水星の大気

水星の大気

大気が薄すぎて見えない水星の表面。
一般情報
化学種	柱密度 cm −2 ; 面密度 cm −3 [1]
構成
水素	約3×10 9 ; 約250
分子状水素	< 3 × 10 15 ; < 1.4 × 10 7
ヘリウム	< 3 × 10 11 ; ~ 6 × 10 3
酸素	< 3 × 10 11 ; ~ 4 × 10 4
分子状酸素	< 9 × 10 14 ; < 2.5 × 10 7
ナトリウム	~ 2 × 10 11 ; 1.7～3.8× 104
カリウム	約 2 × 10 9 ; 約 4000
カルシウム	約 1.1 × 10 8 ; 約 3000
マグネシウム	約 4 × 10 10 ; 約 7.5 × 10 3
アルゴン	約 1.3 × 10 9 ; < 6.6 × 10 6
水	< 1 × 10 12 ; < 1.5 × 10 7

水星は太陽に最も近く、磁場が弱く、地球型惑星として知られているものの中で最も質量が小さいため、非常に希薄で変化に富んだ大気（表面外気圏）を持ち、水素、ヘリウム、酸素、ナトリウム、カルシウム、カリウム、水蒸気を含み、総圧力は約10 ⁻¹⁴ bar（1 nPa）である。^[2]外気圏の物質は、太陽風または惑星の地殻に由来する。太陽光は大気ガスを太陽から遠ざけ、惑星の後ろに彗星のような尾を形成する。

水星の大気の存在は 1974 年まで議論の的となっていたが、その時点では、月と同様に水星にも実質的な大気はないという見解が一致していた。この結論は、1974 年に無人のマリナー 10 号宇宙探査機がわずかな外気圏しか発見しなかったことで確認された。その後、2008 年にメッセンジャー宇宙船によってより正確な測定が行われ、水星の外気圏にマグネシウムが発見された。

水星の外気圏は、太陽風または惑星の地殻に由来するさまざまな種で構成されています。^[3]最初に発見された成分は、原子状水素(H)、ヘリウム(He)、原子状酸素(O) で、1974 年にマリナー 10 号宇宙探査機の紫外線放射光度計によって観測されました。これらの元素の表面近くの濃度は、水素の場合は 230 cm ⁻³ 、酸素の場合は 44,000 cm ⁻³と推定され、ヘリウムの濃度はその中間でした。^[3] 2008 年にメッセンジャー探査機は原子状水素の存在を確認しましたが、その濃度は 1974 年の推定よりも高いようでした。^[4]水星の外気圏の水素とヘリウムは太陽風に由来すると考えられていますが、酸素は地殻起源である可能性があります。^[3]

水星の外気圏で発見された4番目の元素はナトリウム（Na）である。これは1985年にドリュー・ポッターとトム・モーガンによって発見され、589と589.6 nmでフラウンホーファー輝線を観測した。^[5]この元素の平均柱密度は約1 × 10 ¹¹  cm ^{−2 で}ある。ナトリウムは極付近に集中し、明るい斑点を形成することが観測されている。^{[6]また、その存在量は夕暮れの明暗}境界線付近よりも明暗境界線付近で多い。 ^{[7]一部の研究では、ナトリウムの存在量と}カロリスや電波輝点などの特定の表面特徴との相関関係を主張しているが、 ^[5]これらの結果は依然として議論の余地がある。ナトリウムの発見から1年後、ポッターとモーガンは、カリウム（K）も水星の外気圏に存在するが、柱密度はナトリウムの2桁低いと報告した。これら2つの元素の特性と空間分布は、その他の点ではよく似ている。^[8] 1998年には、別の元素であるカルシウム（Ca）の柱密度がナトリウムの3桁下回っていることが検出された。^{[9] 2009年の}メッセンジャー探査機による観測では、カルシウムは主に赤道付近に集中しており、ナトリウムやカリウムとは逆であることが示された。^[10] 2014年に報告されたメッセンジャーによるさらなる観測では、散発的な流星やエンケ彗星に関連する流星群によって地表から蒸発した物質が大気に補充されていることが指摘されている。^[11]

