Planeettojen liikkeet Auringon ympärillä noudattavat sääntöjä, jotka ovat tunnettuja jo Keplerin ajoista. Keplerin toinen laki osoittaa, että planeetta liikkuu radallaan nopeammin, kun se on lähempänä Aurinkoa (perihelissä), ja hitaammin ollessaan kauempana (aphelissä). Tämä johtuu kulmaliikemäärän säilymisestä. Toisin sanoen: vaikka radan eri osissa kuljettu matka olisi eri mittainen, planeetta kuluttaa siihen saman ajan, koska se mukauttaa nopeutensa etäisyyden mukaan. Näin radan varrella muodostuvat "kolmiot" pyyhkivät yhtä suuren pinta-alan yhtä pitkässä ajassa.

Keplerin kolmas laki yhdistää radan pituuden ja kiertoon kuluvan ajan: kiertoajan neliö on suoraan verrannollinen radan puolisuuren akselin kuutioon. Tämä suhde pätee sekä klassisten planeettojen että kääpiöplaneettojen kohdalla, ja poikkeamat tästä ideaalista Keplerin laista voivat viitata muiden voimien tai massojen vaikutukseen. Taulukossa esitetyt Uranuksen ja Neptunuksen sekä useiden kääpiöplaneettojen ja transneptunisten kohteiden parametrit sijoittuvat hyvin tälle viivalle, vahvistaen tämän lain paikkansapitävyyden myös aurinkokunnan ulkolaidoilla.

Eksentrisyys (radan elliptisyyden aste) on keskeinen muuttuja, joka vaikuttaa siihen, miten paljon säteilyenergiaa planeetta saa eri kohtina rataansa. Aurinkoenergia noudattaa käänteisen neliön lakia, jolloin pienetkin muutokset etäisyydessä voivat aiheuttaa suuria vaihteluita säteilymäärässä. Siten eksentrisyyden muutokset eivät ole vain teoreettisia mielenkiintoisuuksia, vaan niillä on todellinen vaikutus planeettojen ilmastoihin ja pitkän aikavälin energiataseeseen. Tämä on erityisen tärkeää Maassa, jossa eksentrisyyden vaihtelu (e = 0.00006 – 0.0679) noin 96 000 vuoden jaksoissa vaikuttaa ilmastollisiin rytmeihin, kuten jääkausien ajoittumiseen.

Planeetat eivät kierrä Aurinkoa sen massakeskipisteen ympäri, vaan koko aurinkokunnan kappaleet liikkuvat yhteisen massakeskipisteen, barycentriin, ympärillä. Tämä piste ei ole kiinteä Auringon keskellä, vaan se liikkuu Auringon sisällä ja ulkopuolella, riippuen planeettojen sijainneista ja massoista. Esimerkiksi Maa–Kuu-järjestelmän barycentri sijaitsee noin 4671 km Maan ytimen keskipisteestä, eli noin 1700 km Maan pinnan a

Mikä tekee planeetan sisäosien tutkimisesta niin haastavaa ja miksi syvä poraaminen on tärkeää?

Planeetan sisäosien rakenteen tutkiminen on ollut pitkään yksi geotieteiden suurimmista haasteista. Maapallon sisäosista saamme tietoa pääasiassa seismisten aaltojen kulkemisen avulla, mutta muiden taivaankappaleiden tutkiminen on moninkertaisesti vaikeampaa. Seismologia, joka perustuu maanjäristyksistä tai keinotekoisista lähteistä syntyviin aaltoihin, on kuitenkin pysynyt tärkeimpänä työkaluna tutkimuksessa. Erityisesti syvällinen poraaminen ja maaperästä kerätyt näytteet ovat avainasemassa, jos halutaan ymmärtää planeettojen sisäosien koostumusta ja geologisia prosesseja.

