The near-surface methane humidity on Titan
我们通过重新分析2014年7月17日UT的近红外地基观测，检索了土卫六对流层下部甲烷摩尔分数的垂直和纬向变化（Adamkovics等人，2016年）。我们生成合成光谱使用大气甲烷配置文件，不包含过饱和或不连续，以适应的意见，从而检索最低饱和高度和相应的特定湿度的边界层。我们将这些反过来与表面水平的相对湿度使用独立的地面温度测量。我们还将我们的结果与大气环流模型模拟进行比较，以解释和约束湿度和表面液体之间的关系。结果表明，泰坦的低对流层在北纬60度以南的纬度是不饱和的，与那里的干燥表面一致，但朝向北极的湿度增加表明表面有明显的液体覆盖。虽然我们的观测结果与北极存在的液态甲烷比观测到的湖泊中存在的液态甲烷要多得多，但低水平甲烷和雾霾之间的简并性导致了在确定源区范围时存在很大的不确定性。
2016-10-20 astro-ph.EP
Discovery of fog at the south pole of Titan
虽然土星的卫星泰坦似乎支持活跃的甲烷水文循环，但尚未出现表面-大气交换的直接证据。已确定的湖泊特征可能充满了乙烷，这是一种不挥发的长期大气光解残留物;明显的河流和通道特征可能是以前气候的古老特征;对流层甲烷云虽然频繁，但可能不会导致降雨到达地表。我们在这里报告检测雾在土卫六南极夏末使用卡西尼号航天器上的VIMS仪器观测。虽然陆地上的雾可以由各种原因形成，但大多数这些过程在土卫六上都无法操作。土卫六上的雾只能由液态甲烷的蒸发引起;对雾的探测提供了地表和大气甲烷之间的第一个直接联系。根据这里提出的探测，液态甲烷出现广泛的南极土卫六在夏末，土卫六上的水文循环是目前活跃的。
2009-08-27 astro-ph.EP
Self and N2 collisional broadening of far-infrared methane lines at low-temperature with application to Titan
本文测量了低温下甲烷纯转动谱线的自展宽与N2展宽系数及温度依赖指数，并利用这些系数成功模拟了Titan的光谱，与Cassini/CIRS观测数据高度吻合。
2023-07-03 astro-ph.EP
Observations of the D/H ratio in Methane in the atmosphere of Saturn's moon, Titan - where did the Saturnian system form?
关于太阳系形成的细节仍有很大争议。关于巨行星的形成位置，以及挥发性物质在整个原始行星系中的混合程度，仍然存在疑问。对太阳系各天体的氘化水平的研究，是一种很有希望帮助揭示行星形成历史的诊断方法。例如，土卫六大气中甲烷的D/H比可以用来诊断巨型行星形成区域内太阳星云的初始条件，并可以帮助我们确定土卫六（以及土星系统）在哪里吸积了挥发性物质。泰坦的氘化水平也对泰坦大气成分的来源和长期演变有影响。我们展示了使用双子望远镜上的NIFS光谱仪在1.58微米窗口内进行观测的结果，并使用VSTAR逐线传输模型对我们的数据进行了建模，该模型得出土卫六大气层的D/H比为143+/-16）x 10^{-6} [1]。目前，我们正在使用1.2-1.7微米范围内甲烷的新的线参数集对Gemini高分辨率GNIRS光谱进行建模[2]。
2013-02-19 astro-ph.EP
Search for methane isotope fractionation due to Rayleigh distillation on Titan
