Atmosféra Merkura - Atmosphere of Mercury

Sodný ocas
Atmosféra Merkura[1]
DruhCD,[n 1] cm−2SD,[č. 2] cm−3
Vodík (H)~ 3 × 109~ 250
Molekulární vodík< 3 × 1015< 1.4 × 107
Hélium< 3 × 1011~ 6 × 103
Atomový kyslík< 3 × 1011~ 4 × 104
Molekulární kyslík< 9 × 1014< 2.5 × 107
Sodík~ 2 × 10111.7–3.8 × 104
Draslík~ 2 × 109~ 4000
Vápník~ 1.1 × 108~ 3000
Hořčík~ 4 × 1010~ 7.5 × 103
Argon~ 1.3 × 109< 6.6 × 106
Voda< 1 × 1012< 1.5 × 107
neon, křemík, síra, žehlička,

oxid uhličitý, atd.

  1. ^ Hustota sloupce
  2. ^ Hustota povrchu

Rtuť má velmi jemný a vysoce variabilní atmosféra (povrchově vázaný exosféra ) obsahující vodík, hélium, kyslík, sodík, vápník, draslík a vodní pára, s kombinovanou úrovní tlaku asi 10−14 bar (1 nPa ).[2] Exosférické druhy pocházejí buď z Solární bouře nebo z planetární kůry. Sluneční světlo tlačí atmosférické plyny od Slunce a vytváří za planetou ocas podobný kometě.

Existence Merkurovy atmosféry byla sporná před rokem 1974, ačkoli v té době již došlo ke shodě, že Merkur, jako Měsíc, postrádala jakoukoli podstatnou atmosféru. Tento závěr byl potvrzen v roce 1974, kdy byl bezpilotní Mariner 10 vesmírná sonda objevila jen řídkou exosféru. Později, v roce 2008, zlepšená měření získala POSEL kosmická loď, která objevila hořčík v Merkurovské exosféře.

Složení

Merkurská exosféra se skládá z různých druhů pocházejících z Solární bouře nebo z planetární kůra.[3] První objevené složky byly atomový vodík (H), hélium (On) a atomový kyslík (O), které byly pozorovány ultrafialovým zářením fotometr z Mariner 10 vesmírná sonda v roce 1974. Koncentrace těchto prvků na povrchu se odhadovaly na 230 cm−3 pro vodík na 44 000 cm−3 pro kyslík, se střední koncentrací helia.[3] V roce 2008 POSEL sonda potvrdila přítomnost atomového vodíku, i když se jeho koncentrace zdála vyšší než odhad z roku 1974.[4] Předpokládá se, že exosférický vodík a hélium rtuti pochází ze slunečního větru, zatímco kyslík pravděpodobně pochází z kůry.[3]

Ca a Mg v ocasu

Čtvrtý druh detekovaný v exosféře Merkura byl sodík (Na). Objevili ho v roce 1985 Drew Potter a Tom Morgan, kteří pozorovali jeho emisní čáry Fraunhofer při 589 a 589,6 nm.[5] Průměrná hustota sloupce tohoto prvku je přibližně 1 × 1011 cm−2. Je pozorováno, že se sodík koncentruje poblíž pólů a vytváří světlé skvrny.[6] Jeho hojnost je také zvýšena v blízkosti terminálu úsvitu ve srovnání s terminátorem za soumraku.[7] Některé výzkumy tvrdí, že existuje korelace hojnosti sodíku s určitými povrchovými prvky, jako je např Caloris nebo rádiové světlé skvrny;[5] tyto výsledky však zůstávají kontroverzní. Rok po objevu sodíku to Potter a Morgan hlásili draslík (K) je také přítomen v exosféře Merkuru, i když s hustotou kolony o dva řády nižší než u sodíku. Vlastnosti a prostorové rozložení těchto dvou prvků jsou jinak velmi podobné.[8] V roce 1998 další prvek, vápník (Ca), byl detekován s hustotou kolony o tři řády nižší než sodík.[9] Připomínky POSEL sonda v roce 2009 ukázala, že vápník je koncentrován hlavně v blízkosti rovníku - naproti tomu, co je pozorováno u sodíku a draslíku.[10] Další pozorování, která Messenger zaznamenal v roce 2014, poznamenávají, že atmosféru doplňují materiály odpařené z povrchu meteority jak sporadicky, tak v meteorická sprcha spojený s Kometa Encke.[11]

