Život na Titanu

Život na Titanu

Tomáš Petrásek, 2007

T I T A N

Poloměr

2575

Hustota

1880

Tíhové zrychlení

1,35

Úniková rychlost

2,25

Vzdálenost od Saturnu

1 221 931 km

Doba oběhu a doba rotace

15,95 dne

Albedo

0,21

Nitro planety

1800 km – jádro, patrně křemičitanové ve směsi s ledem

2300 km - vrstva ledů

2540 km - patrně kapalná vrstva vody a amoniaku

Na povrchu silná ledová kůra.

Atmosféra

Přibližně 98,4% N2, 1,5% CH4, zbytek Ar a různé organické látky.

Povrchový tlak

146,7 kPa

Povrchová teplota

Cca -180ºC

 

 

 

Úvodem

Titan je bezesporu jedním z nejzajímavějších těles Sluneční soustavy, možná dokonce s výjimkou Země tím vůbec nejzajímavějším. Ačkoli co do svého umístění je „pouhým“ měsícem planety Saturn, co do velikosti a pozoruhodnosti by mohl být stejně dobře samostatnou planetou. Jako jediný známý měsíc má hustou atmosféru, a jako jediné těleso má atmosféru, která tlakem a částečně i složením připomíná ovzduší Země. Jde o svět stále geologicky činný, s aktivní atmosférou a evidentně zde, stejně jako na Zemi, občas i prší a vznikají jezera a řečiště.

Především jde však o místo nesmírně bizarní a exotické, vzdálené naší každodenní zkušenosti snad více než jakékoli jiné s výjimkou plynných obrů. Panuje zde mráz jako v nádrži s kapalným dusíkem, v ovzduší se vznášejí oblaka exotických sloučenin, typických spíše pro petrochemický průmysl, a z oranžového nebe se snáší déšť tmavých uhlovodíků.

Titan je výzvou pro pozemskou techniku i lidskou představivost, je pro nás laboratoří i jedním z největších otazníků, přesvědčuje nás o hranici možného. Co je to vůbec za místo? Mohlo tam vzniknout něco, co by šlo označit za jistou formu života?

 

Měsíc záhad

Titan byl objeven v březnu roku 1655 Holanďanem Christianem Huygensem. Tento věhlasný astronom změřil i jeho dobu oběhu. Nové těleso pokřtil Luna Saturni, neboli měsíc Saturnův.

Jméno Titan vymyslel až v 19. století John Herschel, syn dalšího slavného astronoma.

Až roku 1908 španělský hvězdář José Comas Solá pozoroval na kotoučku Titanu okrajové ztemnění – jev, který lze vysvětlit nejsnáze přítomností atmosféry.

Roku 1944 Gerald Kuiper dokázal přítomnost atmosféry spektroskopicky – objevil neklamné známky přítomnosti metanu.

V té době však byly veškeré odhady značně  nepřesné. Kuiper se domníval, že načervenalé zbarvení Titanu má stejnou příčinu jako v případě Marsu – tedy oxidy železa na povrchu. Nutno dodat, že už ve své době, se znalostí Titanovy hustoty (z níž plyne, že je tvořen z velké části ledem) a složení atmosféry (metan má spíše redukční než oxidační účinky) byla tato hypotéza naprosto bludná.

Mrazivé teploty byly odhadnuty vcelku přesně kolem -190°C. Později však nejasností spíše přibývalo než naopak.

Roku 1965 Frank Low dospěl k relativně vysoké povrchové teplotě -100°C, v roce 1974 radiová a infračervená měření naznačovala lokálně dokonce „tropických“ –75°C a 1975 bylo odhadnuto přibližně –140°C.

Během sedmdesátých letech existovaly dvě odlišné verze. Caldwellův model předpokládal tlak 2kPa a teplotu -190°C, Huntenův naopak 2MPa (tisíckrát větší tlak) atmosféru obsahující metan, čpavek a dusík, produkující mohutný skleníkový efekt s výslednou teplotou -75°C. Druhý z těchto modelů by umožňoval existenci rozsáhlých oceánů čpavkových roztoků na povrchu, a tedy velkou pravděpodobnost existence života na Titanu. Je až podivné, že tato možnost našla spíše malou odezvu v řadách vědců i scifistů.

 

Už od roku 1971 se o Titanovu atmosféru začal zajímat Carl Sagan, který připravil směs dusíku s metanem odpovídající Titanově atmosféře a vystavil ji působení rozličného záření, jak se tomu děje v horní atmosféře Titanu. Vznikl oranžový prášek, nazvaný tholin. Obsahuje množství organických látek, včetně aminokyselin a jiných komplexních sloučenin. Tholin se dokonce později osvědčil jako živná půda pro pozemské bakterie. Má se tedy za to, že tholin mohl vznikat i na dávné Zemi a být jednou z ingrediencí vznikajícího života. Titan se tak ukázal potenciálním modelem dávné Země a prebiotické chemie. Zda i na samém Titanu mohl život vzniknout, to je samozřejmě otázka mnohem komplikovanější.

