Titan (měsíc)

Šablona:Infobox - měsíc Titan (Saturn VI) je největší z 62 dosud objevených měsíců planety Saturn. Je jediným měsícem naší soustavy, u něhož byla objevena silná atmosféra a kromě Země je jediným objektem ve vesmíru, u něhož byla určitě ověřena přítomnost stálých kapalných struktur na jeho povrchu.

Často bývá popisován coby planetám podobný měsíc. Titan je o 50% větší a 80% hmotnější než zemský Měsíc, po Ganymedu druhý největší měsíc v celé planetární soustavě. Titan je o něco větší než nejmenší planeta sluneční soustavy Merkur, dosahuje však jen 40 % Merkurovy hmotnosti. Objevil jej holandský fyzik a astronom Christiaan Huygens v roce 1655, byl to první objevený měsíc Saturnu a šestá objevená oběžnice planety vůbec, hned po Měsíci a čtyřech Galileových měsících Jupiteru. Titan je v pořadí od Saturnu šestý nejbližší měsíc, který je zároveň eliposoidního tvaru. Planetu obíhá ve vzdálenosti 20 poloměrů Saturnu (cca 1 200 000 km) a z jeho povrchu by mateřská planeta byla na noční obloze 11,4krát větší než Měsíc při pohledu ze Země, zabírala by úhel 5,09 stupně. Pojmenován byl po Titánech, dětech Urana – boha nebes a Gaie – bohyně Země (Saturn byl nejmladším z Titánů).

Titan se převážně skládá z kamenného materiálu a vodního ledu. Před dobytím vesmíru se o povrchu Titanu vědělo velmi málo, podobně jako u Venuše kvůli husté neprůhledné atmosféře. Podrobnější informace získala až sonda Cassini-Huygens, která k planetě Saturn dorazila na konci roku 2004 za účelem studie jeho atmosféry a satelitů, ta mimojiné objevila v oblasti Titanových pólů jezera kapalných uhlovodíků. Povrch měsíce je geologicky mladý a hladký, nalezeno bylo jen několik impaktních kráterů, pohoří a kryovulkánů.

Hlavní složkou atmosféry Titanu je dusík, minoritními složkami jsou methan a ethan, které v atmosféře vytváří oblačnost, a další organické sloučeniny, z nichž se v atmosféře vytváří dusíkem obohacený organický smog. Podnebí, jež zahrnuje i větrnost a dešťové srážky, vytváří na povrchu měsíce útvary podobné pozemským – duny, řeky, jezera, moře (z kapalného metanu) a delty, a vykazuje sezónní změny podobně jako na Zemi. Methan se na Titanu nachází ve formě podpovrchových i povrchových kapalných fází, odkud se vypařuje do dusíkové atmosféry a opět ve formě srážek dopadá na povrch – tento metanový cyklus se velmi podobá koloběhu vody na Zemi, probíhá za výrazně nižších teplot okolo 94 K (-179,2 °C).

Historie objevu

Objevitel Titanu Christiaan Huygens

Měsíc Titan byl objeven 25. března 1655 nizozemským astronomem a fyzikem Christiaanem Huygensem. Huygens se inspiroval Galileovými objevy čtyř největších Jupiterových měsíců a inovacemi v oblasti technologie teleskopů, kterými své měsíce roku 1610 objevil. Společně s bratrem Constantinem Huygensem ml. začali okolo roku 1650 stavět vlastní teleskopy a s jedním z nich následně poprvé pozorovali planetu Saturn a objevili měsíc Titan, teprve šestou oběžnici planety ve sluneční soustavě vůbec.

Huygens objevené těleso nazval Luna Saturni (nebo Saturni Luna, což znamená latinsky Saturnův měsíc a svůj objev publikoval ještě roku 1655 ve spisu De Saturni Luna Observatio Nova (Nová pozorování Saturnova měsíce). Poté, co Giovanni Domenico Cassini publikoval své objevy čtyř dalších Saturnových měsíců mezi lety 1673 a 1686, začaly být astronomy tyto Cassinovy měsíce a Titan označovány číselně Saturn I až V (Titan nesl tehdy označení IV). Jiným přídomkem pro Titan bylo označení „Obyčejný satelit Saturnu.“ Po objevech dalších měsíců roku 1789 bylo Titanovi oficiálně přiděleno stálé označení Saturn VI, aby se vyřešily nejasnosti ve značení, kdy byl měsíc označován čísly II, IV i VI najednou. Přesto byly po této domluvě nalezeny další bližší měsíce.

Jméno Titan měsíci udělil John Herschel, anglický astronom a syn Williama Herschela, objevitele měsíců Mimas a Enceladus, ve své publikaci Results of Astronomical Observations Made during the Years 1834, 5, 6, 7, 8, at the Cape of Good Hope (česky: Výsledky astronomických pozorování proběhlých v letech 1834, 5, 6, 7, 8 na mysu Dobré naděje) z roku 1847. V této práci navrhnul názvy všech sedmi tehdy známých měsíců Saturnu, které pojmenoval po mýtických Titánech, bratrech a sestrách Krona, což je řecký ekvivalent boha Saturna. Ti byli potomky bohyně země Gaia a bohyně nebes Úrana a vládli na Zemi během zlatého věku.

