Marsin järistykset ja tuoreet törmäykset

30.11.2022 klo 23.58, kirjoittaja
Kategoriat: geofysiikka , Heittele , Kraatterien morfologia , Kraatterit , Maanjäristykset , Mars , Törmäysaltaat

Planetaarinen seismologia

Maanjäristysten ja niitä synnyttävien seismisten aaltojen tutkimus eli seismologia on paras tapa saada selkoa maapallon sisäosien rakenteesta. Siksi myös lähiplaneettoja on yritetty tutkia seismisin keinoin lähes yhtä kauan kuin niille on pystytty tekemään pehmeitä laskeutumisia. Tulokset ovat kuitenkin olleet melkoisen vaihtelevia.

Kaikkien kuuden Kuuhun laskeutuneen Apollo-aluksen mittalaitearsenaaliin kuului erilaisia seismometrejä. Ne myös enimmäkseen toimivat erinomaisesti aina siihen asti, kun ne pikkurahan säästämiseksi sammutettiin vuonna 1977. Apollo-seismometreistä suurelta osin johtuu, että Kuun sisärakenne tunnetaan nykyisin Maan jälkeen parhaiten.

Myös Marsia haluttiin tutkia seismisin menetelmin, joten vuonna 1976 Marsiin saapuneissa Viking 1 ja 2 -laskeutujissa oli seismometrit mukana. Viking 1:n seismometri ei kuitenkaan toiminut eikä Viking 2:n mittausaineistosta löydetty ainuttakaan varmaa järistystä. Osittain tämä oli seurausta siitä, että laskeutujien päätehtävänä oli elämän merkkien etsintä. Siihen keskittyneet laitteet saivat etusijan, minkä vuoksi seismometrit sijoitettiin mittausten kannalta epäedulliseen paikkaan laskeutujissa.

Täysin hyödyttömiä Viking 2:n seismometrin mittaukset eivät kuitenkaan olleet, sillä insinöörejä kiinnostaneiden laskeutujan omien kolinoiden ja tärinöiden lisäksi se mittasi säätilan vaihtelujen synnyttämää värinää täydentäen näin varsinaisia meteorologisia mittauksia. Tarttuipa mukaan myös yksi todennäköinen pölypyörrekin.

Hieman yllättäen myös vuonna 1982 Venuksen pinnalle laskeutuneissa neuvostoliittolaisissa Venera 13 ja 14 -aluksissa oli mukana seismometrit. Yllättävää tämä on siksi, että Venuksen hurjissa oloissa laskeutujien oli suunniteltu kestävän puolisen tuntia, ja todellisuudessa ne sinnittelivät tunnin–pari. Näin lyhyenä aikana kukaan ei kuvitellut tapahtuvan sellaista ihmettä, että voimakas Venuksen järistys jäisi haaviin. Seismometrit olikin suunniteltu mittaamaan mikroseismistä värinää. Tulokset jäivät kuitenkin monitulkintaisiksi ja todennäköisintä on, että Viking 2:n tapaan myös Venera 13:n ja 14:n seismometrit mittasivat laskeutujan tärähtelyä tuulessa.

InSight

Veneroiden jälkeen toisilta planeetoilta uutta seismistä dataa halajavat tutkijat joutuivat odottamaan kauan. Hyvää kuitenkin kannatti odottaakin: neljä vuotta sitten Elysiumin tasangolle Marsiin laskeutunut NASAn InSight (Interior Exploration using Seismic Investigations, Geodesy and Heat Transport) on ylivoimaisesti merkittävin toista taivaankappaletta seismisin keinoin tutkinut laskeutuja sitten Apollo-aikojen. InSightin on arveltu uuvahtavan aurinkopaneeleihin kertyvän pölyn aiheuttamaan sähkön puutteeseen nyt joulukuuhun mennessä, mutta toistaiseksi se on pysynyt vielä joten kuten toimintakuntoisena.

InSightin omakuvat joulukuulta 2019 ja huhtikuulta 2022. Pölyn kertyminen aurinkopaneelien päälle on Mars-laskeutujien ja -mönkijöiden kesto-ongelma. Kuva: NASA / JPL-Caltech.

Neljän toimintavuotensa aikana se on mitannut yli 1300 järistystä. Niistä yli 50 on ollut riittävän voimakkaita, jotta niiden syntypaikka – yleensä Cerberus Fossaen geologisesti hyvin nuori alue InSightin koillispuolella – on saatu määritettyä. Suurin mitattu Marsin järistys tapahtui viime toukokuun alussa, kun InSight oli jo pahasti hiipumassa.

Sen lisäksi, että InSightin ranskalaisvalmisteinen seismometri nimeltään SEIS (Seismic Experiment for Interior Structure) on saanut määriteltyä Cerberus Fossaen Marsin seismisesti aktiivisimmaksi alueeksi, on käsitys Marsin sisärakenteesta nyt merkittävästi aiempaa tarkempi. InSightin ansiosta tiedämme, että Marsilla on sula ydin, jonka halkaisija on 3660 ± 80 km. Raudan ja nikkelin lisäksi se sisältää oletettua enemmän myös keveämpiä alkuaineita. Vaippakerroksen paksuus puolestaan on noin 1500 km, eli suunnilleen puolet maapallon vaipan paksuudesta. Marsin kuoren paksuus, 24–72 km, taas vastaa Maan mantereisen kuoren paksuutta.

Marsin järistykset ovat pääosin sisäsyntyisiä, eli ne syntyvät joko tektonisten voimien nitkuttaessa kalliota tai osittain sulan kiviaineksen liikkeistä magmasäiliöissä. Osa järistyksistä on kuitenkin ulkoisten tekijöiden aiheuttamia, eli peräisin pienten asteroidien törmäyksistä Marsin pintaan. Sellaiset antavat mahdollisuuden hieman erilaiseen seismiseen tutkimukseen. Lokakuun lopulla aiheesta julkaistiin parikin artikkelia Science-lehdessä.

Marsin sisärakennetta on saatu tutkittua niin kutsuttujen runkoaaltojen (engl. body waves) avulla. Näitä ovat pitkittäiset P- eli primääriaallot ja poikittaiset S- eli sekundääriaallot. Niiden lisäksi maanjäristyksissä syntyy usein myös pinta-aaltoja. Pinta-aaltoja ei kuitenkaan oltu onnistuttu Marsissa havaitsemaan, sillä järistykset tapahtuivat liian syvällä ollakseen tehokkaita pinta-aaltojen muodostajia. Tilanne muuttui 18.9.2021, jolloin InSight rekisteröi poikkeuksellisen voimakkaan järistyksen.

Tarkemmissa tutkimuksissa järistyksen alkupiste tarkentui Tempe Terran alueelle. Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) -luotaimen kameroiden kuvista hyvin läheltä ennustettua paikkaa löytyi tuoreiden kraattereiden rypäs. Suurimman yksittäisen kraatterin (38,11°N 280,12°E) läpimitta oli 130 ± 12 m. Se oli tuolloin suurin tunnistettu vastasyntynyt kraatteri. Kraatterin etäisyys InSight-laskeutujasta on noin 7455 km.

Tempe Terran kraatteriryppään synty aiheutti järistyksen, jonka voimakkuus oli noin neljä magnitudia. Tämä vertautuu varsin hyvin Suomen mittaushistorian voimakkaimpaan maanjäristykseen eli magnitudin 3,8 Väinön värinään, joka tapahtui 17.2.1979 Lappajärven törmäyskraatterin itäisellä reunalla.

Marsin pinnan (70°N–70°S) korkeuskartassa Tharsiksen pullistuman länsireunalla sijaitsevan Olympus Monsin tulivuoren ja Hellaksen törmäysaltaan pohjan korkeusero on yli 29 km. Kuvaan on merkitty Argyren, Isidiksen ja Utopian törmäysaltaat, Elysiumin tuliperäinen alue, sekä Amazonis Planitian (A) ja Tempe Terran (T) järistykset synnyttäneiden törmäysten sijainnit. Numerot osoittavat onnistuneiden laskeutujien, mönkijöiden ja helikopterin sijainnit. 1: Mars 3 (laskeutui v. 1971), 2: Viking 1 (1976), 3: Viking 2 (1976), 4: Mars Pathfinder & Sojourner (1997), 5: Spirit (2004), 6: Opportunity (2004), 7: Phoenix (2008), 8: Curiosity (2012), 9: InSight (2018), 10: Perseverance & Ingenuity (2021), 11: Zhurong (2021). Kuva: NASA / GSFC / MOLA / T. Öhman.

Joulukraatteri

Tempe Terran kraatteri ei kuitenkaan saanut pitää ennätystään kovinkaan kauaa. Jouluaattona 2021 InSightin seismometri rekisteröi nimittäin jälleen poikkeuksellisen järistyksen. Se tapahtui huomattavasti lähempänä, 3460 km:n päässä Amazonis Planitialla (34,80°N 189,92°E). Sen aiheuttanut törmäys synnytti myös noin neljännen magnitudin järistyksen ja samalla toistaiseksi suurimman tunnetun tuoreen kraatterin.

MRO:n Context Cameran (CTX) kuvapari, jossa on sama kohta Amazonis Planitialta ennen 24.12.2021 tapahtunutta tärmäystä ja sen jälkeen. Syntyneen kraatterin läpimitta on noin 150 m, laajempi mittakaava löytyy seuraavasta kuvasta. Kuva: NASA / JPL-Caltech / MSSS.

Tämä 150 ± 10 m:n läpimittainen ja 21 m syvä kraatteri on vähintään kolmesta näkökulmasta erittäin mielenkiintoinen tapaus. Kraatteritutkijan silmin tarkasteltuna kraatterissa viehättää sen kauniin epäsymmetrinen heittelekenttä. Kraatterista lounaaseen ulottuu ainakin kymmenkunta kilometriä pitkä kiilamainen alue, jossa ei ole heittelettä oikeastaan lainkaan. Tämä on loivakulmaisten törmäysten tunnusomainen piirre ja kertoo suoraan, että törmännyt kappale tuli lounaasta, tässä tapauksessa luultavasti noin 30°:n kulmalla. Samaa tulosuuntaa indikoi myös vastakkaisella puolella kraatteria oleva pienten sekundäärikraatterien alue, joka on pisimmillään koillisessa.

Erikoisimmat piirteet ovat kraatterista luoteeseen ja heikommin eteläkaakkoon erottuvat kaartuvat tummat rakenteet. Tällaisia niin sanottuja sapeleita (engl. scimitar) ei ole löydetty muualta kuin eräiden Marsin nuorimpien kraatterien ympäriltä. Niiden syntyä ei vielä ymmärretä, mutta suosituimpien mallien mukaan ne muodostuvat kaasukehän läpi syöksyvää asteroidia ympäröivän kartiomaisen šokkiaallon ja itse törmäyksessä syntyvän suunnilleen pallomaisen šokkiaallon vuorovaikutuksesta. Sapelien näkyminen vaatii lisäksi pölyistä pintaa, jollaista Marsissa riittää.

Kevyesti muokattu versio MRO:n CTX:n kuvasta, jossa erottuu mainiosti jouluaattona 2021 syntyneen kraatterin heittelekenttä. ”Meteoroid trajectory” -nuoli osoittaa meteoroidin tulosuunnan. Törmäyskulma oli noin 30°. Kannattaa huomata nuolen molemmin puolin erottuva vaaleampi alue, jossa ei heittelettä ole. Tämä ns. kielletty vyöhyke on loivakulmaisten törmäysten tunnusmerkki. Kraatterin vastakkaisella puolella eli menosuunnan puolella puolestaan on runsaasti ja kauimmaksi syntyneitä pieninä mustina pisteinä näkyviä sekundäärikraattereita. Erikoisimpia piirteitä ovat pitkälle luoteeseen ja eteläkaakkoon ulottuvat tummat ”sapelit”. Kuva: NASA / JPL-Caltech / MSSS.

Marsin vedestä innostuneiden tutkijoiden ja insinöörien mieliä kiihottava joulukraatterin piirre puolestaan erottui MRO-luotaimen HiRISE-kameran (High Resolution Imaging Experiment) lähikuvista. Kraatterin heittelekentällä huomattiin nimittäin olevan tavallisten kivenlohkareiden joukossa runsaasti myös suuria vesijään kappaleita. Niitä on aivan kraatterin reunalla sekä ainakin noin 150 m:n päähän saakka ulottuvalla alueella. Tämä jääheitteleen jakauma kertoo, että kohdeaineksessa on jäätä lähes pinnasta ainakin muutaman kymmenen metrin syvyyteen.

Suoria todisteita vesijäästä on löydetty Marsista monin paikoin, eikä siinä sinänsä ole mitään uutta tai ihmeellistä. Kiinnostavan tästä jouluaattokraatterista tässä mielessä kuitenkin tekee sen syntypaikka. Kraatteri sijaitsee vain 34,8 astetta päiväntasaajan pohjoispuolella. Näin läheltä päiväntasaajaa ei ole ennen löydetty suoria todisteita nykyisestä vesijäästä. Mikäli ihmiskunta ei onnistu intomielisessä yrityksessään kärventää itsensä takaisin kivikaudelle tai post-apokalyptiseen scifi-helvettiin, joskus ei niin hirvittävän kaukaisessa tulevaisuudessa ihmiset kävelevät Marsin pinnalla. Tuolloin runsaat ja lähes kaikkialla esiintyvät vesivarastot ovat erittäin käyttökelpoisia.

MRO:n HiRISE-kameran lähikuva noin 150 m:n läpimittaisesta jouluaaton 2021 kraatterista. Väärävärikuvassa valkoisina näkyvät kraatterista ulos sinkoutuneet heitteleen kappaleet ovat vesijäätä. Kannattaa katsoa myös kuva-aineistoista luotu ylilentovideo. Kuva: NASA / JPL-Caltech / University of Arizona.

Kolmas näkökulma Amazoniksen joulukraatteriin on tietenkin Marsin sisärakenteesta kiinnostuneen seismologin. InSightin kohdalla olevan Marsin kuorikerroksen paksuudeksi on jo aiempien järistysten perusteella onnistuttu määrittämään 39 ± 8 km. Kun käytössä on vain yksi seismometri koko planeetalla, ei runkoaaltojen perusteella ole kuitenkaan pystytty havaitsemaan kuoren tai vaipan yläosan sivusuuntaisia paksuusmuutoksia. Tuoreet pinta-aaltoja tuottaneet törmäykset, etenkin Amazoniksen joulutörmäys, muuttivat tilanteen.

Havaittujen seismisten nopeuksien perusteella InSightin kohdalla Marsin kuoressa ei ole ainakaan merkittäviä määriä jäätä. Magmasta syntyneitä kiviä sen sijaan riittää, sillä Elysiumin laavakerrokset (tai osin syväkivet?) ovat vähintään muutaman kilometrin paksuisia. InSightin laskeutumisalueella kuori on kuitenkin pääosin harvempaa (ja täten seisminen nopeus pienempi) kuin Elysiumin ja Amazonisin välisellä alueella. Tämä saattaa selittyä sillä, että Elysiumin laavojen alla voi olla Utopian todennäköisen törmäysaltaan höttöisempää heittelettä.

Paitsi että InSightin seismometri rekisteröi joulutörmäyksestä suoraan lyhintä tietä tulleet pinta-aallot, se (todennäköisesti) onnistui 75 minuuttia myöhemmin havaitsemaan myös Marsin toiseen suuntaan kiertäneet pinta-aallot. Nämä niin sanotut R2-aallot kulkivat Hellaksen törmäysaltaan kautta. Hellaksen törmäyksen seuraksena Marsin kuori lienee altaan kohdalla vain muutaman kilometrin paksuinen. Niinpä Hellaksen kohdalla R2-aallot pääsivät kulkemaan tiheämmässä ylävaipan aineksessa. Sikäli kun nämä havainnot ja tulkinnat pätevät, on keskimääräinen seisminen nopeus Marsin kuoressa suunnilleen sama sekä vanhalla eteläisellä ylängöllä että nuoremmalla pohjoisella alangolla. Tämä puolestaan avaa uusia mahdollisuuksia ymmärtää Marsin suuren kahtiajaon syntyä.

Mitä InSightin jälkeen?

Kun InSight kuluvan talven aikana todennäköisesti lopullisesti sammuu, ei Maan ulkopuolella ole yhtään toimivaa seismometriä. Kuuhun on toivottu kattavaa geofysikaalista mittausasemaverkostoa jo Apollo-seismometrien sammutuksesta lähtien. Nykyisissä suunnitelmissa haikaillaan sellaista kenties jo vuodelle 2030. Myös Kuun eteläisellä napaseudulle laskeutuvien Artemis III -lennon astronauttien mukaan on kaavailtu seismometriä. Pisimmällä Kuun seismometrisuunnitelmista on ehkä Farside Seismic Suite -laitepaketti, jossa on tarkoitus viedä kaksi seismometriä Kuun etäpuolelle Schrödingerin altaaseen.

Marsin seismologiaakin koskevia alustavia suunnitelmia toki on, mutta Marsin sen paremmin kuin Kuunkaan osalta ei mikään ole varmaa. Etenkin NASA on pitänyt viime vuosien aikana suurta ääntä Kuuhun palaamisesta, mutta kannattaa pitää mielessä, että viimeisimmät kuusi onnistunutta pehmeää laskeutumista Kuun pinnalle ovat tehneet Kiina ja Neuvostoliitto.

Tätä kirjoittaessani NASAn Artemis I -lento kiertää Kuuta. Amerikkalaiset ovat kuitenkin edelleen kaukana siitä, että saisivat seismometrin tai vallankaan seismometriverkoston Kuun tai Marsin pinnalle. Toivottavasti he siinä onnistuvat, sillä InSight on neljän toimintavuotensa aikana osoittanut modernien seismisten tutkimusten keskeisen merkityksen planeettojen sisärakenteen ja kehityksen ymmärtämisessä.

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *


Muuttuva Merkurius

26.11.2022 klo 02.02, kirjoittaja
Kategoriat: Kraatterit , Merkurius , Tektoniikka , Vulkanismi

Merkuriuksella on imago-ongelma. Se on peräisin jo lähes viidenkymmenen vuoden takaa ja aurinkokuntamme sisin planeetta kärsii siitä edelleen.

Vuosina 1974–1975 NASAn Mariner 10 -luotain suoritti kolme Merkuriuksen ohilentoa. Niiden myötä sen pinnasta saatiin kartoitettua hieman alle puolet. Kuvien paljastamaa törmäyskraattereiden ja tektonisten rakenteiden hallitsemaa maisemaa luonnehdittiin tuoreeltaan kuumaiseksi. Totta tämä tietysti joiltain osin onkin. Kraatteroituminen on ollut sekä Kuun että Merkuriuksen pintaa eniten muokannut prosessi.

Niin englannin- kuin suomenkielinenkin Wikipedia on Merkuriusta kuvaillessaan edelleen samoilla linjoilla: ”Sen törmäyskraatterien täyttämä pinta muistuttaa Kuun pintaa.” Kuumaiseksi kutsuminen on tietenkin Kuun ystävien mielestä merkittävä kehu. Valitettavasti vain media, yleisö ja kieltämättä myös iso osa tutkijoista tulkitsi tämän tarkoittavan geologisesti uuvahtanutta ja sen myötä myös vähemmän mielenkiintoista planeettaa.

Mariner 10 -luotain paljasti Merkuriuksen pinnalta paitsi runsaasti törmäyskraattereita, myös suuren joukon tektonisia rakenteita. Ristiin katsottavan stereokuvaparin vasemmassa reunassa on Discovery Rupes, joka on suuri ylityöntösiirros. Kuvassa vasemmalla oleva kalliolohko on työntynyt oikealla olevan lohkon päälle Merkuriuksen kutistuessa. Alempi Discovery Rupeksen halkaisemista kraattereista on läpimitaltaan 58-kilometrinen Rameau (54,58°S, 37,24°W). Pohjoinen on suunnilleen klo 11:n suunnassa. Kevyesti muokattu kuvasta: NASA / JPL / Mariner 10 / M. E. Davies et al., 1978: Atlas of Mercury, Fig. 11-26.

Osasyyllinen tähän näkemykseen oli Mars. Mariner 9 -luotain oli vain muutamaa vuotta aiemmin kuvannut Marsin valtavia tulivuoria, tuhansien kilometrien mittaisia repeämälaaksoja ja muinoin virranneen veden kaivertamia jokiuomia. Napajäätiköt kasvoivat ja pienenivät vuodenaikojen myötä, ja välillä pölymyrskyt kietoivat koko planeetan vaippaansa. Sellaisen kanssa oli vaikea kilpailla huomiosta, oli Merkurius sitten oikeasti kuinka kiinnostava tahansa.

Osin imago-ongelmasta johtuen tämän nykymääritelmillä aurinkokunnan pienimmän planeetan lähitutkimuksissa koitti Mariner 10:n jälkeen yli kolmen vuosikymmenen mittainen tauko: toinen luotain kohti Merkuriusta laukaistiin vasta vuonna 2004. Vuosina 2008–2009 muutaman Merkuriuksen ohilennon tehnyt NASAn MESSENGER-luotain kiersi Merkuriusta nelisen vuotta vuodesta 2011 alkaen.

Koko planeetan pinnan kattanut valokuvakartoitus yhdessä MESSENGERin muiden mittalaitteiden avulla tehtyjen löytöjen kanssa kanssa toi tuolloin Merkuriuksen silloin tällöin tiedeuutisiinkin. Etenkin Merkuriuksen pohjoisten napaseutujen vesijääesiintymien varmistuminen oli suuremman luokan tapaus.

Toinen säväyttävämpi uutinen oli jo Mariner 10:n kuvissa lukuisten kraatterien pohjilla nähtyjen kirkkaiden läiskien paljastuminen kuopiksi.1 Koska nämä kuopat näyttelevät aivan keskeistä osaa tämänkertaisessa tarinassa, on tässä vaiheessa syytä syytä ottaa pieni sivuaskel ja perehtyä niiden olemukseen hieman tarkemmin.

Kummat kuopat

Mariner 10:n ottamissa kuvissa useiden törmäyskraatterien pohjilla nähtiin siis erikoisia pieniä, mutta kirkkaita läiskämäisiä kohteita. Niiden olemuksesta ei kuitenkaan pystytty sanomaan sen enempää, koska kuvista ei yksityiskohtia erottunut. Niinpä ne jäivät pienen piirin ihmetyksen aiheiksi.

Halkaisijaltaan 129-kilometrisen Zeami-kraatterin (2,96°S, 147,41°W; tarkkaan ottaen Zeami on keskuskohouman ja -renkaan sisältävä protoallas) pohjalla nähtiin Mariner 10:n kuvissa vain epämääräisiä kirkkaita läiskiä. Kevyesti muokattu kuvasta: NASA / JPL / Mariner 10.

MESSENGERin myötä tilanne muuttui merkittävästi. Uusista kuvista ja korkeusmittauksista selvisi, että kirkkaiden kohteiden keskellä on kuoppia, joiden läpimitta vaihtelee jokusesta kymmenestä metristä useisiin kilometreihin. Vastaavia ei ole löydetty mistään muualta aurinkokunnastamme.

Syvyydeltään ne ovat vain muutamia kymmeniä metrejä, ja samalla alueella olevat kuopat ovat varsin tarkoin saman syvyisiä. Kuopilla ei ole kohonneita reunoja ja niiden pohjat ovat tasaiset. Törmäyskraattereita ne siis eivät ole, eivätkä ne muistuta mitään tunnettuja tuliperäisiä purkausaukkojakaan. Ne kuitenkin esiintyvät tavallisimmin törmäyskraattereissa (yleensä kraatterien pohjilla, mutta myös keskuskohoumissa, reunoilla, reunaterasseilla ja heittelekentillä), mutta joskus myös purkausaukkojen yhteydessä.

Edellisen kuvan Zeami MESSENGERin ikuistamana 17.10.2011. Mariner 10:n kuvissa kirkkaina läiskinä näkyneet alueet erottuvat nyt kuoppina. Valkea laatikko osoittaa seuraavan kuvan sijainnin. Väärävärikuva: NASA / JHUAPL / CIW / Emily Lakdawalla / T. Öhman.

Kuoppien esiintyminen ei ole satunnaista. Niitä tavataan hieman keskimääräistä useammin aurinkoisilla rinteillä. Lisäksi niillä on hyvin voimakas taipumus esiintyä kömpelön nimen low reflectance material (LRM) saaneessa tummassa aineksessa. Toinen tumma spektroskooppinen pintamateriaalin yksikkö, jossa kuoppia myös on runsaasti, tunnetaan nimellä low reflectance blue plains (LBP). Jonkin verran niitä on tuliperäisten purkausaukkojen syöksemässä pyroklastisessa aineksessakin. Hyvin harvinaisia ne sen sijaan ovat etenkin pohjoisessa ja Caloriksen törmäysaltaan ympäristössä esiintyvillä enimmäkseen laavasyntyisiksi tulkituilla tasangoilla.

