Kraatterin reunalta

Muuttuuko meteoriittiluokittelu?

3.4.2024 klo 04.35, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: asteroidit , Geokemia , Meteoriitit , Nimistö

Havaittavien asioiden luokittelu on yksi melkeinpä minkä tahansa tieteenalan ydinasioita. Myös avaruudesta putoilevien kivien eli meteoriittien luokittelua on tehty niin kauan kuin niitä on tieteellisesti tutkittu, eli reilut pari sataa vuotta. Luokitteluperusteita on kuitenkin monenlaisia ja yksityiskohdissaan luokittelu elää koko ajan. Meteoriittien luokittelu on myös pahamaineisen sekavaa eikä perustu yhtenäisiin kriteereihin.

Tieteessä luokittelu ei pääsääntöisesti ole itsetarkoitus. Sen sijaan pyrkimyksenä on ymmärtää tutkittavan kohteen syntyä ja kehitystä ja niihin vaikuttaneita prosesseja entistä paremmin. Kun tutkimuksen kohteista, tässä tapauksessa meteoriiteista ja niiden taustalla olevasta geologiasta ja osin myös astrofysiikasta ymmärretään enemmän, syntyy myös uusia tapoja luokitella asioita.

Viimeisen vuosikymmenen aikana tapahtunut kehitys meteoriittien isotooppianalytiikasssa on johtanut aivan uudenlaiseen suurten linjojen ajatteluun. Sen mukaan meteoriitit voidaan luokitella joko Jupiterin radan takaa hiilikondriittisesta lähteestä (engl. carbonaceous chondrite reservoir) peräisin oleviin meteoriitteihin ja kaikkiin muihin (non-carbonaceous chondrite reservoir). Kirjoittelin tuosta Lieksan yhteydessä muutaman virkkeen vajaa vuosi sitten, joten ei palata aiheeseen nyt sen enempää.

Ne meistä, joiden mielestä vuodet kuluvat nykyisin tavattoman nopeasti, voivat pitää aika uutena ideana myös meteoriittien jakoa differentioituneisiin ja differentioitumattomiin. Reilut kaksi vuosikymmentä siitäkin kuitenkin jo näkyy olevan, kun tuo ajatus alkoi saada laajempaa suosiota.

Differentioitumisella tarkoitetaan tässä tapauksessa ja geologiassa laajemminkin käytännössä sitä, että tutkittava kohde on sulanut. Sen seurauksena sulasta on lähinnä painovoiman vaikutuksesta erottunut erilaisia kerroksia. Raskaimmat ainekset, etenkin rauta ja siihen mieltyneet eli siderofiiliset alkuaineet, valuvat pohjalle, siis esimerkiksi protoplaneetan ytimeen. Vähän keveämpi tavara synnyttää vaipan, ja pinnalle noussut kuona muodostaa esimerkiksi maapallon tapauksessa planeettamme kuoren.

Kaikki suurelta osin pienistä silikaattipallosista eli kondreista tai kondruleista koostuvat erilaiset kondriittimeteoriitit ovat differentioitumattomia. Loput luonnollisesti ovat differentioituneita meteoriitteja. Siinä missä jako hiilikondriittisesta lähteestä oleviin meteoriitteihin ja muihin korostaa aineksen alkuperää, jako differentioituneisiin ja differentioitumattomiin meteoriitteihin puolestaan nostaa esiin niiden myöhemmän geologisen kehityksen.

Nykyisen luokittelun sekavuus ja viime aikojen kehitys etenkin isotooppianalytiikassa sai puolitoista vuotta sitten ranskalaistutkija Emmanuel Jacquet’n ehdottamaan koko luokittelu- ja nimeämisjärjestelmän merkittävää uusimista. Jacquet’n ideassa luokittelu ja nimet olisivat kaksiosaisia. Meteoriittien luokka (class) määriteltäisiin meteoriittien mikroskoopeilla havaittavan tekstuurin ja mineralogian perusteella, ryhmä (group) puolestaan olisi geneettisempi käsite ja perustuisi etenkin isotooppikoostumukseen, osin myös esimerkiksi kemialliseen koostumukseen. Toistaiseksi mennään kuitenkin 1800-luvulta periytyvällä systeemillä, johon on lisäilty uusia palasia sitä mukaa kun tietämys meteoriiteista on syventynyt. Senkin sisällä on kuitenkin ilmennyt merkittäviä muutospaineita.

Kivet, raudat ja kiviraudat

Vanhin ja yhä käytetyin meteoriittien karkea luokittelu on tuttu kolmijako: kivimeteoriitit, kivirautameteoriitit ja rautameteoriitit. Luokittelu tehdään siis sen perusteella, paljonko meteoriitissa on metallista rautaa suhteessa silikaattimineraaleista koostuvaan ainekseen. Luokittelu on siinä mielessä mukava, että monissa tapauksissa sen voi tehdä kotikonstein (olettaen tietysti, että näyte ylipäätään on meteoriitti).

Rautameteoriitit koostuvat nikkelipitoisesta raudasta, jonka seassa on silloin tällöin niin sanottuina sulkeumina rikki- tai fosforipitoisten mineraalien kasaumia. Monissa on myös tavallisten silikaattimineraalien sulkeumia. Kohtalaisen puhdas nikkelirauta on silti se, mistä rautameteoriitit tunnetaan.

