海王星大气中硫化氢（H$_2$S）的可能探测

最近对 2010 年记录的 Gemini-North/NIFS H 波段（1.45 - 1.8 $\mu$m）天王星观测的分析，结合近期更新的谱线数据，揭示了天王星大气中硫化氢（H$_2$S）的光谱特征（Irwin 等，2018）。在此，我们将该分析扩展到 2009 年记录的 Gemini-North/NIFS 海王星观测，并在 1.57 - 1.58 $\mu$m 范围发现类似的 H$_2$S 光谱吸收特征探测，尽管稍不明显，并在云顶处反演出约 1-3 ppm 的摩尔分数。我们发现南纬极区相比赤道纬度探测更清晰（且云上反演柱密度更高），表明此处 H$_2$S$相对湿度更高。我们发现反演的 H$_2$S 丰度与海王星南极附近甲烷丰度降低的大气模型最为一致，与 HST/STIS 测定结果相符（Karkoschka 和 Tomasko，2011）。我们还对海王星和天王星数据进行了主成分分析（PCA），发现在 1.57 - 1.60$\mu$m 范围，一些经验正交函数（EOFs）映射到物理显著量，其中一个与建模的 H$_2$S 信号强相关并清晰刻画其光谱可探测性的空间依赖。正如天王星一样，云顶处 H$_2$S 的探测约束了深层体硫/氮丰度在海王星体大气中超过 1（即$ > 4.4 - 5.0$倍太阳值），前提是氨未在极深处被隔离，并给出了观测云层之下摩尔分数的下限为 (0.4 - 1.3)$\times 10^{-5}$。在这些压力层级探测到气态 H$_2$S 增添了证据权重，表明 2.5 - 3.5-bar 云的主要组分可能是 H$_2$S 冰。