Oběžná dráha a rotace

Oběžná dráha Titanu (vyznačena červeně) společně s drahami dalších oběžnic. Vnější měsíce jsou po řadě (zvnějšku dovnitř) Iapetus a Hyperion, vnitřní jsou Rhea, Dione, Tethys, Enceladus a Mimas

Titan oběhne planetu Saturn jednou za 15 dní a 22 hodin. Podobně jako Měsíc a ostatní satelity velkých planet obíhá ve vázané rotaci, jeho rotační perioda je shodná s dobou oběhu, a tak je k Saturnu přikloněn stále stejnou stranou. Díky tomu se na Titanu nachází místo, odkud lze Saturn stále pozorovat přímo v zenitu. Zeměpisné délky sloužící pro popis lokace na tělese jsou počítány západně od poledníku, který prochází tímto místem. Excentricita oběžné dráhy je 0,0288 a rovina oběhu je skloněna od roviny Saturnova rovníku o 0,348 stupně. Při pohledu ze Země se Titan nachází od Saturnu ve vzdálenosti až 20 jeho poloměrů (přes 1 200 000 km) a na obloze se zobrazuje jako kotouček o průměru 0,8 úhlových sekund.

Malý nepravidelný měsíc Hyperion se nachází s Titanem v dráhové rezonanci 3:4. „Pomalý a hladký“ vznik a vývoj této rezonanční struktury, kdy by Hyperion migroval z chaotické oběžné dráhy, je považován podle modelů za nepravděpodobný. Hyperion se spíše zformoval na stabilní oběžné dráze, zatímco velký Titan přitahoval nebo naopak vystřeloval tělesa, která se k němu přiblížila.

Vnitřní stavba

Porovnání velikosti Země, zemského Měsíce a Titanu

Vnitřní stavba Titanu

Titan měří v průměru 5 151 km, což je 1,06 krát rozměr planety Merkur, 1,48 krát rozměr Měsíce a 0,40 krát rozměr Země. Do roku 1980 byl Titan považován za největší měsíc sluneční soustavy, větší než současně největší Ganymed, který měří 5 626 km v průměru. Tato chyba byla způsobena velmi hustou atmosférou, která dosahuje výšky mnoha kilometrů, kvůli níž se při pozorování ze Země jevil Titan větší. Na pravou míru to uvedla Voyager 1, když v daném roce kolem Titanu prolétla.

Rozměry a hmotnost Titanu jsou srovnatelné s Jupiterovými měsíci Ganymed a Callisto, ačkoliv je tedy Titan o něco větší než Merkur, díky objemové hustotě 1,88 g/cm3 je výrazně méně hmotný, dosahuje pouze 40 % hmotnosti Merkuru. Ze získané hodnoty obj. hustoty se usuzuje, že se Titan skládá napůl z vodního ledu a napůl z kamenného materiálu. Přestože toto složení celkem odpovídá měsícům Dione a Enceladus, je hustota Titanu o něco vyšší díky gravitační kompresi. Poměr hmotností Titanu a Saturnu 1/4226 je největší ve smyslu hmotnost satelitu/hmotnost planety mezi plynnými obry, relativní rozměr Titanu vůči Saturnu je 1/22 609. Tento poměr je druhý nejvyšší mezi plynnými obry, větší mají jen měsíc Triton vůči planetě Neptun (1/18 092).

Vnitřek Titanu pravděpodobně tvoří několik vrstev, kamenné jádro o velikosti až 3 400 km obklopené několika vrstvami různých forem ledu. Teplota uvnitř tělesa může být natolik vysoká, aby umožnila vznik podpovrchového oceánu vody a amoniaku, který je uvězněn mezi kůrou tvořenou běžným šesterečným ledem (led I_h) a vnitřními vrstvami exotických vysokotlakých forem ledu. Právě přítomnost amoniaku umožní, aby voda zůstala kapalná i za velmi nízkých teplot 176 K (-97 °C), voda tvoří s amoniakem eutektickou směs. Důkazy o vrstvovité stavbě tělesa přinesla sonda Cassini, která pozorovala v atmosféře Titanu extrémně nízkofrekvenční radiové vlny. Předpokládá se, že povrch měsíce odráží tyto vlny jen velmi slabě, a odezvy jsou vytvářeny odrazem od hranice podpovrchového oceánu a ledové krusty. Mezi říjnem 2005 a květnem 2007 sonda Cassini pozorovala pomalé systematické posunování některých povrchových útvarů, a to až o 30 km, z čehož vyplývá, že je povrchová kůra nějak oddělena od jádra, což rovněž podporuje existenci podpovrchové kapalné vrstvy. Další důkazy o oddělení ledové krusty od pevného jádra kapalným oceánem poskytla měření změn gravitačního pole v průběhu oběhu Titanu kolem Saturnu. Srovnání výsledků měření gravitačního pole a radarové topografie naznačilo, že ledová vrstva na povrchu je velmi pevná.

Vznik měsíce

Předpokládá se, že měsíce Jupitera i Saturnu byly vytvořeny společnou akreací z akreačního disku, který se nacházel okolo mladých plynných obrů a sestával ze zbytkového materiálu, tedy podobným procesem, jakým vznikla samotná Sluneční soustava. Zatímco kolem Jupitera obíhají 4 velké satelity s velmi pravidelnými oběžnými drahami, podobnými planetárním, Titan mezi Saturnovými měsíci dominuje a obíhá po velmi excentrické dráze. Tuto skutečnost není možné vysvětlit pouze teorii koakreace. Uznávaný model je, že v době vzniku měl Saturn kolem sebe skupinu velkých satelitů podobných Jupiterovým, ale ty byly porušeny velkými impakty, které vytvořily velký Titan. Z trosek, jež vznikly při těchto srážkách se následně vytvořily středně velké měsíce jako Iapetus a Rhea. Tento model divokého počátku vysvětluje i excentricitu Titanovy dráhy.