V roce 2008 POSEL plazmový spektrometr s rychlým zobrazováním sondy (FIPS) objevil několik molekulárních a různých iontů v blízkosti Merkuru, včetně H2Ó+ (ionizovaný vodní pára ) a H2S+ (ionizovaný sirovodík ).[12] Jejich množství v poměru k sodíku je asi 0,2, respektive 0,7. Jiné ionty, jako je H3Ó+ (hydronium ), ACH (hydroxyl ), O.2+ a Si+ jsou také přítomni.[13] Během průletu v roce 2009 se kanál ultrafialového a viditelného spektrometru (UVVS) na rtuťovém atmosférickém a povrchovém složení spektrometru (MASCS) na palubě POSEL kosmická loď nejprve odhalila přítomnost hořčík v Merkurovské exosféře. Množství blízkého povrchu této nově zjištěné složky je zhruba srovnatelné s množstvím sodíku.[10]

Vlastnosti

Mariner 10 's ultrafialový pozorování prokázala horní hranici exosférické povrchové hustoty kolem 105 částice na centimetr krychlový. To odpovídá povrchovému tlaku menšímu než 10−14 bar (1 nPa ).[14]

Teplota Merkurovy exosféry závisí na druhu i geografické poloze. U exosférického atomového vodíku se zdá, že teplota je asi 420 K, což je hodnota získaná oběma Mariner 10 a POSEL.[4] Teplota pro sodík je mnohem vyšší a dosahuje 750–1 500 K na rovníku a 1 500–3 500 K na pólech.[15] Některá pozorování ukazují, že Merkur je obklopen horkou koronou atomů vápníku s teplotou mezi 12 000 a 20 000 K.[9]

Ocasy

Vzhledem k blízkosti Merkuru ke Slunci je tlak slunečního světla mnohem silnější než blízko Země. Sluneční záření tlačí neutrální atomy od Merkuru a vytváří za ním ocas podobný kometě.[16] Hlavní složkou v ocasu je sodík, který byl detekován déle než 24 milionů km (1000 R.M) z planety.[17] Tento sodíkový ocas se rychle rozpíná na průměr asi 20 000 km ve vzdálenosti 17 500 km.[18] V roce 2009, POSEL také detekoval vápník a hořčík v ocasu, i když tyto prvky byly pozorovány pouze na vzdálenosti menší než 8 R.M.[16]

Viz také

Reference

Poznámky

  1. ^ Zabít 2007, s. 456, tabulka 5
  2. ^ „NASA - Merkur“. Archivovány od originál dne 2005-01-05. Citováno 2009-09-26.
  3. ^ A b C Zabít, 2007, s. 433–434
  4. ^ A b McClintock 2008, s. 93
  5. ^ A b Zabít, 2007, s. 434–436
  6. ^ Zabít, 2007, s. 438–442
  7. ^ Zabít, 2007, s. 442–444
  8. ^ Zabít, 2007, s. 449–452
  9. ^ A b Zabít, 2007, s. 452–453
  10. ^ A b McClintock 2009, s. 612–613
  11. ^ Rosemary M. Killen; Joseph M. Hahn (10. prosince 2014). „Nárazové odpařování jako možný zdroj rtuťové exosféry vápníku“. Icarus. 250: 230–237. Bibcode:2015Icar..250..230K. doi:10.1016 / j.icarus.2014.11.035.
  12. ^ „MESSENGER Vědci„ ohromeni “hledáním vody v tenké atmosféře Merkuru“. Planetární společnost. 2008-07-03. Archivovány od originál dne 6. dubna 2010. Citováno 2010-03-28.
  13. ^ Zurbuchen 2008, s. 91, tabulka 1
  14. ^ Domingue, 2007, s. 162–163
  15. ^ Zabít, 2007, s. 436–438
  16. ^ A b McClintock 2009, s. 610–611
  17. ^ Schmidt 2010, s. 9–16
  18. ^ Zabít, 2007, s. 448

Bibliografie