Maapallon syvän meren pohjan poraaminen on ollut keskeinen menetelmä merenpohjan sedimenttien tutkimuksessa. Esimerkiksi Japanin Chikyū-luotsi on onnistunut poraamaan yli 2000 metriä merenpohjan alle ja palauttanut maapallon pinnalle otettuja näytteitä analysoitavaksi. Samoin Kola Superdeep Borehole (Venäjällä, Kola niemimaalla, syvyys 12 262 metriä) ja Al Shaeen öljykaivo (Qatar, syvyys 12 290 metriä) edustavat suurimpia ihmisperäisiä porauksia, mutta ne ovat kuitenkin vain pieniä pintapistoksia maapallon kuoren syvyyksiin verrattuna. Näin ollen niiden tarjoama tieto on rajallinen.

Muiden planeettojen pinnan ja maaperän tutkiminen on ollut aluksi varsin varovaista. Marsin pinnan tutkimus on rajoittunut lähinnä muutamien senttimetrejen syvyyteen. Viking-luotaimet 1970-luvulla ja Marsin napaluotain 1990-luvulla onnistuivat keräämään maaperän näytteitä robottikauhalla, mutta vasta myöhemmät roverit, kuten Spirit, Opportunity ja Curiosity, ovat saaneet enemmän tietoa poraamalla hieman syvemmälle, jopa 6,5 cm. Perseverance-rover, joka laskeutui Marsiin vuonna 2020, on varustettu porauslaitteella, joka mahdollistaa jopa 7 cm syvyyteen ulottuvan kallionäytteiden keruun tulevia tutkimuksia varten.

Kuussa Apollo-missioiden astronautit porasivat noin kolme metriä syvälle, ja monet nykyiset tutkimusprojektit keskittyvät siihen, miten kuun ja muiden taivaankappaleiden materiaaleja voitaisiin hyödyntää tulevaisuudessa, esimerkiksi vesivarojen etsimiseen. On myös suunnitteilla suuria tutkimusmatkoja, kuten VIPER-missio (Volatiles Investigating Polar Exploration Rover), joka poraa kuun pinnalle jopa yhden metrin syvyyteen etsiessään vettä tai jäätä.

Kuitenkin näissä ponnisteluissa on omat haasteensa. Esimerkiksi Marsin InSight-missio yritti käyttää kaivurekologiaan perustuvaa "moolia" syvemmälle poraamiseen, mutta se onnistui pääsemään vain muutaman sentin syvyyteen. Tämä epäonnistuminen osoittaa, kuinka vaikeaa on porata materiaaliltaan monimutkaisille ja täysin tuntemattomille maaperille.

On myös tärkeää huomata, että monet syvältä peräisin olevat materiaalit voivat tulla maan pinnalle luonnonvoimien kautta. Esimerkiksi tulivuorenpurkaukset voivat nostaa maankuoren syvempiä osia pintaan, ja tätä geologista prosessia voidaan käyttää hyväksi tutkiessa maapallon sisäosien koostumusta. Mantelin mineraalit, kuten peridotiitti, voivat nousta maan pinnalle ja tarjota suoria näytteitä maapallon syvemmän sisäosan koostumuksesta.

Geotieteet hyödyntävät yhä enemmän myös muita epäsuoria tutkimusmenetelmiä, kuten gravitaatio- ja magneettikenttätutkimuksia sekä satelliittikuvantamista. Näillä menetelmillä voidaan tutkia planeettojen rakennetta ja niiden syvempiä osia ilman suoraa fyysistä yhteyttä. Vaikka nämä menetelmät tarjoavat arvokasta tietoa, ne eivät koskaan pysty korvaamaan suoraa näytteenottoa, joka olisi elintärkeää ymmärtääksemme tarkasti, mitä planeetan sisällä todella tapahtuu.

Vaikka nykyteknologia ei vielä salli syvää poraamista muille planeetoille, on olemassa suunnitelmia, jotka saattavat mahdollistaa tämän tulevaisuudessa. Esimerkiksi Jupiterin kuun Europa pintakerros on jäistä, mutta sen alle saattaa olla olemassa valtava meri. Tulevaisuudessa saatamme nähdä robotteja, jotka pystyvät poraamaan jään läpi ja tutkimaan syvemmälle jäätyneeseen valtamereen, mikä voisi avata kokonaan uuden aikakauden avaruustutkimuksessa.