Analýza atmosférického dusíku, která proběhla v roce 2014, naznačuje, že tento dusík nepochází z materiálu akreačního disku, nýbrž je podobný materiálu, jež se nachází v Oortově oblaku.

Atmosféra

Podrobnější informace naleznete v článku Atmosféra Titanu.

Atmosféra Titanu v pravých barvách

Titan je jediný měsíc ve sluneční soustavě, jenž má takto hustou atmosféru. Jeho atmosféra je mimo pozemské také jediná v soustavě, jejíž hlavní složkou je dusík. Pozorování sondou Cassini z roku 2004 naznačují, že Titan podobně jako planeta Venuše patří mezi tzv. „super rotátory,“ jejichž atmosféra rotuje významně rychleji než povrch planety. Pozorování, která provedly sondy Voyager ukázaly, že atmosféra Titanu je hustší než zemská a tlak na povrchu dosahuje 1,45 atm. Celkově je 1,19 krát masivnější než zemská; v poměru k ploše povrchu dokonce 7,3 krát. Neprůhledné vrstvy mlhy zamezují prostupu většiny slunečního světla a zakrývají tak při pohledu z vesmíru povrchové útvary. Díky nižší gravitaci Titanu dosahuje atmosféra do mnohem větší výšky nad povrch než je tomu u Země. Atmosféra je neprůhledná pro značnou část vlnových délek, a proto není možné z orbity získat kompletní spektrum odrazivosti povrchu. Z těchto důvodů nebyly až do roku 2004 k dispozici žádné snímky povrchu tělesa, první pořídila až sonda Cassini-Huygens.

Kyanovodíkový oblačný vír na jižním pólu Titanu

Stratosféra titanu obsahuje převážně plynný dusík, jehož zastoupení je 98,4 %. Zbylých 1,6 % připadá na ostatní plyny, z nichž mají největší zastoupení methan (1,4 %) a vodík (0,1 – 0,2 %). V atmosféře se nachází také stopová množství dalších uhlovodíků, například butadiinu, propynu, ethynu, ethanu, propanu, a dalších plynů – kyanoacetylenu, kyanovodíku, oxidu uhličitého, oxidu uhelnatého, dikyanu, argonu a helia. Předpokládá se, že uhlovodíky vznikají ve vyšších vrstvách Titanovy atmosféry, kde se vlivem ultrafialového záření ze Slunce štěpí methan, a vytvářejí širokou vrstvu oranžového smogu. Titan tráví 95 % času v magnetosféře Saturnu, která ho chrání před dopadajícím slunečním větrem.

Stopová množství isokyanovodíku (vlevo) a kyanoacetylenu (vpravo)

Sluneční energie by měla být schopna veškerý methan v atmosféře přeměnit na složitější uhlovodíky během geologicky krátké doby 50 milionů let (oproti stáří soustavy). Jeho stálá přítomnost v atmosféře napovídá, že se na povrchu Titanu, nebo i pod ním, musejí nacházet zásobárny methanu, ze kterých se methan do atmosféry doplňuje. Prapůvodní zásoby methanu se mohly nacházet pod povrchem měsíce, odkud se do atmosféry dostaly během erupcí kryovulkánů.

Dne 3. dubna 2013 oznámili vědci z NASA, že dle jejich studií simulací Titanovy atmosféry mohou být objeveny v atmosféře i komplexní organické sloučeniny. Dne 6. června 2013 ohlásili vědci z Andaluského astronomického insitutu (IAA-CSIC), že ve vrchních vrstvách atmosféry detkovali polycyklické aromatické uhlovodíky.

30. září 2013 se podařilo sondě Cassini pomocí kombinovaného infračerveného spektrometru (CIRS) detekovat v atmosféře propen. Bylo to úplně poprvé, co byl tento uhlovodík objeven na jiném tělese než na Zemi a byla to zároveň první sloučenina, kterou CIRS kdy nalezl. Již od pozorování, která provedla sonda Voyager 1 při průletu roku 1980, zde byla teorie, že oranžovohnědou mlhu na Titanu tvoří právě uhlovodíky, které vznikají rekombinací radikálů vzniklých fotolýzou slunečními paprsky; sonda Cassini tuto teorii potvrdila.

24. října 2014 byly v polárních oblastech Titanu pozorována perleťová oblaka methanu.

Perleťová oblačnost z methanu na Titanu (vlevo) ve srovnání s obdobnými mraky na Zemi, kde se skládají z vody a vodního ledu

Podnebí

Teplota na povrchu Titanu dosahuje okolo 94 K (-179,2 °C), při této nízké teplotě má vodní led extrémně nízkou tenzi par a do atmosféry se tak uvolňuje jen velmi omezené množství vodní páry. Titan přijímá pouze 1 % z množství slunečního svitu, jež dopadá na Zemi, a z toho je 90 % absorbováno silnou atmosférou; na povrch Titanu dopadá jen asi 0,1 % světla oproti Zemi.

Atmosférický methan vytváří skleníkový efekt, bez něhož by byla na povrchu mnohem nižší teplota. Naproti tomu opar vytváří antiskleníkový efekt, který odráží sluneční paprsky zpět do vesmíru, čímž účinky skleníkového efektu snižuje, teplota na povrchu je proto výrazně nižší než ve vyšších vrstvách atmosféry.

