5.1 Exosfera
La exosfera es una atmósfera tan delgada que es poco probable que sus pocos átomos o moléculas choquen entre sí. En la atmósfera de la Tierra, la exosfera es la parte más alta de la atmósfera donde la densidad de las moléculas de gas es muy baja. En Mercurio la exosfera es la única atmósfera, por lo que el planeta tiene lo que se llama una exosfera limitada a la superficie, cuyas moléculas de gas chocan con la superficie (o escapan del planeta) en lugar de chocar entre sí.
Un método principal por el que se estudia la exosfera de Mercurio es la observación de la emisión resonante de los átomos, en la que los fotones solares de energías o longitudes de onda específicas son absorbidos y luego reemitidos en la misma longitud de onda. Dado que las combinaciones de energías a las que se producen estas emisiones varían entre los elementos, los espectros de emisión observados proporcionan huellas espectrales únicas para los elementos que están presentes. El espectrómetro ultravioleta de la Mariner 10 descubrió la exosfera de Mercurio gracias a las observaciones de las emisiones de los átomos de hidrógeno (H) y de helio (He). Las mediciones del Mariner 10 implican una presión superficial 1 billón de veces menor que la de la atmósfera terrestre. Casi una década después de los sobrevuelos de la Mariner 10, los avances en los telescopios y la instrumentación permitieron descubrir sodio (Na) y potasio (K) en la exosfera; el calcio (Ca) se detectó en 2000. MESSENGER añadió el magnesio (Mg) a los elementos conocidos en la exosfera durante su segundo sobrevuelo.
En contraste con las atmósferas más densas de la Tierra, Venus y Marte, el contenido de la exosfera de Mercurio es transitorio y debe reponerse continuamente. Si los procesos de origen de la exosfera de Mercurio se detuvieran repentinamente, la exosfera se disiparía en sólo 2-3 días. También a diferencia de las atmósferas de otros planetas terrestres, la exosfera de Mercurio está compuesta casi en su totalidad por átomos y no por moléculas, lo que se debe principalmente a la forma en que se genera y mantiene la exosfera. Las moléculas presentes en la exosfera se fotodisocian rápidamente (es decir, se rompen) con la luz solar, que es intensa en Mercurio debido a su proximidad al Sol y a la falta de una gruesa atmósfera superior que absorba la luz solar.
La exosfera de Mercurio se origina en la superficie del planeta, en parte por material nativo de Mercurio, en parte por material implantado en la superficie de Mercurio por la corriente de partículas cargadas procedentes del Sol conocida como viento solar, y en parte por los impactos de cometas y meteoroides. La generación y mantenimiento de la exosfera de Mercurio se resume en la Figura 13.3. La primera de las tres fuentes principales de átomos exosféricos es la luz solar que incide en la superficie, liberando material de dos maneras. La desorción estimulada por fotones, o PSD, se produce cuando los fotones solares golpean la superficie y liberan su energía, rompiendo los enlaces que mantienen unidos los materiales de la superficie y expulsando átomos de la misma. La desorción térmica, o evaporación, se produce cuando la luz solar calienta la superficie y el material volátil poco unido se desprende por ebullición. Ambos procesos son de baja energía, por lo que las trayectorias de los átomos expulsados no los llevan muy alto ni muy lejos.
FIGURA 13.3. Ilustración esquemática que muestra los procesos de fuente y pérdida responsables de la generación y mantenimiento de la exosfera de Mercurio.
La segunda fuente principal de átomos exosféricos es un proceso conocido como sputtering, que se produce cuando los iones del viento solar o de la magnetosfera de Mercurio impactan en la superficie. La energía de estos impactos es mayor que en el caso de la PSD o la desorción térmica, por lo que los átomos expulsados por sputtering tienen mayores velocidades y sus trayectorias los llevan más alto y más lejos que los átomos liberados mediante procesos térmicos de baja energía. El sputtering iónico puede fracturar la superficie a escala atómica, liberando especies volátiles como el Na. Esto conduce a una mayor liberación de material a través de la PSD que en ausencia de pulverización iónica, mediante un proceso conocido como PSD potenciada por iones.
Los impactos de meteoritos son la tercera fuente primaria de material exosférico. Aunque los grandes impactos liberan mucho material, son poco frecuentes y una afluencia de pequeñas partículas de polvo procedentes del espacio interplanetario que colisionan con la superficie de Mercurio es más responsable del mantenimiento diario de la exosfera. La energía de estas colisiones vaporiza tanto las partículas de polvo como parte de la superficie, liberando átomos de alta energía a grandes alturas.
Los átomos liberados con bajas velocidades siguen trayectorias balísticas bajo la influencia de la gravedad. Como no llegan muy alto, estos átomos caen en su mayoría de vuelta a la superficie, donde rebotan o se pegan. Algunos átomos sufren múltiples rebotes antes de pegarse (lo que se conoce como saltos balísticos), y de este modo redistribuyen el material volátil por la superficie de Mercurio, transfiriéndolo gradualmente desde las regiones ecuatoriales, más calientes, a las regiones polares, más frías.