Mikä aiheuttaa valtavan lämpövirran Enceladuksella, Europalla ja Iolla?

Enceladuksen etelänavalla havaittu noin 7 gigawatin lämpövirta on yllättävän suuri ottaen huomioon, että koko Maan lämpöteho on noin 47 terawattia. Tämä lämpö purkautuu näkyvästi sen pinnan halki kulkevien halkeamien kautta, jotka tunnetaan nimillä Damascus Sulcus, Baghdad Sulcus, Cairo Sulcus ja Alexandria Sulcus. Lämpövirran alkuperä on yhä kiistanalainen, mutta todennäköisesti siihen liittyy voimakkaasti vuorovesienergiaa, joka syntyy resonansseista naapurikuiden kanssa.

Vuorovesilämmitys on mekanismi, jossa kiertoradan aiheuttamat jännitykset muuttavat kuun sisäosia mekaanisesti, jolloin energiaa vapautuu lämmöksi. Tämä ilmiö on erityisen voimakas tapauksissa, joissa taivaankappale koostuu jäisestä kuoresta, jonka alla on nestemäistä vettä tai silikaattikuoresta sulan magman päällä. Tällaisessa rakenteessa vuorovesienergia ei jakaudu tasaisesti, vaan keskittyy juuri tähän kuoren ja nesteen rajapintaan, jossa syntyy maksimaalinen lämpövuoto.

Io on äärimmäinen esimerkki vuorovesilämmityksen vaikutuksesta. Sen kiertoradan soikeus – jota ylläpitää resonanssi Europan ja Ganymedeksen kanssa – mahdollistaa jatkuvan mekaanisen muokkauksen ja siitä syntyvän lämmöntuoton. Iolla tämä johtaa ultramafisten magmojen purkauksiin ja laajoihin tulivuoritoimintoihin, joiden aiheuttama lämpövirta on noin 2,25 W/m². Verrattuna Maan 0,06 W/m²:iin ja Kuun 0,02 W/m²:iin, ero on valtava. Iolla havaittu pinnan jaksollinen kohoaminen ja lasku – noin 100 metrin verran – kertoo valtavista sisäisistä voimista.

Sama vuorovesimekanismi vaikuttaa todennäköisesti myös Europaan. Sen pinnalla näkyvät niin sanotut "chaos-territoriot" ovat jäälohkareiden alueita, jotka ovat irronneet ja kääntyneet paikallisten lämpöanomalioiden takia. Nämä voivat olla seurausta kuoren alapuolella olevista lämpimän veden nousuista, joita ajaa syvemmällä sijaitseva lämpöytimen virtaus. Lisäksi Europan pinnalta on löydetty "lenticulae" -muodostelmia, jotka voivat olla merkkejä diapiristen rakenteiden – lämpimän aineen paikallisten kohoamien – vaikutuksesta. Tritonin "melonikuvioinen" pinta voi sekin olla seurausta vastaavista lämpöprosesseista.

Tritonin, kuten myös Enceladuksen, Arielin, Umbrielin ja Charonin pinnan vähäinen kraatterimäärä viittaa geologiseen nuoruuteen ja mahdollisiin pintaa muokanneisiin sulamis- ja uudelleenjäätymisprosesseihin. Näissä tapauksissa vuorovesilämmitys on ollut riittävää pitämään sisäosat osittain sulina tai pehmeinä, mahdollistaen uusien pintakerrosten muodostumisen.

Planeettojen kehityshistorian alkuvaiheissa lämpö poistui säteilyn kautta. Maapallon varhaisvaiheessa pinta oli todennäköisesti vain ohut kuori laavameren päällä, ja tämä kuori kierrättyi jatkuvasti, kunnes se lopulta paksuuntui riittävästi estääkseen suurimittaiset repeämät. Varhaiset asteroiditörmäykset kuitenkin puhkoivat tämän ohuehkon kuoren toistuvasti. Lämpö siirtyi syvemmältä konvektion kautta ja edelleen pinnalle johtumisen ja advektion – kuten tulivuoritoiminnan – avulla.