Kivirautameteoriitit taas sisältävät noin puolet kiveä ja puolet rautaa. Jos näyte on riittävän kookas, voi tällaisen avaruuskiven luokittelun saada ihan silmämääräisestikin osumaan hyvin kohdalleen. Jos taas kivirautameteoriitista on jäljellä vain rautaa sisältävä osa, voi oikea tunnistus olla laboratoriossakin erittäin hankalaa tai mahdotonta.

Kivimeteoriitit ovat usein hankalimpia tapauksia tunnistaa meteoriiteiksi. Eräät harvinaiset kivimeteoriitit muistuttavat ulkoisesti täysin maanpäällisiä kiviä. Monia yleisimpiä kivimeteoriitteja taas on hyvin vaikea tai käytännössä mahdoton varmuudella erottaa hitusen jotain malmimineraalia sisältävästä tavallisesta maanpäällisestä kivestä, jos meteoriitti on päässyt maastossa rapautumaan.

Perinteinen meteoriittien yleisluokittelu kiviin, rautoihin ja kivirautoihin on siis käytännössä näppärä. Kovin syvällistä ymmärrystä se ei kuitenkaan meteoriittien synnystä tai kehityksestä anna. Ja kun meteoriitteja tutkitaan yhä tarkemmin, meteoriittien kolmijako-oppi johtaa silloin tällöin ongelmiin.

Rautameteoriittien luokittelu

Rautameteoriittien kemiallinen luokittelu kehittyi 1950-luvulla. Alkujaan se perustui nikkelin, galliumin ja germaniumin pitoisuuksiin. 1960–70-luvuilla mukaan otettiin iridium. Vuosikymmenten saatossa roomalaisin numeroin nimettyjä luokkia muodostettiin ja jaettiin alkupään aakkosilla nimettyihin alaluokkiin. Välillä luokkia ja alaluokkia taas yhdistettiin. Tämä vatulointi on johtanut aika epäelegantteihin nimiin. Kamalin oli epäilemättä luokka IAB/IIICD. Tämä oli jopa meteoriittitutkijoille vähän liian kökkö nimitys, joten nykyisin se pääsääntöisesti tunnetaan nimellä ”IAB-kompleksi”. On hieman kyseenalaista, oliko parannus luokan nimessä merkittävä.

Aika kauheista nimistään huolimatta rautameteoriittien kemiallinen luokittelu on pääpiirteissään ymmärrettävä kokonaisuus. Nykyisellään luokkia erotetaan kolmetoista. Niiden lisäksi on joukko anomaalisia rautameteoriitteja, joita ei saada sopimaan mihinkään olemassaolevaan luokkaan, mutta joita ei myöskään vielä tunneta viittä kappaletta, jotta niistä voitaisiin muodostaa oma luokkansa.¹

Kun rautameteoriittien eri alkuaineiden suhteita tutkittiin tarkemmin, huomattiin nykyisen IAB-kompleksin ja IIE-luokan poikkeavan muista rautameteoriittiluokista. Muissa luokissa alkuaineiden jakauman todettiin noudattavan sellaista jakaumaa, joka pitäisi syntyä, kun metallisula differentioituneen protoplaneetan ytimessä kiteytyy hyvin hitaasti. Tämän seurauksena sulan koostumus hiljalleen hieman muuttuu. Tällainen fraktioiva kiteytyminen on yksi magmakivien synnyn keskeisimpiä opinkappaleita. IAB-kompleksi ja IIE-meteoriitit eivät näyttäneet noudattavan perinteisen fraktioivan kiteytymisen mallia, joten villinä vaihtoehtohypoteesina oli, etteivät ne ole sulia koskaan olleetkaan. Niinpä niitä alettiin kutsua nimellä non-magmatic iron meteorites (NMI), eli tönkösti kääntäen epämagmaattiset rautameteoriitit.²

Ajatus aidosti epämagmaattisista prosesseista NMI-meteoriittien synnyttäjänä on jo pitkään ollut kuollut ja kuopattu. Nykyisin NMI-meteoriittien uskotaan syntyvän asteroidien pintaosissa törmäysten tai protoplaneetan/asteroidin kuoren tai vaipan osittaissulamisen kautta. Niiden hieman erikoinen kemiallinen koostumus voi selittyä esimerkiksi metallisulan epähomogeenisuuden, nopean jäähtymisen ja sulan erkaantumisen vuoksi. Magmaattisista prosesseista siis on kyse, vaikka kiteytyminen ei vahvasti fraktioivaa ollutkaan eikä se tapahtunut kokonaan differentioituneen protoplaneetan ytimessä. Siksi harhaanjohtavasta NMI-nimestä on yritetty jo ainakin parikymmentä vuotta päästä eroon. Menestys on kuitenkin ollut heikkoa, sillä edelleen ilmestyy tutkimuksia ja kirjoja, joissa sitä käytetään.

Toisin kuin magmaattiset rautameteoriitit yleensä, NMI-meteoriitit sisältävät tyypillisesti pieniä silikaattisulkeumia. IAB-kompleksin silikaattisulkeumat muistuttavat kivimeteoriiteista eritoten harvinaisia winonaiitteja. IIE-rautojen silikaattisulkeumat puolestaan vastaavat meteoriittien yleisintä ryhmää, niin sanottuja tavallisia kondriitteja (engl. ordinary chondrites). Ne muodostavat noin 80 % havaituista meteoriittien putouksista. Eräiden IIE-rautojen silikaattisulkeumista on myös löydetty kondreja.

”Raudasta” ”kiveksi”?