Mraky na Titanu jsou tvořeny methanem, ethanem a dalšími jednoduchými organickými sloučeninami, jsou rozptýlené a různorodé a narušují jinak celistvý opar. Podle nálezů sondy Huygens to vypadá, že z atmosféry na povrch pravidelně prší kapalný methan a další organické látky.

Oblačnost většinou zakrývá okolo 1 % povrchu měsíce, ačkoliv byly pozorovány i extrémní situace, kdy mraky pokryly okolo 8 %. Podle jedné hypotézy se jižní mraky vytvářejí během letního období, když zvýšený příjem slunečních paprsků zapříčiní vznik stoupavých proudů v atmosféře, jejichž následkem je konvekce. Toto vysvětlení však komplikuje fakt, že tvorba mraků ethanu byla pozorována nejen po jižním letním slunovratu, nýbrž i v období uprostřed jara. Zvýšená methanová vlhkost v oblasti jižního pólu zřejmě přispívá k výraznému zvětšení oblaků v tomto místě. Na jižní polokouli Titanu bylo léto až do roku 2010, kdy se Saturn na své oběžné dráze přesunul tak, že začalo svítit Slunce na severní část měsíce. Předpokládá se, že při změně klimatu oblaka na jižním pólu začnou kondenzovat.

Povrch

Povrch Titanu byl popsán jako „komplexní, tekutinami erodovaný a geologicky mladý.“ Přestože se Titan ve sluneční soustavě nachází již od jejího vzniku, stáří povrchu se odhaduje na rozmezí mezi 100 miliony až miliardou let. Povrch planety mohl být měněn geologickými procesy. Atmosféra Titanu je dvakrát tak silná než zemská, kvůli čemuž je velmi obtížné získat pomocí astronomických nástrojů mapu povrchu ve viditelném spektru. Sonda Cassini byla schopna za pomoci infračervených nástrojů, radarového výškoměru a radaru se syntetickou aperturou (SAR) nafotit mapy částí povrchu, když zrovna prolétala v blízkosti měsíce. První obrázky ukázaly rozličnou geologii, jak s nerovnými, tak velmi hladkými plochami. Nalezeny byly útvary, jenž mohou být vulkanického původu, kdy se na povrch valila voda s amoniakem. Byly objeveny i důkazy, že ledová vrstva na povrchu je značně pevná, což nasvědčuje velmi nízké geologické aktivitě v poslední době.

Objeveny byly i pruhovité útvary, někdy i stovky kilometrů dlouhé, které byly zřejmě vytvořeny větrnou erozí. Mimo zdrsnělých útvarů vytvořených erozí je povrch Titanu hladký; impaktní krátery byly povětšinou zaplněny kapalnými uhlovodíky ze srážek či vulkanickou činností. Radarový výškoměr naznačil, že je povrch Titanu spíše rovinatý, obvyklé výkyvy ve výšce povrchu nepřesahují 150 metrů. Přesto byly výjimečně pozorovány výkyvy nad 500 metrů a na Titanu se nacházejí i pohoří, tyto hory mívají vrcholy ve výškách od stovek metrů až nad jeden kilometr nad okolní krajinu.

Povrch Titanu se vyznačuje širokými oblastmi světlého a tmavého terénu. Mezi světlé oblasti patří Xanadu, velká odrazivá oblast na rovníku o velikosti Austrálie. Poprvé byla identifikována na infračervených snímcích z Hubbleova vesmírného teleskopu, jež byly pořízeny roku 1994, později byla opět o'pozorována sondou Cassini. V této členité oblasti se nacházejí kopce, které jsou odděleny údolími a propastmi. Xanadu křižují tmavé čarovité topografické útvary – hřebeny a trhliny. Ty mohou být důsledkem tektonické aktivity, což by znamenalo, že oblast Xanadu je geologicky mladá. Podle jiného vysvětlení mohly tyto tmavé oblasti vzniknout působením proudu kapaliny, která rozdrásala starý povrch.

Na povrchu Titanu byly nalezeny také tmavé plochy podobné velikosti rozmístěné na různých místech. Pozorovány byly sondou Cassini; bylo potvrzeno, že Ligeia Mare, druhá největší tmavá oblast tohoto typu, je moře čistého kapalného methanu.

Jezera a moře

možná jezera kapalných uhlovodíků

První náznaky, že se na Titanu nacházejí uhlovodíková moře, přinesla již data, která pořídily sondy Voyager 1 a 2. Podle těchto dat byla určena přibližně správná teplota a složení atmosféry, přímé důkazy však chyběly. Ty poskytly až data z Hubbleova teleskopu a dalších pozorování v roce 1995, z nichž přítomnost vyplývala přítomnost kapalného methanu na měsíci, ať již v malých oddělených nádržích nebo ve velkých oceánech.

