Titanin valtameri ja labyrintit
Cassini-luotain kiersi Saturnusta kolmentoista vuoden ajan. Samalla se teki, hieman laskutavasta riippuen, noin 127 Titan-kuun ohilentoa. Nykyinen käsityksemme tästä aurinkokuntamme toiseksi suurimmasta kuusta perustuu suurimmalta osin näiden ohilentojen tuloksiin höystettynä Cassinin kyydissä matkanneen Huygens-laskeutujan mittauksilla.
Viimeinen läheltä Titania pyyhkäissyt lento tapahtui jo huhtikuussa 2017, eikä kaukaisempiakaan ohituksia tehty enää saman vuoden syyskuun jälkeen. Tieteen perusolemukseen kuitenkin kuuluu, että kunhan alkuperäinen mittausaineisto on laadukasta, sitä voidaan hyödyntää vuosia, vuosikymmeniä ja joskus jopa vuosisatoja havaintojen tekemisen jälkeen. Analyysimenetelmät kehittyvät koko ajan ja uudet ajatukset ja mallit muuttavat aiempia tulkintoja. Niinpä Titan-tutkimuksiakin julkaistaan jatkuvasti lisää, vaikkei uusia yksityiskohtaisia havaintoja ole tehty liki yhdeksään vuoteen.
Joulu–tammikuun planeettageologian uutisvirrasta kaksi Titan-artikkelia sattui jostain hämäräksi jääneestä syystä kiinnostamaan itseäni tavallista enemmän. Toinen oli sen verran iso ja mediaseksikäs, että se pääsi Suomessakin jopa viihdeuutisiin. Ja miksipä ei, onhan planeettatutkimus mitä parhainta viihdettä. Tutkimuksista jälkimmäinen puolestaan koskettelee niin pientä piirrettä Titanin pinnalla, ettei se näytä aiheuttaneen oikeastaan minkäänlaista säpinää ainakaan tiedotusvälineissä. Erittäin kiinnostavia ovat kuitenkin molemmat.
Pinnanalainen valtameri – totta vai toiveunta?
Kuten olen tässäkin blogissa useaan kertaan toitottanut, Titan on sikäli ainutlaatuinen aurinkokuntamme kappale, että sillä on jokia, järviä, meriä, sateita ja luultavasti myös jonkinlainen meikäläiseen pohjaveteen vertautuva systeemi. Täysi nestekierto siis. Neste vain ei ole vettä, vaan kylmää etaania ja metaania.
Titanin pinnalla olevien hiilivetyjen lisäksi Titanilla on kuitenkin vuodesta 2008 lähtien yleisesti oletettu olevan veden ja luultavasti ammoniakin seoksesta koostuva pinnanalainen globaali valtameri. Toisin kuin Saturnuksen Enceladus-kuun massiivisten geysirien tapauksessa, tällaisesta Titanin valtamerestä ei kuitenkaan ole suoria todisteita.
Titanin ja useimpien muiden jäisten kappaleiden pinnanalaisten valtamerien mahdollinen olemassaolo onkin jouduttu päättelemään epäsuorasti. Titania venyttää ja vanuttaa Saturnuksen voimakas vetovoima. Tällaisessa vuorovesimyllerryksessä Titanin muoto hieman muuttuu. Käytännössä tämä havaitaan mittaamalla ohi kiitävän luotaimen paikkaa ja nopeutta erittäin tarkasti. Samalla periaatteella löydettiin jo 1960-luvulla useimpien Kuun törmäysaltaiden kohdalla olevat suuret massakeskittymät eli maskonit. Titanin tapauksessa menetelmän käyttökelpoisuutta tosin rajoittaa sen paksun kaasukehän yläosa, joka hidasti Cassinia osin ennakoimattomalla tavalla.
