5.1 外気圏
外気圏とは、その数少ない原子や分子が互いに衝突する可能性が低いほど薄い大気のことです。 地球の大気では、大気の最も高い部分で、気体分子の密度が非常に低いところが外気圏です。
水星の外気圏を研究する主な方法は、特定のエネルギーや波長の太陽光子を吸収し、同じ波長で再放出する原子の共鳴発光の観測である。 このような発光が起こるエネルギーの組み合わせは元素によって異なるため、観測された発光スペクトルは、存在する元素の固有のスペクトル・フィンガープリントとなる。 Mariner 10の紫外分光器は、水素（H）とヘリウム（He）原子からの発光を観測し、水星の外圏を発見した。 Mariner 10の観測結果から、水星の表面圧力は地球の大気の1兆分の1であることがわかった。 マリナー10号の飛翔から約10年後、望遠鏡と観測機器の進歩により、外気中にナトリウム（Na）とカリウム（K）が発見され、2000年にはカルシウム（Ca）が検出された。
地球や金星、火星のように密度の高い大気とは異なり、水星の外気は一過性のものであり、絶えず補給されなければならない。 水星の外気圏の源となるプロセスが突然停止した場合、外気圏はわずか2〜3日で消滅してしまう。 また、他の地球型惑星の大気とは対照的に、 水星の外気圏は、分子ではなくほとんど原子で構成されている。 水星は太陽に近く、太陽光を吸収する厚い上層大気がないため、外気圏に存在する分子はすぐに光解離（分解）する。
水星の外気圏は、水星表面の物質、水星固有の物質、太陽風と呼ばれる太陽からの荷電粒子の流れによって水星表面に埋め込まれた物質、彗星やメテオロイドの衝突によって形成されている。 水星外気圏の生成と維持については、図13.3にまとめた。 水星外圏の原子の3つの主要な供給源のうち、第1の供給源は、表面に衝突した太陽光であり、2つの方法で物質を放出する。 光子刺激脱離（PSD）は、太陽光子が表面に衝突してエネルギーを放出し、表面物質の結合を破壊して表面から原子を放出するものである。 一方、熱脱着（蒸発）は、太陽光が表面を加熱し、ゆるく結合した揮発性物質が沸騰することで起こる。
図13.3.
外圏原子の2つ目の主な供給源は、スパッタリングと呼ばれるプロセスで、太陽風や水星磁気圏からのイオンが表面に衝突する際に起こります。 この衝突のエネルギーはPSDや熱脱着の場合よりも高いため、スパッタリングによって放出された原子は、低エネルギーの熱プロセスによって放出された原子よりも速度が大きく、その軌道はより高く、より遠くまで運ばれます。 イオンスパッタリングでは、原子スケールで表面が破壊され、Naなどの揮発性化学種が放出される。
隕石の衝突は、大気圏外物質の3番目の主要な供給源です。 大きな衝突は多くの物質を放出するが、それは稀であり、惑星間空間からの小さな塵の粒子が水星表面に衝突することで、日々の外気圏の維持を担っている。
低速度で放出された原子は、重力の影響を受けて弾道を描きます。
低速度で放出された原子は、重力の影響を受けて弾道を描きますが、あまり高く飛ばないため、ほとんどの原子は地表に落下し、そこで跳ね返るか付着します。
高速度で放出された原子も弾道を描くが、外気圏での滞留時間が長いため、他の2つの過程が影響していると考えられる。 1つ目は太陽輻射圧で、太陽光子が原子を反太陽方向に押します。 太陽輻射圧が十分にかかると、原子は地表に戻らず、惑星の「後ろ」に押しやられ、中性の彗星のような尾の一部になる。 尾部に押し込まれた原子は、2つ目のプロセスである外圏原子の方向転換、原子に当たった太陽光子によるイオン化（光イオン化）、電子の除去などの影響を受けない限り、惑星から脱出する。 正電荷を帯びた原子は、水星の磁場に拾われ、局所的な磁力線の向きに応じて、惑星の方向または遠方に向かって急速に加速される。 惑星に向かって加速された原子は惑星表面に衝突し、スパッタリングを引き起こすことができる。