Marsin, Venuksen ja Maan vulkaaninen aktiivisuus heijastelee niiden sisäistä dynamiikkaa. Marsilla havaitaan suuria kilpitulivuoria kuten Olympus Mons, kun taas Venuksella esiintyy satoja keskikokoisia ja suuria tulivuoria, joiden keskittymä näkyy erityisesti Beta Regio-, Atla Regio- ja Themis Regio -alueiden välillä. Näiden alueiden riftivyöhykkeet viittaavat laajoihin sisäisiin lämpövirtoihin, jotka synnyttävät kuoren kohoamista ja repeämiä.

Maan tapauksessa laatatektoniikka on keskeisin lämmönpoistomekanismi. Merenalaiset keskiselänteet ja subduktiovyöhykkeet toimivat reitteinä, joita pitkin lämpöä siirtyy yläk

Miksi Kuun ja muiden planeettojen tulivuoritoiminta ei ole samanlaista kuin Maassa?

Kuun laavatäytteiset altaat eli maria, joiden paksuus vaihtelee muutamista sadoista metreistä jopa kuuteen kilometriin, muodostavat suurimman osan sen näkyvästä pinnasta. Suurin osa näistä basalttisista kerrostumista on nuorempia kuin Imbrian-kausi, ja niitä esiintyy lähes yksinomaan Kuun lähipuolella. Ennen Clementine-luotaimen mittauksia vuonna 1994 uskottiin, että tämä epäsymmetria selittyi vastapuolen suuremmalla kuoren paksuudella ja korkeammalla pinnanmuodolla, mikä esti laavojen hydrostaattisen virtaamisen ja altaiden täyttymisen.

Clementinen havaintojen perusteella kuitenkin selvisi, että Kuun kuoren paksuus ei ole tasainen, vaan vaihtelee jopa sadalla kilometrillä – erityisesti kaukopuolen keskiosissa. Lisäksi jotkut altaat ovat isostaattisesti kompensoituja ja toiset eivät, mikä viittaa merkittäviin eroihin kuoren mekaanisessa kestävyydessä laavojen purkautumisen aikaan. Kuun varhaisen lämmörakenteen voidaan siten päätellä olleen monimutkainen, eikä se noudattanut aiemmin oletettua yksinkertaista pallomaista mallia. Tämä kyseenalaistaa yksinkertaiset hydrostaattiset selitykset laavojen käyttäytymiselle.

Vaikka Kuu on nykyään geologisesti passiivinen, on sieltä silti raportoitu jo vuosisatojen ajan niin sanottuja ohimeneviä ilmiöitä (transient lunar phenomena), erityisesti mare-alueilla ja nuorten kraatterien, kuten Aristarchuksen, ympärillä. Noin 300 tällaista havaintoa on tallennettu, ja ne sisältävät äkillisiä kirkastumisia tai paikallisia värimuutoksia, jotka kestävät muutamia sekunteja tai minuutteja. Aiemmin näiden ajateltiin olevan merkkejä aktiivisesta tulivuoritoiminnasta, mutta nykyisin niiden uskotaan johtuvan kaasujen vapautumisesta, jotka voivat olla seurausta Kuun jännityksistä perigeumissa – ehkä kuunjäristysten tai lämpöjännitysten laukaisemana. Mahdollisiksi kaasuiksi on ehdotettu mm. radonia, jota Apollo 15 ja 16 -alusten spektrometrit havaitsivat mare-alueiden reunoilla. Myös molekyylihydrogenia on raportoitu Aristarchuksen ympärillä.