Hankaluuksista huolimatta muun datan tukemana Cassinin paikan ja nopeuden mittauksista on saatu oikein hyviäkin tuloksia. Havaittuja Titanin muodonmuutoksia ei ole pääsääntöisesti kyetty selittämään muuten kuin olettamalla, että kaikkialla kuoren alapuolella, ehkäpä karkeasti noin sadan kilometrin syvyydellä, on jättimäinen valtameri. Eri tutkijaryhmien arviot vesikerroksen paksuudesta ovat vaihdelleet alle sadasta kilometristä pariin sataan kilometriin. Tarkkoja numeroarvoja oleellisempaa on ollut useimpien tutkimusryhmien yhtenäinen, oppikirjatasoiseksi perusoletukseksi päätynyt näkemys siitä, että globaali valtameri ylipäätään on olemassa. Ainakin todennäköisesti.
Joulukuussa Nature-lehden verkkosivuilla Flavio Petriccan johdolla julkaistu tutkimus Titan’s strong tidal dissipation precludes a subsurface ocean aiheuttaa kuitenkin kaaosta konsensukseen. Vaikka tutkijoilla on jo parikymmentä vuotta ollut käytössä sama mittausaineisto, on analyysitekniikka tänä aikana kehittynyt hurjasti. Petriccan ryhmän käyttämillä menetelmillä mittausten kohinatasoa on saatu pienennettyä 25–30 %. Kun häly vaimenee, itse signaalia päästään tutkimaan paljon entistä tarkemmin.
Petriccan tutkimuksissa erityishuomio on Titanin energiatasapainossa, joka on aiheuttanut päänvaivaa jo pitkään. Jos Titanilla todella olisi globaali valtameri, vuorovesivoimien aiheuttaman kitkan synnyttämä lämpö pitäisi enimmäkseen mennä valtameren pitämiseen sulana. Lämpöä kuitenkin näyttää karkaavaan kosmisille harakoille aivan liikaa, jotta meri olisi mahdollinen.
Valtameri ei myöskään sovi havaintoihin Titanin melko soikeasta kiertoradasta. Kiertorataongelman ratkaisuksi on yritetty tarjota suurta törmäystä, joka olisi muokannut Titanin rataa. Hieman kiusallista tämän idean kannalta on ollut, ettei näin isosta törmäyksestä näy Titanissa mitään merkkejä.
Petriccan ryhmän mallinnus johtaakin siihen päätelmään, ettei Titanissa ainakaan nykyisin ole globaalia valtamerta laisinkaan. Heidän mukaansa tavallisesta jäästä koostuvan kuoren yläkerroksen alla on jään korkean paineen olomuotoja, joissa syntyy lämpövirtauksia eli konvektiota. Siellä täällä jää sulaa osittain synnyttäen sohjo- ja sulataskuja. Ne ovat pieniä verrattuna syvään globaaliin valtamereen, mutta suuria ihmisen arkielämän mittakaavassa: kukin sulatasku voi sisältää reilun Atlantin verran vettä. Jos uusi mallinnus on oikeassa, paksu vesipatja ei siis erota Titanin jääkuorta sen sisäosista, vaan ne ovat enemmän tai vähemmän yhtä kappaletta, vaikka konvektoiva jää hieman notkeaa onkin.
Petriccan malliin Titanin sisärakenteesta sopii myös pari–kolme kilometriä paksu pintakerros metaaniklatraattia eli vesijäätä, jonka on vanginnut metaania kiderakenteensa sisään. Maapalloltakin tiedetään valitettavan hyvin, että metaani on erittäin voimakas kasvihuonekaasu. Ilman sitä Titanin paksu kaasukehä jäätyisi. Kuten esimerkiksi aika tarkalleen vuosi sitten kirjoittelin, metaania pitää jostain tulla Titanin kaasukehään koko ajan lisää. Petriccan mukaan vuorovesivoimien lämmittämä klatraatti voisi ylläpitää kaasukehän havaittua metaanipitoisuutta miljoonien vuosien ajan.
