基于 VLA 与 ALMA 的海王星空间亮度温度变化

我们展示了 2015–2017 年间由甚大阵列(Very Large Array)和阿塔卡马大型亚毫米/毫米波阵列(Atacama Large Submillimeter/Millimeter Array)获取的海王星空间分辨($0.1'' - 1.0''$)射电图像。综合来看,这些观测从约 1 bar 的主甲烷云层下方一直探测到约 50 bar 的 NH$_4$SH 云。星盘上可见显著的亮度温度纬度变化。依波长不同,南极区比中纬度和北部赤道区亮 5–40 K。我们使用辐射传输建模结合马尔可夫链蒙特卡洛(Markov Chain Monte Carlo)方法反演了星盘上的 H$_2$S、NH$_3$ 和 CH$_4$ 丰度剖面,不过仅能对 H$_2$S 给出强约束。在所有云层形成之下,假设干绝热线,数据可由 H$_2$S 和 NH$_3$ 丰度分别为原太阳丰度的 $53.8^{+18.9}_{-13.4}\times$ 和 $3.9^{+2.1}_{-3.1}\times$ 富集很好地拟合。其中,射电偏冷的中纬度和北部赤道区 H$_2$S$过饱和的模型在统计上优于严格遵循热化学平衡的模型。H$_2$S 在赤道区比两极更丰富,表明存在强烈而持久的全球环流。我们的结果表明海王星的硫氮比大于 1,因为在每次反演中 H$_2$S 都比 NH$_3$更丰富。50 bar 以上 NH$_3$的缺失可解释为:在 GPa 压强下 NH$_3$ 部分溶解于离子海洋,或者行星形成情景中水合笼合物优先将硫而非氮输送到星子,或这两种假说的结合。