Merkuriuksella taas havaittiin laajoja tasaisia alueita jo Mariner 10:n kuvissa 1970-luvulla. Näitä pidettiin aluksi pääosin törmäyssirpaleiden täyttäminä kenttinä, mutta myös basaalttisina laavavirtoina. MESSENGER-luotaimen 2010-luvulla keräämä aineisto toi lisää tietoa ja vahvisti laajan tulivuoritoiminnan esiintymisen. Esimerkiksi Merkuriuksen pohjoisnavalla on tunnistettu erittäin laajalle levinneitä tasaisia alueita, joissa hyvin juokseva laava on peittänyt vanhaa, kraatteroitunutta maastoa yli kilometrin syvyyteen. Spektrianalyysit osoittavat, että näiden kerrostumien koostumus muistuttaa maan komatiitteja – erittäin kuumia ja viskositeetiltaan alhaisia ultramafisia kiviä, jotka virtasivat helposti.

Marsin tapauksessa laajaa basaaltista tulivuoritoimintaa on todettu etenkin Tharsis- ja Elysium-alueilla, joissa laavat peittävät Noachis-kauden megaregoliteja. Marsin pintarakenteissa näkyy selviä samankaltaisuuksia Kuun mare-alueiden kanssa, kuten ryppyrinteitä, jotka syntyvät jäähtyvän laavan aiheuttamasta pinnan deformoitumisesta. Marsin pinta-analyysit ovat kuitenkin paljastaneet merkittävästi monimuotoisemman kivikemiallisen koostumuksen kuin mitä aiemmin oletettiin. Marsista on löydetty myös kehittyneempiä emäksisiä kivilajeja, mikä viittaa joko metamorfoosiin vesiliuosten vaikutuksesta, korkeisiin osittaissulamisasteisiin tai magman fraktioitumiseen matalissa kammioissa.

Ganymedesin kirkkaat, kevyesti kraatteroituneet alueet koostuvat ilmeisesti kryovulkaanisesta aineksesta – joko nestemäisestä vedestä tai jäähileisestä lietteestä, joka on purkautunut laaksoihin ja altaisiin. Tällaisiin alueisiin liittyy myös kalderamaisia rakenteita, jotka saattavat olla syntyneet ennen myöhempää lohkoliikuntaa. Europa-planeetalla esiintyvät niin ikään matalan viskositeetin virrat, jotka muodostavat laajoja tasaisia alueita. Alueiden vähäinen kraatterimäärä

Miten planeettavulkanismi muokkaa taivasta?

Pele-vulkanismilla on merkittävä vaikutus planeettojen geometrian muotoutumiseen. Voimakkaat purkaukset voivat nostaa aineita jopa 300 km korkeuteen ja luoda laajoja sedimenttikerrostumia, joiden paksuus voi vaihdella 1 000:sta 15 000:een kilometriin. Tämä geologinen ilmiö on erityisen voimakas Jupiterin kuulla Io:lla, jossa tulivuoret purkautuvat suurella nopeudella – jopa 1 km sekunnissa. Tässä ympäristössä tulivuoren purkaukset tuottavat pääasiassa rikkiä (SO2), joka saattaa kondensoitua tulivuoren ympärille valkoisiksi renkaiksi, tai kulkeutua pitkälle ennen maahan laskeutumistaan.

Io:n pinnan jatkuva muokkaus vulkaanisella toiminnalla on hyvin nopeaa. Esimerkiksi Voyager-luotainten mittausten välillä, vain neljän kuukauden ajanjaksolla, havaittiin merkittäviä muutoksia. Tällainen nopea pinnanmuodostus on mahdollista, koska vaikuttavat voimat – kuten silikaattivulkanismi – pitävät pinnan rakenteen vahvana ja jatkuvasti muuttuvana. Täsmälleen samanlainen nopea pintauudistuminen on havaittu myös Galileo-luotaimen havainnoissa, joissa näkyi tulivuorien aktiivisuutta ja pinnanmuodostuksen muutoksia.

