5.1 Exosphere
De exosfeer is een atmosfeer die zo dun is dat het onwaarschijnlijk is dat de weinige atomen of moleculen die er in zitten met elkaar in botsing komen. In de atmosfeer van de Aarde is de exosfeer het hoogste deel van de atmosfeer waar de dichtheid van gasmoleculen zeer laag is. Op Mercurius is de exosfeer de enige atmosfeer, zodat de planeet een zogenaamde oppervlakte-gebonden exosfeer heeft, waarvan de gasmoleculen eerder tegen het oppervlak botsen (of van de planeet ontsnappen) dan dat ze tegen elkaar botsen.
Een van de belangrijkste methoden om de exosfeer van Mercurius te bestuderen is de waarneming van resonante emissie door atomen, waarbij fotonen van de zon met specifieke energieën of golflengten worden geabsorbeerd en vervolgens weer worden uitgezonden bij dezelfde golflengte. Omdat de combinaties van energieën waarbij dergelijke emissies optreden per element verschillen, leveren de waargenomen emissiespectra unieke spectrale vingerafdrukken op van de aanwezige elementen. De ultraviolet spectrometer van de Mariner 10 ontdekte de exosfeer van Mercurius door waarnemingen van de emissie van zowel waterstofatomen (H) als heliumatomen (He). De metingen van de Mariner 10 wijzen op een oppervlaktedruk die 1 triljoen keer kleiner is dan die van de atmosfeer van de aarde. Bijna tien jaar na de Flybys van Mariner 10 leidde vooruitgang in telescopen en instrumentatie tot de ontdekking van natrium (Na) en kalium (K) in de exosfeer; calcium (Ca) werd in 2000 ontdekt. MESSENGER heeft tijdens zijn tweede vlucht magnesium (Mg) toegevoegd aan de bekende elementen in de exosfeer.
In tegenstelling tot de dichtere atmosferen van de Aarde, Venus en Mars is de inhoud van Mercurius’ exosfeer van voorbijgaande aard en moet deze voortdurend worden aangevuld. Als de bronprocessen voor de exosfeer van Mercurius plotseling zouden stoppen, zou de exosfeer in slechts 2-3 dagen verdwijnen. Ook in tegenstelling tot de atmosferen van andere aardse planeten bestaat de exosfeer van Mercurius bijna geheel uit atomen en niet uit moleculen, wat vooral het gevolg is van de manier waarop de exosfeer wordt gevormd en in stand gehouden. De moleculen die in de exosfeer aanwezig zijn worden snel fotodissocieerd (d.w.z. uit elkaar gehaald) door het zonlicht, dat op Mercurius intens is door de nabijheid van de zon en het ontbreken van een dikke bovenste atmosfeer om het zonlicht te absorberen.
De exosfeer van Mercurius is afkomstig van het planeetoppervlak, deels van materiaal dat oorspronkelijk van Mercurius afkomstig is, deels van materiaal dat in Mercurius’ oppervlak is geïmplanteerd door de stroom geladen deeltjes van de zon die bekend staat als de zonnewind, en deels van de inslagen van kometen en meteoroïden. De vorming en instandhouding van de exosfeer van Mercurius is samengevat in figuur 13.3. De eerste van de drie belangrijkste bronnen van exosferische atomen is zonlicht dat op het oppervlak schijnt, waarbij materiaal vrijkomt op een van de volgende twee manieren. Fotongestimuleerde desorptie, of PSD, treedt op wanneer zonnefotonen het oppervlak raken en hun energie vrijgeven, waardoor de bindingen die de oppervlaktematerialen bij elkaar houden worden verbroken en atomen van het oppervlak worden uitgestoten. Thermische desorptie, of verdamping, treedt op wanneer zonlicht het oppervlak verwarmt en losgebonden, vluchtig materiaal wordt afgekookt. Beide processen zijn processen met een lage energie, dus de banen van de uitgeworpen atomen voeren ze niet erg hoog of ver.
FIGUUR 13.3. Schematische weergave van de bron- en verliesprocessen die verantwoordelijk zijn voor het ontstaan en de instandhouding van de exosfeer van Mercurius.
