5.1 Egzosfera
Eksosfera jest atmosferą tak cienką, że jest mało prawdopodobne, aby jej nieliczne atomy lub cząsteczki zderzały się ze sobą. W atmosferze ziemskiej egzosfera jest najwyższą częścią atmosfery, gdzie gęstość cząsteczek gazu jest bardzo mała. Na Merkurym egzosfera jest jedyną atmosferą, więc planeta ma tak zwaną egzosferę związaną z powierzchnią, której cząsteczki gazu zderzają się z powierzchnią (lub uciekają z planety), a nie zderzają się ze sobą.
Podstawową metodą badania egzosfery Merkurego jest obserwacja emisji rezonansowej z atomów, w której fotony słoneczne o określonych energiach lub długościach fali są absorbowane, a następnie reemitowane przy tej samej długości fali. Ponieważ kombinacje energii, przy których zachodzi taka emisja, różnią się w zależności od pierwiastka, obserwowane widma emisyjne dostarczają unikalnych spektralnych odcisków palców dla obecnych pierwiastków. Spektrometr ultrafioletowy Marinera 10 odkrył egzosferę Merkurego poprzez obserwacje emisji z atomów wodoru (H) i helu (He). Pomiary Marinera 10 sugerują, że ciśnienie na powierzchni jest 1 bilion razy mniejsze niż w atmosferze ziemskiej. Blisko dekadę po przelocie Marinera 10, postęp w teleskopach i instrumentacji doprowadził do odkrycia sodu (Na) i potasu (K) w egzosferze; wapń (Ca) został wykryty w 2000 roku. Podczas drugiego przelotu MESSENGER dodał magnez (Mg) do znanych pierwiastków w egzosferze.
W przeciwieństwie do gęstszych atmosfer Ziemi, Wenus i Marsa, zawartość egzosfery Merkurego jest przemijająca i musi być stale uzupełniana. Gdyby procesy źródłowe egzosfery Merkurego nagle ustały, egzosfera rozproszyłaby się w ciągu zaledwie 2-3 dni. Również w przeciwieństwie do atmosfer innych planet lądowych, egzosfera Merkurego składa się prawie całkowicie z atomów, a nie z molekuł, co wynika przede wszystkim ze sposobu, w jaki egzosfera jest generowana i utrzymywana. Jakiekolwiek cząsteczki obecne w egzosferze są szybko fotodysocjowane (tj. rozbijane) przez światło słoneczne, które jest intensywne na Merkurym z powodu jego bliskości do Słońca i braku grubej górnej atmosfery, która pochłaniałaby światło słoneczne.
Eksosfera Merkurego pochodzi z powierzchni planety, częściowo z materiału rodzimego dla Merkurego, częściowo z materiału wszczepionego w powierzchnię Merkurego przez strumień naładowanych cząstek ze Słońca znany jako wiatr słoneczny, a częściowo z uderzeń komet i meteoroidów. Wytwarzanie i utrzymywanie egzosfery Merkurego podsumowano na rysunku 13.3. Pierwszym z trzech głównych źródeł atomów egzosfery jest światło słoneczne uderzające w powierzchnię, uwalniające materiał na jeden z dwóch sposobów. Desorpcja stymulowana fotonami, lub PSD, zachodzi, gdy fotony słoneczne uderzają w powierzchnię i uwalniają swoją energię, rozrywając wiązania, które trzymają razem materiały powierzchniowe i wyrzucając atomy z powierzchni. Desorpcja termiczna, czyli parowanie, zachodzi, gdy światło słoneczne ogrzewa powierzchnię, a luźno związany, lotny materiał jest wygotowywany. Oba procesy są procesami niskoenergetycznymi, więc trajektorie wyrzucanych atomów nie przenoszą ich bardzo wysoko ani bardzo daleko.
RYSUNEK 13.3. Schematyczna ilustracja przedstawiająca procesy źródłowe i stratne odpowiedzialne za wytwarzanie i utrzymywanie egzosfery Merkurego.