Aivan kuten maapallon Yellowstone-kalderassa esiintyvät suurikokoiset venusian domet, on myös Iolla havaittavissa laajoja kalderoja ja domes-tyyppisiä muodostelmia, jotka muistuttavat merensyvän tulivuoria. Näitä muodostelmia voi verrata esimerkiksi Hawaiin saarten seamounteihin, joissa on huomattavaa sulaa kiveä, joka nousee hitaasti merenpinnan alapuolelta.

Venus, toisaalta, on planeetta, jolla radiaalisten ja yksisuuntaisten stressien vaikutuksesta on kehkeytynyt useita erilaisia kalderoita ja laajoja kraattereita, jotka viittaavat magman vetäytymiseen ja murtumisketjuihin, jotka muistuttavat Marsin Tharsiksen alueen piirteitä. Venus tuo esiin myös laajoja geologisia rakenteita, jotka muistuttavat sitä, miten maan sisäiset virrat ja lämpöliikkeet voivat muokata planeetan pintaa.

Marsissa, erityisesti Tharsiksen alueella, kalderat ovat poikkeuksellisen selkeäpiirteisiä. Tämä voi johtua siitä, että magman poismuutto ja vapautuminen tapahtuvat matalassa syvyydessä, jolloin syntyy laajoja murtumia ja syviä kraattereita, jotka voivat olla merkittäviä geologisia maamerkkejä planeetan pinnalla. Marsin pinnanmuodostus on siis yhteydessä myös magman liikkeisiin ja murtumissarjoihin, joiden seurauksena syntyy monimutkaisia geologisia rakenteita.

Titanilla, Saturnuksen kuulla, tilanne on hieman toisenlainen. Titanin pinnan geologiset piirteet ovat saaneet tutkijat epäilemään vulkaanisen toiminnan olemassaoloa. Vaikka Titanin pinnalta on löydetty pyöreitä piirteitä, kuten Ganesa Macula, joiden alkuperäksi on aluksi ehdotettu tulivuoria, uuden tutkimuksen valossa tämä tulkinta on saattanut olla virheellinen. Titanin geologian tutkimus on haastavaa, sillä radarin vuorovaikutus jään kanssa ei ole täysin ymmärretty. Vaikka Titanin pinnalta löytyy todisteita mahdollisesta jäisestä vulkanismista, kuten Sotra Patera ja Hotei Fluctus, tämä alue tarvitsee vielä lisätutkimuksia.

Venuksen ja Titanin kaltaiset planeetat paljastavat, kuinka vulkaaninen toiminta voi vaihdella merkittävästi eri maailmoilla. Samalla ne avaavat mahdollisuuden tutkia syvällisemmin, kuinka sisäiset voimat, kuten lämpöliikkeet ja magman virtaaminen, vaikuttavat pinnanmuodostukseen. Titanin mahdollinen jäinen vulkanismi puolestaan tuo esiin mielenkiintoisen eron maapallon ja muiden planeettojen välillä: vaikka prosessit voivat olla samankaltaisia, pinnan koostumus ja lämpötilat voivat ratkaisevasti muuttaa niiden ilmenemismuotoja.

Kaiken kaikkiaan planeettavulkanismi on monimutkainen prosessi, jossa geologiset tekijät, kuten magman virtaus, kuoren liikkuvuus ja lämpötilavaihtelut, ovat keskeisessä roolissa. Planeettojen pinnanmuodostus ei ole ainoastaan tulivuoren purkauksista riippuvainen, vaan se on seurausta monien tekijöiden yhteisvaikutuksesta. Tästä syystä planeettojen geologiaa tutkivien on huomioitava sekä ulkoiset että sisäiset voimat, jotka voivat muokata ja muuttaa maailmojen pintaa pitkän aikavälin kuluessa.

Miten valita ja hoitaa monivuotisia kasveja puutarhassa
Miten hybridi-järjestelmät voivat parantaa veden suolanpoistoa ja energiatehokkuutta?
Miten virheiden estimaatio ja kalibrointi toteutetaan nykyohjatun DAC:n linearisoinnissa?