 

Metanová Země?

Pořádek do celé věci měly vnést až sondy Voyager, které proletěly kolem Titanu 12. listopadu 1980 a 26. srpna 1981. Nepotvrdily ani jeden ze stávajících modelů Titanu a zanechaly odbornou i laickou veřejnost snad ještě zmatenější než byla předtím.

Titan se ukázal jako bezvýrazná oranžová koule – v pohledu na povrch bránilo hned několik vrstev mlhy a oblačnosti. Při zákrytu sond Titanem bylo možno sledovat slábnutí radiového signálu, a jeho prostřednictvím vypočítat teplotu a tlak. Tlak byl stanoven na 160 kPa a teplota na -180°C. Atmosféra se ukázala být tvořena převážně dusíkem (dusík tvoří i většinu ovzduší Země) a menším množstvím metanu, v nemalém procentu byl zastoupen i argon (dokonce 6-17%). Kromě toho byla zjištěna přítomnost rozmanitých uhlovodíků, nitrilů, acetylenu a kyanovodíku.

 

Po průletu Voyagerů se samozřejmě objevily nové spekulace o tom, jak to na Titanu vlastně vypadá. Na povrchu byl bezesporu příšerný mráz, voda i čpavek tedy musely být trvale pevné. Vynořila se však možnost ještě exotičtější.

Vědělo se totiž, že metan se působením záření stále rozkládá a přeměňuje na pevné a kapalné látky, jako je zmíněný tholin nebo jednoduché vyšší uhlovodíky. Z toho vyplývalo, že se odněkud musí doplňovat, jinak by za dobu existence Titanu musel z atmosféry dávno zmizet.

Vysvětlením, které se přímo nabízelo, byly oceány uhlovodíků, jmenovitě etanu a metanu (v podstatě tedy jde o „kapalný zemní plyn“). Metan, CH4, je nejjednodušším uhlovodíkem a jako takový má velmi nízký bod tuhnutí i varu. Etan (C2H6) má už v řetězci uhlíky dva a taje i vypařuje se v teplotách o něco vyšších. Na povrchu Země jsou obě látky přítomny výhradně coby plyny, přesto by se v mrazu na Titanu vyskytovaly převážně jako kapaliny, snad trochu podobné organickým ředidlům nebo dokonce naftě.

Převažoval názor, že tyto dvě látky v kapalném skupenství pokrývají větší část Titanu, ne-li celý povrch tohoto světa a jsou zhruba kilometr hluboké. Pozdější snímky z Hubblu a pozemských teleskopů ukázaly výrazně tmavé a světlé skvrny na povrchu, které byly interpretovány jako „naftové“ oceány a ledové kontinenty. Nejjasnější a největší „kontinent“ dostal jméno Xanadu. Při teplotách na Titanu může být metan kapalný, ale taktéž se odpařovat a znovu pršet na povrch. Titan se tedy považoval za de facto podobný Zemi, ovšem s uhlovodíky v roli převažující kapaliny.

 

Metanový Mars

1. června 2004 vstoupila na orbitu Saturna sonda Cassini, vybavená mj. radarem a speciální infračervenou kamerou, která jí umožňuje proniknout hustými mraky Titanu.  Nesla sebou i modul Huygens, který 14. února 2005 vstoupil do atmosféry Titanu a nepoškozen dopadl na jeho povrch.

Názory na Titan dostaly opět řádný pohlavek – po nesmírných oceánech tmavé břečky ani vidu, ani slechu. Představy o Titanu se ovšem upřesňovaly jen velmi zvolna. Mnohdy totiž nebylo vůbec jasné, co kamery vidí, a zejména zpočátku se i experti omezovali na označení typu světlá skvrna, tmavá skvrna.

První orbitální snímky Titanu vypadaly pro metanové nadšence velmi nadějně – ukazovaly tmavé a světlé plochy, přesně podle očekávání. Prvním náznakem, že je něco v nepořádku, se stal okamžik, kdy se opakovaně nepodařilo zachytit odlesk slunečních paprsků na metanové hladině.  Čekalo se však až na detailní snímky modulu Huyghens, které mohly záhadu rozlousknout definitivně.

 

Pouzdro sestupovalo s pomocí padáků. Atmosféra je tak hustá a gravitace nízká, takže cesta na povrch trvala dvě a půl hodiny.

Ve výšce 30 km se sonda vynořila z mraků a spatřila dlouho očekávaný povrch. Krajina byla tmavá, ale podle očekávání rozmanitá, místy zahalená tajuplnými cáry metanové mlhy. Byly tu tmavé, nízko ležící roviny a jasné vyvýšeniny. Jasné „pobřeží“ bylo protkáno tmavými kanály, jasnými stopami po proudění tekutin. Některé z nich vypadaly, jakoby vyvěraly z podzemí, ale jiné mohly mít i srážkový původ.