Drugim głównym źródłem atomów egzosfery jest proces znany jako rozpylanie, który zachodzi, gdy jony z wiatru słonecznego lub magnetosfery Merkurego uderzają w powierzchnię. Energia tych uderzeń jest wyższa niż w przypadku PSD lub desorpcji termicznej, tak więc atomy wyrzucane przez rozpylanie mają większe prędkości, a ich trajektorie przenoszą je wyżej i dalej niż atomy uwalniane przez niskoenergetyczne procesy termiczne. Napylanie jonowe może spowodować pęknięcie powierzchni w skali atomowej, uwalniając lotne gatunki, takie jak Na. Prowadzi to do większego uwolnienia materiału poprzez PSD niż w przypadku braku rozpylania jonowego, w procesie znanym jako PSD wzmocnione jonami.
Zderzenia meteoroidów są trzecim podstawowym źródłem materiału egzosferycznego. Chociaż duże zderzenia uwalniają dużo materiału, są one rzadkie, a napływ małych cząstek pyłu z przestrzeni międzyplanetarnej, które zderzają się z powierzchnią Merkurego, jest bardziej odpowiedzialny za codzienne utrzymanie egzosfery. Energia tych zderzeń odparowuje zarówno cząstki pyłu, jak i część powierzchni, uwalniając wysokoenergetyczne atomy na duże wysokości.
Atomy uwalniane z małymi prędkościami podążają balistycznymi trajektoriami pod wpływem grawitacji. Ponieważ nie sięgają bardzo wysoko, atomy te najczęściej spadają z powrotem na powierzchnię, gdzie albo się odbijają, albo przyklejają. Niektóre atomy ulegają wielokrotnym odbiciom przed przyklejeniem się (tzw. hops balistyczny) i w ten sposób redystrybuują lotny materiał na powierzchni Merkurego, stopniowo przenosząc go z gorętszych, równikowych regionów do zimniejszych, polarnych.
Atomy uwolnione z dużymi prędkościami również podążają po trajektoriach balistycznych; jednak dłuższy czas przebywania tych atomów w egzosferze pozwala na oddziaływanie na nie dwóch innych procesów. Pierwszym z nich jest ciśnienie promieniowania słonecznego, w którym fotony słoneczne popychają atomy w kierunku przeciwnym do ruchu wskazówek zegara. Jeśli ciśnienie promieniowania słonecznego popchnie je wystarczająco daleko, atomy nie powrócą na powierzchnię, lecz zostaną zepchnięte „za” planetę i staną się częścią neutralnego ogona, przypominającego kometę. Atomy zepchnięte do ogona uciekną z planety, chyba że pod wpływem drugiego procesu przekierowującego atomy z egzosfery, jonizacji od fotonów słonecznych uderzających w atomy (fotojonizacja) i usuwania elektronów. Dodatnio naładowane atomy zostaną wychwycone przez pole magnetyczne Merkurego i gwałtownie przyspieszone w kierunku lub od planety, w zależności od orientacji lokalnych linii pola magnetycznego. Atomy przyspieszone w kierunku planety uderzają w jej powierzchnię i mogą powodować rozpylanie; te przyspieszone z dala od planety zostaną utracone w przestrzeni międzyplanetarnej. Tak więc atomy w egzosferze Merkurego ostatecznie albo wracają na powierzchnię, albo są tracone w przestrzeni kosmicznej, co wyjaśnia, dlaczego egzosfera rozpraszałaby się tak szybko, gdyby nie była ponownie zasilana.
Procesy, które uwalniają atomy do egzosfery Merkurego i które następnie na nie wpływają, różnią się wielkością w zależności od pierwiastka. Ca i Mg są pierwiastkami ogniotrwałymi (posiadającymi silne wiązania chemiczne wymagające wyższych energii do uwolnienia ich z powierzchni), natomiast Na jest pierwiastkiem lotnym (posiadającym słabe wiązania zrywane przy niższych energiach). Jednocześnie, atomy Ca mają czas życia przed fotojonizacją 10 razy mniejszy niż atomy Na i 100 razy mniejszy niż atomy Mg. Tak więc neutralne atomy Ca nie przeżywają długo w egzosferze Merkurego (typowo 1 h), podczas gdy atomy Mg znacznie dłużej (typowo 2-3 dni). Ponadto, wpływ ciśnienia promieniowania jest różny dla poszczególnych pierwiastków, przy czym Na oddziałuje silnie, Ca słabiej, a Mg prawie wcale. Ciśnienie promieniowania jest również proporcjonalne do strumienia słonecznego, a widmo Słońca zawiera głębokie absorpcje, znane jako linie Fraunhofera, na długościach fal większości emisji rezonansowych. W tych częściach eliptycznej orbity Merkurego, gdzie planeta przyspiesza w kierunku Słońca lub oddala się od niego, przesunięcie dopplerowskie pomiędzy Słońcem a Merkurym przesuwa egzosferyczne emisje rezonansowe z dala od linii Fraunhofera, zapewniając zwiększone ciśnienie promieniowania. To przesunięcie dopplerowskie tworzy „pory roku” w egzosferze, gdy Merkury krąży wokół Słońca. MESSENGER wyraźnie widział te sezonowe zmiany podczas przelotów nad Merkurym, gdy oglądał egzosferę z pewnej odległości (Rysunek 13.4).