Kuoppia on hieman eri näköisiä. Erilaisten kuoppien on ajateltu edustavan erilaisia kehitysvaiheita. Suosituin ehdotettu kuoppien kehityskulku menee pääpiirteissään näin: Ensin syntyy pieni kuoppa, joka sitten alkaa kasvaa ja saa seurakseen muita. Kuoppien pohjat ovat aluksi kirkkaita, ja kuoppia ympäröi kirkkaasta ja ympäristöään tasaisemmasta ja/tai hienojakoisemmasta aineksesta muodostunut kehä. Kasvavat kuopat yhtyvät suuremmiksi. Kuoppia synnyttävän aktiivisuuden hiipuessa ensimmäisenä katoavat kirkkaat kehät, mutta kuoppien pohjat pysyvät yhä kirkkaina. Kun aktiivisuus on kokonaan lakannut, myös kuoppien pohjat tummuvat ympäristön kaltaisiksi ja eroosio alkaa pehmentää kuoppien muotoja.

Zeamin pohjan länsiosan kuoppia MESSENGERin MDIS-kameran tarkemmalla putkella (Narrow Angle Camera) kuvattuna 2.3.2015. Kuva-alueen leveys noin 20 km. Kevyesti muokattu kuvasta: NASA / JHUAPL / CIW.

Kuoppien olemuksen ja esiintymisalueiden selvittäminen on periaatteessa yksinkertaista havainnointia. Niiden synty- ja muokkautumismekanismi(e)n ymmärtäminen on kuitenkin paljon vaikeampi ongelma. Erilaisten spektrometrimittausten perusteella on päätelty, että kuoppien yhteydessä esiintyy todennäköisesti runsaasti magnesium- ja kalsiumsulfidia (MgS ja CaS) sekä lyijykynistä tuttua grafiittia (C). Nämä ovat Merkuriuksen olosuhteissa aineita, jotka haihtuvat helpommin kuin ympäristön tavalliset mineraalit.

Yleisin hypoteesi kuoppatutkijoiden parissa onkin, että näitä herkästi haihtuvia yhdisteitä on runsaasti LRM- ja LBP-aineksessa. Haihtumista tapahtunee jo Merkuriuksen kuumissa normaalioloissa, päivälämpötila kun ekvaattorin seuduilla kohoaa 430°C:n tienoille. Erityisesti haihtumista kuitenkin tapahtunee paikoissa, joissa on tavallistakin enemmän lämpöä tarjolla, kuten juuri auringonpuoleisilla rinteillä. Lisäksi Merkuriuksen pyörähdys- ja kiertoaikojen lukkiutuminen on johtanut siihen, että sillä on erityiset ”lämpönavat” pituuspiireillä 0° ja 180°. Myös näiden alueiden tuntumassa havaitaan tavallista runsaammin kuoppia. Törmäyskraattereiden pitkään kuumina pysyvät törmäyssulakivet ja vulkaaniset purkausaukot toimivat myös ylimääräisen lämmön lähteinä, luultavasti selittäen kuoppien paikallisen jakauman LRM- ja LBP-alueilla.

Kuopat ovat vähintään geologisessa mielessä erittäin nuoria. Niitä on nähty tuoreimpienkin törmäyskraatterien pohjilla, joten kuoppien on täytynyt syntyä kraatterien jälkeen. Kuvien erotuskyvyn puitteissa ei ole kyetty havaitsemaan, että kuoppia olisivat pienet törmäyskraatterit muokanneet. Tämä onkin saanut tutkijat pohtimaan, voisivatko kuopat olla paitsi geologisesti, myös ihan tavallisen ihmisjärjen ymmärtämissä vuosimäärissä nuoria. Tai voisiko niitä peräti syntyä koko ajan?

Tuoreita törmäyksiä?

MESSENGER-aineiston pohjalta tehdään uusia kiinnostavia löytöjä edelleen. Esimerkiksi loppukesästä Geophysical Research Letters -lehdessä julkaistiin erittäin kiehtova artikkeli Merkuriuksen pinnalla havaituista muutoksista.

Emerson J. Speyererin johdolla tehty, valitettavasti maksumuurin takana oleva artikkeli Present Day Endogenic and Exogenic Activity on Mercury kertoo jo otsikossaan kaiken oleellisen: Merkurius on kyllä kurttuinen muttei kuollut. Speyererin ryhmän tulkinnan mukaan Merkurius on siis tälläkin hetkellä geologisesti aktiivinen planeetta.

MESSENGER kuvasi Mercury Dual Imaging System- eli MDIS-kameran laajakuvapuolella Merkuriuksen pinnan useampaan kertaan. Suurilta alueilta on myös eri aikoina otettuja kuvapareja, joissa pinnan valaistusolosuhteet ovat lähestulkoon identtiset. Tällaisia kuvapareja Speyerer kollegoineen tutki, mahdollisia muutoksia etsien.

Niitä myös löytyi. Speyererin ryhmän analyysi paljasti kuvista kaksikymmentä täysin varmaa muutosta. Lisäksi havaittiin muutama epäselvempi ja siksi tarkemman analyysin ulkopuolelle jätetty tapaus. Varmoista muutoksista 19 oli pieniä pyöreäköjä läiskämäisiä kirkastumisia ja yksi viivamainen muutos. Yhdessä havaitussa piirteessä nähtiin selvä sädemäinen rakenne, mutta pääsääntöisesti muutoksen kokeneet kohteet jäivät laajakulmakameran kuvien vähäisehkön erotuskyvyn vuoksi vain epämääräisiksi kirkkaiksi läimäreiksi.

Kirkkaina mutta reunoiltaan melko epämääräisinä säteinä näkyvä törmäyskraatteri syntyi Merkuriuksen pintaan kohtaan 38,02°N 115,17°E joskus 25.6.2012 ja 11.6.2013 välisenä aikana. Kahden kuvan animaatiossa pohjoinen on ylävasemmalla ja alareunassa sijaitsevan suurimman kraatterin läpimitta on noin 5,5 km. Speyererin ryhmän tekemiä vastaavia kuvapareja Merkuriuksen muutoksista kannattaa katsoa Youtubeen ladatulta videolta. Kuva: NASA / MESSENGER.

Säteiden ympäröimän kohteen loogisin selitys on törmäyskraatteri, säteet kun ovat yksi nuorimpien kraatterien tunnusmerkeistä. Kraattereita syntyy kaikkialla aurinkokunnassa koko ajan, joten ne olisivat periaatteessa mahdollinen selitys kaikille havaituille uusille kirkkaille läiskille. Tämä on kuitenkin erittäin epätodennäköistä, sillä jos kaikki 19 läiskää olisivat törmäyskraattereita (käytännössä itse kraatteri ei näy, vaan tutkimuksessa oletettiin kirkkaat läiskät kraatteria ympäröiväksi heittelekentäksi), täytyisi Merkuriukseen osua tuhat kertaa enemmän asteroideja (ja pieni määrä komeettoja) kuin nykyiset mallit ennustavat. Toki mallit ovat ennenkin olleet pielessä, mutta tuhatkertainen ero on turhan suuri, jotta törmäyksiä voisi pitää uskottavimpana selityksenä.

Kasvavia kuoppia?

Muutosten esiintymisympäristö antaa osviittaa niiden mahdollisesta synnystä. Muutoksista valtaosa (12 kpl) havaittiin tumman LRM-aineksen kohdalla tai sen välittömässä läheisyydessä. Kuten edellä todettiin, LRM on siitä mielenkiintoista tavaraa, että Merkuriuksen kummat kuopat esiintyvät erityisen mielellään juuri siinä. Hakematta mieleen nousee ajatus, että muutoksilla ja kuopilla voisi olla jotain tekemistä toistensa kanssa.

Tätä mahdollista yhteyttä tukee se havainto, että kuusi muutosta havaittiin sellaisissa kraattereissa, joissa on varmuudella havaittu kuoppia, tai tällaisten kraatterien heittelekentillä. Lisäksi erään muutoskohdan keskeltä havaittiin myöhemmin otetussa korkean erotuskyvyn kuvassa kuopparyhmä.

Myös yksi havaittu viivamainen muutos on yhteydessä kuoppiin. 196-kilometrisen Sholem Aleichem -kraatterin läntisellä terassivyöhykkeellä huomattiin huhti–lokakuussa 2011 syntynyt peräti noin kahden kilometrin mittainen reunaterassilta kohti kraatterin pohjaa suuntautunut kapea kirkastuma. Kirkastuman lähtöpäässä nähtiin myöhemmässä korkean erotuskyvyn kuvassa kuoppa. Luonnollisin selitys havainnoille on, että terassilla olevan kuopan kasvaminen tai muu aktiivisuus synnytti maanvyöryn, jossa kuopan kirkasta ainesta valui kraatterin jyrkähköä sisäreunaa pitkin parin kilometrin matkan kohti kraatterin pohjaa.

Aktiivista tektoniikkaa?

Merkuriuksen jättimäisen rautaytimen jäähtyminen on aiheuttanut koko planeetan pinnan rypistymisen. Käytännössä se näkyy erilaisina tektonisina harjanteina ja siirroksina. MESSENGERin loppuvaiheen matalalta kiertoradalta otetuista kuvista löydettyjen kaikkein pienimpien siirrosten iäksi on arveltu alle 50 miljoonaa vuotta. Siksi ei ole järin suuri yllätys, että kuoppien ja LRM-aineksen ohella myös tektoniikalla voi olla yhteys tuoreisiin muutoksiin Merkuriuksen pinnalla. Tasan puolet havaituista kirkastumista nimittäin sijaitsee korkeintaan 50 km:n päässä jostain tektonisesta rakenteesta. Kukaan ei hämmästyisi, jos tarkemmissa kuvissa paljastuisi pienempiä ja tuoreempia siirroksia vieläkin lähempää tai peräti täsmälleen kirkastumien kohdilta.

Kaksikymmentä pienialaista muutosta koko planeetan pinnalla ei välttämättä kuulosta paljolta, mutta kannattaa pitää mielessä geologiset aikaskaalat. Jos nämä muutokset olisivat jakautuneet tasaisesti Merkuriuksen pinnalle ja kuvastaisivat sen normaalia geologista aktiivisuutta, uudistuisi 99 % Merkuriuksen pinnasta vain 25 miljoonassa vuodessa. Geologisessa mielessä tämä on hyvin lyhyt ajanjakso. Vaikka Merkuriuksesta ei ole löytynyt yhtä vanhoja alueita kuin Kuusta, on kuitenkin Merkuriuksenkin pinnasta iso osa muutaman miljardin vuoden ikäistä. Selvää siis on, etteivät nyt havaittujen kaltaiset muutokset muokkaa pintaa samalla tavalla kaikkialla, koska silloin vanhat pinnat olisivat jo kadonneet. Todennäköisintä onkin, että muutokset rajoittuvat tektonisesti aktiivisille alueille, LRM- ja LBP-ainesten peittämille seuduille ja ylipäätään kuoppien ympäristöön, mitkä niiden syntytapa ja -olosuhteet sitten pohjimmiltaan ovatkaan.

Euroopan avaruusjärjestön BepiColombo-luotain aloittaa kolmen vuoden kuluttua Merkuriuksen kiertämisen. Nyt löydetyt tuoreiden muutosten alueet kuuluvat hyvin suurella todennäköisyydellä sen varhaisimpien tutkimuskohteiden joukkoon. Sikäli kun kaikki sujuu hyvin, BepiColombon laitteet tuottavat nykyistä merkittävästi yksityiskohtaisempaa kuva-, korkeus- ja koostumusaineistoa. Muutostutkimusten kannalta keskeistä on, että MESSENGERin kuvien tarjoama havaittavien muutosten aikaikkuna oli vain muutama vuosi, mutta BepiColombon ja MESSENGERin kuvia vertailemalla päästään jo vähintään viidentoista vuoden aikaskaalaan. Muutoksia löytyy varmasti merkittävästi enemmän kuin pelkistä MESSENGER-kuvista. Niiden perusteella saadaan runsain määrin uutta tietoa kutistuvan Merkuriuksen tektoniikasta ja sen mahdollisesta nykyisestä aktiivisuudesta, samoin kuin kuoppien tarkemmasta olemuksesta ja kehityksestä. Tämän vuosikymmenen jälkimmäisellä puoliskolla Merkurius-tutkijoilla onkin edessään erittäin mielenkiintoiset ajat.


1Englanniksi nämä kuopat tunnetaan nimellä hollows. Niille, kuten lukuisille muillekaan planeettageologian termeille ei ole vakiintuneita suomenkielisiä vastineita.

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *


Kuun nimistön vanhimmat kerrostumat, osa 2

31.10.2022 klo 20.30, kirjoittaja
Kategoriat: Havaitseminen , Historia , Kraatterit , Kuu , Nimistö

Tämänkertaisen blogitekstin alustukseksi kannattaa ehdottomasti lukaista eilen julkaistu tarinan ykkösosa ainakin siinä tapauksessa, että haluaa tietää, mistä tässä oikeastaan on kyse.

Heveliuksen vuoristot ja niemet

Van Langrenin nimistö ei ehtinyt vanhentua kuin pari vuotta, kun Puolasta kuului kummia. Johannes Hevelius (1611–1687) oli aikansa merkittävimpiä havaitsevia tähtitieteilijöitä ja myös kaukoputkien linssien hiojia. Esimerkiksi Gassendi käytti kaukoputkessaan Heveliuksen linssejä. Erikoista Heveliuksen työssä kuitenkin oli, että vaikka hän käytti Kuun ja planeettojen havaitsemiseen kaukoputkia, tähtien paikkojen mittauksissa hän oli vielä vanhaa koulukuntaa ja luotti paljaiden silmien voimaan.

Syksystä 1643 alkaen Hevelius havaitsi Kuuta systemaattisesti puolisentoista vuotta. Se oli hänen varhaisimpia suurempia tutkimushankkeitaan. Hän lähetti ensimmäisiä luonnoksiaan nähtäviksi kollegoilleen, mm. Gassendille, joka kannusti häntä jatkamaan kartoitusprojektiaan. Se valmistui vuonna 1647 Selenographia-teoksen julkaisun myötä.1 Selenographia käsitti kolme koko Kuun näkyvän puolen karttaa sisältäen myös libraatiovyöhykkeet, 40 piirrosta Kuusta eri vaiheissaan ja luettelo-osan (Kuva 1). Heveliuksen nimistö oli jonkin verran laajempi kuin van Langrenilla.

Kuva 1. Johannes Heveliuksen kuukartta vuodelta 1647. Huomionarvoista on, että Hevelius piirsi karttaansa myös libraatiovyöhykkeet (katkoviivojen väliset alueet) eli alueet, jotka Kuun rataliikkeen vuoksi joskus näkyvät, joskus eivät. Kuva: Public domain.

Alkujaan Hevelius aikoi nimetä kohteet menneiden ja nykyisten kollegojensa mukaan. Hän kuitenkin lankesi itsesensuuriin, koska pelkäsi heidän pahoittavan mielensä. Lopulta hän päätyi käyttämään klassisen maantiedon nimiä.

Jälkiviisaasti voi todeta, että Heveliuksen olisi luultavasti kannattanut riskeerata ja käyttää kollegoidensa nimiä närkästyksen uhallakin. Nimeämisen osalta Heveliuksen kuuprojektin lopputulos oli nimittäin aika kamala. Esimerkiksi van Langrenin Endymion oli Heveliukselle lacus Hyperboreus Superior, nykyinen kraatteri Ross puolestaan insula Apollonia Minor. Heveliuksen nimet olivat pitkiä ja jo sen ajan tutkijoille alkuperäiseltä merkitykseltään hämäriä. Asiaa ei helpottanut, että Heveliuksella oli lähemmäs 30 eri kohdetyyppiä. Esimerkiksi Heveliuksen mielestä erilaisia niemiä olivat caput, chersonnesus ja promontorium. Vähemmästäkin sekoaa.

Hevelius myös onnistui pahoittamaan ainakin van Langrenin mielen. Hän nimittäin kehuskeli Selenographiassa olevansa ensimmäinen, joka on nimennyt Kuun pinnanmuotoja, eikä maininnut van Langrenista ja hänen kartastaan mitään. Ainakin van Langrenin mukaan Hevelius kuitenkin oli siitä hyvinkin tietoinen.

Historian saatossa Heveliuksen antamille nimille ei ole käynyt sen paremmin kuin van Langrenin nimilläkään. Nykykartoista Heveliuksen nimiä alkuperäisiltä paikoiltaan ja (lähes) alkuperäisessä muodossaan löytyy nimittäin vain neljä (Taulukko 1; Kuva 2).

Taulukko 1. Pikakertauksena Kuun vanhimmat nimetyt kohteet, joiden nimi on pysynyt nykypäivään saakka käytännössä samana ja myös tarkoittaen samaa kohdetta. Koordinaatit ja halkaisijat ovat IAU:n mukaiset, joskin pyöristetyt. Michael van Langrenin nimeämät kohteet esiteltiin tarinan ykkösosassa.

Alkup. nimiNyk. nimiKoko (km)Lev.; pit.IkäNimeäjä, vuosi
EndymionisEndymion12253,6°N; 56,5°Enektarinenvan Langren, 1645
LangreniLangrenus1328,9°S; 61,0°Eeratostheeninen (kopernikaaninen?)van Langren, 1645
PythagoraePythagoras14563,7°N; 63,0°Weratostheeninenvan Langren, 1645
Promontorium AgarumPromontorium Agarum6213,9°N; 65,7°EprenektarinenHevelius, 1647
Promontorium ArcherusiaPromontorium Archerusia1116,8°N; 21,9°EnektarinenHevelius, 1647
AlpesMontes Alpes33448,4°N; 0,6°Wpohja prenektarinen ja nektarinen, pinta varhaisimbrinenHevelius, 1647
Mons ApenninusMontes Apenninus60019,9°N; 0,0°Epohja nektarinen, pinta varhaisimbrinenHevelius, 1647
Kuva 2. Kertauksena ykkösosasta lienee syytä esittää myös tämä kuva. Kuun vanhimmat yhä samoilla paikoilla käytössä olevat pinnanmuotojen nimet ovat peräisin 1600-luvun puolivälistä. Kuva: Virtual Moon Atlas / LRO WAC / T. Öhman.

Alpit ja Apenniinit

Ilmeisimmät kohteet, joiden nimistä voimme kiittää Heveliusta, ovat Mare Imbriumia eli Sateiden merta koillisessa ja kaakossa ympäröivät vuoristot. Mare Imbrium on yksi Kuun selväpiirteisimmistä meristä ja muodostaa kuu-ukon oikean silmän. Sitä reunustavat vuoret ovat Imbriumin törmäysaltaan reunoja. Koillista reunavuoristoa Hevelius kutsui lyhyesti nimellä Alpes eli Alpit, jonka virallinen nimi nykyisin on Montes Alpes (Kuvat 3 ja 4). Alpit muodostavat melko lyhyen, määritelmästä riippuen vain noin 250–350 kilometrin mittaisen pätkän, jotka kohoavat Sateiden meren pinnasta jopa liki 4 km. Kuuhavaitsijoille Alpit ovat sikäli erittäin tuttu paikka, että niitä halkoo harrastajien suosikkikohteisiin lukeutuva Vallis Alpes eli Alppilaakso (Kuva 3).

Kuva 3. NASAn troijalaisille asteroideille matkaavan Lucy-luotaimen pari viikkoa sitten eli 16.10.2022 tapahtuneen Maan ja Kuun ohilennon aikana ottama kuva Mare Imbriumista ja sitä itäpuolella reunustavista vuoristoista. Etualalla kaartuvat Apenniinit. ”Salmen” jälkeen pitkin yön ja päivän rajaa näkyy Kaukasus eli Montes Caucasus, joka Heveliukselle oli enimmäkseen osa Apenniineja. Mare Imbriumin koillisrantaa reunustavia Alppeja halkoo Alppilaakso. Kuva: NASA / Goddard / SwRI / JHU-APL / Tod R. Lauer (NOIRLab).

Toinen Heveliuksen nykypäivään saakka selvinneistä vuoristoista on Apenniinit eli Montes Apenninus (Kuva 3).  Heveliuksella ne tosin esiintyivät hieman kummallisesti yksikkömuodossa Mons Apenninus. Apenniinit muodostavat kuutisensataa kilometriä Imbriumin törmäysaltaan kaakkoisesta reunasta nousten lähes viiden kilometrin korkeuteen Sateiden meren pinnasta. Suurelle joukolle kuututkimuksen ystäviä Apenniinit on tutuin siitä, että Apollo 15:n kuumoduuli Falcon laskeutui Apenniinien juurelle Rima Hadleyn laavauoman reunamille kesällä 1971 (Kuva 4).

Kuva 4. Jari Kuulan piirros Apenniinien pohjoisosista punaisen täplän merkitsemän Apollo 15:n laskeutumisalueen ympäristöstä 20.4.2021 klo 22.30–23.25. Musta mutkitteleva viiva on Rima Hadleyn laavauoma.

A(r)cherusian ja Agarumin niemet

Toisen puolen Heveliuksen nykypäivään asti säilyneistä nimistä muodostavat kaksi niemeä, Promontorium Archerusia ja Promontorium Agarum. Niistä ensimmäinen lienee kuuharrastajien parissa kohtalaisen tunnettu ainakin kohteena ellei nimenä, mutta jälkimmäinen kuuluu hieman eksoottisempien kohteiden joukkoon.

Antiikin aikainen Acherusian niemi on nykyisessä Turkissa Mustanmeren rannalla sijaitsevan Karadeniz Ereğlin kaupungin vieressä oleva pyöreähkö niemi. Paikalle perustettiin jo 500 vuotta ennen ajanlaskun alkua Herakleia Pontiken kreikkalainen siirtokunta. Myyttien mukaan viimeisenä urotekonaan Herakles eli Herkules laskeutui kaupungin alueella sijaitsevaan Cehennemağzın luolaan sieppaamaan mukaansa Manalan vahtikoira Kerberoksen.

Hevelius sijoitti Acherusian niemen yhteen komeimmista mahdollisista niemeltä näyttävistä paikoista Kuussa, nimittäin Mare Serenitatista (joka tunnetaan suomeksi lukuisilla eri nimillä, mm. Kirkkauden merenä) ja Mare Tranquillitatista eli Rauhallisuuden merta erottavan pitkän ja kapean niemen kohdalle (Kuva 5). Se on itse asiassa Serenitatiksen törmäysaltaan lounaisen reunan muodostavien Haemusvuorten eli Montes Haemuksen itäisin osa.2 Nykyisin niemen viralliseksi kooksi ilmoitetaan 11 km, joten se viittaa vain niemen kärkeen. Todellisuudessa koko niemi on noin 50 km pitkä ja 5–6 km leveä. Se nousee suunnilleen 1,5 km Mare Serenitatiksen pinnasta, mutta vain noin 0,5 km Mare Tranquillitatiksen pinnasta.

Merten korkeuserojen lisäksi niemen ympäristössä näkee jo kiikarilla tai pienellä kaukoputkella hienosti myös meriä täyttävien mare-basalttien koostumuseron. Mare Tranquillitatista ja Serenitatiksen ulko-osia täyttää tummempi titaanirikkaampi basaltti, kun Serenitatiksen sisäosien vaaleammassa basaltissa titaania on noin 5–10 prosenttiyksikköä vähemmän. Tämä väriero on helpoimmin nähtävissä täydenkuun aikaa, mutta on niin selvä, että se erottuu kyllä muulloinkin.

Kauniiden maisemien ja Kuun selvimpiin kuuluvan basalttien koostumusrajan lisäksi niemi on kuuharrastajan kannalta kiinnostava myös kuututkimuksen historian kenties kuuluisimman kirjoitusvirheen vuoksi. Antiikin aikana tunnettu niemi oli siis nimeltään Acherusia. Hevelius kuitenkin kirjoitti sen muodossa Archerusia.  Seuraavina vuosisatoina monet kuututkijat huomasivat Heveliuksen virheen, joten välillä ensimmäinen ”r” oli nimessä mukana, välillä ei. Vuonna 1961 Heveliuksen käyttämä kirjoitusasu kuitenkin virallistettiin, mistä lähtien niemi on tunnettu nimellä Promontorium Archerusia. Ilmeisesti kirjoitusvirhe ei enää ole virhe, jos se on riittävän vanha.

Kuva 5. Promontorium Archerusia paikallisessa iltavalaistuksessa Jari Kuulan piirtämänä 8.9.2020 klo 02.00–02.40. Niemen pohjoispuolella avautuu Mare Serenitatis, eteläpuolella Mare Tranquillitatis.

