Pluto, kraatterit ja Kuiperin vyöhyke
On kulunut jo yli 11 vuotta siitä, kun New Horizons -luotain lensi Pluton ja Charonin ohi paljastaen kaksoisplaneettajärjestelmän, joka oli paljon kiehtovampi kuin kukaan uskalsi odottaakaan. Kaiken jäisen outouden keskellä oli kuitenkin jotain tuttuakin, eli törmäyskraattereita.
Vaikka vain noin 42 % (Ihan totta!) Pluton pinnasta saatiin kuvattua kohtalaisen tarkasti, eikä Pluton pinta kokonaisuudessaan edes ole erityisen reippaasti kraatteroitunut, putkahtelee Pluton törmäyskraattereita käsitteleviä tutkimuksia julki edelleen. Elokuun Meteoritics & Planetary Science -lehteä lueskellessani mieleeni jutkahtikin, että katsaus Pluton törmäyskraattereihin voisi antaa kätevän läpileikkauksen niiden käyttökelpoisuudesta tutkittaessa Pluton lähiavaruutta, Pluton pinnan koostumusta, ja itse kraatteroitumisprosessia.
Kuiperin vyöhykkeen kappaleiden kokojakauma
Niin sanottu Kuiperin vyöhyke levittäytyy aurinkokunnan ulko-osissa Neptunuksen radan takana, pyöreästi 30–50 tähtitieteellisen yksikön päässä. Sitä hallitsevat erilaiset jäiset kappaleet, joista Pluto on tunnetuin. Vyöhyke on sen verran kaukana, että suorien havaintojen saaminen sen kiertolaisista on hankalaa, ja rajoittuu väkisinkin kaikkein suurimpiin möllyköihin. Niidenkin kokoarviot vaihtelevat todella reippaasti, mistä hyvänä esimerkkinä on tällä viikolla julkistettu kääpiöplaneettakandidaatti 2026 ED138: sen halkaisijan arvellaan olevan jossain 600:n ja 1500:n km:n välillä, pinnan kirkkaudesta riippuen.
Kuiperin vyöhykkeen kaikkein pienempien kappaleiden kokojakauman osalta ollaan erilaisten mallien ja Marsin ja Jupiterin kiertoratojen välissä sijaitsevan asteroidivyöhykkeen pohjalta tehtyjen arvausten varassa. Asteroidivyöhyke on kuitenkin jättiläisplaneettojen vetovoimavaikutuksen näkökulmata aivan erilaisessa dynaamisessa asemassa kuin Kuiperin vyöhyke. Lisäksi asteroidivyöhykkeen kivet käyttäytyvät miljardeja vuosia keskenään törmäillessään eri tavoin kuin Kuiperin vyöhykkeen jäävuoret. Onneksi meillä on kuitenkin lähihavaintoja kahdesta paikasta Kuiperin vyöhykkeeltä: Pluto–Charon-kaksoisplaneettajärjestelmästä ja Arrokothista. Äkkinäinen voi tietysti ihmetellä, että mitäpä iloa kahdesta vaivaisesta datapisteestä on tutkittaessa valtaisan kokoisella alueella kiertävien kappaleiden kokoja. Vaan tässä kohdassa kraatterit ojentavat auttavan rokonarpisen kätensä: Kraatterin läpimitta on pääpiirteissään tunnettujen lainalaisuuksien mukaisessa suhteessa törmänneen kappaleen läpimittaan. Lisäksi kraatterit säilyvät havaittavissa miljardeja vuosia, joten ne tarjoavat läpileikkauksen erittäin pitkästä siivusta oman lähialueensa dynaamista historiaa.
Vuoden 2019 maaliskuun ensimmäisen päivän Science-lehti on minusta merkittävä kahdesta syystä. Ensinnäkin sen kannessa on todella hieno kuva laulavasta hiirestä. Toisekseen, ja laulamisesta puheen ollen, sivulla 955 alkaa Kelsi Singerin johdolla kirjoitettu mielenkiintoinen artikkeli Pluton ja Charonin kraattereista.
Singerin jutun pääsanoma on lyhyesti kerrottu: Pluton ja Charonin pinnalla on vähemmän pienehköjä, halkaisijaltaan alle kolmetoistakilometrisiä törmäyskraattereita kuin kukaan oletti. Planeettageologeille tämmöinen pienten kraatterin uupelo tarkoittaa yleensä sitä, että tutkittavan kappaleen pinta on hieman uudistunut. Tällöin pienimmät kraatterit ovat jonkin geologisen prosessin myötä pyyhkiytyneet pois, ja jäljelle ovat jääneet vain suuremmat kraatterit.