Dopadla do tmavé oblasti, snad přímo do jednoho z kanálů, a vysílala i z povrchu, dokud nebyl přenos podle plánu ukončen. Nalezla půdu, směs ledu a uhlovodíků, která se vlastnostmi podobala jílu, a byla vlhká metanem. Na povrchu ležely středně velké ledové oblázky, které naznačovaly původ v proudícím prostředí.

Analýza snímků Huygense, ani dalších fotografií sondy Cassini, však neukázala žádnou nepochybnou plochu kapaliny, pouze spousty vymletých kanálů a jiných stop. Začalo se zdát, že na pozorované části Titanu momentálně kapaliny buď nejsou, nebo se vyskytují pouze ojediněle.

Vznikla též teorie, že s metanem na Titanu je to jako s vodou na Marsu – tedy že se vyskytuje jen epizodicky, a to v souvislosti s vulkanismem. Kryovulkány by mohly naráz vypustit velká množství metanu, který by pak pršel na povrch, plnil kanály a jezera. Po utišení vulkanismu by ovšem déšť ustal a metan by postupně zmizel.

Ale to samozřejmě nebylo poslední slovo.

 

Povrch Titanu

Povrch je velice rozmanitý a nese známky geologické činnosti. Pokud by byl Titan mrtvý, jako je třeba Měsíc, měl by bezvýrazný povrch a nanejvýš nějaké kruhovité skvrny vzniklé dopady meteoritů. Impaktních kráterů je však málo, což nasvědčuje tomu, že jsou rychle zahlazovány erozí a geologickými pochody – tak jako u nás. Na Titanu jsou i velké a výrazné lineární útvary, patrně důsledek tektonické činnosti. Najdeme tu dokonce i pohoří o délce půl druhé stovky kilometrů a s přinejmenším 1,5 km vysokými vrcholy, které mohou být dokonce poprášené metanovým sněhem! http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/6174501.stm

 

Roku 2004 byla na IR snímcích jižně od Xanadu odhalena struktura, jež měří asi 30 km a nepodobá se ničemu dalšímu. S trochou fantazie je možné v ní vidět lívancovitý vulkán s tmavší kalderou uprostřed, obklopený ztuhlými lávovými toky. Roli lávy však v tomto případě sehrála nejspíše směs vody, čpavku a dalších příměsí o teplotě asi mínus sto stupňů – ačkoli vodní led se zatím v této struktuře nalézt nepodařilo. To ostatně není příliš překvapivé, kryoláva může být pěkně špinavá anebo „zaprášená“.

Tímto objevem by se dalo objasnit, odkud se metan v atmosféře Titanu doplňuje – byl by to prostě a jednoduše sopečný plyn.

Nicméně interpretace není (a bez dalších dat ani nemůže být) stoprocentní. Může to být doslova a do písmene úplně cokoli. Ralph Lorenz z radarového týmu mise k tomu jízlivě dodal:  „Docela dobře to může být sopka, ale je těžké to říci s jistotou bez radarových dat. Připomíná to úplně stejně dobře vulkán jako obrovské kočičí lejno.“

Pro jistotu byl útvar pojmenován dosti opatrně a neurčitě jako Ganesa Macula (Ganéšova skvrna) – aby planetologové neutrpěli kosmickou ostudu, kdyby se mělo ukázat, že je to přece jen spíše ono lejno nežli sopka.

 

V květnu 2005 byla nalezena jiná jasná skvrna, která může značit neobvyklý povrchový materiál, pohoří, nezvyklou oblačnost nebo horkou oblast povrchu.

 

Velké tmavé oblasti kolem rovníku pozemským pozorovatelům připomínaly moře. Ve skutečnostio se ovšem ukázalo, že pravdou je pravý opak – jedná se (aspoň dnes) o vyprahlé pouště.

Při průletu 28. října 2005 byl pořízen dosud nejrozsáhlejší radarový „snímek“ pokrývající oblast táhnoucí se podél rovníku, dlouhou přes 6000 km. Data byla zpracovávána mnoha vědeckými skupinami až do května následujícího roku, kdy bylo v časopise Science publikováno nové, dosti senzační odhalení o povaze Titanova povrchu. Prakticky celou zobrazenou plochu pokrývá tmavý terén, který není ničím jiným, než gigantickými poli „písečných“ dun, z nichž jedno se táhne na vzdálenost přinejmenším 1500 km. Rovnoběžné hřebeny se tyčí do výše stovky metrů. Podobné duny byly zachyceny i jinde.

Složení a původ písku však známo v současné době není. Předpokládá se, že mohl být vytvořen kapalinovou erozí ledové horniny při prudkých, katastrofických záplavách souvisejících s bouřemi, anebo může jít o organické částice původem z atmosféry.