我们搜索的CH $_3$ D相对于CH $_4$泰坦上使用近红外光谱与NIRSPAO在凯克，它有一个光子限制的信噪比为$\sim$ 50的丰度的纬向变化。我们的观测可以排除CH $_3$ D柱在50 km以下的变化大于10%。重同位素体的优先冷凝将通过还原剩余蒸汽中的CH $_3$ D来分馏甲烷，因此这些观测结果限制了对流层中发生的冷凝量。虽然以前的估计CH $_3$ D分馏土卫六上估计的上限为-6每密耳，假设固体冷凝物，我们认为最近的实验室数据的平衡分馏液体甲烷，并使用瑞利蒸馏模型来计算分馏在一个上升的包裹的空气，是以下潮湿的蒸馏。我们发现，深，沉淀对流可以提高剩余的甲烷蒸气的分馏-10至-40每密耳，这取决于最终的温度上升的包裹。通过与分馏我们的参考包裹模型的压力水平，湿的对流层达到所需的温度，我们认为，测量的甲烷分馏约束的外流水平的深对流事件。根据深对流外流发生的高度范围，需要至少4至6倍信噪比的观测来检测这种分离量。
2016-04-08 astro-ph.EP
Evidence for condensed-phase methane enhancement over Xanadu on Titan
我们提出的证据，凝聚相甲烷沉淀附近的元上都使用九个晚上的观测从SINFONI积分场光谱仪在甚大望远镜和成像分析与经验表面减法。辐射转移模型用于支持成像技术，通过模拟光谱仪数据管和测试表面反射率光谱和大气不透明度的变化。我们一起使用的模型和观察，反对工件，可能会出现在图像分析。卡西尼/VIMS的高相位角观测用于测试表面散射伪影，可能与大气不透明度的来源混淆。虽然表面反射率光谱的变化可以重现观测从一个特定的观察几何形状在一个给定的夜晚，多个观测最好的模拟凝结相甲烷不透明度附近的表面。这些观测和建模表明，用这种技术观察到的凝相甲烷不透明度主要发生在Xanadu附近，最有可能是由于降水。
2009-07-13 astro-ph.EP
An accurate, extensive, and practical line list of methane for the HITEMP database
给出了HIEMP光谱数据库的甲烷谱线列表，覆盖0- 13，400 cm $^{-1}$（$>$ 746 nm）。为了创建此汇编，Rey等人（2017）ApJ，847，105中的$^{12}$ CH $_{4}$的从头算线列表（在TheoReTS信息系统中的单独温度下提供）现在与HITRAN 2016甲烷数据相结合，以生成适用于高达2000 K的高温逐线计算的单线列表。一个有效的温度插值模型被创建，以表示在任何感兴趣的温度下的连续的功能。该模型对于以前使用的采用所谓的"超级线“的方法是有利的，超级线仅适用于给定的温度，并且对于不同的温度需要单独的线列表。所得到的HITEMP线列表包含$\sim$ 3200万条线，比甲烷的替代线列表灵活得多，同时保留了天体物理或燃烧应用所需的精度。在高温下的甲烷吸收的实验观察的比较已被用来证明新的工作的准确性。该谱线列表包括强谱线和准连续谱特征，并以通用的用户友好的HITRAN/HITEMP格式提供，使其成为高温条件下辐射转移建模的最实用的甲烷谱线列表。
2020-01-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
The fate of ethane in Titan's hydrocarbon lakes and seas
乙烷预计将是土卫六表面的主要光化学产物，如果没有一个过程将其从暴露的表面水库中隔离出来，它将成为其湖泊和海洋的主要成分。然而，丽姬亚海对卡西尼号2.2厘米雷达的吸收表明，这片北极海洋主要由甲烷组成。为了解释这一明显的乙烷不足，我们探讨的可能性，丽姬亚马雷是一个alkanestrane与底层的笼形层相互作用的可见部分，并调查这种相互作用的影响，假设初始乙烷-甲烷混合物在液相中。我们发现，渐进的液体截留在笼形物允许的表面液体储层成为甲烷占主导地位的任何初始乙烷摩尔分数低于0.75。如果烷醇和笼形物之间的相互作用在土卫六上很常见，这应该会导致许多甲烷占主导地位的海洋或湖泊的出现。
2015-10-26 astro-ph.EP
Phase Diagram for the Methane-Ethane System and its Implications for Titan's Lakes
