Każda planeta w naszym Układzie Słonecznym oddziałuje ze strumieniem cząstek energetycznych pochodzących z naszego Słońca. Cząstki te, często nazywane „wiatrem słonecznym”, składają się głównie z elektronów, protonów i cząstek alfa, które nieustannie zmierzają w przestrzeń międzygwiezdną. Tam, gdzie strumień ten wchodzi w kontakt z magnetosferą lub atmosferą planety, tworzy wokół nich region znany jako „szok dziobowy”.
Regiony te tworzą się przed planetą, spowalniając i zmieniając kierunek wiatru słonecznego, który przepływa obok - podobnie jak woda kierowana wokół łodzi. W przypadku Marsa jonosfera planety zapewnia warunki przewodzące niezbędne do powstania wstrząsu łukowego. Według nowego badania przeprowadzonego przez zespół europejskich naukowców wstrząs łukowy Marsa przesuwa się w wyniku zmian w atmosferze planety.
Badanie zatytułowane „Roczne zmiany w lokalizacji wstrząsu łuku marsjańskiego obserwowane przez misję Mars Express” pojawiło się w Journal of Geophysical Letters: Space Physics. Korzystanie z danych z Mars Express orbiter zespół naukowy starał się zbadać, w jaki sposób i dlaczego lokalizacja wstrząsu dziobowego zmienia się w ciągu kilku lat marsjańskich, i jakie czynniki są przede wszystkim odpowiedzialne.
Przez wiele dziesięcioleci astronomowie zdawali sobie sprawę, że wstrząsy dziobowe powstają przed planetą, gdzie interakcja między wiatrem słonecznym i planetą powoduje spowolnienie cząstek energetycznych i stopniowe ich odwracanie. Tam, gdzie wiatr słoneczny styka się z magnetosferą lub atmosferą planety, powstaje ostra linia graniczna, która rozciąga się wokół planety w rozszerzającym się łuku.
Stąd pochodzi termin szok dziobowy ze względu na jego charakterystyczny kształt. W przypadku Marsa, który nie ma globalnego pola magnetycznego i raczej cienkiej atmosfery do rozruchu (mniej niż 1% ciśnienia atmosferycznego Ziemi na poziomie morza), jest to elektrycznie naładowany region górnej atmosfery (jonosfera) który jest odpowiedzialny za wywołanie szoku łukowego na całej planecie.
Jednocześnie stosunkowo niewielki rozmiar, masa i grawitacja Marsa pozwala na tworzenie rozszerzonej atmosfery (tj. Egzosfery). W tej części atmosfery Marsa atomy i molekuły gazowe uciekają w przestrzeń i oddziałują bezpośrednio z wiatrem słonecznym. Z biegiem lat tę rozszerzoną atmosferę i wstrząs łukowy Marsa obserwowano podczas wielu misji orbitera, które wykryły różnice w jego granicach.
Uważa się, że jest to spowodowane wieloma czynnikami, z których najważniejszym jest odległość. Ponieważ Mars ma względnie mimośrodową orbitę (0,0934 w porównaniu z ziemską 0,0167), jego odległość od Słońca jest dość zróżnicowana - od 206,7 mln km (128,437 mln mi; 1,3814 AU) w peryhelium do 249,2 mln km (154,8457 mln mi; 1,666 AU) w aphelium.
Kiedy planeta jest bliżej, wzrasta dynamiczne ciśnienie wiatru słonecznego względem jego atmosfery. Jednak ta zmiana odległości pokrywa się również ze wzrostem ilości przychodzącego ekstremalnego promieniowania ultrafioletowego (EUV). W rezultacie wzrasta szybkość, z jaką jony i elektrony (inaczej plazma) są wytwarzane w górnej atmosferze, powodując wzrost ciśnienia cieplnego, które przeciwdziała nadchodzącemu wiatrowi słonecznemu.
Nowo utworzone jony w rozszerzonej atmosferze są również wychwytywane i przyspieszane przez pola elektromagnetyczne przenoszone przez wiatr słoneczny. Powoduje to spowolnienie go i spowodowanie, że uderzenie Marsa zmienia pozycję. Wiadomo, że wszystko to dzieje się w ciągu jednego roku marsjańskiego - co odpowiada 686,971 dniom ziemskim lub 668,5991 dniom marsjańskim (podeszwy).
