Marsin säteet ja Kuun kylmät läiskät
Jos ihminen katselee Kuuta kiikarilla tai kaukoputkella täysikuun aikaan, hän on todennäköisesti joko maallikko tai kuullikko. Keskimääräinen tähtiharrastaja hän ei ole, sillä he pysyvät sisätiloissa täydenkuun aikaan. Maallikko sen sijaan on kukaties ihastellut korkealla talvitaivaalla kirkkaana loistavaa Kuuta ja kaivanut kiikarit esiin nähdäkseen netistä tutut jylhät kraatterimaisemat. Hän myös saattaa tuntea lievää pettymystä, kun niitä ei näykään. Täydenkuun aikaan Kuun pinta on varjoton, eivätkä korkeuserot siksi erotu. Täysikuu näyttää maallikolle vain pyöreältä harmaanvalkealta levyltä, jossa on tummemman ja vaaleamman harmaita läiskiä ja kirkkaita viiruja.
Kuullikko – Kuun havaitsemiseen intohimoisesti ja päämäärätietoisesti suhtautuva henkilö – puolestaan havaitsee Kuuta täydenkuun aikaan juuri siksi, että varjot eivät ole haittaamassa harmaansävyjen todellisen olemuksen erottamista. Värierot paljastavat laavatasankoja, joiden iät ja koostumukset hieman vaihtelevat, Kuun muinaisten tulivuorten tuhkakerroksia ja tuoreiden törmäyskraattereiden heittelekenttiä.
Heittelekerroksen näyttävin osa muodostuu tyypillisesti ympäristöää kirkkaammista pitkistä ja kapeista säteistä. Ne voivat ulottua satojen ja jopa tuhansien kilometrien päähän kraatterista. Säteet ovat kaikkein nuorimpien törmäyskraattereiden tunnusmerkki.
Maapallon kraattereiden ympäriltä, sen paremmin törmäyskraattereden kuin vulkaanistenkaan, ei yleensä mitään säteiden tapaista erotu.1 Vertauskohtien puuttuessa Kuun säteiden selittäminen olikin varhaisille kuututkijoille erittäin ongelmallista. Ne eivät nimittäin edes heittäneet minkäänlaisia varjoja, joten niiden täytyi olla äärimmäisen matalia. Ne myös ylittivät yhtälailla ylänköjä kuin alankojakin. Erään suositun mallin mukaan säteet edustivat kraattereita ympäröivää rakojärjestelmää. Näistä raoista olisi sitten purkautunut jotain kirkasta mineraalia, kuten suolaa tai vesijäätä.
Nykyisin säteiden siis tiedetään olevan nuorten törmäyskraatterien heitteleen synnyttämiä. Avaruustutkimuksen edistyessä niitä on löydetty ympäri aurinkokuntaa Merkuriuksesta Charoniin saakka. Kuun ohella erityisen komeita sädekraattereita on Jupiterin suurilla kuilla Ganymedeellä ja Kallistolla. Varsinaisista planeetoista Merkurius on säteiden kannalta antoisin. Vaikka perusteet säteistä ovat olleet selvillä jo vuosikymmeniä, on niiden synnyn yksityiskohdissa kuitenkin rutkasti kysymysmerkkejä.
Säteet erottuvat lähinnä kahdesta syystä. Ensinnäkin ne ovat geologisesti nuoria. Tämän merkitys piilee siinä, että avaruuden säteily- ja mikrometeoriittipommitus eli avaruusrapautuminen tummentaa kaikkien suojattomien kappaleiden pintoja. Nuoret säteet eivät ole vielä ehtineet tummua samanlaisiksi kuin ympäröivät alueet. Tällaisissa säteissä on ennen kaikkea kyse siitä, että pääkraatterista lentäneen aineksen synnyttämät pienet sekundäärikraatterit paljastavat tumman pinnan alta tuoretta kirkkaampaa ainesta.
Toinen syy säteiden näkymiseen on niiden koostumus. Säteet ovat muun heittelekerroksen tapaan peräisin näkyvän pinnan alapuolelta, eikä pinta välttämättä ole samaa kivilajia kuin mitä sen alta löytyy. Siksi Kuunkaan säteiden ei tarvitse aina olla kirkkaita. Tunnetuin esimerkki tästä on 17-kilometrinen Dionysius Mare Tranquillitatiksen länsirannalla. Sen kirkkaan, syvemmältä peräisin olevan yhtenäisen lähiheitteleen ulkopuolella, etenkin kraatterin länsi- ja lounaispuolilla, onkin tummia säteitä. Ne on ruopaistu lähellä pintaa olevasta rauta- ja titaanirikkaasta basalttikerroksesta. Kuuharrastajat tuntevat Dionysiuksen tummat säteet myös haastavana Lunar 100 -listan kohteena 93.