Uusi malli vaikuttaa siis kivalta, mutta kuten hyvään tieteeseen kuuluu, kaikki eivät sitä kakistelematta niele. Science-lehden tyypillisen ansiokkaassa uutisjutussa Titaniakin paljon tutkinut Luciano Iess heittää ilmoille kysymyksen, mikä mahti estäisi vesitaskuja ajan saatossa yhdistymästä ja muodostamasta juuri sellaista valtamerta, jonka Petricca kollegoineen sai mallissaan häviämään. Hyvä kysymys, johon vastausta ei tällä hetkellä ole.
Enemmän tai vähemmän globaaleja pinnanalasia valtameriä on siis päätelty olevan lukuisilla aurinkokuntamme jäisillä kuilla. Tämä on tietysti kaikkien astrobiologiasta innostuvien mielestä tavattoman jännää. Vaan entä nyt, jos Titanilla ei valtamerta olekaan?
Sciencen uutisessa ääneen päästetään myös Titan-tutkija Ashley Schoenfeld. Hän on Petriccan kanssa yhtä mieltä siitä, että astrobiologian näkökulmasta sulataskut konvektoivassa jääkerroksessa ovat jopa kiinnostavampi ympäristö kuin jättimäinen valtameri. Hillittömässä vesimäärässä elämän kannalta kiinnostavien yhdisteiden pitoisuudet jäävät väkisinkin pieniksi. Esibiologiset reaktiot voivat siten jäädä erittäin harvinaisiksi ja sen myötä elämän kehittymiselle suotuisa alkukeitto kovin laihaksi. Sen sijaan konvektoivat jääkerrokset voi tuoda ravinteita vesitaskuihin niin kivisestä ytimestä kuin törmäysten myötä pinnaltakin.1 Kaasukehässä syntyneiden typpipitoisten hiilivetyjen sekoittuminen lämpimään veteen kuulostaa jo hyvinkin kiinnostavalta ympäristöltä ellei nyt suorastaan elämän niin ainakin elämän rakennuspalikoiden muodostumisen kannalta.
Mallit tulevat ja menevät, joten Titanin valtameri voi aivan hyvin tehdä vielä näyttävän paluun. Yksi mallinnus ei vielä poista kaikkea parinkymmenen vuoden aikana kertynyttä todistusaineistoa Titanin valtameren puolesta, vaikka se monta asiaa mukavasti näyttäisikin selittävän. Viime vuosina jääkuiden valtameristä on tullut jopa jonkinasteinen muotivillitys, joten tässäkin mielessä on ihan tervettä, että välillä esitetään toisenlaisiakin teorioita.
”Suolatektoniikka” ja radiaaliset labyrintit
Toisin kuin Titanin mahdollisesta valtamerestä, sen moninaisista pinnanmuodoista on runsaasti kiistattomia havaintoja, vaikka paksu kaasukehä havaitsemista hankaloittaakin. Titanin pinta tunnetaan etenkin hiilivetymeristä ja -järvistä, jotka ainakin osa on syntynyt jonkinlaisiin sisäsyntyisiin kraattereihin. Massiiviset dyynikentät puolestaan peittävät suurta osaa päiväntasaajan ympäristöstä. Törmäyskraattereita geologisesti nuorella pinnalla on vähän ja mahdolliset kryovulkaaniset vuoret ovat harvinaisia.
Näiden tutuhkojen piirteiden lisäksi siellä täällä etenkin keskileveyksiltä navoille yltävällä alueella on labyrinteiksi kutsuttuja kohteita. Niitä on pidetty pieninä ylänkömäisinä alueina, joita jokitoiminta ja Maan kalkkikivestä koostuviin karstialueisiin verrattavissa oleva kallioperän liukeneminen on kuluttanut synnyttäen kapeiden uomien sokkeloita.
