Písečné duny neexistují jen na naší planetě. Astronomové je pozorovali také na Marsu a Venuši. Nyní do tohoto seznamu patří i Titan, největší Saturnův měsíc. A nedávné snímky největšího Saturnova měsíce ukázaly překvapující podobnost s některými pouštěmi na Zemi.
Snímky pořízené koncem října sondou Cassini při průletu kolem Titanu ukázaly, že písečné duny v oblasti Titanova rovníku jsou velmi podobné těm na Sahaře.Nové radarové snímky jeho povrchu odhalují 100 kilometrů dlouhé tmavé pruhy, které se podobají řadě vysokých dun, viděných v jihozápadní Africe a Saudské Arábii. "Je to fantastické," řekl planetární vědec Ralf Lorenz z Arizonské university (University of Arizona"s Lunar and Planetary Laboratory, Tucson). "Tyto snímky ze Saturnova měsíce jsou stejné jako radarové snímky Namibie nebo Arábie."
Co ale přesně tvoří "písek" na Titanu, není zcela jisté. Písečné duny mohou mnoho napovědět o místním klimatu a geologii, protože vyžadují erozí rozdrolené skály na písek a dále pak vítr, který nafouká písek do hromad. Ještě nedávno si planetární vědci mysleli, že Titanu chybí obě tyto složky. Na Zemi je vítr důsledkem nerovnoměrného ohřívání povrchu planety Sluncem. Vědci dlouho předpokládali, že Titan je příliš daleko od Slunce, aby mohl mít Sluncem „poháněné“ větry, dostatečně silné, aby způsobily písečné duny.
Když evropská sonda Huygens sestoupila v lednu 2005 až na povrch Titanu, její přístroje objevily větry, které pravděpodobně nevznikly díky slunečnímu světlu jako na Zemi, ale silnou gravitační silou sousedního Saturnu. Saturnova gravitace vytváří přílivové efekty v Titánově husté atmosféře. Tyto slapové síly (téměř 400krát větší než Měsícem způsobené pozemské) dokáží na Titanu vyzvednout duny až do výšky 100 m.
Kamery sondy Huygens také krátce zahlédly kanály v povrchovém ledu, pravděpodobně kapalného metanu, právě tak, jako když pozemské skály jsou erodované vodou. Povrch Titanu je velmi chladný, s teplotou mínus 180 stupňů Celsia. Vědci jsou rovněž přesvědčeni, že z husté Titanovy atmosféry může občas pršet metanový déšť.
Existence dun na Titanu byla potvrzena i při pozdějších nízkých přeletech sondy Cassini nad povrchem. Byly zaznamenány dlouhé rýhy směřující od východu k západu (směr větru se změnil pouze v blízkosti hor) a vypadá to jako moře podélných dun. Podle Lorenze jsou tyto písečné vlny vysoké asi 100 až 150 m, vzdálené od sebe 1 až 2 km a stovky km dlouhé. Podobné duny můžeme nalézt v namibijské poušti Namib. Duny na Titanu mohly vytvořit větry vanoucí přibližně východním směrem. Podle Lorenze je jejich rychlost (2 km/h) sice nižší než na Zemi, ale dostatečná, aby mohla pohybovat pískem na Titanu.
„Jestliže se díváte na duny, vidíte přílivové větry, které by mohly navát písek i několikrát kolem měsíce a uspořádat ho do dun na rovníku," řekl Lorenz. "Je možné, že přílivové větry nesou tmavé usazeniny z vyšších šířek směrem k rovníku a formují Titanův tmavý pás."
Vědci vypočítali, že typická zrna písku na Titanu jsou přibližně 3krát větší než ta na Zemi. Navíc nemohou být tvořena křemenem (oxidem křemičitým), protože žádná taková hornina na povrchu Titanu nebyla objevena. Lorenz s kolegy nabízí 2 kandidáty: led nebo organickou látku v tuhém stavu jako jsou složité uhlovodíky. Tekoucí metan by mohl mít na led erozní účinky a mohl by vytvářet malá zrnka. Pak by ale metan musel vyschnout, aby vítr mohl písek přenášet. Eventuelně by uhlovodíky mohly nepřetržitě vypadávat z Titanovy husté atmosféry, ale v tomto případě nevíme, jak by se tento organický materiál spojoval do zrn. Možná by mohl vzniknout při fotochemických reakcích v Titanovově atmosféře.
Podle fyzika Bruna Andreottiho (University of Paris 7) duny na Titanu poskytují jedinečný test modelům, které simulují vznik dun zde na Zemi. Průměr zrn a atmosférické podmínky jsou totiž přibližně stejné na celé Zemi, proto „pozorování dun na dalších planetách poskytuje představu o jejich vzniku za různých podmínek,“ říká Andreotti.
Zdroj:
https://sciencenow.sciencemag.org/cgi/content/full/2006/504/2
https://www.space.com/scienceastronomy/060504_sands_titan.html