Jak přichází Mars o helium?

Vědci popsali chování helia na Marsu. Proč se tento lehký plyn hromadí na noční straně planety, jakým způsobem ho Mars neustále doplňuje a proč jsou horké atomy kyslíku v ionosféře zodpovědné za jeho únik do kosmického prostoru?

Helium je lehký plyn, který znáte z oslav narozenin. Plní se jím balonky, kterým dodává schopnost vznášet se ve vzduchu. Vědci nedávno odhalili, že se helium na Marsu chová trochu jinak než na Zemi. Ne že by snad balonky s heliem na Rudé planetě klesaly k podlaze - jedná se spíš o chování tohoto netečného plynu v atmosféře.

Výzkum využívá klimatický model Marsu a srovnává ho s daty ze sondy MAVEN, aby vysvětlil, proč se helium na Marsu chová ve srovnání s těžšími plyny tak neobvykle.

Zajímavé je hlavně navýšení koncentrace helia v nadmořských výškách kolem 200 kilometrů - a to na noční straně planety. Tento jev se prý dá vysvětlit pohybem plynů v termosféře, která přenáší lehké plyny z teplé denní strany na chladnější noční stranu. Tady se hromadí jako následek poklesu teploty. Nejvyšší koncentrace se tvoří v ranních hodinách. Množství plynu se mění také v závislosti na ročním období a vzdálenosti Marsu od Slunce.

Zdroje helia na Marsu

Coby zdroje přicházejí v úvahu tři jevy. Helium může na Mars přinést sluneční vítr nebo mezihvězdné médium a může se na povrchu planety objevit díky zdrojům, které se nacházejí v jejím nitru.

Výpočty naznačují, že sluneční vítr dodává přibližně 1,5 až 3,0 miliony atomů na centimetr čtvereční za sekundu, což se na první pohled sice zdá úctyhodné, ale samo o sobě by to k udržení pozorovaných koncentrací nestačilo.

K vysvětlení pozorovaných koncentrací se musí zohlednit vnitřní zdroje Marsu, například radioaktivní rozpad uranu a thoria v nitru Marsu. Odhadovaný tok z vnitřních částí planety se pohybuje kolem 1,5 milionu atomů na centimetr čtvereční za sekundu, což odpovídá produkci helia v marsovské kůře a plášti.

Bez tohoto doplňování z nitra planety by atmosféra Marsu o helium přicházela mnohem rychleji, než by ho Slunce stíhalo dodávat.

Únik helia

Samotný proces úniku helia do okolního vesmíru se řídí složitými mechanismy. Nezahrnuje jen jednoduchý tepelný únik, který je u helia na Marsu překvapivě slabý. Daleko silnějším mechanismem je netepelný únik způsobený srážkami s horkými atomy kyslíku, zjistili vědci.

Tyto energetické atomy kyslíku vznikají díky tzv. disociativní rekombinaci iontů v ionosféře. Při srážkách s atomy helia jim pak předávají dostatečné množství kinetické energie k překonání únikové rychlosti.

Disociativní rekombinace

... začíná vysoko v ionosféře, kde sluneční extrémně ultrafialové záření neustále bombarduje molekuly plynů.

Nejrozšířenějším iontem v marsovské ionosféře je kladně nabitý molekulární kyslík. K disociativní rekombinaci dochází ve chvíli, kdy se setká s volným elektronem. Tento elektron je zachycen, takže vznikne excitovaná neutrální molekula kyslíku. Tato molekula je v tak energeticky nestabilním stavu, že se okamžitě rozpadne (disociuje) na dva samostatné atomy kyslíku.

Přebytečná energie z této reakce se přemění na kinetickou energii obou nově vzniklých atomů. Tyto atomy kyslíku se začnou pohybovat obrovskou rychlostí, která vysoko překračuje běžnou tepelnou rychlost okolního plynu, proto se jim v odborném textu říká horké atomy kyslíku.

Studie vysvětluje, že tyto horké atomy kyslíku tvoří kolem Marsu rozsáhlou koronu a neustále narážejí do jiných částic. Když takto energetický atom kyslíku narazí do lehkého atomu helia, předá mu při srážce dostatečný impuls, aby helium překonalo gravitační únikovou rychlost Marsu, která je přibližně 5 kilometrů za sekundu.

Text uvádí, že tento srážkový proces je mnohem efektivnější než klasický tepelný únik, protože teplota v termosféře Marsu je příliš nízká na to, aby se lehké helium samo dostalo do vesmíru v takovém množství, jaké vědci naměřili.

Zajímavým detailem je také to, že rychlost této rekombinace a následná produkce horkých atomů přímo závisí na hustotě elektronů a iontů v ionosféře. To znamená, že během dne a v obdobích vysoké sluneční aktivity probíhá tato kulečníková hra s atomy mnohem intenzivněji, což vede k intenzivnějšímu úniku helia z marsovské atmosféry. Bez tohoto specifického procesu by si Mars pravděpodobně udržel mnohem hustší vrstvu helia, která by zůstala uvězněna jeho gravitací.

Další část helia se ztrácí díky fotoionizaci a následnému odnášení iontů helia magnetickým polem slunečního větru. Celková rychlost úniku se během marsovského roku mění o více než padesát procent. Za to mohou jistě i změny v intenzitě slunečního záření a proměnlivá vzdálenost mezi Marsem a Sluncem.

^{Zdroje: Odkaz, J.-Y. Chaufray, F. Gonzalez-Galindo, R. Modolo, F. Leblanc, F. Forget, J. Liu, E. Millour, M. Lopez-Valverde, V. Steichen, G. Chanteur, Helium on Mars, Icarus, olume 453, 2026}