneesti vastaan. Mikä oleellisinta, ne on myös tulkittu alustavia tutkimuksia huomattavasti tarkemmin. Tämän tiimoilta Science-lehden sähköisessä versiossa ilmestyi helmikuussa kolme kiehtovaa artikkelia. Ne paitsi tarkentavat, myös osin merkittävästi muuttavat varhaisiin tulkintoihin perustuneita käsityksiämme Arrokothin synnystä ja olemuksesta.

Arrokoth on niin sanottujen kylmien klassisten Kuiperin (KKK) vyöhykkeen kohteiden (cold classical Kuiper belt object, CCKBO) ydinryhmän edustaja. Tämä KKK-porukka ei tunne sairaalloista viehtymystä valkoisiin lakanoihin ja tulitikkuleikkeihin. Päinvastoin, KKK:t pitävät kylmästä ja ovat punaisia, spektroskopistien kielellä osin jopa ultrapunaisia.

Punaisuus johtuu toliineista. Ne ovat monimutkaisia hiilipitoisia yhdisteitä, jotka syntyvät kosmisen säteilyn muokatessa yksinkertaisempia molekyylejä kuten metaania, hiilidioksidia, typpeä ja vettä. Nykyisen maapallon pinnalla toliineja ei voi syntyä, mutta varhaisessa Maassa niillä on voinut olla oma osuutensa elämän syntysopassa. Sen sijaan aurinkokunnan ulko-osissa nykyisinkin tavattavat punertavat sävyt ovat enimmäkseen peräisin toliineista. Tähtitieteen popularisoija ja planeettatutkija Carl Sagan kutsui toliineja tähtitervaksi, mikä tälle salaattiinkin verratulle epäilyttävälle mönjälle onkin ihan passeli nimi.

Tähtitervan koostumus niin Arrokothin pinnalla kuin muuallakin on erittäin monimutkainen ja yksityiskohdissaan tuntematon. Tätä eivät uudet tulokset miksikään ole muuttaneet. Epämääräisten toliinien ohella Arrokothin pinnalta pystyttiin tunnistamaan vain harvoja yhdisteitä. Varmin näistä oli metanolijää.

Metanoli on kaikkein yksinkertaisin alkoholi. Se on sitä samaa tappavaa tavaraa, joka pontikkaa keitettäessä tislautuu ensimmäisenä ja heitetään mäkeen. Arrokothilla ei kuitenkaan liene ollut muukalaisten viinatehdasta, vaan metanoli on todennäköisesti syntynyt säteilyn pommittaessa vesi- ja metaanijäitä.

Tässä metanolia synnyttävässä reaktiossa vesi häviää. Samalla syntyy yksinkertaisia hiilivetyjä, joista edelleen ajan myötä muodostuu toliineja. Malli sopii mainiosti yhteen havaintojen kanssa, sillä toliininpunaisen Arrokothin pinnalta ei havaittu laisinkaan vettä. Tämä on merkittävä ero muihin kaukaisiin ja kylmiin kappaleisiin, esimerkiksi komeettoihin tai New Horizons -luotaimen päätutkimuskohteeseen Plutoon verrattuna. Arrokothin pinnan alla vesijäätä lienee, mutta todisteita siitä ei ole.

Toliinien ja ikuisen kaukaisuuden ohella KKK:n ydinryhmälle ominaista on, että ne tuppaavat varsin usein olemaan jonkinlaisia kaksoisasteroideja. Tämä on pystytty päättelemään niiden valokäyristä. Arrokoth on näistä erinomainen ja tietysti vielä toistaiseksi ainoa yksityiskohtaisesti tunnettu esimerkki. Se koostuu suuremmasta ”vartalosta” (entinen ”Ultima”) ja pienemmästä ”päästä” (”Thule”) ja näitä yhdistävästä kapeasta ”niskasta”. Kooltaan ”vartalo” ja ”pää” ovat noin 21x20x9 km ja 15x14x10 km.

Arrokoth New Horizons -luotaimen kuvaamana. Pinnan punainen väri johtuu hiilipitoisesta “tähtitervasta” eli toliineista. Väri vastaa suunnilleen sitä, millaisena ihminen sen näkisi (mikäli vain värinäkö toimisi Arrokothin pimeydessä). Suurin törmäyskraatteri on ”pään” oikeata puolta hallitseva seitsenkilometrinen “Maryland”. Muita kraattereita on erittäin vähän. Kirkkaammalla aineksella on taipumus kasautua topografisesti matalammille alueille, kuten “niskan” ympärille. Kuva: NASA / Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory / Southwest Research Institute / Roman Tkachenko.

Silmiinpistävä piirre Arrokothissa on, että kaksiosaisuudestaan huolimatta sen pinnalla ei näy minkäänlaisia merkkejä kahden suurehkon kappaleen välisestä törmäyksestä. ”Pää” ja ”vartalo” näyttävät vain sulautuneen toisiinsa. Romantikot puhuvat suutelemisesta, nörtit telakoitumisesta. Oli termi mikä hyvänsä, uusien mallinnusten mukaan juuri näin on käynyt:  ”pään” ja ”vartalon” törmäysnopeus on ollut korkeintaan vain noin 4 m/s, luultavasti alle 1 m/s. Ja ei, tuossa ei ole näppäilyvirhettä. Ne todellakin vain koskettivat pehmeästi toisiaan kävelyvauhdilla.

Tällainen erittäin hidasvauhtinen yhteensulautuminen on mahdollista vain, jos ”pää” ja ”vartalo” olivat ennen törmäystä jo pidemmän aikaa kiertäneet toisiaan. Alkujaan ne olivat kauempana, mutta todennäköisesti kyntäminen protoplanetaarisessa kaasukiekossa aiheutti ”vastatuulen”, joka sai kaksikon hiljalleen lähemmäksi toisiaan ja lopulta yhdistymään. ”Vastatuuli” selittyy sillä, ettei kaasu kierrä Aurinkoa puhtaasti Keplerin lakien mukaisesti kuten suuret kiinteät klöntit, vaan hieman verkkaisemmin. ”Pään” ja ”vartalon” verkkaisen tanssin aikana vuorovesivoimatkin tulivat peliin mukaan kääntäen kappaleiden pituusakselit toistensa suuntaisiksi. Illan viimeisestä hitaasta alkanut liitto on ilmeisesti kestänyt yli neljä miljardia vuotta.

”Vastatuulimekanismin” oletetaan olevan vastuussa Arrokothin tapaisista kontaktikaksosista ja lähellä toisiaan kiertävistä kaksoisasteroideista Kuiperin vyöhykkeellä. Myös useat havaitut kaksiosaiset komeettojen ytimet saattavat olla samanlaista alkuperää, vaikka niiden kehityshistoria KKK:sta poikkeaakin. On tosin mahdollista, että komeettojen maapähkinämäinen muoto selittyy myös Auringon aiheuttamalla eroosiolla. Joka tapauksessa mallinnukset ja tulkinnat Arrokothin synnystä tuuppivat komeettatutkijoitakin eteenpäin.

Havainnot Arrokothista auttavat ymmärtämään myös vielä varhaisempia tapahtumia protoplanetaarisessa kiekossa. Perinteisen mallin mukaan pienet kappaleet kasvoivat suuremmiksi toisiaan seuraavien, yhä suurempien ja väkivaltaisempien törmäysten seurauksena. Tämän ajatuksen mukaan prosessi olisi jatkunut samanlaisena aurinkokunnan alusta lähtien.

Toinen koulukunta taas on esittänyt hillitympää mallia, jonka mukaan aivan alussa ei tapahtunut varsinaisia törmäyksiä, vaan sorapilvet kasautuivat oman painovoimansa alla hiljalleen kymmenien ja jopa satojen kilometrien kokoisiksi löyhiksi klimpeiksi. Vasta tämän jälkeen ne alkoivat kasvaa törmäilemällä toisiinsa. Arrokoth on kallistamassa vaakaa vahvasti tämän rauhallisemman mallin puoleen.

Toki Arrokothin ympäristössä varsinaisia törmäyksiäkin on tapahtunut. Ne eivät kuitenkaan ole sitä, mitä aurinkokunnan sisäosissa ollaan totuttu näkemään. Tyypillinen kraatterin synnyttävän kappaleen törmäys KKK-porukan alueella tapahtuu nimittäin nopeudella 300 m/s. Tässäkään ei ole näppäilyvirhettä. Tuo vastaa suunnilleen matkustajalentokoneen huippunopeutta, siis noin 1000 km/h. Moinen on näin ”oikeisiin” törmäyksiin tottuneen silmissä lähinnä naurettavaa näpertelyä, maapallolla kun keskimääräinen törmäysnopeus on noin 17 000 m/s eli rapiat 60 000 km/h. Hissuttelutörmäyksiin on näissä maisemissa totuttu vain kraatterista ulos lentäneen heitteleen synnyttämien sekundäärikraatterien kohdalla. Vaikka Arrokothin kraatterit ovatkin primääritörmäysten synnyttämiä, niiden ymmärtämisen kannalta parempia perinteisiä vertailukohteita ovat siis sekundäärikraatterit.

Onneksi Arrokothin kraatterien ponnettomuudesta ei järin usein tarvitse masentua. Niitä nimittäin tapaa vain harvakseltaan. ”Pään” alueella on Arrokothin ainoa suuri kraatteri, noin seitsenkilometrinen ”Maryland”. Muut törmäyskraatterit ovat korkeintaan kilometrin läpimittaisia. Melkoisen varmoja törmäyskraattereita on kaikkiaan vain yhdeksän, ja epävarmat kandidaatit mukaan lukienkin kokonaismääräksi jää 42 (kuinkas muuten).

Vaikka Arrokoth pieni kappale onkin, kraatterien määrä pinta-alaan verrattuna ei sisempään aurinkokuntaan verrattuna näytä järin suurelta. Jos Arrokothia muistuttavaa pintaa tulisi vastaan näillä kulmilla, ensimmäinen johtopäätös olisi, että jokin geologinen prosessi on uudistanut sitä.

Sisemmän aurinkokunnan opit eivät kuitenkaan tässäkään tapauksessa päde. Vaikka Kuiperin vyöhykkeellä kappaleita riittää, on siellä myös lääniä, jossa kierrellä. Niinpä törmäyksiä tapahtuu aniharvoin. Tämän vuoksi kovin sileäpintaiselta näyttävä Arrokoth onkin suhteellisesti tarkastellen kohtalaisen tiuhaan pommitettu kappale. Tämä taas tarkoittaa, että sen pinta on ikivanha.

Kraattereita on Arrokothilla liian vähän, jotta pinnan (malliriippuvaista) tarkahkoa ikää olisi saatu määritettyä. Sitä on kuitenkin selvästi yli neljä miljardia vuotta. Vertailun vuoksi kannattaa vilkaista kiikarilla Kuun eteläisiä ylänköjä, tai mieluummin samaan mittakaavaan pääsemiseksi luotainkuvia vaikkapa Kuun, Marsin tai Merkuriuksen kraatteroituneilta ylängöiltä. Niiden ikä on suurin piirtein samaa luokkaa Arrokothin pinnan kanssa, mutta meininki on ollut paljon reippaampi.