Obraz globální Sahary či metanového Marsu pak nabouraly radarové snímky z 30. dubna 2006, zaměřené na „kontinent“ Xanadu. Jak se očekávalo, jde o místo dosti kopcovité. Na snímcích jsou viditelné i obrovské impaktní krátery, obyčejně více či méně setřené. V údolích byla nalezena komplikovaná síť kanálů, které jednoznačně připomínají pozemské řeky, a dokonce i velmi tmavé a podezřele hladké oblasti, nejevící výraznou topografii, vyschlá či snad dokonce dosud plná jezera... že by obdoba romantické krajiny s alpinskými jezery v titanském provedení? Člověk by bezmála čekal, že na úbočích se budou popásat fialové kravičky.

Snímky západního okraje Xanadu odhalily výše položený, jasnější terén kontinentu (radarová jasnost indikuje drsné struktury rozptylující paprsky) a temnější (spíše pohlcující) „moře“. Zdá se tedy, že původní interpretace Xanadu jako vysočiny nebyla zcela nepodložená. Při západním „pobřeží“ se v tmavé oblasti kupí písečné přesypy, na východě, kam odtéká většina řečišť, však duny chybějí.

Jonathan Lunine tento pohled komentoval slovy hodnými básníka: „...Xanadu již není jen jasnou skvrnou, ale zemí, kde řeky stékají do moře, které nikdy nepoznalo Slunce.“

Protože čpavkový led, nejpravděpodobnější složka podloží, je v kapalném metanu slabě rozpustný, může v něm uhlovodík vyhlodávat krasové systémy. Rezervoáry metanu pak mohou ležet pod povrchem, což vysvětluje i pozorované prameny.

http://www.nasa.gov/home/hqnews/2006/jul/HQ_06281_Cassini_Xanadu.html.

http://astro.sci.muni.cz/clanek.php?id=516

 

Počasí na Titanu

Jak jsme si řekli, na Titanu bychom se asi příliš opalovat nemohli, jelikož je tam nepředstavitelná zima a věčné oranžové šero. Přesto se ve zdejší atmosféře odehrávají děje, které lze bez nadsázky označit za počasí se vším všudy.

Rozsáhlý oblačný systém byl pozorován poblíž jižního pólu. Měří 450 km napříč, rozhodně to tedy není žádný malý mráček. Částice v těchto oblacích jsou též mnohem větší než běžný zákal. Cassiniho kamery při průletu druhého června roku 2004 dokázaly zachytit výrazný vývoj mraků v intervalu pouhých pěti hodin, jejich struktura je tedy velmi dynamická.

Nejspíš se jedná o divoké konvektivní bouře, související s vzestupem velkého množství „teplého“, vlhkého vzduchu. Jejich vrcholky mohou podle pozemských pozorování sahat až 25 km vysoko, a jejich životnost se může pohybovat v řádu týdnů. Protože na jižní točně právě panuje léto, je pravděpodobné, že jde o sezónní jev, jakési letní bouřky související s ohřevem slunečními paprsky. Tento rozměrný systém bouřlivého počasí dělá jižní polární oblast Titanu místem, kde je v současné době asi největší šance na výskyt uhlovodíkových srážek.

 

Nad severním pólem, kde po celou dobu pozorování panuje polární zima (rok na Titanu je stejně dlouhý jako na Saturnu, tedy 29,5 roku, a úměrně delší jsou i roční období!) byl objeven velký oblak etanu v podobě zmrzlých částic asi 40 km nad povrchem. Z něj tento uhlovodík v teplotách, které jsou zde ještě mrazivější než jinde, prší nebo dokonce sněží na povrch. To je už druhý případ, kdy se srážková činnost soustředí na pólu.

 

Na zbytku Titanu dominuje srážkám vytrvalé jemné mrholení, které začíná cestu jako zmrzlé metanové krystalky ve velmi řídkých mracích a cestou dolů taje. Mrholí ovšem málo, pouze asi 5 cm srážek do roka, což odpovídá pozemským pouštním podmínkám.

 

Řeky, jezera a moře Titanu

První jasný náznak kapalin na Titanu přišel až koncem června 2005, kdy byla poblíž jižního pólu vyfotografována oválná struktura, která připomíná jezero. Nachází se v jižní polární oblasti, kde bylo v současnosti zaznamenáno nejvíce bouří a tedy nejspíše i dešťů. Jde o nepravidelný útvar zhruba ledvinitého tvaru, měřící 234x73 km. Protože vědcům připomněl svojí rozlohou jezero Ontario v Kanadě, pokřtili ho Ontario Lacus – aniž by, samozřejmě, měli jediný důkaz, že jde skutečné jezero. Tomuto výkladu nasvědčuje jasné ohraničení a velmi tmavý povrch, nicméně ani jedno z toho nedokazuje, že nejde o pozůstatek jezera, které již vyschlo nebo např. o kalderu. Ve světle dalších údajů však teorie kapalného rezervoáru pouze dále nabývá na aktuálnosti.

