木星大红斑的气体组成与深层云结构

我们利用毛纳基山上的望远镜在 4.6 至 5.4 微米之间获得了木星大红斑 (GRS) 的高分辨率光谱，以推导气体丰度并约束其在 0.5 至 5~bar 之间的云结构。我们使用 4.66 微米处氘代甲烷 CH3D 的线轮廓来推断在 5±1 bar 处存在不透明云。根据热化学模型，这几乎可以肯定是一层水云。我们还利用 GRS 中夫琅禾费线的强度来获得反射太阳光与热辐射的比值。基于拟合 5.32 微米处强氨线，反射层的高度被约束在 570±30 mbar。根据气态氨凝结的温度，我们将该层识别为氨云。通过结合 Cassini/CIRS 在 7.18 微米处 GRS 的光谱与地面 5 微米光谱，我们发现了在深于 1.3 bar 的压力处存在强吸收但非完全不透明云层的证据。这与 NH4SH 云的预测高度一致。我们还约束了水和氨的垂直分布。GRS 光谱由 5~bar 处不透明水云之上的饱和水分布所匹配。水云的压力将木星的 O/H 比值约束为至少 1.1 倍太阳值。在 0.7 至 5 bar 压力之间氨的摩尔分数为 200±50 ppm。在其估计反射层压力处丰度为 40 ppm。我们获得 PH3 为 0.8±0.2 ppm，比 GRS 周围暖环中高 2 倍。我们在 GRS 的 GeH4 中探测到全部 5 种天然存在的锗同位素。我们得到 GeH4 平均值为 0.35±0.05 ppb。最后，我们测得深层大气中 CO 为 0.8±0.2 ppb。