Arrokothin kaltaiset pienet alkukantaiset aurinkokuntamme kappaleet ovat kieltämättä perinteisen geologian näkökulmasta hieman tylsänpuoleisia. Poissa ovat tuliperäisen toiminnan tai laajemman tektoniikan merkit, eikä törmäyskraattereitakaan juuri ole. Virtaavan veden tai tuulen toiminnasta ei kannata puhuakaan.

Vaikka Arrokothin pinnanmuodot eivät järin monipuolisilta vaikutakaan, ei niiden syntyä silti ymmärretä. Etenkin ”vartalo” näyttää koostuvan suurista palluroista tai myhkyistä. Stereokuvissa siitä tulee mieleen jonkinlainen mutanttivadelma. Aiemmin palluroiden ajateltiin olevan alkujaan erikseen kasautuneita kappaleita, joista Arrokoth sitten muodostui. Uusien tulosten myötä tätä ajatusta on hankala saada sopimaan sen tosiseikan kanssa, että ”vartalo” on topografialtaan hyvinkin tasainen, mutta palluroiden rajat voi silti erottaa pinnan tekstuurin tai kirkkauden perusteella.

Vaihtoehtoisen mallin mukaan ”vartalo” syntyi yhtenä kappaleena, joka sitten myöhempien prosessien vaikutuksesta sai nykyisien palluraisen ulkomuotonsa. Kellään ei vaan tunnu olevan täysin tyydyttävää käsitystä siitä, mitä nämä prosessit olisivat voineet olla. Myöskään pienten harjanteiden, kuoppajonojen ja hieman jyrkempien rinteiden syntymekanismit eivät ole tutkijoille täysin auenneet. Vaikka Arrokoth ei ole saanut juurikaan osakseen Auringon tai törmäysten tuomaa energiaa, eikä sillä mitättömän pienenä kappaleena voi olla sisäistä lämmönlähdettä, jostakin puhtia on kuitenkin riittänyt geologien hämmentämiseksi.

Arrokoth – kontaktikaksonen ja kylmä klassinen Kuiperin vyöhykkeen kohde (KKKKKK?) – edustaa kehittyneempien aurinkokunnan kappaleiden rakennuspalikoita. Se vaeltaa maailmassa, joka on hyvin erilainen kuin omamme. Silti samojen prosessien, jotka synnyttivät Arrokothin, oletetaan ainakin näiden uusimpien tutkimusten valossa olleen muinoin toiminnassa myös sisemmässä aurinkokunnassa. Näin Arrokoth auttaa ymmärtämään myös omaa, aktiivisen geologian hämärtämää alkuperäämme.

Toivoa sopii, että New Horizonsille löydetään vielä kolmas tutkimuskohde, käyttöikää luotaimella kun riittää. Sellaisen myötä alkaisi selvitä sekin, onko Arrokoth niin tyypillinen luokkansa edustaja kuin nyt oletetaan. Ja vaikka suurimpien otsikoiden artikkelit Arrokothista on varmasti nyt nähty, työtä senkin synnyn ja kehityksen ymmärtämiseksi riittää vuosikausiksi eteenpäin.

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *


Mikä Lappajärvelle putosi?

20.3.2020 klo 07.00, kirjoittaja
Kategoriat: Geokemia , Kraatterit , Maa , Meteoriitit , Suomi , Törmäykset

Viimeiset 15–20 vuotta kraatteritutkijoiden keskuudessa on ollut kohtalaisen vakaa käsitys siitä, millainen kappale Lappajärven 78 miljoonaa vuotta sitten synnytti. Nyt uudet, vielä hyvin alustavat tulkinnat viittaavat siihen, että kyseessä saattoi olla jotain sellaista, josta maapallolla ei vielä ole näytettä.

Kraattereita synnyttävien kappaleiden valikoima

Maan lähiavaruudessa kiertää kaikenlaisia murkuloita. Yleensä ne ovat kiveä, mutta kiviäkin on geokemistin näkökulmasta tavattoman monta sorttia. Osa kivistä on ikivanhoja ja suunnilleen muuttumattomia, toisia taas on pyöritelty protoplaneetoilla erilaisissa geologisissa prosesseissa. Joissain on mukana melko runsaasti hiiltä. Rautameteoriitit taas ovat, no, rautaa. Komeettojen ytimet puolestaan ovat vesijäätä ja muuta helposti haihtuvaa höttöä. Valinnanvaraa piisaa.

Maan törmäyskraatterit syntyvät, kun avaruudessa kiertävä riittävän suuri möykky sattuu olemaan Maan kanssa samaan aikaan samassa paikassa. Tuo on huono päivä kyseisen kappaleen kannalta, sillä törmäyksessä se katoaa käytännössä täysin. Näin käy riippumatta kappaleen koostumuksesta. Silti lukuisten maapallon kraattereiden osalta tiedetään (tai ainakin hyvin perustellusti oletetaan), millainen kappale ne synnytti. Miten moinen on mahdollista? Ja kuinka varmalla pohjalla tunnistukset ovat?

Meteoriittikraatterit

Geologisesti hyvin nuorten ja pienten, eli korkeintaan noin kilometrin läpimittaisten törmäyskraatterien yhteydessä maanpinnalla tai irtomaakerroksissa aivan pinnan lähellä esiintyy melko usein kraatterin synnyttäneen kappaleen palasia. Nämä ovat siis meteoriitteja. Ainoastaan tällaisia kraattereita tulisi kutsua ”meteoriittikraattereiksi”. Tavalliset pienet meteoriitit eivät pudotessaan kuitenkaan meteoriittikraatteria synnytä, vaan korkeintaan hieman meteoriittia itseään suuremman putoamiskuopan.

Tyypillisesti meteoriittikraatterit ovat rautameteoriittien aiheuttamia. Tälle on hyvin yksinkertainen selitys. Toisin kuin hauraat kivet, pienet rautakappaleet kestävät syöksyn läpi ilmakehän ja pystyvät synnyttämään kraatterin. Tunnettuja esimerkkejä meteoriittikraattereista ovat Viron Saarenmaalla sijaitseva noin 1500 vuotta eaa. syntynyt Kaalijärven kraatterikenttä1 ja Yhdysvaltain Arizonassa oleva Barringer Meteorite Crater eli Meteor Crater. Sillä ikää on noin 50 000 vuotta.

Aidoissa meteoriittikraattereissa ei ole suurempia vaikeuksia selvittää törmänneen kappaleen olemusta. Suuret, vanhat kraatterit ovat asia erikseen. Niiden yhteydessä ei paria kuuluisaa poikkeusta2 lukuun ottamatta tavata suunnilleen alkuperäisessä muodossaan säilyneen törmänneen kappaleen jäänteitä. Suuren kraatterin synnyttäneen kappaleen tunnistaminen vaatiikin hienostunutta analytiikkaa.

Suuret ja vanhat törmäyskraatterit

Suuren kraatterin synnyttäneen kappaleen tunnistuksen ongelmana on, että törmäävä asteroidi sulaa ja höyrystyy käytännössä täysin. Helposti analysoitavia kiinteitä asteroidin palasia ei etenkään vuosimiljoonien jälkeen ole tarjolla. Tutkimukset täytyy tuolloin perustaa törmäyksessä sulaneeseen kohdekiveen, johon taivaallinen aines on sekoittunut. Asteroidiainesta tällaisessa törmäyssulakivessä on korkeintaan muutaman prosentin verran, tyypillisesti selvästi alle prosentin.

Asteroidityypit eroavat toisistaan koostumukseltaan paitsi toisistaan, useimmiten myös Maan kivistä. Maassa raskaat alkuaineet ovat painuneet planeettamme ytimeen, joten useimpia raskaampia metalleja on keskimääräisessä maankuoressa hyvin niukalti. Tällaisia ovat esimerkiksi nikkeli ja platinaryhmän metallit (platinum group elements, PGE). Ryhmään kuuluvat rutenium, rodium, palladium, osmium, iridium ja platina.

Toisin kuin Maassa, useimpien kraattereita synnyttävien asteroidien emäkappaleilla ei koskaan tapahtunut differentioitumista metalliytimeen ja kevyempään vaippaan ja kuoreen. Niinpä sekä tavallisimmat kivimeteoriitit (joissa PGE:t ovat likimain ”alkuperäisissä” runsaussuhteissaan) että rautameteoriitit (joissa PGE:t ovat rikastuneet) sisältävät merkittävästi enemmän PGE:ta kuin maapallon kuori (jossa PGE:t ovat köyhtyneet).

Tunnistuksen kannalta oleellista on, että PGE:t esiintyvät eri meteoriittityypeissä juuri niille ominaisissa keskinäisissä suhteissa. Koska PGE:t ovat geokemialliselta käyttäytymiseltään pääpiirteissään keskenään hyvin samankaltaisia, niiden alkuperäiset suhteet eivät juurikaan muutu kraatterin synnyn monimuotoisissa geologisissa prosesseissa. Näin platinaryhmän alkuaineiden jakauma törmäyssulakivessä voi kertoa, millaisen kappaleen törmäys sen synnytti, vaikka niiden pitoisuus olisi hyvinkin vähäinen.

Käytännössä tilannetta hankaloittaa, ettei maapeitteiden alla olevan kallioperän kivilajien tarkkaa jakaumaa ja koostumusta törmäyshetkellä tiedetä. Koska tutkittavat pitoisuudet ovat alhaisia, voi vähäinenkin normaalissa malminmuodostusprosessissa syntynyt kivilajiesiintymä sotkea analyysit ja tutkijoiden päätelmät. Periaatteessa kuitenkin PGE:n käyttöön perustuva tunnistusmenetelmä on varsin yksinkertainen, kunhan vain miljardisosien pitoisuuksien vaatima analytiikka on kunnossa.

Lappajärven törmääjä selviää

Neljäkymmentä vuotta sitten kävi ilmi, että Lappajärvi on Euroopan toinen kraatteri, jonka törmäyssulakivessä on merkittävä törmänneen kappaleen kemiallinen jälki. Kahden osittain samoja tutkijoita sisältäneen saksalaisryhmän analyyseissä Lappajärven kärnäiitistä löydettiin esimerkiksi iridiumia vähintään 20–100-kertainen määrä alueen peruskallioon nähden. Toisen ryhmän vertaisarvioidut tulokset kertoivat, että kyseessä on muisto jonkinlaisesta kondriitista. Vielä ei kuitenkaan selvinnyt, oliko kyse tavallisesta vai hiilikondriitista, puhumattakaan siitä, että tarkempaa luokittelua olisi pystytty tekemään.

Toisen ryhmän alustavat tulokset puolestaan viittasivat vahvasti hiili- eli C-kondriittiin. Kaikista meteoriittityypeistä yleisintä eli H-kondriittia ei kuitenkaan pystytty sulkemaan täysin pois. Molemmissa ryhmissä mukana olleen ja Lappajärvestä väitöskirjankin tehneen Uwe Reimoldin omissa nimissään julkaisemat tutkimukset antoivat hiilikondriittitulkinnalle lisätukea. Hänen mukaansa kärnäiitissä oli noin 0,4 % tuota hiilipitoista taivaallista tavaraa.