Tavalliset kondriitit jaetaan kolmeen luokkaan, eli H-, L- ja LL-kondriitteihin. H-kondriiteilla on korkea kokonaisrautapitoisuus, L-kondriiteilla puolestaan matala. LL-kondriiteilla kokonaisrautapitoisuuden lisäksi metallisessa muodossa esiintyvän raudan määrä on alhainen.³

Jo pitkään on tiedetty, että edettäessä sarjassa H → L → LL tapahtuu meteoriittien fysikaalisissa, mineralogisissa, kemiallisissa ja isotooppisissa ominaisuuksissa systemaattisia muutoksia. Parin vuoden takaisessa artikkelissaan IIE irons: Origin, relationship to ordinary chondrites, and evidence for siderophile-element fractionations caused by chondrule formation pitkän linjan meteoriittitutkija Alan Rubin listasi 14 tällaista muutosta. Esimerkkejä systemaattisista muutoksista ovat vaikkapa metallisen raudan (tai tarkemmin ottaen metallisen nikkelikobolttiraudan) samoin kuin kokonaisraudan väheneminen ja siitä johtuva tiheyden pieneneminen, germaniumpitoisuuden kasvu metallissa, happi-isotooppien muuttuminen raskaammiksi ja kondrien keskimääräisen koon kasvu.

Rubin esittää artikkelissaan, samoin kuin viime marraskuussa pitämässään The Meteoritical Societyn ensimmäisessä meteoriittitutkija Ed Scottin muistoluentosarjan esitelmässä, että IIE-meteoriittien ominaisuudet jatkavat tavallisissa kondriiteissa havaittujen systemaattisten muutosten sarjaa. Vaikka Rubinin idea sai luennon myötä tutkijoiden parissa runsaasti tuoretta näkyvyyttä, ei IIE-rautojen samankaltaisuus tavallisten kondriittien kanssa ole varsinaisesti mikään uusi asia. Rubin on ”vain” koonnut aiemmat tulokset, esittänyt ne loogisena kokonaisuutena ja tehnyt niistä omat päätelmänsä.

Systemaattiset ominaisuuksien muutokset näkyvät niin IIE-rautojen metallissa kuin niiden silikaattisulkeumissakin. Rubinin mukaan sarja IIE → H → L → LL kuvastaa lisäksi näiden meteoriittien ikäjärjestystä: IIE-rautameteoriitit syntyivät näistä neljästä meteoriittiluokasta ensimmäisenä, LL-kondriitit viimeisenä. Rubinin mallissa syntyjärjestys olisi ollut yksi merkittävä tekijä vaikuttamassa niissä havaittuihin muutoksiin.

Rubinin mukaan tällä hetkellä tunnetut 25 IIE-meteoriittia lienevät peräisin yhdeltä ja samalta emäkappaleelta. Ne syntyivät, kun suuret törmäykset sulattivat emäkappaleen kondriittista pintaa. Törmäyssulasta erottui toisiinsa sekoittumattomat silikaatti- ja metallisulat. Metallisulaa toisaalta valui syvemmälle pienen protoplaneetan ytimeen, ja toisaalta sitä jäi kiteytymään suurempina massoina sen vaippaan. Erilaiset kiteytymisolosuhteet johtivat IIE-luokan sisäisiin eroihin.

IIE-luokan meteoriittien emäkappale muistutti melkoisesti H-kondriittien emäkappaletta. Rubinin mukaan samasta kappaleesta ei kuitenkaan ollut kyse, toisin kuin eräät aiemmat tutkijat ovat esittäneet. Eikä se myöskään ollut sama kuin L- tai LL-kondriittien emäkappaleet. Yksi meteoriittitutkimuksen kesto-ongelmia onkin, ettei tavallisten kondriittien emäkappaleiden lukumäärää tiedetä. Viisi niitä on vähintään ollut, mutta määrä voi olla huomattavasti suurempikin.

Rubinin väistämätön johtopäätös havaitusta systematiikasta on, että IIE-luokan meteoriitit pitäisi rautameteoriittien sijaan lukea tavallisiksi kondriiteiksi. Rubinin mallissa IIE-meteoriitit ovat siis tavallisten kondriittien neljäs pääluokka H-, L- ja LL-kondriittien rinnalla. IIE-raudat ja tavalliset kondriitit ovat peräisin samalta seudulta aurinkokunnastamme, ne ovat syntyneet samantyyppisillä emäkappaleilla, ja niitä ovat muokanneet samankaltaiset geologiset prosessit. Tätä taustaa vasten olisi kieltämättä vain järkevää, jos nämä lukuisat yhdistävät piirteet heijastuisivat myös luokitteluun, vaikka lopputuotteet aika erilaisilta näyttävätkin.

Meteoriittien luokittelu ja sen mahdolliset muutokset on tietysti mitä suurimmassa määrin akateeminen kysymys, joka ei vaikuta suojaosan poistosta kannustusta saaneiden kansalaisten elämään sitä tai tätä. IIE-rautojen kutsumisessa kondriiteiksi on myös toistaiseksi kyse ainoastaan yhden eläkeläisukkelin ehdotuksesta. Näin siitä huolimatta, että Rubin ei todellakaan ole tavallinen takarivin taavi vaan vuosikymmenien uran tehnyt erittäin meritoitunut ja arvostettu tutkija (joka myös kutsuttiin välittömästi eläkepäiviltään takaisin entiseen työpaikkaansa dosentiksi ja meteoriittikokoelman kuraattoriksi). Voi siis joka tapauksessa hyvin olla, ettei Rubinin ehdotus koskaan tule yleisempään käyttöön.