Jednak to, jak się zachowuje przez dłuższy czas, to pytanie, na które wcześniej nie udzielono odpowiedzi. Zespół europejskich naukowców skonsultował się z danymi uzyskanymi przez Mars Express misja na okres pięciu lat. Dane te zostały pobrane przez Analizator plazmy kosmicznej i atomów EneRgetic (ASPERA-3) spektrometr elektronowy (ELS), który zespół wykorzystał do zbadania w sumie 11 861 przejść łukowych.
Odkryli, że średnio uderzenie dziobowe jest bliżej Marsa, gdy znajduje się on w pobliżu aphelium (8102 km), a dalej w peryhelium (8984 km). Działa to z wariacją około 11% w ciągu roku marsjańskiego, co jest dość zgodne z jego ekscentrycznością. Zespół chciał jednak sprawdzić, który (jeśli w ogóle) z wcześniej zbadanych mechanizmów był głównie odpowiedzialny za tę zmianę.
W tym celu zespół wziął pod uwagę zmiany w gęstości wiatru słonecznego, siłę międzyplanetarnego pola magnetycznego i napromieniowanie słoneczne jako główne przyczyny - z których wszystkie maleją w miarę oddalania się planety od Słońca. Odkryli jednak, że lokalizacja szoku dziobowego wydaje się bardziej wrażliwa na zmiany mocy Słońca w wyniku ekstremalnego promieniowania UV niż na zmiany samego wiatru słonecznego.
Różnice w odległości uderzenia dziobem również wydają się być związane z ilością pyłu w marsjańskiej atmosferze. Zwiększa się, gdy Mars zbliża się do peryhelium, powodując, że atmosfera pochłania więcej promieniowania słonecznego i nagrzewa się. Podobnie jak wzrost poziomu EUV prowadzi do wzrostu ilości plazmy w jonosferze i egzosferze, zwiększone ilości pyłu wydają się działać jako bufor przed wiatrem słonecznym.
Jak powiedział Benjamin Hall, badacz z Lancaster University w Wielkiej Brytanii i główny autor artykułu, w komunikacie prasowym ESA:
„Wcześniej wykazano, że burze piaskowe oddziałują z górną atmosferą i jonosferą Marsa, więc może istnieć pośrednie sprzężenie między burzami piaskowymi a lokalizacją szoku łukowego… Jednak nie wyciągamy żadnych dalszych wniosków na temat tego, jak burze piaskowe mogłyby bezpośrednio wpłynąć na lokalizację szoku na Marsie i pozostawić takie badanie do przyszłego badania. ”
Ostatecznie Hall i jego zespół nie byli w stanie wyróżnić żadnego jednego czynnika, gdy zastanawiał się, dlaczego wstrząs łukowy Marsa przesuwa się w dłuższych okresach czasu. „Wydaje się prawdopodobne, że żaden pojedynczy mechanizm nie może wyjaśnić naszych spostrzeżeń, a raczej połączony efekt ich wszystkich” - powiedział. „W tym momencie nie można wykluczyć żadnego z nich.”
Patrząc w przyszłość, Hall i jego koledzy mają nadzieję, że przyszłe misje pomogą rzucić dodatkowe światło na mechanizmy stojące za przesuwającym się łukiem Marsa. Jak wskazał Hall, będzie to prawdopodobnie obejmować „” wspólne dochodzenia prowadzone przez ESA Mars Express i ślad Gaz Orbiter i NASA MAVEN misja. Wczesne dane MAVEN wydają się potwierdzać odkryte przez nas trendy. ”
Chociaż nie jest to pierwsza analiza, która miała na celu zrozumienie, w jaki sposób atmosfera Marsa wchodzi w interakcje z wiatrem słonecznym, ta konkretna analiza została oparta na danych uzyskanych w znacznie dłuższym okresie czasu niż jakiekolwiek wcześniejsze badanie. W końcu liczne misje, które obecnie badają Marsa, ujawniają wiele na temat dynamiki atmosferycznej tej planety. Planeta, która w przeciwieństwie do Ziemi, ma bardzo słabe pole magnetyczne.
To, czego uczymy się w tym procesie, znacznie przyczyni się do zapewnienia, że przyszłe misje eksploracyjne na Marsa i inne planety o słabym polu magnetycznym (jak Wenus i Merkury) będą bezpieczne i skuteczne. Może nawet kiedyś pomoże nam stworzyć trwałe bazy na tych światach!