Antiikin aikana Agarumin niemellä tarkoitettiin jotain Asovanmeren pohjoista nientä, mutta tarkka paikka ei ole täysin varma. Todennäköisimmin kyseessä oli jompi kumpi nykyisin surullisen kuuluisasta Mariupolista lounaaseen sijaitsevista Berdjanskin tai Fedotovan kynnäistä.

Heveliuksen Promontorium Agarum (Kuva 6) sijaitsee melko kaukana idässä, Mare Crisiumin eli entisaikojen Caspian itäisellä rannalla. Niemi olisi melko vaatimattoman näköinen elleivät sen tyvellä sijaitsevat 16-kilometrinen Condorcet J:n ja 36-kilometrinen Condorcet W:n kraatteri olisi muokanneet sitä hieman kapeammaksi. Tässäkin tapauksessa niemen virallinen läpimitta 62 km tuntuu hieman mielivaltaiselta, sillä Promontorium Agarumin mereen työntyvä osa on noin 50 km leveä ja noin 40 km pitkä. Korkeutta sillä on peräti viitisen kilometriä.

Promontorium Agarum on törmäysaltaiden näkökulmasta mielenkiintoisessa kohdassa. Yli tuhatkilometrinen Crisiumin allas on yksi Kuun harvoista melko yleisesti monirenkaiseksi tunnustetuista törmäysaltaista. Sen selväpiirteisin, noin 500 km:n läpimittainen rengas kulkee Promontorium Agarumin poikki. Agarumin syntyyn lienee kuitenkin vaikuttanut myös vanhempi ja pienempi, noin 370-kilometrinen Crisium East -nimellä tunnettu törmäysallas. Sen sisempi, noin 185 km:n läpimittainen rengas on hahmoteltu kulkemaan välittömästi niemen pohjoispuolelta. Ei tunnu mahdottomalta ajatella, että Promontorium Agarum törröttää Mare Crisiumin itärannalla juuri siksi, että sen ovat siihen osaltaan nostaneet niin Crisiumin kuin Crisium Eastinkin topografiset renkaat.3

Heveliuksella tuskin oli minkäänlaista käsitystä käyttämiensä historiallisten nimien taakse kätkeytyvien niemien todellisista muodoista. Jotensakin ironista nimittäin on, että Heveliukselta periytyvistä kahdesta Kuun niemestä Promontorium Agarum muistuttaa muodoltaan todellista Acherusian niemeä, kun taas pitkä ja kapea Promontorium Archerusia on olemukseltaan kovasti Berdjanskin ja Fedotovan kynnäiden kaltainen.

Kuva 6. Jari Kuulan tuore, 12.10.2022 klo 02.28–03.32 tehty piirros Promontorium Agarumista paikallisessa iltavalaistuksessa. Niemen edustalla tummina näkyvät Dorsa Harkerin harjanteiden heittämät varjot.

Van Langrenin ja Ricciolin Heveliukset

Johannes Hevelius oli jo ennen Selenographiaansa ennättänyt kerätä sen verran mainetta, että van Langren huoli hänet mukaan karttaansa. Hevelius esiintyi van Langrenilla nimellä Hevelii. Kovin kummoista kraatteria van Langren ei kuitenkaan Heveliuksella suonut, sillä Hevelii on 28-kilometrinen, vanha (nektarinen), reunoiltaan pahasti kulunut ja mare-basalttien täyttämä kraatteri vähäisellä Mare Nubiumin eli Pilvien meren ja Mare Cognitumin eli Tunnetun meren välisellä ylänköalueen kaistaleella. Nykyisin tuo raihnainen kraatteri kulkee nimellä Lubiniezky A (Kuva 7). Olisiko Hevelius närkästynyt kraatterinsa vaatimattomuudesta ja siksi jättänyt van Langrenin mainitsematta kirjassaan?

Kuva 7. Nykyisin nimellä Lubiniezky A (merkitty A-kirjaimella) on hyvin vaatimaton, täyttynyt ja kulunut kraatteri, jota kuitenkin van Langren kutsui Heveliuksen kunniaksi(?) nimellä Hevelii. Aikansa johtaviin luonnontieteilijöihin kuulunut Pierre Gassendi sen sijaan sai Ricciolilta todella vaikuttavan kraatterin Mare Humorumin pohjoisrannalta. Van Langrenille se oli Annulus Neptuni. Hänkin tosin kunnioitti Gassendia kartassaan, mutta kutsui Gassendiksi nykyisin Timochariksena tunnettua kraatteria Mare Imbriumissa. Kuva: NASA / ASU / LRO WAC / QuickMap / T. Öhman.

Ainoastaan neljä vuotta Selenographian jälkeen, vuonna 1651, ilmestyi tarinan ykkösosassa mainitun Giovanni Ricciolin suurteos Almagestum Novum, jossa esitelty nimistö oli lopulta päihittävä niin van Langrenin kuin Heveliuksenkin nimistön. Riccioliin Hevelius oli ymmärrettävästi tehnyt huomattavasti suuremman vaikutuksen kuin aiemmin van Langreniin. Se myös näkyi, sillä Riccioli sijoitti Heveliuksen lähelle itsensä mukaan nimeämäänsä 156-kilometristä kraatteria ja oppilaansa ja kartanpiirtäjänsä mukaan nimeämäänsä virallisesti 173-kilometristä Grimaldia.4 Ricciolin Hevelius on kohtalaisen komea, 114-kilometrinen nektarinen kraatteri Oceanus Procellarumin eli Myrskyjen valtameren länsirannalla (Kuvat 8 ja 9). Samalla nimellä ja paikalla Hevelius on edelleen.

Kuva 8. Jari Kuulan piirros Heveliuksesta paikallisen aamunkoiton aikaan 8.1.2020 klo 22.20–23.00.

Kuva 9. Riccioli sijoitti itsensä ja assistenttinsa Grimaldin Oceanus Procellarumin länsirannalle. Grimaldin näennäiset reunat ovat todellisuudessa vain sen rengaskohouma, itse törmäysallas on läpimitaltaan kaksinkertainen. Riccioli arvosti myös Heveliusta, mistä kertoo vain hieman pienemmän komean naapurikraatterin nimeäminen hänen mukaansa. Kuva: NASA / ASU /LRO WAC / QuickMap / T. Öhman.

Van Langrenin ja Heveliuksen perintö

1600-luvun puolivälissä Kuun kartoitus oli tähtitieteilijöiden parissa hyvinkin suosittua puuhaa. Tuntuu hämmästyttävältä, että vain kuuden vuoden aikana, 1645–1651, valmistui kolme erillistä Kuun kartoitusta, joissa kaikissa oli käytössä täysin erilainen nimistö. Kisan voittajaksi selviytynyt Riccioli säilytti van Langrenin kolme kraatteria, eli Endymionin, Pythagoraan ja Langrenuksen. Heveliuksen vuoria ja niemiä Riccioli ei sen sijaan huolinut omaan systeemiinsä, vaan ne palautettiin kartoille myöhempien kartoittajien toimesta. Ricciolin nimistö ei kuitenkaan välittömästi korvannut Heveliuksen systeemiä, vaan myös Heveliuksen nimiä oli pitkään käytössä. Eräät kuututkijat käyttivät molempia nimistöjä rinnatusten. Ja vaikka Heveliuksen nimistö jäikin hiljalleen pois käytöstä, Selenographiaa pidettiin 150 vuotta tärkeimpänä kuutietämyksen lähteenä. Jopa paavi Innocentius X (1574–1655) arvosti luterilaisen Heveliuksen teosta sanoen, että se olisi vertaansa vailla oleva kirja, jollei se olisi kerettiläisen kirjoittama.

Nykyisin van Langrenin ja Heveliuksen Kuun pinnalle sijoittamat nimet ovat tietenkin vain historiallinen kuriositeetti. Kuun pinnanmuodoista voi nauttia kaukoputken ääressä aivan mainiosti ilman mitään tietoa niiden nimistä sen paremmin kuin geologiastakaan. Kuun kartoituksen ja nimistön historia avaa kuitenkin kiinnostavia näkymiä tieteellisen kuututkimuksen varhaisiin vuosikymmeniin, sekä niihin ihmisiin ja heidän ajattelutapoihinsa, jotka olivat keskeisesti vaikuttamassa kuututkimuksen, tähtitieteen ja koko luonnontieteen kehitykseen.

Kuuharrastajalle nimistön varhaishistoria tarjoaa hyvän syyn katsella tarkemmin tavanomaisesta hieman poikkeavia kohteita (Kuvat 2 ja 10). Jos ottaa mukaan kaikki tässä tarinassa mainitut henkilöt Plutarkhoksesta alkaen, riittää monipuolista havaittavaa aivan itäreunalta pohjoiselle libraatiovyöhykkeelle ja länteen Riccioliin saakka. Useimmat kuuhavaitsijat ovat katselleet virallista Grimaldia, mutta harvempi on havainnut Grimaldin törmäysaltaan reunaa, jonka näkyminen on kiinni sopivan loivasta valaistuksesta. Hupia havaitsijoille riittää siis ihanneolosuhteissakin vähintään koko kuunkierron ajaksi.

Kuva 10. Ei täydellinen mutta melko kattava valikoima tässä tarinassa mainittujen varhaisten Kuun kartoittajien ja muiden tarinaan liittyvien tutkijoiden nimikkokraattereita. Jostain syystä William Gilbert joutuu jakamaan kraatterinsa amerikkalaisen geologin, kuu- ja törmäyskraatteritutkimuksen pioneeri Grove Karl Gilbertin (1843–1918) kanssa, vaikka mikään ei estäisi antamasta molemmille omaa kraatteriaan, jollaisen he täysin ansaitsisivat. Thomas Harriotin kraatteri on etäpuolella (33,2°N 114,4°E). Kuva: Virtual Moon Atlas / LRO WAC / T. Öhman.

1Koko nimeltään teos oli Selenographia: sive Lunæ descriptio eli ”Selenografia: tai kuvaus Kuusta”.

2Maapallon tapauksessa Haemusvuorten sijasta nykyään käytetään nimitystä Balkanvuoret.

3Tasapuolisuuden nimissä lienee syytä mainita, että on olemassa myös koulukunta, jonka mukaan Crisiumin altaan itä–länsi-suunnassa venähtänyt muoto johtuu lännestä itään tapahtuneesta loivakulmaisesta törmäyksestä. Tämän ajatuksen mukaan erillistä Crisium Eastin allasta ei ole olemassakaan.

4Grimaldin virallinen 173 km:n läpimitta viittaa vain sen keskiosia täyttävän mare-alueen läpimittaan. Kraatterimaisen rengasrakenteen läpimitta puolestaan on noin 234 km, mutta se on itse asiassa kaksirenkaisen törmäysaltaan sisempi rengas eli rengaskohouma. Koko Grimaldin törmäysaltaan läpimitta on noin 460 km, eli tässä mielessä oppilas päihitti opettajansa.


Kiitokset Jari Kuulalle havaintopiirrosten käyttöluvista.


Kun aika on kypsä, tämäkin juttu ilmestyy myös Hieman Kuusta -blogissani jokusen bonus-kuvan sisältävänä versiona.

2 kommenttia “Kuun nimistön vanhimmat kerrostumat, osa 2”

  1. Markku Kaakkolammi sanoo:

    Miten aikoinaan päädyttiin teoriaan, että Kuun etäpuolella olisi vähemmän meriä kuin lähipuolella, ja joka osoittautui oikeaksi ?

    1. Teemu Öhman sanoo:

      Hhmm… mulla keloo nyt pahasti tyhjää. Mistä ”teoriasta” mahtaa olla kyse? Mikään varsinainen teoria se ei ole voinut olla, koska teorioiden pitää perustua jonkinlaisiin havaintoihin, joten ilman niitä kyseessä on vaan valistumaton arvaus. Hivenen pystyttiin toki libraatiovyöhykkeiden perusteella ekstrapoloimaan etäpuolelle. Selkein esimerkki tästä oli eteläisen napaseudun vuoret, joista pääteltiin, että etäpuolella pitää olla valtaisan suuri törmäysallas. Silloin se kulki nimellä Big Backside Basin ja tunnetaan nykyisin nimellä South Pole – Aitkenin allas. Mutta noin muuten etäpuoli oli kyllä täysin tuntematon ennen vuoden 1959 Luna 3:a.

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *


Kuun nimistön vanhimmat kerrostumat, osa 1

30.10.2022 klo 09.32, kirjoittaja
Kategoriat: Havaitseminen , Historia , Kraatterit , Kuu , Nimistö

Geologit tapaavat olla kiinnostuneita maankamaran kerrosjärjestyksestä. Kuten olen tainnut jo useamman kerran tässäkin blogissa mainita, tässä on kyse vain siitä, mitkä kallio- tai maaperän kerrokset syntyivät aiemmin, mitkä myöhemmin. Kallioperän tapauksessa kaikkein nuorimpia kerroksia, vaikkapa viime vuosina purkautuneita laavoja, on hyvin vähän. Toisaalta taas tavanomaista enemmän tai vähemmän keski-ikäistä pintaa riittää vaikka kuinka paljon. Usein suurimman kiinnostuksen kohteena ovat kaikkein vanhimmat osat, jotka voivat kertoa varhaisimmista pintaa muodostaneista ja sitä muokanneista prosesseista. Tätä iäkkäintä kallioperää on planeetasta riippumatta yleensä jäljellä erittäin niukasti.

Planeettojen pinnanmuotojen nimeämisen ikäjakauma ja ”kerrosjärjestys” muistuttavat varsin paljon kallioperän ikäjakaumaa ja kerrosjärjestystä. Kuu on tästä paras esimerkki. Valtaosa Kuun nykyisin nimetyistä pinnanmuodoista sai nimensä muutamassa ryöpsähdyksessä jokusen sadan vuoden aikana. Näistä viimeisin tapahtui 1970-luvun ensimmäisellä puoliskolla, kun aiemmin tuntemattomina pysytelleille Kuun etäpuolen kohteille piti saada nimiä. Sen jälkeen uusia nimiä on ilmestynyt harvemmin, lähinnä tarpeen mukaan.1 Tällä hetkellä  tuorein lisäys Kuun nimistöön on kraatteri Bandfield, joka sai viime heinäkuussa nimensä valitettavan nuorena kuolleen, kuukausi sitten blogijuttuni aiheenakin olleita Kuun kylmiä läiskiä tutkineen Joshua L. Bandfieldin (1974–2019) mukaan.

Kuun nykyisen nimistön tunnetuimman osan muodostavat italialaisen tähtitieteilijän ja jesuiittapapin Giovanni Battista Ricciolin (1598–1671) vuonna 1651 julkaisemassa Almagestum Novum -kirjassaan ja sen sisältämässä Ricciolin opiskelija ja kollega Francesco Maria Grimaldin (1618–1663) piirtämässä kartassa esitetyt nimet. Käytännössä kaikki Kuun lähipuolen tunnetuimmat kraatterit ja meret sekä muutamat järvet, lahdet ja suot ovat Ricciolin nimeämiä. Ricciolin nimeämissysteemissä oli oma mielenkiintoinen ja poliittis-uskonnollisesti rohkeita piilomerkityksiäkin sisältänyt logiikkansa, mutta se saa olla toisen tarinan aihe.

Vähemmän tunnettua on, että sieltä täältä Kuun kartoista löytyy Ricciolia vanhempaakin nimikerrostumaa. Mitä nämä kohteet ovat, ja ketkä niitä nimesivät?

Varhaisimmat Kuun kartoittajat

Ensimmäisen tunnetun Kuun kartan ja sen pinnanmuotojen nimistön loi etenkin magneettisista tutkimuksistaan tunnettu Englannin kuningatar Elisabet I:n henkilääkäri William Gilbert (1540–1603). Häntä voidaan perustellusti pitää myös yhtenä tieteellisen menetelmän kehittäjistä, vaikkei tätä Britannian ulkopuolella yleensä muistetakaan.

Gilbertin kuukartassa on 13 nimettyä aluetta. Esimerkiksi Kuun itäreunalla sijaiseva nykyisin Mare Crisiumina eli Vaarojen merenä tunnettu soikea tumma laavatasanko sai Gilbertiltä nimen Brittannia. Gilbert ei kuitenkaan koskaan julkaissut karttaansa, joten se ja hänen luomansa nimistö jäivät tieteenhistoriallisiksi sivuhuomautuksiksi.

Julkaisukynnystä ei kyennyt ylittämään myöskään Gilbertin maanmies, Virginian siirtokuntien kuvauksestaan tunnettu mutta myös etevä tähtitieteen, matematiikan ja optiikan tutkija Thomas Harriot (n. 1560–1621). Gilbert oli tehnyt havaintonsa paljain silmin, mutta Harriot luonnosteli ensimmäiset tunnetut kaukoputkihavaintoihin perustuvat piirrokset Kuusta elokuussa 1609, nelisen kuukautta ennen italialaista Galileo Galileitä (1564–1642; Kuva 1). Harriotin töherrykset vain olivat täysin onnettomia: kuka tahansa, jolla on kohtalaisen normaalit silmät, kykenee näkemään Kuusta paljain silmin merkittävästi enemmän tunnistettavia yksityiskohtia kuin Harriotin kamalissa suttupiirroksissa erottuu. Vähän paremman kartan Harriot sai aikaiseksi vuonna 1611, mutta sitäkään hän ei julkaissut. Sitä paitsi tuolloin Galilein vuonna 1610 painettu kirja Sidereus Nuncius kuupiirroksineen oli jo aiheuttanut pahennusta ja ihastusta ympäri Eurooppaa.

Harriot käytti kartassaan lähinnä vain numeroita ja kirjaimia, mutta muistikirjoissaan hän mainitsee nimen Caspian eli Kaspianmeri, jolla hän viittasi Mare Crisiumiin. Kaspianmeren yhdistäminen selvästi paljain silmin erottuvaan Mare Crisiumiin oli tuohon aikaan ilmeisesti varsin yleistä. Jo Kuuluisien miesten elämäkerroista tunnettu kreikkalainen Plutarkhos (n. 46–120) mainitsi Kaspianmeren vertaillessaan Kuun pintaa tuolloin tunnettuun kreikkalaiseen maailmaan. Plutarkhos ei kuitenkaan tehnyt selvää yhteyttä sen ja Mare Crisiumin välillä.

Galilein piirrokset Kuusta olivat ylivertaisia hänen englantilaisten aikalaistensa aikaansaannoksiin nähden. Niistä on tunnistettavissa suuri joukko yksityiskohtia, joita ei paljain silmin erota. Galilei vain ei käyttänyt piirroksissaan minkäänlaista nimistöä, joten sikäli niitä ei voida pitää varsinaisina karttoina. Vaikka Galilei siis muutti käsityksemme Kuusta – se ei enää ollut täydellinen pallo vaan erilaisten vuorien, laaksojen ja tasankojen täyttämä monimuotoinen maailma – hänenkään aivoituksensa eivät nykyisissä kartoissa näy mitenkään.

Kuva 1: Kuun nimeämishistorian suurimpia vääryyksiä on, että Riccioli antoi Galileille  vaatimattoman 16-kilometrisen kraatterin (nimeltään Galilaei) ja vieläpä Oceanus Procellarumin eli Myrskyjen valtameren yksinäiseltä läntiseltä reuna-alueelta. Sen seurana on vain 11-kilometrinen Galilaei A. Molemmat ovat iältään sentään melko nuoria, eli eratostheenisiä. Kuva: NASA / ASU / LRO WAC / QuickMap / T. Öhman.

Ranskalainen Pierre Gassendi (1592–1655) tunnetaan atomiteorian henkiinherättäjänä ja maineikkaasta kokeestaan, jossa hän pudotteli tykinkuulia täydessä vauhdissa olleen kaleerin mastosta todistaen Galilein ajatukset inertiasta oikeiksi. Hän oli lisäksi filosofi ja matemaatikko sekä aikansa eturivin tähtitieteilijä. Tähtitieteessä hänet muistetaan etenkin havainnoista, jotka hän teki Johannes Keplerin (1571–1630) laskelmien pohjalta havaitsemastaan Merkuriuksen ylikulusta.2

Vähemmän tunnettua on, että Gassendilla oli vahvaa kiinnostusta myös Kuuta kohtaan. 1620–30-lukujen taitteessa hän ryhtyi yhdessä kollegansa Nicolas-Claude Fabri de Peiresc’in eli Peiresciuksen (1580–1637) ja kaivertaja Claud Mellanin kanssa kartoittamaan kiertolaistamme. Kuun pinnanmuotojen tarkka kartoitus ei tosin heille ollut varsinainen itseisarvo, vaan heidän tavoitteenaan oli luoda käyttökelpoinen apuneuvo maapallon pituusateiden määrittämiseksi.

Kolmikko saikin vuonna 1637 painetuksi ylivertaisen upeita ja yksityiskohtaisia piirroksia Kuusta eri vaiheissa. Peirescin samana vuonna tapahtuneen kuoleman myötä koko hanke kuitenkin lopahti eikä karttoja varsinaisesti koskaan julkaistu.

Tämä oli sikälikin sääli, että Gassendilla oli muistikirjoissaan luonnosteltuna myös Kuun nimistö. Jälkikäteen tunnistettavista kohteista Mare Crisium oli jälleen Caspia, ja mielenkiintoisesti Kuun läntisellä puoliskolla sijaitseva, suunnilleen Mare Crisiumin kokoinen ja muotoinen Mare Humorum oli Gassendille Anticaspia (Kuva 2). 

Gilbertin, Harriotin ja Gassendin ryhmän varhaiset kartoitusyritykset eivät siis näy nykyisessä Kuun nimistössä yhtään sen enempää kuin Galileinkaan. Ne ovat kuin planeetan muokkautunut varhaisin kuori, jonka jäänteistä yhä pystyy paikoin päättelemään, mitä se on joskus ollut, mutta jonka yksityiskohdat suurelta osin jäävät mysteeriksi.

Kuva 2. Ranskalaisen Pierre Gassendin nimistössä nykyinen Mare Crisium oli Caspia ja Mare Humorum Anticaspia. William Gilbertille Caspia oli kotoisammin Brittannia. Yksikään ensimmäisten Kuun kartoittajien antamista nimistä ei ole jäänyt käyttöön. Kuva: Virtual Moon Atlas / LRO WAC / T. Öhman.

Van Langrenin kraatterit

Samoihin aikoihin Gassendin ryhmän kanssa hollantilainen insinööri ja kartografi Michael (tai Michiel) van Langren eli Langrenus (1598–1675) työsti Espanjan kuningashuoneelle omaa kuukarttaansa (Kuva 3). Myös hänen kartoitusprojektinsa pääasiallinen tarkoitus oli helpottaa pituusasteen määrittämistä maapallolla.

Kuva 3: Van Langrenin kuukartta vuodelta 1645. Jos karttaa haluaa vertailla tarkemmin nykyisiin kuukarttoihin, sen saa asennettua mainioon Virtual Moon Atlas -ilmaisohjelmistoon. Kuva: Public domain, via Wikimedia Commons.

Toisin kuin edeltäjänsä ja kilpailijansa, van Langren sai karttansa valmiiksi ja julkaistuksi vuonna 1645. Se sisälsi myös melko laajan nimistön, joten se oli ensimmäinen todellinen kuukartasto. Van Langren valitsi kohteidensa nimiksi niin oman aikansa kuninkaita ja ruhtinaita kuin entisaikojen filosofeja ja tähtitieteilijöitäkin. Esimerkiksi Kuun suurimmalle merelle, Oceanus Procellarumille eli Myrskyjen valtamerelle van Langren antoi mesenaattinsa kuningas Filip IV:n (1605–1665) kunniaksi nimen Oceanus Philippicus. Mare Crisium viittasi aikakaudelle tyypillisesti edelleen Kaspianmereen, joskin nimi oli muodossa Mare De Moura Caspium. Nämä, kuten lähes kaikki muutkin van Langrenin antamat nimet ovat sittemmin poistuneet käytöstä, mutta muutama kraatteri kantaa yhä hänen antamaansa nimeä (Taulukko 1; Kuva 4).

Taulukko 1. Kuun vanhimmat nimetyt kohteet, joiden nimi on pysynyt nykypäivään saakka käytännössä samana ja myös tarkoittaen samaa kohdetta. Koordinaatit ja halkaisijat ovat IAU:n mukaiset, joskin pyöristetyt. Johannes Heveliuksen nimeämät kohteet esitellään tarinan kakkososassa.

