우리 태양계의 모든 행성은 우리 태양에서 오는 에너지 입자의 흐름과 상호 작용합니다. 종종 "태양풍"이라고 불리는이 입자는 주로 성간 공간을 향해 끊임없이 나아가는 전자, 양성자 및 알파 입자로 구성됩니다. 이 개울이 행성의 자기권 또는 대기와 접촉하는 곳에서는 "보우 쇼크 (bow shock)"로 알려진 주변 지역을 형성합니다.
이 지역들은 지구 앞에서 형성되어 보트 주위로 물이 우회하는 것과 같이 과거를 지나갈 때 태양풍이 느려지고 우회합니다. 화성의 경우, 활 충격이 형성되는 데 필요한 전도성 환경을 제공하는 것은 행성의 전리층입니다. 유럽 과학자 팀의 새로운 연구에 따르면 화성의 활 충격은 지구 대기의 변화로 인해 이동합니다.
"Mars Express Mission에서 관찰 한 화성 보우 충격 위치의 연간 변화"라는 제목의 연구는 지구 물리학 저널 : 우주 물리학. 의 데이터 사용 화성 익스프레스 과학 팀은 화성인의 몇 년 동안 활 충격의 위치가 어떻게, 왜 변화하는지, 그리고 주로 어떤 요인이 책임이 있는지 조사하려고했다.
수십 년 동안 천문학 자들은 행성의 상류에서 활 충격이 형성되어 태양풍과 행성 사이의 상호 작용으로 인해 에너지 입자가 느려지고 점차적으로 우회한다는 것을 알고 있습니다. 태양풍이 지구의 자기권 또는 대기와 만나면 날카로운 경계선이 형성되어 지구 주위로 넓게 뻗어 나갑니다.
이곳은 독특한 모양으로 인해 활 충격이라는 용어가 나오는 곳입니다. 지구 자기장이없고 부팅하기에 다소 얇은 대기 (해수면에서 지구 대기압의 1 % 미만)를 갖지 않는 화성의 경우, 대기권의 전기 충전 영역 (이온 권) 지구 주위에 활 충격을 일으 킵니다.
동시에 화성은 상대적으로 작은 크기, 질량 및 중력으로 확장 된 대기 (즉 외기권)를 형성 할 수 있습니다. 화성 대기의이 부분에서 기체 원자와 분자는 우주로 빠져 나와 태양풍과 직접 상호 작용합니다. 수년에 걸쳐이 확장 된 대기와 화성의 활 충격은 여러 궤도 궤도 임무에서 관찰되어 후자의 경계에서 변화를 감지했습니다.
이것은 최소한의 거리가 아닌 여러 가지 요인으로 인한 것으로 생각됩니다. 화성은 상대적으로 편심 궤도 (지구의 0.0167과 비교하여 0.0934)를 가지고 있기 때문에 태양으로부터의 거리는 주변에서 2 억 6 천 6 백만 km (128.437 million mi; 1.3814 AU)에서 249.2 백만 km (154.8457 million mi; 1.666)로 매우 다양합니다. AU) aphelion에서.
행성이 가까이있을 때, 대기에 대한 태양풍의 동적 압력이 증가합니다. 그러나, 이러한 거리의 변화는 또한 들어오는 극 자외 (EUV) 태양 복사량의 증가와 일치한다. 결과적으로, 상부 대기에서 이온 및 전자 (일명 플라즈마)가 생성되는 속도가 증가하여 들어오는 태양풍에 대항하는 열 압력이 증가합니다.
확장 된 대기 내에서 새로 생성 된 이온도 태양풍에 의해 전달되는 전자기장에 의해 포착되고 가속화됩니다. 이것은 속도를 늦추고 화성 활 충격이 위치를 이동시키는 효과가 있습니다. 이 모든 것이 단일 화성의 한 해 동안 발생하는 것으로 알려져 있습니다. 이는 지구의 686.971 일 또는 668.5991의 화성 일 (솔)과 같습니다.
