Podle nových výsledků mise je marťanská polární záře, poprvé identifikovaná kosmickou lodí NASA v roce 2016, ve skutečnosti nejběžnější formou polární záře nacházející se na Rudé planetě.
Na Zemi jsou polární záře obvykle vnímány jako jasné projevy světla na noční obloze poblíž polárních oblastí, kde se jim říká polární záře a jižní světla. Protonová polární záře na Marsu se vyskytuje během dne a vyzařuje ultrafialové záření, takže je pro lidské oko neviditelná, ale lze ji detekovat pomocí nástroje Imaging Ultraviolet Spectrograph (IUVS) na vesmírné lodi MAVEN.
Posláním společnosti MAVEN je prozkoumat, jak Rudá planeta ztratila většinu atmosféry a vody a změnila klima z klimatu, které by mohlo podpořit život, na klima studené, suché a nehostinné. Vzhledem k tomu, že protonová polární záře je nepřímo generována vodíkem pocházejícím z marťanské vody, která právě uniká do vesmíru, lze tuto polární záři použít ke sledování pokračující ztráty vody na Marsu.
„V nové studii využívající data MAVEN / IUVS z několika let na Marsu tým zjistil, že období zvýšených emisí do atmosféry odpovídají zvýšené intenzitě protonové polární záře,“říká hlavní autor Andrea Hughes z Embry-Riddle Aviation University na Floridě. "Jednoho dne, kdy se meziplanetární cestování stane samozřejmostí, dostanou cestovatelé přijíždějící na Mars během jižního léta sedadla v první řadě, aby mohli vidět marťanské protonové světlo majestátně tančit po denní planetě (samozřejmě pomocí brýlí citlivých na UV záření) …" Cestovatelé na vlastní oči uvidí poslední fáze Marsu, který ztrácí zbytek vody.
Různé jevy vedou k vzniku různých typů polárních září. Všechny polární záře na Zemi a na Marsu jsou poháněny sluneční aktivitou, ať už jde o výbuchy vysokorychlostních částic známých jako sluneční bouře, erupce plynu a magnetických polí známých jako výrony koronální hmoty nebo poryvy slunečního větru, který nepřetržitě fouká prostorem přibližně v milión mil. za hodinu. Například severní a jižní světlo na Zemi se objevuje, když intenzivní sluneční aktivita narušuje magnetosféru Země, což nutí vysokorychlostní elektrony narazit na částice plynu v noční atmosféře Země a způsobit jejich záři. Podobné procesy vedou k diskrétním a rozptýleným polárním zářením na Marsu, což jsou dva typy polárních září, které byly dříve pozorovány na marťanské noční straně.
Protonové polární záře vznikají, když protony slunečního větru (což jsou atomy vodíku zbavené elektronů intenzivním ohřevem) interagují s horními vrstvami atmosféry na denní straně Marsu. Když se přiblíží k Marsu, protony ze slunečního větru se změní na neutrální atomy a ukradnou elektrony z atomů vodíku na vnějším okraji marťanské vodíkové koróny, obrovského oblaku vodíku, který obklopuje planetu. Když vysokorychlostní přicházející atomy vstupují do atmosféry, část jejich energie je emitována jako ultrafialové světlo.
Když tým MAVEN poprvé viděl protonové záření, mysleli si, že jde o neobvyklý jev. "Nejprve jsme si mysleli, že tyto události jsou docela vzácné, protože jsme se nedívali na správný čas a místo," řekl Mike Chaffin, vědecký pracovník Laboratoře fyziky atmosféry a vesmíru (LASP) University of Colorado a druhý autor studie.. "Ale při bližším zkoumání jsme zjistili, že protonové polární záře jsou v denních jižních pozorováních v létě mnohem běžnější, než jsme původně očekávali."
Tým našel protonovou polární záři u asi 14% denních pozorování, což se zvyšuje ve více než 80% případů, kdy se uvažuje pouze o denním pozorování jižního léta. "Pro srovnání, IUVS detekoval difúzní polární záře na Marsu v několika procentech příznivých geometrií a diskrétní polární záře jsou ještě vzácnější," řekl Nick Schneider, spoluautor a vedoucí týmu IUVS na LASP.
Obrázky protonového záření Marsu. Ultrafialový spektrograf MAVEN pozoruje atmosféru Marsu a současně zachycuje obrazy neutrálního vodíku a protonové polární záře (vlevo). Pozorování za normálních podmínek ukazuje přítomnost vodíku na disku a v rozšířené atmosféře planety z výhodného bodu na noční straně (uprostřed). Záření protonu je považováno za výrazné zesvětlení na disku (vpravo); Odečtením příspěvku neutrálního vodíku je distribuce protonové polární záře nalezena, když vrcholí v jasu v bezprostřední blízkosti marťanského disku.
Korelace s jižními léty objasnila, proč jsou protonové polární záře tak běžné a jak je lze použít ke sledování ztráty vody. Během jižního léta na Marsu je planeta také blízko Slunce na své oběžné dráze a mohou nastat obrovské prachové bouře. Zdá se, že letní oteplování a prašná aktivita spouští protonové polární záře, což způsobuje, že vodní pára stoupá vysoko do atmosféry. Ultrafialové sluneční světlo rozkládá vodu na její složky, vodík a kyslík. Lehký vodík je volně vázán gravitací Marsu a posiluje vodíkovou korónu obklopující Mars, což zvyšuje ztrátu vodíku do vesmíru. Více vodíku v koróně činí interakce s protony ve slunečním větru běžnějšími a vytváří častější a jasnější protonovou záři.
„Všechny podmínky potřebné k vytvoření marťanské protonové polární záře (jako jsou protony slunečního větru, rozšířená vodíková atmosféra a absence globálního dipólového magnetického pole) jsou na Marsu dostupnější než podmínky potřebné k vytvoření jiných typů polární záře,“říká Hughes řekl. "Spojení mezi pozorováními MAVEN navíc znamená, že protonovou polární záři lze skutečně použít k tomu, co se děje ve vodíkové koróně obklopující Mars, a dočasně tak zvýšit emise v atmosféře a ztráty vody."