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA06240

 

Z jižních polárních krajů pochází i další velká „naděje“ – radarový snímek, který ukazuje cosi, co silně připomíná pobřeží. Jasná vysočina protkaná kanály je ostře ukončena linií, která vytváří zálivy, poloostrovy a ostrovy, a dále pokračuje planina o rozměrech 170x1700 km. Tato radarově i vizuálně tmavá oblast dostala jméno Mezzoramia. Není však jasné, zda jde o současnou hladinu, nebo jen o její vlhké či dokonce suché zbytky, ovšem umístění právě v oblasti velkého bouřkového systému je přinejmenším podezřelé!

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA03563, http://www.spaceref.com/news/viewpr.html?pid=17829

 

Téměř všudypřítomná jsou erozí vyhlodaná koryta. Zejména radarová pozorování odhalila jejich přítomnost na mnoha místech povrchu měsíce. V únoru 2005 se ukázala v celé své kráse – radarový snímek kráteru Circus Maximus odhalil klikatící se údolí, nejdelší z nich o délce 200 km, stékající z jeho svahů! (http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA07366) Následovaly četné další snímky podobných útvarů – některé zachycují celé komplikovaně se větvící sítě, naznačující, že jejich zdrojem je opravdu déšť, jiné budící spíše dojem toků vyvěrajících z podzemí. Mnohé kanály jsou obrovské, táhnou se stovky kilometrů a jejich šíře dosahuje i 2 km.

 

Tak se postupně ujasňovalo, že Titan co se týče metanu není zdaleka tak suchý jako Mars ohledně vody – nějaké ty srážky se alespoň občas objeví i dnes, a to dokonce v podobě průtrží mračen.

Rovníkové oblasti Titanu jsou na tom asi podobně jako pozemská Sahara – prší málokdy, ale když už, tak už. Koryta mohou být spíše vádí, občasná přívalová údolí, než skutečné řeky. Ale co póly? Vzhledem ke sklonu Titanovy osy tam budou výrazná roční období, a minimálně po část roku by tam mohlo pršet soustavně. Proto byli vědci samozřejmě na data z polárních krajů náležitě zvědaví. A nezklamali se…

 

Radarové snímky z června 2006 zachycují severní oblasti, kde v současné době vládne polární noc. Radaru to ovšem nezabránilo v „nahmatání“ zatím nejpodezřelejších kandidátů na jezera. Jedná se o skvrny nepravidelného tvaru, asi zatopené sníženiny nejasného původu (Vulkanické? Krasové? Impaktní?), zjevně napájené četnými řečišti.

http://saturn.jpl.nasa.gov/multimedia/images/image-details.cfm?imageID=2214.

To ale nebyl konec, nýbrž začátek! V únoru 2007 bylo opět s pomocí radaru nalezeno jezero, které by i na Zemi bylo řazeno k největším, rozměry se podobající Hořejšímu jezeru v Severní Americe. http://www.nasa.gov/mission_pages/cassini/multimedia/pia09182.html

Ukázalo se, že jezera lze vysledovat i na snímcích pořízených kamerami – a opět se pozorovatelé nestačili divit. Jedno z jezer totiž pokračuje i tam, kam radar původně nedohlédl, a celkovou rozlohou se tak téměř vyrovnává Kaspickému moři!!! Musíme při tom vzít do úvahy, že Titan je menší než Země – relativně bráno, jsou to opravdová moře se vším všudy.

http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA08365

 

Otázka etymologická – jak poznat moře od jezera? I na Zemi je to komplikované. Prostý lid to bere podle velikosti a obsahu soli, kde je voda pitná, tam jde o jezero, kde nikoli, jde o moře, je-li plocha alespoň trochu úctyhodná (např. Mrtvé moře). Geografové to někdy zamotávají a za pravá moře považují pouze ta, která jsou ve spojení s oceánem.

Na Titanu nám ani jedna definice nepomůže. Slaný metan být nemůže, ani kdyby chtěl. A uhlovodíkové rezervoáry nejsou a nemohou být ve spojení s oceánem, ježto na Titanu žádný není (a k pozemským oceánům je to neprakticky daleko).

Určitá „společenská poptávka“ po tom, aby největší plochy uhlovodíku byly zvány moři ovšem existuje, koneckonců svou absolutní a zejména relativní velikostí na to mají právo, a co si budeme nalhávat, jde i o to, jak to zní, když se řekne „objevili jsme moře“, má to hned jinačí váhu. Tak je možné, že po svízelném a kontroverzním definování planety nás čeká ještě definování moře v mimozemském kontextu.