그러나 오랜 기간 동안 어떻게 작동하는지는 이전에 대답하지 않은 질문입니다. 따라서 유럽 과학자 팀은 화성 익스프레스 5 년 동안의 임무. 이 데이터는 우주 플라즈마 분석기 및 EneRgetic Atoms (ASPERA-3) 전자 분광계 (ELS)에 의해 수집되었으며,이 팀은 총 11,861의 활 충격 교차점을 조사했습니다.
그들이 찾은 것은 평균적으로 활 충격이 아펠 리온 (8102km)에 가까워지고 화성 (8984km)에 멀어지면 화성에 더 가깝다는 것입니다. 이것은 화성 년 동안 약 11 %의 변동으로 작동하며, 이는 편심과 매우 일치합니다. 그러나 팀은 이전에 연구 한 메커니즘 중 어떤 것이이 변경에 주로 책임이 있는지 확인하고 싶었습니다.
이를 위해 연구팀은 태양풍 밀도의 변화, 행성 간 자기장의 강도, 태양 복사가 주요 원인으로 고려되었다 – 행성이 태양으로부터 멀어짐에 따라 모두 감소한다. 그러나 그들은 활 충격의 위치가 태양풍 자체의 변화보다는 태양의 극 자외선 방출량의 변화에 더 민감하게 나타났다는 것을 발견했습니다.
활 충격 거리의 변화는 화성 대기의 먼지량과도 관련이있는 것으로 보입니다. 이것은 화성이 perihelion에 접근함에 따라 증가하여 대기가 더 많은 태양 복사를 흡수하고 가열됩니다. EUV의 수준이 증가하여 전리층과 외기권에서 플라즈마의 양이 증가하는 것과 마찬가지로 먼지의 양이 증가하면 태양풍에 대한 완충제 역할을하는 것으로 보입니다.
영국 Lancaster University의 연구원이자 논문의 저자 인 Benjamin Hall은 ESA 보도 자료에서 다음과 같이 말했습니다.
“먼지 폭풍은 화성의 상부 대기와 전리층과 상호 작용하는 것으로 나타 났으므로 먼지 폭풍과 활 충격 위치 사이에 간접적 인 결합이있을 수 있습니다. 그러나 먼지 폭풍이 어떻게 직접적으로 일어날 수 있는지에 대해서는 더 이상 결론을 내지 않습니다 화성 활 충격의 위치에 영향을 미치고 그러한 조사를 향후 연구에 맡기십시오.”
결국 홀과 그의 팀은 화성의 활 충격이 왜 더 오랜 시간 동안 이동하는지 설명 할 때 어떤 한 가지 요소 만 찾을 수 없었습니다. "우리는 단일 메커니즘이 우리의 관찰을 설명 할 수있는 것이 아니라 이들 모두의 효과를 결합한 것으로 보인다"고 말했다. "이 시점에서 이들 중 어느 것도 제외 할 수 없습니다."
홀과 그의 동료들은 미래의 임무가 화성에 활을 불어 넣는 메커니즘의 배경을 밝히는 데 도움이되기를 희망한다. Hall이 지적했듯이, 이것은“”ESA의 공동 조사 화성 익스프레스 추적 가스 궤도 및 NASA 메이븐 사명. MAVEN의 초기 데이터는 우리가 발견 한 트렌드를 확인하는 것 같습니다.”
이것은 화성의 대기가 태양풍과 상호 작용하는 방식을 이해하려는 최초의 분석은 아니지만,이 특정 분석은 이전 연구보다 훨씬 더 오랜 기간 동안 얻은 데이터를 기반으로합니다. 결국, 화성을 연구하고있는 여러 임무는이 행성의 대기 역학에 대해 많은 것을 드러내고 있습니다. 지구와는 달리 자기장이 매우 약한 행성.
이 과정에서 우리가 배우는 것은 금성 및 수은과 같은 약한 자기장을 가진 화성과 다른 행성에 대한 미래의 탐사 임무가 안전하고 효과적임을 보장하기 위해 먼 길을 갈 것입니다. 언젠가이 세계에 영구적 인 기반을 마련하는 데 도움이 될 수도 있습니다!
