天王星和海王星（Uranus、Neptune，下文简称U/N）是太阳系八大行星中距离太阳最远的两颗行星。它们距日心平均距离分别为19.2 AU和30 AU（1AU=日地距离，约1.5亿公里）。由于距离远，观测少，多年来，人们对它们知之甚少。直到在1986和1989年，旅行者2号探测器分别访问了U/N，才慢慢揭开这两颗行星的神秘面纱。人们发现这两颗行星的许多特性都非常相似，并且都具有异常的非偶极子磁场和非轴对称的偶极磁场。其中，发现U/N都有非常大的偶极倾角（偶极磁轴与自转轴之间的夹角），天王星的偶极倾角为59°、而海王星的则为47°（图1），这与地球、木星和土星的磁场特征极为不同。

图1 天王星和海王星的磁场，由NASA的旅行者2号航天器测量提供（Nellis, 2015）
　　是什么物理过程驱动U/N磁场的产生呢？人们把目光投向U/N的核部，提出了种种结构模型来解释U/N的磁场。Podolak et al. (1991)和Hubbard et al. (1995)的研究提出，U/N核部稳定流体层之上“薄层”流体的对流可能解释U/N的异常磁场，随后Stanley and Bloxham (2004)运用数值模拟方法检验了该模型（如图2所示），结果表明该“薄壳”发电机模型确实可以产生与观测结果相似的磁场。从此该发电机模型被很多人认可。

图2 行星磁场产生的两种核结构示意图（Stanley and Bloxham, 2004）。左图a对应地核的结构，棕色的区域为固态的内核，淡蓝色的为液态的外核，如图中箭头示意，整个外核的对流产生了地磁场；右图b即为所谓“薄层”发电机模型，与地核结构不同，该模型将液态的外核又分为两层，深蓝色的区域内流体不对流，U/N的磁场由浅蓝色薄层内流体对流产生
　　既然U/N的内部可能存在能产生特殊磁场的“薄层”对流流体，那这种流体的成分和结构究竟是怎么样的呢？人们对此做了很多猜测。作为巨型冰质行星的代表，U/N内部的主要成分可能为H₂O、CH₄和NH₃ (Hubbard, 1981)，因此人们的主要研究思路，都从这些化学成分在U/N内部的反应与平衡入手，配合电导率的测量或估算，来推测最有可能产生磁场的流体成分和结构。
　　早在1988年，Nellis等在实验压力和温度高达75GPa和5000K的条件下，测量了H₂O-CH₄-NH₃混合物的电导率，发现它们的电导率上限约为20 (Ω cm)^-1；而Cavazzoni等人的第一原理计算则表明，H₂O和NH₃的流体在高温高压条件下经历了从分子流体到非金属离子流体再到金属流体的转变（如图3），导致其电导率在300 GPa左右就能达到200 (Ω cm)^-1；Nellis等人最近则提出，U/N的磁场更可能是由行星内部金属流体氢（MFH）对流产生，因为MFH在压力高于140 GPa时，电导率就能高达2000 (Ω cm)^-1。

图3 H₂O和NH₃的高温高压相图（Cavazzoni et al., 1999)
　　事实上，看似简单的H-O-C-N体系在U/N内部条件下的反应与性质，要远比人们想象得复杂。近年来，人们开始关注U/N内部混合物体系的相态、结构与电导率，这对高温高压实验来说是巨大的挑战，因为U/N内部的温压可以达到7000 K、600 GPa，这就使得第一原理模拟预测成为最为重要甚至是唯一的研究手段。
　　最近，吉林大学超硬材料国家重点实验室的马琰铭教授团队，利用其开发的晶体结构量子力学非线性程序，对H₂-H₂O二元体系在U/N深部条件下的结构进行了系统搜索，找到一种新的类似水合物的结构（如图4），该结构在化学成分上的H/O比例为3，因此记为H₃O。他们还研究了H₃O的化学稳定性和电导率，发现这种结构的性质可以较好地与上述“薄层”发电机模型对应起来 (Huang et al., 2020)。

图4 H₃O的晶体结构。红色小球为O，绿色小球为H（Huang et al., 2020)
　　依据第一原理模拟计算的自由能，他们得到如图5a所示的H₂-H₂O相图。从该相图可以看到，随着温度的升高，H₃O固体中H首先被“解放”，而O则仍然保持在其晶格位置上，使之成为超离子固体；而继续升高温度，O也将被熔化，使之成为H₃O成分的流体，而这种流体的电导率，被证明要明显高于纯水的电导率，从而非常有利于其产生磁场。他们将该相图与U/N的可能温压曲线相对应，发现具有高电导的H₃O流体可能存在于U/N核部外侧的0.32-0.39 R（R代表U/N的总半径）范围内，从而为“薄层”发电机模型中的流体成分与结构提供了新的解释。进一步地，依据这些结果，他们还提出了U/N内部可能的圈层结构与成分变化（如图5b）。

图5 (a)H₃O的相图；(b)U/N内部可能的结构与成分（Huang et al., 2020)
　　Huang et al. (2020)的研究，对天王星/海王星异常磁场产生的物质基础提供了新的有益探讨。然而，人们对该问题的认识显然仍然十分不足。实际上，它们的总体成分如何、内部温压如何变化、C-N等元素如何分布，等等，这些基本问题其实都还有很大的不确定性，值得将来观测、实验和模拟工作的继续深入。　　
　　【致谢：感谢戎昭金副研究员对本文提出的宝贵修改建议。】　　
　　主要参考文献
　　Cavazzoni C, Chiarotti G L, Scandolo S, et al. Superionic and metallic states of water and ammonia at giant planet conditions[J]. Science, 1999, 283(5398): 44-46.（链接）
　　Huang P, Liu H, Lv J, et al. Stability of H3O at extreme conditions and implications for the magnetic fields of Uranus and Neptune[J]. Proceedings of the National Academy of Sciences, 2020, 117(11): 5638-5643.（链接）
　　Hubbard W B. Interiors of the giant planets[J]. Science, 1981, 214(4517): 145-149.（链接）
　　Hubbard W B, Podolak M ,Stevenson D J. The interior of Neptune in Neptune and Triton[M]. Cruikshank D P. Tucson: University of Arizona Press, 1995:125-154.
　　Nellis W J, Hamilton D C, Holmes N C, et al. The nature of the interior of Uranus based on studies of planetary ices at high dynamic pressure[J]. Science, 1988, 240(4853): 779-781. （链接）
　　Nellis W J. The unusual magnetic fields of Uranus and Neptune[J]. Modern Physics Letters B, 2015, 29(1): 1430018.（链接）
　　Podolak M, Hubbard W B, Stevenson D J. Models of Uranus interior and magnetic field in Uranus[M]. Bergstralh T, Miner E D, Matthews M S. Tucson: University of Arizona Press, 1995: 29-61.
　　Stanley S, Bloxham J. Convective-region geometry as the cause of Uranus' and Neptune's unusual magnetic fields[J]. Nature, 2004, 428(6979): 151-153.（链接）　
（撰稿：高慧，张志刚/地星室）