Tutkituilla Pluton ja etenkin Charonin alueilla merkittävästä uudistumisesta ei kuitenkaan ole havaintoja, vaan pinnat voivat hyvinkin olla yli neljän miljardin vuoden ikäisiä. Havainto tarkoittaa sitä, että tuon kokolauokan kraatterit synnyttäneitä alle kilometrin tai parin läpimittaisia Kuiperin vyöhykkeen kappaleita on jostain syystä vähemmän kuin oletettiin.
Syitä tähän pienten kappaleiden vähyyteen voidaan toistaiseksi vain arvailla. Pienet höttöiset jäämurikat voivat esimerkiksi keskinäisissä törmäyksissään hajota tehokkaammin kuin useimmat mallit ennustavat. Neptunuksen vetovoimavaikutuksilla voi myös olla osansa. Aurinkokunnan varhaisimmasta historiasta kiinnostuneet ovat kuitenkin innostuneempia kolmannesta vaihtoehdosta: ehkä pienten Kuiperin vyöhykkeen kappaleiden vähyys ei johdukaan mistään myöhemmästä kokojakaumaa muuttavasta tekijästä, vaan se heijastelee niiden ihan alkuperäistä ikivanhaa kokojakaumaa. Mikäli asia olisi näin, auttaisi se tutkijoita ymmärtämään hyvin varhaisen aurinkokunnan prosesseja. Harmi vain, ettei kukaan tällä hetkellä tiedä, mikä vaihtoehdoista on oikea.
Missä ovat sekundäärikraatterit?
Singerin ryhmän artikkelissa on myös toinen jännä havainto, joka tosin sai paljon vähemmän huomiota: Plutosta tai Charonista ei ole löydetty ainuttakaan sekundäärikraatteria. Jos joku ei satu muistamaan, ne ovat kraattereita, jotka syntyvät primäärikraatterista lentävän heitteleen törmätessä uudestaan saman kappaleen pintaan. Kokonsa puolesta niitä olisi pitänyt New Horizonsin kuvissa näkyä. Joko törmäysprosessissa on jotain outoa – ehkäpä ulkoaurinkokunnalle tyypillinen hidas törmäysnopeus tai kenties Pluton ja Charonin jään ominaisuudet eivät suosi niiden syntyä – tai sitten molempien kappaleiden pinnoilla vaikuttaa jokin voima, joka hävittää sekundäärikraatterit nopeasti näkyvistä.
Myös heittelekenttiä nähdään varsin harvoin, mutta ne eivät sentään kaksoisplaneettajärjestelmästä kokonaan puutu. Charonin kraattereilla niitä nähdään useammin kuin Pluton, mikä viitannee jonkinmoisiin eroihin törmäysprosesseissa tai kraatterien säilymisessä kaksoisplaneetan osapuolten välillä.
Maankaltaisilla planeetoilla, etenkin Marsissa ja Kuussa, sekundäärikraatterit ovat viimeisen parinkymmenen vuoden aikana olleet erittäin suuren mielenkiinnon kohteina, koska niitä alettiin tunnistaa enemmän kuin aiemmin oletettiin. Niiden erottaminen primäärikraattereista on erityisen oleellista, kun kraattereita käytetään planeettojen pintojen iänmääritykseen. Sekundäärikraatterien syntyä pohtivilla tutkijoilla riittääkin puuhaa yrittäessään selvittää, miksi sisäaurinkokunnan kiviplaneetoilla sekundäärikraattereita syntyy tolkuttomasti, mutta kaukana kylmällä Kuiperin vyöhykkeellä niitä ei nähdä lainkaan.
Kraatterit ja Pluton pinnan koostumus
Pluton ja Charonin törmäyskraatterit siis antavat näkymän Kuiperin vyöhykkeen kappaieiden kokojakaumaan. Mutta voivatko ne kertoa jotain kiinnostavaa myös itse törmäysten kohteista? Esimerkiksi Marsin kraatterit ovat erinomainen luotain pinnanalaisiin jääkerrostumiin, ja Kuussa kraattereita on vuosikymmeniä käytetty vaikkapa löyhän regoliittikerroksen ja mare-basalttien paksuuden alueellisten erojen selvittämiseen. Voisivatko kraatterit toimia samaan tapaan myös Plutossa?