H-kondriitit ovat yleisimpiä meteoriitteja. H-kondriittia on arveltu Lappajärven kraatterin mahdollisksi synnyttäjäksi jo neljä vuosikymmentä. Kuvassa läntiseen Saharaan kesällä 1998 pudonnut H-kondriitti Zag. Alareunassa millimetriasteikko. Kuva: T. Öhman.

Kaksikymmentä vuotta sitten käsitys Lappajärven törmääjästä tarkentui. Kalifornialaisen tutkimusryhmän alustavissa tutkimuksissa ilmeni, että Lappajärvelle oli sittenkin mäjähtänyt H-tyypin kondriitti eikä hiilikondriitti. Tuossa tutkimuksessa ei käytetty PGE:n, vaan kromi-isotooppien keskinäisiä runsaussuhteita. Lopulliset tulokset valmistuivat vasta vuonna 2007, jolloin hiili- ja enstatiittikondriitit pystyttiin vielä aiempaa varmemmin rajaamaan pois epäiltyjen listalta.

Samoihin aikoihin Roald Taglen vetämä saksalais–suomalais–belgialainen ryhmä käytti nopeasti kehittyneitä PGE:n analyysimenetelmiä sekä aiempiin tutkimuksiin verrattuna laajempia otoksia niin kärnäiitistä kuin meteoriiteistakin selvittääkseen törmääjän identiteetin.3 Tulokset sopivat parhaiten H-kondriittiin, vaikkei vastaavuus täydellinen ollutkaan. Kärnäiitissä oli näiden tulosten perusteella noin 0,05–0,7 painoprosenttia asteroidiainesta.

Lappajärven kärnäiitissä on hyppysellinen asteroidiainesta. Kuvassa kärnäiitin sahattua pintaa, joten esimerkiksi pinnan pystyviirutus ei ole luonnon aikaansaamaa. Alareunassa millimetriasteikko. Kuva: T. Öhman.

Koska kaksi eri tutkimusryhmää kahta erilaista menetelmää käyttäen sai saman lopputuloksen, joka sopi myös vuosikymmeniä aiemmien saatuihin tuloksiin, vaikutti homma kokolailla vakuuttavalta: Lappajärven synnytti ihan tavallinen H-kondriitti. Tässä käsityksessä on nyt oltu toistakymmentä vuotta. Siksi minullakin on aina Lappajärvestä puhuessani ollut H-kondriitti matkassani.

Vai selvisikö sittenkään?

Gerhard Schmidt on Heidelbergin yliopistossa työskentelevä geo- ja kosmokemisti. Suomalaiselle kraatterikansalle hän on tuttu etenkin Sääksjärven synnyttäneen kappaleen tutkimuksistaan. Viimeisen parin vuoden ajan hän on julkaissut lukuisia kokousabstrakteja, joiden datapisteitä täynnä olevissa diagrammeissa on näkynyt myös Lappajärven aiempia analyysituloksia. Tällä viikolla hänen oli tarkoitus esitellä ajatuksiaan hieman tarkemmin Houstonissa vuosittain järjestettävässä, mutta tällä kertaa perutussa Lunar and Planetary Science Conferencessa.

Schmidt on uusissa kokousesityksissään keskittynyt PGE-alkuaineista etenkin rodiumiin. Aiemmin sitä ei tutkimuksissa ole kovinkaan paljon käytetty, vaikka se kyllä oli mukana esimerkiksi Taglen ryhmän analyyseissä. Rodiumin käyttöä puoltaa, että sen suhde etenkin iridiumiin ja ruteniumiin suo varsin hyvän mahdollisuuden erotella eri meteoriittityyppejä toisistaan.

Rodium-suhteiden perusteella Schmidt päätyi esittämään varsin jännittävää ideaa: Lappajärven synnytti entuudestaan täysin tuntematon kondriittityyppi. Vaikka ajatus äkkiseltään tuntuu hurjalta, se ei sinänsä ole ollenkaan mahdoton. Ei näet ole mitään syytä olettaa, että tämänhetkinen meteoriittivuo olisi alkuunkaan edustava otos maapallolle eri aikoina sataneista kivistä. On esimerkiksi kokolailla kiistattomasti osoitettu, että ordoviikkikaudella reilut 450 miljoonaa vuotta sitten pienempiä ja isompia L-kondriitteja satoi Maahan aivan eri tahtia kuin nykyisin.

Tuntemiemme meteoriittien koostumusten perusteella ne ovat peräisin ehkäpä noin 100–150:ltä emäkappaleelta. Se on häviävän pieni määrä verrattuna miljooniin asteroideihin, vaikka otettaisiinkin huomioon että ”yksi emäkappale” voi käsittää lukuisia samalla alueella syntyneitä kappaleita, ja että suuret asteroidit ovat vuosimiljardien kuluessa jauhautuneet tuhansiksi pienemmiksi. Noiden asteroidien joukkoon mahtuu aivan hyvin runsaasti kiviä, jollaisista ei museoissamme vielä ole näytettä. Periaatteessa siis Lappajärvi voisi olla jonkin tuntemattoman asteroidityypin aikaansaama.

Ajatusta H-kondriitista Lappajärven synnyttäjänä ei kuitenkaan ihan vielä kannata heittää romukoppaan. Hypoteesi uudenlaisesta törmääjästä on yhden tutkijan tulkinta, jota on toistaiseksi esitelty vain kokouksissa. Edes sisäisestä vertaisarvioinnista ei siis voida puhua. Uusia analyysejä ei ole, vaan koko tulkinta perustuu aiempiin mittaustuloksiin. Lisäksi Taglen ryhmän analyyseissä, joihin Schmidtin ajatus pohjautuu, juuri rodium käyttäytyi (palladiumin ohella) eräissä analyyseissä poikkeavalla tavalla. Niinpä Lappajärven rodium-tulkintojen kanssa kannattaisi olla melko varovainen. Schmidt ei myöskään anna selitystä sille, miksi kromi-isotooppien antama tulos olisi epäluotettava.

Schmidtin idea on jännittävä uusi tulkinta, joka mukavasti lisää kiinnostusta Lappajärveä kohtaan. Kannattaa kuitenkin odotella vertaisarvioitua julkaisua ja mieluusti uusia analyysejä ennen kuin vetää vakavampia johtopäätöksiä aiheesta. Niitä odotellessa ainakin itse aion edelleen kantaa H-kondriittia taskussani Lappajärvestä puhuessani.


1Kaalijärvellä on kaikkiaan yhdeksän varmana pidettyä kraatteria. Se 110-metrinen, jossa matkailijat käyvät, on Kaalijärven pääkraatteri, muut kahdeksan ovat satelliittikraattereita. Pääkraatteri on ainoa, joka syntyi törmänneen kappaleen räjähtäessä. Muut kraatterit ovat mekaanisesta iskusta syntyneitä iskukraattereita. Seuraavan kerran Saarenmaalla käydessä kannattaa piipahtaa tutustumassa pääkraatterin ja hienon Kaalin vierailukeskuksen ohella myös satelliittikraattereihin.

2Morokweng on käytännössä melkoisen varma tapaus, Chicxulubiin liitetty pieni meteoriitti puolestaan osin kiistanalainen.

3Jääviystunnustuksena todettakoon, että Taglen ryhmän suomalaisedustuksesta vastasin minä. Tämä tietysti kannattaa pitää mielessä, kun lukee kommenttejani tuoreemmasta Lappajärvi-tulkinnasta.

Tämä juttu tulee ilmestymään myös Suomen Kraatterit -blogissa.

2 kommenttia “Mikä Lappajärvelle putosi?”

  1. Risto Filander sanoo:

    Lappajärven meteoriitti voiko mistään päätellä millä leveyspiireille Lappajärvi oli kun meteoriitti iski maahan. Millainen ympäristö oli silloin iskupaikalla. Kun isot maamassat lensivät olemassa olleen ympäristön päälle. Ovatko todisteet silloisesta kasvustoista säilössä maakerroksesta alla. Onko niitä tutkittu ja mitä sieltä voisi löytyä.olisiko kenties kivihiiltä tai öljykerroksia? Millaisia ajatuksia näistä pohdinnoissa voi syntyä.
    Vastausta odotellen tiedon Halminen.

    1. Teemu Öhman sanoo:

      Hei,
      paleomagneettisten tutkimusten perusteella Suomi oli 78 miljoonaa vuotta sitten hieman nykyistä etelämpänä, jossain Keski-Euroopan leveysasteella. Suomi oli kuitenkin melko kaukana merestä, sillä Atlantti oli tuolloin vasta alkanut avautua. Oletettavasti Lappajärven alue oli tuolloin kuivaa maata, ja eroosiotaso oli jo varsin lähellä nykyistä. Maailmanlaajuinen ilmasto liitukauden lopulla oli nykyistä lämpimämpi. Ei ole mitään syytä olettaa, etteikö Suomessa tuolloin olisi tallustellut dinosauruksia, vaikkei niistä todisteita olekaan (koska tuolta ajalta ei ole säilynyt sedimenttikerrostumia).

      78:n miljoonan vuoden takaisesta kasvillisuudesta tai maaperästä ei ole jäljellä mitään, sillä eroosio on jo aikaa sitten hävittänyt jäljet niistä. Lappajärven kraatterissa Vimpelin Pokelassa on kyllä säilynyt maaperägeologisesti erittäin kiinnostavia viimeisintä jäätiköitymisvaihetta vanhempia moreenikerrostumia. Niiden ikä on yli 270 000 vuotta. Muualta Suomesta eroosio on hävittänyt ne, mutta Lappajärven kraatterissa ne ovat säilyneet kulutukselta suojassa. Yksi törmäyskraattereiden merkittävimmistä tieteellisistä anneista onkin se, että törmäykset paitsi synnyttävät täysin uusia kivilajeja, myös säilyttävät vanhoja. Useat Suomen kraattereista ovatkin erittäin merkittäviä Suomen mittakaavassa nuorten sedimenttikivien arkistoja.

      Kivihiiltä tai öljyä ei Suomessa ole, koska kallioperämme on aivan liian vanhaa niiden esiintymisen kannalta.

      Suht paljon Lappajärven perusasioita on selvitettynä toimittamassani Kraatterijärven georeitti –oppaassa. Kommentteja ja korjauksia raporttiin, sekä enemmän kuvia on raportin Google Maps -osiossa, johon pääsee käsiksi täällä. Raportin teon jälkeen valmistuneita Lappajärvi-tutkimuksia on esiteltynä Suomen kraatterit -blogissa.

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *


Sääksjärvi palaa parrasvaloihin

12.3.2020 klo 07.00, kirjoittaja
Kategoriat: Maa , Mineralogia , Shokkimetamorfoosi , Suomi , Törmäykset

Lappajärvi oli ensimmäinen Suomesta todistettu törmäyskraatteri. Tämä on kotimaisen kraatteritietouden peruskauraa. Vaan moniko muistaa, että Suomen toinen kraatterilöytö tapahtui jo vuoden sisällä Lappajärven varmistumisesta törmäyssyntyiseksi?