Vaikka säteet ovat alkujaan määritelmällisesti helpo(hko)sti ihan näkyvän valon alueella havaittavia piirteitä kraatterien ympärillä, on niiden tutkimus sittemmin laajentunut erityisesti infrapuna-alueelle. Tästä on kiittäminen etenkin Marsia.
Viking-aikakaudella 1970–80-luvuilla Marsin kraatterien säteistä nähtiin vain hyvin epämääräisiä aavistuksia. Yleinen käsitys oli, että Marsin kraattereilla ei varsinaisia säteitä ole. Tilanne kuitenkin muuttui 2000-luvun taitteessa. Mars Global Surveyor -luotaimen MOC-kamera paljasti pieniä, satojen metrien läpimittaisia kraattereita, joilla oli selvät, tyypillisesti tummat säteet.
Varsinainen vallankumous tapahtui kuitenkin Mars Odyssey -luotaimen THEMIS-instrumentin myötä. Kyseessä on käytännössä lämpökamera. Sen kuvista havaittiin, että Marsissa on kilometrikokoluokan sädekraattereita. Aluksi vaikutti siltä, että isompien kraatterien säteet ovat Marsissa hyvinkin harvinaisia, mutta sittemmin vähintään kolmekilometrisiä sädekraattereita on tunnistettu pitkästi toista sataa.
Marsin suurempien kraatterien säteet erottuvat erittäin heikosti jos ollenkaan näkyvän valon alueella, mutta ovat selkeitä kymmenien ja satojen kilometrien mittaisia viiruja lämpökameran kuvissa. Mielenkiintoisesti selvimmät kilometriluokan sädekraatterit Marsissa tapaavat olla kohtalaisen vinojen törmäysten synnyttämiä, esiintyvät lähinnä vain nuorilla vulkaanisilla tasangoilla, ja saattavat olla Mars-meteoriittien lähtökraattereita.
Säteet erottuvat yöllä ympäristöään kylmempinä, koska ne ovat höttöistä ainesta, josta lämpö karkaa helposti. Kylmien säteiden keskellä on lämpimämpiä sekundäärikraattereita, jotka ovat paljastaneet karkeampaa ja siksi lämpimämpää kiviainesta.
Palataanpa kuitenkin Kuuhun. Kuten neljä vuotta sitten blogistelin, Lunar Reconnaissance Orbiter -luotaimen Diviner-radiometrin myötä Apollo-aikakaudella mysteereiksi jääneet kylmät läiskät paljastuivat pieniksi tuoreiksi säteiden ympäröimiksi törmäyskraattereiksi. Kuun kylmät läiskät ovat kuitenkin merkittävästi tavallista heittelekenttää tai säteitä laajempia.
Elokuun puolivälissä Journal of Geophysical Research: Planets –lehdessä ilmestyi väitöskirjaopiskelija Trevor P. Erwinin johdolla kirjoitettu Purduen yliopiston tutkimusryhmän artikkeli The Length of Martian Crater Rays and Their Relation to Lunar Cold Spots. Jutussa siis vertaillaan Marsin säteitä ja Kuun kylmiä läiskiä.
Purduen mallinnusryhmän artikkelin perusidea on varsin yksinkertainen, ja se perustuu suurelta osin aiemman Purduen väitöskirjaopiskelijan Jacob R. Elliottin johdolla vuonna 2018 julkaistuun sädemalliin: kylmät läiskät ja Marsin säteet ovat tavallisten optisella alueella Kuussa näkyvien säteiden jatkeita. Ne syntyvät aivan samalla möyhentämismenetelmällä kuin valtaosa Kuun säteistäkin. Toisin sanoen säteissä ja kylmissä läiskissä on kyse sitä, että heittele synnyttää sekundäärikraattereita, jotka kaivavat avaruusrapautumisen tummentaman pinnan alta tuoretta kirkasta ainesta pintaan. Samalla pinnan kiviaines kuohkeutuu laajalta alueelta sekundäärikraatterin ympäriltä. Kuohkea höttö ei pidä lämpöä yhtä hyvin kuin jämäkämpi kivi, mikä johtaa kylmiin läiskiin ja Marsin kylmiin säteisiin. Kuun kylmien läiskien ja Marsin säteiden sukulaisuutta tukee, että niiden pituus pääkraatterin halkaisijaan nähden on suunnilleen sama, eli noin kertaluokkaa enemmän kuin Kuun tavallisten säteiden pituus.
