5.1 Exosphere
L’esosfera è un’atmosfera così sottile che i suoi pochi atomi o molecole difficilmente si scontrano tra loro. Nell’atmosfera terrestre, l’esosfera è la parte più alta dell’atmosfera dove la densità delle molecole di gas è molto bassa. Su Mercurio l’esosfera è l’unica atmosfera, quindi il pianeta ha quella che viene chiamata esosfera superficiale, le cui molecole di gas si scontrano con la superficie (o fuoriescono dal pianeta) piuttosto che scontrarsi tra loro.
Un metodo primario con cui si studia l’esosfera di Mercurio è l’osservazione dell’emissione risonante degli atomi, in cui fotoni solari di specifiche energie o lunghezze d’onda vengono assorbiti e poi riemessi alla stessa lunghezza d’onda. Poiché le combinazioni di energie a cui tali emissioni si verificano variano tra gli elementi, gli spettri di emissione osservati forniscono impronte spettrali uniche per gli elementi che sono presenti. Lo spettrometro ultravioletto del Mariner 10 ha scoperto l’esosfera di Mercurio attraverso l’osservazione delle emissioni degli atomi di idrogeno (H) e di elio (He). Le misurazioni del Mariner 10 implicano una pressione superficiale 1 trilione di volte inferiore a quella dell’atmosfera terrestre. Quasi un decennio dopo i sorvoli del Mariner 10, i progressi nei telescopi e nella strumentazione hanno portato alla scoperta di sodio (Na) e potassio (K) nell’esosfera; il calcio (Ca) è stato rilevato nel 2000. MESSENGER ha aggiunto il magnesio (Mg) agli elementi conosciuti nell’esosfera durante il suo secondo flyby.
In contrasto con le atmosfere più dense di Terra, Venere e Marte, il contenuto dell’esosfera di Mercurio è transitorio e deve essere continuamente reintegrato. Se i processi di origine dell’esosfera di Mercurio si fermassero improvvisamente, l’esosfera si dissiperebbe in soli 2-3 giorni. Anche in contrasto con le atmosfere di altri pianeti terrestri, l’esosfera di Mercurio è composta quasi interamente da atomi piuttosto che da molecole, un risultato principalmente del modo in cui l’esosfera è generata e mantenuta. Tutte le molecole presenti nell’esosfera sono rapidamente fotodissociate (cioè spezzate) dalla luce solare, che è intensa su Mercurio a causa della sua vicinanza al Sole e la mancanza di una spessa atmosfera superiore per assorbire la luce solare.
L’esosfera di Mercurio ha origine dalla superficie del pianeta, in parte da materiale nativo di Mercurio, in parte da materiale impiantato sulla superficie di Mercurio dal flusso di particelle cariche provenienti dal Sole noto come vento solare, e in parte dagli impatti di comete e meteoroidi. La generazione e il mantenimento dell’esosfera di Mercurio è riassunta nella Figura 13.3. La prima delle tre principali fonti di atomi dell’esosfera è la luce solare che colpisce la superficie, rilasciando materiale in due modi. Il desorbimento stimolato dai fotoni, o PSD, avviene quando i fotoni solari colpiscono la superficie e rilasciano la loro energia, rompendo i legami che tengono insieme i materiali della superficie ed espellendo gli atomi dalla superficie. Il desorbimento termico, o evaporazione, si verifica quando la luce solare riscalda la superficie e il materiale volatile debolmente legato viene fatto bollire. Entrambi i processi sono a bassa energia, quindi le traiettorie degli atomi espulsi non li portano molto in alto o molto lontano.
FIGURA 13.3. Illustrazione schematica che mostra la sorgente e i processi di perdita responsabili della generazione e del mantenimento dell’esosfera di Mercurio.