 

Každopádně na Titanu najdeme rozsáhlé pouště podél rovníku, ovšem s přívalovými koryty, máme tu hornaté Xanadu, kde snad existují (či existovaly) kapaliny, možná vytékající z jeskyň, a máme tu jezernaté polární kraje. Dokonce tu mohou být i uhlovodíkové sněhy a ledovce. Obraz Titanu se tedy pořádně zamotává – a není to náhodou proto, že jde o svět stejně různorodý, jako naše vlastní planeta, s ročními obdobími a podnebnými pásmy?

 

Kde je metan, tam je život?!

Otázka života na Titanu je nesporně velice zajímavá, ovšem je značně těžké zaujmout nějaké stanovisko, když zatím nemáme o Titanu dostatek informací.

Možností, která se nabízí jako první je, že na tomto bizarním tělese existuje život na bázi metanu. Většina vědců sice nebere možnost života v nepolárních rozpouštědlech vážně, ale to ještě neznamená, že to není možné.

Víme, že na povrchu kapalné uhlovodíky jsou, a nejen to. Titan je jako sen šíleného organického chemika. Najdeme tu uhlík obsahující sloučeniny všech možných i (v pozemských podmínkách) nemožných typů, ve skupenství plynném, kapalném i pevném, a pravděpodobně v různých podobách – prášky, zrnka, vločky, krystaly, řídké i kašovité tekutiny, dehtové sedliny a povlaky, škraloupy a pěnové chuchvalce. Přitom jsou tyto materiály stále přetvářeny rozpouštěním, vypařováním, větrným přenosem, slunečním zářením a geologickými a geotermálními silami.

Při tom všem nutně musí docházet ke vzniku komplexních molekul, z nichž některé se musejí podobat těm, které považujeme za stavební kameny života (na Zemi), a jiné se asi nepodobají ničemu, co si dokážeme představit. Je tedy tak nepravděpodobné, že by se tu zrodil i život sám?

Jsou tu však dva problémy.

Prvním je nedostatek energie. Na Titanu, který je nesmírně vzdálen od Slunce a navíc má velmi špatně propustnou atmosféru, je pořádná tma a tudíž není možné, aby tam probíhala fotosyntéza. Jediným možným zdrojem je chemotrofie, tedy získávání energie z (an)organických látek neživého původu, nejpravděpodobněji tholinů. Není to zrovna vydatný oběd, ale to asi není ta hlavní překážka.

Ukazuje se, že nejvydatnějším zdrojem energie by byla metanogeneze, zpracovávající acetylen (či jiné uhlovodíky a tholiny) s vodíkem na metan.

Na Titanu je ovšem taky pořádná kosa. To by až tak nevadilo, tvor s metanem či etanem místo krve by z toho asi neměl ani husí kůži. Ovšem s teplotou se rapidně zpomalují jakékoli chemické reakce. Známá poučka praví, že snížíme-li teplotu o 10°C, klesne rychlost chemických reakcí 2x – 4x. A z toho plyne, že na Titanu musí chemické reakce probíhat přinejmenším miliónkrát pomaleji než na Zemi. A to včetně reakcí, které vedou ke vzniku života, popř. těch, které život používá ke získání energie a biosyntéze.

Makroskopické organismy si sice mohou vytvářet vlastní zdroje tepla (např. člověk nebo lední medvěd), mikrobi jsou však tak malí, že zpravidla musejí žít pří teplotě okolí.

Podle Schulze-Makucha a Irwina, které již známe z článku o Venuši, by to mikrobi mohli řešit shlukováním – jejich společné teplo by udržovalo okolní teplotu dostatečně vysokou (jako např. uvnitř hromady kompostu), takže by si roztavili vlastní podpovrchovou nádrž. Navíc intenzivní metanogenní činnost, přetvářející acetylén na metan, by umožňovala recyklaci atmosférického metanu!

http://nai.nasa.gov/nai2005/abstracts/835%20-%20NAI2005Grinspoonv2.doc.pdf

http://www.aas.org/publications/baas/v37n3/dps2005/433.htm

S tou recyklací by to ovšem tak žhavé nebylo – metanogeni potřebují vodík, a ten není na Titanu nijak zvlášť běžný. Navíc „teplokrevnost“ vyžaduje spousty energie, což je také její největší Achillova pata. Mikrobi by museli najít velké množství velmi vydatné „stravy“ koncentrované na jednom místě a „spalovat“ ji velmi rychle, aby se dokázali zahřát, čímž by si svou zásobárnu velmi rychle spotřebovali. Jenomže Titan je přeci jen energeticky chudý, a i kdyby se tam acetylén a jiné energií nabité molekuly koncentrovaly např. v naplaveninách či jiných ložiscích, jejich doplňování by bylo nesmírně pomalé. Kdyby si tedy Titaňané zatopili a posléze vyčerpali palivo, čekaly by je nepříliš radostné vyhlídky, neboť další podobný zdroj by se mohl objevit až za mnoho tisíc let.

Prostředí povrchu Titanu, o extrémně nízké teplotě a s malou koncentrací energie, je tedy pro život všeobecně značně nehostinné.