Syy siihen, että kylmät läiskät ja Marsin säteet eivät näy muussa aineistossa kuin lämpökuvissa, johtuu pintaregoliitin ominaisuuksista ja pienten sekundäärikraatterien kaivautumissyvyydestä, siis siitä syvyydestä, mistä ne vielä saavat kaapaistua ainesta pinnalle. Kuun tapauksessa pienet kaukaiset sekundäärikraatterit eivät enää yltä nostamaan vaaleaa tuoretta ainesta pintaan, kun rapautuneen tumman regoliittikerroksen paksuus ylittää kaivautumissyvyyden. Sekundäärikraatterin synty kuitenkin aiheuttaa pintaregoliitin höttöistymistä, joten se johtaa lämpötilapoikkeamaan. Marsin pinnalla ei sen kaasukehän vuoksi ole havaittavissa samanlaista avaruusrapautumista kuin Kuussa ja muilla kaasukehättömillä kappaleilla. Siksi pintakerros ei lähtökohtaisesti ole sen tummempaa kuin syvempi aineskaan. Vaikka sitä kuinka kuopii, väri ei juuri muutu, joten tavallisia säteitä ei synny. Höttöisemmäksi se kuitenkin muuttuu, joten se näkyy poikkeamana lämpökameran kuvissa.
Purduen malli on viehättävän looginen ja yksinkertainen, joten ainakin sen toivoisi vähintään pääpiirteissään myös vastaavan todellisuutta. Pari asiaa mallissa kuitenkin hieman huolettaa.
Erwinin fyysikkoporukassa ei ollut yhtään vanhan liiton planeettageologia, joten mitään havaintoihin pohjautuvia mittauksia ei tehty. Niinpä Marsin säteiden osalta käppyröiden sovitukset ja tulkinnat perustuvat vain viiteen(!) kaksikymmentä vuotta sitten julkaistuun mittaukseen säteiden pituuksista. Kun isoja sädekraattereita tunnetaan nykyään pitkästi toista sataa, olisi käyriin voinut edes muutaman lisäpisteen vaivautua mittaamaan.
Suuremmaksi ongelmaksi omissa silmissäni nousee, että mallissa tunnutaan aikalailla kokonaan unohtavan yksi oleellinen havainto: itse sekundäärikraatterit näkyvät lämpöisinä pisteinä kylmien säteiden keskellä. Hieman epäsuorasti siihen kyllä viitataan, kun todetaan aiempien mallinnusten perusteella huokoisuusmuutoksia primääritörmäyksissä tapahtuvan 1–10 kraatterin halkaisijan päässä. Eri asia sitten on, kuinka tuo pätee yli kertaluokkaa hitaammissa sekundääritörmäyksissä. Joka tapauksessa idealisoitu kaaviokuva mallista antaa käsityksen, joka ei yksityiskohdissaan ole yhtäpitävä havaintojen kanssa.
Tästä lievästä keski-ikäisen kyynikon käninästä huolimatta Purduen sädemalli on siis yksinkertaisuudessaan erittäin viehättävä. Ja Erwinin tutkimus on, käsittämätöntä sinänsä, tiettävästi ensimmäinen Marsin säteitä ja Kuun kylmiä läiskiä vertaileva työ, mikä jo itsessään on merkittävä askel eteenpäin yritettäessä ymmärtää planeettojen pintoja muokkaavia voimia.
Kun Kuuhun ollaan palaamassa ja sinne myös ollaan suht vakavissaan kaavailemassa pysyvähköjä tutkimusasemia, ja ihmisten käyskentelystä Marsin pinnallakin haaveillaan, on turvallisuusnäkökulmastakin syytä yrittää ihan tosissaan ymmärtää millaista tavaraa kraattereista lentää pihalle, ja kuinka kauas. Purduen sädemalli tarjoaa vähintäänkin hyvän lähtökohdan ideoiden jatkokehittelylle.
1Halkaisijaltaan 45-metrinen Kamil Egyptissä oli ylivoimaisesti paras esimerkki sädekraatterista Maassa. Meteoriittivarkaat ovat sittemmin suurelta osin tuhonneet Kamilin.