La seconda fonte principale di atomi esosferici è un processo noto come sputtering, che si verifica quando ioni dal vento solare o dalla magnetosfera di Mercurio impattano la superficie. L’energia in questi impatti è più alta che nel caso del PSD o del desorbimento termico, così che gli atomi espulsi dallo sputtering hanno velocità maggiori e le loro traiettorie li portano più in alto e più lontano degli atomi rilasciati attraverso processi termici a bassa energia. Lo sputtering ionico può fratturare la superficie su scale atomiche, liberando specie volatili come il Na. Questo porta ad un maggiore rilascio di materiale attraverso il PSD che in assenza di sputtering ionico, attraverso un processo noto come PSD potenziato dagli ioni.
Gli impatti di meteoriti sono la terza fonte primaria di materiale esosferico. Anche se i grandi impatti rilasciano molto materiale, essi sono rari e un afflusso di piccole particelle di polvere dallo spazio interplanetario che si scontrano con la superficie di Mercurio è più responsabile del mantenimento quotidiano dell’esosfera. L’energia di queste collisioni vaporizza sia le particelle di polvere che parte della superficie, rilasciando atomi ad alta energia ad alta quota.
Gli atomi rilasciati a bassa velocità seguono traiettorie balistiche sotto l’influenza della gravità. Poiché non vanno molto in alto, questi atomi ricadono per lo più sulla superficie dove rimbalzano o si attaccano. Alcuni atomi subiscono rimbalzi multipli prima di attaccarsi (noti come salti balistici), e in questo modo ridistribuiscono il materiale volatile sulla superficie di Mercurio, trasferendolo gradualmente dalle regioni equatoriali più calde alle regioni polari più fredde.
Anche gli atomi rilasciati con alte velocità seguono traiettorie balistiche; tuttavia, il più lungo tempo di residenza di questi atomi nell’esosfera permette a due altri processi di influenzarli. Il primo è la pressione della radiazione solare, in cui i fotoni solari spingono gli atomi in direzione anti-sole. Se la pressione della radiazione solare li spinge abbastanza lontano, gli atomi non torneranno alla superficie ma saranno spinti “dietro” il pianeta per diventare parte di una coda neutra, simile a quella di una cometa. Gli atomi spinti nella coda scapperanno dal pianeta a meno che non siano influenzati dal secondo processo che reindirizza gli atomi dell’esosfera, la ionizzazione dai fotoni solari che colpiscono gli atomi (fotoionizzazione), e la rimozione degli elettroni. Gli atomi caricati positivamente saranno raccolti dal campo magnetico di Mercurio e rapidamente accelerati verso o lontano dal pianeta, a seconda dell’orientamento delle linee del campo magnetico locale. Gli atomi accelerati verso il pianeta impattano la superficie e possono guidare lo sputtering; quelli accelerati lontano dal pianeta saranno persi nello spazio interplanetario. Così, gli atomi nell’esosfera di Mercurio alla fine o ritornano sulla superficie o si perdono nello spazio, spiegando perché l’esosfera si dissiperebbe così rapidamente se non fosse rifornita.
I processi che rilasciano atomi nell’esosfera di Mercurio e che successivamente li influenzano differiscono in grandezza a seconda dell’elemento. Ca e Mg sono elementi refrattari (hanno forti legami chimici che richiedono energie più elevate per liberarli dalla superficie), mentre Na è un elemento volatile (con legami deboli rotti a energie più basse). Allo stesso tempo, gli atomi di Ca hanno una durata di vita contro la fotoionizzazione di un fattore 10 inferiore a quella degli atomi di Na e 100 inferiore a quella degli atomi di Mg. Così, gli atomi neutri di Ca non sopravvivono a lungo nell’esosfera di Mercurio (tipicamente 1 ora), mentre gli atomi di Mg durano molto più a lungo (tipicamente 2-3 giorni). Inoltre, gli effetti della pressione delle radiazioni variano con ogni elemento, il Na è fortemente influenzato, il Ca più debolmente, e il Mg quasi per niente. La pressione di radiazione è anche proporzionale al flusso solare, e lo spettro del Sole contiene profondi assorbimenti, noti come linee di Fraunhofer, alle lunghezze d’onda della maggior parte delle emissioni di risonanza. Nelle parti dell’orbita ellittica di Mercurio in cui il pianeta sta accelerando verso o lontano dal Sole, lo spostamento Doppler tra il Sole e Mercurio sposta le emissioni di risonanza esosferica lontano dalle linee di Fraunhofer, fornendo una maggiore pressione di radiazione. Questo spostamento Doppler crea “stagioni” nell’esosfera, mentre Mercurio orbita intorno al Sole. MESSENGER ha visto chiaramente queste variazioni stagionali durante i suoi flyby di Mercurio quando ha osservato l’esosfera da lontano (Figura 13.4).