Alkup. nimiNyk. nimiKoko (km)Lev.; pit.IkäNimeäjä, vuosi
EndymionisEndymion12253,6°N; 56,5°Enektarinenvan Langren, 1645
LangreniLangrenus1328,9°S; 61,0°Eeratostheeninen (kopernikaaninen?)van Langren, 1645
PythagoraePythagoras14563,7°N; 63,0°Weratostheeninenvan Langren, 1645
Promontorium AgarumPromontorium Agarum6213,9°N; 65,7°EprenektarinenHevelius, 1647
Promontorium ArcherusiaPromontorium Archerusia1116,8°N; 21,9°EnektarinenHevelius, 1647
AlpesMontes Alpes33448,4°N; 0,6°Wpohja prenektarinen ja nektarinen, pinta varhaisimbrinenHevelius, 1647
Mons ApenninusMontes Apenninus60019,9°N; 0,0°Epohja nektarinen, pinta varhaisimbrinenHevelius, 1647
Kuva 4. Kuun vanhimmat yhä samoilla paikoilla käytössä olevat pinnanmuotojen nimet ovat peräisin 1600-luvun puolivälistä. Kuva: T. Öhman / Virtual Moon Atlas / LRO WAC.

Langrenus

Nykyisen Mare Fecunditatiksen eli Hedelmällisyyden meren Langrenus nimesi itsensä mukaan Mare Langrenianumiksi. Sitä on nykyisiltä kartoilta turha etsiä, mutta paremmin kävi hänen nimikkomerensä itärannalle sijoittamalleen toiselle kaimalleen, eli kraatteri Langrenille. Se on säilyttänyt nimensä halki vuosisatojen vain pienellä kirjoitusasun muutoksella ja tunnetaan nykyisin nimellä Langrenus (Kuva 5). Iältään eratostheeninen Langrenus on 132-kilometrisenä ja säteiden ympäröimänä kasvavan, iltataivaalla hyvin näkyvän sirpin kenties komein  kraatteri. Liiallisesta vaatimattomuudesta van Langrenia ei siis voi syyttää. Langrenus on myös van Langrenilta periytyvistä kraattereista selvästi parhaiten havaittavissa.

Kuva 5. Michael van Langren nimesi itsensä mukaan erittäin komean säteiden ja sekundäärikraatterien ympäröimän kraatterin, jonka moderni kirjoitusasu on Langrenus. Se sijaitsee nykyisen Mare Fecunditatiksen itärannalla. Van Langrenille meri tosin oli nimeltään Mare Langrenianum. Kuva: NASA / ASU / LRO WAC / QuickMap / T. Öhman.  

Endymion

Koko laajasta van Langrenin nimistöstä Langrenuksen lisäksi vain kaksi muuta kraatteria on säilyttänyt nimensä. Nämä ovat Endymionis (nyk. Endymion; Kuva 6) ja Pythagorae (nyk. Pythagoras). 122-kilometrinen tumman laavan täyttämä Endymion on geologisesti vanhin van Langrenin säilyneistä kohteista. Se on iältään nektarinen, eli vuosissa mitaten se syntyi ehkä noin 3,8 miljardia vuotta sitten. Se sijaitsee sen verran kaukana koillisessa, että selvästi ympäristöstään erottuvana kohteena se toimii myös libraation osoittimena: mitä pyöreämpänä Endymionin tumma pohja näkyy, sitä paremmin koillisreunan mielenkiintoisia kohteita, kuten Humboldtianumin törmäysallasta, pääsee omin silmin tutkiskelemaan.

Endymion on nimenä sikälikin kiinnostava ja poikkeuksellinen, että läheisten Atlas– ja Hercules-kraattereiden tapaan se on kreikkalaisen mytologian hahmo eikä suinkaan tavallinen kuolevainen, kuten valtaosa muista Kuuhun nimensä saaneista. Aiolilainen Endymion oli paimen tai toisten versioiden mukaan metsästäjä, jonka komeaan ulkomuotoon Kuun jumalatar Selene rakastui. Endymionin isä Zeus vaivutti poikansa ikiuneen, jotta Selene pääsisi ainaisesti ihailemaan Endymionin ulkoisia avuja. Selene tosin meni yöllisillä vierailuillaan vähän pelkkää ihailua pidemmälle, sillä hän synnytti viisikymmentä Endymionin tytärtä.

Kuva 6. Tummapohjainen kraatteri Endymion paikallisessa iltavalaistuksessa Jari Kuulan piirtämänä 30.09.2015 klo 04.30. Alue on myyttisten hahmojen keskittymä, sillä vieressä sijaitsevat myös komeat kraatterit Atlas ja Hercules.

Pythagoras

Pythagoras  eli Pythagoras Samoslainen (n. 570 – n. 495 eaa.) oli maineikas kreikkalainen filosofi ja aritmetiikkaan ja geometriaan keskittynyt matemaatikko (sekä mystikko, numerologi yms. hihhuli, kuten ajan tapoihin kuului). Pythagoraan lause a2+b2=c2 on yksi matematiikan tunnetuimpia, olipa se sitten Pythagoraan keksimä tai ei.

Kraatteri Pythagoras (Kuva 7) puolestaan on erittäin suuri eli 145-kilometrinen ja melkoisen nuori (eratostheeninen). Se kuitenkin sijaitsee niin pohjoisessa, suunnilleen Iisalmea vastaavalla leveyspiirillä, että se vaatii suotuisaa luoteista libraatiota päästääkseen kunnolla oikeuksiinsa. Näky on kuitenkin parhaimmillaan erittäin komea, ja lähes kolme kilometriä kraatterin pohjalta nouseva keskuskohouma on tutkimuksellisestikin kiinnostava. Sen mukana on nimittäin noussut syvyyksistä pintaan lähes puhdasta anortosiittiä, mikä Kuun alkuperän ja kehityksen tutkijoiden mielestä on aina mielenkiintoista.

Kuva 7. Pythagoras on Langrenuksen tapaan suuri ja hyvin säilynyt kraatteri. Sen melko pohjoinen sijainti hieman vaikeuttaa sen havaitsemista ja aiheuttaa tässäkin karttaprojektiossa sen näennäisen soikeuden. Kuva: NASA / JPL / MoonTrek / Kaguya TC.

Parin päivän päästä ilmestyvässä tarinan kakkososassa perehdytään van Langrenin haastajaan Johannes Heveliukseen ja hänen kuukartoituksestaan meidän päiviimme saakka säilyneisiin kohteisiin sekä hieman useamman esimerkin voimin myös siihen, millaisia kohteita varhaiset Kuun kartoittajat nimesivät toistensa ja itsensä mukaan.

1Kuun kohteiden virallisessa nimeämisessä tosin oli valtaisa ryöpsähdys vuonna 2006, kun satelliittikraatterien, eli yleensä suuremman kraatterin ympärillä olevien pienempien kraatterien kirjaintunnukset – sellaiset kuin esimerkiksi Virtanen B, Virtanen C, Virtanen J ja Virtanen Z – saivat virallisen aseman. Tämä nimeämissysteemi oli ollut epävirallisessa käytössä jo 1700-luvulta alkaen, alussa tosin vailla sen suurempaa logiikkaa. 

2Varsin usein väitetään, että Gassendi oli ainut Keplerin ennustaman ylikulun havaitsija ja siis ensimmäinen, joka ylipäätään näki Merkuriuksen ylikulun. Tosiasiassa Gassendin lisäksi tuon 7.11.1631 tapahtuneen ylikulun havaitsijoita oli ainakin kolme muutakin. Gassendin havainnot kuitenkin olivat merkittävästi tarkempia kuin muiden.


Kiitokset Jari Kuulalle Endymion-piirroksen käyttöluvasta ja seikkailemisesta kuuhistorian ihmeellisessä maailmassa.

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *


Jezeron kallistuneet kerrokset ja lehdistötiedotteiden mahti

30.9.2022 klo 19.47, kirjoittaja
Kategoriat: geofysiikka , Jokiuomat , Mars , Sedimentaatio , Vulkanismi

NASAn Mars-mönkijä Perseverance kulkee Jezero-kraatterin pohjalla tutkien ympäristöään niin kameroilla kuin lukuisilla muillakin mittalaitteilla. Se myös kairaa näytteitä ja pistää ne talteen sillä oletuksella, että ne saadaan joskus myöhemmin kuljetettua Maahan tarkempiin laboratoriotutkimuksiin. Toistaiseksi vähemmän tunnettua kuitenkin on, että Perseverancella on mukanaan myös maatutka.

Jezeron tutkailua

Marsin kamaraa pintaa syvemmältä luotaava tutka on planeettageologiasta kiinnostuneille tuttu laite Marsin kiertoradalta paristakin luotaimesta. Kuun pinnalla maatutka on ollut Kiinan Yutu- ja Yutu-2 -mönkijöissä. Maatutkaa käytetään Kiinan Zhurong-mönkijässäkin Utopian tasangon reunamilla parisentuhatta kilometriä Perseverancesta itäkoilliseen. Zhurongin ensimmäisiä kiehtovia tutkatuloksia julkaistiin aiemmin tällä viikolla. Perseverance laskeutui kuitenkin kolme kuukautta kiinalaisalusta aiemmin, joten sen norjalaisvalmisteinen RIMFAX-tutka (Radar Imager for Mars Subsurface Experiment) sai kunnian olla ensimmäinen maatutka Marsin pinnalla. Sen tuloksia myös julkaistiin hieman aiemmin, eli elokuun lopulla Science Advances -verkkolehdessä.

RIMFAXin kehittäjä ja päätutkija Svein-Erik Hamranin johdolla tehty artikkeli Ground penetrating radar observations of subsurface structures in the floor of Jezero crater, Mars on vallan mukavaa luettavaa. Tutkijoilla on nyt Jezeron pohjalta käytössään 2,6 km pitkä yhtenäinen tutkaprofiili, jonka syvyysulottuvuus on noin 15 metriä. Kiinnostavimmat löydöt olivat suurimmillaan noin 15° kallellaan olevat kerrokset. Tutkijaryhmä ei kuitenkaan pystynyt varmuudella päättelemään, oliko kyseessä magmaattinen (siis joko syvällä Marsin uumenissa tai pinnalla sulasta kiviaineksesta kiteytymällä syntynyt) vai sedimenteistä muodostunut kerroksellisuus.

Perseverancen reitti Jezero-kraatterin pohjalla. Tutkijoilla on nyt käytössään maatutkaprofiili koko matkalta. Numerot ovat soleja eli Marsin vuorokausia. Vasemman ylänurkan kontekstikuvassa erottuu hieman Jezeron pohjalla olevan muinaisen joen deltan näkyvimpiä osia. Kuva: Hamran S.-E. et al., 2022. Ground penetrating radar observations of subsurface structures in the floor of Jezero crater, Mars. Science Advances 8:eabp8564 / CC BY-NC 4.0.

Itse artikkelissa siis ei, ainakaan omasta mielestäni, ollut mitään moitittavaa, päinvastoin. Tutkijat kertoivat sen, mitä heidän tulkintansa mukaan tässä vaiheessa voidaan maatutkaluotauksen perusteella Jezeron pohjan kerrosrakenteesta päätellä. Se, kuinka asia kerrottiin julkisuuteen, onkin sitten aivan toinen tarina.

Artikkelin innoittamana tehdyn lehdistötiedotteen kärkenä oli tutkijoiden äimistys siitä, että Jezeron pohjalla on vinossa olevia kerroksia. Tällä luodaan tietenkin vaikutelma siitä, että nyt on löydetty jotakin todella ihmeellistä ja hämmästyttävää. Tiedeuutissivusto toisensa jälkeen toisti lehdistötiedotteen viestin pääsääntöisesti varsin uskollisesti. Klikkauksia satelee ja kaikki ovat tyytyväisiä, kun Marsista on taas löydetty vallan merkillisiä juttuja.

Ulkopuolisena on tietenkin mahdotonta sanoa, kuinka ihmeissään tutkijat todella olivat RIMFAXin tuloksista. Mutta ainakaan jos on yhtään perillä geologian perusteista tai on selvinnyt geologian opintojen ensimmäisen syksyn tenteistä ja jos lisäksi tietää, että Jezero on monivaiheisen geologisen historian läpikäynyt muinainen kraatterijärvi – kuten Jezeroa työkseen tutkivat geologit epäilemättä hyvin tietävät – vinoissa kerroksissa ei pitäisi olla mitään ihmeteltävää.

Sedimenttikerrokset?

Perseverance mönkii Jezeron länsiosassa komean deltan etupuolella. Jezeroon on siis lännestä virrannut joki (ja pohjoisesta toinen, mutta unohtakaamme se tällä erää), joka on kuljettanut mukanaan sedimenttejä. Virtauksen hidastuttua ne ovat kerrostuneet järvialtaaseen. Deltoille ominaista on, että sedimentit muodostavat vinoja kerroksia eivätkä siis alkujaankaan kerrostu aina likikään vaakasuoraan, kuten tapahtuu esimerkiksi meren tai suuren järven keskialueilla, joissa virtausta ei usein juurikaan ole.

Viimeistään viime vuonna julkaistujen Perseverancen tulosten perusteella oli myös selvää, että Jezeron läntinen delta on aikoinaan ulottunut pidemmälle kuin mitä luotainkuvista helpoimmin nykyisin erottuva delta antaisi ymmärtää. Vesi on myös virrannut Marsissa eri aikoina, joten ei olisi mikään ihme, vaikka Jezerossa olisi aikojen saatossa ollut useita deltoja, joista vanhimmat ovat osittain kuluneet ja hautautuneet myöhempien kerrostumien alle.

Sekin kannattaa kerroksia ihmetellessä muistaa, että Mars on ollut pitkään kuiva autiomaaplaneetta, joten myös vanhojen tuulen kerrostamien dyynien vinoja sedimenttikerroksia voi aivan hyvin olla Jezeron pohjalla. Ei siis olisi millään muotoa yllättävää vaan päinvastoin täysin odotettua, että RIMFAXin mittauksissa näkyisi vinoja sedimenttikerroksia.

Magmaattiset kerrokset?

Kerroksia eivät kuitenkaan muodosta pelkät sedimentit, vaan myös sulasta kiteytyneet kivet ovat usein kerroksellisia. Pinnalle purkautuneen magman eli laavan kerroksellisuus on tavallista ja helposti ymmärrettävää: tuoreet laavavirrat peittävät vanhempia, muodostaen kerroksellisen rakenteen. Tällaiset ovat tuttuja mm. Venuksesta, Maasta, Kuusta ja Marsista.

Magmaattista kerroksellisuutta esiintyy kuitenkin myös hitaasti kiteytyneissä syväkivissä, kuten vaikkapa maailmankuuluissa Pohjois-Suomen kerrosintruusioissa. Kerrosintruusioissa havaittavaan kerroksellisuuteen vaikuttaa useampia tekijöitä, mutta intruusion keskiosissa pääsääntöisesti raskaammat mineraalit kerrostuvat magmasäiliön pohjalle, kevyemmät lähemmäksi pintaa. Etenkään kerrosintruusion reunavyöhykkeessä kerrosten ei kuitenkaan tarvitse olla vaakasuoria, vaan ne ennemminkin noudattelevat magmasäiliön reunan muotoja. Lisäksi magmasäiliöiden sisällä tapahtuu romahduksia, jotka kääntelevät kerroksia. Jezerossa maatutkalla nähdyt vinot kerrokset voisivat näin ollen aivan hyvin olla jonkinlaisen kerrosintruusion magmaattista kerroksellisuutta.

Hamranin tutkimusryhmän artikkelissa ei siis otettu kantaa siihen, olisiko Jezeron mahdollinen magmaattinen kerroksellisuus pinnalle purkautuneiden laavojen synnyttämää vai kenties jotain kerrosintruusioiden kerroksellisuuden tapaista. Lehdistötiedotteessa kuitenkin kerrotaan tutkalla havaittujen kerrosten syntyvaihtoehdoiksi vain delta tai laavavirrat (magmaattinen vaihtoehto mainitaan ainoastaan siinä vaiheessa, kun on jo tehty selväksi kyseessä olevan laava, siis pinnalle purkatunut magma). Tämä on sikälikin erikoista ja erittäin harhaanjohtavaa, että muissa samaan aikaan julkaistuissa artikkeleissa todettiin varsin vastaansanomattomasti, että Perseverancen tutkimat ja Maahan kuljetusta odottavat näytteet ovat hitaasti kiteytyneitä magmakiviä, jotka syntyivät raskaiden mineraalien vajotessa magmasäiliön pohjalle. Tällainen ympäristö voisi olla magmaattinen intruusio, maapallolla tavattavia laavavirtoja huomattavasti paksumpi (>100–150 m) laavavirta, tai kenties myös törmäyssulalinssi.

Vinojen kerrosten epäihmeellisyyttä miettiessä on hyvä pitää mielessä myös Perseverancen sijainti suhteessa eroosion myötä melkoisesti madaltuneeseen Jezeron kraatteriin. Magmaattinen intruusio voi lähtökohtaisesti olla Jezeron syntyä nuorempi tai vanhempi. Jos se on törmäystä nuorempi, kuten edellisissä kappaleissa oletettiin, sen kerroksia tuskin on synnyn jälkeen kovin paljon ainakaan suurissa puitteissa kallisteltu (pienet paikalliset keinahdukset ovat aina mahdollisia). Vaan jos intruusio onkin törmäystä vanhempi, tilanne on aivan toinen. Perseverance on lähellä Jezeron reunaa, joten kaikki törmäystä vanhemmat kivet ovat kraatterin syntyessä liikkuneet ylös ja alas ja päätyneet ympäristöön, jossa erilaisia romahduksia tapahtuu pitkään törmäyksen jälkeen. Ainakaan itse en muista nähneeni tutkimusta, jossa olisi varmasti kyetty osoittamaan Perseverancen nyt tutkimien magmakivien ikäsuhde kraatteriin nähden.

Lehdistötiedotteessa on siis lähinnä kaksi ongelmaa: tutkijoiden ihmettely, joka tuntuu pelkältä myynninedistämispuheelta, ja laavojen putkahtaminen suunnilleen tyhjästä. Jos artikkeli, jota lehdistötiedote mainostaa, ei ota kantaa kerroksellisuuden syntyyn, ja jos samaan aikaan ilmestyneet muut artikkelit viittaavat vahvasti siihen, ettei Jezerossa ollut mitään sellaista, jota keskivertolukija kuvittelisi ”laavavirralla” tarkoitettavan, miksi ihmeessä lehdistötiedotteessa ja sen seurauksena lukemattomissa uutisissa pitää laavavirroista höpöttää? Tiedotusalan ihmiset ehkä vastauksen tietävät, minä en.

Kuka uskoo lehdistötiedotetta?

Jezeron kerrostumien vinouden mukaomituisuuden painottaminen julkisuudessa ja laavan ilmestyminen lehdistötiedotteeseen saivat minut jälleen kerran miettimään tieteellisiä tutkimustuloksia markkinoivia lehdistötiedotteita, niiden perimmäistä tarkoitusta sekä ylipäätään tieteestä kertomisen tapoja ja moraalia. Science by press release on oma synkkä maailmansa, mutta unohdetaan se tällä kertaa.

Totta kai lehdistötiedotteita täytyy olla. Tutkijat tekevät työtään pääosin verovaroin, joten tietenkin veronmaksajille pitää kertoa tutkijoiden kiinnostavista tuloksista. Aivan liian usein lehdistötiedotteet ovat kuitenkin reippaasti yliampuvia ja tulosten ainutlaatuisuutta turhaan korostavia. Niillä haetaan näkyvyyttä, ei suinkaan sitä, että ihmiset saisivat todellisen kuvan tutkimustuloksista. Ihanko varmasti tämä on pidemmän päälle toimiva ratkaisu?

Mikä sitten olisi vaihtoehto lehdistötiedotteiden mielivallalle? Fantasiamaailmassa voitaisiin lähteä liikkeelle siitä, että tutkijat olisivat edes rehellisiä tehdessään PR-ihmisten kanssa lehdistötiedotteitaan. Joskus vuosia sitten olin esitarkastajana eräässä asiallisen lehden kaukaisen mantereen törmäyskraatterikandidaattia käsitelleessä tutkimusartikkelissa. Lehdelle lähetetyssä käsikirjoituksessa esiteltiin joitakuita kiinnostavia havaintoja, mutta niistä vedettiin tolkuttoman pitkälle menneitä johtopäätöksiä. Parin–kolmen tarkastuskierroksen jälkeen esitettyjä päätelmiä saatiin hillittyä ja saatoin esittää lehden päätoimittajalle jutun hyväksymistä – joskin edelleen hieman pitkin hampain.

Hyvin pian jutun hyväksymisen jälkeen silmiini osui uutisia aiheesta. Ne perustuivat lehdistötiedotteeseen, joka ei suinkaan kertonut lopullisesta julkaistusta artikkelista vaikka siihen viittasikin, vaan tutkimusryhmän ensimmäisestä käsikirjoitusversiosta eli hurjasta toiveajattelusta. Tällaisena tarina sitten levisi maailmalle. Tuskinpa moni on tänäkään päivänä lukenut varsinaista maksumuurin takana olevaa artikkelia. Oletan, että tällainen toiminta on varsin yleistä ja varmasti yleistyy edelleen, kun tutkimuksen vaikuttavuudesta on tullut muotimantra.

Toiseksi olisi suotavaa, jos lopullisen jakeluun lähtevän lehdistötiedotteen lukisi ennen lähetystä ajatuksella useampi tutkimusryhmän jäsen (sama tietysti pätee myös artikkelikäsikirjoituksiin, mutta sekin on toinen tarina). Voi toki olla, että esimerkiksi Jezeron tutkailutiedotteessa puhutaan ihan tarkoituksella ja tutkimusryhmän siunauksella laavasta, vaikka itse artikkelissa näin ei tehdäkään eikä ajatukselle tule muualtakaan järin vahvaa tukea. Jotenkin vaan veikkaan, että tiedotusihmiset ovat vetäneet mutkia suoriksi ja kiireinen proffa on tiedotetta puolihuolimattomasti vilkaistuaan todennut, että hyvä se on.

Kolmanneksi, edelleen keijukaisten ja vaaleanpunaisten yksisarvisten asuttamassa fantasiamaailmassa pysytellen, jossain määrin itse tiedetoimittajat (jotka toki useimmiten tekevät hyvää ja arvostamaani työtä) mutta etenkin heille jonkinlaista korvausta maksavat tahot voisivat edes pikkuisen yrittää ryhdistäytyä. Valitettavasti vain nykymedialla ei ole aikaa tarkistaa asioita, vaan klikkauksia pitää saada paitsi mahdollisimman paljon, myös mahdollisimman nopeasti. Ihan kaikkea, mitä lehdistötiedotteissa sanotaan, ei toimittajienkaan silti tarvitsisi kaiken kiireen keskellä kakistelematta niellä. Joskus voisi vaikka vilkaista sitä alkuperäistä tutkimustakin ja tarkistaa, kerrotaanko siellä samoja asioita kuin lehdistötiedotteessa, ja millaisin painotuksin.

Ongelmana tietenkin on ajan ja rahan puutteen (ja olisiko taustalla sittenkin lisäksi ihan vain tahdon puute eli vanha kunnon laiskuus?) lisäksi se, että tutkimusartikkelit tuppaavat olemaan täysin käsittämättömiä muille paitsi harvoille asiaan syvällisesti vihkiytyneille. Suurilla kielialueilla on kuitenkin helpotuksena, että erikoistuminen on – edelleen periaatteessa ja ihannemaailmassa – mahdollista. Ei tarvitse olla pelkkä ”tiedetoimittaja” vaan voi olla vaikkapa astrofysiikkaan, geotieteisiin tai ihmisen evoluutioon erikoistunut tiedetoimittaja. Jo kohtalaisella asiaan perehtymisellä lehdistötiedotteiden pahimmat ylilyönnit ja munaukset jäisivät toistamatta ja maailma olisi parempi paikka.

Sitten on myös olemassa konsti, jota ainakin Suomessa toimittajat näkyvät käyttävän erittäin kitsaasti: kysytään asiantuntijalta. Ja jos kysytään, aina ei tarvitsisi kysyä Eskolta tai hallintohimmeleiden ja rahoitushakemusten parissa viime vuodet ahdistuneelta proffalta. Vastaväitellyt tohtori tai vielä väitöskirjaansa väsäävä opiskelija on luultavasti proffaa paremmin kartalla siitä, mitä alalla juuri tällä hetkellä asiasta ajatellaan. Toisaalta myöskään akateemisilla titteleillä ei pitäisi olla merkitystä, vaan ainoastaan sillä, tietääkö kyseinen ihminen oikeasti asiasta jotain.