在泰坦上，甲烷（CH 4）和乙烷（C2 H6）是湖泊和海洋中的主要物种。在这项研究中，我们结合了实验室工作和建模，以改善甲烷-乙烷二元相图在低温下，并探讨分子如何在这些条件下相互作用。我们对液相线进行了目视检查，对固相线进行了拉曼光谱检查。通过这些方法，我们确定了低共熔点为71.15 $\pm$ 0.5 K，组成为0.644 $\pm$ 0.018甲烷- 0.356 $\pm$ 0.018乙烷摩尔分数从液相线数据。利用固相线数据，我们发现共晶等温温度为72.2 K，标准偏差为0.4 K。除了绘制二元系统，我们还观察了纯乙烷的固-固转变，发现当冷却时，固体I-III的转变发生在89.45 $\pm$ 0.2 K。升温序列显示固体III-II转变发生在89.85 $\pm$ 0.2 K，固体II-I转变发生在89.65 $\pm$ 0.2 K。理想的预测进行了比较，分子动力学模拟，以揭示甲烷-乙烷系统的行为几乎理想，最大的偏差发生的混合比接近低共熔组合物。
2021-07-22 astro-ph.EP physics.chem-ph
The spectrum of hot methane in astronomical objects using a comprehensive computed line list
热甲烷光谱在从火焰到冷恒星和系外行星大气的环境中很重要。一个新的光谱线列表，10至10，$^{12}$ CH $_4$包含近100亿跃迁。这一全面的谱线列表涵盖了广泛的光谱范围，适用温度高达1500 K。以前的甲烷数据是不完整的，导致低估了短波长和高温下的不透明度。在明亮的T4.5褐矮星2 MASS 0559-14的模型中使用10比10，导致与观测结果的一致性显着提高，而在热木星系外行星HD 189733 b的研究中，甲烷丰度增加了20倍。它表明，适当的热转变，这是重要的，在高温下的巨大增加是至关重要的准确表征的棕矮星和系外行星的大气，特别是在近红外观察。
2014-06-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Identification of Likely Methane Absorption Features in the Optical Spectra of Titan
本研究利用ESPRESSO高分辨率光谱仪识别出土卫六光学光谱中6195个潜在甲烷吸收特征（含5436个新特征），提供了带可靠性指标的特征列表与本征光谱，助力甲烷谱线列表完善及行星大气研究。
2025-10-02 astro-ph.EP astro-ph.IM
Empirical line lists and absorption cross sections for methane at high temperature
在许多“冷”的亚恒星天文来源中发现了热甲烷，包括褐矮星和系外行星，以及地球上的燃烧环境。我们报告的第一个高分辨率的实验室吸收光谱的热甲烷在温度高达1200 K。我们的观测结果进行了比较，最新的理论光谱预测和最近的棕矮星光谱。数百万的弱吸收线结合起来，形成一个连续的预期，在室温下看不到，得到证实。我们的高分辨率透射光谱解释了甲烷在高温下的发射和吸收。从这些光谱中，我们获得了能够以高分辨率和低分辨率解释高温环境中甲烷吸收的经验谱线列表和连续谱。最近在热甲烷的理论预测方面取得了很大的进展，我们的实验测量突出了所取得的进展和仍然存在的问题。
2015-10-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
A hybrid line list for CH$_4$ and hot methane continuum