Sonda Cassini tuto hypotézu při své misi potvrdila. Když v roce 2004 zařízení doletělo k Saturnu, očekávalo se, že zachytí sluneční paprsky odražené od uhlovodíkových jezer a oceánů, nicméně zpočátku žádné takovéto přímé odrazy pozorovány nebyly. V blízkosti Titanova jižního pólu byl objeven záhadný tmavý útvar, jenž byl nazván Ontario Lacus; později se potvrdilo, že jde o jezero. Radarovým mapováním byly nalezeny i možné pobřežní linie v okolí pólu. Během průletu sondy Cassini 22. července 2016, kdy byla radarem zmapována severní polokoule (ta se v té době ocitala v zimním období), bylo objeveno několik rozlehlých hladkých, a proto na radaru tmavých skvrn, které vytvářejí v oblasti blízké severnímu pólu kropenatý vzor. Na základě pozorování v lednu 2007 vědci oznámili, že byly získány „nezvratné důkazy o jezerech naplněných kapalným methanem na na Saturnově měsíci Titanu.“ Tým okolo mise Cassini-Huygens dospěl k závěru, že vyobrazené plochy jsou téměř určitě dlouhohledaná uhulovodíková jezera, první stabilní kapalné útvary nalezené mimo planetu Zemi. Některá tato jezera leží v proláklinách a vypadá to, že byla z okolí napájena methanovými řekami. Tyto pozůstatky po erozi kapalinou se jevily vytvořeny v nedávné minulosti; rozsah eroze v těchto kanálech byl překvapivě velice malý, což nasvědčuje, že je eroze na Titanu velice pomalá, anebo byla starší říční koryta odstraněna jiným přírodním jevem. Pozorování, která sonda Cassini provedla, ukázala, že jezera zabírají jen několik procent povrchu měsíce a Titan je o mnoho sušší než Země. Většina jezer je koncentrována do oblassti měsíčních pólů, kde je relativně nižší příjem slunečních paprsků, a proto menší výpar, ale byla objevena i moře nacházející se v pouštních oblastech u rovníku, včetně jednoho v blízkosti místa přistání moduli Huygens v regionu Shangri-La o velikosti poloviny Velkého Solného jezera. Pouštní jezera jsou pravděpodobně obdobou oáz a jsou napájena z podzemních zásobáren methanu.

V červnu roku 2008 potvrdil visuální a infračervený spektrometr na palubě Cassini bezpochybný výskyt kapalného ethanu v oblasti Ontario Lacus. V prosinci 2008 proletěla sonda Cassini přímo nad jezerem a spatřila přímý odraz paprsků na radaru. Síla signálu odražených paprsků saturovala přijímač, což ukázalo, že se hladina nevlnila o více jak 3 milimetry. Buď v té době bylo na povrchu měsíce u jezera bezvětří, nebo je kapalina v jezerech značně viskózní.

Přímé odrazy jsou důkazem pro hladký, zrcadlící se materiál a potvrdily tak domněnku rozlehlých kapalných ploch, která předtím vycházela jen z radarových pozorování. V oblastech severního pólu tato měření proběhla poté, co se po patnácti letech tato oblast zalila slunečními paprsky. Jedním z prvních takto potvrzených jezer bylo Jingpo Lacus, které bylo objeveno 8. července 2009.

První radarová měření hloubky v červenci 2009 a lednu 2010 ukázala, že Ontario Lacus je velmi mělké, průměrná hloubka byla od 0,4 do 3 metrů a největší od 3 do 7 metrů. Naproti tomu jezero Ligeia Mare na severním pólu mělo dle prvních měření hloubku přes osm metrů, maximální rozpoznatelnou hloubku tehdejšími technickými a analytickými prostředky. Pozdější vědecká analýza, jejíž závěry byly zveřejněny roku 2014, zmapovala podrobně hloubky tří methanových jezer na Titanu a ukázala, že přesahují hloubku 200 metrů. Ligeia Mare vykazovalo nejčastěji hodnoty od 20 do 40 metrů, ovšem některé jeho části nezachytily žádné radarové odrazy, a tedy že je Ligeia hlubší než 200 metrů. Ačkoliv je Ligeia jen druhé největší methanové jezero na Titanu, obsahuje množství methanu, které by stačilo na zaplnění tří Michiganských jezer.

Během přeletu 26. září 2012 objevila sonda Cassini na severním pólu přírodní útvar, o němž se předpokládalo, že je přes 400 km dlouhou řekou, která ústí do Ligeia Mare. Útvar byl porovnán s mnohem větším Nilem na Zemi. 9. srpna 2016 byl v periodiku Geophysical Research Letters publikován článek „Liquid-filled Canyons on Titan“ (kapalinou zaplněné kaňony Titanu), který popisoval síť kanálů Vid Flumina, jež byly pozorovány sondou Cassini v květnu 2013. Tyto kanály byly identifikovány jako říční síť vedoucí do jezera Ligeia. Z analýzy dat z radarového výškoměru vyplynulo, že se tyto řeky nacházejí v hlubokých sevřených kaňonech se svahy skloněnými až do 40° hluboké 240 – 570 m. Silné přímé odrazy naznačily, že jsou tyto kaňony plné kapaliny. Hladina kapaliny v těchto kaňonech je ve stejné výšce jako hladina jezera. To odpovídá představě zapuštěných říčních údolí. Odrazy od hladiny byly pozorovány i ve vyšších výškách nad hladinou Liegia Mare. Tyto jsou zřejmě toky nižšího řádu, které napájí primární řeku, což odpovídá představě rozsáhlejšího úmoří. Hloubka eroze těchto útvarů naznačuje, že jsou na povrchu Titanu tisíce let; předpokládá se, že vznikly obdobně jako Grand Canyon při zdvihu zemské kůry nebo při poklesu mořské hladiny, nebo kombinací obou jevů.