Eräs labyrinttien alaryhmä ovat radiaaliset eli säteittäiset labyrintit. Ne ovat soikeita tai pyöreähköjä hyvin laakeita kohoumia, joiden laelta uomat säteittäisesti lähtevät. Läpimitaltaan ne ovat sadan kilometrin luokkaa, mutta korkeutta niillä on vain joitakin satoja metrejä. Radiaaliset labyrintit esiintyvät vain kahdella alueella keskileveysasteilla ja ovat pintakoostumukseltaan ympäröivien tasankojen kaltaista hiilivetypitoista ainesta.
Radiaalisten labyrinttien syntymekanismeja ihmetteli edellä mainittu Ashley Schoenfeld kollegoineen tammikuun loppupuolella Journal of Geophysical Research: Planets -lehdessä ilmestyneessä artikkelissaan “Salt Tectonics” on Titan: Radial Labyrinths as Topographic Expressions of Solid‐State Flow. Jutussa tarjotaan virkistävän uudenlainen näkökulma niiden syntyyn.
Muutama vuosi sitten esitettiin, että radiaaliset labyrintit olisivat seurausta kryomagmaattisesta toiminnasta. Mallin mukaan ne syntyvät, kun kuoren läpi ylöspäin tunkeutuu esimerkiksi ammoniakilla höystettyä vettä, joka ei kuitenkaan purkaudu pinnalle asti, vaan jumiutuu jonkin matkaa sen alapuolelle. Siellä vesi eli kryomagma muodostaa hieman sienen lakkia tai ylösalaisin käännettyä lautasta muistuttavan rakenteen eli lakkoliitin, joka pullistaa päällään olevia kerroksia ylöspäin.
Tässä mallissa lakkoliitin vesi on peräisin valtamerestä – tai ehkäpä nyt Petriccan ja kumppaneiden ”kuivatettua” valtameren myös pienempi vesitasku riittäisi – josta sen pitäisi kohota kenties jopa satoja kilometrejä ympäröivän jään läpi. Tässä yhteydessä kannattaa muistaa kryomagmaattisen toiminnan ikiaikainen ongelma: vesi on tiheämpää kuin jää, joten noustakseen paksujen jääkerrosten läpi vesi tarvitsee reipasta paineistusta ja/tai kikkailua veden ja jään koostumuksilla ja tiheyksillä.
Schoenfeldin ja kumppaneiden idea on hyvin toisenlainen. Magmaattisen toiminnan sijasta he näkevät radiaalisten labyrinttien parhaan vertailukohdan Maan suolatektonisissa rakenteissa.
Suomalaisgeologeille suolatektoniikka on yleensä melko vierasta, koska meikäläisessä ikivanhassa kallioperässä ei suolaa ole. Ei kuitenkaan tarvitse mennä Tanskaa kauemmaksi, kun suolatektoniikka on alueellisesti merkittävä tekijä. Pohjanmeren alla sijaitseva Silverpitin kraatteri puolestaan on esimerkki kohteesta, joka toisille on selvä ja kertakaikkisen upea törmäyskraatteri, mutta toisille osoitus aktiivisesta suolatektoniikasta.
Schoenfeldin mallissa kuoressa ylempi kerros on etaaniklatraattia ja alempi puolestaan metaaniklatraattia. Yhteensä klatraattikerroksen arvellaan olevan 5–10 km paksu, siis paljon paksumpi kuin Petriccan pari–kolme kilometriä. Etaanin (C2H6) ja metaanin (CH4) fysikaalisten ominaisuuksien eroista johtuen etaaniklatraatti on noin 8 % tiheämpää kuin metaaniklatraatti. Tämän lisäksi ne käyttäytyvät eri tavoin Titanin ilmasto- ja sääoloissa. Tämä puolestaan johtaa siihen, että etaaniklatraattikerroksen paksuudessa ja alempaan metaaniklatraattikerrokseen kohdistuvassa puristuksessa voi olla huomattavia alueellisia eroja kymmenien ja satojen kilometrien mittakaavassa.