Noin viisikilometrinen Sääksjärven törmäyskraatteri sijaitsee Kokemäellä, 35 km Porin kaakkoispuolella. Se on Suomen kraatterien aatelia, mutta on hivenen jäänyt Lappajärven varjoon jo löytymisestään alkaen.

Sääksjärven törmäystarina alkoi, kun Outokummun mineralogi Yrjö Vuorelainen kiinnitti huomionsa Sääksjärven erikoisiin, Suomessa tuiki harvinaisia akaatteja sisältäviin irtolohkareisiin. Paikalliset asukkaat (ja bussilastillinen opettajia) olivat keräilleet niitä tienpientareilta 1960-luvulla. Nyttemmin Sääksjärven törmäyssyntyisten akaattien keruu on tärkeimmällä esiintymisalueellaan kielletty, mutta niistä kraatteri yhä parhaiten tunnetaan.

Vuorelaisen havainnot kantautuivat Turun yliopistossa väitöskirjaansa tehneen Heikki Papusen korviin. Hän havaitsi, että akaattien ohella kivissä oli muutakin kummaa: Sääksjärven mineraalirakeiden piirteet vastasivat törmäyskraattereissa esiintyviä shokkimetamorfoosin tunnusmerkkejä. Näitä havaintojaan Papunen esitteli Suomen Geologisen Seuran julkaisusarjassa ilmestyneessä artikkelissaan Possible Impact Metamorphic Textures in the Erratics of the Lake Sääksjärvi in Southwestern Finland vuonna 1969.

Papusen artikkeli oli ensimmäinen suomalaistutkijan työ, jossa todistettiin törmäyskraatterin olemassaolo. Lappajärven törmäyssynnyn oli nimittäin vuotta aiemmin osoittanut ruotsalainen Nils-Bertil Svensson. Papusen panos suomalaisen kraatteritutkimuksen pioneerina on siis hyvin merkittävä, vaikka asia nykyisin heikosti muistetaankin. Omimmalla alallaan malmigeologiassa Turun yliopiston geologian professori emeritus Papunen on kyllä tunnettu ja palkittu myös kansainvälisesti moneen otteeseen.

Törmäyksissä kiviä uuteen uskoon pistävän shokkimetamorfoosin ymmärrys oli 1960-luvun lopulla maailmanlaajuisestikin vielä melko vajavaista. Niinpä Papunen ei rohjennut täysin varmasti sanoa Sääksjärven olevan törmäyksen synnyttämä. Jälkiviisaana on kuitenkin helppo todeta, että Papusen löytämät kvartsin shokkilamellit ja maasälvästä suoraan sulamatta syntynyt törmäyslasi maskelyniitti olivat kiistattomia törmäystodisteita. (Tapa, jolla ne esitettiin, ei tosin nykyisten vaatimusten mukaan vielä riittäisi todistamiseen. Sama ongelma vaivaa lukuisia muitakin kraattereita niin Suomessa kuin maailmallakin.)

Sääksjärven törmäyskraatteri (punainen ympyrä GTK:n tulkinnan mukaan) sijaitsee Kokemäellä, varsin keskellä Sääksjärveä. Kuvassa kartan taustalla korkeusmallin vinovalovarjostus. Kuva: Maanmittauslaitos / Paikkatietoikkuna / T. Öhman.

Neljä vuotta myöhemmin Papunen palasi Sääksjärven törmäyskivien pariin tutkien niiden kemiallista koostumusta. Epäily kalvoi hänen mieltään edelleen, sillä geokemialliselta kannalta sääksjärveläisestä peruskalliosta ei oikein mitenkään sulattamalla ja sekoittamalla saanut aikaiseksi törmäyssulakiven ja erilaisten breksioiden kaltaisia yhdistelmiä. Niinpä Papusen toisessa artikkelissa Chemical Composition and Origin of the Shock Metamorphic Rocks of the Sääksjärvi Area, Finland kummitteli edelleen mahdollisuus, että Sääksjärvi olisi jonkinlainen kryptovulkaaninen rakenne. Nyttemmin kryptovulkanismi ja kryptoräjähdykset ovat päätyneet geologian historian romukoppaan. 1960–70-luvuilla ne kuitenkin olivat vakavasti otettava vaihtoehto monille Sääksjärven tapaisille erikoisille rakenteille ja kiville.

Geokemiallinen ongelma ratkesi, kun pitkän ja monipuolisen uran Geologian tutkimuskeskuksessa (GTK) tehnyt Tapani Mutanen esitti Geologi-lehdessä vuonna 1979, että törmäyshetkellä Sääksjärven seutu oli ollut Satakunnan hiekkakiven peitossa. Se kuuluu Suomen mittakaavassa nuoriin, ns. jotunisiin noin 1400–1200 miljoonaa vuotta vanhoihin muodostumiin. Jotunisia sedimenttikiviä on Suomessa säilynyt laajoissa painanteissa lähinnä vain Satakunnassa ja Muhoksen seudulla. Sääksjärvelle saakka hiekkakiviesiintymä ei kuitenkaan nykyisellään yllä.

Sekoittamalla Satakunnan hiekkakiveä ja alueen gneissimäisiä kiviä sopivassa suhteessa saadaan aikaiseksi cocktail, joka vastaa Sääksjärven törmäyskivien analyysituloksia. Kouriintuntuvat todisteet Mutasen elegantin teorian puolesta kuitenkin puuttuvat edelleen, sillä tiettävästi kukaan ei ole raportoinut löytäneensä hiekkakiven kappaleita Sääksjärven breksioista tai törmäyssulakivestä. Tosin eipä niitä kai kukaan ole etsinytkään.

Sääksjärven törmäyssulakiven sahattua pintaa. Pienirakeisen sulaneen aineksen seassa on sulamattomia kohdekiven kappaleita. Alareunassa millimetriasteikko. Kuva: T. Öhman.

Jos Satakunnan hiekkakivi peitti aluetta törmäyshetkellä, niin milloin tuo hetki koitti? Tällä kysymyksellä on kiinnostusta harvoja kraatteritutkijoita laajemmissa piireissä, sillä se auttaa selvittämään Suomen kallioperän kehityksen kohtalaisen heikosti tunnettuja myöhäisvaiheita.

Ensimmäinen Sääksjärven ikämääritys julkaistiin vuonna 1977. Kanadalaistutkijat Richard J. Botttomleyn johdolla päätyivät esittämään kraatterin maksimi-iäksi noin 330 miljoonaa vuotta. Tämä oli ensimmäinen Suomen törmäyskraattereista julkaistu ikämääritys.

Pari vuotta myöhemmin Richard Grieve ja Blyth Robertson arvioivat Sääksjärven iäksi noin 490 miljoonaa vuotta. Ilmeisesti luku oli peräisin Bottomleyn väitöskirjatyöstä, jossa Grieve oli ollut mukana.

Seuraavia ikätutkimuksia saatiin odotella vuoteen 1990 saakka. Tuolloin Bottomley kollegoineen jatkoi ikämääritystensä julkaisua. Sääksjärven todennäköisimpänä maksimi-ikänä pidettiin edelleen 330 miljoonaa vuotta, mutta analyysituloksissa kummitteli myös luku 580 ± 10 miljoonaa vuotta. Tämä oli virherajojen puitteissa sama ikä kuin Norbert Müllerin johtaman saksalaisryhmän myös vuonna 1990 julkaisema 560 ± 12 miljoonaa vuotta.

Kertoimella kaksi (tai enemmän) toisistaan poikkeavat ikäarviot eivät ole geologiassa tavattomia, mutta ärsyttäviä ne ovat. 1990-luku kuluikin Sääksjärven iän suhteen vahvan epätietoisuuden vallassa. Tilannetta ei helpottanut, että 1990-luvun loppupuolella ja 2000-luvun alussa ainakin kolme Sääksjärveä käsitellyttä tutkimusryhmää kertoi sen iäksi 514 ± 12 miljoonaa vuotta. Tämä alkoi olla jo melkoisen lähellä Grieven ja Robertsonin aikoinaan esittämää 490 miljoonaa vuotta.

Luku 514 miljoonaa oli peräisin Müllerin ryhmän tutkimuksesta, jossa ilmoitettiin peräti kolme erilaista tulkintaa Sääksjärven iäksi. Yhdessäkään artikkelissa ei kylläkään kerrottu, miksi noin 514 miljoonaa olisi parempi kuin Müllerin suosittelema noin 560 miljoonaa. Tosiasiassa siis 2000-luvun alussa ainakaan kellään tilannetta sivusta seuranneella ei ollut tietoa, kuinka vanha tai nuori Sääksjärvi oikeastaan on.

Tässä vaiheessa Sääksjärven tarinaan tuli mukaan tuolloin GTK:lla työskennellyt ja aiemmin Lappajärvenkin ajoittanut Irmeli Mänttäri. Edeltäjistään poiketen hän käytti työssään geokronologien suosikkimineraalia, zirkonia (ZrSiO4).  Mänttärin johdolla Sääksjärven iäksi määritettiin 600 miljoonaa vuotta.

Harmillista kyllä, tulos esiteltiin vuonna 2004 kokouksessa, jossa törmäyskraatteritutkijoita käy vähän, eikä kokousabstraktista käynyt ilmi edes tuloksen virherajoja. Ainoastaan kokouksessa esitellystä posterista selvisi, että ikämäärityksen tulos oli 602 ± 17 miljoonaa vuotta. Koska tuota posteria ei monikaan kraatteritutkija ollut nähnyt, käytännössä viimeisen viidentoista vuoden ajan Sääksjärven paras ikämääritys on ollut tiedossa vain kuulopuheiden kautta.

Sääksjärven törmäyskraatterista tehdyt ikämääritykset ja aiempien määritysten tulkinnat julkaisuvuosittain. Tulkintojen osalta kuva ei ole täysin kattava, mutta lienee edustava. Noin 514 miljoonan vuoden (Ma) iät ovat peräisin Müller et al. 1990:ssä esitetyistä tuloksista, vaikka ne poikkeavatkin heidän itsensä suosittamasta 560 Ma:sta. 330 Ma:n iät ovat maksimi-ikiä. Vuoden 1990 tutkimuksessaan Bottomley et al. suosivat 330 Ma:n ikää, mutta tulokset antavat mahdollisuuden myös 580 Ma:n tulkintaan. Mänttäri et al. 2004a viittaa julkaistuun kokousabstraktiin, 2004b puolestaan kokouksessa esiteltyyn posteriin. Kuva: T. Öhman.