Erittäin kiinnostava ja hurja tuo IIE-meteoriittien muutos rautameteoriittien joukosta tavallisen kondriittien rinnalle kuitenkin kieltämättä olisi. Raudan selittäminen kiveksi esimerkiksi suurelle yleisölle suunnatulla meteoriittiluennolla ei välttämättä olisi kaikkein yksinkertaisin tehtävä.

Jacquet’n kaksiosaisten nimien käyttöönotto olisi vielä merkittävästi isompi muutos. Aikaa se varmasti vie ja vastarinta on epäilemättä kovaa. Sen edut ja logiikka ovat kuitenkin ainakin omasta mielestäni niin kiistattomat, että kumma olisi, jollei johonkin sen kaltaiseen järjestelmään joskus luultavasti melko kaukaisessa tulevaisuudessa siirryttäisi. Alan opiskelijoillekin olisi huomattavasti helpompaa, jos meteoriittien luokittelu ja nimeäminen edes peruslogiikaltaan muistuttaisivat Maan ja Kuun kivistä tuttuja käytäntöjä.

Kuten yleensä, aika lopulta näyttää, pitääkö IIE-meteoriitteja jatkossa kutsua tavallisiksi kondriiteiksi muiden joukossa tai yleistyykö meteoriittien kaksiosainen luokittelusysteemi. Joka tapauksessa Rubinin ja Jacquet’n ehdotukset luokittelun muutoksista haastavat perinteisiä malleja ja pakottavat ajattelemaan. Juuri siitä luonnontieteessä parhaimmillaan on kyse.

---

¹Miksi juuri viisi? Siihen ei tietenkään ole mitään varsinaista tieteellistä perustetta. Vuoden 1974 kirjassaan Meteorites – Classification and Properties erittäin ansioitunut meteoriittitutkija ja nykyisestä rautameteoriittien luokittelusta päävastuussa oleva John Wasson (1934–2020) tiettävästi vain päätti, että viisi on sopiva luku, ja tapa on sittemmin vakiintunut. Vakiintuneeseen tapaan kuuluvat toki myös poikkeukset: esimerkiksi Marsista peräisin olevia chassigniittejä on löydetty vain kolme. Jacquet’n kaksiosaisessa luokittelujärjestelmässä chassigniitit tunnettaisiinkin duniittisina nakhliitteina. Lähinnä historian oikusta – eli Chassigny-meteoriitin putoamisesta lokakuun kolmantena päivänä vuonna 1815 – syntynyt chassigniitti-nimitys hävittääkin tehokkaasti näkyvistä sen tosiasian, että chassigniitit ovat vain nakhliittien harvinainen tyyppi.

²Jos joku keksii sujuvat suomennokset näille meteoriittitutkimuksen yleisimmille non-termeille, eli non-carbonaceous chondrite reservoir ja non-magmatic iron meteorite, kuulisin ne mielelläni. Esimerkiksi ”epämagmaattinen rautameteoriitti” on tietysti mahdollinen, mutta ei se hyvä termi ole, vallankin kun viittauksesta magmatismin puuttumiseen on sen harhaanjohtavuuden vuoksi englanniksikin jo pitkään mutta tuloksetta pyritty pääsemään irti.

³Tavallisissa kondriiteissa, samoin  kuin tietysti rauta- ja kivirautameteoriiteissa rautaa tuppaa aina olemaan selvästi enemmän kuin yleisissä Maassa syntyneissä kivissä. Siksi monet meteoriitit ovat selvästi magneettisia. Mahdollisten meteoriittien yhtenä alustavana tunnistuskeinona onkin perinteisesti pidetty magneettisuutta, minkä vuoksi yhä edelleenkin meteoriittikandidaatteja kehotetaan sorkkimaan magneeteilla. Tässä on vain se paha haittapuoli, että magneetit tärvelevät meteoriitin oman magneettisuuden. Tällöin menetetään yksi keskeinen tapa saada arvokasta lisätietoa meteoriittien alkuperästä ja kehityksestä. Jos minulta kysytään, mahdollisten meteoriittilöytöjen tutkimista magneeteilla ei pitäisi suositella, vaan olisi syytä siirtyä vaikkapa ”meteoriittimittarin” (meteorite meter, MetMet) käyttöön. Ongelma tietenkin on, ettei ”meteoriittimittareita” vielä ole laajemmalti saatavilla. Tästä huolimatta ainakaan sellaisessa tilanteessa, jossa on useampia samasta putouksesta peräisin oleviksi arveltuja kappaleita, ihan jokaista ei pitäisi mennä vahvoilla magneeteilla testailemaan.

---

Itä-Suomen kraatterien iät

2.4.2024 klo 23.42, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Kraatterit , Maa , Mineralogia , Shokkimetamorfoosi , Suomi , Törmäykset

Suomen törmäyskraattereista kiinnostuneille on ollut maaliskuussa tarjolla mielenkiintoisia uutisia. Viime viikolla 27.3.2024 julkistettiin, että Suomen nuorin ja parhaiten tutkittu törmäyskraatteri, Lappajärvi, on virallisesti hyväksytty osaksi UNESCO Global Geopark -verkostoa. Lappajärven, Vimpelin, Alajärven ja Evijärven kuntien alueelle levittäytyvä Kraatterijärvi Geopark on Suomen viides.