Maanpäällisessä suolatektoniikassa suolakerrokset virtaavat kiinteässä tilassa, kun niiden päälle kertyy paksulti sedimenttejä. Samoin ehdotetussa Titanin ”suolatektoniikassa” metaaniklatraatti pysyy kiinteänä, mutta alkaa virrata pahimmasta paksun etaaniklatraattikerroksen puristuksesta pois kohti leppoisampia alueita. Siellä se alkaa kohota. Kohoaminen itsessään ei johdu tiheyseroista, vaan ainoastaan siitä, että toisella alueella metaaniklatraattikerrosta puristetaan ylhäältäpäin enemmän kuin toisella.
Järkevillä parametreillä Schoenfeld kumppaneineen sai aikaan havaintoja vastaavia laakeita doomeja. Jotta metaaniklatraatin tahmeutta saatiin laskettua niin paljon, että sen sai tolkullisesti virtaamaan, Titanin sisäisen lämpövuon täytyy kuitenkin olla suurempi kuin sen nykyisin on päätelty olevan. Muinainen Titanin lämpövuo on kuitenkin todennäköisesti ollut suurempi, joten tämä ei ole ylitsepääsemätön ongelma.
Monien suosima ajatus viimeisten satojen miljoonien vuosien aikana suuren törmäyksen vuoksi muuttuneesta Titanin radasta ja sen myötä kasvaneista vuorovesivoimista tarjoaisi myös riittävän lämpövuon radiaalisten labyrinttien synnylle. Tällöin ne olisivat voineet kohota jopa vain sadantuhannen vuoden mittakaavassa. Todennäköisempänä Schoenfeldin tutkimusryhmä pitää kuitenkin miljardin vuoden aikaskaalaa.
Suuremman lämpövuon lisäksi metaaniklatraatin liikkuvuutta voi lisätä myös kerroksen koostumusta vaihtelemalla. Jos kerros ei olekaan puhdasta metaaniklatraattia vaan seassa on sopivasti puhtaampaa vesijäätä, onnistuu klatraatin virtaaminen alhaisemmallakin lämpövuolla. Luonnossa ei mikään ole täysin ”puhdasta” tai homogeenista, joten tämä tuntuisi hyvinkin luontevalta tavalta selittää metaaniklatraatin virtaus. Ainakin se voi hyvin olla osa selitystä.
Kohoamisen lisäksi labyrinttien synnyttämiseksi tarvitaan toki myös eroosiota. Aiempien tutkimusten perusteella uskotaan, että Titanin etelänavan ympäristössä 100 metriä syvä kuoppa voi syntyä noin 375 miljoonan vuoden aikajänteellä. Pohjoisessa, jossa nykyisissä Titanin ilmasto-olosuhteissa sataa enemmän, vastaava monttu syntyisi 50–100 miljoonan vuoden kuluessa. Labyrinttien uomaverkostojen synty lienee siis tapahtunut joidenkin kymmenien tai satojen miljoonien vuosien haarukassa.
Toisaalta hyvin toisenkinlainen eroosiohistoria on mahdollinen. Ehkäpä suunnilleen kerran Saturnuksen vuodessa eli noin 30 meikäläisessä vuodessa toistuvat rankkasateet ja myrskyt ovat joidenkin tutkijoiden mukaan hyvinkin merkittäviä maaston kuluttajia. Labyrinttien eroosiossa riittää siis vielä paljonkin pähkäiltävää.
Miksi sitten radiaaliset labyrintit esiintyvät ainoastaan parissa ryppäässä eteläisillä ja pohjoisilla keskileveyksillä? Titan on geologisesti hyvin aktiivinen maailma, joten voi olla, että havaittu jakauma kuvastaa alkuperäisen syntyjakauman sijasta vain sitä, missä eroosio ja peittyminen eivät ole hävittäneet niitä näkyvistä. Radiaaliset labyrintit vaikuttavat myös aika krantuilta, joten alueelliset erot Titanin vesijäästä ja klatraateista koostuvassa kallioperässä voivat estää niitä syntymästä.