Impaktní krátery

Data z mapování, měření SAR a radarem pořízená sondou Cassini odhalila několik kráterů na povrchu Titanu. V porovnání se stářím měsíce jsou tyto impakty mladé. Největší z nalezených kráterů je 440 km široký Menrva s dvojčetnou prohlubní. Další menší krátery jsou Sinlap, jenž je široký v průměru 60 km a rovinatý, a 30 km široký kráter Ksa se středovou vyvýšeninou. Radarová měření a fotografie pořízené sondou Cassini objevily útvary, jenž by mohly být impaktními krátery, ale chybí zde specifické útvary pro jistou identifikaci. Mezi ně patří například 90 km široký prstenec zvrásněného materiálu nazvaný Guabonito, o něm se usuzuje, že jde o kruhovitý impaktní kráter, do jehož vnitřní části kruhu byl větrem nafoukán sediment tmavé barvy. Podobné útvary byly pozorovány i v tmavých regionech Shangri-La a Aaru. Kruhovité útvary, jež by mohly být impakty, byly spatřeny i v oblasti Xanadu při průletu sondy 30. dubna 2006.

Na velká části kráterů a útvarů, jež by jimi mohly být, jsou důkazy o rozsáhlé erozia všechny tyto útvary byly od vzniku modifikovány. Většina velkých kráterů má porušený nebo neúplný okolní lem, přestože některé z těchto lemů jsou nejsilnější v celé sluneční soustavě. Narozdíl od jiných ledových měsíců v soustavě, nebyla an Titanu zaznamenána tvorba pamplisestů, starých kráterů, jejichž reliéf byl vlivem viskoelastické relaxace zahlazen a zůstal po nich jen světlý ledový kruh. Krátery na Titanu většinou postrádají centrální kopec a vnitřní plocha je rovná, zřejmě působením kryovulkanické lávy, která se tu vylila buď během nárazu, nebo při pozdějších erupcích. Geologické změny jsou jen jedním důvodem, proč nejsou na povrchu k vidění větší množství kráterů, svoji roli hraje i hustá atmosféra, předpokládá se, že snižuje množství kráterů o jeden až dva řády.

Omezené množství radarových map s vysokým rozlišením bylo získáno během roku 2007 a jeho výsledky naznačily nerovnoměrnost v rozložení kráterů, oblast Xanadu obsahuje 2 až 9 krát víc impaktních kráterů než ostatní povrch; rozdílné je i zastoupení na přivrácené a odvrácené straně měsíce, polokoule obrácená k Saturnu má o 30 % více kráterů, nejnižší hustota je v oblastech rovníkových dun a pólů, kde jsou nejobvyklejší jezera.

Modely dopadových draha úhlů, které byly vytvořeny před zkoumaním sondou Cassini, ukazovaly na možnost, že se v místě dopadu mohla vyvrhnout tekutá voda, která by zde mohla vydržet i po několik staletí, dostatečně dlouhou dobu na to, aby se zde „syntetizovaly jednoduché prekurzorové molekuly, které jsou základem života.“

Kryovulkanismus a pohoří

Po dlouhou dobu vědci uvažovali, že podmínky na povrchu Titanu odpovídají podmínkám na Zemi těsně po jejím vzniku, pouze za výrazně nižších teplot. Detekce argonu-40 v atmosféře roku 2004 indikovala, že zde byly spokami vytvořeny výstupy kryolávy složené z vody s příměsí amoniaku. Četnost methanových jezer na povrchu není podle pořízených map dostatečná, aby se mohlo v atmosféře vyskytovat současné množství plynného methanu, z čehož vyplývá, že jeho podstatná část musí být doplněna vulkanickou činností.

Přesto bylo dosud objeveno jen malé množství útvarů, o nichž by se dalo s jistotou prohlásit, že jde o sopky. Jedním z útvarů, o němž se předpokládalo, že by mohl být kryovulkánem, byl Ganesa Macula, který připomínal nezvyklé vulkanické útvary na planetě Venuši, tzv. sopečné dómy. Tato domněnka však byla vyvrácena na pravidelném sjezdu American Geophysical Union v prosinci 2008, kde bylo bylo předneseno zjištění, že tento útvar totiž není žádným dómema tuto představu způsobila pouze náhodná kombinace světlých a tmavých míst v daném místě. V roce 2004 sonda Cassini objevila nezvykle světlé místo na povrchu, které bylo pojmenováno Tortola Facula a bylo také identifikováno jako kryovulkanický dóm. K roku 2010 nebyly detekovány žádné další útvary tohoto typu. V prosinci 2008 astronomové oznámili nález dvou velmi světlých skvrn v atmosféře Titanu, šlo o pouze přechodný jev, který trval příliš dlouho, aby byl způsoben běžnými výkyvy počasí – možným vysvětlení byl původ ve vulkanické činnosti.

V březnu roku 2009 byly spatřeny fluktuace v jasu oblasti zvané Hotei Arcusa byly objeveny struktury podobající se lávovým proudům. Ačkoliv byla poskytnuta různá vysvětlení pro tento jev, při předpokladu, že jde o lávové proudy, bylo zjištěno, že stoupají až dvě stě metrů nad povrch, což je v souladu s představou, že tam byly vyvrženy zpod povrchu během erupce.