Lappajärven Geopark on erittäin hieno uutinen muun muassa alueen yleisen tunnettuuden, luonto- ja geomatkailun, sekä geologian opetuksen ja kansanvalistuksen kannalta. Tieteellisesti kiinnostavia uutisia maaliskuussa tuli kuitenkin Itä-Suomesta, tosin Texasin kautta. Kuun puolivälissä Houstonissa nimittäin järjestettiin planeetta- ja kraatterigeologien tärkein vuosittainen kokous, Apollo-ohjelman myötä vuonna 1970 syntynyt Lunar and Planetary Science Conference. Kokouksessa esiteltiin uusia iänmääritystuloksia Paasselän ja Suvasveden törmäyskraattereista. Kuten tutkimuksessa usein käy, uudet tulokset toisaalta vahvistavat aiempia käsityksiä, mutta myös aiheuttavat tutkijoille päänvaivaa.

Paasselkä

Itä-Suomen kraatterien uusista iänmäärityksistä päävastuussa oli Winfried H. Schwarz Heidelbergin yliopistosta Saksasta. Suomen kraattereiden tutkimusta pidempään seuranneille hän on jo vanha tuttu, kuten ovat tutkimuksissa mukana olleet ja suomalaiskraattereita paljon tutkineet Martin Schmieder ja Elmar Buchner, sekä näissäkin tutkimuksessa käytettyjä lohkarenäytteitä aikoinaan löytänyt Jarmo Moilanen.¹

Savonlinnan ja Kiteen rajalla sijaitseva Paasselän törmäyskraatteri on kotimaan mittakaavassa varsin suuri. Sen läpimitaksi on yleensä arvioitu noin kymmenen kilometriä. Kuten useimmista muistakaan Suomen kraattereista, ei Paasselästäkään ole enää kohonnutta reunaa jäljellä, joten kokoarvio on jokseenkin epävarma. Joka tapauksessa Paasselkä on niin suuri, että se on väkisinkin niin kutsuttu kompleksikraatteri, jolla pitäisi olla jonkinlainen keskuskohouma. Yksiselitteisiä merkkejä sellaisesta ei kuitenkaan ole koskaan syvän Paasselän pohjasta onnistuttu havaitsemaan.

Vuonna 1999 Lauri J. Pesosen vetämissä tutkimuksissa törmäyskraatteriksi varmistunut Paasselkä on Suomen kraattereista myös siinä mielessä poikkeuksellinen, että sen ikä on varsin tarkoin tunnettu. Vuonna 2010 Winfried Schwarzin johdolla tehtyjen ikämääritysten perusteella havaittiin, että Paasselän törmäyskivilajit ovat Suomen ainoita toistaiseksi tunnettuja triaskaudella syntyneitä kiviä. Vuonna 2015 ikää vielä hieman tarkennettiin: nykyisin hyväksytty Paasselän kraatterin ikä on 231,0 ± 2,2 miljoonaa vuotta (Ma).

Aiemmat Paasselän ikämääritykset on tehty radioaktiivisen kaliumin (⁴⁰K) hajoamiseen perustuvalla argon/argon-menetelmällä (⁴⁰Ar/³⁹Ar). Niin erinomainen ajoitusmenetelmä kuin se onkin, siinä on kuitenkin omat hankaluutensa. Yksi suurimmista liittyy siihen, että analysoitavasta mineraalista tai lasista mitattavat argonin isotoopit ovat kaasuja. Siksi argon saattaa joissain tapauksissa päästä pakenemaan tutkittavista kivistä, eikä lopputuloksena saatava ikä täysin vastaa todellisuutta. Ongelmaa pahentaa, etteivät ne mineraalit, joita argon/argon-menetelmässä yleensä pystytään käyttämään, kuulu kaikkein kestävimpien joukkoon.

Siksi onkin aina mukavaa, jos Ar/Ar-ikä pystytään vahvistamaan – tai kumoamaan – jollain toisella, kaliumista ja argonista täysin riippumattomalla menetelmällä. Juuri siihen Schwarzin uunituoreissa tutkimuksissa pyrittiin. Kohteena olivat tällä kertaa tärmäyksen synnyttämässä paineessa šokkimetamorfoituneet zirkoni-mineraalin (ZrSiO₄) kiteet. Sisältämänsä uraanin ja kestävyytensä ansiosta se on useimpien kivien ikämäärityksiä tekevien tutkijoiden suosikkimineraali.

Schwarzin johdolla tehdyssä kokousjulkaisussa U-Pb Dating of Zircon Grains from the Paasselkä Impact Structure esiteltiin ensimmäiset törmäyksen runtelemista zirkoneista tehdyt uraani–lyijy-menetelmään (U–Pb) perustuvat ikämääritykset Paasselältä. Paasselän zirkonien šokkimetamorfoosin osalta tämä tosin ei ole ensimmäisen tutkimus, sillä niin kutsutut FRIGN-zirkonit (engl. former reidite in granular neoblastic zircon) löydettiin Gavin Kennyn johdolla jo reilut neljä vuotta sitten, kuten aikoinaan kirjoittelin. Lisätutkimukset eivät kuitenkaan ole ollenkaan pahitteeksi, vallankaan kun aiemmassa tutkimuksessa FRIGN-zirkonit eivät olleet pääosassa. Lisäksi šokkiaallon vaikutuksesta zirkonin hajotessa syntyvä baddeleyiitti (ZrO₂) sai nyt osakseen sentään maininnan verran huomiota. Baddeleyiitti ei sinänsä varma törmäystodiste ole, mutta tällainen esiintymistapa osoittaa sen syntyneen šokkimetamorfisissa oloissa.