分子谱线表对于模拟不同天体（如冷恒星和系外行星）大气中的吸收和发射过程非常重要。为了适用于高温，像甲烷这样的分子的谱线列表必须包含数十亿个跃迁，这使得它们在辐射转移计算中的直接（逐线）应用变得不切实际。在这里，我们提出了一个新的，混合行列表格式，以减轻这个问题，温度依赖性吸收连续的想法的基础上。行列表被划分为一大组相对较弱的行和一小组重要、较强的行。较弱的线，然后被用来构建一个温度相关的（但压力无关）的强度截面或混合成一个大大减少了一组超线。强谱线保持在与温度无关的爱因斯坦A系数的形式。甲烷的线列表被构造为相对于参考吸收光谱的1700万强吸收线和背景甲烷连续谱的组合，以两种温度依赖的形式，截面和超线。该方法显著地简化了大的高温管线列表的使用，因为仅需要对相对少量的管线执行压力相关分布的计算上昂贵的计算。线列表和截面都是使用新的340亿甲烷线列表（34至10）生成的，该列表将10至10线列表扩展到更高的温度（高达2000 K）。新的混合方案可以适用于任何大型的行列表包含数十亿的过渡。我们建议使用基于分辨率（R = 1，000，000）的高分辨率网格上生成的超线来模拟分子连续谱，作为温度依赖性截面的更灵活的替代方案。
2017-06-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Experimental Study of Ethylene Evaporites under Titan Conditions
泰坦有丰富的湖泊和海洋，正如卡西尼号所证实的。这些液体的主要成分包括甲烷（$CH_4$）和乙烷（$C_2H_6$）;然而，有证据表明，次要成分，如乙烯（$C_2H_4$）也可能存在于湖泊中。随着湖面下降，留下了5个$μm$ -明亮的沉积物，类似于地球上的蒸发岩沉积物。在这里，我们提供的饱和值，蒸发速率，乙烯蒸发岩形成的限制，通过使用泰坦模拟室能够再现泰坦表面条件（89-94 K，1.5巴$N_2$）。使用傅里叶变换红外光谱、质量和温度读数分析实验样品。在甲烷溶剂中比在乙烷溶剂中或在甲烷/乙烷的混合物中更快地形成乙烯碳酸盐。我们测得甲烷的平均蒸发速率为$(2.8 \pm 0.3) \times 10^{-4} kg \; m^{-2} \; s^{-1}$，乙烷的平均上限蒸发速率小于$5.5 \times 10^{-6} kg \; m^{-2} \; s^{-1}$。此外，我们还观察到乙烯吸收带在1.630和2.121 $μm$处的红移，以及甲烷吸收带在1.666 $μm$处的持续存在。
2020-02-11 astro-ph.EP astro-ph.IM
Pressure and temperature dependence of solubility and surface adsorption of nitrogen in the liquid hydrocarbon bodies on Titan
我们已经研究了压力和温度的依赖性的溶解度的氮在甲烷和乙烷使用气液平衡模拟的二元混合物中的氮在甲烷和乙烷的压力范围在1.5大气压和3.5大气压之间和温度在90 K和110 K之间，热力学条件，可能存在于土星的卫星，土卫六。结果表明，在90 K时，氮气在甲烷中的溶解度随压力线性增加，而氮气在乙烷中的溶解度随压力呈指数增加。氮气在甲烷和乙烷中的溶解度在3个大气压下随温度呈指数下降。在本文研究的压力和温度范围内，氮气在甲烷中的溶解度远大于在乙烷中的溶解度。我们的结果是在定量协议与现有的实验测量氮在甲烷和乙烷中的溶解度。此外，我们发现，在温度90 K时，氮的表面吸附随着压力的增加而增加，而吸附自由能随着压力的增加而增加。此外，我们发现，表面张力的氮气-甲烷和氮气-乙烷系统的压力线性下降。氮气-乙烷体系的表面张力随压力下降的速率比氮气-甲烷体系大得多。最后，我们发现氮分子从界面吸收到液相中是扩散的，不涉及任何明显的能垒。我们的研究结果表明，均匀成核的气泡是不太可能的泰坦和泰坦上的湖泊中的气泡形成必须产生从异质成核的气泡。
2020-02-17 astro-ph.EP cond-mat.soft physics.chem-ph
ExoMol line lists IV: The rotation-vibration spectrum of methane up to 1500 K
