水星の大気

水星の外気圏は、太陽風や地殻に由来する様々な種で構成されている。 最初に発見されたのは、1974年にマリナー10号探査機の紫外線光度計によって観測された原子状の水素(H)、ヘリウム(He)、原子状の酸素(O)であった。 これらの元素の地表付近の濃度は、水素が230cm-3、酸素が44,000cm-3、ヘリウムは中間の濃度であると推定された。 2008年、MESSENGER探査機は原子状水素の存在を確認したが、その濃度は1974年の推定値よりも高くなっていた。 水星の外圏に存在する水素とヘリウムは太陽風に由来すると考えられているが、酸素は地殻由来であると考えられる。

尾部のCaとMg

水星の外圏で検出された4つ目の化学種はナトリウム(Na)です。 1985年にドリュー・ポッターとトム・モーガンが589nmと589.6nmのフラウンホーファー輝線を観測して発見されました。 この元素の平均カラム密度は約1×1011cm-2である。 ナトリウムは極付近に集中し、明るいスポットを形成することが観測されている。 また、明け方のターミネーター付近では、夕暮れ時のターミネーターに比べて存在感が増している。 ナトリウムの存在量と、カロリスや電波輝点などの地表の特徴との間に相関関係があるとする研究もあるが、その結果については議論の余地がある。 ナトリウムの発見から1年後、PotterとMorganは、水星の外圏にカリウム(K)も存在することを報告した。 この2つの元素の性質や空間分布は非常によく似ている。 1998年には、もう一つの元素であるカルシウム(Ca)が、ナトリウムよりも3桁低いカラム密度で検出された。 2009年に探査機メッセンジャーが観測したところ、カルシウムはナトリウムやカリウムとは逆に、主に赤道付近に集中していることがわかった。

2008年、MESSENGER探査機のFast Imaging Plasma Spectrometer(FIPS)は、水星周辺にH2O+(イオン化した水蒸気)やH2S+(イオン化した硫化水素)などの分子イオンや異種イオンを発見した。 これらのイオンのナトリウムに対する存在比は、それぞれ約0.2と0.7である。 その他、H3O+(ヒドロニウム)、OH(ヒドロキシル)、O2+、Si+などのイオンも存在する。 2009年のフライバイの際、探査機MESSENGERに搭載された水星大気・表面組成分光計(MASCS)の紫外・可視分光計(UVVS)チャンネルが、水星の外気にマグネシウムが存在することを初めて明らかにした。 新たに検出されたこの成分の地表付近の存在量は、ナトリウムの存在量とほぼ同等である。

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