Itselleni ylivoimaisesti mieluisin tapa nauttia tiedeuutisista on ihan perinteinen oman alan (amerikkalaisesta) paperilehdestä lukeminen. Esimerkiksi itsenäisten tieteellisten seurojen julkaisemilla Sciencella (julkaisijana American Association for the Advancement of Science), Eosilla (julkaisijana American Geophysical Union) ja Physics Todayllä (julkaisijana American Institute of Physics, joka on useiden tieteellisten seurojen yhteenliittymä) on alansa tuntevat toimittajat, joilla on mahdollisuudet ja halua paneutua kulloinkin käsittelemäänsä aiheeseen. Ja aina kun on vähänkään pidemmästä uutisjutusta kyse, siinä ei haastatella ainoastaan uuden tutkimuksen tekijöitä ja päästetä heitä estoitta kehumaan tuloksiaan, vaan toimittajat ovat nähneet sen vaivan, että ovat etsineet tutkimukseen osallistumattoman tutkijan tai tutkijoita kommentoimaan uusia tuloksia. Näissä kommenteissa ei pelätä kertoa ja julkaista myöskään kriittisiä näkemyksiä aiheesta.

Tietenkään tällainen lähestymistapa ei toimi, jos uutisjuttu pitää saada julki viimeistään saman päivän aikana. Voi kuitenkin kysyä, ovatko nopeus, lyhyys ja klikkausten lukumäärä itseisarvoina tärkeämpiä kuin tasapainoinen ja harkittu näkemys varsinaisesta asiasta ja sen taustoista. Lyhyenkin tiedeuutisen voi nimittäin aivan hyvin julkaista muutaman päivän viiveellä. Valtaosa tieteestä kun tuppaa olemaan sen verran loivaliikkeistä, etteivät asiat muutamassa päivässä tai viikossakaan vanhene.


Kiitokset J. Korteniemelle kannustuksesta närkästymiselleni.

3 kommenttia “Jezeron kallistuneet kerrokset ja lehdistötiedotteiden mahti”

  1. Anne Liljeström sanoo:

    Mitä luulet, missä määrin huoli tulevasta rahoituksesta voi ajaa tutkijoita paisuttelemaan tuloksiaan? (Tässä en koeta samalla kiistää yliopistojen viestinnän tai median osuutta asiaan.)

    1. Anne Liljeström sanoo:

      Tai niinhän tuolla kirjoititkin tutkimuksen vaikuttavuudesta muotimantrana. My bad, missasin sen ekalla lukukerralla.

      1. Teemu Öhman sanoo:

        Kyllähän se on äärimmäisen suuri paisuttelun motivaattori, ja ihan ymmärrettävästi, kun asuntolainat ja etenkin Amerikassa lasten koulut on tutkijoidenkin jotenkin maksettava. Kun NASAn Mars-tutkimuksen virallinen linja suunnilleen vuosituhannen vaihteesta alkaen oli ”Follow the Water” (saattaa se sitä olla vieläkin, tai ainakaan ei ole tarttuvampaa slogania keksitty), niin kuinka ollakaan sitä vettä myös löydettiin vähintään kerran vuoteen, aina suuren mediamyllytyksen saattelemana. Näissä tietysti yhdistyi tutkijoiden tarve taata oma rahoituksena ja NASAn tarve taata omansa. Noloa noissa etenkin alkuvuosina oli se, että ne löydöt oli periaatteessa ihan samoja kuin jo 70-luvulla. Ei se kuitenkaan pitkään aikaan tahtia hillinnyt, eikä media missään vaiheessa ainakaan julkisesti kysynyt vaikeita kysymyksiä. Tämä tietenkin tutkimusrahoituksen ja tutkimuksen kannalta oli hyvä asia. Jos vaikeita kysymyksiä olisi esitetty, populistit olisivat saaneet lisää vettä myllyynsä ja mummonvaippakortti (tai mikä se kussakin maassa milloinkin on kun pitää kaikesta heidän mukaansa turhasta leikata ja käyttää rahat tarpeellisiin asioihin täällä maapallolla) olisi vedetty esiin entistäkin useammin.

        Vaan ei se tietenkään ikuisuuksia voinut kestää, ja viimeistään vuosikymmen sitten veden löytäminen Marsista oli jo tutkijoiden parissa vitsi – niidenkin, jotka NASAn rahoituksella Marsia tutkivat. Ainakaan omaan mieleeni ei muistu viime vuosilta enää ihan samanlaisen rummutuksen saattelemia vesilöytöjä. Taisivat eteläisen napa-alueen järvet olla edellinen oikein suuri juttu. Sittemminhän järvistä tuli savea ja viime viikolla se savikin meni katoamaan ja muuttui pelkäksi kerroksellisuudeksi.

        Pienemmässä mittakaavassa sama homma näkyi kuututkimuksen parissa kymmenen vuotta sitten (ja osittain jatkuu edelleen) kun Kuusta tehtiin taas salonkikelpoinen. Istuin useammassakin konferenssissa tai pienemmissä pippaloissa, joissa joku uransa nousukiitovaiheessa ollut tutkija kovasti hehkutti uusia mahtavia tuloksiaan. Sitten esitelmän kyselyvaiheessa takarivistä tuli esiin milloin kukakin varttuneempi partajäärä, joka ystävällisesti kehui uutta tutkimusta ja sanoi sitten lopuksi, että tämähän mukavasti vahvistaa tuloksen, jonka he saivat jo 1960-luvulla… Männä viikolla blogissa mainitsemani kylmät läiskät oli yksi tämmöinen tapaus. Jotta uudet tulokset saadaan yleisön, rahoittajien ja virkanimitystoimikuntien silmissä näyttämään myyvemmiltä, joko ”unohdetaan” vanhat julkaisut tai, kuten haluan uskoa, ei oikeasti edes tiedetä niistä, koska kellään ei ole enää aikaa tehdä kunnollista taustatutkimusta aiheesta, kun omat tulokset pitää saada isosti esille mahdollisimman nopeasti.

        Sanottakoon tässä vielä yksi näkökulma. Kerran eräs varttuneempi ja arvostettu tutkija kertoi artikkelinsa julkaisuprosessista. Lehti oli toinen näistä, joiden nimeä ei koskaan voida julkisuudessa mainita käyttämättä lisämäärettä ”arvostettu”. Juttu oli jo periaatteessa hyväksytty, mutta editori tai assosiaattieditori oli kysynyt, että eikö tätä juttua voisi saada vähän seksikkäämmäksi. No, kollega oli tietysti vaan pyöritellyt päätään ja todennut että näillä mennään koska tulokset ja johtopäätökset nyt sattuvat olemaan nämä. Joku toinen olisi voinut myöntyäkin. Isojen lehtien osuutta vääränlaisen kuvan levittämisessä ei siis kannata unohtaa.

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *


Kylmästä läiskästä kuumaan Saharaan?

28.9.2022 klo 09.44, kirjoittaja
Kategoriat: Geokemia , Heittele , Kraatterit , Kuu , kuulennot , Meteoriitit , Sferulit , Törmäykset , Vulkanismi

Paras tapa saada perusteellista tietoa aurinkokuntamme kappaleiden todellisesta olemuksesta on tutkia niiltä peräisin olevia näytteitä. Kuu on tässä suhteessa ylivertainen muihin Maan ulkopuolisiin kohteisiin nähden. Apollo-astronautit toivat kuudelta laskeutumisalueelta 382 kg kiviä ja kuupölyä, Neuvostoliiton Luna-laskeutujat puolestaan kolmesta pisteestä muutaman sata grammaa pintamateriaalia. Kaksi vuotta sitten Kiinan Chang’e-5 taas kiikutti reilut 1,7 kg kuunäytteitä Mongoliaan.

Kaikkiaan ihmiskunta on siis ihmisin tai robotein tuonut näytteitä Kuusta kymmeneltä tunnetulta alueelta. Ne kaikki ovat kuitenkin Kuun lähipuolelta ja Chang’e-5:ä lukuun ottamatta kohtalaisen läheltä päiväntasaajaa. Vertailun vuoksi voi vaikka miettiä, kuinka hyvin tuntisimme Afrikan ja Australian geologian, jos meillä olisi näytteitä vain kymmenestä kohdasta Afrikasta. No, vertailu on sikäli hieman epäreilu, että Kuun geologia on paljon yksinkertaisempaa kuin Maan, mutta Afrikan ja Australian yhteenlaskettu pinta-ala on sama kuin Kuun.

Kuumeteoriitit

Luonto on kuitenkin tarjonnut meille mahdollisuuden saada näytteitä Kuusta ihan ilmaiseksi. Kuuhun törmää edelleenkin silloin tällöin kohtalaisen suuria kivenmurikoita. Pakonopeus Kuusta on vain reilut pari kilometriä sekunnissa, joten kun tavallinen asteroidin törmäysnopeus on pakonopeuteen nähden liki kymmenkertainen, merkittävä osa törmäyksessä syntyvästä heitteleestä voi ylittää pakonopeuden ja karata Kuun pinnalta avaruuteen. Tätä edesauttaa myös kaasukehän puute. Aikansa avaruudessa kierreltyään osa karanneesta heitteleestä päätyy meteoriitteina Maahan.

Tätä kirjoittaessani on virallisia kuumeteoriitteja tunnistettu ja nimetty 556 kappaletta. Massaa niistä kertyy reilut 900 kiloa, joten kuumeteoriittiainesta on noin 2,3 kertaa niin paljon kuin Apollo-, Luna- ja Chang’e-näytteitä. Mikä parasta, kuumeteoriittien määrä kasvaa koko ajan.

Viime vuonna julkaistun tutkimuksen mukaan 341 kuumeteoriittia, joista oli riittävän tarkat tiedot, oli lähtöisin 109–134:stä eri paikasta Kuun pinnalla. Jos tuo sama suhde pätee kaikkiin kuumeteoriitteihin, meillä on tällä hetkellä kuunäytteitä ei ainoastaan kymmeneltä laskeutumisalueelta, vaan parista sadasta eri paikasta Kuun pinnalta. Tämä antaa jo paljon paremmat lähtökohdat koko Kuun geologisen kehityksen ymmärtämiseksi.

Ongelma on kuitenkin siinä, että emme tiedä, mistä kohdasta Kuuta kuumeteoriitit tarkkaan ottaen ovat peräisin. Niiden rakenne, mineraalit, kemiallinen koostumus ja isotoopit voidaan kyllä laboratoriossa syynätä äärimmäisen tarkasti, mutta ilman tietoa lähtöpaikasta jää tarina väkisinkin vajaaksi. Geologiassa kontekstilla on merkitystä, minkä Apollo 15:n komentaja Dave Scottkin hyvin tiesi.

Northwest Africa 11962

Tuoreimmassa Meteoritics & Planetary Science -lehden numerossa on mielenkiintoinen artikkeli, joka tarjoaa toivoa kuumeteoriittien lähtöalueiden ja jopa tarkkojen paikkojen selvittämiseksi. Andreas Bechtold kollegoineen tutki Northwest Africa eli NWA 11962 -nimistä kuumeteoriittia. Wienin luonnontieteellinen museo osti sen vuonna 2013 marokkolaiselta kauppiaalta. Sen löytöpaikasta ei kuitenkaan tiedetä muuta kuin että se on peräisin jostain päin Luoteis-Afrikkaa.

Kuumeteoriitti NWA 11962. Kuva rajattu alkuperäisestä kollaasista: Bechtold A. et al., 2021. Lunar meteorite Northwest Africa 11962: A regolith breccia containing records of titanium-rich lunar volcanism and the high alkali suite. Meteoritics & Planetary Science 56(5):1688–1705 / CC BY-NC-ND 4.0.

Bechtold kollegoineen tutki NWA 11962:n syvintä olemusta jo viime vuonna julkaistussa artikkelissaan. Tämä vain jokusen sentin läpimittainen ja 86 gramman painoinen meteoriitti on regoliittibreksia, eli törmäysten kokoonpuristama sekoitus Kuun pinta-ainesta. Siitä löytyi niin ylänköainesta kuin tasankojen mare-basaltin kappaleitakin. Oleellisia olivat myös vulkaaniset lasipallerot eli sferulit. Niinpä jo viime vuoden artikkelissaan tutkijat päättelivät, että todennäköisin lähtöalue NWA 11962:lle on sellainen, jossa on lähellä niin ylänköä, tasankoa, kuin sellaistakin aluetta, jossa näkyy merkkejä pinnalle tuhkaa ja lasipalleroita pölläyttäneestä pyroklastisesta purkauksesta. Tarkempi paikan haarukoiminen vaati kuitenkin yllättäviin kraatterihavaintoihin perehtymistä. Niiden alkuperä yltää 50 vuoden taakse.

Kuun kylmät läiskät

Yksi joulukuussa 1972 Kuuhun lentäneen Apollo 17:n huoltomoduulin kylkeen tyrkätyistä mittalaitteista oli infrapunaradiometri. Se kartoitti Kuun pinnan lämpötilavaihteluja etenkin öisin. Pinnan yölämpötilaa hallitsevat kivien fysikaaliset ominaisuudet ja raekoko, käytännössä siis se, onko pinnalla vähintään nyrkin kokoisia lohkareita tai paljasta kalliota, vai onko se kuupölyn peitossa. Kuten kokemusperäinen tieto kesäisiltä rannoiltakin kertoo, lohkareet ja kallio pysyvät lämpiminä pitkään Auringon laskettuakin. Siksi ne näkyivät Apollo 17:n infrapuna-aineistossakin kirkkaina kohteina.

Mittausaineistosta löytyi kuitenkin myös kohtia, joissa lämpötila oli kymmenkunta astetta keskimääräistä kylmempi. Yksi näistä kylmistä läiskistä (cold spots) saatiin yhdistettyä valokuvissa nähtyyn kirkkaaseen läiskään, mutta niin kirkkaan kuin kylmienkin läiskien synty jäi tuolloin arvoitukseksi.

Kuun kylmistä läiskistä saatiin tarkempaa tietoa vasta 2010-luvulla Lunar Reconnaissance Orbiter -luotaimen Diviner– radiometrin myötä. Vuonna 2014 Joshua L. Bandfieldin johdolla niitä löydettiin peräti pari tuhatta 50:nnen eteläisen ja pohjoisen leveyspiirin väliseltä alueelta. Uusien valokuvien myötä ilmeni myös, että se mikä 1960-luvun kuvissa oli näyttänyt vain epämääräiseltä kirkkaalta töhryltä, olikin aina pieni nuori törmäyskraatteri ja sitä ympäröivä heittelekenttä.

Kylmät läiskät ovat huomattavasti laajempia kuin niiden keskellä olevat tyypillisesti vain joidenkin kymmenien tai satojen metrien läpimittaiset kraatterit ja niiden heittelekentät. Hiemankaan isompien kraattereiden tapauksessa itse kraatterit ja heittelekentät näkyvät lämpöisinä kohteina, aivan kuten niiden lohkareisuutensa vuoksi sopii olettaakin tekevän. Tämä lämmin alue yltää enimmillään suunnilleen kymmenen kraatterin säteen päähän. Kylmä läiskä voi kuitenkin yltää aina sadan kraatterin säteen päähän, eli merkittävästi etäämmälle kuin normaali valokuvissa näkyvä heittelekenttä. Osassa kylmiä läiskiä kuitenkin erottuu heittelekentille tyypillinen säteittäinen rakenne, joten jonkinlainen heitteleilmiö kyseessä lienee.

Noin 1 km:n läpimittainen kraatteri Bandfield (5,40°S, 90,77°E) ja sitä ympäröivä kylmä läiskä. Divinerin lämpökartta (a) kuvaa yöllisen pintalämpötilan poikkeamaa keskimääräisestä. Valkea laatikko osoittaa b-kuvan sijainnin. Huomaa läiskän sädemäinen muoto, sekä läiskän ja b-kuvassa kirkkaana näkyvän tavallisen heittelekentän yhtäläinen epäsymmetrisyys: molemmat ulottuvat lännessä pidemmälle kuin idässä. Kaikissa kartoissa on pohjoinen ylhäällä. Kuva: Williams J.-P. et al., 2018. Lunar Cold Spots and Crater Production on the Moon. Journal of Geophysical Research: Planets 123:2380–2392 / LRO WAC / LRO NAC M1168926096 / CC BY-NC-ND 4.0.

Bandfieldin ryhmä ehdotti läiskien synnylle kahta vaihtoehtoista mallia. Perinteisemmän idean mukaan näkyvän heittelekentän ulkopuolelle lentää hienojakoista ainesta, joka ei kasaa merkittäviä heittelekerrostumia. Se ei toisaalta myöskään kaiva ajan saatossa tummentuneen regoliitin alta näkyviin kirkkaampaa ainesta, vaan ainoastaan pöyhii pintaa sen verran, että siitä tulee entistä kuohkeampi.

Vaihtoehtoisen mallin mukaa pöyhimisestä olisi vastuussa joko törmänneen kappaleen, kohdekallioperän tai molempien höyrystymisestä peräisin oleva kaasu. Joka tapauksessa lopputuloksena on alue, jossa regoliitin ylin osa ehkäpä noin viidestä sentistä muutamaan kymmeneen senttiin on höttöisempää kuin ympäristön koskemattoman regoliitin pinta. Siksi se on myös öisin kylmempää.

Vuonna 2018 Jean-Pierre Williams ja Bandfield kollegoineen julkaisivat tutkimuksen, joka tarkensi aiempia käsityksiä kylmien läiskien nuoresta iästä. Kraatterilaskujen perusteella suurimmat kylmät läiskät ovat korkeintaan noin miljoona vuotta vanhoja, pienemmät vain joitain satoja tuhansia vuosia. Kuun miljardeja vuosia vanhaa pintaa on pidetty muuttumattomuuden perikuvana, joten tällaiset geologisessa mielessä nopeasti katoavat mutta kymmenien kilometrien läpimittaiset piirteet vaativat ainakin pienimuotoista ajattelutavan muutosta.

NWA 11962:n (mahdollinen) alkuperä

Kuumeteoriittien valtaosan tiedetään singahtaneen Kuun pinnalta avaruuteen viimeisen puolen miljoonan vuoden aikana. Noin nuoria vähänkään suurempia kraattereita ei ole likikään riittävästi selittämään kuumeteoriittien kirjoa. Näin ollen pienet, nuoret, kylmien läiskien ympäröimät kraatterit ovat kuumeteoriittien todennäköisin lähtöpaikka.

Bechtoldin ryhmä käytti Williamsin ja Bandfieldin läiskälistaa, 1990-luvun lopulla Kuuta kiertäneen Lunar Prospector -luotaimen gammaspektrometrin tuottamia geokemiallisia karttoja ja omia tutkimuksiaan NWA 11962:n koostumuksesta selvittääkseen sen todennäköisen lähtöpaikan. Kyseessä on tiettävästi ensimmäinen kerta, kun kasassa on riittävän yksityiskohtaista tietoa kuumeteoriitin koostumuksesta yhdistettynä kaukokartoitusaineistoon ja riittävään ymmärrykseen nuorimmista Kuun kraattereista, jotta meteoriitin lähtöpaikan selvittämistä voidaan yrittää kohtalaisen uskottavasti perustellen. (Eriasteisia enemmän tai vähemmän vakuuttavia ideoita toki on aiemminkin esitetty.) Bechtold kollegoineen löysikin yhden – ja vain yhden – kylmän läiskän keskellä sijaitsevan kraatterin, joka on ylängön ja mare-basalttien rajaseudulla, jota ympäröivien basalttien titaanipitoisuus sopii NWA 11962:sta määritettyihin, ja jonka lähistöllä on todennäköisiä pyroklastisia kerrostumia, jotka voisivat selittää NWA 11962:n sisältämät vulkaaniset sferulit.    

NWA 11962:n mahdollinen lähtöalue vasemmalla olevan Sinus Mediin eli Keskuslahden basalttitasangon ja ylänköalueiden välimaastossa. Oletettu lähtökraatteri on mustan viivan osoittama kirkas piste  Réaumur D:n ja Rhaeticus J:n välissä. Huomaa Rhaeticus L:n pohjalla ja sen pohjoispuolella oleva tumma töhry, joka on luultavasti pyroklastisen purkauksen pinnalle syöksemää tuhkaa. Kuva: NASA / ASU / LRO WAC / QuickMap / T. Öhman.
Tarkempi näkymä NWA 11962:n mahdolliseen lähtöalueeseen. Oletettu lähtökraatteri on mustien viivojen leikkauskohdassa. Kuva: JAXA / Kaguya TC / JPL / MoonTrek / T. Öhman.

Kraatteri sijaitsee lähes keskellä Kuun lähipuolta Sinus Mediin eli Keskuslahden kaakkoisrannalla, suunnilleen Réaumur D ja Rhaeticus J -kraatterien välissä kymmenkunta kilometriä ensin mainitusta kaakkoon kohdassa 3,009° itäistä pituutta, 0,387° eteläistä leveyttä. Sen läpimitta on noin 320 m. Itse kraatteri ja sen kirkas lähiheittele näkyvät Diviner-aineiston yölämpötilakartoissa lämpiminä. Sitä ympäröi noin 5 km:n läpimittainen kylmä läiskä. Ehkäpä täältä, kenties vain joitain satoja tuhansia vuosia sitten NWA 11962 sai räjähtävän lähdön matkalleen, joka äskettäin päättyi jonnekin päin luoteisen Afrikan aavikoita.

NWA 11962:n mahdollinen lähtöalue eri luotainaineistoista tehdyissä kuvissa. a) LRO WAC. b) LRO NAC -lähikuva oletetusta lähtökraatterista. c) LRO Divinerin kartta pintakerroksen lämpötilasta yöllä. Siniset sävyt ovat keskimääräistä kylmempiä, punaiset lämpimämpiä. d) Pinnan titaanipitoisuus (TiO2 painoprosentteina; LRO WAC). Rhaeticus L -kraatterin pyroklastiseksi ainekseksi tulkittu tummempi aines sisältää ympäristöään selvästi enemmän titaania, mikä sopii NWA 11962:n koostumuksesta tehtyihin havaintoihin. Kuva: Bechtold A. et al., 2022. Geochemistry of lunar meteorite Northwest Africa 11962 and its potential source region/crater in the Procellarum KREEP terrane. Meteoritics & Planetary Science 57(9):1688–1705 / QuickMap / CC BY-NC-ND 4.0.
Hieman tarkempi näkymä NWA 11962:n mahdolliseen lähtöalueeseen Diviner-aineistoon (normalisoitu pintalämpötila yöllä) pohjautuvassa kartassa. Kylmä läiskä näyy vaaleansinisenä, lämpimämpi kraatteri sen sisällä olevana punaisena pisteenä ja kraatteria ympäröivä tavanomainen heittelekenttä kellertävänä. Kuva: NASA / ASU / LRO Diviner / WAC / QuickMap / T. Öhman.

On kiehtovaa ja Kuun geologian tutkimuksen kannalta lupauksia herättävää ajatella, että NWA 11962:n lähtöpaikka Kuussa saatetaan tietää paljon tarkemmin kuin sen löytöpaikka maapallon pinnalta. Ei lähtöpaikka toki varma ole. Kuun pintakerrosten sekoittuminen törmäysten vaikutuksesta niin pysty- kuin vaakasuunnassakin on edelleen kohtalaisen huonosti ymmärretty prosessi. Näin ollen on periaatteessa täysin mahdollista, että sopiva yhdistelmä mare-basaltteja, ylänköainesta ja vulkaanisia sferuleja on päätynyt myös jonkin muun sopivan kraatterin kohdalle. Myös meteoriittien laukaisuun Kuun (tai minkä tahansa muun isomman kappaleen) pinnalta liittyy vielä paljon asioita, jotka tunnetaan melkoisen kehnosti.

Vaikka Bechtoldin ryhmä olisikin oikeassa, ei kaukokartoitusaineistosta tulkittu geologinen konteksti koskaan ole lähellekään yhtä tarkkaa kuin mihin geologisen koulutuksen saanut astronautti pystyy paikan päällä. Kukaan ei kuitenkaan varmuudella tiedä, milloin saamme seuraavat robotti- tai ihmisgeologit Kuuhun hakemaan näytteitä. Uusien näytteenhakupaikkojen lukumäärä tulee myös ainakin seuraavat vuosikymmenet olemaan hyvin rajallinen. Siksi onkin niin äärimmäisen kutkuttava ajatus, että nyt meillä lienee ainakin kohtalainen mahdollisuus selvittää museoissa ja tutkimuslaitosten varastoissa lojuvien kuumeteoriittien lähtöpaikkojen geologinen konteksti kuulentoihin verrattuna erittäin halvalla ja helpolla tavalla.


Tämä juttu ilmestyy aikanaan hivenen pidempänä versiona myös Hieman Kuusta -blogissani.