Samozřejmě, že to není tak jednoduché a nelze na základě velmi vágní úvahy šmahem smést ze stolu všechny úvahy o životě na Titanu, ale přinejmenším život na povrchu se zdá být nepravděpodobný.

 

Horké skvrny?

Je také možné, že Titan je geologicky aktivní natolik, že místně vytváří horké skvrny.

Vodný roztok amoniaku o vhodném složení mrzne až při -100°C, takže tyto skvrny nemusejí být až tak horké, aby mohly tvořit oázy tekutiny.

V původním verzi článku o životě na Titanu jsem spekuloval o tom, že kdyby na dně uhlovodíkového moře existovala horká skvrna, znamenalo by to jednak existenci relativně teplých uhlovodíků, a jednak i naději na výskyt jiných kapalin. Uhlovodík by se totiž mohl chovat jako tepelně izolační vrstva a před zmrznutím chránit např. roztavený čpavek, jenž by se držel u dna, jelikož je hustší. Do tohoto „jezírka pod mořem“ by klesaly částice tholinu, popř. by se v něm rozpouštěly, a vytvářely tak hustou a výživnou „polévku“. Bytosti na bázi čpavku mohou přežít zmrznutí, a tak by mohly přečkat i dočasné vyhasnutí horké skvrny. Podobný postřeh měli i jiní (http://www.swri.org/9what/releases/2005/titan.htm). Globální uhlovodíková moře sice neexistují, jejich roli však mohou hrát i jezera nebo metanem zatopené jeskyně.

Kryoláva vyvěrající na povrch jen tak volně je asi příliš krátkodobým prostředím. Přesto by však, spolu s dočasnými tekutými jezery vody nebo čpavku, vznikajícími při impaktech, mohla poskytnout prostor k zajímavým chemickým pochodům. Ostatně krátkodobost je relativní – hodně velký asteroid by mohl vytvořit jezero, které by zcela zamrzlo až po stovkách let.

 

Pod povrchem

Na počátku své existence byl Titan patrně teplý – zahříval se neustálými dopady komet a asteroidů. Jeho povrch tvořil nejspíš oceán vody a čpavku, celkem vzato pro život příznivý, který vydržel asi sto miliónů let.

Později ovšem povrch Titanu zmrzl a utvořil minimálně třicet kilometrů silnou kůru. Pod ní však – podobně jako na Europě – mohla zůstat kapalná vrstva, nejpravděpodobněji čpavkový roztok, tvořící podzemní oceán 50 – 300 km hluboký.

Teplota se může pohybovat kolem -40°C, tlak minimálně 450 MPa a pH zhruba 10-11. To by nemuselo životu příliš vadit, umíme si představit, jak by vyžil i v takových podmínkách, rozhodně lépe nežli na povrchu.

A co energie?  Tam dole panuje úplná tma, fotosyntéza tedy padá. Možnými zdroji je tedy geotermální energie z nitra Titanu a nebo rozklad silikátových hornin (je to k nevíře, ale i kamení je občas k jídlu). Tektonickými pohyby by se pod povrch mohl dostat i nějaký ten chutný tholin. Není to samozřejmě žádná sláva ve srovnání s množstvím energie, kterým oplývá Země, nicméně pro nějaké skromné bakterie by to mohlo dostačovat.

Někteří vědci uvažují i o tom, že mikrobi v titanských mořích jsou metanogenové a doplňování metanu na povrchu Titanu je vlastně dílem této podpovrchové biosféry, a dokonce i molekulární dusík by mohl být biogenního původu. Izotopová data však tuto domněnku nepodporují.

 

Jak to tedy je? To nikdo neví a mám dojem, že ani naše děti se nedočkají jednoznačné odpovědi. Pokud na Titanu vůbec něco vzniklo, bude to něco tak bizarního, že si to nejspíš ani nedokážeme představit. Nalézt a identifikovat to, to je výzva pro budoucí vědce a výzkumníky. Méně bizarní organismy by mohly zase žít jen ve vnitřním oceáně, který je prakticky nepřístupný našemu bádání. Prozatím je Titan jedním z nejméně poznaných míst naší Sluneční soustavy, místem tak bizarním a záhadným, že nemůže nechat klidným nikoho, kdo má v sobě jen špetku smyslu pro romantiku a tajemno.

 

Pohled na povrch Titanu očima sondy Huygens

Pravděpodobný kryovulkán Ganesha Macula na povrchu Titanu na snímku sondy Cassini. (v nepravých barvách)

Jižní polární region Titanu s útvarem Ontario Lacus (jezero Ontario) považovaným za jezero kapalného metanu, i když není zcela vyloučeno, že je v současnosti vyschlé. Křížek označuje jižní točnu, vpravo dole od něj je patrná bouřková oblačnost v podobě skupiny bílých skvrn.