Erittäin kylmä vesijää – Pluton pinnalla on rapsakka 230 asteen pakkanen – käyttäytyy melkein kuin kivi, mutta kuitenkin vain melkein, joten aurinkokunnan sisäosista tuttuja kraattereita ei voi käyttää suoraan vertailukohtina. Parempia analogioita ovat Jupiterin ja Saturnuksen kuiden kraatterit. Pluton pinta kuitenkin koostuu vesijään ohella typpi- (N2), metaani- (CH4) ja häkäjäästä (CO), sekä niiden erilaisista sekoituksista. Vesijää muodostaa Pluton ”peruskallion”, jonka päällä voi sitten olla eri paksuisia kerroksia koostumukseltaan vaihtelevia jääsekoituksia, hieman maapallon nuorten sedimenttikivien tapaan. Tällaista kraatteroitumisympäristöä ei toistaiseksi ole päästy tutkimaan tarkasti missään muualla, joten Pluton (ja Charonin) kraatterit ovat ainutlaatuisia.
Reilut kuusi vuotta sitten kirjoittelin Joshua E. Hedgepethin Titanin kraattereita koskeneista tutkimuksista. Kolme vuotta myöhemmin hän oli menestyksekkäästi loikannut Pluton kraatterien kimppuun. Hän keskittyi nimenomaan kraattereihin Pluton alueellisten geologisten erojen ilmentäjinä.
Hedgepethin, Catherine Neishin ja Veronica Brayn tutkimuksen pääideana oli tutkia Pluton törmäyskraatterien syvyyksiä eri alueilla. Homma perustuu siihen, että noin periaatteessa halkaisijaltaan tietyn kokoinen kraatteri on syntyessään aina syvyydeltään samanlainen. Kohdemateriaalin koostumusvaihtelu kuitenkin vaikuttaa siihen, kuinka syvä kraatteri alkujaan on, sekä erityisesti sen littanoitumiseen myöhemmin. Pluton sisältä tuleva lämpövuo, joka vaikuttaa erityisesti jäiden pehmeyteen, on vaihdellut niin ajallisesti kuin alueellisestikin. Ilmastonmuutosten kaltaiset ulkoiset tekijät taas ovat tärkeitä etenkin kraatterien peittymisen kannalta.
Hedgepethin, Neishin ja Brayn tutkimuksessa alueellisia eroja kraatterien syvyyksissä löytyikin. Tulokset eivät kuitenkaan olleet ihan sellaisia kuin oli odotettu (mikä tietysti on tutkimuksessa parasta ja koko homman tarkoitus). Esimerkiksi Hayabusan ylänköalueella, Pluton kuuluisasta ”sydämestä” eli Tombaugh Regiosta koilliseen, oletettiin muiden tutkimusten perusteella olevan varsin paksu kerros notkeita jäitä. Tämän luulisi johtavan suht kehnossa kunnossa oleviin kraattereihin. Vaan Hedgepethpä kollegoineen löysikin alueelta oikein hyvin syvyytensä säilyttäneitä kraattereita. Vesijään päällä on vain ohut kerros volatiilisempiä jäitä, ja näin on täytynyt olla kauan. Siis jos kraatteritulkinnat pitävät paikkansa.
Kaikkein muokkautuneimmat kraatterit löytyivät Vega Terralta, reippaasti ”sydämen” länsiluoteispuolelta. Siellä on kuitenkin muiden tutkimusten perusteella vain ohut kerros metaanijäätä vesijään päällä. Vesijään taas ei pitäisi olla niin notkeaa, että kraatterit olisivat ehtineet isommin lätsähtää. Ristiriitoja siis piisaa.
Joillain alueilla, lähinnä ”sydämen” länsilounaispuolella levittäytyvän tumman ja vanhan Belton Region (entinen epävirallinen Cthulhu Macula) ja krovulkaaniseksi epäillyn nuoren Wright Monsin tienoilla, on myös ryppäinä poikkeuksellisen syviä kraattereita. Syyksi Hedgepeth ja kumppanit tarjoavat mahdollisesti normaalia huokoisempaa jäätä, joka voisi jollain tavoin olla kytköksissä kryovulkaaniseen toimintaan.
