重磅！天文学家证明太阳系的水比太阳更古老

　　水是地球上生命存在和发展的基本条件，也是太阳系中最常见的分子之一。然而，水究竟是如何出现在我们的星系中的呢？它是在太阳形成之前就已经存在，还是在太阳形成之后才产生？这些问题一直困扰着天文学家多年。
　　恒星V883Orionis周围的行星形成盘。
　　为了解答这些问题，天文学家需要观测其他年轻恒星系统中水分子的分布和丰度，并与我们自己的恒星系统进行比较。然而，这并不容易，因为水分子通常被尘埃颗粒所遮挡，使得它们难以被探测到。
　　幸运的是，在2023年3月，天文学家利用阿塔卡马大型毫米亚毫米阵列（ALMA）望远镜发现了一个特殊的恒星系统，它可以为我们揭示太阳系水的起源提供重要线索。这个恒星系统叫做V883Orionis，位于猎户座方向约1300光年处。它是一个正在形成行星的原行星盘环绕着一个质量约为太阳1。3倍、年龄约为40万年（相比之下，太阳已经有46亿年历史）的恒星。
　　V883Orionis有一个特殊之处：它正在经历一种称为FUOrionis爆发（FUOri）的现象。这种现象指的是某些年轻恒星会突然增加亮度，并保持几十到几百年不变。FUOri爆发可能由于原行星盘中物质快速向恒星内部坍缩所引起。当物质落入恒星时，会释放出巨大能量，并使得恒星表面温度升高。
　　这张图说明了一团气体如何坍缩形成一个周围有圆盘的恒星，最终将形成一个行星系统。
　　由于V883Orionis正在经历FUOri爆发，它表面温度达到了10000K（相比之下，太阳表面温度约为5800K）。这意味着它对周围原行星盘产生了强烈影响：它将原行星盘内部区域加热到超过273K（0C），使得冰冻状态下存在于尘埃颗粒表面上的水分子蒸发成为气态。这样一来，原行星盘中的水分子就可以被ALMA望远镜探测到了。
　　天文学家观测到V883Orionis原行星盘中有大量的水分子，其丰度约为氢分子的0。5。这相当于太阳系中所有行星和小行星上水的总量的数百倍。更重要的是，这些水分子主要集中在距离恒星约40天文单位（1天文单位等于地球与太阳之间的平均距离）处，也就是所谓的雪线附近。雪线是指原行星盘中温度低于273K（0C）的边界，冰冻状态下存在于尘埃颗粒表面上的水分子可以在这里形成。在正常情况下，雪线距离恒星约为3天文单位，但是由于V883Orionis的FUOri爆发，它被推远到了40天文单位。
　　这一发现对于理解太阳系水的起源具有重要意义。天文学家认为，在太阳形成之前，它周围也存在着一个类似于V883Orionis的原行星盘。当太阳开始发光时，它也会将原行星盘内部区域加热，并将雪线推远到约3天文单位处。这样一来，距离太阳较近的行星（如水星、金星、地球和火星）就很难从原行星盘中获得足够的水分子。因此，天文学家推测，这些行星上的水可能是由后来从外部区域飞来的彗星或小行星带来的。
　　然而，这一假设存在一个问题：根据观测和实验数据显示，太阳系内部区域（包括地球）上的水与外部区域（包括彗星和小行星）上的水有着不同的同位素比例。同位素是指具有相同原子序数但不同质量数的原子核。例如，氢有两种常见的同位素：普通氢（质量数为1）和重氢（质量数为2）。水分子由两个氢原子和一个氧原子组成，因此也有不同的同位素组合。例如，H2O是由两个普通氢和一个普通氧组成的水分子，而HDO是由一个普通氢、一个重氢和一个普通氧组成的水分子。
　　天文学家用DH比（即重水分子与普通水分子的比例）来衡量水的同位素特征。一般来说，太阳系内部区域上的水有着较低的DH比（约为1。5104），而外部区域上的水有着较高的DH比（约为2。0104）。这意味着太阳系内部区域上的水更倾向于含有普通氢，而外部区域上的水更倾向于含有重氢。这种差异可能是由于温度和化学反应等因素造成的。
　　如果太阳系内部区域上的水主要是由外部区域飞来的彗星或小行星带来的，那么它们应该具有与外部区域相似或更高的DH比。然而，实际上并非如此。例如，地球上的水的DH比约为1。6104，而彗星67P楚留莫夫格拉西缅科（67PCG）上的水的DH比约为5。3104，是地球上水的三倍多。这表明，地球上的水不可能完全是由彗星带来的。
　　那么，太阳系内部区域上的水到底是从哪里来的呢？V883Orionis原行星盘中发现的大量水分子可能提供了一个答案。天文学家测量了这些水分子的DH比，并发现它们与太阳系内部区域上的水非常接近（约为1。5104）。这意味着，这些水分子可能是在太阳形成之前就已经存在于原行星盘中，并且在雪线附近被保存下来。当太阳开始发光时，它将雪线推远到约3天文单位处，但是在此之前，在雪线附近形成了一些含有大量冰冻物质（包括水）的小行星或原行星核。这些小行星或原行星核后来被引力扰动，并向内部区域迁移。在迁移过程中，它们与其他物质碰撞并形成了较大的行星（如地球和火星）。这样一来，它们就将水带入了内部区域，并且与太阳系外部区域上的水有着相同或更低的DH比。
　　这一假设可以解释太阳系内部区域上水的同位素特征，也与其他观测数据相符。例如，天文学家发现，太阳系中有一些小行星（如C型小行星）具有较高的DH比（约为2。0104），而另一些小行星（如S型小行星）具有较低的DH比（约为1。5104）。这可能是因为C型小行星主要形成于雪线之外，而S型小行星主要形成于雪线之内或附近。此外，天文学家还发现，地球上的水与月球上的水具有相似的DH比（约为1。6104）。这可能是因为月球是由地球与一个类似于S型小行星的原行星核碰撞后形成的。
　　总之，V883Orionis原行星盘中发现的大量水分子可能揭示了一个比太阳更古老的水的起源。这些水可能是在恒星形成之前就已经存在于原行星盘中，并且在雪线附近被保存下来。当恒星开始发光时，它将雪线推远，但是在此之前，在雪线附近形成了一些含有大量冰冻物质（包括水）的小行星或原行星核。这些小行星或原行星核后来被引力扰动，并向内部区域迁移。在迁移过程中，它们与其他物质碰撞并形成了较大的行星，并且将水带入了内部区域。这一过程可能也发生在太阳系中，从而解释了太阳系内部区域上水的同位素特征。