通往系外行星的氨踪迹

它们揭示了葡萄酒的起源、骨头和化石的年龄，并且可以作为医学诊断工具。同位素和同位素体(仅同位素组成不同的分子)在天文学中也发挥着越来越重要的作用。例如，系外行星大气中碳 12 (12C) 与碳 13 (13C) 同位素的比率使科学家能够推断出系外行星绕其中心恒星运行的距离。

到目前为止，一氧化碳中结合的 12C 和 13C 是唯一可以在系外行星大气中测量的同位素同位素体。现在，一组研究人员成功检测到冷褐矮星大气中的氨同位素体。正如该团队刚刚在《自然》杂志上报道的那样，氨可以以 14NH3 和 15NH3 的形式进行测量。天体物理学家 Polychronis Patapis 和 Adrian Glauser 是物理系和国家行星研究能力中心 (NCCR) PlanetS 的成员，他们参与了这项研究，Patapis 是第一作者之一。

寻找氨

褐矮星介于恒星和行星之间：它们在很多方面类似于巨型气态行星，这就是为什么它们可以用作研究气态巨行星的模型系统。在他们的工作中，帕塔皮斯和同事观察到了一颗名为 WISE J1828 的褐矮星，距离地球 32.5 光年;在夜空中，它位于天琴座，即七弦琴。WISE J1828肉眼无法看到：其有效温度(即发出与被观察物体相同能量的黑体的温度)仅为100°C，对于氢聚变来说太冷了发生并将光一路发送到地球。为了发现这颗 Y 光谱级的超冷矮星，去年夏天，詹姆斯·韦伯太空望远镜 (JWST) 的镜子转向了七弦琴的方向。

中透视 仪器 (MIRI) 是 JWST 上安装的透视 探测器，可以揭示 WISE J1828 上的氨同位素体。在4.9至27.9微米的波长范围内，MIRI的中分辨率光谱仪(MRS)记录了褐矮星的光谱，其中除了氨之外，研究人员还观察到了水和甲烷分子，每个分子都有特征吸收带。特别是，氨会导致到达检测器的 9 至 13 μm 波长范围内的信号衰减。

氨的同位素体也可以通过光谱来解析：如果氨分子不是由最常见的氮同位素 14N(它与三个氢原子结合)组成，而是由 15N 加三个氢原子组成，则氮原子核中的附加中子可确保光谱中存在一个扭结，可以用 15NH3 的存在来解释。

系外行星的新诊断

在 WISE J1828 的大气中测得的两种氨同位素体的比率尤其令人兴奋：正如 Patapis 及其同事解释的那样，14NH3 与 15NH3 的比率是一种示踪剂，即一种可以在未来用于研究的指标恒星和行星的形成。这是一种新工具，将有助于测试不同的、已知的气态巨行星形成机制。

像木星或土星这样的气态巨行星对于我们的太阳系来说并不特殊。这些天体在系外行星的研究中发挥着重要作用：它们出现在恒星形成的早期，因此是决定是否以及如何形成更小、更轻的行星的关键因素。到目前为止，对于巨大的气态巨行星是如何形成的问题还没有明确的答案。专家们提出了不同的理论，但尚不清楚这些行星是否像大多数其他行星一样是由核吸积形成的，还是由于祖星周围原行星盘的引力坍缩而形成的。

帕塔皮斯和同事记录的同位素体比率可以提供新的线索。在地球上，每个 15N 原子对应 272 个 14N 原子。论文报告称，在WISE J1828大气中测得的14NH3与15NH3比率为670，这意味着与地球和木星等其他行星相比，这颗褐矮星在其形成过程中积累的氮15要少。事实上，WISE J1828 上 15N 的丰度比太阳系中所有天体上的都少。

行星形成的不同情景

所谓的同位素分馏过程，即同位素丰度的变化，尚不完全清楚，但彗星撞击被认为有助于氮 15 的富集，因为彗星的 15N 含量明显较高。彗星撞击也被认为是太阳系中行星的基本组成部分：彗星对地球大气层的形成做出了贡献，尽管目前尚不完全清楚其程度。

WISE J1828 光谱中的 15NH3 含量较低，表明这颗褐矮星没有遵循通常的行星形成方式(即核吸积)，而是形成了类似恒星的形式，这种情况表明引力坍缩。因此，这种类型的引力不稳定性可能在气态巨行星的形成中发挥重要作用，尤其是那些在大轨道上绕恒星运行的气态巨行星。事实上，这是论文中讨论的另一个重要观点：14NH3 与 15NH3 的比例似乎根据气态巨行星与其恒星之间的距离而发生很大变化，正如对氨和分子氮冰之间正在形成的行星的模拟所显示的那样线。在天文学中，冰线表示距中心恒星的最小距离，在该距离处，温度足够低，特定的挥发性化合物可以转变成固体形式。Patapis 及其同事表示，观察到 14NH3 与 15NH3 比率增加可能表明氨冰线和氮冰线之间的行星冰吸积。

天文学家刚刚获得了一个额外的工具来研究可直接观测的系外行星。得益于 JWST，氨痕迹才变得有形，再次证实了这台太空望远镜的巨大价值和无与伦比的性能。

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