Yksi väistämätön ongelma, joka Pluton törmäyskraattereiden ja muidenkin pinnanmuotojen tutkimisesta hankaloittaa, on korkeusmittausten laadunvaihtelu. Pienenä ja halpana luotaimena New Horizonsin mittalaitearsenaali on nimittäin aika rajallinen. Siksi mukana ei ole laserkorkeusmittaria tai stereokameraa, jollaisilla saataisiin aikaiseksi oikeasti tarkkoja korkeusmittauksia ja -malleja. Esimerkiksi juuri Beltonin ja Wright Monsin alueilla korkeusmallien epävarmuus on suurinta. Omituisen syvät kraatterit esiintyvät noilla alueilla kuitenkin ryppäinä, mikä ei sovi siihen, että kyse olisi vain systemaattisista korkeusmallin rajoitteista. Kyseessä siis lienee todellinen geologinen ilmiö, jonka syistä ei toistaiseksi ole paljon tietoa.
Alueelliset erot kraattereiden suhteellisissa syvyyksissä ovat jänniä, ja epäilemättä kertovat jotain kohdemateriaalista, alueiden geologisesta kehityksestä ja mahdollisesti ilmastohistoriastakin. Ehkä mielenkiintoisinta on kuitenkin kraattereiden syvyyksissä nähty globaali trendi. Luonnollinen ajatus on, että muutokset olisivat lähinnä leveysasteen mukaisia, samaan tapaan kuin vaikka Marsin pinnanalaisesta roudasta ja jäästä kertovat kraattereiden piparkakkuheitteleet. Näin ei kuitenkaan ole: systemaattisuus on ennemminkin itä–länsi-suuntaista. Pääsääntöisesti kraattereiden muokkautuminen vähenee kohti kaakkoa.
Pluton ”sydämen” läntinen puolisko muodostuu Sputnikin törmäysallasta täyttävästä typpijäätasangosta, jonka alla savolaisittain joko on tai ei ole merta, kuten pari vuotta sitten kirjoittelin. Suositun hypoteesin mukaan Sputnikin altaan synty muutti Pluton massajakaumaa niin reippaasti, että sen pyörimisakseli muljahti eri asentoon. Tähän todelliseen napavaellukseen myös Hedgepeth perustaa selitysmallinsa: nykyään lähinnä pituusasteen suhteen systemaattisesti muuttuva kraattereiden syvyys on alkujaan ollut enemmän tai vähemmän leveysasteriippuvaista. Pluton raju keikahdus kuitenkin muutti näkökulmaamme, joten entinen leveysasteriippuvuus onkin nyt lähinnä näennäistä pituusasteriippuvuutta. Ideassa on monta mahdollisesti ongelmallista kohtaa etenkin tapahtumien ajoituksen suhteen, mutta ensimmäisenä työhypoteesina se tuntuu hyvinkin uskottavalta. Helppoa asian tutkiminen ei ole, mutta toivottavasti siitä vielä joskus saadaan parempi selko.
Väliinputoajien kummallisuudet
Pluton kraatterit siis kertovat kiehtovia tarinoita niin Kuiperin vyöhykkeestä kuin Pluton geologisesta historiastakin. Mutta kertovatko ne mitään uutta aurinkokunnan tärkeimmästä geologisesta prosessista, eli kraatteroitumisesta itsestään?
Tästä päästään takaisin elokuun jyhkeään Meteoritics & Planetary Science -lehteen. Kaiken muun mukavan ohella siellä on Nadine de Camposin ja etenkin Brasilian törmäyskraattereita löytäneen ja ansiokkaasti tutkineen Alvaro P. Cróstan artikkeli Morpho-structural analysis of impact craters on Pluto: Implications for the study of complex craters.
Artikkeli on toistaiseksi kaikkein kattavin tutkimus Pluton kraattereiden olemuksesta. Siinä esimerkiksi selvitettiin kaikkien mitattavissa olevien keskuskohoumien korkeudet. Erityisen kiinnostavaa on, että jutussa pureudutaan kraatteroitumisprosessin keskeiseen nivelkohtaan: milloin kraatteri ei ole enää yksinkertainen pieni pyöreä kuoppa eli maljakraatteri, vaan muuttuu paljon monimuotoisemmaksi suureksi kompleksikraatteriksi. Malja- ja kompleksikraatterien eroista pitäisi joskus kirjoittaa ihan oma blogijuttunsa, niin oleellinen ja usein väärinymmärrettykin asia se ainakin näin (entisen) kraatteritutkijan silmin on ihan koko planeettageologisen tutkimuksen kannalta.