计算了$^{12}$ CH $_4$在基态电子态下的一个新的热线表。这个线列表，称为10到10，包含98亿个转变，并且应该在高达1500 K的温度下完成。它涵盖了长于1 $μ$ m的波长，并包括能量低于$hc \cdot 18\,000$ cm $^{-1}$和旋转激发高达$J=39$的所有跃迁。用TROVE程序，通过对原子核旋振运动的薛定谔方程的变分求解，得到CH $_4$的本征值和本征函数，计算了谱线表。一个从头计算偶极矩表面和一个新的“光谱”势能面。与其他可用的甲烷转换源，包括HITRAN，实验汇编和其他理论谱线列表的详细比较表明，这些源缺乏更高的温度和近红外波长的转换。该行列表适用于对冷恒星和系外行星的大气进行建模。可从CDS数据库以及www.exomol.com获得。
2014-01-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Meridional variation in tropospheric methane on Titan observed with AO spectroscopy at Keck and VLT
使用近红外光谱测量了土卫六对流层甲烷的空间分布。在同一天晚上，在1.5 $μ{\rm m}$（H波段）上进行了地面观测，在W. M.凯克天文台和帕拉纳尔天文台于2014年7月17日UT。在VLT上用SINFONI进行的积分场观测以中等分辨率$R=λ/Δλ\approx1,500$覆盖了整个H波段，而凯克观测则是在1.55254 $μ{\rm m}$附近用NIRSPAO进行的，分辨率较高，为$R\approx25,000$。中分辨率观测用于通量校准和用于确定模型参数，这些参数可以在高分辨率光谱的解释中退化。使用来自HITRAN 2012数据库的CH $_4$和CH $_3$ D相关$k$分布的逐行计算，其中纳入了接近1.5 $μ{\rm m}$的修订行分配。我们拟合了覆盖整个H波段窗口的VLT SINFONI观测中的表面气溶胶和气溶胶分布，并在检索甲烷丰度时使用这些量来约束高分辨率凯克NIRSPAO光谱的模型。2014年7月20日UT获得的Cassini VIMS极地图像用于验证对流层气溶胶不透明度在10 km以下相对均匀的假设。我们反演了42 $^{\circ}$ S和80 $^{\circ}$ N之间纬度的甲烷丰度。在南部中纬度地区的对流层甲烷增加了$\sim$ 10- 40%的因子，超过了使用惠更斯的GCMS测量的标称轮廓。北半球的$\sim$为标称甲烷丰度的90%，直到极纬（…
2015-09-29 astro-ph.EP
Modeling the formation of Selk impact crater on Titan: Implications for Dragonfly
本研究通过模拟土卫六上Selk规模的撞击坑，探究不同甲烷笼形水合物层厚度对撞击坑形成及熔池特征的影响，证实熔池可存在数万年，为NASA Dragonfly任务搜寻生命迹象提供了理论支撑。
2023-02-22 astro-ph.EP
Simulations of Titan's paleoclimate
我们研究了土星轨道变化对土卫六大气环流和表面甲烷分布的影响。使用一个新的大气环流模型的土卫六的大气，我们模拟其气候下的四个特征配置的轨道参数，对应于快照在过去的42 kyr，捕获的振幅范围内的长周期变化的偏心率和经度的近日点。该模型涵盖了从地表到0.5毫巴的压力，再现了当今的温度分布和对流层超旋。在所有四个模拟中，大气有效地将甲烷输送到极地，使低纬度和中纬度地区变干，这表明这些地区至少已经像沙漠一样存在了数万年。虽然环流模式没有显着的不同，表面甲烷的量，建立在任何一个极强烈地依赖于日照分布;在今天，甲烷建立优先在北方，与观察一致，那里的夏天是温和的，但更长。在较小程度上，14 kyr前的配置也是如此，而南极在28 kyr前的情况下获得更多的甲烷，并且该系统在42 kyr前几乎是对称的。这证实了轨道强迫影响表面液体分布的假设，并且目前观察到的不对称性可能在过去部分或全部逆转。轨道强迫的演变意味着地表水库是在$\sim$ 30 kyr的时间尺度上输送的，在这种情况下，不对称性以$\sim$ 125 kyr的周期反转。否则，轨道强迫不会在较长的时间尺度上产生净不对称，也不是产生所观察到的二分法的可能机制。
2014-12-26 astro-ph.EP