Sonda Cassini v roce 2006 na povrchu Titanu objevila pohoří, jež se táhne v délce 150 km, je široké 30 km a 1,5 km vysoké. Nachází se na jižní polokouli a je tvořeno zřejmě ledovými útvary, které jsou pokryty methanovým sněhem. Materiál, z něhož byl masiv vytvořen, se na povrch mohl dostat mezerou vzniklou při pohybu tektonických desek, jejichž pohyb mohl být ovlivněn dopadem meteoritu do blízkého místa. Před těmito objevy vědci předpokládali, že byl ráz krajiny utvářen především nárazy vnějších těles, objevy sondy Cassini ale nasvědčují, že bylo pohoří vytvořeno geologickými procesy. V prosinci roku 2010 idetnitifikovali vědci horu, jež dostala název Sotra Patera. Nachází se ve společnosti nejméně dvou dalších hor, které jsou vysoké od 1000 do 1500 m a jejich vrchol tvoří kráter. Jejich úpatí se jeví být tvořeno zmrzlou lávou.

Nejvyšší pohoří Titanu se nacházejí v oblasti rovníku, jde o tzv. pásmové hřbety. Má se za to, že podobně jako Himaláje či Alpy byly vyvrásněny při kolizi nebo podsouvání tektonických desek. Dalším možným mechanismem je vytvoření hřbetu slapovými silami Saturnu. Viskozita ledového pláště Titanu je nižší a horské podloží méně pevné než zemské kamenné, proto nemohou hory dosahovat takových výšek. V roce 2016 tým projektu Cassini oznámil objev nejvyšší doposud známé hory na Titanu, jejíž vrchol ční 3 337 m vysoko a nalézá se v pohoří Mithrim Montes.

Pokud je hypotéza o vulkanické činnosti na Titanu správná, předpokládá se, že je podobně jako na Zemi napájen energií z rozpadu radioaktivních prvků uvnitř pláště. Zemské magma je tvořeno roztavenými horninami, které mají nižší hustotu než pevná kůra nad nimi, naproti tomu kapalná voda (i v eutektické směsi s amoniakem) je hustší než vodní led, tudíž pro spuštění kryovulkanických procesů by byla potřeba další energie, například ze slapových sil blízkého Saturnu.

V roce 2008 přednesl Jeffrey Moore, planetární geolog z Ames Research Center (Amesova výzkumného centra), vlastní teorii o geologii Titanu. V té době nebyly na povrchu s určitostí identifikovány žádné útvary sopečného původu, a tak Moore prohlásil Titan za geologicky mrtvý svět. Podle jeho hypotézy byl ráz povrchu utvářen jen větrnou a kapalinovou erozí, přesunem hmoty a vnějšími vlivy. Methan se do ovzduší nedostává vulkanickou činností, nýbrž pomalu difunduje z povrchu do atmosféry. Ganesa Macula může podle něj být starý impaktní kráter s tmavou dunou uprostřed; horské masivy vznikly degradací lemů (i vícečetných) impaktních kráterů nebo kontrakcí tělesa při ochlazování vnitřku. Krátery v oblasti Xanadu připodobnil k útvarům nalezeným na měsíci Callisto, kde jsou méně porušené; obecně podle Moorea by mohl Callisto sloužit jako model pro popis geologie Titanu, až na přítomnost atmosféry, měsíc proto někdy nazýval Callisto s počasím.

Mezinárodní astronomická unie přidělila nejvyšším horám a pohořím oficiální názvy. Ty jsou pojmenovány dle dohody po fiktivních horách a pohořích, respektive postavách (u pohoří) z příběhů J. R. R. Tolkiena o Středozemi.

Tmavý terén

Nahoře jsou písečné duny na Zemi, dole jsou duny na Titanu

Na prvních snímcích pořízených pozemskými teleskopy ze začátku 3. tisíciletí byly zobrazeny rozlehlé tmavé oblasti okolo rovníku. Před příletem sondy Cassini byly považovány za uhlovodíková moře. Radarové snímky sondy Cassini ukázaly, že jde o rozlehlé planiny s mohutnými dunami, které jsou až 100 metrů vysoké, kilometr široké a desítky až stovky kilometrů dlouhé. Tyto duny jsou vždy tvarované po směru větru, na Titanu se mísí východozápadní větry s proměnými slapovými větry, které vznikají interakcemi atmosféry se slapovými silami Saturnu. Tento typ větru je 400 krát silnější než ty vyvolané Měsícem na Zemi a mají tendenci směrovat pohyb vzduchu směrem k rovníku. Duny tvořené zrnky materiálu unášenými větrem jsou orientovány západovýchodně a tvoří se, dokud nenarazí na hory, o které by se vítr rozbil.

Předpokládalo se, že tyto duny vznikají při větrech proměnné síly, které vanou převážně v jednom nebo střídavě ve dvou směrech. Následná pozorování ukázala, že jsou duny směřovány směrem na východ, přestože podle klimatických simulací na Titanu převládají východní větry. Ty ovšem nedosahují rychlostí přes 1 m/s a nejsou dostatečné silné, aby přenášely velká množství materiálu. Podle posledních počítačových simulací duny vznikají během vzácných západních bouřkových větrů, které vanou každých 15 let v období měsíční rovnodennosti rychlostí do 10 metrů za sekundu.

Titanovský písek není složením vůbec podobný pozemskému, netvoří ho silikátová zrníčka, nýbrž spíše vodní led z podloží, z kterého písečná hmota vzniká zřejmě erozí během bleskových záplav kapalného methanu. Další možností je, že písek tvoří pevné organické látky, jež vznikly fotochemickou reakcí v atmosféře. Tuto teorii potvrdily i studie složení písečných dun provedené v květnu 2008, jejichž závěrem bylo výrazně nižší zastoupení vody než jinde na Titanu; písek v dunách je tedy nejspíše tvořen sazemi organických polymerů, které se shlukly po dopadu na zem. Hustota písku na Titanu je odhadnuta na třetinu hustoty písku terestrického.

Pozorování a průzkum

Měsíc Titan nelze na noční obloze spatřit pouhým okem, ale již při pozorování Saturnu menším teleskopem či větším dalekohledem je snadno rozeznatelný. Amatérské pozorování stěžuje blízkost kotoučku měsíce k přesvětlenému disku planety Saturn a jeho prstenců. Prohlížení lze vylepšit přidáním clony nebo světelného filtru, který odstíní světlo odražené od Saturnu. Maximální zdánlivá hvězdná velikost Titanu je +8,2^m, střední hodnota při postavení v opozici je +8,4 mag; v ostatních obdobích se může hodnota snížit až k 9,0^m. Podobně velký měsíc Ganymed má oproti tomu hvězdnou velikost 4,6 mag.

Před obdobím dobývání vesmíru byly možnosti zkoumání Titanu jen velmi omezené. Roku 1907 španělský astronom Josep Comas i Solà pozoroval okrajové ztemnění, první důkaz, že těleso obklopuje atmosféra; Gerard Kuiper v roce 1944 použil spektroskopickou techniku k identifikaci methanu.

První sondou vyslanou k Saturnu byl Pioneer 11, který k soustavě dorazil v roce 1979. Podle jeho odhalení byl Titan příliš chladný, než aby na něm mohl existovat život. Pioneer pořídil několik snímků Titanu, včetně fotografie zachycující měsíc s planetou Saturn. Obrázky pořízené dvěma Voyagery byly mnohem vyšší kvality.

V letech 1980 a 1981 byl Titan zkoumán sondami Voyager 1, respektive Voyager 2. Trajektorie letu sondy Voyager 1 byla navržena tak, aby kolem měsíce těsně prolétla; během průletu sonda získala hodnoty hustoty, složení a teploty atmosféry a velmi přesně změřit hmotnost tělesa. Opar v atmosféře zabránil sondě zmapovat terén, přesto v roce 2004 byly po digitalizaci na fotografiích, pořízených sondou Voyager 1 přes vestavěný oranžový filtr, viditelné světlé a tmavé oblasti, v té době již známé pod názvy Xanadu a Shangri-La. Ty byly prvně zpozorovány Hubbleovým vesmírným teleskopem při snímání v infračerveném spektru. Voyager 2, který měl být záložně přesměrován na dráhu těsného průletu kolem měsíce, nakonec kolem Titanu neproletěl a pokračoval dál k planetám Uran a Neptun

Mise Cassini-Huygens

Podrobnější informace naleznete v článcích Sonda Cassini a Huygens (sonda).

I přes data získaná sondami Voyager zůstal Titan předmětem záhad – velký měsíc zakrytý atmosférou, která znemožňuje detailní zmapování. Tajemství, která Titan obklopovala již od 17. století, kdy byl poprvé objeven Christiaanem Huygensem a Giovannim Cassinim, odhalila až sonda, která po nich byla na počest pojmenována.

Společná mise Evropské vesmírné agentury (ESA) a NASA Cassini-Huygens byla velmi úspěšná. Sonda dorazila k Saturnu 1. července 2004 a začala radarem mapovat povrch měsíce. Dne 26. října 2004 prolétla pouhých 1 200 kilometrů nad povrchem a pořídila snímky Titanu s rozlišením vyšším než kdy předtím. Zachytila tmavé a světlé oblasti terénu, jež by lidskému oku zůstaly skryty. 22. července 2006 podnikla první cílený velmi blízký průlet ve výšce 950 km nad povrchem; nejbližší průlet vůbec podnikla 21. července 2010, kdy prolétla ve výšce 880 km.

Přistání modulu Huygens

Povrch měsíce ze sondy Huygens

V pátek 14. ledna 2005 na povrchu Titanu hladce přistála sonda Huygens. Mateřská sonda Cassini ji nesla k Saturnu 7 let. Měsíc Titan se tak stal nejvzdálenějším objektem, na němž přistála lidmi vytvořená sonda, operace probíhala téměř 10 astronomických jednotek od Země. Sonda po přistání zjistila, že většina útvarů na povrchu byla někdy formována tekutinami.

Přistávací modul Huygens dosedl pod nejvýchodnější cíp světlé oblasti, která byla pojmenována Adiri. Během přistání vyfotografovala bílé kopce, po jejichž úbočí se dolů na temnou planinu svažovaly tmavé čárové útvary (jako „řeky“).

Přesto, že se jednalo primárně o atmosférickou sondu, pracovala ještě déle než hodinu po přistání na povrchu měsíce a předávala přes svou mateřskou sondu Zemi informace a data. Zjistila, že zmíněné kopce jsou převážně z vodního ledu. Hned po přistání vyfotila snímek tmavé planiny Shangri-La, pokryté malými kameny a oblázky ledu.

V březnu roku 2007 se vědci NASA, ESA a COSPAR dohodli a pojmenovali místo přistání sondy po zemřelémprezidentovi ESA Hubertu Curienovi.

Odkazy

Související články

• Atmosféra Titanu
• Saturnovy měsíce

Externí odkazy

• Obrázky, zvuky či videa k tématu Titan na Wikimedia Commons
• (anglicky) ESA: Cassini-Huygens mission
• (anglicky) NASA: Cassini-Huygens mission

Portály: Planetární vědy