RYSUNEK 13.4. Ilustracja „sezonowej” zmienności ogona neutralnego sodu Merkurego.
W czasie drugiego przelotu MESSENGER-a ogon był dobrze rozwinięty, podczas gdy podczas trzeciego przelotu MESSENGER-a skutecznie go „brakowało”. Zmienność ogona sodowego jest związana z różnicami w ciśnieniu promieniowania słonecznego wzdłuż orbity Merkurego, spowodowanymi przesunięciem dopplerowskim widma słonecznego. Symulacje modelowe (po lewej) pokazują jak ogon powinien się zmieniać na jednej orbicie wokół Słońca.
Te zmienne efekty na różne pierwiastki prowadzą do różnych rozkładów w egzosferze Merkurego. Sód jest widoczny wszędzie w egzosferze Merkurego, co jest konsekwencją jego lotnej natury i stosunkowo łatwego uwalniania z powierzchni. Ponieważ ciśnienie promieniowania słonecznego ma duży wpływ na Na, jest on również głównym składnikiem w ogonie Merkurego i został zaobserwowany tak daleko od Merkurego, jak 2 miliony mil. Czasami w ogonie znajduje się tak dużo Na, że obserwator po nocnej stronie Merkurego może dostrzec żółto-pomarańczowy odcień nocnego nieba: intensywność emisji Na, przy tej samej długości fali co lampy uliczne z parami Na, jest podobna do umiarkowanej zorzy na Ziemi. Rozkład Na jest w większości symetryczny względem linii Słońce-Merkury, co wskazuje na duże źródło PSD; jednakże, często występują lokalne wzmocnienia spowodowane innymi procesami, a rozkład wysokości Na wykazuje wyraźny dwuskładnikowy profil, zgodny z uwalnianiem Na zarówno z procesów niskoenergetycznych jak i wysokoenergetycznych.
Wapń, z drugiej strony, ma bardzo różny rozkład. Obserwacje MESSENGERa ujawniają profile wysokościowe z tylko wysokoenergetycznym składnikiem; pokazują również trwały, silnie asymetryczny rozkład wokół linii Słońce-Merkury, ze szczytowymi gęstościami w pobliżu równika o świcie. Istnieje kilka możliwości wyjaśnienia różnicy pomiędzy gęstością Ca i Na w zależności od pory dnia. Może być więcej uderzeń meteoroidów po stronie świtu, która jest wiodącą stroną Merkurego, gdy ten przebija się przez pył w wewnętrznym Układzie Słonecznym. Alternatywnie, mogą występować różnice w rozpylaniu i fotodysocjacji z porą dnia, które wpływają na te dwa pierwiastki w różny sposób.
Przed MESSENGERem, Mg był przewidywany jako część egzosfery Merkurego, ale nie został odkryty aż do drugiego przelotu MESSENGERa. Mg ma rozkład kontrastujący z rozkładem Na i Ca. Ogólny rozkład Mg jest w większości izotropowy na Merkurym i charakterystyczny dla procesu wysokoenergetycznego uwalniania, jednak istnieją pewne dowody na lokalne wzmocnienia. Pozostaje zagadką, dlaczego Mg i Ca, oba gatunki ogniotrwałe, są tak różnie rozmieszczone w egzosferze.
W egzosferze Merkurego zaobserwowano także inne pierwiastki, w tym wodór, hel, potas, a być może także tlen i aluminium. Są one trudniejsze do zaobserwowania, ponieważ ich emisja jest słaba i/lub nie są one szczególnie obfite. Ograniczone informacje, jakie posiadamy na temat tych pierwiastków pokazują, że egzosfera Merkurego może mieć jeszcze więcej zagadkowych aspektów, których zrozumienie wymaga dalszych obserwacji.