FIGURA 13.4. Illustrazione della variazione “stagionale” della coda di sodio neutro di Mercurio.
Al momento del secondo flyby di MESSENGER la coda era ben sviluppata, mentre era effettivamente “scomparsa” durante il terzo flyby di MESSENGER. (Gli spazi neri nell’immagine del secondo flyby sono lacune nei dati). La variazione della coda di sodio è legata alle variazioni della pressione della radiazione solare lungo l’orbita di Mercurio, guidata dallo spostamento Doppler dello spettro solare. Le simulazioni del modello (a sinistra) mostrano come la coda dovrebbe variare lungo un’orbita intorno al Sole.
Questi effetti variabili sui diversi elementi portano a diverse distribuzioni nell’esosfera di Mercurio. Il sodio è presente ovunque nell’esosfera di Mercurio, una conseguenza della sua natura volatile e del suo rilascio relativamente facile dalla superficie. Poiché la pressione delle radiazioni solari ha un grande effetto sul Na, esso è anche il principale costituente della coda di Mercurio ed è stato osservato fino a 2 milioni di miglia da Mercurio. A volte c’è così tanto Na nella coda che un osservatore sul lato notturno di Mercurio potrebbe vedere una sfumatura giallo-arancione nel cielo notturno: l’intensità dell’emissione di Na, alla stessa lunghezza d’onda dei lampioni a vapore di Na, è simile in forza ad una moderata aurora sulla Terra. La distribuzione di Na è per lo più simmetrica intorno alla linea Sole-Mercurio, indicando che ha una grande fonte di PSD; tuttavia, ci sono spesso miglioramenti locali dovuti ad altri processi, e la distribuzione in altitudine di Na mostra un distinto profilo a due componenti, coerente con il suo rilascio da processi sia a bassa energia che ad alta energia.
Il calcio, d’altra parte, ha una distribuzione molto diversa. Le osservazioni di MESSENGER rivelano profili di altitudine con solo una componente ad alta energia; mostrano anche una distribuzione persistente e fortemente asimmetrica sulla linea Sole-Mercurio, con picchi di densità vicino all’equatore all’alba. Ci sono diverse possibilità per la differenza tra la densità di Ca e Na con l’ora del giorno. Ci possono essere più impatti di meteoroidi sul lato dell’alba, che è il lato di testa di Mercurio mentre solca la polvere del sistema solare interno. In alternativa, ci possono essere differenze nello sputtering e nella fotodissociazione con l’ora del giorno che influenzano i due elementi in modo diverso.
Prima di MESSENGER, il Mg era stato previsto come parte dell’esosfera di Mercurio, ma non è stato scoperto fino al secondo flyby di MESSENGER. Il Mg ha una distribuzione che contrasta sia con il Na che con il Ca. La distribuzione complessiva di Mg è per lo più isotropa su Mercurio e caratteristica di un processo di rilascio ad alta energia; tuttavia, ci sono alcune prove di miglioramenti localizzati. Rimane un enigma il perché Mg e Ca, entrambe specie refrattarie, siano distribuite in modo così diverso nell’esosfera.
Altri elementi sono stati osservati nell’esosfera di Mercurio, tra cui idrogeno, elio, potassio, e forse ossigeno e alluminio. Sono più difficili da osservare perché le loro emissioni sono deboli e/o non sono particolarmente abbondanti. Le limitate informazioni che abbiamo su questi elementi mostrano che ci potrebbero essere aspetti ancora più sconcertanti dell’esosfera di Mercurio, la cui comprensione richiede ulteriori osservazioni.