Muokkaus 28.10.2022: Kakkoskuvaan lisätty, että kyseessä on kraatteri Bandfield ja korjattu sen läpimitta ja koordinaatit virallisten lukujen mukaisiksi. Bandfield nimettiin vasta heinäkuussa 2022, joten Williams et al.in artikkelissa, jossa Joshua Bandfield (1974–2019) vielä oli kakkoskirjoittajana mukana, tuota tietoa ei luonnollisestikaan voinut olla, mutta itse se olisi tietysti pitänyt huomata. No, tulipa ainakin nyt päivitetyksi.

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *


Tutankhamonin taivaalliset aarteet, osa 2

1.6.2022 klo 05.20, kirjoittaja
Kategoriat: Historia , Mineralogia , Shokkimetamorfoosi , Tektiitit , Törmäykset

Tutankhamonin rintakoru

Englantilaisen arkeologi Howard Carterin (1874–1939) vuosien työn tuloksena syksyllä 1922 löytämässä farao Tutankhamonin hautakammiossa oli itse hautaholvin ja käytävän lisäksi kolme huonetta. Eteishuone oli täynnä hujan hajan heiteltyjä arkipäiväisiä käyttötavaroita ja hautajaisrituaalin esineistöä. Tavarat olivat sekaisin ja osin rikki haudanryöstäjien jäljiltä. Eteishuoneesta pääsi pieneen sivuhuoneeseen ja itse hautakammioon, ja siitä edelleen Carterin aarrekammioksi nimeämään huoneeseen. Nimitys oli osuva, sillä upeimmat haudan yli 5000:sta esineestä oli varastoitu sinne. Varkaat olivat aarrekammiostakin vieneet pieniä koruja, mutta kaikkein kallisarvoisimmat aarteet olivat kaikesta päätellen yhä jäljellä.

Koska aarrekammio oli haudan perimmäinen huone, Carter pääsi tutkimaan sitä vasta talvella 1926–1927. Silloin aarrekammiosta löytyi myös korukivin koristeltu rintakoru.1 Sen keskellä oli kellanvihreä siivekäs skarabee, joka kannattelee Horuksen silmää, sekä Auringon ja Kuun symboleja.

Tutankhamonin haudan aarrekammiosta löydetty rintakoru, jonka keskellä on kellanvihreä skarabee. Kuva: Jon Bodsworth / Wikipedia.

Skarabee oli muinaisessa Egyptissä tavallinen ja monikäyttöinen elämää symboloiva amuletti. Se kuvaa pyhää pillerinpyörittäjää, eli auringonjumala Ra:ta symboloivaa kovakuoriaista. Pillerinpyörittäjä valmistaa pyörittämällä lannasta ravinnokseen ja munimispaikakseen pallon, joka egyptiläisille symboloi Aurinkoa. Kovakuoriaisen lantapallon pyöritys taas kuvasi egyptiläisten mielestä Auringon vuorokautista liikettä taivaan poikki.

Tutankhamonin rintakorun kaunis kellanvihreä skarabee kiiltää kuin lasi ja on läpinäkyvä. Carter tulkitsi, että se oli valmistettu kalsedonista. Kalsedoni on melko tavallinen kvartsin mikrokiteinen muunnos, jota on käytetty korukivenä iät ja ajat.

Carter kuitenkin erehtyi. Totuus onkin paljon mielenkiintoisempi ja monimutkaisempi tarina kuin kukaan olisi tuolloin pystynyt aavistamaankaan.

Libyan merkillinen aavikkolasi

Ranskalainen Fulgence Fresnel (1795–1855) oli itämaiden tuntija ja kartoittaja. Nykyisin hänet muistetaan erityisesti Mesopotamian varhaisena tutkijana.2 Vuonna 1846 Fresnel oli tutkimassa Libyan aavikkoa nykyisen Egyptin länsiosissa. Aavikolta hän löysi merkillisiä vihreitä lasinkappaleita, jotka hän tiettävästi myös mainitsi julkaisussaan neljä vuotta myöhemmin. Lasi ei kuitenkaan herättänyt tiedemaailmassa sen suurempaa kiinnostusta.

Siksi myöskään englantilaisen maanmittari, kartoittaja ja sotilas Patrick Andrew Clayton3 (1896–1962) ei liki 90 vuotta myöhemmin ollut kuullut Fresnelin lasilöydöstä. Hän vietti 1920–30-luvuilla parikymmentä vuotta kartoittaen Egyptin aavikkoalueita. Joulukuun 29. päivänä vuonna 1932 hänkin törmäsi aavikolla hiekkadyynien välissä vaaleanvihreisiin lasinpalasiin. Lasia löytyi pian runsaasti lisää. Suurimmat Claytonin löytämät kappaleet painoivat yli neljä kiloa. Hänen mukaansa lasia esiintyi ainakin 80×25 km:n laajuisella alueella.

Tieto Claytonin kiinnostavasta löydöstä levisi nopeasti lyhyinä tiedonantoina. Esimerkiksi heinäkuussa 1933 Nature-lehdessä julkaistiin maininta lasista. Siinä tätä Libyan aavikkolasia verrattiin Keski-Euroopan ja Australian tektiitteihin sekä vastikään Arabiasta löydetyn Wabarin törmäyskraatterikentän lasiin.

Naturen pikku-uutisessa ei ole kirjoittajan nimeä, mutta kyseessä oli todennäköisesti British Museumin kivikokoelman hoitaja, kraatteritutkimuksen pioneeri Leonard James Spencer (1870–1959). Seuraavana vuonna Clayton ja Spencer julkaisivat Mineralogical Magazinessa ensimmäisen varsinaisen tutkimusartikkelin aiheesta. Omassa osuudessaan Clayton totesi asiantuntijoiden lausuntoihin nojaten, että ihmiset olivat lohkoneet lasikappaleita kenties jo kivikaudella. Vaikkei asiaa järin paljon liene tutkittukaan, myöhemmät tutkijat ovat ainakin jakaneet Claytonin käsityksen.

Spencer puolestaan totesi lasin koostuvan lähes puhtaasta piidioksidista. Hän pohdiskeli lasin törmäyssyntyä, mutta kraatterin puute ja lasiesiintymän suuri koko olivat ongelmallisia. Tuolloin tunnetuista tektiiteistä Libyan aavikkolasi taas erosi etenkin lasikappaleiden suuren koon perusteella.4

Noin 5,5 cm leveä kappale Libyan aavikkolasia. Kuva: H. Raab / Wikipedia / CC BY-SA 3.0.

Seuraavina vuosikymmeninä kävi yhä selvemmäksi, että Libyan aavikkolasi on muutenkin erilaista kuin tektiitit. Aavikkolasin sisällä on joskus nähtävissä virtauskuvioita, mutta lasinkappaleet eivät ole koskaan aerodynaamisesti muotoutuneita, toisin kuin tyypilliset tektiitit. Toinen merkittävä ero on koostumus. Tektiititkin ovat suurimmalta osin piidioksidia, mutta niissä on kuitenkin yleensä 10–30 % muutakin, toisin kuin Libyan aavikkolasissa. Ja vaikka aavikkolasissa on hyvin niukasti vettä, on sitä selvästi enemmän kuin tektiiteissä.

Libyan aavikkolasista löytyi myös lechatelieriittiä, eli kvartsista sulamalla muodostunutta lasia. Sen synnyn vaatimaa korkeaa lämpötilaa (vähintään n. 1550–1650°C) ei tavanomaisissa geologisissa prosesseissa esiinny, sillä kuumimmatkin laavat ovat yleensä ”vain” noin 1250-asteisia. Siksi lechatelieriittiä ei luonnossa esiinnykään muualla kuin salamaniskujen muodostamissa putkimaisissa fulguriiteissä ja törmäysprosesseissa. Ja jo Spencer totesi vuonna 1939 julkaisemassa artikkelissaan, ettei fulguriiteillä ja Libyan aavikkolasilla ole mitään tekemistä toistensa kanssa.

Toinen jo useita vuosikymmeniä tunnettu vahva viite Libyan aavikkolasin törmäyssynnyn puolesta on baddeleyiitti, jota saksalainen geologi Barbara Kleinmann löysi lasista vuonna 1968. Baddeleyiitti on harvinainen zirkoniumdioksidimineraali (ZrO2), jota kyllä esiintyy muissakin geologisissa ympäristöissä, mutta kun sitä tavataan zirkonin (ZrSiO4) hajoamistuotteena, on lämpötilan täytynyt olla lechatelieriitin vaatimuksiakin korkeampi eli yli 1750°C. Kleinmannin baddeleyiittilöydön jälkeen Libyan aavikkolasin törmäyssynty oli siis jo erittäin vahvalla pohjalla.

Vaikka Libyan aavikkolasi on pääosin puhdasta ja väriltään kauniin kellanvihreää, on siinä silloin tällöin havaittavissa tummia raitoja. 1980-luvun lopulta alkaen eräissä näistä raidoista on eri menetelmillä havaittu selvä geokemiallinen sormenjälki. Se osoittaa törmänneen kappaleen olleen todennäköisimmin kondriittinen kivimeteoriitti. Ikämääritykset puolestaan todistivat törmäyksen tapahtuneen noin 29 miljoonaa vuotta sitten.

Moninaisista todisteista huolimatta törmäystarinassa oli kuitenkin pari kiusallista ongelmaa: Libyan aavikkolasin esiintymisalueella ei ollut törmäyskraatteria, eikä alueen hiekasta tai hiekkivestä saa sulattamalla aikaiseksi lasin kemiallista koostumusta. Libyan puolella, noin 150 km aavikkolasin esiintymisalueesta länsilounaaseen on kuitenkin kaksikin törmäyskraatteria, eli noin 3,4-kilometrinen öljyfirman mukaan nimetty BP ja 18-kilometrinen Oasis. Hankaluutena on, ettei niidenkään kallioperän koostumus vastaa lasin koostumusta. Lisäksi etenkin BP on aivan liian pieni synnyttämään alkujaan melkoisen massiivisen heittelekentän 150 km:n päähän.

Libyan aavikkolasialueen sekä Oasis- ja BP-kraattereiden sijainti. Kuva: C. Koeberl & L. Ferrière, 2019. Libyan Desert Glass area in western Egypt: Shocked quartz in bedrock points to a possible deeply eroded impact structure in the region. Meteoritics & Planetary Science 54(19):2398–2408 (Abate et al. 1999 kartan mukaan) / CC BY-NC-ND 4.0.

Kraatterin puutetta selittääkseen alkoivat 2000-luvun alussa etenkin John Wasson (1934–2020) ja Mark Boslough sekä yhdessä että erikseen tutkia, olisiko melko matalalla ilmakehässä räjähtävistä asteroideista tai komeetoista Libyan aavikkolasin synnyttäjäksi. Laskujen ja tietokonemallinnusten perusteella esimerkiksi 120-metrinen asteroidi voisi räjähtää kenties noin 15 km:n korkeudella. Tällöin useiden tuhansien asteinen lämpöpulssi voisi hyvinkin sulattaa maankamaran pintakerroksia jopa noin 10 km:n läpimittaiselta alueelta. Tämä tuntui selittävän puuttuvan kraatterin ja havaitut korkean lämpötilan indikaattorit oikein mukavasti. Laaja mediajulkisuus auttoi ideaa juurtumaan niin suuren yleisön kuin tutkijoidenkin mieliin parhaana tapana selittää Libyan aavikkolasin erikoisuudet.

Samoihin aikoihin Wassonin ja Boslough’n tutkimusten kanssa Barbara Kleinmann kuitenkin palasi aavikkolasin pariin. Vuonna 2001 hän kollegoineen julkaisi näin jälkikäteen ajatellen yllättävänkin vähälle huomiolle jääneen lyhyen artikkelin. Siinä hän esitti kiistattomat todisteet alueen hiekkakivikallioiden šokkimetamorfoosista: kvartsin šokkilamellit osoittivat, että Libyan aavikkolasin esiintymisalueen hiekkakivipaljastumat olivat kokeneet kohtalaisen, alle 20 GPa:n paineen. Epäselväksi kuitenkin jäi, olivatko kalliot esimerkiksi osa kulunutta kraatterin pohjaa vai kenties heittelettä. Kaukana kraatteri ei kuitenkaan voinut olla.

Muutaman viime vuoden aikana Libyan aavikkolasin šokkimetamorfoosin tutkimus on jatkunut. Vuonna 2019 lasin kemiaa ja isotooppikoostumusta pitkään ja syvällisesti tutkinut Christian Koeberl (1959–) toisti yhdessä Ludovic Ferrièren (1982–) kanssa Kleinmannin tutkimukset, ja sai myös samanlaiset tulokset. Heidän tulkintansa oli, että vaikka ilmaräjähdys voikin synnyttää riittävän korkean lämpötilan, se ei millään kykene aiheuttamaan kallioperään šokkimetamorfoosiin kykenevää paineaaltoa. Näin ollen alueella täytyy heidän mielestään olla lähes täysin kuluneen törmäyskraatterin jäänteet.

Tämä näkemys sai vahvistusta Koeberlin ja Aaron J. Cavosien tutkimuksesta, jossa he löysivät Libyan aavikkolasista niin kutsuttuja FRIGN-zirkoneja (former reidite in granular neoblastic zircon), jotka osoittivat šokkipaineen olleen vieläkin korkeampi, eli ainakin 30 GPa. Tällaiseen täräytykseen ei ainakaan nykytietämyksen valossa pelkkä ilmaräjähdys mitenkään pysty. Mutta eipä Koeberlillakaan ollut selitystä siihen, kuinka kraatteri hävitetään kokonaan näkyvistä, mutta jätetään valtavalle alueelle järjetön määrä törmäyslasin kappaleita.

Hiekkakivipaljastuma Libyan aavikkolasin esiintymisalueella. Rajattu alkuperäisestä kuvakollaasista. Kuva: C. Koeberl / C. Koeberl & L. Ferrière, 2019. Libyan Desert Glass area in western Egypt: Shocked quartz in bedrock points to a possible deeply eroded impact structure in the region. Meteoritics & Planetary Science 54(19):2398–2408 (Abate et al. 1999 kartan mukaan) / CC BY-NC-ND 4.0.

Tällä hetkellä perinteisempi kraatteroitumismalli näyttää siis todisteiden valossa jyräävän ilmaräjähdysidean. Koostumusongelmat ja jo Spenceriä vaivannut kraatterin puute eivät kuitenkaan ole kadonneet mihinkään. Vaikka Libyan aavikkolasi onkin kiistatta törmäyssyntyistä ja kallioperä sen esiintymisalueella on myös kokenut šokkipaineen vaikutukset, kukaan ei siis edelleenkään tiedä, miten se oikeastaan sai alkunsa.

Skarabee ja aavikkolasi

Vuonna 1996 italialainen mineralogi Vincenzo de Michele (1936–) vieraili Kairon Egyptiläisessä museossa. Tutankhamonin rintakorua ihastellessaan hän pani merkille, että skarabee, jota Howard Carter oli pitänyt tavallisena kalsedonina, muistuttaakin hyvin suuresti Libyan aavikkolasia. Hän onnistui saaman tutkimusluvan ja osoitti pari vuotta myöhemmin julkaisemassaan lyhyessä artikkelissa skarabeen ja aavikkolasin optisia ominaisuuksia tutkimalla, että kyseessä on sama materiaali.5

Laajamittaisempi lasinvalmistus alkoi Egyptissä luultavasti suunnilleen 18. dynastian alussa eli vuoden 1550 eaa. paikkeilla. Pari sataa vuotta myöhemmin Tutankhamonin aikaan lasi ei siten enää ollut huippuharvinaista, mutta silti toki ylellisyystuote. Tutankhamonin haudasta löydettiinkin runsaasti erilaisia lasiesineitä. Näin ollen Egyptissä varmasti oli lasinkäsittelyyn erikoistuneita käsityöläismestareita, joilta Libyan aavikkolasikappaleenkin muokkaaminen kauniiksi skarabeeksi luonnistui.

Toisin kuin Tutankhamonin (tai oikeastaan hänen isoisänsä) rautatikarin kohdalla, emme kuitenkaan skarabeen tapauksessa tiedä, kuka Libyan aavikkolasia Thebaan yli 700 km:n päästä toi ja missä tarkoituksessa. Vietiinkö jo raakalasinpalanen faraolle tai hänen esikunnalleen ihasteltavaksi, vai vasta valmis skarabee? Ja tehtiinkö se vielä Tutankhamonin eläessä vai vasta hänen kuolemansa jälkeen? Vai oliko koko rintakoru rautatikarin tapaan perintö- tai kierrätyskalleus? Näihin kysymyksiin vastaaminen lienee vielä vaikeampi tehtävä kuin Libyan aavikkolasin syntyprosessin selvittäminen.


1En tiedä miksi tuota suomeksi pitäisi nimittää. Englanniksi se kulkee nimillä breast plate ja pectoral.

2Hänen isoveljensä Augustin-Jean Fresnel (1788–1827) on vielä huomattavasti maineikkaampi, sillä hän oli eräs keskeisimmistä fyysikoista, jotka osoittivat valon olevan poikittaista aaltoliikettä. Hän myös mm. keksi majakoissa käytettävän Fresnel-linssin.

3Pat Clayton oli myös Michael Ondaatjen Englantilainen potilas -kirjan ja Anthony Minghellan samannimisen elokuvan Peter Madox -hahmon esikuva.

4Ranskalainen mineralogi ja geologi Alfred Lacroix (Francois Antoine Alfred Lacroix, 1863–1948) julkaisi isoina möykkyinä esiintyvien Muong Nong -tyypin tektiittien kuvauksen vasta vuosi Claytonin ja Spencerin artikkelin jälkeen.

5De Michele julkaisi artikkelinsa sen verran harvinaisessa lehdessä (Sahara), että en itse ole kyseistä artikkelia lukenut. Enkä usko, että kaikki siihen omissa artikkeleissaan viittaavat tutkijatkaan ovat juttua koskaan edes nähneet.


Tämä juttu ilmestyy aikanaan myös Hieman Kuusta -blogissani, koska niin ilmestyy ykkösosakin. Seuraavaa blogitekstiä saakin sitten odottaa tavanomaista pidempään, sillä kirjoittelussa seuraa näillä näkymin muutaman kuukauden kesätauko.

3 kommenttia “Tutankhamonin taivaalliset aarteet, osa 2”

  1. Lasse Reunanen sanoo:

    Kovakuoriainen – ”pyhä pillerinpyörittäjä” muistaakseni jossain luontodokumentissa kerrottu suunnistavan Linnunradan mukaan. Kuumassa aavikossa lienee enempi yöllä, viileän maan pinnalla liikkuessa.
    Korussa kuoriainen kannattelee venemäistä alusta – jossa päällä niitä ”jumal” hahmoja, palloja päällään… ”Venemäisyys” sopsi Linnunrataankin. Katsova ”silmä” kuvio siinä keskellä, vierivän näköisesti ”pallo” allaan… Voisi ”pillerinpyöritystäkin” olla (Linnunradan ohjauksessa).

    Israelista myös jokin uudehko tutkimus törmäyskraatterista, joka olisi tapahtunut Kuolleen meren pohjoisosaan. Ajoitettuna siihen Raamatun kertomukseen, jossa Gomoran ja Somoran asutuskeskittymät sielltä olisi tuhoutuneet – ja suolapatsaaksi ”kivettynyt” taakseen katsova ollut (törmäysroiskeista kenties siis)… Lähde ollut muistaakseni Ylen nettisivun uutisessa, noin vuoden sisään.

    1. Teemu Öhman sanoo:

      Se Sodoma-juttu on niin arkeologien kuin törmäystutkijoidenkin toimesta humpuukiksi osoitettu. Se on samaa hörhöilyä kuin Abu Hureyan jutut, joista kirjoittelin pari vuotta sitten. Taustalla on porukka, jonka julkilausuttuna tavoitteena on todistaa Raamatun kertomukset tosiksi, eikä suinkaan tehdä esimerkiksi todellista arkeologista tutkimusta. Juttu oli mm. täynnä kuvaväärennöksiä. Jossain vaiheessa harkitsin kirjoittavani siitä, mutta ei näitä hörhöjä vaan jaksa. Ja sekin siinä on, että vaikka ne ansaitusti haukkuisi lyttyyn, jokainen julkinen mainos – vaikka sitten tämmöinen obskuuri blogi – tuo heille lisää julkisuutta. Ja julkisuudestahan ne elävät, joten mieluummin omalta osaltani vaikenen heidän kolttosistaan ja kerron jostain oikeasti kiinnostavasta kunnon tutkimuksesta (ja yleensä semmoisesta, joka ei koskaan normaali(tiede)mediaa tavoita).

  2. Lasse Reunanen sanoo:

    kiitos, että annoit kriittisen tietosi em. uutiseen, jonka Ylen kautta luin aikaisemmin…
    Näin Ursan Avaruus -keskustelusivulla, että otsikolla: Aikamerkki.kriisi oli Tekniikan Maailma kertonut
    tarkennusta myös Ylestä, jonka radion aikamerkki ollut sekunti viiveellä –
    siitä itsekin olen Uralle kertonut, että 1/2021 tämä muutos tehty (tarkasta kellostani havainnut olen),
    tähän kommenttini lisänä (en enää em. Ursan nimimerkilleni / lasser kommentoinut viime vuosina).

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *


Tutankhamonin taivaalliset aarteet, osa 1

31.5.2022 klo 07.58, kirjoittaja
Kategoriat: Geokemia , Historia , Meteoriitit , Mineralogia

Tutankhamonin haudan löytyminen

Sata vuotta sitten, marrakuussa 1922, oli Howard Carterilla (1874–1939) jännät paikat. Carter oli jo nuorukaisena vuodesta 1891 alkaen toiminut Egyptissä arkeologeja avustaneena piirtäjänä ja oppinut sitten arkeologiksi ja egyptologiksi itsekin. Hän oli vuonna 1907 aloittanut lordi Carnarvonin (viides Carnarvonin jaarli George Edward Stanhope Molyneux Herbert, 1866–1923, Downton Abbey -tv-sarjasta monille tutun Highclere Castle -kartanon omistaja) palkkaamana egyptologina johtaen kaivauksia muinaisen Egyptin pääkaupungin Theban eli nykyisen Luxorin alueella.

Kuninkaiden laakso oli Egyptin Uuden valtakunnan ajan (n. 1550–1069 eaa.) faraoiden hautapaikka. Vuonna 1914 lordi Carnarvon sai luvan tehdä kaivauksia siellä. Ensimmäisen maailmansodan alkuunsa keskeyttämät tutkimukset pääsivät kuitenkin kunnolla vauhtiin Carterin johdolla vasta vuonna 1917.

Asiantuntijat, etenkin amerikkalainen miljonääri ja harrastajaegyptologi Theodore M. Davis (1838–1915) olivat aiemmin julistaneet Kuninkaiden laakson loppuunkalutuksi. Carter oli kuitenkin toista mieltä. Suurelta osin juuri Davisin rahoittamien kaivausten tuottamien löytöjen perusteella Carter  oli nimittäin vakuuttunut, että jossain Kuninkaiden laaksossa täytyi olla tuolloin erittäin heikosti tunnetun farao Tutankhamonin1 (faraona n. 1332–1323 eaa. tai n. 1361–1352 eaa.) hauta.

Lordi Carnarvon oli pitkämielinen ja intohimoinen egyptologian tukija ja harrastaja, mutta kun vuosia kului eikä mainittavampaa edistystä tapahtunut, alkoi hänelläkin vuonna 1921 usko hiipua ja jatkuva rahanmeno hirvittää. Niinpä hän päätti kaivausten loppuvan vielä samana vuonna. Carter kuitenkin uskoi vakaasti olevansa oikeilla jäljillä ja lupasi kustantaa työt omasta taskustaan, mikäli edelleenkään ei löytyisi mitään mainittavampaa. Tämä teki vaikutuksen lordiin ja kaivauksia jatkettiin. Talvikauden 1922–1923 kaivaukset olisivat kuitenkin viimeiset, jonka lordi Carnarvon lupasi rahoittaa.

Marraskuun neljäntenä päivänä vuonna 1922 Carterin palkkaama paikallinen, ilmeisesti jälkipolville tuntemattomaksi jäänyt vedenkantajapoika törmäsi maan alle johtavien portaiden ylimmäiseen portaaseen. Paikka oli vain parin metrin päässä kohdasta, johon Davis oli aikoinaan lopettanut omat kaivauksensa. Myös Carter itse oli pyörinyt samoilla kulmilla jo aiempina vuosinaan. Portaat puhdistettiin nopeasti irtokivistä ja oviaukko paljastui. Carter saattoikin kirjoittaa kenttäpäiväkirjaansa pokkkeuksellisen lyhyen ja ytimekkään toteamuksen: ”Hautakammion ensimmäiset portaat löydetty.”2

Carter sähkötti löydöstä lordi Carnarvonille Englantiin. Carnarvon seurueineen matkusti Egyptiin ja 26.11.1922 hänestä ja Carterista tuli yhdessä Carnarvonin tyttären lady Evelyn Herbertin (Evelyn Leonora Almina Beauchamp, 1901–1980) ja Carterin avukseen kutsuman kollegansa Arthur Robert Callenderin (1875–1936) kanssa kolmeentuhanteen vuoteen ensimmäiset ihmiset, jotka olivat nähneet Tutankhamonin kulta-aarteiden täyttämän hautakammion.3

Lordi Carnarvon, hänen tyttärensä lady Evelyn ja Howard Carter Tutankhamonin hautaan johtavilla portailla marraskuussa 1922. Kuva: Harry Burton / The Griffith Institute Archive / Public Domain.