A youthful Titan implied by improved impact simulations
Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Purdue University（普渡大学）；The Planetary Science Institute（行星科学研究所）；The University of Western Ontario（韦仕敦大学）
改进的撞击模拟表明，泰坦表面年龄为300-340 Myr，暗示其表面由年轻过程重塑。
2026-01-13 astro-ph.EP
Energy Delivery via Meteors into Titan's Atmosphere
卡西尼-惠更斯任务测量了土卫六大气层主要成分的化学丰度，对数据的分析揭示了甲烷和氢剖面中几个尚未解释的异常。我们模拟了泰坦大气中流星的减速和消融，以研究流星能量沉积是否可以部分解释其中的两个异常。我们的模拟改变流星进入质量，轨迹角度和速度，并遵循所有三个变化，因为我们的流星下降到一个现实的泰坦大气。对于最小的粒子，它提供了最大的质量，因此能量到土卫六，我们发现，能量沉积峰值的高度对应于所观察到的化学异常。在异常正上方的区域，流星的能量沉积大于紫外光子的能量沉积，紫外光子通常是甲烷分解的原因。最后，我们计算出所讨论的化学反应可用的总能量。流星的总能量被白天的紫外线淹没，但当然是夜间相关高度大气化学的主要能量来源。
2021-07-21 astro-ph.EP
Air-sea interactions on Titan: effect of radiative transfer on the lake evaporation and atmospheric circulation
本研究通过二维中尺度模型耦合板状湖泊模型，发现太阳和红外辐射虽小但显著影响泰坦湖泊蒸发、平衡温度和局地海风，从而增强甲烷的水平和垂直输送。
2024-03-18 astro-ph.EP physics.ao-ph
A Cross-Laboratory Comparison Study of Titan Haze Analogs: Surface Energy
在土卫六的氮-甲烷大气中，光化学导致复杂的有机颗粒的产生，形成土卫六的厚雾层。实验室生产的气溶胶类似物或“托林”是在许多实验室生产的;然而，大多数以前的研究都调查了仅由一个实验室生产的类似物，而不是系统的比较分析。在这项研究中，我们进行了比较研究的一个重要的材料性能，表面能，在三个独立的实验室在广泛的实验条件下生产的七个托林样品，并探讨其共性和差异。发现所有七个托林样品都具有高表面能，因此具有高内聚性。因此，如果土卫六上的表层沉积物与托林类似，那么未来的蜻蜓号等任务可能会遇到粘性沉积物。我们还确定了所有托林样品之间的共性：至少30 mJ/m2的高色散（非极性）表面能分量。这种共同的性质也可能被泰坦上的实际烟雾粒子所共享。考虑到与土卫六上的霾相互作用的最丰富的物种（甲烷，乙烷和氮）在性质上是非极性的，霾颗粒的分散表面能成分可能是土卫六上冷凝物-霾和霾-湖液体相互作用的决定性因素。有了托林样本的这一共同特征，我们证实了Yu等人（2020）先前研究的发现，即霾颗粒可能是甲烷和乙烷云的良好云凝结核（CCN），并且可能被泰坦上的碳氢化合物湖完全润湿。
2021-12-07 astro-ph.EP astro-ph.IM
Observations of Titan's Stratosphere During Northern Summer: Temperatures, CH3CN and CH3D Abundances
本文利用ALMA Band 9观测土卫六北半球夏至后的平流层，揭示南半球高纬温度升高、CH3CN高度集中及CH4丰度时空变化，为理解其季节循环提供新证据。
2024-05-04 astro-ph.EP
The reflectance spectrum of Titan's surface at the Huygens landing site determined by the Descent Imager/Spectral Radiometer