(foto Cassini)

Vyschlá síť řečišť na Titanu

Tyto kanály vypadají, jakoby vyvěraly z podzemí, snad z krasových dutin.

Pobřeží vyschlého jezera s nesčetnými řečišti

Titan tak, jak by jej vidělo lidské oko.

Povrch Titanu, jak jej po přistání spatřila sonda Huygens. V popředí asi deseticentimetrové oblázky vězící v jílu složeném z ledu a organických látek.

Titan v nepravých barvách. Tmavé oblasti v podobě písmene H (vlevo Aztlan, vpravo Fensal) jsou tvořeny zřejmě hlavně sypkým materiálem, částečně v podobě dun. Možná jsou to usazeniny po vyschlých mořích uhlovodíků, možná mají jiný původ, jejich dnešní charakter je však spíše pouštní. Jasná skvrna, nazvaná Hotei Arcus (nahoře, u konce oblasti Aztlan) je záhadou – může jít o oblak, pohoří, horkou skvrnu anebo cokoli jiného. (foto Cassini)

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Oceány písku

Výřez z radarového snímku z 28. října 2005. Velmi nápadné jsou rovnoběžné hřebeny, táhnoucí se východo-západním směrem, které se tyčí do výše stovky metrů.
Porovnání se snímky z pozemských a marťanských pouští ukázalo, že Titanův tmavý terén (či jeho převážná část) není ničím jiným, než gigantickými poli „písečných“ dun, z nichž jedno se táhne na vzdálenost přinejmenším 1500 km.
Písek je asi tvořen směsí ledových a organických zrn.

(radarový snímek sondy Cassini)

 

Alpinská krajina na Titanu

Radarový pohled na světlý kontinent Xanadu ukázal, že se skutečně jedná o hornatou oblast. Výřez  zachycuje oblast přibližně 400 x 150 km. Údolí mezi kopci jsou vyplněna hladkým tmavým materiálem, pravděpodobně se jedná o metanová jezera – buď stále plná, nebo alespoň jejich vyschlá dna.

Částečně patrné jsou i přítokové kanály. V Xanadu i v jiných částech Titanu byla pozorována řečiště o délce až stovek km a několikakilometrové šířce – některé připomínají přívalová koryta na Sahaře nebo i na Marsu, jiná větvící se síť napájenou srážkami, a ještě jiná se zdají vyvěrat z podzemí.

(radarový snímek sondy Cassini)

Polární moře?

Severní polární oblast Titanu je poměrně málo prozkoumaná – během příletu sondy tam panovala polární noc, tudíž se optické snímkování ukázalo jako neúčinné. Radarovému paprsku však tma ani mlha nevadí, a pronikl tak na dosud tajemný povrch. S postupem Titanova roku tma poněkud ustoupila a vydala mnohá tajemství i běžným kamerám.

Černobílé snímky (vlevo) byly pořízeny radarem a zachycují velmi rozmanitou krajinu. Tmavé plochy jsou velmi hladké a mají ostré okraje, a proto se s vysokou pravděpodobností jedná o nefalšovaná uhlovodíková jezera, která se uchovala v chladné polární oblasti, zatímco zbytek Titanu je převážně pouštní.

Optický snímek (vpravo, béžový) naznačuje, že jezera pokračují dále k jihu a nabývají netušených rozměrů – na mysl se dokonce dere označení „moře“! Největší z nich je totiž srovnatelné s Kaspickým mořem, to menší potom s Hořejším jezerem v Severní Americe! A přitom je Titan mnohem menší než Země!

Polární moře?

Výřez z radarového snímku z 10. dubna 2007. Vidíme zde černé plochy kapalného uhlovodíku různých rozměrů, ty větší jsou zřejmě součástí „moře“. Do nich se vlévají četná řečiště. (radarový snímek sondy Cassini)

 

Mapa Titanu s vyznačenými pamětihodnostmi.

Modré vlnovky – kanály
Tmavomodré ovály – potenciální jezera
Žluté vlnovky – oblasti dun
Červené křížky v kruhu – impaktní krátery a jim podobné struktury
Purpurové hvězdičky – kryovulkanické formace
Červená hvězdička vpravo – přistání Huygense
Světle šedé plochy – jasné oblasti Tui a Hotei Arcus
Symboly oblak – oblasti s nejhojnější oblačností, podezřelé ze srážkové činnosti
Bílé popisky označují velké albedové oblasti.

 

 

 

 

 

 

Zdroje a odkazy:

http://saturn.jpl.nasa.gov/home/index.cfm

http://photojournal.jpl.nasa.gov/target/Titan

http://en.wikipedia.org/wiki/Titan_%28moon%29

http://www.swri.org/9what/releases/2005/titan.htm

http://www.es.ucl.ac.uk/research/planetaryweb/undergraduate/dom/titan/titan.htm

http://www.ian.cz/detart_fr.php?id=1214