Näiden ohella tai sijasta Titanin ilmasto-olosuhteet voivat olla keskeinen tekijä. Etaanisateet ovat yleisimpiä keskileveyksillä. Siellä etaania siis pääsee myös imeytymään runsaasti metaaniklatraattiin. Klatraatissa etaani korvaa helposti metaania, joten on varsin yksinkertaista saada aikaiseksi ”suolatektoniikkaa” suosiva tilanne, jossa metaaniklatraatin päällä olevan tiheämmän etaaniklatraattikerroksen paksuus vaihtelee. Etaanisateiden imeytymisen vapauttama metaani voi olla myös merkittäväkin keino saada Titanin kaasukehään lisää kipeästi kaivattua metaania.
Titan ei ole ensimmäinen Maan ulkopuolinen kohde, jonka pinnanmuotojen selittämiseksi ”suolatektoniikka” tarjoaa lupaavan vaihtoehdon. Asteroidivyöhykkeen suurin kappale, kääpiöplaneetaksikin tituleerattu Ceres, sai oman suolatektoniikkahypoteesinsa jo vuonna 2019. Tuon artikkelin ykköskirjoittaja Michael T. Bland on mukana myös Schoenfeldin vetämässä tutkimuksessa, mikä tuskin on sattuma.
Cereksellä, toisin kuin Titanilla, ei ole käytössään vuorovesienergiaa, ja radioaktiiviselta lämmöntuotannoltaan halkaisijaltaan alle tuhatkilometrinen Ceres painii ihan eri sarjassa kuin yli viisituhatkilometrinen Titan. Niinpä Cereksellä geologinen prosessi, joka toimii hyvin vähäisellä sisäisellä energialla mutta kykenee silti uudistamaan pintaa geologisessa mielessä aika äskettäin, on vielä tarpeellisempi selittämään havaintoja kuin Titanilla.
Varmuutta ”suolatektoniikan” toimimisesta ja olemassaolosta sen paremmin Cereksellä kuin Titanillakaan ei tietenkään ole. Ei sellaista nähtävissä olevissa tulevaisuudessa ole saatavillakaan. Edes NASAn Dragonfly-helikopteri ei 2030-luvulla Titaniin laskeutuessaan todennäköisesti kovin paljon pysty tätä kysymystä ratkomaan. Olemme siis vielä kauan Cassinin havaintojen ja muualta kerätyn kokemuksen varassa. Vertailevan planetologian voima ja viehätys onkin siinä, että tutkimalla geologista prosessia yhdellä planeetalla, tässä tapauksessa vieläpä erittäin yksityiskohtaisesti Maassa, meillä on käytössämme työkalut ymmärtää pinnanmuotojen syntyä ja kehitystä myös olosuhteiltaan aivan toisenlaisissa maailmoissa.
1Vaikka konvektio sinänsä onkin lämmön siirtoa kuljettumalla, pelkän lämmön siirtyminen konvektoivassa systeemissä on hieman eri asia kuin aineen konvektio, koska samalla tapahtuva lämmön johtuminen mutkistaa asioita. Petriccan ryhmän tukimuksen mukaan heidän mallinsa mahdollistaa niin lämmön kuin aineenkin konvektion pinnan tuntumasta Titanin ytimen rajalle saakka, vaikkakaan ei yhdessä ainoassa syvyydestä pinnan lähelle yltävässä konvektiosolussa. Näin ollen ytimestä lähtöisin oleva silikaattiaines pääsee siis ajan myötä sekoittumaan pinnalta peräisin olevan orgaanisen aineksen kanssa. Pintamateriaaleja syvemmälle tuuppaavat asteroiditörmäykset ja erityisesti niissä sulava ja alaspäin valuva aines, jota sitten konvektio kierrättää edelleen alemmaksi.