 

Tuoreen kokousjulkaisun pääosassa on siis kuitenkin Paasselän šokkimetamorfoosin sijasta sen ikä. ”Ikä” ei kuitenkaan huippuluokan analyysilaitteista ja tutkijoista huolimatta ole juuri koskaan geologiassa yksikäsitteinen asia, sillä iänmääritystulosten tulkinta on oma taiteenlajinsa. Näin on myös Paasselän tapauksessa: 26 zirkonirakeen 36:sta mittauspisteestä suurin osa antoi tulokseksi ”ikiä”, joiden geologinen merkitys on hyvin kyseenalainen.

Yhdeksän analyysipistettä tuotti kuitenkin varsin kauniin tuloksen. Niiden perusteella Paasselän kraatteri syntyi 229,8 ± 2,2 miljoonaa vuotta sitten. Virherajojen puitteissa tämä on sama kuin aiemmin määritetty Ar/Ar-ikä. Muiden pisteiden tuottamat vanhemmat ”iät” viittaavat hyvin vahvasti siihen, että kaikki törmäystä vanhempi radioaktiivisuuden synnyttämä lyijy ei poistunut zirkoneista törmäyksen vaikutuksesta. Zirkonien radioaktiivinen kello ei siis törmäyksessä täysin nollautunut, vaan vanhaa lyijyä jäi systeemiin kummittelemaan.

Paasselän uudet ikämääritykset on toistaiseksi siis esitelty ainoastaan parisivuisessa kokousjulkaisussa. Analyysitulokset ja niistä tehdyt tulkinnat eivät näin ollen ole vielä saaneet osakseen vertaisarviointia. Jos nyt kuitenkin oletetaan, että tulokset pitävät paikkansa – eikä ole mitään ilmeistä syytä olettaa, että ne eivät pitäisi – on tämä Paasselän osalta vallan mainio asia. Kun kaksi erilaista menetelmää osoittaa, että Paasselän kraatteri syntyi myöhäistriaskauden Carn-aikana noin 230 miljoonaa vuotta sitten, on tulosta syytä pitää melkoisen uskottavana. Toki on viisasta pitää mielessä, että molemmat ikämääritykset tulevat samasta näytteestä ja ovat vieläpä saman tutkimusryhmän aikaansaannosta, mutta hyvä näinkin.

Suvasvesi

Savon sydämessä Leppävirralla ja osin Kuopion puolella sijaitsevat Suvasveden nelikilometriset kraatterit ovat koko maailmankin mittakaavassa ainutlaatuinen kaksikko. Missään muualla ei ole kahta kilometrien kokoluokkaa olevaa kraatteria aivan toistensa vieressä.²

Suvasveden pyöreistä järvenselistä pohjoisempi eli Suvasvesi N tunnistettiin törmäyskraatterin jäänteeksi 1990-luvun puolivälissä – Lauri Pesosen johdolla tietenkin. Ilmassa oli kuitenkin jo aiemmin ollut arveluja siitä, että myös eteläisempi järvenselkä voisi olla törmäyssyntyinen. Kallioperäkairaus on kuitenkin kallista lystiä. Siksipä Suvasveden selistä ei edelleenkään ole kairattu kuin pohjoinen.

Šokkimetamorfoosin täysin kiistattomia todisteita ei näin ollen ole löydetty kuin pohjoisemmasta kraatterista, sillä pirstekartioita Suvasveden eteläisemmän selän eli Haapaselän rantakallioista kartoittaneet tutkijat ovat itsekin todenneet, että voisivat ne pirstekartio-oletetut selvempiäkin olla. Heikkojen pirstekartioiden lisäksi muitakin aihetodisteita eteläisen kraatterin puolesta on vuosien varrella kertynyt. Tärkeimpiä niistä ovat törmäyssulakivi- ja sueviittilohkareet, jotka viimeisimmän alueen yli virranneen jäätikön liikesuunnan perusteella ovat peräisin Haapaselän pohjasta eli Suvasvesi S:stä. Ne kuitenkin ovat ”vain” irtolohkareita. Siksi kriittisimmät tutkijat voivat edelleen väittää, ettei eteläisempää Suvasveden kraatteria ole lopullisesti todistettu. Kaikissa merkittävissä puolivirallisissa kraatteriluetteloissa Suvasvesi S kuitenkin on mukana. Tänä vuonna pitäisi selvitä, pääseekö se myös The Meteoritical Societyn työstämälle viralliselle listalle.

Alkujaan oletettiin, että Suvasveden kraatterit muodostavat aidon kaksoiskraatterin. Siis sellaisen, jossa kaksi kraatteria syntyi samaan aikaan. Tämä oli täysin looginen oletus, sillä on erittäin epätodennäköistä, että lähes samaan paikkaan osuisi kaksi asteroidia aivan eri aikoina. Toki vuosimiljardeja sitten Maata pommitettiin ankarasti ja kraattereita täytyi syntyä Kuun tapaan vieri viereen, mutta myöhempinä geologisina ajanjaksoina kiviä on taivaalta putoillut niin harvakseltaan, että vierekkäiset mutta eri-ikäiset kraatterit olisivat epätodennäköisempiä kuin lottovoitto.

