一位业余天文学家使用一种古老的技术来研究木星——并发现了一些奇怪的东西

木星的图像。 （图片来源：NASA/ESA/Amy Simon (NASA-GSFC)）
科学家和业余天文学家联手推翻了长期以来的假设，即木星标志性的漩涡云是由冻结的氨组成的——这是我们自以为很了解的关于这颗气态巨行星的一个相当基础的启示。

一位名叫史蒂夫·希尔（Steve Hill）的业余天文学家使用商用望远镜和光谱滤光片收集数据来绘制木星大气中氨的丰度图，但希尔最终发现了一些与之前关于这颗气态巨星大气成分的模型相矛盾的东西。

“我很好奇！”牛津大学的帕特里克·欧文说 “起初，我怀疑史蒂夫的方法能否生成如此详细的氨图。”但随着分析的展开，怀疑逐渐变成了兴奋——很明显，希尔的观点是正确的。

木星的大气层主要由氢和氦组成，还有少量的氨、甲烷、水蒸气和其他气体。后面的这些成分在不同的层面凝结形成云，云反射阳光，形成地球引人注目的外观。由于已知木星大气中存在氨，并且预计会在所有已知气体的最低压力下凝结（或形成云），因此科学家普遍认为木星主要可观测的上层云是由氨冰组成的。

欧文说：“天文学家总是会假设一个简单的模型，除非有压倒性的证据表明这个简单的模型有缺陷。” “由于我们可以在木星的大气层中看到氨气[...]，因此我们只能假设它的主要可观测云很可能由氨冰组成。”

2023 年，在希尔提出了他有趣的观察结果后，欧文通过英国天文学会的相互联系首次与希尔建立了联系。 “[史蒂夫]有兴趣与专业天文学家合作来分析和验证他的方法，”欧文说。 “[他应用]了一种在 70 年代和 80 年代首次使用的技术，利用氨和甲烷在红色波长下的可见吸收带。虽然众所周知，但此技术自那以后就没有被广泛使用。”

该技术称为波段深度分析，用于根据特定气体（在本例中为甲烷和氨）特定波长下吸收的光量来估计该特定气体的浓度。

希尔利用甲烷（619 nm）和氨（647 nm）的吸收带（这两个木星可见光谱中的众所周知的特征）来计算木星云顶上方这些气体的丰度。甲烷在 619 nm 处的吸收可作为可靠的参考点，因为甲烷的丰度众所周知，并且其吸收可用于确定压力水平。通过将其与氨在 647 nm 处的吸收进行比较，Hill 能够以惊人的高精度计算并绘制氨在木星云中的分布图。

“我们知道甲烷在大气中充分混合，并且我们对其丰度有很好的估计，”欧文阐述道。 “因此，我们可以利用在这两个吸收带中观察到的[图像]之间的反射差异来确定云顶压力和氨的相对丰度。”

研究小组发现，反射光来自云层，云层中的大气压力过高，温度过高，氨无法凝结。 “[观察结果]非常清楚地表明，主要反射层[...]比预期的 0.7 bar 氨冷凝水平深得多，实际上在 2-3 bar 时发生得更深，”Irwin 说。

唯一要做的就是得出氨冰不可能是木星云的主要成分的结论。相反，模型预测云很可能由硫氢化铵组成，也可能是大气中光化学反应产生的烟雾，因为云的颜色与纯冰不一致。

“然而，我们不确定是否是这种成分，”欧文补充道。 “也有人认为云可能是水和氨的奇特组合。”

他继续说道，这确实表明木星大气层中正在发生大量复杂的光化学反应。欧文说：“似乎在大多数地区，氨被光解和破坏的速度比它被提升的速度还要快。” “因此纯氨冰云相当罕见，并且仅限于对流非常快速和强烈的小区域。”

希尔的观察和理论在欧文的帮助下得到了验证，通过与更先进的技术进行比较，分析来自欧洲南方天文台甚大望远镜（VLT）、甚大阵列（VLA）和美国宇航局朱诺任务上的 MUSE 仪器的数据。这很重要，因为它不仅证实了这些令人兴奋的发现，而且还使对木星以及其他类似行星（如土星）的观测变得更容易、更容易进行。

希尔在去年发表在《地球与空间科学》杂志上的原始论文中写道： “氨存在和不存在的地方为木星上的天气过程提供了强大的示踪剂，这对于了解这颗行星和其他类似行星非常重要。”

尽管这是一个令人兴奋的突破，但科学家们承认仍然存在需要解决的局限性。其一，目前的结果取决于假定的氨“垂直”分布，科学家通常认为该分布是恒定的。

“实际上，它更有可能随着低于氨冷凝水平的高度而变化，但这不容易用我们的观察来限制，”欧文说。 “我们需要更密切地比较 VLT/MUSE、Juno 和 VLA 结果。一种解决方案应该适合所有观测结果，但我们需要对此进行一些迭代，以找出氨在不同位置的垂直剖面。木星的大气层。”

天文学家还将他们的技术应用于土星的观测，同样发现主云层的反射发生得比之前预期的更深——也远低于氨凝结成云的水平。欧文补充道：“这表明土星大气中也存在类似的光化学过程。” “我们还确定了深部氨的丰度，并发现它与最近詹姆斯·韦伯太空望远镜的观测结果一致。”

这项工作强调了专业和业余天文学家的贡献如何突破我们的理解界限。即使看似“简单”的观察也可以提供有价值的见解并扩展我们对宇宙的认识。