Mänttärin määrittämä ikä sopi myös hänen tutkimusryhmäänsä kuuluneelle Jarmo Kohoselle. Kohonen on pitkään tutkinut Suomen kallioperän nuorempia vaiheita, jolloin perinteisen käsityksen mukaan täällä ei tapahtunut juuri mitään. Vielä noin 330 miljoonaa vuotta sitten Suomen olisi suurelta osin pitänyt olla Skandinavian Kaledonideilta eli Skandeilta eli Kölivuoristosta rapautuneen hiekan ja muun moskan peitossa. Tuo sedimenttikerros oli niin paksu, ettei Sääksjärven kokoista kraatteria olisi pitänyt pystyä sedimenttien alla olevaan peruskallioon syntymään. Jos siis Sääksjärven ikä olisi ollut noin 330 miljoonaa vuotta kuten Bottomleyn ryhmä esitti, ajatus tästä laajasta ja paksusta sedimenttikerroksesta olisi vaatinut ainakin jonkinlaista hienosäätöä.

Noin 600 miljoonaa vuotta sitten Suomea peittänyt sedimenttikerros oli huomattavasti ohuempi, joten ongelmaa ei ollut, vaikkakin Mutasen esittämillä geokemiallisilla perusteilla vanhempaa Satakunnan hiekkakiveä täytyi jonkunmoinen kerros törmäyshetkellä vielä olla jäljellä. Mänttärin ja Kohosen mukaan Bottomleyn ryhmän määrittämä 330 miljoonan vuoden ikä heijastelee vain Sääksjärven törmäyskivien hautautumista Norjasta ja Ruotsista valuneiden paksujen sedimenttikerrosten alle. Kasassa oli varsin looginen tarina. Ikävä kyllä juuri kukaan ei tuota tarinaa kuullut.

Pitkän hiljaiselon jälkeen Sääksjärvestä tihkuu nyt uutta tietoa. Tukholman luonnonhistoriallisessa museossa työskentelevä Gavin G. Kenny on aiemmin tutkinut mm. Lappajärven ikää ja Paasselän shokkimetamorfoosia. Nyt hän on kääntänyt katseensa ja etenkin EBSD-elektronimikroskooppinsa Sääksjärven zirkoni- ja monatsiittimineraaleihin. Niiden joukossa on samoja zirkonirakeita, joita jo Irmeli Mänttäri tutki reilut 15 vuotta sitten. Analyysitekniikka on viime vuosina edistynyt huimasti, joten myös tulokset ovat vastaavasti tarkentuneet.

Koronaviruksen takia perutussa kraatteritutkijoiden tärkeimmässä vuosittaisessa kokoontumisessa eli Houstonin Lunar and Planetary Science Conferencessa Kennyn oli tarkoitus esitellä yhdessä Mänttärin, Martin Schmiederin ja Martin J. Whitehousen kanssa tekemäänsä tutkimusta Microstructural Characterization of Shocked Zircon and Monazite from the Sääksjärvi Impact Structure, Finland – Towards Precise U-Pb Dating of Small Impact Structures. Vaikka kokous peruttiin, on julkaisu kuitenkin onneksi luettavissa.

Kuten otsikkokin kertoo, kyseessä on alustava raportti: uutta ikämääritystä ei vielä ole tarjolla. Kiinnostavin tuoreista tuloksista on maininta siitä, että osa zirkoneista olisi saanut nykyisen olemuksensa oltuaan aiemmin ZrSiO4:n korkean paineen ja lämpötilan muotoa, reidiittiä. Sääksjärvi on nyt Lappajärven ja Paasselän jälkeen kolmas Suomen kraatteri, josta on löytynyt merkkejä reidiitistä. Myös aiemmat löydöt olivat Kennyn tekemiä.

Todisteet reidiitistä ovat tärkeä lisä Sääksjärven shokkimetarmorfoosin tutkimukseen. Papusen ensimmäisen Sääksjärveä koskeneen artikkelin jälkeen yksikään tutkija ei nimittäin ole kiinnittänyt päähuomiotaan alueen kivien shokkimetamorfoosiin.1 Moni perusasiakin on Sääksjärvestä siksi tutkimatta. Tämä siitä huolimatta, että sekä Outokumpu että etenkin GTK kairasivat Sääksjärveen useita tutkimusreikiä, joten mahdollisuuksia olisi ollut. Kairauksista ei kuitenkaan koskaan ole julkaistu edes tutkimusraporttia. Nyttemmin huomattava osa korvaamattomista kairasydämistä on tiettävästi hävitetty, joten tutkimusmahdollisuudet ovat huomattavasti aiempaa heikommat.

Onneksi kuitenkin ulkomailla riittää jatkuvasti kiinnostusta Suomen kraatterien tutkimusta kohtaan. Ehkäpä yli 40 vuoden yrittämisen jälkeen pian lopultakin varmistuu, milloin Sääksjärvi syntyi. Tutkimuksen hienoin piirre tietysti on, että aina löytyy myös jotain täysin odottamatonta. Niinpä ainakin minä odotan Kennyn tutkimusryhmän lopullisia tuloksia erittäin suurella mielenkiinnolla.         


1Osittaisena poikkeuksena saattaa olla yksi vanha saksankielinen diplomityö, jota en ole lukenut. Sen yksityiskohtaisia tuloksia ei laajemman tutkimusyhteisön tietoon ole levitetty. Kyseisestä työstä saattaisi hyvässä lykyssä myös löytyä tieto, onko Sääksjärven törmäyssulakivissä ja -breksioissa jäänteitä Satakunnan hiekkakivestä.

Tämä juttu ilmestyy myös Suomen kraatterit -blogissa.

2 kommenttia “Sääksjärvi palaa parrasvaloihin”

  1. Heikki Hella sanoo:

    Tärkeä ja mielenkiitoinen artikkeli.
    Sääksjärvi on tuttu ”kotijärvi” Kokemäellä.

    Odotan samoin mielenkiinnolla G.G.Kennyn ko. tutkimusta

    1. Teemu Öhman sanoo:

      Kiva kuulla, että juttu kiinnosti! Lopullisten tulosten saamiseen ei tässä tapauksessa välttämättä mene kovinkaan pitkää aikaa. Kertoilen niistä sitten, kun tutkimus julki tulee.

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *


Titanin kraatterit

29.2.2020 klo 23.58, kirjoittaja
Kategoriat: Aurinkokunta , Jokiuomat , Kraatterit , Titan , Törmäykset

Titan tunnetaan Saturnuksen suurimpana kuuna. Se on Merkuriusta kookkaampi, ja täyttää geologisessa mielessä kaikki täysiverisen planeetan tunnusmerkit. Titan tunnetaan myös Maan ohella ainoana taivaankappaleena, jolla esiintyy nykyisin koko hydrologinen kierto. Veden sijasta Titanin taivaalta kuitenkin sataa lähinnä metaania, joka päätyy joissa virtailtuaan lainehtimaan metaanimerissä.

Lisäksi Titan tunnetaan esimerkiksi valtavista päiväntasaajaseudun dyynikentistään, samoin kuin kaiken peittävästä oranssista udustaan. Astrobiologit ja varhaisen Maan kaasukehän tutkijat tuntevat suurta vetoa Titania kohtaan. Surumielisen mustan huumorin ja scifin ystävät taas tuntevat Kurt Vonnegutin Titanin seireenit. Titania ei kuitenkaan tunneta törmäyskraattereistaan. Siksipä niistä kannattaakin puhua.

Törmäyskraatterit ovat planeettageologin parhaita kavereita. Ne tarjovat näkymän syvälle planeetan pinnanalaiseen koostumukseen, samoin kuin sen rakenteeseen. Niiden avulla voi vaikkapa kartoittaa roudan esiintymisen leveysaste- ja syvyysvaihtelua eri aikakausina. Kraatterit antavat mahdollisuuden määrittää eri taivaankappaleiden pintojen ikiä ja geologista historiaa, ja niiden syntyprosessi on tuonut meille ilmaisia näytteitä eri puolilta aurinkokuntaa. Jollei luonto tarjoaisi kraattereita ilmaiseksi käyttöömme, jonkun pitäisi ehdottomasti keksiä ne.

Titanin tapauksessa sen paksu typestä ja metaanista koostuva kaasukehä tuottaa kuitenkin törmäyskraatterien tutkimukselle ja hyväksikäytölle päänvaivaa. Näkyvässä valossa Titanin kaasukehä on nimittäin käytännössä läpinäkymätön. Onneksi infrapuna-alueella on kuitenkin muutamia kaistoja, joilla pinnan yksityiskohtia pystyttiin NASAn Cassini-luotaimen VIMS-spektrometrillä (Visual and Infrared Mapping Spectrometer) syynäämään. Toinen Cassinin kuvantavista mittalaitteista, jota Titanin kaasukehä ei haitannut, oli tutka.

Näkyvän valon alueella kuvattuna Titan on lähes piirteetön oranssi pallo. Titanin vieressä Dione. Titanin läpimitta on 5150 km, Dionen puolestan 1123 km. Taustalla Saturnus renkaineen. Kuva: NASA / JPL-Caltech / Space Science Institute.

Viime tammikuussa Icarus-lehden verkkosivuilla julkaistiin Cassinin tutkamittauksien pohjalta tehty Titanin päivitetty törmäyskraatteriluettelo. Cassini törmäytettiin Saturnukseen syksyllä 2017, joten uutta tutkimusaineistoa ei ole odotettavissa. Niinpä kanadalaisessa Western-yliopistossa väitöskirjaa tekevän Joshua E. Hedgepethin johdolla tehty luettelo on pääpiirteissään se, joka on jatkotutkimusten pohjana seuraavat vuodet ja mahdollisesti vuosikymmenet.

Listan silmiinpistävin piirre on, että se on hyvin lyhyt: Titanin pinnalta tunnetaan ainoastaan 90 törmäyskraatteria tai vahvaa kraatterikandidaattia. Vertailun vuoksi: tämä on vain alle puolet Maan tällä hetkellä tunnettujen kraatterien määrästä. Huomattavasti pienemmän Kuun pinnalla pelkästään virallisesti nimettyjä kraattereita on tällä hetkellä reilut 8700, nimeämättömiä käytännössä loputtomasti.

Cassinin Titan-ohilentojen aikana vain noin 69 % kuun pinnasta saatiin kuvattua tutkalla. Niinpä kraatterien todellinen lukumäärä on jonkin verran suurempi. Lisäksi VIMS-aineistosta saattaa vielä muutama uusi kraatterikandidaatti löytyä. Tutka-aineiston vajavainen kattavuus ja erotuskyky huomioidenkin Titanin 90 kraatteria on kuitenkin erittäin vähän.

Törmäyskraatterien vähäisyyden selittää kaksi päätekijää. Paksu kaasukehä estää pienempien kappaleiden pääsyn pinnalle täysin. Samalla se hieman pienentää suurempien kappaleiden synnyttämiä kraattereita verrattuna kaasukehättömään planeettaan. Kraattereita siis syntyy Titanin pinnalle vähemmän kuin vastaavalle kaasukehättömälle planeetalle, ja ne ovat jo lähtökohtaisesti hieman pienempiä.

Tärkeämpää ja mielenkiintoisempaa kuitenkin on, että Titan on geologisesti erittäin aktiivinen maailma. Monimuotoisen geologisen toiminnan seurauksena kraatterit pyyhkiytyvät pinnalta hyvin nopeasti. Hedgepethin ryhmän kraatterilaskut vahvistivatkin aiemman tuloksen, jonka mukaan Titanin pinnan ikä (kraatterien säilymisen näkökulmasta) on keskimäärin vain noin 200–1000 miljoonaa vuotta.