De tweede belangrijke bron van exosferische atomen is een proces dat bekend staat als sputteren, en dat optreedt wanneer ionen uit de zonnewind of de magnetosfeer van Mercurius op het oppervlak inslaan. De energie in deze inslagen is hoger dan in het geval van PSD of thermische desorptie, zodat atomen die door sputteren worden uitgeworpen grotere snelheden hebben en hun trajecten hen hoger en verder brengen dan atomen die vrijkomen door thermische processen met lage energie. Ion sputteren kan het oppervlak op atomaire schaal breken, waarbij vluchtige stoffen zoals Na vrijkomen. Dit leidt tot het vrijkomen van meer materiaal door PSD dan wanneer er geen ionen sputteren, door een proces dat bekend staat als ion-enhanced PSD.
Meteoroïde inslagen zijn de derde primaire bron van exosferisch materiaal. Hoewel bij grote inslagen veel materiaal vrijkomt, zijn ze zeldzaam en is een toevloed van kleine stofdeeltjes uit de interplanetaire ruimte die op Mercurius’ oppervlak botsen, meer verantwoordelijk voor het dagelijks onderhoud van de exosfeer. De energie van deze botsingen doet zowel de stofdeeltjes als een deel van het oppervlak verdampen, waardoor hoogenergetische atomen op grote hoogte vrijkomen.
Atomen die met lage snelheden vrijkomen, volgen onder invloed van de zwaartekracht ballistische trajecten. Omdat ze niet erg hoog gaan, vallen deze atomen meestal terug naar het oppervlak, waar ze ofwel stuiteren ofwel blijven hangen. Sommige atomen stuiteren meerdere keren voordat ze blijven plakken (ballistic hops genoemd) en herverdelen op deze manier vluchtig materiaal over het oppervlak van Mercurius, waarbij het geleidelijk wordt overgebracht van de hetere, equatoriale gebieden naar de koudere, polaire gebieden.
Atomen die met hoge snelheden vrijkomen, volgen ook ballistische banen; maar doordat deze atomen langer in de exosfeer verblijven, kunnen twee andere processen hun invloed doen gelden. Het eerste is de stralingsdruk van de zon, waarbij fotonen van de zon de atomen in tegengestelde richting duwen. Als de stralingsdruk van de zon hen ver genoeg duwt, zullen de atomen niet terugkeren naar het oppervlak maar zullen zij “achter” de planeet worden geduwd om deel uit te maken van een neutrale, komeetachtige staart. Atomen die in de staart worden geduwd zullen aan de planeet ontsnappen tenzij ze worden beïnvloed door het tweede proces dat exosferische atomen omleidt, ionisatie door fotonen van de zon die de atomen raken (fotoionisatie), en elektronen verwijderen. De positief geladen atomen zullen worden opgepikt door het magnetisch veld van Mercurius en snel naar de planeet toe of van de planeet af worden versneld, afhankelijk van de oriëntatie van de lokale magnetische veldlijnen. De naar de planeet toe versnelde atomen botsen op het oppervlak en kunnen sputtering veroorzaken; de van de planeet af versnelde atomen gaan verloren in de interplanetaire ruimte. De atomen in de exosfeer van Mercurius keren dus uiteindelijk terug naar het oppervlak of gaan verloren in de ruimte, wat verklaart waarom de exosfeer zo snel zou vervliegen als er geen nieuwe aanvoer zou zijn.
De processen die atomen in de exosfeer van Mercurius vrijmaken en die hen vervolgens beïnvloeden, verschillen in omvang afhankelijk van het element. Ca en Mg zijn vuurvaste elementen (met sterke chemische bindingen die een hogere energie nodig hebben om ze los te maken van het oppervlak), terwijl Na een vluchtig element is (met zwakke bindingen die met lagere energie worden verbroken). Tegelijkertijd hebben Ca-atomen een levensduur tegen fotoionisatie die een factor 10 kleiner is dan voor Na-atomen en 100 kleiner dan voor Mg-atomen. Neutrale Ca-atomen overleven dus niet lang in de exosfeer van Mercurius (meestal 1 uur), terwijl Mg-atomen veel langer meegaan (meestal 2-3 dagen). Bovendien verschillen de effecten van de stralingsdruk per element, waarbij Na sterk wordt beïnvloed, Ca zwakker, en Mg bijna helemaal niet. De stralingsdruk is ook evenredig met de zonneflux, en het zonnespectrum bevat diepe absorpties, de zogenaamde Fraunhofer-lijnen, op de golflengten van de meeste resonantie-emissies. In de delen van Mercurius’ elliptische baan waar de planeet naar de Zon toe of van de Zon af accelereert, verschuift de Doppler-verschuiving tussen de Zon en Mercurius de exosferische resonantie-emissies weg van de Fraunhofer-lijnen, waardoor de stralingsdruk toeneemt. Deze Doppler-verschuiving zorgt voor “seizoenen” in de exosfeer, terwijl Mercurius om de zon draait. MESSENGER zag deze seizoensgebonden variaties duidelijk tijdens zijn vluchten rond Mercurius, toen het de exosfeer van een afstand bekeek (figuur 13.4).
