03 巨行星 Giant Planets

  巨行星是主宰太陽系的天體——假如你願意忽略太陽，並且認為天體的大小很重要。圖3的第二行展示了太陽系的四顆巨行星的尺寸。當我們將這四顆巨行星與等比例縮放的類地行星進行比較時，很明顯，巨行星的尺寸遙遙領先。在圖3中，天王星的圖像是由環繞在地球軌道上的哈勃太空望遠鏡拍攝的，其他三顆巨行星的圖像則是由到訪這些行星的宇宙飛船拍攝的。巨行星的密度比類地行星要小，因此質量對它們的影響並沒有那麼重要。木星的密度只有地球的24%，土星的密度則更小，小到假如它落到一個足夠大的水桶中，甚至能漂浮起來。這些巨行星在其赤道面上都有行星環，但只有土星和天王星的行星環足夠明顯，能在圖3中看到。這些行星環看起來堅固，其實是由無數極其微小的軌道粒子組成的。在下一章中，我們將討論這些行星環，以及巨行星的衛星。

  按照慣例，一顆巨行星的大小，要從它的雲層頂部開始測量。這種雲層存在於對流層中。對流層上方是基本透明的、密度逐漸降低的大氣層，此大氣層的分類方法與地球相同。但定義或探測巨行星的對流層底部是很難的，即使對離地球最近的巨行星——木星——也是如此。1995年，伽利略號釋放的再入探測器探測了木星的雲層。在高壓(22個大氣壓)和高溫(153℃)摧毀它之前，探測器只到達了木星雲層下方160千米處。或許，在溫度和壓力如此高的情況下，每個巨行星的氣態對流層與液態區域之間沒有明顯的界線，屬於逐漸過渡。可以確定的是，這些巨行星沒有足以讓人站立的堅實表面。巨行星的基本數據展示在表5中。由於巨行星在快速地旋轉(見表2)，它們的形狀會變平，因此這裡的極直徑比赤道直徑要小。木星的極直徑比赤道直徑小6.5%，土星的極直徑比赤道直徑小10%，而對於氣體含量較低、自轉速度較慢的天王星和海王星來說，這一差異僅在2%左右(對於類地行星來說，這一差異不到1%)。

  內部結構

  本章節來源於𝖻𝖺𝗇𝗑𝗂𝖺𝖻𝖺.𝖼𝗈𝗆

  我們沒有辦法直接研究巨行星的內部，但我們可以利用巨行星的大氣成分(99%的氫和氦)和我們對太陽系構成成分的常識，構造一個與測量密度一致的模型，由此推算出的內部壓力也會一致。在大氣層之下，每顆巨行星都必須有一個主要由氫分子(H2)和氦原子(He)組成的區域，我們最好稱其為「流體」而不是「液體」或「氣體」。在巨行星的中心，可能都有一個岩石內核——木星和土星內部有一個大概是3倍地球質量的岩石內核，而天王星和海王星內部則有一個大概與地球質量相等的岩石內核；在內核周圍，應該有一個由未知比例的水、氨和甲烷組成的「冰」的外核——木星的外核質量大約是地球質量的2倍，土星的外核質量大約是地球質量的6倍，天王星大約是12倍，海王星大約是15倍。即使我們可以估算巨行星中心的壓強(木星中心的壓強達到了驚人的5000萬個大氣壓)，但我們並不知道巨行星內部的成分，並且對其內部的溫度也只有一個模糊的概念(木星中心的溫度超過15 000℃，海王星核的外邊緣處溫度大約是2200℃)。因此，我們無法知道這些外核和內核是處於熔融態還是固態。對於在這種極端條件下的物質會如何表現，我們並不完全理解。比如金屬鐵是否能從岩石中區分出來，向中心下沉，形成內核中的內核。甚至天王星和海王星的內核是不是冰和岩石的混合物。

  表5　巨行星的基本數據

  *請注意，表中的質量單位是表3中類地行星的1000倍

  在天王星和海王星的核周圍有個氫和氦組成的殼，僅相當於1個地球質量，卻有大約6000千米厚；而「氣態巨行星」木星和土星的核周圍有更厚的氫和氦包層，分別超過300個和80個地球質量。相比冰或岩石，氫模型更容易建立。科學家們非常自信地宣稱，超過200萬個大氣壓的壓強下，氫原子會被擠壓得十分緊密，電子將不再被限制在特定的原子中。在這時，氫原子會變成一片類似熔化的金屬海洋，電子就在其中漫遊，這種電子的自由運動使「金屬氫」成為一種優良的導電體。木星核周圍的金屬氫殼層(其中含有一些氦)可能有260個地球質量(占木星總質量的80%)，而土星核周圍的金屬氫殼層可能只有41個地球質量(占土星總質量的40%多一點)。圖17顯示了木星的完整內部結構。

  巨行星的內部結構有可能依然在演化，這是因為除了天王星之外，它們向太空輻射的熱量都超過了從太陽接收到的熱量。木星是如此大，以至於可能仍在釋放自它形成以來就困住的大量原始熱量，但土星和海王星不一樣，這種過剩的熱量表明有熱量正在被生成。這些熱量差大到不可能是輻射熱，因此這些巨行星的內部分化可能仍在進行：密度更大的物質向內部沉降(使內殼層生長，周圍的殼層變得更薄但更純淨)，其重力勢能轉化為熱能。這種熱量可能來自核(或內核)的持續增長。以土星為例，這還可能來自它的金屬氫殼層中的氦滴向內沉降。

  圖17　截面圖顯示了木星內部的假想內層。主要標記了對流層雲頂區(亮)和帶(暗)

  大氣

  成分

  我們研究巨行星內部主要是通過合理的猜測，但對其大氣的研究可以更多地依賴觀察和測量。巨行星的雲和其覆蓋層的成分可以用光譜學來研究。光譜學研究的是不同波長的陽光在大氣不同深度的吸收情況，而巨行星大氣中每一深度處的平均分子質量，可由從巨行星後方的太空飛行器發射的無線電信號的折射量來確定。另外，伽利略號探測器在進入木星下降過程中對木星大氣層也進行了多種測量。表6比較了這四顆巨行星大氣層的化學成分。除了列出的化學成分，每個巨行星的大氣都含有少量的乙炔(C2H2)；木星的大氣含有乙烯(C2H4)，並且它和土星的大氣都含有磷化氫(PH3)、一氧化碳(CO)和鍺烷(GeH4)。

  天王星和海王星大氣最上層的連續雲由甲烷冰粒子組成。由於木星和土星的大氣溫度過高，甲烷無法凝結，取而代之的是氨冰顆粒凝結成了最上層的雲。這些頂部雲層的厚度大約為10千米，在它們的下方，「空氣」可能會再次變得純淨。計算表明，在木星最上端雲層下方大約30千米處，應該有由硫化氫銨(NH4HS)組成的第二層雲；在第二層雲下方大約20千米處，應該有由水(頂部是冰，下面是液滴)組成的第三層雲。伽利略號探測器在合適的深度發現了可能的硫化氫銨雲，但沒有發現任何水冰雲。有人說這是因為模型本身有誤，也有人說，這是因為水冰雲是不連續的，探測器剛好從水冰雲的縫隙中穿了過去，因此沒觀測到水冰雲。同樣的分層也可能出現在土星上，但由於土星的重力較小，雲層之間的距離大約是木星雲層的3倍。在天王星和海王星的甲烷雲之下，也可能有含氨雲。

  表6　巨行星大氣中檢測到的氣體

  *顯示了每種氣體在不同巨行星大氣中所占的比例

  木星氨雲頂部的大氣壓力是地球海平面大氣壓力的2~3倍。在其他巨行星上，雲層頂部的壓力接近地球海平面的大氣壓力。

  大氣環流

  即使只是通過小型望遠鏡，我們也能在木星上看到平行於赤道的全球雲帶。在其他巨行星上，這一特徵不那麼明顯。來自太陽的熱量一定在這種大氣環流中扮演著某種角色，影響了氣態巨行星大氣的可見部分。但木星的大氣環流似乎主要是由內部熱驅動的，並且是由木星的快速旋轉控制的。

  傳統上，暗帶被稱為「帶(belt)」，中間的亮帶則被稱為「區(zone)」。圖17顯示了木星上主要帶和區的名稱。由於我們沒有固體表面作為參照系，所以在測量巨行星上的風速時，要參照巨行星自身的平均自轉速度。在木星上，雲層頂部的風以每秒130米的速度向東吹過大部分赤道帶。北赤道帶和南赤道帶與赤道區的相鄰邊緣都有這種運動，但風速隨著與赤道之間距離的增大而減小，並最終發生逆轉，直到到達熱帶地區，風向在熱帶地區再次發生逆轉。以此類推，每條帶和區之間的風向反覆逆轉，直到極地地區。

  在木星的很多區，大氣主要是上升的，這會導致氨雲在高處凝結，使那裡顯得很明亮。相反，在木星的帶，大部分大氣在下沉，這會把雲頂拉得更低，使它們看起來更暗。但在木星上已經發現了這種模式的局部例外，並且上升的區和下沉的帶的一般規律在其他巨行星上幾乎不存在，因為其他巨行星上的大氣環流更難理解。影響區和帶能見度的一個複雜因素是，人們對會給雲層添加顏色的微量化合物的性質和豐富程度知之甚少。這些微量化合物被預測是光化學反應的結果。木星大氣的各種黃色和紅色可能是由硫(S，從硫化氫或氨硫化氫中光化學釋放)、磷(P，從亞磷酸中釋放)或肼(N2H4，從氨中光化學釋放)造成的。

  土星大氣顏色的變化不那麼明顯，區和帶的模式也不那麼明顯。但是，土星大氣的風速更高，向東吹的風的速度超過每秒400米，在赤道兩側10緯度的區域內非常盛行。

  木星和土星上的旋轉風暴系統是眾所周知的，最著名的例子是木星大紅斑。可以從圖3中看到它——一個橢圓形地貌，橫跨南赤道帶和南熱帶區的邊界，從東到西綿延26 000千米，呈螺旋狀結構，逆時針旋轉的周期大約為6天。至少從1830年起，從望遠鏡的觀測中就可以清楚地看到木星的大紅斑。在木星(在圖17中沿著南溫帶觀測)和土星上都可以看到不同尺度的小風暴。大約每隔30年，在夏季的北半球，土星大氣圖案就會被一個巨大的土星風暴系統毀損一次。該風暴系統會從赤道附近的一個白點開始，在1個月內擴散至環繞整個土星，然後逐漸從視野中消失。

  木星和土星呈淡黃色，天王星和海王星呈藍綠色，這是因為我們是通過一定深度的甲烷氣體覆蓋層來看它們的雲頂的。甲烷氣體會優先吸收較長波長的光，即紅色的光。

  天王星82.1°的軸傾角導致了極端的天王星季節變化。例如當旅行者2號——唯一造訪天王星的宇宙飛船——在1986年飛過天王星時，天王星的南極陽光充足，而北半球的大部分地區正經歷著長達數十年的黑暗。在旅行者號拍攝的圖像上，天王星的南半球看起來平淡無奇，令人失望，但隨著天王星年的推移，太陽開始在更寬的緯度範圍內升起和落下，天王星也開始越來越像其他巨行星(圖18)。2007年，天王星經過它的春分點，其南極以及南半球的其他部分隨後開始逐漸進入漫長的黑暗，並且南半球的仲冬將在2028年達到頂峰。

  1989年，旅行者2號飛越海王星，揭示其中的詳情。那時的海王星看起來就像藍色版本的木星，在赤道以南有一個巨型風暴系統，以黑斑的形式存在。這個風暴系統被命名為「大暗斑」，以致敬其在木星上的著名「表親」。然而，「大暗斑」的壽命較短，到1994年就消失了。與木星和土星不同的是，海王星上的赤道風是向西吹的(與行星的自轉方向相反)，在圖18中可以看出這一點，大黑點相對較小的、更偏南的黑點在西移。

  圖18　上圖：1998 年8 月（左）和2006年7月（右），哈勃太空望遠鏡觀測到的天王星。參照大氣環帶圖案來看，天王星的自轉軸相對於太陽的方向變化是明顯的。1998 年，南極周圍的地區仍然處於陽光之下，但到2006 年，行星軸幾乎與太陽平行。在1998 年拍攝的照片中，天王星的北極附近可以看到明亮的高雲，同時也可以看到光環和一些內側衛星。但到了2006 年，光環是側面對著鏡頭，看不見了。取而代之的是，可以看到一顆規則衛星天衛一（Ariel）和它的影子

  下圖：旅行者2 號在1989 年接近海王星時所拍攝的兩張海王星圖片。這兩張照片幾乎完全記錄了一個行星的自轉。大暗斑和伴生的高亮度十分突出。請注意海王星的帶狀結構，和一個更南的小暗點

  磁層

  每顆巨行星都有很強的磁場。「磁偶極矩[1]」常用於測量行星磁場。海王星的「磁偶極矩」是地球磁場的25倍，天王星的「磁偶極矩」是地球的38倍，土星的「磁偶極矩」是地球的582倍，木星的「磁偶極矩」是地球的1949倍。為了產生這些磁場，每顆行星必須包含一個在進行某種對流運動的導電流體區域。在有磁場的兩顆類地行星(水星和地球)中，對導電流體區域的解釋是它們的鐵核形成了一個流體外殼。木星和土星的磁場可能是在金屬氫層中產生的，由行星相對快速的自旋所激發。但天王星和海王星的金屬氫壓力太低了，所以它們的磁場成因很難解釋，可能是由它們外核的導電「冰」的內部運動造成的。

  行星磁場(同樣適用於水星和地球)的一個重要影響是，它會將行星包裹在一個太陽磁場線無法穿透的區域內，這個區域被稱為行星的「磁層」。太陽風中的帶電粒子(主要是質子和電子)的路徑是受太陽磁場控制的，除非它們撞擊到行星磁層的「弓形激波」，「弓形激波」會使帶電粒子偏離行星。

  帶電粒子有時也能通過行星的磁層，尤其是會通過行星背向太陽的長長的磁尾泄漏回來。在兩極附近，帶電粒子可以沿著磁場線被引導到大氣層的頂部。在那裡，帶電粒子的到來會在天空中發出被稱為極光的光芒。極光在地球上廣為人知，在木星和土星上也能被觀測到。

  [1]　人們最早認為磁體是由無數小的磁偶極子組成。後來認識到物質的磁性乃是由分子電流定向排列而產生，於是重新設定了計算方法，但仍保留了等效的「磁偶極矩」的概念。