Kraatterien jakauma Titanin pinnalla on myös erikoinen: niitä näyttää olevan enemmän päiväntasaajan seuduilla kuin korkeammilla leveysasteilla. Havainto ei selity tutka-aineiston kattavuudella, vaan on todellinen. Napa-alueilla onkin 10 % vähemmän kraattereita kuin niitä ”pitäisi” olla. Tulos vahvistaa aiempia käsityksiä napaseutujen voimakkaasta joki- ja järvitoiminnasta ja kosteikkoalueista. Myös ajatus mahdollisesta muinaisesta Titanin pinnalla lainehtineesta valtamerestä sopii yksiin kraatterihavaintojen kanssa.

Törmäyskraatterien jakauma Titanin pinnalla. Kraatterien keskittyminen päiväntasaajan seudulle kertonee leveysasteriippuvista kuluttavista ja/tai peittävistä prosesseista. Luokan C1 kohteita pidetään varmoina, luokan C2 kohteita lähes varmoina, luokan C3 kohteita todennäköisinä ja luokan C4 kohteita mahdollisina törmäyskraattereina. Kraattereista suurimman eli Menrvan halkaisija on 400 km. Kraatterien kokoja kuvaavat ympyröiden halkaisijat ovat keskenään oikeassa suhteessa, mutta eivät missään järkevässä suhteessa leveys- ja pituusasteulottuvuuksiin.  Kuva: T. Öhman. Aineisto: Hedgepeth et al. 2020, Neish & Lorenz 2012, Wood et al. 2010.

Yksi törmäyskraatterien lukuisista hyvistä puolista on, että ne ovat periaatteessa syntyessään aina muodoltaan samanlaisia.1 Esimerkiksi syvyyden ja halkaisijan suhde on aina karkeasti ottaen vakio. Samalla tavoin esimerkiksi kraatterin reuna kohoaa ympäristöään ylemmäksi aina saman verran suhteessa vaikkapa kraatterin syvyyteen, riippumatta kraatterin läpimitasta. Poikkeamat näistä vakiosuhteista kertovat jotain oleellista kraatterien muokkautumisesta, tai esimerkiksi kyseisen taivaankappaleen kuoren olemuksesta.

Titanin valtavat dyynikentät osoittavat, että sikäläisten tuulten voima riittää liikuttelemaan hiilivetyhiekkaa geologisen ajan kuluessa hyvinkin tehokkaasti. Järin suurta kuluttavaa voimaa Titanin tuulella ei kuitenkaan ole. Niinpä onkin päätelty, että tuuli muokkaa törmäyskraattereita lähinnä täyttämällä niiden pohjia hiekalla ja hienoaineksella. Sen sijaan reunojen kuluttamiseen tuulesta ei juuri ole.

Kraatterien näkökulmasta parhaita vertailukohtia Titanille ovat Jupiterin suurimmat kuut Ganymedes ja Kallisto, sillä niiden painovoiman kiihtyvyys ei juuri poikkea Titanista, ja pinta-aineksen koostumuskin on fysikaalisesti hyvin samankaltainen. Jo aiemmissa tutkimuksissa oli osoitettu, että Titanin kraatterit ovat reunan harjalta kraatterin pohjalle mitaten matalampia kuin vastaavat kraatterit Ganymedeellä ja Kallistolla. Tätä on pidetty merkkinä sen puolesta, että Titanin kraatterit katoavat näkyvistä lähinnä hautautumalla tuulen kuljettamaan hiekkaan.

Cassinin tutka-aineisto mahdollisti syvyystiedon selvittämisen vain melko harvojen kraatterien osalta, eikä mittausten tarkkuuskaan ole paras mahdollinen. Hedgepeth ja kumppanit pystyivät kuitenkin ensimmäistä kertaa mittaamaan myös Titanin kraatterien reunojen korkeuksia suhteessa ympäristöön. Tämä tarjosi yllätyksen: reunat osoittautuivat matalammiksi kuin esimerkiksi Ganymedeellä. Tuuli ei voi niitä havaitussa mitassa kuluttaa, joten jostain muusta täytyy olla kyse.

Kraatterien reunoja kuluttavaksi voimaksi on Titanin olosuhteissa tarjolla lähinnä  vain yksi prosessi – pinnalla virtaavan nesteen aiheuttama eroosio. Hedgepethin ryhmän mittausten mukaan näyttää siis ilmeiseltä, että sateen, purojen ja jokien synnyttämä kulutus on merkittävämpi Titanin maisemaa muokkaava tekijä kuin aiemmin on kuviteltu.

Tästä kraatterien ns. fluviaalisesta eroosiosta on kyllä ollut selviä merkkejä jo aiemminkin. Jo vuonna 2008 Jason M. Soderblom kollegoineen julkaisi mielenkiintoisen tutkimuksen 84-kilometrisestä dyynien ympäröimästä Selk-kraatterista.2 Selkin reunalla erottui lukuisia uomia, joille loogisin selitys on, että ne on kaivertanut kraatterin reunoilla puroina ja jokina virrannut metaani. Vastaavaa on Hedgepethin tulosten mukaan täytynyt tapahtua yleisesti myös kaikkialla muualla, vaikkei uomia VIMS- ja tutka-aineistoissa enää juuri näykään.

Noin 84-kilometrinen Selk-kraatteri Titanissa. Vasemmalla infrapuna-alueen (VIMS) kuva, oikealla tutkakuva. Infrapunakuvassa erottuvat kraatterin reunoja muokkaavat uomat. Tutkakuvassa kirkkaina näkyvät alueet, jotka ovat karkeita tutkan 2,2 cm:n aallonpituuteen verrattuna. Selkin tutkakuvassa  tummana erottuva sisus viittaa siis siihen, että sitä täyttää tuulen kuljettama hienojakoinen aines. Selk on ainakin tällä hetkellä NASAn Dragonfly-kopterin lopullinen tutkimuskohde. Kuva: NASA / JPL / UA / Planetary Society (Soderblom et al. 2008) / USGS / T. Öhman.

Selk on muutenkin kuin reunan uomiensa vuoksi mielenkiintoinen kraatteri. Soderblomin ryhmä pani merkille, ettei se oikeastaan ole pyöreä, jollaisina törmäyskraatterit yleensä tavataan ajatella. Sen sijaan Selk on selvästi neliömäinen, aivan kuten maineikas Barringer Meteorite Crater eli Meteor Crater Yhdysvaltain Arizonassa. Tästä he päättelivät, että alueen kallioperässä oli törmäyshetkellä kaksi hallitsevaa likimain kohtisuoraa heikkoussuuntaa, jotka vaikuttivat kraatterin syntyyn. Vastaavasta ns. rakenteellisesta kontrollista erinomainen esimerkki on Vaasan eteläpuolella sijaitseva kuusikulmainen Söderfjärden.

Nyttemmin Selk on saanut aivan uutta huomiota osakseen. Viime kesänä NASA päätti rahoittaa Dragonfly-kopterin rakentamisen ja lähettämisen tutkimaan Titania. Dragonflyn on tarkoitus päästä Titanin pinnalle 2030-luvun puolivälin kieppeillä. Se tutkii aluksi Titanin päiväntasaajalla sijaitsevan Shangri-Lan alueen dyynikenttiä lentelemällä paikasta toiseen ja etenkin tekemällä geokemiallisia ja seismisiä mittauksia pinnalla. Ainakin tämänhetkisten suunnitelmien mukaan sen varsinaisena päämääränä on kuitenkin Selk.

Taiteilijan näkemys Dragonfly-kopterista lähestymässä tutkimuskohdetta Titanin dyynialueella. Kuva: NASA / JHU-APL.

Selkin houkutuksia olisikin vaikea vastustaa. Se tunnetaan Titanin kraatteriksi poikkeuksellisen tarkoin, joten lähtökohdat tutkimuksen suunnitteluun ovat harvinaisen suotuisat. Se on melko nuori kraatteri, joten rapautuminen, eroosio ja sedimentaatio eivät ole päässeet runtelemaan sitä kovin pahasti. Se on varsin suuri, joten se on nostanut pintaan aineksia syvältä tarjoten näin mahdollisuuden kurkistaa, mitä Titanin pinnan alla on. Reunan uomat antavat keinon tutkia läheltä Titanin kuivuneiden purojen ja jokien olemusta. Törmäyksessä vapautunut lämpö tarjosi kenties jopa miljooniksi vuosiksi leppeät olot runsaasti orgaanisia aineksia sisältävässä ympäristössä, joten Selkin astrobiologiset ulottuvuudet ovat mitä moninaisimmat.

Ehkäpä noin viidentoista vuoden kuluttua selviää, onko Selk tieteellinen jättipotti, vai pelkkä Titanin seireeni.


1Tämä pätee koosta riippuvan morfologisen luokan sisällä, mutta ei eri luokkien välillä. Toisin sanoen pienet maljakraatterit ovat keskenään samanlaisia, samoin suuremmat kompleksikraatterit. Maljakraattereiden ja kompleksikraattereden väliset suhteet, törmäysaltaista puhumattakaan, ovat kuitenkin toiset. Titanin kaikki tunnistetut kraatterit suurinta Menrvaa lukuun ottamatta ovat ainakin oletettavasti kompleksikraattereita, joten niiden kesken vertailuja voi hyvin tehdä.

2Selk oli egyptiläinen jumalatar, jonka vastuualueena oli tieto, kirjoittaminen ja opetus. Ja, luonnollisesti, matelijat.

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *


Lämmin Mars, viileä Aurinko

24.2.2020 klo 07.00, kirjoittaja
Kategoriat: Aurinkokunta , Historia , Jokiuomat , Kraatterit , Mars , Törmäykset , Vesi

Marsilla oli 1970-luvun alussa pahanlaatuinen imago-ongelma. Yhdysvaltain Mariner 4, 6 ja 7 -luotaimet olivat pyyhältäneet sen ohi kuvaten lähinnä vain kraatteroituneita eteläisiä ylänköjä. Kolkohkot kuumaiset maisemat olivat paha pettymys Mars-romantikoille. Valtaosa NASAn nörttipojista oli viimeistään tässä vaiheessa haudannut unelmansa Heliumin prinsessa Dejah Thoriksen kohtaamisesta. Pitkälle kehittyneeseen marsilaiseen elämään uskonut Carl Sagan tosin saattoi hyvinkin olla poikkeus.

Tilanne kuitenkin kääntyi päälaelleen alkuvuodesta 1972. Liki koko planeetan vaaleanpunaiseen vaippaansa kietonut pölymyrsky oli laantunut, joten edellisenä syksynä Marsia kiertämään saapunut Mariner 9 alkoi saada käyttökelpoisia kuvia. Kuvat paljastivat täysin uudenlaisen, kiehtovan maailman: yhtäkkiä Marsissa olikin jättimäisiä geologisesti nuoria tulivuoria, tuhansien kilometrien kanjonijärjestelmä, sekä merkillisiä kaoottisesti romahtaneita alueita. Ja jokiuomia.