Vuonna 2016 Martin Schmiederin johdolla tehdyissä Ar/Ar-iänmäärityksissä kävi kuitenkin ilmi, että pohjoisen kraatterin ikä on vain noin 85 miljoonaa vuotta, mutta eteläisen ikä vähintään noin 710 miljoonaa vuotta. Epätodennäköisyydestään huolimatta tämä vaikutti geologisesti järkeenkäyvältä tulokselta, sillä eteläinen järvenselkä on huomattavasti pohjoista matalampi. Lisäksi pohjoisessa kraatterissa havaittiin magneettinen poikkeama, joka kairauksessa osoittautui pienen törmäyssulakiviesiintymän synnyttämäksi. Eteläisessä tällaisesta ei näy jälkeäkään. Erot pohjoisen ja eteläisen kraatterin syvyydessä ja magneettikentässä selittyvät siis helposti sillä, eteläistä eroosio on kuluttanut vähintään reilut 600 miljoonaa vuotta kauemmin kuin pohjoista.

Kuitenkin jo samana vuonna 2016 suurelta osin samat tutkijat, tällä kertaa Winfried Schwarzin johdolla, julkaisivat lyhyen kokousabstraktin Suvasveden kraattereiden uraani–lyijy-iänmäärityksistä. Analyyseistä saadut Suvasvesi N:n iät olivat 90–70 Ma ja alle 100 Ma. Luvuissa oli siis reippaasti hajontaa, mutta ainakin ne olivat yhteensopivia aiemman tuloksen, eli noin 85 Ma:n kanssa.

Lohkarenäytteistä saadut Suvasvesi S:n ikämääritykset sen sijaan olivat omituisia. 750–600 Ma oli vallan mukava, Ar/Ar-tulosten kanssa yhteensopiva ikä. Ongelma oli vain siinä, että sen lisäksi tuloksiksi saatiin taas suurin piirtein alle 100 Ma ja 90–70 Ma. Helpoin selitys oli, että oletukset melko suoraviivaisesta lohkareiden jäätikkökuljetuksesta eivät pitäneetkään paikkaansa, vaan Suvasvesi S:stä kaakkoon sijaitsevan Mannamäen ja Kaituransalon alueelle oli tullut törmäyssulakivilohkareita niin pohjoisesta kuin eteläisestäkin kraatterista.

Nyt Schwarzin johdolla tehdyssä toisessa Lunar and Planetary Science Conferencen kokousjulkaisussa U-Pb Dating of the Suvasvesi Impact Structures – Double Impact or Not keskeisiltä osiltaan sama tutkijaporukka palasi Suvasveden ikäproblematiikkaan. Hieman pidempi formaatti antoi mahdollisuuden tulosten yksityiskohtaisempaan esittelyyn. Sikäli kun kokousjulkaisuja oikein tulkitsen, varsinaisesti uusia ikämäärityksiä ei nyt kuitenkaan tehty.

Pohjoisen kraatterin kairanäytteiden osalta tilanne on varsin selkeä. Ikämäärityksistä kolme nuorinta ovat ns. konkordantteja ikiä ja osuvat välille 72 ± 10 – 94 ± 12 Ma. Kaikista kahden näytteen 25:stä analyysistä saadaan pyöräytettyä Suvasvesi N:n iäksi 70,4 ± 9,6 Ma. Virherajat ovat hieman härskit, mutta iät ovat ainakin suunnilleen samaa suuruusluokkaa kuin Ar/Ar-ikä 85,6 ± 1,9 Ma.

Kuten jo vuonna 2016 todettiin, alkujaan Suvasvesi S:stä peräisin olleiksi kuvitellut kolme lohkarenäytettä ovatkin sitten melkoinen murheenkryyni: ”ikiä” on vaikka muille jakaa. Mitään erityisen varmaa niistä ei voi päätellä, mutta jonkinmoista tukea ne antavat Suvasvesi N:n noin 85 Ma:n iälle.

Schwarzin ryhmän mukaan on myös mahdollista, että osa zirkoneista on saanut kaksi tälliä: ensimmäisen eteläisen kraatterin syntyessä vähintään 1200 miljoonaa vuotta sitten ja toisen pohjoisen kraatterin syntyessä 85 miljoonaa vuotta sitten. Ikämääritysten näkökulmasta tämä 1200 miljoonan vuoden minimi-ikä eteläiselle kraatterille onkin tutkimuksen kiinnostavin uusi tulkinta. Se sopii yhteen myös aiempien Ar/Ar-tutkimusten kanssa, sillä myös noin 710 Ma oli nimenomaan minimi-ikä.

Suvasveden uraani–lyijy-iät tulevat FRIGN-zirkoneista. Vuonna 2016 niiden tosin ei vielä tiedetty olevan FRIGN-zirkoneja, sillä koko termiä ei oltu vielä keksitty ja ymmärrys zirkonin käyttäytymisestä šokkimetamorfoosissa oli viime vuosien reippaaseen kehitykseen nähden puutteellista. Näin ollen Schwarzin ja kumppaneiden tuore kokousjulkaisu on tiettävästi ensimmäinen, jossa tuodaan selkeästi ja todisteiden kera esille, että FRIGN-zirkoneja esiintyy myös Suvasvedellä.

Kokonaisuutena tarkastellen Paasselän ja Suvasveden tuoreet kokousjulkaisut eivät tuoneet esiin mitään erityisen mullistavaa. FRIGN-zirkonit ovat silti tervetullut lisä Suvasveden kraattereiden törmäystodisteiden joukkoon, eikä niitä koko Suomestakaan ole vielä turhan monesta paikasta löydetty. Erityisen tärkeää tuloksissa kuitenkin on, että vallankin Paasselän ja Suvasvesi N:n osalta uraani–lyijy-ikämääritykset tukevat aiempia argon/argon-menetelmällä saatuja ikiä.

Suvasvesi S:n ikä sen sijaan pysyy arvoituksena. Se suattaapi olla vähintään noin 1200 Ma, mutta suattaapi olla olemattakii.

