从 Keck OSIRIS 观测反演海王星的气溶胶性质 I：暗区

我们展示并分析了 2009 年 7 月来自 10 米 Keck 望远镜 OSIRIS 积分场光谱仪的海王星三维数据立方体。这些数据在 H 和 K 宽波段具有 0.035"/像素的空间分辨率和 R~3800 的光谱分辨率。我们的分析集中在海王星大气中近红外暗的区域，即没有离散明亮云特征的区域。我们使用正向模型结合马尔可夫链蒙特卡洛算法，反演了这些近红外暗区中 4 bar 以上海王星的气溶胶结构和甲烷廓线。利用 2-12N 无云波段内的一组高信噪比光谱，我们发现海王星的云不透明度由一层紧凑的光学厚云主导，其云底接近 3 bar，由低反照率、前向散射粒子组成，假设其特征尺寸为 ~1$\mu$m。在这层云之上，我们需要一层垂直延伸的较小（~0.1 $\mu$m）粒子霾层，它从对流层上部（~0.6 bar）一直延伸到平流层。该霾层中的粒子比深层云中的粒子更亮且散射更趋各向同性。当我们将分析扩展到从 20N 到 87S 的 18 个无云位置时，我们观察到，与低纬度地区相比，中纬度和高南纬度地区 0.5 bar 以上的气溶胶光学厚度减小了 2-3 倍或更多。我们还考虑了海王星的甲烷（CH$_4$）廓线，发现我们的反演结果表明，在甲烷预期凝结的气压处，强烈倾向于较低的甲烷相对湿度。在大多数位置，我们偏好的解是对流层顶附近甲烷相对湿度低于 10%，此外甲烷耗减一直延伸至 2.0-2.5 bar。我们初步发现，与低纬度地区相比，中纬度和高南纬度地区 2.5 bar 以上的 CH$_4$ 柱丰度有降低的趋势。