Je to jedna z teorií, na kterou se zaměří vědci mise Cassini při studiu mohutných dun na Titanu. Snímky povrchu Titanu s dunami byly pořízeny viditelným a infračerveným spektrometrem VIMS (Visual and Infrared Mapping Spectrometer) umístěném na palubě sondy Cassini Orbiter. Nová pozorování zvyšují pravděpodobnost, že většina písku vyrostla z uhlovodíkových částeček spadlých z oblohy. Ty se na povrchu spojují a teprve pak se stávají částicemi velikosti pískových zrn.
Duny na povrchu Titanu objevil Cassini RADAR v roce 2005. Větrem naváté duny z tmavého, organického materiálu vypadají jako obrovské nánosy mleté kávy. Od té doby vědci mise Cassini zjišťují, proč a jak se duny na Titanu podobají a liší od těch na Zemi, Marsu a Venuši. Na základě nových snímků vědci lépe rozumí fyzikálním procesů, které formovaly povrch planety.
Vědecký tým Cassini bude výsledky svých výzkumů publikovat v květnu 2008 v časopise Ikarus. Došli k závěru, že duny obsahují méně vodního ledu než zbytek Titanu. Tmavé hnědé písky jsou pravděpodobně vytvořeny ze stejného druhu organických sloučenin, které převládají ve smogové atmosféře Titanu. [Fotochemický smog vzniká při reakcích organických molekul se slunečním světlem.] Pokud jsou duny vytvořeny ze stejného tmavého materiálu uvnitř i na povrchu, pak je tam jednoduše příliš mnoho organického písku, který vznikl při erozi.
Nové objevy mohou pomoci vysvětlit, jak uhlovodíkové částečky velikosti sazí po dopadu na povrch, narůstají do velikosti pískových zrn. Stane se tak během procesu nazvaného „spékání“ („sintering“) - nepatrné tavení, které spojuje složky dohromady. Možná, že právě při tomto procesu vznikají na povrchu Titanu částice té správné velikosti pískových zrn - mezi 0,18 až 0,25 mm, ne větší - dokonalé pro přenášení větrem a navátí do dun.
Jason W. Barnes (Ames Research Center, Moffett Field, Kalifornie), vědecký pracovník mise Cassini, odpovídá na některé otázky o nedávných studiích dun na Titanu:
Otázka: Jaké jsou erozivní procesy, které by mohly produkovat písek na Titanu - zahrnují podobné procesy tvorby písku jaké známe na Zemi - řečiště tekoucích řek se silnou erozí písků?
Odpověď:
Na Titanu jsou koryta, v nichž teče kapalný metan. Proto počáteční idea byla, že říční eroze skrz ledovou kůrku by „drtila“ skalní podloží na zrna velikosti písku, které by pak tvořila duny. Avšak naše data z Titanu ukazují, že písek není tvořený z ledu, jak tento scénář předpokládá, ale s největší pravděpodobností organickými zrny. I když eroze tekoucích „řek“ může hrát roli při tvorbě písku na Titanu, proces je evidentně komplikovanější než jsme předvídali a říční eroze netvoří celý „písečný“ příběh Titanu. Aby tímto mechanizmem vzniklo tak obrovské množství písku, které se na Titanu nachází, muselo by být erozivní tvoření písku zcela běžné. Písek totiž pokrývá celý rovníkový region měsíce!
Otázka: Podle jedné z teorií by duny mohly tvořit smogové částečky, které padají na povrch a dlouhé věky se hromadí, aby utvořily duny?
Odpověď: V podstatě, ano. Problém je ale v tom, že částice v atmosféře jsou desítky miliónkrát menší, než mají být písková zrna. Proto v této hypotéze „vzhůru nohama“, smogové částice narůstají do větších zrn až na povrchu Titanu během procesu nazvaného „spékání“ (sintering). [Částice jsou dostatečně zahřáté, aby se „slepily“ a vytvářely částice velikosti pískových zrn.] Proces je extrémně pomalý, ale na Titanu existuje vhodná situace dost dlouho, aby to nastalo!