Los átomos liberados con altas velocidades también siguen trayectorias balísticas; sin embargo, el mayor tiempo de residencia de estos átomos en la exosfera permite que otros dos procesos les afecten. El primero es la presión de la radiación solar, en la que los fotones solares empujan los átomos en dirección contraria al sol. Si la presión de la radiación solar los empuja lo suficiente, los átomos no volverán a la superficie, sino que serán empujados «detrás» del planeta para formar parte de una cola neutra, similar a la de un cometa. Los átomos empujados hacia la cola escaparán del planeta a menos que se vea influenciado por el segundo proceso que redirige los átomos exosféricos, la ionización de los fotones solares que golpean los átomos (fotoionización), y la eliminación de los electrones. Los átomos cargados positivamente serán recogidos por el campo magnético de Mercurio y rápidamente acelerados hacia o lejos del planeta, dependiendo de la orientación de las líneas del campo magnético local. Los átomos acelerados hacia el planeta impactan en la superficie y pueden provocar la dispersión; los acelerados lejos del planeta se perderán en el espacio interplanetario. Así, los átomos de la exosfera de Mercurio acaban volviendo a la superficie o se pierden en el espacio, lo que explica que la exosfera se disipe tan rápidamente si no se reabastece.
Los procesos que liberan átomos a la exosfera de Mercurio y que posteriormente los afectan difieren en magnitud dependiendo del elemento. El Ca y el Mg son elementos refractarios (tienen enlaces químicos fuertes que requieren energías más altas para liberarlos de la superficie), mientras que el Na es un elemento volátil (con enlaces débiles que se rompen a energías más bajas). Al mismo tiempo, los átomos de Ca tienen un tiempo de vida frente a la fotoionización un factor 10 menor que el de los átomos de Na y 100 menor que el de los átomos de Mg. Así, los átomos neutros de Ca no sobreviven mucho tiempo en la exosfera de Mercurio (normalmente 1 h), mientras que los átomos de Mg duran mucho más tiempo (normalmente 2-3 días). Además, los efectos de la presión de radiación varían con cada elemento, siendo el Na el más afectado, el Ca el más débil y el Mg apenas. La presión de radiación también es proporcional al flujo solar, y el espectro del Sol contiene absorciones profundas, las conocidas líneas Fraunhofer, en las longitudes de onda de la mayoría de las emisiones de resonancia. En las partes de la órbita elíptica de Mercurio en las que el planeta se acelera hacia el Sol o se aleja de él, el desplazamiento Doppler entre el Sol y Mercurio desplaza las emisiones de resonancia exosféricas lejos de las líneas Fraunhofer, proporcionando una mayor presión de radiación. Este desplazamiento Doppler crea «estaciones» en la exosfera, a medida que Mercurio orbita el Sol. MESSENGER vio claramente estas variaciones estacionales durante sus sobrevuelos de Mercurio cuando observó la exosfera desde la distancia (Figura 13.4).
FIGURA 13.4. Ilustración de la variación «estacional» de la cola de sodio neutro de Mercurio.
En el momento del segundo sobrevuelo de MESSENGER la cola estaba bien desarrollada, mientras que efectivamente «desapareció» durante el tercer sobrevuelo de MESSENGER. La variación de la cola de sodio está relacionada con las variaciones de la presión de la radiación solar a lo largo de la órbita de Mercurio, impulsadas por el desplazamiento Doppler del espectro solar. Las simulaciones del modelo (izquierda) muestran cómo se espera que la cola varíe a lo largo de una órbita alrededor del Sol.
Estos efectos variables sobre los distintos elementos conducen a diferentes distribuciones en la exosfera de Mercurio. El sodio se ve por todas partes en la exosfera de Mercurio, una consecuencia de su naturaleza volátil y su relativamente fácil liberación desde la superficie. Debido a que la presión de la radiación solar tiene un gran efecto sobre el Na, también es el principal constituyente en la cola de Mercurio y se ha observado a una distancia de Mercurio de hasta 2 millones de millas. A veces hay tanto Na en la cola que un observador en el lado nocturno de Mercurio puede ver un tinte amarillo-naranja en el cielo nocturno: la intensidad de la emisión de Na, en la misma longitud de onda que las lámparas de vapor de Na de la calle, es similar en fuerza a una aurora moderada en la Tierra. La distribución del Na es mayoritariamente simétrica en torno a la línea Sol-Mercurio, lo que indica que tiene una gran fuente de PSD; sin embargo, a menudo hay realces locales debidos a otros procesos, y la distribución en altitud del Na exhibe un perfil distinto de dos componentes, consistente con su liberación tanto de procesos de baja energía como de alta energía.
El calcio, por otro lado, tiene una distribución muy diferente. Las observaciones de MESSENGER revelan perfiles de altitud con sólo un componente de alta energía; también muestran una distribución persistente y fuertemente asimétrica alrededor de la línea Sol-Mercurio, con densidades máximas cerca del ecuador al amanecer. Hay varias posibilidades para la diferencia entre la densidad de Ca y Na con la hora del día. Es posible que haya más impactos de meteoroides en el lado del amanecer, que es el lado principal de Mercurio cuando atraviesa el polvo del sistema solar interior. Alternativamente, puede haber diferencias en la pulverización y la fotodisociación con la hora del día que afectan a los dos elementos de manera diferente.
Antes de MESSENGER, se había predicho que el Mg formaba parte de la exosfera de Mercurio, pero no se descubrió hasta el segundo sobrevuelo de MESSENGER. El Mg tiene una distribución que contrasta con el Na y el Ca. La distribución general del Mg es mayoritariamente isotrópica en Mercurio y es característica de un proceso de liberación de alta energía; sin embargo, hay algunas evidencias de aumentos localizados. Sigue siendo un rompecabezas por qué el Mg y el Ca, ambas especies refractarias, se distribuyen de forma tan diferente en la exosfera.
También se han observado otros elementos en la exosfera de Mercurio, como el hidrógeno, el helio, el potasio y posiblemente el oxígeno y el aluminio. Son más difíciles de observar porque sus emisiones son débiles y/o no son especialmente abundantes. La limitada información que tenemos sobre estos elementos muestra que podría haber aspectos aún más desconcertantes en la exosfera de Mercurio, cuya comprensión requiere más observaciones.