Dvě tváře písečných dun na povrchu Titanu

Nová analýza radarových dat ze sondy Cassini vedla k objevu regionálních rozdílů v charakteru písečných dun na Titanu. Tento objev přináší nové poznatky o klimatické a geologické historii. Pole písečných dun jsou na Titanu běžná. Pokrývají asi 13% povrchu Titanu. To je 10 miliónů kilometrů čtverečních, přibližně jako rozloha Kanady. Protože se nacházejí na různých místech povrchu tohoto měsíce, vypovídají mnoho o prostředí na něm.

Ačkoli tvarem jsou písečné duny na Titanu podobné pozemským rovným dunám známým z pouští Namibie nebo Arabského poloostrova, co do rozměrů jsou v porovnání s pozemskými přímo gigantické. Jejich průměrná šířka činí jeden až dva kilometry, výška okolo 100 m a táhnou se stovky kilometrů daleko. Jejich velikost a odstup se však mění v závislosti na prostředí, ve kterém vznikly a vyvíjely se. Další rozdíl oproti dunám na Zemi je ten, že nejsou ze sikikátových hornin, ale z pevných uhlovodíků, které se vysrážely z atmosféry. Pevné uhlovodíky vytvořily po vysrážení zrna o rozměrech řádu milimetrů – zatím neznámým procesem.

S použitím radarových dat ze sondy Cassini zjistila Alice Le Gall z LATMOS-UVSQ v Paříži a v NASA-JPL v Kalifornii a její spolupracovníci, že rozměry dun na Titanu jsou řízeny nejméně dvěma faktory: „nadmořskou“ výškou a titanografickou šířkou.

Hlavní dunová pole na Titanu se nacházejí v nízko položených oblastech. Duny ve vyšších polohách mají tendenci být užší a ve větší vzdálenosti od sebe. Mezery mezi nimi se na radaru jeví světlejší, což by znamenalo, že vrstva písku je zde tenká. To naznačuje, že ve vyšších polohách je relativně málo písku na tvorbu dun, zatímco v nižších polohách je ho k dispozici více. V závislosti na titanografické šířce jsou duny omezeny na oblast kolem rovníku mezi 30° severní a 30° jižní šířky. Avšak také v severních šířkách jsou duny užší a s většími mezerami. Doktorka Le Gall a její kolegové se domnívají, že je to způsobeno eliptickou dráhou Saturnu.

Titan obíhá kolem Saturnu, a tak jsou roční období na Titanu řízena oběhem Saturnu kolem Slunce. Protože Saturn potřebuje k jednomu oběhu kolem Slunce 30 let, každá roční doba na Titanu trvá 7,5 roku. Lehce eliptická dráha Saturnu způsobuje, že na severní polokouli Titanu je kratší, ale teplejší léto.

Ve výsledku jsou v jižních oblastech písky sušší, díky menšímu množství methanových a ethanových par v půdě. Čím jsou písečná zrna sušší, tím snadněji je větry přenášejí a vyvářejí z nich duny. Čím dále jdete na sever, tím více přibývá půdních částic, které činí zrnka písku méně pohyblivými. V důsledku toho se duny vytvářejí méně snadno. Na severní polokouli je také více jeyer kapalného methanu a ethanu, což podporuje domněnku, že i písek je na severní polokouli vlhčí.

Podle Nicolase Altobelliho, vedoucího projektu Cassini-Huygens, je pochopení principu tvorby dun důležité k pochopení toho, jak funguje klima na Titanu, a jakým procesům podléhal jeho geologický vývoj. Duny z písku tvořeného zmrzlými uhlovodíky nám také mohou pomoci pochopit koloběh methanu a ethanu. Ten je sice podobný koloběhu vody v pozemské přírodě, ale na rozdíl od něj není dosud objasněný.