外気圏

外気圏は、惑星や自然衛星を取り囲む薄い大気のような空間で、分子は重力でその天体に束縛されているが、密度が非常に低いため分子は基本的に衝突しない。^[1]地球の大気のように大気がかなりある天体の場合、外気圏は最上層で、大気が薄くなり宇宙空間と融合する。外気圏は熱圏の真上に位置する。研究不足のため、外気圏についてはほとんど分かっていない。水星、月、ケレス、エウロパ、ガニメデには表面境界外気圏があり、これは下により密度の高い大気がない外気圏である。地球の外気圏は主に水素とヘリウムで構成され、底部近くにはより重い原子や分子が少し含まれている。 ^[2]

水星、ケレス、そして月、エウロパ、ガニメデなどのいくつかの大きな自然衛星には、その下に高密度の大気を持たない外気圏があり、^[3]表面境界外気圏と呼ばれています。^{[4]ここでは、分子は表面に衝突するまで}楕円軌道 で放出されます。表面から放出された分子が宇宙に逃げてしまう小惑星などの小さな天体は、外気圏を持たないと考えられています。

地球の外気圏で最も一般的な分子は、最も軽い大気ガスの分子です。水素は外気圏全体に存在し、ヘリウム、二酸化炭素、原子状酸素もその基底付近に存在します。外気圏と宇宙空間の境界を定義するのは難しいため、外気圏は惑星間媒体または宇宙空間の一部とみなされることがあります。

地球の外気圏は地球のジオコロナを生成します。

外気圏の下限は熱圏界面または外気圏基底と呼ばれる。気圧条件が適用されなくなる高度であるため、臨界高度とも呼ばれる。この高度を超えると大気温度はほぼ一定になる。 ^[5]地球では、外気圏基底の高度は太陽活動に応じて約500～1,000キロメートル（310～620 マイル）の範囲である。^[6]

エキソベースは、次の 2 つの方法のいずれかで定義できます。

上向きに移動する分子が平均して 1 回の衝突を経験する高さをエキソベースと定義すると、この位置では分子の平均自由行程は1 つの圧力スケール高さに等しくなります。これは次の図に示されています。水平面積と高さが平均自由行程 に等しく、圧力と温度 の空気の体積を考えてみましょう。理想気体の場合、それに含まれる分子の数は次のとおりです。 ${\displaystyle A}$${\displaystyle l}$${\displaystyle p}$${\displaystyle T}$

${\displaystyle N={\frac {pAl}{k_{B}T}}}$

ここで、はボルツマン定数です。上向きに移動する各分子は平均して 1 回の衝突を受けるという要件から、圧力は次のようになります。 ${\displaystyle k_{B}}$

${\displaystyle p={\frac {m_{A}Ng}{A}}}$

ここで、はガスの平均分子量です。これら 2 つの方程式を解くと、次の式が得られます。 ${\displaystyle m_{A}}$

${\displaystyle l={\frac {k_{B}T}{m_{A}g}}}$

これは圧力スケール高の式です。圧力スケール高は主成分の密度スケール高とほぼ等しく、クヌーセン数は平均自由行程と典型的な密度変動スケールの比であるため、エクソベースは の領域にあることを意味します。 ${\displaystyle \mathrm {Kn} (h_{EB})\simeq 1}$

外殻高度の変動は、衛星に大気抵抗を与え、軌道を維持するための措置が講じられなければ 、最終的に衛星が軌道から落下する原因となるため、重要です。

原理的には、外気圏は、粒子がまだ重力で地球に束縛されている距離、つまり粒子がまだ地球に戻る弾道軌道を持っている距離をカバーします。外気圏の上限は、太陽放射圧の原子水素への影響が地球の重力の引力を超える距離として定義できます。これは、月までの距離の半分、つまり約200,000キロメートル（120,000マイル）のどこかで発生します。宇宙からジオコロナとして観測できる外気圏は、地球の表面から少なくとも100,000キロメートル（62,000マイル）まで広がっていると考えられています。^[7]

月や水星の大気のように天体の大気が非常に希薄な場合は、その大気全体が外気圏とみなされる。^[8]

水星の表面境界外気圏の形成については多くの仮説が存在し、ナトリウム（Na）、カリウム（K）、カルシウム（Ca）などの元素が含まれていることが指摘されている。^{[9]各物質は、衝突、太陽風、地球からの}ガス放出などのプロセスの結果として示唆されており、原子や分子が惑星の外気圏を形成する原因となっている。^[9]

流星体は、通常、最大 80 km/s の速度で水星の表面に衝突することが報告されており、接触すると流星と表面レゴリスの両方が蒸発する可能性があります。^[10]これらの放出は、衝突の力によって混合物質の雲になり、ガス状の物質や化合物を水星の外気圏に輸送する可能性があります。衝突中、衝突した物体の元の要素は、冷却および急冷プロセスで再形成される分子ではなく、主に原子に分解されます。そのような物質は、Na、NaOH、および O ₂として観測されています。^[10]ただし、流星の衝突によってさまざまな形態のナトリウムが水星の外気圏に放出されているものの、全体的なナトリウム原子とカリウム原子の濃度の小さな要因であると理論付けられています。^[10]カルシウムは衝突の結果である可能性が高いが、その輸送は衝突の瞬間に放出されたナトリウム、カリウム、鉄（Fe）などの原子ではなく、元の酸化物または水酸化物の光分解によって完了すると考えられている。^[10]  

水星の外気圏形成のもうひとつの考えられる原因は、その磁気圏と太陽風の独特な関係によるものである。この天体の磁気圏は、太陽風の風化に対する不完全なシールドであると仮定されている。これが正しければ、磁気圏には開口部があり、そこから太陽風が磁気圏を越えて水星本体に到達し、外気圏の物質源となる可能性のある表面の成分を吹き飛ばす可能性がある。 ^{[11] [12]}風化はナトリウムなどの元素を侵食し、大気圏に運ぶ可能性がある。しかし、この現象は一定ではなく、外気圏のすべての原子や分子を説明することはできない。^[12]

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• Prölss, Gerd W. (2012) [2004]. 地球の宇宙環境の物理学: 入門. マイケル・キース・バード訳. Springer. ISBN 978364297123-5. OCLC  942901197.