Mariner 9 -luotaimen kuvista löydettiin vuonna 1972 eri tyyppisiä virtaavan veden kaivertamia uomastoja, kuten kuvan poikki kiemurteleva Nirgal Vallis ja oikeassa reunassa pieneltä osin näkyvä jättimäinen Uzboi Vallis. Nirgal Valliksen synnyssä vaikuttivat todennäköisesti sekä pohja- että pintaveden virtaus. Luki-kraatterin läpimitta on 20 km, pohjoinen ylhäällä. Kuva: NASA / JPL-CalTech / Mariner 9 / T. Öhman.

Hieman niukanlaisesti haaroittuvia, mutta muutoin hyvin paljon Maan kuivuneita jokia muistuttavia uomia löytyi rutkasti Marsin muinaisilta noaakkisen kauden ylängöiltä. Nuoremmilta alueilta ei vastaavia juuri tavattu. Tuosta oli helppo päätellä, että Mars oli nuoruudessaan leppeämpi paikka, jossa vesi virtasi pitkiäkin aikoja kaivertaen punaiseen pintaan näyttäviä uomastoja. Vaikutti todennäköiseltä, että Marsissa oli joskus ollut Maata muistuttava vesikierto sateineen, jokineen, järvineen ja merineen. Vaikka prinsessojen suhteen toiveet olikin jo menetetty, ajatukset muinaisesta burroughslaisesta Marsista heräsivät ainakin osittain henkiin.

Warrego Valleksen alue on yksi Marsin tiheimmistä jokiuomastoista. Tällaiset dendriittiset uomajärjestelmät todennäköisesti syntyivät pintavirtauksen kuluttamina, joten Marsin pintalämpötilan täytyi olla pitkiä aikoja plussan puolella. Kuva-alan läpimitta noin 200 km, pohjoinen ylhäällä. Kuva: NASA / Viking / Mars Digital Image Map / LPI / Brian Fessler.

Geologit eivät kuitenkaan saaneet pitkään nauttia lämpimästä Marsista. Ikävät astrofyysikot ja laskutaitoiset planeettatutkijat – Carl Sagan etunenässä – tulivat nimittäin pilaamaan geologien rantabileet jo kesällä 1972. Aina 1950-luvulta saakka oli tiedetty, että Aurinko oli miljardeja vuosia sitten huomattavasti nykyistä viileämpi. Sagan ja lukuisat muut hänen jälkeensä osoittivat, ettei nuoren Auringon säteilyteho millään riittänyt pitämään Marsin kaltaisen pienen kivipallon kaasukehää niin lämpimänä, että vesi olisi pysynyt Marsin pinnalla sulana geologisesti merkittäviä aikoja. Tämä himmeän nuoren Auringon ongelma on vaivannut niin varhaisen Marsin kuin Maankin tutkimusta vuosikymmenet. Marsissa oli eittämättä ammoin ollut virtaavaa vettä, mutta pidempikestoinen lauhkea ilmasto vaikutti fysikaaliselta mahdottomuudelta.

Mars Express -luotaimen korkeusmalli Arda Valleksen poikkeuksellisen suurista dendriittisistä, luultavimmin pintavirtauksen synnyttämistä uomista. Kuvan oikeaa reunaa hallitsee Ladonin törmäysaltaan tasainen keskiosa, joka aikoinaan saattoi olla järven peitossa. Suuren rakopohjaisen kraatterin pohjan läpimitta on noin 20 km, pohjoinen oikealla. Kuva: ESA / DLR / FU Berlin.

Viime vuosikymmenen loppupuolella esitettiin useampiakin uudenlaisia malleja, jotka pyrkivät selättämään himmeän nuoren Auringon ongelman. Näissä ajatelmissa vetyä (H2) ja metaania (CH4) tarjottiin keinoiksi lämmittää varhaisen Marsin hiilidioksidikaasukehää. Ajatuksena oli, että ne muodostaisivat hiilidioksidin (CO2) kanssa äärimmäisen lyhytkestoisia heikkoja sidoksia (CO2–H2 ja CO2–CH4). Sidosten ansiosta infrapunasäteily imeytyy molekyyleihin monin verroin tavallista tehokkaammin ja lämmittää kaasukehää. Mallien vaikeutena oli saada muodostettua riittävä määrä vetyä ja metaania turvautumatta kovin uskomattomiin geologisiin temppuihin.

Keinoja marsilaisten kasvihuonekaasujen synnyttämiseksi on periaatteessa useampia. Esimerkiksi paljon puhuttu oliviini-mineraalin serpentiniittiytyminen voisi vapauttaa vetyä ja metaania. Mallin ongelma on, että serpentiiniä on havaittu hyvin niukasti. Teoria on siis ihan hyvä, mutta sen puolesta on vähänlaisesti todisteita.

Hyisiä metaaniklatraatteja on etenkin viime vuosituhannen  vaihteen tienoilla tarjottu kaikenlaisten kummallisten ilmiöiden selittäjiksi niin Maassa kuin Marsissakin. Varhaisen Marsin virtaava vesi on yksi näistä. Suomalaisille metaaniklatraatit kävivät tutuiksi viimeistään Risto Isomäen Finlandia-palkintoehdokkaanakin olleesta mainiosta Sarasvatin hiekkaa –romaanista. Etenkin Marsin tapauksessa sulavat klatraatit ovat kuitenkin lähinnä vain villihkö hypoteesi, jota on vaikea todistaa sen paremmin oikeaksi kuin vääräksikään.

Myös tulivuoret todistetusti röyhtäilevät metaania, mutta tässäkin mallissa on geokemiallisia ongelmia. Vulkanismistakaan ei siis nykytietämyksen valossa ole selittämään Marsin jokiuomien olemassaoloa. Eri luotainten ja mönkijöiden ristiriitaiset metaanihavainnot aiheuttavat jatkuvaa päänvaivaa myös nykypäivän Marsin olosuhteiden tutkijoille.

Viime vuoden lopulla julkaistiin parikin kiinnostavaa artikkelia, joissa käsiteltiin vedyn ja metaanin osuutta himmeän nuoren Auringon ongelman ratkaisussa. Ehkäpä vastauksen ydin löytyy Marsin ulkopuolelta. NASAn Amesin tutkimuskeskuksessa työskentelevän Robert M. Haberlen vetämä ryhmä tarjoaa nimittäin Marsin osalta uudeksi selitykseksi suurten, yli sadan kilometrin läpimittaisten asteroidien törmäyksiä.

Marsiinkin törmäilleissä suurissa asteroideissa on merkittäviä määriä hiilipitoisia yhdisteitä ja rautaa. Niiden hapettuminen törmäyksen synnyttämässä korkeassa lämpötilassa voisi Haberlen ryhmän mukaan muodostaa rautaoksidia (FeO), häkää (CO) ja vetyä. Ne puolestaan yhdessä hiilidioksidin kanssa voisivat eri vaiheiden kautta synnyttää metaania ja ennen pitkää vielä lisää vetyä. Voi tosin olla, että metaanin muodostus jää todellisuudessa vähäisemmäksi kuin yksinkertaistetussa mallissa. Törmäyksissä muodostuva vety voisi kuitenkin yksinkin olla merkittävä osaratkaisu ongelmaan.

Haberlen ja kumppanien laskujen perusteella jo pelkästään noin 2000 km:n läpimittaisen Hellaksen törmäysaltaan synty saattoi nostaa Marsin pintalämpötilan nollan yläpuolelle sadoiksituhansiksi vuosiksi. Uomajärjestelmät ovat voineet aktivoitua uudelleen aina suurten törmäysten seurauksena, kuluttaen kallioperää pikku hiljaa lyhyemmissä ja pidemmissä jaksoissa. Kaikkiaan törmäysmekanismilla saataisiin Marsiin lämpimät olot joiksikin miljooniksi vuosiksi. Tämä on pieni osa koko Marsin noaakkisen kauden noin puolen miljardin vuoden kestosta. Geologisesti se on kuitenkin riittävän pitkä aika, että se olisi voinut jättää jälkensä planeetan pinnalle. Uomat siis syntyivät geologista aikaa ajatellen lukuisissa lyhyissä pätkissä. Pikku hiljaa, mutta kuitenkin.

Marsin pinnalla on vajaat neljä miljardia vuotta sitten ollut nestemäistä vettä, joka on muodostanut jokia, järviä ja meriä. Suurissa asteroiditörmäyksissä vapautuva vety ja kenties myös metaani on ainakin osittain saattanut luoda veden esiintymiselle sopivat ilmasto-olot. Oikeassa alalaidassa näkyy Hellaksen törmäysallas, vasemmassa alalaidassa puolestaan Argyren törmäysallas. Niissä molemmissa todennäköisesti lainehti sisämeri. Argyren pohjoispuolella näkyvistä pyöreähköistä kraatterijärvistä suurin täyttää Ladonin törmäysaltaan keskiosaa. Pohjoisia alankoja peittää valtameri. Korkeusmalliin perustuva taiteilijan näkemys. Kuva: Ittiz, CC BY-SA 3.0, Wikimedia Commons.

Kaikkia nestemäisenä esiintyvän veden piirteitä uusi törmäysmalli ei kuitenkaan selitä. Lisäksi riittävän vetymäärän tuottaminen törmäysmallilla edellyttää, että Marsin kaasukehän paine oli tuolloin vähintään puoli baaria, siis peräti puolet Maan nykypaineesta. Tuo on paljon vallankin verrattuna nykytilanteeseen, jossa Marsin pintapaine pyörii jossain kuuden millibaarin kieppeillä. Varhaisen Marsin kaasukehän tutkijoilla on varmasti tähän (kriittinen) sanansa sanottavana.

Mallin toinen ongelma on, että todella suuret törmäykset tapahtuivat enimmäkseen varhaisnoaakkisella epookilla nelisen miljardia vuotta sitten. Jokiuomien muodostuminen kuitenkin jatkui vielä myöhäisnoaakkisella epookilla, noin 3,7–3,6 miljardia vuotta sitten. Mikä mekanismi lämmitti Marsia vielä tuolloin? Auringon säteilyteho oli noihin aikoihin ehkäpä noin 75 % nykyisestä, joten jonkinlainen lisämekanismi oli välttämätön.

Apua törmäysmallille voivat hyvinkin tarjota Marsin kiertoradan ja pyörimisakselin tunnetut erikoispiirteet. Mars on nimittäin planeetaksi melkoisen soikealla kiertoradalla. Toisin kuin esimerkiksi nykyisellä maapallolla, Marsissa radan soikeudella on ilmastollisesti hyvinkin merkittävä vaikutus.

Lisäksi suurta vakauttavaa kuuta vailla olevan Marsin pyörimisakseli pääsee kallistelemaan varsin villisti. Nykyisin Marsin akselin kaltevuus (25°) on lähes sama kuin Maan, mutta menneisyydessä yli 60°:n kaltevuudetkin ovat olleet arkipäivää. Erilaisten rata- ja akseliparametrien osuminen suotuisasti yksiin suurehkojen törmäysten kanssa on hyvin voinut riittää siihen, että vielä myöhäisnoaakkisina kesinä ylängöillä ovat edellistalven lumet sulaneet mahdollistaen jokiuomien muodostumisen.