水星の外圏に原子が放出され、その後、原子に影響を与える過程は、元素によって大きさが異なります。 CaやMgは耐火性元素（化学結合が強く、表面から放出するには高いエネルギーが必要）であり、Naは揮発性元素（結合が弱く、低いエネルギーで壊れる）である。 同時に、Ca原子の光イオン化に対する寿命は、Na原子に比べて10分の1、Mg原子に比べて100分の1程度である。 そのため、中性のCa原子は水星外圏ではあまり長く生きられない（通常1時間）のに対し、Mg原子ははるかに長く生きられる（通常2〜3日）。 また、放射圧の影響は元素ごとに異なり、Naは強く、Caは弱く、Mgはほとんど影響を受けない。 また、放射圧は太陽の光束に比例し、太陽のスペクトルには、共鳴放射の波長にフラウンホーファー線と呼ばれる深い吸収があることが知られている。 水星の楕円軌道において、水星が太陽に向かって加速している部分、あるいは太陽から遠ざかっている部分では、太陽と水星の間のドップラーシフトによって、外圏の共鳴放射がフラウンホーファー線から遠ざかり、放射圧が上昇する。 このドップラーシフトにより、水星が太陽の周りを回るとき、外気圏に「季節」が生じる。
FIGURE 13.4.
2回目の MESSENGER フライバイの時には、尾部は十分に発達していたが、3回目の MESSENGER フライバイの時には、尾部は事実上「消失」していた。 ナトリウムの尾の変動は、太陽スペクトルのドップラーシフトによる水星軌道上の太陽輻射圧の変動に関係している。
このように元素によって影響が異なるため、水星の外気圏での分布も異なる。 ナトリウムは水星外気圏の至る所で見られ、これはその揮発性の性質と地表からの比較的容易な放出の結果である。 太陽輻射圧がNaに大きな影響を与えるため、Naは水星の尾部の主成分であり、水星から200万マイル離れた場所でも観測されている。 Naの発光強度は、Na蒸気の街灯と同じ波長であり、地球の中程度のオーロラと同程度の強度である。 Naの分布は太陽-水星線に対してほぼ対称であり、大きなPSD源があることを示しています。しかし、他のプロセスによる局所的な増強がしばしば見られ、Naの高度分布は明確な2成分プロファイルを示し、低エネルギーと高エネルギーの両方のプロセスから放出されていることを示しています。 MESSENGERの観測では、高エネルギー成分のみの高度プロファイルが見られ、また、太陽-水星線を中心とした持続的で強い非対称な分布が見られ、明け方の赤道付近に密度のピークがあることが分かりました。 時間帯によるCaとNaの密度の違いについては、いくつかの可能性が考えられる。 太陽系内のダストを突っ切る水星の先頭側である夜明け側に隕石の衝突が多いのかもしれない。
MESSENGERに先立ち、Mgは水星の外圏に存在すると予測されていたが、MESSENGERの2回目のフライバイまで発見されなかった。 Mgは、NaやCaとは対照的な分布をしている。 全体的なMgの分布は、水星ではほぼ等方的であり、高エネルギー放出プロセスに特徴的であるが、局所的に強化されている証拠がいくつかある。
水星外圏には、水素、ヘリウム、カリウム、そして酸素やアルミニウムなど、他の元素も観測されている。
水星外層には他にも水素、ヘリウム、カリウム、そして酸素やアルミニウムなどが観測されていますが、これらの元素は発光が弱く、存在量も少ないため、観測が困難です。 これらの元素に関する限られた情報は、水星の外圏にはさらに不可解な点がある可能性を示しており、その解明にはさらなる観測が必要である。