Hyvin nopeasti Tutankhamonin hautakammio paljastui muiden faraoiden hautojen tapaan jo pian hautaamisen jälkeen ryöstetyksi. Ryöstöjä oli itse asiassa kaksikin, mutta molemmat jäivät syystä tai toisesta lähinnä surkeiksi ryöstöyrityksiksi. Siksi hautakammiokompleksista löydettiin tuhansittain satumaisen arvokkaita esineitä, Tutankhamonin muumion kultanaamio näistä kuuluisimpana. Tätä lordi Carnarvon ei kuitenkaan itse ehtinyt nähdä, sillä Tutankhamonin sarkofagi avattiin vasta lokakuussa 1925. Lordi Carnarvon oli kuollut jo huhtikuussa 1922 tulehtuneen hyttysenpiston aiheuttaman bakteeri-infektion (erysipelas) komplikaatioihin (eikä muumion kostoon, vaikka viihdeteollisuus silloin ja yhä edelleen niin haluaa uskotella).

Gerzehin rautahelmet ja Tutankhamonin tikari

Rautakauden alun ajankohdasta Egyptissä ja sen lähialueilla liikkuu monenlaisia käsityksiä. Joidenkin lähteiden mukaan raudan valmistus rautamalmista opittiin Lähi-idän alueella suunnilleen Tutankhamonin valtakaudella tai pian sen jälkeen, toisten mukaan taas vasta noin 500–600 vuotta ennen ajanlaskumme alkua. Toisaalta rautaa on löydetty myös Kheopsinin eli Khufun pyramidista Gizasta vuoden 2560 eaa. paikkeilta. Erittäin harvinaista metallista rautaa tuotiin Anatoliasta Egyptiin vasta 1200-luvulla eaa. Rautahelmiä on kuitenkin löydetty jo esidynastisen ajan haudoista yli viidentuhannen vuoden takaa. Miten moinen on mahdollista?

Gerzehissä4 Kairon eteläpuolella on liki 300 esihistoriallista hautaa. Vuonna 1911 kahdesta haudasta löydettiin helmiä, joista toiset olivat olleet vainajan kaulalla ja vyötäröllä, toiset vainajan käsissä. Ketjuissa olleet helmet koostuivat kullasta, lapislatsulista, karneolista ja akaatista. Toisen vainajan käsissä olleissa helmissä oli vielä laajempi valikoima kallisarvoisia korukiviä: lapislatsulia, obsidiaania, karneolia, granaattia, serpentiiniä, kalsedonia, kalsiittia ja kultaa sekä vuolukiveä. Lisäksi niin ketjuissa kuin käsissäkin oli rautahelmiä.

Noin puolitoista senttiä pitkiä putkimaisia rautahelmiä arveltiin jo pian löydön jälkeen meteoriittiraudasta tehdyiksi. Kuitenkin vasta vuonna 2013 kaksi toisistaan riippumatonta tutkimusryhmää osoitti eri analyysimenetelmiä käyttäen oletukset tosiksi. Diane Johsonin johtama ryhmä sai määriteltyä, että kyseessä oli rakenteellisen luokittelun perusteella tyypillisin rautameteoriitti eli oktaedriitti.5 Thilo Rehrenin johdolla tehdyssä tutkimuksessa meteoriittitulkinta sai vahvistusta helmien korkeasta germanium-pitoisuudesta.

Kolme Gerzehin yhdeksästä rautahelmestä. Kuva: Thilo Rehren et al., 2013. 5,000 years old Egyptian iron beads made from hammered meteoritic iron. Journal of Archaeological Science 40:47854792 / Gianluca Miniaci / Petrie Museum of Egyptian Archaeology / CC BY 3.0.

Erojakin tutkimusryhmien tulkinnoissa oli. Johnsonin näkemyksen mukaan Gerzehiksi nimettyä rautameteoriittia oli työstetty ainoastaan kylmänä. Rehrenin ryhmän tulkinta puolestaan oli, että runsaan nikkelipitoisuutensa vuoksi meteoriittirauta olisi ollut liian haurasta, jotta se olisi kylmänä kestänyt takomisen millin–parin paksuiseksi levyksi ja sen taivuttamisen putkeksi. Olipa työstömenetelmä mikä hyvänsä, Gerzehin helmet ovat kuitenkin vanhin todiste raudan käytöstä muinaisessa Egyptissä. Samalla niiden esiintyminen kullan ja muiden kallisarvoisten korukivien kanssa osoittaa, että rautaa pidettiin poikkeuksellisen arvokkaana materiaalina.

Rautameteoriitit sisältävät huomattavasti runsaammin nikkeliä kuin maapallolla hyvin harvinainen metallinen rauta tai rautamalmista jalostettu rauta. Maalliseenkin rautaan voi kuitenkin joskus harvoin esimerkiksi rauta- ja nikkelipitoisen kuparimalmin rikastamisen yhteydessä päätyä enemmän nikkeliä kuin siinä alkujaan oli. Siksi pelkkä kohonnut nikkelipitoisuus ei ole vedenpitävä todiste rautameteoriittikandidaatin tai raudasta valmistetun vanhan esineen avaruudellisesta alkuperästä. Ja kun kyse on korvaamattoman arvokkaista arkeologisista löydöistä, esinettä vahingoittavat analyyttiset menetelmät eivät ole mahdollisia eikä tutkimusluvan saaminen tämän vuoksi ole järin helppoa. Siksi vuonna 2013 tunnetuista 28:sta muinaisegyptiläisestä nikkelipitoisesta rautaesineestä vain Gerzehin helmet olivat todistetusti meteoriittista alkuperää.

Nikkelipitoisista rautaesineistä kuuluisimman löysi jo Howard Carter Tutankhamonin haudasta. Avattuaan Tutankhamonin sarkofagin vuonna 1925 hän löysi kaksi tikaria. Muumion vatsan päälle aseteltu tikari oli valmistettu kokonaan kullasta. Myös faraon oikean reiden päällä olleen tikarin lapislatsulilla, karneolilla ja malakiitilla koristeltu kahva oli tehty kullasta, mutta terä oli rautaa. Sen on ainakin jo viimeiset viitisenkymmentä vuotta uskottu olevan meteoriittista alkuperää, vaikkei analyysituloksia tai -menetelmiä aikoinaan julkaistukaan. Varmuus asiasta on kuitenkin saatu vasta viime vuosina.

Tutankhamonin kultakahvainen ja rautateräinen tikari. Rajattu alkuperäisestä kuvakollaasista. Kuva: Takafumi Matsui et al., 2022. The manufacture and origin of the Tutankhamen meteoritic iron dagger. Meteoritics & Planetary Science 57(4):747–758 / CC BY-NC-ND 4.0.

Vuonna 2016 Daniela Comellin vetämä ryhmä julkaisi ensimmäiset kunnolliset geokemialliset analyysitulokset Tutankhamonin rautatikarista. Niiden mukaan tikarin metallissa on noin 11 painoprosenttia nikkeliä ja puolisen painoprosenttia kobolttia. Nikkeliä on enemmän kuin missään ihmisten ennen 1800-lukua rautamalmista valmistamissa rautaesineissä, mutta rautameteoriitille se on aivan normaali pitoisuus. Vähintään yhtä oleellinen todiste on, että nikkelin ja koboltin suhde vastaa täysin rautameteoriiteille tyypillistä suhdetta.

Viimeisin artikkeli Tutankhamonin rautatikarista julkaistiin huhtikuun Meteoritics & Planetary Science -lehdessä. Takafumi Matsuin johdolla tehty tutkimus vahvisti Comellin ryhmän tulokset terän nikkeli- ja kobolttipitoisuuksista. Lisäksi uudet analyysit entisestään varmistavat sen meteoriittista alkuperää ja antavat kiehtovia viitteitä sen valmistuksesta ja päätymisestä Tutankhamonin arkkuun.

Matsui kollegoineen pani merkille, että vaikka terä ei ole ruostunut, siinä on kuitenkin jonkin verran tummia pisteitä ja läikkiä, jotka eivät ainakaan vajaan sadan vuoden aikana ole muuttuneet miksikään. Niiden kohdilla terän rikki- ja klooripitoisuudet olivat selvästi kohonneet. Nämä havainnot sopivat hyvin rautameteoriiteissa tavallisten troiliittisulkeumien ja rautameteoriittien yleisen rapautumistuotteen akaganeiitin aiheuttamiksi.    

Mielenkiintoisin Matsuin ja kollegoiden tulos saatiin terän nikkelin jakaumakartasta. Siinä nähtiin noin millimetrin levyisiä lamellimaisia rakenteita. Ne ovat Matsuin artikkelin mukaan todennäköisimmin jäänteitä oktaedriitti-tyypin rautameteoriiteille ominaisesta Widmanstättenin rakenteesta. Säilynyt Widmanstättenin rakenne yhdessä troiliittisulkeumien kanssa osoitti, että terää työstettäessä sen lämpötila on ollut korkeintaan 700–950°C:n tienoilla.

Nikkelin jakauma osassa Tutankhamonin rautatikarin terää. Punaiset sävyt kuvaavat suurempia pitoisuuksia, mutta asteikko kuvastaa vain laitteen mittaamien signaalien määrää. Jakaumassa on nähtävissä Widmanstättenin rakenteelle ominainen lamellimainen ristikkäisrakenne. Rajattu alkuperäisestä kuvakollaasista. Kuva: Takafumi Matsui et al., 2022. The manufacture and origin of the Tutankhamen meteoritic iron dagger. Meteoritics & Planetary Science 57(4):747–758 / CC BY-NC-ND 4.0.

Terän ohella Matsui kollegoineen analysoi myös tikarin kahvaa. Sen kullassa oli poikkeuksellisen runsaasti kalsiumia, mutta ei rikkiä. Tämä viittaa siihen, että kahvan koristeiden kiinnityksessä ei käytetty orgaanista liimaa tai kipsilaastia, vaan kalkkilaastia. Tähän vaadittua teknologista osaamista ei kuitenkaan Egyptissä ollut vielä Tutankhamonin aikaan. Sen sijaan kalkkilaastin käyttö kultakoristeiden valmistuksessa tunnettiin noihin aikoihin Mitannin valtakunnassa nykyisen Syyrian ja Turkin seuduilla.

Tikarin Mitannilaista alkuperää tukevat vahvasti myös kirjalliset todisteet. Amarnan kirjeinä tunnettu kasa savista diplomaattipostia nimittäin kertoo, kuinka Mitannin kuningas Tusratta naitti tyttärensä Taduhepan farao Amenhotep III:lle eli Amenofis III:lle (faraona ehkä n. 1386–1349 eaa. tai 1388–1350 eaa.). Kultakahvainen rautatikari on kuvattu virkamiesmäisen tarkasti kahdessakin Amarnan kirjeessä, joissa luetteloidaan Tusrattan häälahjoja tulevalle vävypojalleen. Amenhotep III oli todennäköisesti Tutankhamonin isoisä, joten on varsin helppo kuvitella, että yllättäen kuollut ja hätäisesti haudattu nuori farao sai matkalle tuonpuoleiseen mukaan vaarivainaansa puukon, semminkin kun arvoesineiden, arkkujen ja hautojenkin kierrätys oli tuolloin melko yleinen käytäntö.

Tutankhamonin tikarin meteoriittista alkuperää voi siis uusimpien tutkimusten valossa pitää varmana. Vaikuttaa myös uskottavalta, että oktaedriitti-meteoriitti, josta tikarin terä valmistettiin, putosi jonnekin nykyisen Syyrian pohjoisosien tai Turkin kaakkoisosien tienoille, tai ainakin tikari valmistettiin siellä.

Muinaiseen Egyptiin ja rautameteoriitteihin liittyy vielä yksi mielenkiintoinen sivuhaara. Vain muutama kymmenen vuotta Tutankhamonin kuoleman jälkeen alkaneen 19. dynastian aikana rautaa merkitsemään vakiintui uusi hieroglyfi, joka tarkoitti ”taivaan rautaa” tai ”rautaa taivaasta”.6 Lisäksi samoihin aikoihin kirjoitettiin ilmeisesti Karnakin temppelissä Thebassa teksti, jonka on tulkittu kuvaavan meteoriittia. Näillä perustein on ajateltu, että egyptiläiset tiesivät rautaa joskus putoavan taivaasta. Sikäli kun tämä oletus pitää paikkansa, egyptiläiset tunsivat meteoriittien taivaallisen alkuperän kahdeksansataa vuotta ennen kuin ensimmäiset luotettavahkot kreikkalaiskuvaukset meteoriiteista kirjoitettiin. Siihen että länsieurooppalainen ”sivistyneistökin” tämän oivalsi, menikin sitten aikaa yli kolmetuhatta vuotta.


Howard Carter löysi Tutankhamonin haudasta myös toisen kauniin ja kiinnostavan esineen, jonka alkuperä on avaruudellinen. Se on tarinan kakkososan aiheena.


1Käytän selvyyden vuoksi Tutankhamonista tätä ainakin omalle ikäpolvelleni tutuinta nimeä. Alkujaan Tutankhamonin nimi oli Tutankhaten, mutta hänen isäoletettunsa, kerettiläisfarao Ekhnatonin eli Ahenatenin eli Akhenatenin eli Amenhotep IV:n kuoleman jälkeen hän muutti nimensä Tutankhamoniksi. Tutankhamonin nimi esiintyy joskus suomeksikin muodoissa Tutankhamen ja Tutankhamun, ja tavuviivoitettuja versioita esiintyy myös runsain mitoin. Kaikki kuitenkin tarkoittavat samaa nuorena hallinnutta ja kuollutta faraota.

2”First steps of tomb found.”

3Carter porasi ensin hautakammion oveen reiän, josta kurkisteli sisään lepattavan kynttilän valossa. Carterin vastaus malttamattoman lordi Carnarvonin kysymykseen siitä, näkeekö hän sisällä mitään, oli yksinkertainen ja lienee arkeologian kuuluisimpia lausahduksia: ”Yes, wonderful things!”

4Eli el-Gerzehissä eli el-Girzehissä eli El Gerzessä eli al-Girzassa eli Girzassa eli Jirzahissa.

5Tarkemmin sanottuna hienorakenteisin sellainen, eli rakenneluokaltaan Off.

6Myös heettiläisten ja babylonialaisten kielissä sanat rauta ja taivas olivat ilmeisessä yhteydessä toisiinsa.


Tämä juttu ilmestyy lähipäivänä hieman pidempänä, mutta meteoriittien kannalta täysin epäoleellisen sivuraiteen sisältävänä versiona myös Hieman Kuusta -blogissani.

3 kommenttia “Tutankhamonin taivaalliset aarteet, osa 1”

  1. Lasse Reunanen sanoo:

    Se löydetty tikari näyttää olevan syöpymätön, joten joten muutakin seosta kuin ”rautaa” se täytyy sisältää,
    säilyäkseen noin ehjänä ja uuden näköisenä…
    Väri viittaa hopeiseen väriin – hieman samaa sävyä ollut itseni Perniöstä (Melkkilän Kivikankare) löytämät
    kaksi tunnistamatonta painavahkoa kappaletta (puolet kämmenestä).
    Olen niistä Ursan Facebook sivulla aikaisemmin kertonut, joissa helmimäinen pinta (hävinneet sittemmin).

    1. Teemu Öhman sanoo:

      Analyysirajoitteiden takia Matsui ja kumppanit kutsuvat tuloksiaan semikvantitatiivisiksi, mutta kolmentoista XRF-analyysin (siis röntgenfluoresenssi) keskiarvo on painoprosentteina:
      Fe 87,6
      Ni 11,8
      Mn 0,4
      Co 0,2

  2. Lasse Reunanen sanoo:

    Kiitos tarkennuksestasi. Kenties em. lisäaineet rajoittaneet tikarin magneettisuutta (siitä ei mainintaa ollut),
    joka magneettisuus olisi jo aikaisemmin kiinnittänyt huomiota esineen varhaiseen raudan käyttöön.
    Muistaakseni kertomani pienkappaleeni eivät myöskään pieneen magneettiini aikoinaan 1980-luvulla reagoineet.

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *


Rikinkatkuinen henkäys ja harjanteiden synty Iossa

30.4.2022 klo 15.33, kirjoittaja
Kategoriat: Aurinkokunta , Dyynit , Io , Komeetat , Mars , Pluto , Sedimentaatio , Titan , Venus

Ampumaleiri Lohtajalla. Tapani Kansan komeasti tulkitsema Kalajoen hiekat. Haukiputaan Virpiniemen hyppyrimäet. Frank Herbert, David Lynch ja Denis Villeneuve. Mitä näillä kaikilla on yhteistä?

Kalajoen hiekat. Osa pienistä dyyneistä on kasvillisuuden paikalleen sitomia eli kuolleita dyynejä, osa vielä hyvinkin eläväisiä. Kuva: T. Öhman.

Vastaus kysymykseen on tietenkin dyynit. Ne ovat tuulen rakeisesta aineksesta kasaamia kumpuja tai harjanteita. Joidenkin määritelmien mukaan tosin mikä tahansa virtaava aine, kuten vaikkapa vesi, voi kasata dyynejä. Dyyneille ominaista on, että niillä on jyrkkä suojasivu (siis myötätuulen puolella oleva sivu) ja loivapiirteisempi vastasivu. Ne syntyvät saltaatioksi kutsutussa prosessissa, jossa partikkelit kohoavat ilmaan, lentävät tuulen mukana lyhyen matkan, putoavat alas ja odottelevat seuraavaa lyhyttä hypähdystään.

Dyyniaines on raekooltaan yleensä hiekkaa, eli jyvästen läpimitta on suunnilleen sadasta mikrometristä pariin milliin. Sen ei kuitenkaan tarvitse olla koostumukseltaan tavallista silikaattisesta kiviaineksesta peräisin olevaa hiekkaa eli lähinnä kvartsia, kuten yleensä ajatellaan, vaan muukin koostumus käy. Esimerkiksi Yhdysvaltain New Mexicon osavaltiossa sijaitsevassa White Sandsin kansallispuistossa kyseessä on kipsi. Käytännössä kaikki suomalaisetkin ovat kohdanneet dyynejä, vaikkeivat olisi koskaan käyneet esimerkiksi Porin Yyterissä, Lohtajalla, Kalajoella, Virpiniemessä tai Enontekiön Hietatievoilla. Tuulen kasaamat lumikinokset ovat nimittäin syntytavaltaan dyynejä, vaikkei niitä sellaisiksi yleensä mielletäkään.

Dyynit ovat tuttuja myös monille planeettatutkijoille. Aurinkokunnassa niitä esiintyy yllättävältäkin tuntuvissa paikoissa, ja niitä on ihasteltu ja ihmetelty jo puoli vuosisataa.

White Sandsin kansallispuiston kipsidyynejä kiertoradalta nähtynä. Kuvan keskialueen dyynit ovat lähinnä poikittaisdyynejä (tässä tapauksessa barchanoidiharjanteita). Vaikka Earth Observing-1 -satelliitin ottaman kuvan värimaailma on tavallisen valokuvan kaltainen, kyseessä on kuitenkin periaatteessa väärävärikuva. Kuva: NASA / EO-1 / ALI / T. Öhman.

Mars

Maapallon jälkeen tunnetuimmat aurinkokunnan dyynit sijaitsevat Marsissa. Sen pohjoista napajäätikköä kiertävä valtaisa dyynimeri havaittiin jo 50 vuotta sitten Mariner 9 -luotaimen kuvista. Myös eteläisellä napa-alueella on suuri, vaikkakin pohjoista pienempi dyynikenttä. Dyynejä kuitenkin esiintyy kaikkialla Marsissa, tyypillisimmin törmäyskraatterien pohjilla. Maapallon dyyneihin tottuneille ne ovat silmiinpistävän tummia, sillä Marsista puuttuu meikäläisten dyynien tyypillisin rakennusaine, kvartsi, lähes kokonaan. Ne koostuvatkin pääasiassa basalttisesta hiekasta, mutta mukana on jonkin verran myös sulfaatteja kuten kipsiä. Muutoin Marsin dyynit ovat mittasuhteiltaan ja olemukseltaan hyvin paljolti Maan dyynien kaltaisia.

Barchan-dyynejä eli barchaneja Marsin pohjoisilla alangoilla (71,7°N 051,3°W). Barchanit syntyvät alueilla, joissa hiekkaa on tarjolla melko niukasti. Niiden sirppimäinen muoto avautuu myötätuuleen, joten kuvassa tuuli on puhaltanut ylävasemmalta. Kun hiekkaa on runsaammin, barchanit usein yhtyvät barchanoidiharjanteiksi tai lopulta melko suoraviivaisiksi poikittaisdyyneiksi. Kuvan leveys on noin 3 km. Kuva: NASA / MGS / MSSS / MOC / PIA05920 / T. Öhman.

Venus

Sisarplaneettamme tunnetaan tulivuoristaan ja valloilleen päässeestä kasvihuoneilmiöstä, mutta siellä on myös dyynejä. Niitä tosin ei ole kovin runsaasti: laajempia dyynikenttiä on löydetty ainoastaan parilta alueelta. Näiden lisäksi muutamalta seudulta on paikannettu mikrodyynejä tai kareita, joiden olemassaolo on tosin vain päätelty tutkaheijasteen ominaisuuksista, sillä ne ovat liian pieniä, jotta niiden muodot voitaisiin nähdä Magellan-luotaimen tutkan erotuskyvyllä. Venuksen dyynien havaittu vähäisyys on hieman kummallista. Osittain siihen saattaa vaikuttaa tutkan kuvausgeometria, mutta enimmäkseen syyt lienevät aivan todellisia ja liittynevät vähäiseen hiekan määrään ja hiljaiseen tuulennopeuteen (n. 1–2 m/s) Venuksen pinnalla.

Osa laajaa Al-Uzza Undaen eli Fortuna–Meshkenetin poikittaisdyynikenttää Venuksessa (67,7°N 090,5°E) Magellan-luotaimen tutkakuvassa. Vaaleat raidat ovat tuulijuovia, joiden perusteella tuuli puhalsi alaoikealta. Kuva: NASA / Magellan / LPI / T. Öhman.

Titan

Aurinkokunnan toiseksi suurin kuu, Saturnuksen Titan, on paksun kaasukehän peitossa. Siksi sen pintaa on Venuksen tavoin pystytty parhaiten kuvaamaan tutkan avulla. Cassini-luotaimen tutka paljasti päiväntasaajan molemmin puolin 30:nnelle leveyspiirille asti ulottuvat vyöhykkeet, jotka ovat valtavien, jopa 1–2 km leveiden, satoja kilometrejä pitkien ja satakunta metriä korkeiden dyynien peitossa. Dyynit kattavat 17 % Titanin pinnasta eli noin 14 miljoonaa neliökilometriä, toisin sanoen puolitoista kertaa Saharan kokoisen alueen.1 Dyynit koostuvat kaasukehästä tiivistyneistä hiilivedyistä, jotka ovat muodostaneet noin millin läpimittaisia jyväsiä. Ne ovat sitten aikojen saatossa kasautuneet Titanin hiljaisessa, vain noin metrin sekunnissa puhaltavassa tuulessa mahtaviksi tuulen suuntaisesti asettuneiksi pitkittäisdyynikentiksi.

Pitkittäisdyynejä Titanin päiväntasaajalla (0,5°N, 154,2°W) Cassini-luotaimen tutkakuvassa. Kuvan leveys 636 km, pohjoinen oikealla. Kuva: NASA / JPL / Cassini / PIA12037 / T. Öhman.