2008年、メッセンジャー探査機の高速イメージングプラズマ分光計（FIPS）は、水星付近でH ₂ O ⁺（イオン化した水蒸気）やH ₂ S ⁺（イオン化した硫化水素）など、いくつかの分子イオンやさまざまなイオンを発見しました。 ^{[12]ナトリウムに対するそれらの存在比は、それぞれ約0.2と0.7です。H} ₃ O ⁺（ヒドロニウム）、OH（ヒドロキシル）、O ₂ ⁺、Si ⁺などの他のイオンも存在します。^{[13] 2009年のフライバイ中に、}メッセンジャー 宇宙船に搭載された水星大気および表面組成分光計（MASCS）の紫外線および可視分光計（UVVS）チャネルは、水星の外気圏にマグネシウムが存在することを初めて明らかにしました。この新しく検出された成分の表面近くの存在比は、ナトリウムのそれとほぼ同等です。^[10]

マリナー10号の 紫外線観測により、大気圏表面密度の上限は1立方センチメートルあたり約10 ^{5粒子であることが確認された。これは、表面圧力が10 −12} バール（1  nPa ）未満であることに相当する。^[14]

水星の外気圏の温度は、種と地理的位置によって異なります。外気圏の原子状水素の温度は約 420 K のようで、マリナー 10 号とメッセンジャーの両方で測定された値です。^[4]ナトリウムの温度ははるかに高く、赤道で 750～1,500 K、極で 1,500～3,500 K に達します。^[15]いくつかの観測では、水星は 12,000～20,000 K の温度を持つカルシウム原子の熱いコロナに囲まれていることが示されています。 ^[9] 2000 年代初頭、水星の Na 外気圏とその時間的変化のシミュレーションが、外気圏に地殻種を供給するソース プロセスを特定するために実施されました。蒸発、内部からの拡散、光子と高エネルギーイオンによるスパッタリング、光子による化学スパッタリング、隕石による蒸発などのプロセスがテストされました。しかし、太陽からの距離と時間帯によるナトリウム外気圏の変化を2001年の水星ナトリウム尾の観測結果と比較すると、蒸発が最もよく一致している。^[16]

水星は太陽に近いため、太陽光の圧力は地球の近くよりもはるかに強い。太陽放射は中性原子を水星から押しのけ、その後ろに彗星のような尾を形成する。^[17]尾の主成分はナトリウムで、水星から2400万km（1000 R _{M ）以上離れた場所でも検出されている。} ^[18]このナトリウムの尾は急速に拡大し、17,500 kmの距離で直径約20,000 kmに達する。^[19] 2009年、メッセンジャーは尾でカルシウムとマグネシウムも検出したが、これらの元素は8 R _M未満の距離でしか観測されなかった。^[17]

水星は観測の困難さから、太陽系内惑星の中で最も探査が進んでいない。地球から見た水星の位置は常に太陽に非常に近いため、観測には困難が伴う。ハッブル宇宙望遠鏡やその他の地球ベースの宇宙画像システムは、深宇宙の物体を観測できるように高感度センサーを備えている。太陽の強力な放射線がセンサーを破壊する恐れがあるため、太陽に向けてはならない。^[16]

代わりに、水星へのフライバイと周回ミッションは、惑星を調査し、正確なデータを取得することができます。水星は冥王星よりも地球に近いですが、地球から水星への移行軌道にはより多くのエネルギーが必要です。水星は太陽に非常に近いため、そこに向かう宇宙探査機は太陽の引力により、近づくにつれて加速します。これには、より優れた機器の代わりに探査機が運ばなければならない燃料を使用する逆噴射ロケットを使用する必要があります。^[20]

• 桁数（圧力）
• 水星の磁気圏