Tällaista vanhaa kraatterihämyä miellyttää kovasti, että de Campos ja Crósta eivät ole jumahtaneet tuijottamaan vain esimerkiksi sitä, missä kohdassa kraatterien syvyys/läpimitta-suhde (d/D) muuttuu selvästi pienemmäksi (eli kraatteri lättänöityy), tai milloin keskuskohoumat ilmestyvät kuvaan mukaan. Jo 1960–70-luvuilla nimittäin ymmärrettiin1 oikein hyvin, ettei ero kraatterityyppien välillä tietenkään ole yksiselitteisen terävä raja, vaan hieman eri asioita alkaa tapahtua eri vaiheissa kraatterin koon kasvun myötä.
Keskuskohoumien ja pienen d/D:n lisäksi keskeisiä aitojen kompleksikraatterien tunnusmerkkejä ovat tasaiset pohjat ja porras- eli terassimaisesti romahtaneet kraatterien reunat. Kompleksikraattereiksi juuri vaihettumassa olevilla kraattereilla ominaista ovat pyöreähköreunaiset romahdusrakenteet kraatterin reunoilla. Reuna näyttää siltä kuin siitä olisi jäätelökauhalla otettu pala pois. Englanniksi nämä tunnetaan Venuksestakin tuttuihin kampasimpukoihin viittaavalla nimellä scallops ja ilmiönä nimellä scalloping, mutta suomeksi niille ei tietenkään mitään vakiintunutta nimitystä ole. Simpukka(maisista)romahduksista voi paremman puutteessa puhua.
Aiemmissakin tutkimuksissa on pyritty selvittämään, missä kokohaarukassa vaihettuminen maljakraatterista kompleksikraattereiksi Plutossa oikein tapahtuu. Hajonta on ollut hurjaa. Pienimmäksi yleispäteväksi vaihettumisläpimitaksi on mainittu vain noin 4,3 km, suurimmaksi ainakin alueellisesti päteväksi puolestaan peräti 15 km. Analyyttiseltä kannalta nykyisten kraatterigurujen terävimpiin kuuluva Stuart Robbins puolestaan sai numeroita ankarasti pyöriteltyään arvoksi noin 11–12,5 km.
De Campoksen ja Cróstan arvio Pluton kraatterien vaihettumisläpimitaksi on 10–14 km. Jos pelkästään kraatterien tasaisia pohjia pidettäisiin rajana, olisi se noin 8,5 km. Nämä luvut sopivat hyvin yhteen Robbinsin määritysten kanssa. Tämä on hyvä pitää mielessä, sillä esimerkiksi Pluto-raamatussa The Pluto System After New Horizons mainittu 4,3 km elää vielä pitkään.
Vaihettumisläpimitan määrittäminen saattaa tuntua joutavanpäiväiseltä akateemiselta nyhertämiseltä. Se on kuitenkin erittäin kätevä ja välttämätönkin työkalu yritettäessä ymmärtää paitsi kraatteroitumisprosessia, myös määritettäessä pintojen ominaisuuksia. Lisäksi se seikkailee erinäisissä laskentakaavoissa, ja toimii hyvänä vertailukohtana eri taivaankappaleiden välillä. Se ei koskaan näy tiedeuutisten otsikoissa, mutta se on aika välttämätön käsite, jos haluaa ymmärtää mitä otsikoiden takana tapahtuu.
Vaihettumisläpimitan perussäännöt ovat yksinkertaiset: Mitä suurempi vetovoiman kiihtyvyys (g), sitä pienempi vaihettumisläpimitta, mikäli kohdeaineksen koostumus on sama. Ja mitä notkeampi kohdeaines, sitä pienempi vaihettumisläpimitta.
Esimerkiksi Neptunuksen suurimmalla kuulla Tritonilla vetovoiman kiihtyvyys on tarkemmin tutkituista aurinkokunnan kappaleista lähimpänä Plutoa, mutta kuitenkin yli neljänneksen suurempi. Vaihettumisläpimitta molemmilla on silti sama (noin 11 km). Jotta Pluton alhaisemmassa vetovoimakentässä saadaan syntymään kompleksikraattereita samalla halkaisijalla, Pluton pinnan pitää olla hitusen heikompaa ainesta kuin Tritonin. Verrattuna muihin suuriin jäisiin kappaleisiin molempien pinta-ainekset vaikuttavat kuitenkin kummallisen jämäkiltä. Koko kuviossa on selvästi jotain oleellista, jota emme vielä tiedä.
