一項結合業餘和專業天文學家努力的開創性研究重新定義了我們對木星大氣雲層的理解。最初人們認為它們是由氨冰組成的，但新的發現表明它們實際上是由硫化氫銨和煙霧組成的。這項發現於1 月1 日發表在《地球物理研究雜誌- 行星》上，由科羅拉多州的業餘天文學家Steven Hill 博士發起。

這張由NASA 的朱諾號太空船拍攝的影像顯示了木星動態北溫帶中大量旋轉的雲層。圖片來源：Gerald Eichstädt 和Sean Doran (CC BY-NC-SA) 增強的影像，基於NASA/JPL-Caltech/SwRI/MSSS 提供的影像

Hill 博士最近表示，可以使用市售的望遠鏡和專用過濾器來測量木星雲頂的氨含量和壓力。他的研究結果不僅顯示業餘天文學家可以繪製木星大氣中的氨圖，也顯示這些雲位於行星溫暖大氣的深處，不可能由氨冰組成。

在這項新研究中，牛津大學物理系的Patrick Irwin 教授將Steven Hill 博士的分析方法應用於使用位於智利的歐洲南方天文台甚大望遠鏡(VLT) 的多單元光譜探測器(MUSE) 儀器對木星的觀測。 MUSE 利用光譜的力量，即木星的氣體在不同波長的可見光中形成明顯的指紋，來繪製氣態巨行星大氣中的氨和雲高度。

透過在電腦模型中模擬光與氣體和雲層之間的相互作用，歐文教授及其團隊發現，木星的主要雲層（我們透過後院望遠鏡看到的雲層）必須比之前認為的要深得多，位於壓力和溫度較高的區域。事實上，溫度太高，氨無法凝結。相反，這些雲層必須由不同的東西組成：硫化氫銨。

先前對MUSE 觀測的分析暗示了類似的結果。然而，由於這些分析是使用複雜的、極其複雜的方法進行的，只有世界上少數幾個團隊才能進行，因此很難證實這一結果。在這項新研究中，歐文的團隊發現，希爾博士的簡單比較相鄰窄彩色濾光片亮度的方法得到了相同的結果。而且由於這種新方法更快、非常簡單，因此驗證起來要容易得多。因此，研究小組得出結論，木星雲層的壓力確實比預期的700 mb 氨雲層要大，因此不可能由純氨冰組成。

Irwin 教授說：「我很驚訝，如此簡單的方法能夠探測到如此深的大氣，並如此清楚地證明主要雲層不可能是純氨冰！這些結果表明，創新的業餘愛好者使用現代相機和特殊濾鏡子可以打開一扇了解木星大氣的新窗口，有助於了解木星長期神秘雲層的性質以及大氣如何循環。

擁有科羅拉多大學天文物理學博士學位並從事太空天氣預報工作的Steven Hill 博士說：「我總是喜歡推動我的觀察，看看我能用普通的商用設備進行哪些物理測量。希望我能找到新的方式讓業餘愛好者為專業工作做出有益的貢獻 但我當然沒有想到這個項目會有如此富有成效的結果！

這種簡單的分析技術所得出的氨圖的計算成本僅為更複雜方法的一小部分。這意味著公民科學家可以使用它們來追蹤木星大氣特徵中的氨和雲頂壓力變化，包括木星帶、小型風暴和大紅斑等大型渦旋。

該研究的合著者之一約翰羅傑斯（英國天文學會）補充說：「這項技術的一個特殊優勢是，業餘愛好者可以經常使用它來將木星上可見的天氣變化與氨變化聯繫起來，氨變化可能是天氣的重要成分。

那麼，為什麼氨不會凝結形成厚厚的雲層呢？光化學反應（陽光引起的化學反應）在木星大氣中非常活躍，歐文教授和他的同事認為，在潮濕、富含氨的空氣上升的地區，氨被破壞和/或與光化學產物混合的速度比氨冰形成的速度要快。因此，主雲層實際上可能由硫化氫銨與光化學煙霧產物混合而成，從而產生木星圖像中看到的紅色和棕色。

在對流特別強烈的小區域，上升氣流可能足夠快，可以形成新鮮的氨冰，NASA 的伽利略號等航天器偶爾會觀測到這樣的區域，最近NASA 的朱諾號也觀測到這樣的區域，在在那裡可以看到一些小的高空白雲，它們的陰影投射在下面的主雲層上。

歐文教授及其團隊也將此方法應用於VLT/MUSE 對土星的觀測，並發現所得到的氨圖與其他研究（包括詹姆斯韋伯太空望遠鏡觀測確定的氨圖）的結果類似。同樣，他們發現主要反射水平遠低於預期的氨凝結水平，這表明土星大氣中正在發生類似的光化學過程。

編譯自/ ScitechDaily