木星云层中广泛存在的 3-$\mu$m 吸收源：来自 2000 年卡西尼号 VIMS 观测的约束

Lawrence Sromovsky; Patrick Fry

doi:10.1016/j.icarus.2010.06.039

木星云层中广泛存在的 3-$\mu$m 吸收源：来自 2000 年卡西尼号 VIMS 观测的约束

地球与行星天体物理 2015-03-16 v1

作者: Lawrence Sromovsky , Patrick Fry

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摘要

2000 年卡西尼号飞掠木星期间，利用可见光与红外测绘光谱仪 (VIMS) 提供了木星大气的空间分辨光谱。这些光谱在约 2.9 $\mu$ m 至 3.1 $\mu$ m 波长范围内包含强烈的吸收特征，此前在 1996 年红外空间天文台 (ISO) 获得的 3- $\mu$ m 光谱中已被注意到。虽然 Brooke 等人 (1998, Icarus 136, 1-13) 能够仅使用氨冰作为颗粒吸收的唯一来源很好地拟合 ISO 光谱，但 Sromovsky 和 Fry (2010, Icarus 210, 211-229) 利用显著修订的 NH $_3$ 气体吸收模型表明，硫氢化铵 (NH $_4$ SH) 比 NH $_3$ 能更好地拟合 ISO 光谱，而当 NH $_3$ 和 NH $_4$ SH 同时存在时可获得最佳拟合。尽管 ISO 仪器的大视场 (FOV) 阻碍了这两种成分空间分布的识别，但低相位角和中等相位角下的 VIMS 光谱显示，3- $\mu$ m 吸收存在于所有调查区域的带区和带间区，且在所有位置，低不透明度和高不透明度样本的最佳拟合均需 NH $_4$ SH 和 NH $_3$ 颗粒的组合。最佳拟合结果对应于一层小的氨包覆颗粒 ( $r\sim0.3$ $\mu$ m) 覆盖在但通常靠近一层光学厚度较大但仍适度的更大 NH $_4$ SH 颗粒 ( $r\sim 10$ $\mu$ m) 之上，其下还有一层更深的、光学厚度更大的层，该层也可能由 NH $_4$ SH 组成。尽管这些拟合将 NH $_3$ 冰置于小于 500 mb 的压力下，但这与木星长波光谱中缺乏显著的 NH $_3$ 特征并不矛盾，因为核心颗粒的反射率强烈抑制了近红外和热波长处的 NH $_3$ 吸收特征。

关键词

木星大气 3-$\mu$m 吸收卡西尼号 VIMS 氨冰硫氢化铵云颗粒光谱拟合

引用

@article{arxiv.1503.04097,
  title  = {The source of widespread 3-$\mu$m absorption in Jupiter's clouds: Constraints from 2000 Cassini VIMS observations},
  author = {Lawrence Sromovsky and Patrick Fry},
  journal= {arXiv preprint arXiv:1503.04097},
  year   = {2015}
}

备注

33 pages, 28 figures, 4 tables

木星云层中广泛存在的 3-$\mu$m 吸收源：来自 2000 年卡西尼号 VIMS 观测的约束

摘要

关键词

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