De Camposin ja Cróstan tutkimuksessa ehkäpä mielenkiintoisin havainto sijoittuu juuri sinne vaihettumisläpimitan tienoille. He nimittäin erottivat tavallisten malja- ja kompleksikraatterien lisäksi joukon kraattereita, jotka ovat muodoiltaan jossain niiden välimaastossa. Sellaistenkin olemassaolo on tiedetty ”aina”, mutta enemmän huomiota ne ovat alkaneet saada vasta viimeisen vajaan kymmenen vuoden aikana. Maasta hyviä esimerkkejä ei tunneta montakaan, mutta Kuusta tietysti runsaammin. En mene vannomaan että de Camposin ja Cróstan työ olisi ensimmäinen kattavampi tutkimus tällaisista välivaiheen kraattereista jäisillä kappaleilla, mutta ei niitä ainakaan liikaa vielä ole.
De Camposin ja Cróstan määritelmän mukaan välimuodon kraattereilla (Kuka keksisi näille järkevän suomenkielisen nimen? Englanniksi ne kulkevat nimellä transitional complex craters tai pelkästään transitional craters.) on tasainen pohja ja simpukkamaisia romahduksia, mutta ei varsinaisia terasseja. Täysiverisellä kompleksikraatterilla pitää heidän mukaansa olla keskuskohouma, mutta muut ominaisuudet voivat vaihdella reippaastikin.
Pluton välimuodon kraattereilla on se erikoislaatuinen piirre, että ne ovat syviä. Syvyys on sekä suhteellista (eli halkaisijaan verrattuna) että absoluuttista (metreissä mitattua). Halkaisijan ollessa sama, ovat välimuodon kraatterit syvempiä kuin sekä maljakraatterit että kompleksikraatterit. Pluton korkeusmittausten virherajat ovat valitettavan suuria, eivätkä de Campos ja Crósta tehneet analyysiä erojen tilastollisesta merkittävyydestä, mutta pelkästään kaavioita katsellen ero ei vaikuta olevan hirvittävän suuri, vaikkakin silti todellinen. Itse en ainakaan muista, että Kuun välimuodon kraattereilla olisi tuollaista selkeää trendiä havaittu. Joko jäisillä kappaleilla – tai vain Plutossa – tuntuu siis tapahtuvan jotakin omituista, kun maljakraatterit ovat vaihettumassa kompleksikraattereiksi. Tarkempaa kantaa tähän eivät de Campos ja Crósta tähän kuitenkaan ottaneet. Jääpähän muillekin vielä pohdittavaa.
Kraatterien universaali ilosanoma
Törmäyskraatterit ovat siis paitsi mielenkiintoisia , myös kiistattoman käyttökelpoisia, joskin silloin tällöin aika omituisiakin veijareita. Onni on, että niitä esiintyy kaikilla kiinteäpintaisilla kappaleilla aurinkokunnassamme. Plutossa, aivan kuten muuallakin aurinkokunnassamme, törmäyskraatterit hoitavat monia erilaisia tehtäviä. Ne kertovat oman avaruudenkolkkansa kehityksestä jopa miljardien vuosien ajalta. Ne kuvastavat kohdeaineksen ominaisuuksia alueellisine muutoksineen ja paljastavat syviä kerrostumia ja rakenteita, joiden näkeminen ja tutkiminen muuten olisi käytännössä mahdotonta. Erityisesti geologisesti aktiivisilla planeetoilla, joiden kaasukehä on vuorovaikutuksessa kivikehän kanssa – Maa, Mars, Titan ja osin myös Pluto hyvinä esimerkkeinä – ne säilövät muualta kadonnutta ilmastohistoriaa. Ja ne tietysti auttavat ymmärtämään aurinkokuntamme merkittävintä geologista prosessia.
Onneksi luonto on meille törmäyskraatterit suonut, sillä mitään niin hyödyllistä emme ikipäivinä omin voimin saisi aikaiseksi.
1Kraatteritutkijat ovat tämän ymmärtäneet aina, mutta edes muille planeettatutkijoille asia ei ole ollut selvä. Stuart Robbins tiivisti tämän hyvin: ”While it is understood in the crater community that these quantities are ranges, it is not well broadcast to the larger planetary science community.”On ihan oikeasti oleellista puhua asioista niin että muutkin tajuavat.
Kiitokset Walter Koenigille (14.9.1936–25.10.2026) ja Patrick Stewartille (13.7.1940–28.10.2026).