Otázka: Nazýváte to „pískem“, ale nakolik je stejný a nakolik se liší od písku, který jsme zvyklí vídat na Zemi v dunách a na plážích?
Odpověď: Definice pro geologa - písek je jakákoliv množina částic s typickým průměrem mezi 0,0625 až 2 mm. I když většinu písku zde na Zemi tvoří křemičitany, existují také bělostné duny ze sádrovce White Sands (Nové Mexiko). Ještě větší rozmanitost najdeme u písku na plážích. Kromě běžnějších pláží z křemičitanového písku, jsou např. pláže na Havaji z černého písku (tmavý sopečný čedič), existují i pláže z růžového písku (korály) nebo dokonce pláže ze zeleného písku (olivín - minerál, který se obvykle vyskytuje v plášti Země).
Na základě našich pozorování to vypadá, že písek na Titanu je pravděpodobně tvořený organickými molekulami. Duna trochu připomíná obrovskou horou mleté kávy, která je vysoká 100 m.
Otázka:
Rozestup dun na Titanu je v průměru asi 2,1 km. Je to podobné jako u dun na Zemi?
Odpověď: Když vezmeme v úvahu neobvyklou gravitaci, chemické prostředí, teplotu a atmosférické rozdíly, je rozestup dun na Titanu překvapivě podobné těm na Zemi v Namibijské poušti v jihozápadní Africe. Geologickým mechanismům, které „ovládají“ rozestupy dun, ještě dobře nerozumíme, takže si nejsme jisti, zda podobný rozestup je náhoda nebo jestli se díváme fyziku podloží, která ovládá tvorbu dun.
Otázka: Popište vliv větrné korouhve na duny.
Odpověď: Duny na Titanu jsou známé jako „podélné“ („longitudinal“) duny, protože jejich písečné hřbety jsou orientované paralelně s převládajícím směrem větru. Je to stejné jako u velkých „moří“ písku na Zemi: Sahara, Namibie a Austrálie. Avšak je to odlišné od téměř všech dun na naší západní polokouli, kde duny mají své hřbety kolmé ke směru, kterým vítr fouká.
Jsme přesvědčeni, že rozumíme větrnému režimu, který tvoří podélné duny. Proto si myslíme, že nám to umožní z orientace hřbetů dun odvodit směr větrů na povrchu Titanu. Toto je ve skutečnosti velmi důležité měření - doposud jediné měření povrchových větrů přinesl Huygens z místa přistání. Současné modely globální cirkulace, nepochybně s nízkým rozlišením, ukazují směr přízemních větrů opačný než duny. Takže mapování orientace dun nám umožní měřit chování větrů na povrchu Titanu, ale raději z vesmíru než z tisíců malých přistávacích modulů (landers).
Otázka: Také oznamujete, že viditelný a infračervený spektrometr viděl regiony mezi dunami („interdune“). Jaký má význam pozorovat povrch nakukováním skrz „koryta“ dun?
Odpověď: To, že na Titanu vidíme půdu mezi dunami, nám dovolí, zjisti více o terénu, na němž jsou duny. Povrch Titanu je docela nerovnoměrný a duny se nacházejí pouze v rovníkové oblasti. Zatím nevíme proč. Porovnávání terénů, na kterých se duny tvoří a na kterých ne, směřuje k definování mechanismu pro tvorbu a vývoj dun ve větším měřítku.
Otázka: Poskytnou nám budoucí pozorování Cassini více informací o složení podloží dun?
Odpověď: Nyní když víme, na co se díváme, můžeme porovnávat minulá i budoucí pozorování z viditelného a infračerveného spektrometru a radaru na palubě Cassini. Doufáme, že nám to pomůže definovat, kterým druhům terénu dávají duny přednost, proč a co tato upřednostnění znamenají pro globální geologii Titanu.
Zdroj: NASA JPL California Institute of Technology
Tropická jezera na Titanu
Autor: Tomáš Petrásek (16.06.2012)
Uhlovodíková moře na Titanu
Autor: Miroslava Hromadová (18.02.2008)
Metanová jezera na Titanu
Autor: Miroslava Hromadová (26.07.2006)
Diskuze:
