Titánské počasí

Již od června roku 2004 provádí průzkum Saturnova světa prstenů a měsíců observatoř Cassini, která se tehdy dostala na oběžnou dráhu kolem planety. Od té doby se díky přesným a nadlouho dopředu naplánovaným průletovým manévrům, využívajícím přitažlivost jak samotného Saturnu, tak jeho měsíců, již mnohokrát dostala k mnoha měsícům na velmi malé vzdálenosti a provedla zde podrobná snímkování povrchu včetně mnoha dalších měření. Saturnův měsíc Titan se do 19. dubna 2011 již stal klíčovým elementem dráhy sondy celkem 80×. Titan byl zvolen pro gravitační korekce dráhy, protože je mezi saturnovými měsíci největší a nejhmotnější. Podobně byly ale využity už i jiné velké měsíce, například Enceladus nebo Dione a další. Řídící tým sondy při průletech v různě volených vzdálenostech od velkého měsíce využívá jeho gravitace v dalším nasměrování sondy na dráze v Saturnově světě. Mnohé z těchto průletů byly velmi těsné a podařilo se při nich pořídit detailní snímky povrchu těles, kolem kterých sonda Cassini prolétala. Měsíc Titan má velmi hustou atmosféru, přes kterou viditelné světlo nepronikne. Snímkování zde proto probíhá v infračervené oblasti spektra a pomocí radaru. Jelikož již bylo průletů za dobu mise velké množství, je možné ze získaných pozorování vytvořit docela slušný obraz o počasí na tomto druhém největším měsíci sluneční soustavy (ještě do průletu Voyageru 1, dokud nebylo známo nic moc o jeho vysoké a husté atmosféře, byl Titan považován za největší měsíc slunečního systému). Atmosféra Titanu nabízí podobnost tohoto světa se Zemí před několika miliardami let, v dobách, než do ní začaly dávné protoorganismy pumpovat kyslík. Saturnův svět je sice od Slunce přibližně desetkrát tak daleko než Země a rok zde trvá téměř třicetinásobek roku pozemského, snaha o nalézání vzájemných podobností však stále sytí planetární výzkum.

Atmosféra Titanu v průhledu proti slunečnímu svitu. Snímek byl pořízen jako kombinace šesti snímků přes barevné filtry širokoúhlou kamerou ze vzdálenosti 145 000 km dne 12. října 2009. Zřetelné jsou mlžné závoje horních atmosférických vrstev. Zdroj: NASA.

Titanova atmosféra je tvořena z devatenácti dvacetin dusíkem, pouze jedna dvacetina její hmotnosti je tvořena metanem a dále nepatrnými příměsemi jiných uhlíkatých sloučenin. Jelikož Titan je mnohem menší a lehčí než Země, nedokáže svou atmosféru tak těsně přimknout přitažlivostí k povrchu. Hranice jeho, pro viditelné světlo neproniknutelného, plynného obalu díky tomu dosahuje až do výšek kolem 600 km nad kamenitý a zmrzlý povrch. V horních vrstvách atmosféry ve výškách mezi 200 až 250 km byly zjištěny procesy, při nichž se, za přispění slunečního UV záření a vysokoenergetických částic urychlených saturnovým magnetickým polem, slučují metan a dusík na kombinace nejrůznějších organických sloučenin. Rozhraní mlžného oparu viditelné jako ostrá hranice na horním snímku je pak někde ve výškách kolem 300 km. Vrstva plynu pod 200 km je pro viditelné světlo neproniknutelná a tyto oblasti jsou proto snímkovány buď v infračervené oblasti nebo radarem.

V říjnu 2004 byl při těsném přiblížení k Titanu pořízen tento záznam, který byl tehdy vykládán jako snímek ledového vulkánu. Sopka byla nazvána Tortula Facula. Atmosféře je na snímku přiřazena červená barva, povrch je zobrazen v modré a zelené. Snímkování proběhlo na vlně 2,3 mikronů, detail ve výřezu je při maximálním rozlišení podrobný 2 km na pixel. Snímek byl pořízen 26. října 2004 ze vzdálenosti 1 200 km. Rozlišení celkového barevného obrazu je 25 km na pixel. Zdroj: NASA.

Na povrchu Titanu byly postupně nacházeny roztodivné útvary. Šlo zejména o krátery, vyvýšeniny, brázdy a rýhy, ale také o duny a řečiště. Na Zemi přicházely snímky dlouhých písečných nebo ledových návějů, které se táhnou v rovníkových oblastech desítky i stovky kilometrů. Z radarového mapování pod neproniknutelnou atmosférou ale stále nebylo jasné, a není to jasně rozhodnuto ani dosud, jaké hlavní mechanizmy utvářejí povrch Saturnova největšího měsíce. Sopky soptící ledovou tříšť či mrazivý plyn pod metanovým deštěm, to by mohla být docela lákavá scenérie povrchu, kde je obvyklá teplota kolem −180 °C.

Ledový kryovulkán Sotra Facula v digitální 3D rekonstrukci radarových měření. Povrchové útvary na Titanu se v názvoslovné nomenkaltuře označují „facula “, což znamená jasné, světlé místo na povrchu a „ macula“, kteréžto označení přísluší místu tmavšímu než okolní terén. Na obrázku jsou dva vrcholy čnící cca 1 km nad okolní terén a prohlubeň zející jícnem do hloubi 1,5 km. Vše v okolní krajině nasvědčuje známým modelům kryovulkanizmu a planetární geologové prozatím nabízejí oblast Sotra Facula jako typický příklad kryovulkanické činnosti. Zdroj: NASA.

Kryovulkanická aktivita byla přiřčena také těmto dvěma oblastem snímaným radarem 22. února 2008 (oblast 1) a 30. dubna 2006 (oblast 2). Tuto interpretaci podporovalo vzdušné proudění zaznamenané v obou oblastech. Zdroj: NASA.

Není však vše takové, jak se může napoprvé zdát. Oblast Tortula Facula s domnělým kryovulkánem byla 12. května 2008 snímkována radarem podruhé a tentokrát s rozlišením 300 m na pixel. Objevily se zde zřetelné naváté duny a bylo po kryovulkanizmu. Srovnání obou snímků bylo publikováno 7. dubna 2011. Zdroj: NASA.

Jednou z možností, jak odhadovat příčiny a původ povrchových útvarů na různých tělesech, je pokusit se porovnat podobně vypadající struktury. Na povrchu Titanu byly nalezeny krátery, které by mohly být jak impaktové, tak vulkanické. Byly zde nalezeny písečné duny a řečiště. Podobné útvary je možné nalézat také na jiných tělesech planetárního systému. Impaktové krátery jsou známy na mnoha jiných měsících, ale také na Zemi nebo na Marsu, o kterých víme, že mají navíc ještě také atmosféru. Atmosféra způsobuje erozi a navíc, pokud je nasycena něčím, co může kondenzovat a po malých kouscích padat z nebe, probíhá eroze povrchu intenzivněji. Písečné duny bez vlivu povětrnosti nevzniknou a  řečištěm také musí něco protékat.

Porovnání podobně velkých kráterů na Titanu v oblasti Xanadu a na Jupiterově měsíci Calisto. Kupodivu na obou dvou snímcích jeví povrchové útvary známky eroze atmosférickými vlivy. Na Titanu jde zjevně o vliv atmosféry, kterou přímo vidíme a která způsobuje i návěje v podobě písečných či ledových dun. Na Calisto jsou evidentní známky eroze přičítány výronům a sublimaci podpovrchového ledu. Zdroj: NASA.