---

¹Jääviysilmoituksena lienee syytä todeta, että Paasselän tuoreen kokousjulkaisun ja vanhempien artikkelien kirjoitustyössä olin osaltani mukana minäkin, samoin kuin osassa vanhempia Suvasvesi-juttuja.

²Lac Wiyâshâkimî eli paremmin nimellä Clearwater Lakes tunnettu kraatterikaksikko on paras vertailukohta, mutta niiden hahmottamiseksi olisi syytä olla avaruudessa tai vähintään lentokoneessa. Suvasvedellä vene tai korkealla rantakalliolla seisominen riittää.

---

Lämpimät kiitokset Winfried Schwarzille kuvien antamisesta käyttööni.

Tämä juttu saattaa myöhemmin ilmestyä hieman useammalla kuvalla varustettuna henkiinherättelyä kaipaavassa Suomen kraatterit -blogissa.

---

Kuka keksi Kuiperin vyöhykkeen?

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Kuiperin vyöhyke?

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

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

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

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

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

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

Edgeworthin vyöhyke?

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

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

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

Leuschnerin vyöhyke?

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

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

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

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

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

Leonardin vyöhyke?

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

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

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

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

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

Cameronin vyöhyke?

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

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

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

Whipplen vyöhyke?

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

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

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

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

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

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

Fernándezin vyöhyke?

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

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

  

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

Kaikesta huolimatta: Kuiperin vyöhyke

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

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

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

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

Dynaamikot vs. geologit?

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

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

Kuiper vai jotain muuta?

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

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

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

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

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

---

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

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

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

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

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

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

---

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

---

Marsin näytteenhakulennon ongelmat ja tarpeellisuus

28.2.2024 klo 08.38, kirjoittaja Teemu Öhman
Kategoriat: Mars , Meteoriitit

NASAn planeettaohjelman rahoituspulmat

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

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

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

Moniongelmainen Mars Sample Return

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

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

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

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

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

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

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

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

Eivätkö Mars-meteoriitit ja mönkijät riitä?

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

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

1. Olemmeko yksin?

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

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

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

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

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

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

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

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

3. Millainen on elinkelpoisten ympäristöjen historia?

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

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

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

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

4. Kuinka planeetat syntyivät, differentioituivat ja kehittyivät?

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

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

5. Mitä geokemia voi kertoa jättiläisplaneettojen seilaamisesta?

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

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

6. Kuinka planeettojen kaasukehät syntyivät ja kehittyivät?

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

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

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

7. Mars – uhka vai mahdollisuus?

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

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

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

Meteoriittien vääristämä kuva

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Miten tästä eteenpäin?

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

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

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

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

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

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

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

---

Titanin aavesaaret

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

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

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

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

Nesteiden kiertokulku Maassa ja muilla planeetoilla

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

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

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

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

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

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

Titan ja sen hiilivetykierto

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

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

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

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

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

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

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

Aavesaarten synty

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

---

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

---

Törmäyskraatteri Ion tulivuorten seassa?

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

---

Ei nimi kraatteria pahenna – mutta voi kyllä johtaa harhaan

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

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

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

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

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

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

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

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

”Kraatteri”

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

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

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

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

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

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

Niille joilla jo on, annetaan vielä lisää

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

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

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

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

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

Kaksinaismoralisti on paras moralisti

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

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

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

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

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

Ei vain humanistien ongelma

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Mitä tulisi tehdä?

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

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

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

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

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

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

---

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

---

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

---

Aurinkokunnan antroposeeni

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

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

– …planeetalla ei ole asunut ketään, ei ainakaan planeetan pinnalla, ja sen vuoksi sitä edeltävä kerrostuma on se jota meidän tulee tarkastella. Tiedätkös sinä mistä se koostuu?
– Kivestä?
– Ei.
– Ööh… kalliosta?
– Ei.
– Hhmmm… jostain erikoisesta kivestä, jonka nimeä en nyt juuri satu muistamaan?
– Ei. Tunnustele sitä. Koetapa raaputtaa sitä.
– Ööhh… hhmm… se on jotenkin… pehmeää ja tuntuu helposti murenevalta.
– No mitä se muistuttaa?
– Hetkinen, kyllä minä tiedän!
– Niin?
– Miksikäs nyt sanotaankaan tällaista pehmeää helposti murenevaa kivilaatua…
– Se ei ole kiveä.
– No mitä se sitten on?
– Kenkiä.
– Anteeksi mitä?
– Kenkiä. Miljardeja kenkiä. Kokonainen arkeologinen kerrostuma, joka koostuu kokoonpusertuneista kengistä.
– Kengistä?
—
Douglas Adams: Linnunradan käsikirja liftareille, Ylen Radioteatterin versio, osa 11, suom. Pekka Markkula

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

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

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

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

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

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

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

Kuun geologiset ajanjaksot

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Entäpä Mars?

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

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

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

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

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

Kuun suojelu

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

---

Pirstekartiot muilla taivaankappaleilla?

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

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

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

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

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

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

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

Robert Dietz ja meteoriittien rakopinnat

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

2000-luvun havainnot meteoriittien pirstekartioista

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

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

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

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

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

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

Marsin ventifaktit

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

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

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

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

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

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

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

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

---

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

---

Reiner Gamma ja Kuun kiehkuroiden topografia

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

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

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

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

Reiner Gamman monet nimet

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

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

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

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

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

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

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

Reiner Gamman topografia

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

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

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

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

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

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