Pluto

New Horizons -luotaimen ohilennollaan kesällä 2015 ottamat kuvat Plutosta sisälsivät toinen toistaan hämmästyttävämpiä piirteitä. Yksi yllätyksistä oli dyynien ja muiden tuulen toiminnan merkkien esiintyminen. Dyynejä löydettiin lähinnä Sputnik Planitian länsiluoteisen reunan tuntumasta Al-Idrisi Montesin juurelta. Dyynien harjanteet seuraavat toisiaan noin 0,4–1 km:n välein ja peittävät vähintään 75 km:n läpimittaisen alueen. Ne koostuvat parin–kolmensadan mikrometrin läpimittaisista metaanijään kappaleista, joita Al-Idrisi -vuoristosta alaspäin valuvat, korkeintaan 10 m/s puhaltavat tuulet kuljettavat. Tuulet jaksavat siirtää Pluton metaanipartikkeleja, mutta niiden pinnalta nousemiseen tarvittaneen lisäpotkua. Sitä tarjonnee iltapäivän auringonpaisteessa kylpevän tasangon typpi- ja metaanijään sublimoituminen eli muuttuminen suoraan kaasumaiseksi. Kaasupurkaukset siis nostavat jääpartikkelit ylös ja painovoiman ajamat tuulet liikuttavat niitä eteenpäin, synnyttäen lopulta tuulensuuntaan nähden poikittaisten dyynien kentän.

Metaanijäästä koostuvia poikittaisdyynejä Sputnik Planitian typpijäätasangon solumaisessa länsiluoteisosassa. Dyynejä synnyttävät tuulet virtaavat painovoiman ajamina Al-Idrisi -vuoristosta alas tasangolle. Pohjoinen yläoikealla. Kuva: NASA / JHUAPL / SwRI / New Horizons / T. Öhman.

Komeetta 67P/Churyumov–Gerasimenko

Euroopan avaruusjärjestön Rosetta-luotain tarjosi ensimmäiset todella yksityiskohtaiset näkymät komeetan pinnasta, kun se kiersi 67P/Churyumov–Gerasimenkoa vuosina 2014–2016. Jälleen kerran luontoäiti pääsi yllättämään tutkijat, sillä jo pelkästään 67P:n geologia osoittautui monimuotoisemmaksi kuin oltiin oletettu. 67P:n pinnalla esiintyy myös dyynimäisiä harjanteita, joiden muoto muuttui merkittävästi niiden kahden vuoden aikana, jolloin Rosetta 67P:tä kiersi. Dyynit esiintyvät noin 7–18 metrin välein ja ovat parhaimmillaan parisen metriä korkeita. Samoin kuin Pluton tapauksessa, dyynejä muodostavat partikkelit kohoavat komeetan pinnasta Auringon lämmön saadessa jään sublimoitumaan. Partikkeleja vaakasuunnassa siirtävien tuulten syntytapa on kuitenkin toinen: tuuli puhaltaa 67P:n yö- ja päiväpuolten suurten lämpötilaerojen aiheuttaman paine-eron vuoksi.

Komeetta 67P/Churyumov–Gerasimenkon dyynit Maftetin alueella muuttivat parin vuoden aikana merkittävästi muotoaan. Tuuli puhalsi kuvassa vasemmalta oikealle. Keltaiset nuolet osoittavat samaan kohtaan. Kuva: ESA / Rosetta / MPS for OSIRIS Team MPS / UPD / LAM / IAA / SSO / INTA / UPM / DASP / IDA / T. Öhman.

Dyynejä Iossa?

Io on Jupiterin suurista kuista sisin. Se on vulkaanisesti aktiivisin kappale koko aurinkokunnassa. Jatkuvien, jo vuonna 1979 Voyager 1 -luotaimen ohilennolla havaittujen tulivuorenpurkausten vuoksi Ion pinta uudistuu jatkuvasti. Siksi se on ainoa tuntemamme tarkasti kuvattu kiinteäpintainen kappale, josta ei ole löydetty ainuttakaan törmäyskraatteria.

Ion vulkanismi johtuu sitä vatkaavista vuorovesivoimista. Io on lähes saman kokoinen kuin Kuu ja kiertää Jupiteria suunnilleen samalla etäisyydellä kuin Kuu Maata. Jupiter on kuitenkin 318 kertaa niin massiivinen kuin Maa ja Io kiertää Jupiterin vain reilussa 42 tunnissa, joten Jupiterin Ioon kohdistama vuorovesivoimien höykytyskin on ihan toista luokkaa. Lisäksi Ion kiertoaika on resonanssissa lähimpien muiden suurten kuiden eli Europan ja Ganymedeen kiertoaikojen kanssa, mikä tekee Ion radasta hieman elliptisen. Tämä entisestään vahvistaa vuorovesivoimien vaikutuksia. Niinpä Ion kallioperä liikkuu pystysuunnassa noin 100 m. Vertailun vuoksi: niin Maassa kuin Kuussakin vastaava vuorovesivoimien aiheuttama kallioperän liike on vain puolisen metriä. Tästä jatkuvasta muodonmuutoksesta syntyvä kitkalämpö on pohjimmiltaan syynä Ion ylettömälle tuliperäiselle aktiivisuudelle.

Näin valtaisat vuorovesivoimat voivat myös synnyttää tektonisia rakenteita Ion kallioperään. Galileo-luotaimen tarkimmissa kuvissa nähtiinkin pisimmillään muutaman kilometrin mittaisia ja noin 0,1–1 km:n välein esiintyviä harjanteita, joiden korkeus on ehkä joidenkin kymmenien metrien luokkaa. Kymmenien kilometrien läpimittaisten harjannekenttien yksittäisillä harjanteilla on aina yhdenmukainen suuntaus. Harjanteet olivat myös jopa Ion mittakaavassa erittäin nuoria, sillä mikään muu kerrostuma ei näyttänyt peittävän niitä.

Harjanteissa havaitut suuntaukset osoittautuivat enimmäkseen samoiksi, joita vuorovesivoimien synnyttämien harjanteiden teorian mukaan pitäisikin noudattaa. Esimerkiksi päiväntasaajan lähistöllä olevat harjanteet ovat joko itä–länsi- tai pohjois–etelä-suuntaisia. Tätä on pidetty osoituksena harjanteiden tektonisesta ja siis vuorovesivoimiin kytkeytyvästä alkuperästä. Mikään ei kuitenkaan selitä, miksi jokin tietty päiväntasaajan seudun harjannekenttä on juuri itä–länsi-suuntainen eikä pohjois–eteläinen (tai toisinpäin), sillä sen kallioperässä vaikuttavat molemmat jännityssuunnat. Mallissa on siis runsaasti aukkoja, mutta parempaakaan ei ole keksitty.

Harjanteiden nähtiin kuitenkin jo varhain olevan melkoisesti dyynien kaltaisia. Tektoninen synty vaikutti silti todennäköisemmältä, sillä Ion mitättömän kaasukehän paine on maksimissaankin vain miljardisosa Maan ilmanpaineesta, eli yksi nanobaari. Vaikka Ion yö- ja päiväpuolen lämpötilaeroista johtuvat tuulet puhaltavatkin jopa 300 m/s, lähes olemattomasta paineesta johtuen saltaation ei uskottu voivan olla mahdollista, sillä pinnasta ei tuollaisella nopealla mutta ponnettomalla tuulella mitenkään saatu nousemaan hiekanjyväsiä ylös.

Huhtikuussa Nature Communications -verkkolehdessä julkaistu George D. McDonaldin johdolla tehty tutkimus Aeolian sediment transport on Io from lava–frost interactions esittelee uuden mallin, jolla saltaatio ja sen myötä dyynit voisivat olla Iossa sittenkin mahdollisia. McDonald kollegoineen havaitsi, että Ion harjanteet tuppaavat olemaan lähellä tulivuoria.2 Oleellista mallille lisäksi on, että Ion pinnasta suurin osa on rikkidioksidin peitossa. Kerros ei liene kovin paksu, ehkä pari–kolmekymmentä senttiä tai puolisen metriä.

Kun tulivuoresta valuva kuuma laavavirta kohtaa tällaisen rikkidioksidikuoren, alkaa rikkidioksidi höyrystyä nopeasti. Tästä seuraa kaasupurkauksia, jotka riittävät nostamaan rikkidioksidijyväset ylös. Kun kaasukehä on paikallisesti itse tulivuorenpurkauksen ja tällaisten laavan ja rikkidioksidikerroksen vuorovaikutuksessa purkautuvien kaasuejn ansiosta myös hieman tavallista tiheämpi, riittää McDonaldin ryhmän laskujen mukaan siinä vääntöä tarpeeksi, jotta rikkidioksidihiekka saadaan etenemään pomppimalla. Näin heidän mukaansa saataisiin Ion pinnalle syntymään dyynejä.

Ion Prometheus Pateran lähellä sijaitsevia dyyneiksi tulkittuja harjanteita. Kuva: NASA / Galileo / SSI / G. D. McDonald et al., 2022. Aeolian sediment transport on Io from lava–frost interactions. Nature Communications 13:2076 / CC BY 4.0.

McDonaldin ryhmä onnistui myös mittaamaan eräiden harjanteiden topografiaa. Niiden toisen sivun huomattiin olevan loivempi kuin toisen. Tämä sopii ajatukseen, että harjanteet olisivat poikittaisdyynejä. Lisäksi harjanteiden korkeuden ja leveyden suhde, samoin kuin muut mitattavissa olleet ominaispiirteet, vastasivat poikittaisdyynejä.

Samaa Prometheus Pateran läheistä harjannekenttää kuin edellisessäkin kuvassa. Kirkkaimmat osat voivat olla tuoreimpia rikkidioksin jyväsiä, jotka kuvan vasemmassa alakulmassa olevat laavavirrat ovat irrottaneet ja jotka tuuli on sitten kerrostanut dyyneiksi. Kuva: NASA / JPL-Caltech / Rutgers / Galileo / SSI / T. Öhman.

McDonaldin tutkimusryhmällä on siis kasassa aikaisempien epämääräisten havaintojen tueksi mittauksia, jotka sopivat poikittaisdyyneihin. Lisäksi heillä on ensimmäistä kertaa osoittaa uskottava mekanismi, jolla Ion pinnan hiekanjyvät saadaan kohoamaan riittävästi ylös, jotta vallitsevat tuulet voivat alkaa kasata niitä dyyneiksi. Riittävän laadukasta kuva-aineistoa harjanteista on kuitenkin valitettavan vähän, joten täyttä varmuutta harjanteiden synnystä ei vielä ole. McDonaldin ja kollegoiden havainnot ja syntymalli vaikuttavat kuitenkin erittäin lupaavilta.

Joka tapauksessa tämä on tarpeellinen muistutus siitä, että dyynejä voi ainakin periaatteessa syntyä myös erittäin ohuessa ja kenties vain silloin tällöin hieman tihenevässä kaasukehässä. Varsin todennäköistä onkin, että kunhan aurinkokunnan kappaleiden kartoitus etenee, löydämme dyynejä vielä muistakin yllättävistä paikoista.

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *


Pluton vuoret ja kryovulkanismi

21.4.2022 klo 07.38, kirjoittaja
Kategoriat: Kryovulkanismi , Pluto , Vesi , Vulkanismi , Vuoristot

Geologiset prosessit aurinkokunnassamme

Koko aurinkokuntamme mittakaavassa on laskutavasta riippuen vain noin kolmesta viiteen todella merkittävää kiinteiden kappaleiden pintoja uudistavaa geologista prosessia. Maa on omituinen poikkeus muiden joukossa, sillä tämä on ainoa tuntemamme paikka, jossa laattatektoniset voimat hallitsevat koko planeetan kehitystä. Aurinkokunnan kokonaiskuvaa hallitsevat törmäykset, etenkin planeettojen hurjassa nuoruudessa. Jupiterin toiseksi suurin kuu Kallisto, Merkurius ja myös oma Kuumme ovat oivia esimerkkejä maailmoista, joissa törmäysten seuraukset näkyvät yhä kaikkialla.

Irtaimen aineksen uudelleenkerrostuminen eli sedimentaatio taas on tärkeää paitsi laajoilla alueilla Maassa, myös Marsissa ja Titanissa sekä paikallisesti esimerkiksi Venuksessakin.

Sitten on vielä vulkanismi, vallankin kun sen ymmärtää laajasti prosessina, jossa kiinteäpintaisen kappaleen sisuksista tursuu pinnalle jotain virtaavaa ainesta tai vaihtoehtoisesti pinnalle kertyy jonkinlaisen tulivuoren tai purkausaukon kautta kaasukehän tai käytännössä tyhjän avaruuden läpi lentänyttä tavaraa. Aurinkokunnan sisäosissa vulkanismin tuotteet ovat lähinnä piihin ja happeen pohjautuvia yhdisteitä eli erilaisia silikaatteja, joiden perusrakennuspalikka on SiO44- -ioni. Joskus harvoin tulivuorista purkautuu myös hiili- ja happipohjaisia yhdisteitä (tarkemmin sanottuna karbonaatteja eli yhdisteitä, joissa keskeisenä komponenttina on CO32- -ioni). Tuliperäinen toiminta hallitsee mm. aurinkokuntamme vulkaanisesti aktiivisinta kappaletta Ioa, ja samoin Venus on erilaisten tulivuorten ja vulkanismin dominoima planeetta.

Kryovulkanismi

Kauempana jättiläisplaneettojen kuilla ja Kuiperin vyöhykkeen kappaleilla kallioperän pääosan muodostavat silikaatteja tai karbonaatteja helpommin haihtuvat aineet. Lähinnä kyseessä on yksinkertaisesti vesijää höystettynä lorauksella erilaisia pakkasnesteitä. Niillä seuduin sula vesi vastaa meille tutuista tulivuorista virtaavaa laavaa. Tällaista vulkanismin (laajasti ymmärrettynä) muotoa kutsutaan kryovulkanismiksi.

Nykyisinkin aktiivista kryovulkanismia esiintyy Enceladuksella ja Tritonilla, kenties Europallakin. Myös asteroidivyöhykkeen suurimmasta kappaleesta, kääpiöplaneetta Cereksestä on tehty nykyiseen aktiivisuuteen viittaavia havaintoja, mutta purkausten takana lienee vain pintaa lämmittävä Auringon säteily eikä Cereksen sisäinen energia. Joka tapauksessa Cereksellä on ollut myös sisäsyntyistä kryovulkaanista toimintaa geologisessa mielessä vastikään.

Lentäjien vuoret

Tammikuussa kirjoittelin Pluton geologiasta. Jutun loppupuolella esittelin lyhykäisesti uusia ideoita koskien Pluton tunnetuimpien vuorten eli Wright ja Piccard Montesin syntyä. Tuolloin tulokset olivat alustavia, mutta nyt aiheesta saatiin julkaistua vertaisarvioitu artikkeli. Kelsi Singerin ja – planeettageologian perusartikkeliksi varsin erikoisesti – peräti 24:n muun kirjoittajan juttu Large-scale cryovolcanic resurfacing on Pluto ilmestyi Nature Communications -verkkolehdessä maaliskuun lopulla.

Wright, Piccard ja Coleman Montes ja niitä ympäröivä muhkuramaasto. A-kuvassa punainen katkoviiva erottaa yläosan suorassa auringonvalossa kylpeneen alueen autereesta heijastuneessa valossa kuvatusta alaosasta. Keltainen nuoli osoittaa auringonvalon tulosuunnan. Kuvassa b on korkeusmalli valokuvan päällä, c-kuvassa puolestaan pelkkä korkeusmalli. Kuva: K. Singer et al., 2022: Large-scale cryovolcanic resurfacing on Pluto. Nature Communications 13:1542, Supplement / CC BY 4.0.

Piccard Mons ja etenkin Wright Mons ovat herättäneet ihmetystä siitä lähtien kun New Horizons -luotain kuvasi ne kesällä 2015. Huonosti, vain Pluton kaasukehän autereen heijastamassa valossa kuvattu Piccard Mons kohoaa ympäristöstään noin 7 km ja on läpimitaltaan suunnilleen 250 km. Jos sen keskipiste olisi Jyväskylässä, sijaitsisivat Kuopio ja Tampere vastakkaisilla puolilla vuoren juurella. Aika iso vuori siis.

Wright Mons puolestaan on noin 4–5 km:n korkuinen ja 150 km:n läpimittainen. Sen huipulla oleva kuoppa on halkaisijaltaan noin 50 km. Omituisinta on kuopan syvyys, noin 4 km. Se on siis yhtä syvä kuin vuori on korkea. Vielä hurjempi on Piccard Monsin kuoppa, joka yltää jopa ympäröivän pinnan alapuolelle. Samoin tekee pienemmän Coleman Monsin yhteydessä oleva kuoppa. Se ei kuitenkaan ole vuoren huipulla vaan sen vieressä, joten on epäselvää onko vuorella ja kuopalla varsinaisesti mitään tekemistä toistensa kanssa.

Wright ja Piccard Montesia pidettiin aiemmin yleisesti kryovulkaanisina tulivuorina, joiden huipuilla on romahtamalla syntyneet kalderat. Ongelmallista tosin oli, että kalderoiksi huippujen kuopat olivat valtavia, eivätkä ne oikeastaan edes näyttäneet kalderoilta, sillä niiltä puuttuivat kalderoille ominaiset monivaiheisista romahduksista kertovat sisäkkäiset terassimaiset piirteet. Mitään merkittävästi parempaakaan ideaa kukaan ei kuitenkaan tuntunut keksivän.

Mustalla on esitetty Wright Monsin korkeusprofiili, sinisellä Havaijilla sijaitsevan Mauna Loan kilpitulivuoren merenpinnan yläpuolella sijaitseva osa. Punaiset käyrät kuvaavat Marsin Tharsiksen alueen suuria kilpitulivuoria, eli Olympus, Ascraeus, Arsia ja Pavonis (ei Povonis) Montesia. Wright Mons ei valtaisan huippukuoppansa vuoksi juurikaan muistuta tunnettuja tulivuoria. Kuva: K. Singer et al., 2022: Large-scale cryovolcanic resurfacing on Pluto. Nature Communications 13:1542, Supplement / CC BY 4.

Merkillinen muhkuramaasto

Paitsi itse vuoret, myös niitä ympäröivä muhkuramaasto on omituista. Singerin ja kollegoiden artikkelin mukaan muhkuramaaston yksittäisten möykkyjen läpimitta on tyypillisesti 6–12 km. Niiden korkeus puolestaan on muutamasta sadasta metristä noin kilometriin. Maastossa ei näy minkäänlaisia merkkejä virtauksesta tai myöskään purkausaukkoja, sillä Wright, Piccard tai Coleman Montesin yhteydessä esiintyvistä syvistä kuopista ei vaikuta valuneen pihalle mitään. Mitään tällaista ei ole havaittu muualla aurinkokunnassa tai edes muualla Pluton pinnalla.

Vuorten ja muhkuroiden koostumus ei anna merkittäviä lisävihjeitä niiden synnyn selvittämiseksi. Pääosin alue koostuu vesijäästä. Korkeimmilla kohdilla pinnalla on lisäksi Pluton ohuesta kaasukehästä peräisin olevaa metaanikuuraa. Ammoniakki auttaisi alentamaan veden jäätymispistettä, mutta siitä ei ole havaintoja. Sen puute voidaan tosin tarvittaessa selittää sillä, että metaanikuura estää ammoniakin spektrin havaitsemisen varsin tehokkaasti.

Muhkurat ja vuoret ovat geologisesti Pluton mittakaavassa kohtalaisen nuoria, sillä yhtäkään törmäyskraatteria ei New Horizonsin kuvista alueelta ole löydetty. Tämän perusteella muhkuramaaston ja vuorten pinnan iäksi on arvioitu noin 1–2 miljardia vuotta.

Mitä oikeastaan selvisi?

Lupaavasta otsikostaan huolimatta Singerin ja kollegajoukkion artikkeli ei tarjoa kovinkaan paljon helpotusta Pluton aiheuttamaan päänsärkyyn. Plutotutkijoiden valiojoukon selitys muhkuramaaston ja niiden yhteydessä esiintyvien vuorten synnylle nimittäin on vain se, että alueella on tapahtunut useita suuria kryovulkaanisia purkauksia, jotka ovat synnyttäneet kohoumia. Niistä osa on yhtynyt toistensa kanssa muodostaen vielä monimuotoisempia piirteitä. Muhkuramaasto olisi syntynyt jollain tapaa jäykkäliikkeisen aineksen virratessa pinnalla. Purkausaukot ovat heidän mukaansa jääneet vuorten ja muhkuramaaston alle.

Artikkelissa tarjoiltu selitys vuorten ja niiden ympäristön synnylle ei oikeastaan pohjimmiltaan selitä yhtään mitään. Vaikka muhkurat nyt tulkitaan kryovulkaanisiksi, niiden varsinainen syntyprosessi on ihan yhtä pahasti autereisen hämärän peitossa kuin ennenkin. Singer ja kumppanit eivät myöskään ainakaan selväsanaisesti ota mitään kantaa vuorten yhteydessä olevien erittäin laajojen ja syvien kuoppien muodostumiseen. Lähinnä rivien väleistä on tulkittavissa, että ne saattaisivat olla kohtia, joita kryovulkaaniset ainekset eivät vain sattuneet peittämään. On suoraan sanottuna hyvin vaikea kuvitella, että ainakaan kaikki jutun lukuisista kirjoittajista uskoisivat tuohon itsekään.

Ongelmallista on myös alueen oletettavasti nuorehko ikä. Pluto on pieni kappale, halkaisijaltaan noin 2377 km eli alle viidesosa Maasta. Tilavuudeltaan siitä noin 55–60 % on vesijäätä. Niinpä Plutolla on hyvin vähän radioaktiivisia alkuaineita ylläpitämässä sisäisiä prosesseja. Myös sen syntyessä muodostuneen lämmön olisi noin pieneltä kappaleelta luullut jo aikaa sitten hiipuneen. Pluton ja Charonin vuorovesivoimien tuottaman energiankaan ei pitäisi riittää pitkään jatkuneeseen geologiseen toimintaan. Mutta niin vain Pluto on jollain ilveellä onnistunut olemaan sisäisesti aktiivinen varsin kauan. Tähänkään ongelmaan Singer ja kumppanit eivät liiemmin ota kantaa.

Kryovulkanismin huoneessa asustelee myös melkoisen iso elefantti. Olen viime päivinä päässyt nautiskelemaan kevätjäillä hiihtelystä vain siitä syystä, että vedellä on sellainen merkillinen ominaisuus, että se on kiinteänä harvempaa kuin nestemäisenä. Siksi jäät eivät makaa järvien pohjilla. Tavalliset silikaattiset tai karbonatiittiset kivisulat käyttäytyvät juuri päinvastoin. Vaikka tämä on hiihtämisen ja ylipäätään maapallon nykyisenkaltaisen elämän kehityksen kannalta varsin kätevää ja myös välttämätöntä, on se kryovulkanismille pahemmanpuoleinen ongelma. Koska vesi on tiheämpää kuin jää, on varsin hankala kuvitella millainen olisi se geologinen voima, joka uskottavasti saisi veden purkautumaan pari sataa kilometriä paksun jääkerroksen läpi pinnalle.

Jotta tuo onnistuisi edes kohtalaisen helposti, pitäisi veden ja jään tiheyksien olla lähempänä toisiaan. Tähän tarvitaan jotain, jolla joko Pluton kuoren muodostavan jään tiheyttä kasvatetaan tai pinnalle purkautuvan veden tiheyttä lasketaan. Esimerkiksi kiviaines tai hiilidioksidi sekoitettuna jäähän tai ammoniakki veteen toimisi. Näihin vaihtoehtoihin artikkelissa ei kuitenkaan oteta tarkemmin kantaa. Vaikka Singer kollegoineen siis ehdottaa Plutossa olleen mahtavat vuoret muodostanutta ja niitä ympäröivän muhkuramaaston kattanutta laaja-alaista kryovulkaanista aktiivisuutta, ei heillä ole tarjota mekanismia, jolla se saataisiin toimimaan.

Vaikka Singerin ryhmän artikkeli siis jättääkin vastaamatta useimpiin keskeisiin kysymyksiin, ei kirjoittajia silti parane liiemmin moittia muusta kuin korkeintaan rohkeiden hypoteesien esittämisen puutteesta. Kannattaa muistaa, että muhkuramaaston ja siihen liittyvien vuorten kaltaisia pinnanmuotoja ei ole ennen nähty, eikä meillä ole pidempiä havaintosarjoja aktiivisesta kryovulkanismista mistään päin aurinkokuntaa, näytteistä puhumattakaan. Toisin sanoen Plutoa nyt vain sattuu olemaan erittäin vaikea ymmärtää.

Singer ja kumppanit tarjoilivat siis yhden hyvin yleisluontoisen idean selittämään eräitä Pluton huomattavimmista pinnanmuodoista. Erittäin paljon jäi yhä auki. Oleellisinta onkin, että artikkelin myötä muhkuramaaston sekä Wright, Piccard ja Coleman Montesin pinnanmuodoista ja koostumuksesta on nyt kasassa mahdollisimman tarkat havainnot. Ehkäpä niiden pohjalta joku vielä oivaltaa, mistä tässä kaikessa oikein on kyse.

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *