I kdybychom s přimhouřenýma očima brali povrch Titanu jako model rané Země, vnitřní část měsíce už na Zemi nemá obdoby. Pod povrchem plným uhlovodíků a ledových částeček leží vnější ledová slupka, pod níž se nachází kapalný oceán. Na jeho dně se pravděpodobně nachází vrstva vysokotlakého ledu, který kapalnou složku odděluje od zřejmě především horninového jádra. Jak silné jsou jednotlivé vrstvy? Nakolik diferencované je jádro? Jak dochází k přenosu tepla a výměně látek od jádra až po povrch? Na tyto i jiné otázky vědci usilovně hledají odpovědi.
10. listopadu na semináři Katedry geofyziky MFF UK přednášel Giuseppe Mitri, který se zabývá mimo jiné strukturou a vývojem Titanu – a právě na toto téma se ve své přednášce soustředil. Italský geofyzik původně studoval v Římě, během doktorského studia se přesunul do amerického Tucsonu v Arizoně do týmu profesora Showmana, a posléze se vrátil do Evropy do francouzského Nantes, kde na tamní univerzitě pracuje především na modelech ledových těles naší soustavy. Účastní se analýzy dat ze sond Cassini a Dawn a je členem týmu chystané sondy JUICE. Pracuje také spolu s dalšími vědci na návrhu středně velké mise k Saturnovým měsícům Titanu a Enceladu.
Prakticky vše, co víme o Titanu, pochází od mise Cassini-Huygens. Zejména díky radarovým snímkům zhruba známe topografii jeho povrchu, do určité míry i jeho výškové uspořádání. Níže položené jsou polární oblasti, kde se na severu nacházejí uhlovodíková jezera, naopak výše se zvedají rovníkové oblasti. Tam se nacházejí i východo-západně orientované hřebeny, jejichž původ je – ostatně jako u mnoha jiných útvarů na Titanu – zatím nejasný. K jedné možné interpretaci se však brzy dostaneme…
Podívejme se teď pod povrch. Když řekneme, že vnější ledová slupka má tloušťku okolo 50 km, zřejmě nebudeme daleko od pravdy. Na základě různých oblastí naměřených dat různé modely uvádějí jak tenčí, tak až 100 km silnou ledovou krustu. Jde o průměrné odhadované hodnoty – skutečná tloušťka se může v rámci celého měsíce lišit. Naměřené gravitační anomálie inverzně korelující s topografií naznačují, že to tak zřejmě bude a v rovníkových oblastech je led silnější, zatímco v polárních slabší (což by odpovídalo vyššímu slapovému ohřevu, podobné rozložení patrně má i ledová kůra Europy). Takové rozdíly v tloušťce ledu nasvědčují velmi rigidní ledové vrstvě bez probíhající konvekce.
Pod ní se nachází kapalný oceán, o němž však zatím mnoho nevíme. Vzhledem k nízkým teplotám bude voda zřejmě obsahovat vysoký podíl amoniaku, hojného ve vzdálenějších oblastech naší soustavy. Může také obsahovat velkou koncentraci solí. Na velmi hustý, slaný oceán – o hustotě až 1,2 g/cm3, což zhruba odpovídá Mrtvému moři – silně poukazují slapová a gravitační data. A konečně na jeho dně zřejmě najdeme vrstvu vysokotlakého ledu, pod nímž leží jádro, pravděpodobně tvořené zejména hydratovanými minerály.
Složení atmosféry a povrchu nám napovídá, že na Titanu probíhá či ještě poměrně nedávno probíhal transport látek z jádra na povrch. Jak se ale odehrává, když přinejmenším svrchní ledová slupka je zřejmě rigidní, bez proudění – stačilo by pronikání v možných hotspotech? (Konvekce ve vysokotlakém ledu by hodně záležela na jeho tloušťce a obohacení solemi, jež neznáme, soustřeďme se tedy zatím na vnější ledovou krustu.)
Mitri s kolegy vytvořili model přenosu tepla v ledové krustě v průběhu času. Zpočátku, kdy byla produkce tepla v nitru měsíce vyšší, uvažují relativně tenkou krustu, která přenáší teplo vedením. S ochlazováním měsíce vrstva ledu sílí, až se dostane do stavu, kdy už nedokáže efektivně vést teplo – nato dojde ke spuštění konvekce. Sílící led také vyvíjí na povrch tlak rozpínáním. Posléze, když množství tepla z jádra ještě poklesne, konvekce opět ustane. Při nízké efektivitě vedení tepla se může ledová slupka opět o něco ztenčit, což povede ke kontrakci povrchu. A právě dříve zmíněné rovníkové hřebeny takovému vývoji odpovídají, zřejmě se jedná o důsledky smršťování. Jejich umístění i směřování odpovídají rozdílům v síle ledové krusty.
Podle Mitriho mohl Titan v minulosti prodělat několik cyklů spuštění a opětovného zastavení konvekce. To by zprostředkovaně ovlivnilo vývoj atmosféry i geologických útvarů. Jde o fascinující obrázek proměnlivosti tělesa, které – ač neskutečně zajímavé v mnoha ohledech – planetolog Jeff Moore před pár lety poněkud zlomyslně označil za „Callisto s počasím“. Jupiterův „nudný“ měsíc Callisto patrně není diferencovaný a podle množství kráterů se zdá vnitřně neaktivní prakticky od doby svého zformování. Moore tím narážel na pravděpodobný exogenní a nikoli endogenní původ většiny geologických útvarů Titanu. Pokud Mitriho model platí, jde o výrazně aktivnější těleso.
Zajímavým problémem je stav horninového jádra Titanu. Analýzy gravitačního pole provedené v letech 2010 a 2012 ukazovaly, že míra diferenciace (nahromadění hustších materiálů v nitru a méně hustých poblíž povrchu) Titanu je poměrně nízká – což by znamenalo, že jádro tělesa je tvořené směsí ledu a hornin, nebo je tvořené hydratovanými silikátovými minerály s nízkou hustotou. Obojí by vyžadovalo velmi nízkou teplotu horninového tělesa Titanu, a tedy i minimum geologické činnosti. Gravitační anomálie, způsobené například nestejnou silou ledové krusty, by ale mohly signál z nitra Titanu snadno zkreslit. Také rotační dynamika Titanu ukazuje spíše na diferencovanější těleso. Prozatím tedy nelze jednoznačně rozhodnout, zda se Titan podobá neúplně diferencované a geologicky mrtvé Callisto, nebo spíše Ganymedu, který je plně diferencovaný a teplota jeho silikátového jádra je natolik vysoká, že se uvnitř něj utvořilo roztavené železné jádro.
Otázek k zodpovězení je však stále bezpočet. Jsou gravitační data dostatečně spolehlivá? Pokud Titan prochází střídavými obdobími konvekce a vedení tepla, jak přesně to v průběhu času ovlivnilo jeho povrch a atmosféru? Pakliže se během některé z rychlejších změn v termální evoluci Titanu uvolní více skleníkových plynů jako např. methanu, jak to zpětně ovlivní chování ledové krusty? (Zatím se zdá, že spíše málo, protože změna teploty by nebyla příliš významná, ale bližší pohled v budoucnu si to ještě zaslouží.) Jak slanost oceánu ovlivní tloušťku a chování vysokotlakého ledu na dně? Pokud rozdíly v tloušťce vysokotlaké vrstvy zhruba odráží rozdíly ve vnější ledové slupce (zatím se zdá, že by měly), ve slabší vrstvě by se mohlo teplo z nitra měsíce přenášet pouhým vedením, bez konvekce, a tedy s výrazně nižším transportem materiálu z jádra navrch. Jak to ovlivní povrch, zvlášť v polárních oblastech? Může to mít například vliv na chování jezer v okolí severního pólu Titanu?
V něčem nám napoví chystané dokonalejší modely, někde si musíme počkat na nová data. Záhad je zkrátka ještě mnoho, a to jsme se vůbec nebavili přímo o atmosféře, jejím složení a rotaci, zajímavých chemických reakcí v jejích vrstvách i na povrchu, rozdílech mezi polárními oblastmi, možných procesech v oceánu… (Inu, spolehlivě můžu říct, že Titanu vůbec nerozumím!) Sonda Cassini má na příští rok naplánováno posledních osm průletů kolem Titanu, nějaká data tudíž ještě přibudou. Konec mise se plánuje na rok 2017, kdy by měla být sonda nasměrována do atmosféry Saturnu.
Pak už bude zkoumání Titanu na dalších misích… Doufejme, že se s nimi nebude otálet dlouho.
Redakce si dovolila připojit video:
Autoři jsou externí spolupracovníci Katedry geofyziky MFF UK.