Haberlen tutkimusryhmä myöntää auliisti, että heidän alustava mallinsa ei vielä tuo täydellistä vastausta himmeän nuoren Auringon ongelmaan. Se voi kuitenkin selittää eräät Marsissa havaituista piirteistä, ja näin olla osatekijänä lopullisessa ratkaisussa.

Vuosikymmeniä planeettatutkijoita vaivannutta ongelmaa ei siis ole vielä selvitetty sen paremmin Marsin kuin Maankaan osalta. Voi hyvin olla, että seuraavaa todella merkittävää edistysaskelta joudutaan odottamaan siihen saakka, kunnes Marsista saadaan huolellisesti valikoiduista paikoista haettuja näytteitä. Kenties silloin lopulta selviää, kuinka pitkään Marsin rantakelit jatkuivat, ja mikä ne mahdollisti.

2 kommenttia “Lämmin Mars, viileä Aurinko”

  1. Erkki Tietäväinen sanoo:

    Olisiko mahdollista, että Mars kiersi muinoin Aurinkoa nykyistä lähempänä? Olisiko joku voima, esimerkiksi törmäys toisen planeetan (Maan?) kanssa suistanut sen kauemmas?

    1. Teemu Öhman sanoo:

      Kiitos kiintoisasta kysymyksestä! Ensin tuo jälkimmäinen osio: jos (alku-)Maa ja (alku-)Mars törmäisivät, seurauksena ei olisi merkittävä ratojen muutos, vaan lähinnä jotain Kuun tapaista. Kuu syntyi (nykyisen parhaan käsityksen mukaan) noin Marsin kokoisen kappaleen törmätessä Maahan. Törmännyt kappale, Theiaksi usein kutsuttu, päätyi lähinnä Maan sisään, ja Kuu on enemmän Maata kuin Theiaa. Jos vetinen Mars olisi ollut lähempänä Aurinkoa, törmännyt sitten jonkun suuren kappaleen kanssa ja jollain ilveellä päätynyt nykyisille sijoilleen, sen vetisestä menneisyydestä ei olisi nykyisin havaittavissa mitään. Myös ajallisia ongelmia tuossa ajatuksessa on, sillä Marsin on täytynyt olla lämmin (ainakin ajoittain) vielä varsin myöhään, eli ~3,6 miljardia vuotta sitten. Hillittömät planeettaskaalan törmäykset olivat kuitenkin paljon varhaisemman aurinkokunnan tapahtumia.

      On kyllä mahdollista, että Marsissa on aivan valtaisa jälki muinaisesta törmäyksestä, eli pohjoiset alangot. Jos se olisi törmäyksen seurausta, olisi kyse aurinkokuntamme suurimmasta törmäyksestä, josta edelleen on nähtävissä helpohkosti tunnistettavia jälkiä. Osa tutkijoista on törmäysleirissä, toisten mielestä kyseessä on sisäsyntyinen rakenne.

      Tuo kysymyksen ensimmäinen osio ei varsinaisesti ole meikäläisen alaa, vaan dynaamikkojen heiniä. Mutta sen vähän perusteella, mitä olen ymmärtänyt heidän alati radikaalisti muuttuvista tietokonemalleistaan, planeettojen asemat etenkin aivan aurinkokunnan varhaisvaiheissa ovat muuttuneet todella merkittävästi. Alkuperäisella Nizzan mallilla selitettiin silloin suht koht onnistuneesti etenkin kuuhavaintojen (vallankin kuunäytteiden) perusteella luotu ajatus myöhäisestä rajusta asteroidipommituksesta. ”Myöhäinen” tarkoittaa tuossa suunnilleen 3,9–3,8 miljardia vuotta sitten. Jättiläisplaneettojen liikuskelu ympäri aurinkokuntaa olisi sotkenut asteroidien radat johtaen kovaan pommituspiikkiin aurinkokunnan sisäosissa.

      Sittemmin Nizzan mallia muutettiin suureksi luovimiseksi, ja muistaakseni siinä yhteydessä (tai vähän luovimisversion jälkeen) ajoitus muuttui sellaiseksi, että edestakainen liikuskelu olisi tapahtunut merkittävästi aiemmin, eikä se siis enää selittäisi Kuun myöhäistä pommitusta (joka muutenkin on hyvin kiistanalainen teoria – kyse voi aivan hyvin olla vain geologeille tutusta pulmasta, eli kuunäytteiden epäedustavuudesta, josta on puhuttu jo vuosikymmenet).

      Vanhemmilla dynaamisilla malleilla oli myös se ongelma, että Mars tuppasi kasvamaan liian suureksi. Siihenkin on nyttemmin keksitty vastalääkkeitä, eli kai lähinnä se, että tuo aurinkokunnan epästabiilisuus tapahtui hyvin varhain.

      Tiivistäen: Kyllä, on mahdollista, että Mars on jossain vaiheessa ollut lähempänä Aurinkoa kuin nykyisin, mutta itse epädynaamikkona sanoisin, ettei missään nimessä likikään niin myöhään kuin geologiset todisteet viittaavat. Erilaisilla dynaamisilla malleilla saa tehtyä jos vaikka mitä, ja niistä saa kivoja videoita ja vetäviä otsikoita, mutta niillä ei välttämättä ole kovin paljon tekemistä todellisuuden kanssa. Epäilemättä aurinkokunta kuitenkin oli nuoruutensa päivinä huomattavasti rajumpi paikka kuin nykyään, mutta planeettojen liikuskelu sisään- ja ulospäin on yksityiskohdiltaan vielä merkittävästi erilaisten hypoteesien temmellyskenttä.

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *


Ei nimi vuorta pahenna

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

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

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

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

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


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

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

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

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

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

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

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


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

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

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

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

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

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

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

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

By any other name would smell as sweet;”

– William Shakespeare, 1597

”Mit’ on se nimi? Mitä ruusuks kutsut,

Yht’ ihanasti toisin nimin tuoksuu.”

– Paavo Cajander, 1881

”Mitä on nimi? Ruusu tuoksuu ihanalta,

kutsumme sitä ruusuksi tai emme,”

– Marja-Leena Mikkola, 2006

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

2 kommenttia “Ei nimi vuorta pahenna”

  1. en kerro sanoo:

    Vaikutat asiantuntijalta ja tämä on mietityttänyt: jos kilometrin* kokoinen asteroidi osuu vaikka keskelle Atlattia, niin siitä ei jää jälkeä. Miten miljoona vuotta myöhemmin tiedetään että sellainen on iskeytynyt? (* muokkaa sovivasti ettei jää jälkiä)

    1. Teemu Öhman sanoo:

      Kiitos kysymyksestä ja pahoittelut vastauksen viipymisestä! Tekniset ongelmat jättivät kysymyksen muhimaan muutamaksi viikoksi systeemin uumeniin.

      Vastaus menee osin melkoiseksi arvailuksi, koska tuollainen ”melko iso mutta juuri liian pieni” törmäys on sellainen poikkeuksellinen erikoistapaus, ettei niitä hirveän tarkkaan ole tietääkseni mallinnettu, ne kun ovat geologisesti aika merkityksettömiä. Jos niin pieni kappale osuu syvään mereen, ettei siitä merenpohjaan jää mitään suoria jälkiä, törmäyksen tapahtuminen on joka tapauksessa äärimmäisen vaikea osoittaa jälkikäteen. Törmäävä kappale kuitenkin höyrystyy (törmäysparametrien sopivalla valinnalla onnistuu, mutta jos kappale on hidas ja pieni, jää höyrystyminenkin vähäiseksi), jolloin sen laskeumasta ja heitteleestä voisi jäädä törmäyskohtaa ympäröiviin sedimenttikerroksiin jotain tunnistettavia geokemiallisia merkkejä. Noin periaatteessa voisi tehdä pohjasedimenttien systemaattista kairausta ja katsoa esimerkiksi missä suunnassa iridiumin ja muiden platinaryhmän metallien pitoisuudet kasvavat. Siellä jossain maksimipitoisuuden suunnalla sitten voisi sanoa todennäköisen törmäyskohdan luultavimmin olleen.

      Samoin jonkunmoinen tsunami syntyisi, mutta koska törmäys olisi kohtalaisen pieni (törmäysten mittaluokassa siis), olisi sen erottaminen esimerkiksi tavallisesta maanjäristyksessä syntyvästä tsunamista kutakuinkin mahdotonta. Periaatteessa kuitenkin tsunamikerrostumien paksuuden perusteella voitaisiin suunnilleen haarukoida, missä päin törmäys olisi voinut tapahtua. Tätä käytettiin aikoinaan menestyksekkäästi matalaan mereen syntyneen Chicxulubin törmäyskraatterin etsinnässä, mutta siinä toki törmäyskin oli aivan eri mittaluokkaa kuin tämmöinen kraatteria synnyttämätön tussahdus.

      Maapallolta tunnetaan yksi yleisesti varmana pidetty meritörmäys, josta ei jäänyt kraatteria. Siitäkin kuitenkin jäi ”jälki”, eli se ei täysin täytä tuota kysymyksen vaatimusta. Kyseessä on vain 2,15 miljoonaa vuotta vanha Eltanin, joka syntyi eteläiselle Tyynellemerelle (Bellingshausenin merelle) 1500 km Chilen eteläkärjestä lounaaseen. Elleivät käsitykset kovin paljon ole viime vuosina muuttuneet, Eltaninin kappaleen arvellaan olleen läpimitaltaan 1–2 km ja meren syvyyden noin neljä kilometriä. Kraatteri muodostui kokonaan veteen ja oli läpimitaltaan vähintään parinkymmenen kilometrin korvilla. Törmäyksestä jäi jäljelle meteoriitin ja törmäyssulan kappaleita (sula peräisin Eltaninin asteroidista, joka on luokiteltu anomaaliseksi mesosideriitiksi – merenpohjan aineksen osuus törmäyssulakivessä on olematon tai vähäinen) ja poikkeuksellisia pohjasedimenttien rakenteita.

      Eltaninin synnyttämä tsunamiaalto Chilen rannikolla olisi ollut maksimissaan noin kymmenmetrinen, joten se kyllä olisi jättänyt geologisia todisteita itsestään. Chilestä on raportoitu useampiakin mahdollisia tsunamikerrostumia, joiden on esitetty olevan Eltaninin synnyttämiä, mutta varmoja todisteita ajatuksen puolesta ei ole.

      Vanhempien mallinnusten mukaan törmäävän kappaleen on oltava vähintään kaksisataametrinen, jotta neljän kilometrin syvyisen meren pohjalle jäisi mitään jälkiä törmäyksestä. Tuossa suuruusluokassa varmasti tälläkin hetkellä liikutaan.

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *


Kuun kadonneet vuoret

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Jo muinaiset kreikkalaiset…

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

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

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

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

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

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

Herkynisten vuorten nousu ja tuho

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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


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

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

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *