用于模拟木星颜色变化的可能通用红色发色团
地球与行星天体物理
2017-06-12 v1
摘要
Carlson 等人 (2016, Icarus 274, 106-115) 提出了一种由光解氨 (NH3) 分子与乙炔 (C2H2) 反应生成的新型实验室化合物，作为木星大红斑 (GRS) 的可能着色剂。Baines 等人 (2016, Icarus, 已投稿) 表明，Cassini VIMS 仪器可见光通道在 2000 年测得的 GRS 光谱可以由一个云层模型精确拟合，在该模型中，发色团作为一层物理上很薄的微粒出现在 GRS 主云层正上方。在此我们表明，相同的发色团和相同的层位置也能紧密匹配木星上许多其他云特征的短波光谱，这表明这种材料可能是一种近乎通用的发色团，能够解释木星上不同程度的红色着色。这是一个稳健的结论，即使 VIMS 校准存在 12% 的变化，且由于主云层颗粒中 NH4SH 和 NH3 比例不确定导致其折射率存在很大不确定性。通过将颗粒尺寸从 0.12 微米变为 0.29 微米，以及 1 微米处的光学深度从 0.06 变为 0.76，该发色团层可以解释北赤道带、南赤道带、赤道区和大红斑之间的颜色变化。发色团层的总质量变化不大，范围在 18 到 30 微克/平方厘米之间，但在赤道区除外，那里仅为 10-13 微克/平方厘米。我们还发现了两个带状区域氨气体积混合比的降低，在氨凝结高度正下方平均为 0.4-0.5 × 10^{-4}，而其他区域平均值为该值的两倍。
引用
@article{arxiv.1706.02779,
title = {A possibly universal red chromophore for modeling color variations on Jupiter},
author = {L. A. Sromovsky and K. H. Baines and P. M. Fry and R. W. Carlson},
journal= {arXiv preprint arXiv:1706.02779},
year = {2017}
}
备注
13 pages, 12 figures