FIGUUR 13.4.
Tijdens de tweede MESSENGER-vliegvlucht was de staart goed ontwikkeld, terwijl hij tijdens de derde MESSENGER-vliegvlucht in feite “ontbrak”. (De zwarte plekken in het beeld van de tweede flyby zijn gaten in de gegevens.) Variatie in de natriumstaart houdt verband met variaties in de stralingsdruk van de zon langs de baan van Mercurius, aangedreven door Doppler-verschuiving van het zonnespectrum. Modelsimulaties (links) laten zien hoe de staart naar verwachting varieert gedurende één baan om de zon.
Deze variërende effecten op verschillende elementen leiden tot verschillende verdelingen in de exosfeer van Mercurius. Natrium is overal in de exosfeer van Mercurius te vinden, een gevolg van zijn vluchtige aard en het relatief gemakkelijk vrijkomen van het oppervlak. Omdat de stralingsdruk van de zon een groot effect heeft op Na, is het ook het voornaamste bestanddeel in de staart van Mercurius en is het waargenomen tot op een afstand van 2 miljoen mijl van Mercurius. Soms is er zoveel Na in de staart dat een waarnemer aan de nachtzijde van Mercurius een geel-oranje zweem aan de nachtelijke hemel kan zien: de intensiteit van de Na-emissie, bij dezelfde golflengte als Na-damp-straatlantaarns, is in sterkte vergelijkbaar met een matig noorderlicht op aarde. De Na-verdeling is meestal symmetrisch rond de Zon-Mercurius lijn, wat aangeeft dat het een grote PSD bron heeft; er zijn echter vaak lokale verhogingen te wijten aan andere processen, en de hoogteverdeling van Na vertoont een duidelijk twee-componenten profiel, consistent met het vrijkomen van zowel laag-energetische als hoog-energetische processen.
Calcium, aan de andere kant, heeft een heel andere verdeling. MESSENGER-waarnemingen laten hoogteprofielen zien met alleen een hoogenergetische component; ze laten ook een hardnekkige, sterk asymmetrische verdeling zien rond de Zon-Mercuriuslijn, met piekdichtheden nabij de evenaar bij zonsopgang. Er zijn verschillende mogelijkheden voor het verschil tussen de dichtheid van Ca en Na met het tijdstip van de dag. Het kan zijn dat er meer meteoroïde inslagen zijn aan de dageraadskant, omdat Mercurius aan die kant door het stof in het binnenste zonnestelsel ploegt. Een andere mogelijkheid is dat er verschillen zijn in sputteren en fotodissociatie met het tijdstip van de dag, waardoor de twee elementen verschillend worden beïnvloed.
Vóór MESSENGER was voorspeld dat Mg deel zou uitmaken van de exosfeer van Mercurius, maar het werd pas ontdekt tijdens de tweede Flyby van MESSENGER. Mg heeft een verdeling die contrasteert met die van Na en Ca. De algemene Mg-verdeling is over het algemeen isotroop over Mercurius en kenmerkend voor een proces waarbij hoge energie vrijkomt; er zijn echter aanwijzingen voor plaatselijke verhogingen. Het blijft een raadsel waarom Mg en Ca, beide vuurvaste soorten, zo verschillend verdeeld zijn in de exosfeer.
Er zijn ook andere elementen waargenomen in de exosfeer van Mercurius, waaronder waterstof, helium, kalium, en mogelijk zuurstof en aluminium. Deze zijn moeilijker waar te nemen omdat hun emissies zwak zijn en/of omdat ze niet bijzonder talrijk zijn. De beperkte informatie die we over deze elementen hebben, laat zien dat er nog meer raadselachtige aspecten aan de exosfeer van Mercurius kunnen zitten, waarvan het begrip verdere waarnemingen vereist.