Počítačová simulace povrchu pokrytého krátery erodovaného vlivem povětrnosti. Počítačové simulace tohoto druhu mohou kombinovat různé druhy vlastností geologických, co se týče erodovaného povrchu, s rozličnými modely působení atmosféry. Při dostatečné znalosti vstupních parametrů místní geologie, kterou je možné odhadovat z impaktů, lze přesněji odhadnout, zda předpokládané působení povětrnosti známé atmosféry vytvoří obdobné útvary, jaké na povrchu skutečně pozorujeme. Zdroj: EVSC.

Snímky rovníkové oblasti pořízené v době bouře v rozmezí několika týdnů zachycují přechod oblačnosti nad povrchem měsíce. Nejjasnější skvrny znázorňují metanovou oblačnost v troposféře. Oblaky prosvítá povrch v různých odstínech šedi. Obrázky ukazují zřetelné změny v oblasti ohraničené modrou linií, která se nachází na jižním okraji dunového pole nazvaného Belet. Oblast Belet je tmavá, protože je geologicky odlišná od okolní krajiny. Titanovy rovníkové oblasti bývají nejčastěji suché. Tato část Titanova povrchu je sledována již roky, byly pořízeny i mnohé další snímky, na kterých je vidět, jak zde povrch obvykle vypadá. Na této sérii je ale patrné, a nejvýraznější to je uvnitř modře ohraničené oblasti, ztmavnutí povrchu po přechodu metanové oblačnosti. Ztmavnutí je přičítáno metanovému dešti, který zmáčel povrch a ten díky tomu ztmavl, podobně jako na Zemi, když prší voda.

Snímek A byl pořízen 22. 10. 2007 a ukazuje, jak vypadá oblast před bouří, snímek B je z 27. 9. 2010, snímek C byl získán 14. 10. 2010. Mokrý terén je patrný ještě zhruba měsíc po bouři na snímku D, který je z 29. 10. 2010. A nakonec byl zařazen snímek E pořízený 15. 1. 2011, na kterém je krajina opět vysušená a světlejší. Na tomto posledním snímku E je s předchozím srovnatelně tmavá jen mizivá část modře vyznačené oblasti. Zdroj: NASA.

Porovnání oblačnosti v rovníkové oblasti Titanu. Pravý snímek byl pořízen 18. 10. 2010. Většina levého snímku včetně šípovité bouřkové oblačnosti byla pořízena 27. 9. 2010, jižní polární oblast, která na něm ale chyběla, byla použita k výslednému obrazu ze snímku 9. 7. 2010. Snímky spadají časově do období zhruba jednoho pozemského roku od Saturnovy rovnodennosti. Je možné, že podobné bouře provázejí změnu ročních období na Titanu pokaždé, když dochází ke změnám orientace systému vůči Slunci. Zdroj: NASA.

Prozatím není příliš jasné, jaké jsou hlavní mechanizmy utvářející Titanův povrch. V současnosti se ale stále více prosazují známky vlivu počasí na tomto obrovském světě s mrazivou metanodusíkatou atmosférou. Představy o povrchových změnách díky kryovulkanizmu, které mohou probíhat rychleji než vlivy počasí, se prozatím příliš nepotvrdily. Spíše vše nasvědčuje drastickým přesunům vzdušných mas, které s sebou unášejí cokoliv, co na povrchu nedrží dostatečně pevně. A navíc je možné, že co neodnese vítr, odplaví metanové řeky. Určitě se ještě ve výzkumu Titanu máme na co těšit a mnohá další překvapení nás neminou.

Zdroje:

1. NASA: Cassini – Mission News – New Theory: Titan Shaped By Weather, Not Ice Volcanoes; Apr 2011
2. NASA JPL News and Features: Titan's Volcanoes Give Nasa Spacecraft Chilly Reception; Dec 15 2008
3. NASA RST: Cassini Encounters with Saturn's Moons
4. Jan Pacák: Titan, největší měsíc Saturnu; AB 32/2007
5. US Geological Survey: Mapa Titanu včetně pojmenování povrchových útvarů dle IAU