惠更斯号探测器上的下降成像仪/光谱辐射计成功地获得了土卫六表面的图像和光谱。为了对抗烟雾和大气甲烷吸收的影响，它携带了一个表面科学灯，在着陆前照亮表面。我们重建的反射光谱的着陆点在500-1500 nm范围内从向下看的视觉和红外光谱仪的数据，显示灯光的证据。我们的重建是Tomasko等人（2005）分析的后续，他们将结果缩放为着陆前测量的上下流量的比率。相反，我们使用来自校准实验的灯通量，并且发现显著更高的总体反射率。我们把这归因于相位角的依赖性，可能代表了太阳系天体上常见的反对派浪涌。在可见光波长范围内的重建大大改善。在这里，反射光谱具有红色斜率，与有机材料的存在一致。我们确认了近红外的蓝色斜率，除了在1500 nm处的单个浅吸收特征之外没有特征。我们同意Tomasko等人的观点，即水冰的证据是不确定的。通过模拟吸收带，我们发现甲烷混合比为4.5% +/- 0.5%，就在表面上方。没有证据表明存在液态甲烷，但数据不排除几厘米深的潮湿土壤。
2017-02-02 astro-ph.EP
Hot methane line lists for exoplanet and brown dwarf atmospheres
我们提出了全面的实验线清单甲烷（CH 4）在高温下通过记录傅里叶变换红外发射光谱。校准的线列表中提出的温度300 - 1400摄氏度在12个100摄氏度的间隔跨越960 - 5000厘米-1（2.0 - 10.4微米）的红外区域。该范围包括二进制、五进制和八进制区域，即，所有的基本振动模式以及许多组合、泛音和热带。使用我们的CH 4光谱，我们已经估计了经验较低的状态能量（Elow，单位为cm-1），并且我们的值已经与线位置（cm-1）和校准的线强度（S'，单位为cm分子-1）一起被并入线列表中。我们希望我们的热CH 4线列表中找到直接应用的行星大气和褐矮星的建模。
2013-08-21 astro-ph.EP astro-ph.IM
High Resolution Optical Methane Linelist from observations of Titan for Cross-Correlation studies
University College London（伦敦大学学院）；Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço, Universidade de Lisboa（里斯本大学空间科学与天体物理研究所）；Departamento de Física, Faculdade de Ciências, Universidade de Lisboa（里斯本大学理学院物理系）；Bard College（巴德学院）；NMES Faculty, King’s College London（伦敦国王学院非医学教育系）
研究旨在解决系外行星大气甲烷光学光谱数据限制问题，通过观测泰坦光学光谱生成高分辨率甲烷谱线表，构建模板用于高分辨率互相关光谱研究，首次在泰坦和木星大气中检测到甲烷，为系外行星甲烷探测奠定基础。
2026-07-14 astro-ph.EP astro-ph.IM physics.ao-ph
Modeling transmission windows in Titan's lower troposphere: Implications for infrared spectrometers aboard future aerial and surface missions
从轨道上看，土卫六表面的可见度仅限于近红外（近红外）的几个狭窄光谱窗口，主要来自甲烷气体的吸收。这限制了在土卫六表面识别特定化合物的能力，迄今为止土卫六的整体表面成分仍然未知。此外，了解表面成分将有助于深入了解土卫六表面的地质过程、光化学产生和演变以及生物潜力。一种获得更宽光谱覆盖范围以研究土卫六表面的方法是减少观测者和表面之间的吸收体（主要是甲烷）和散射体的积分柱。这只有在未来的任务在泰坦大气层的较低高度运行时才有可能。在这里，我们使用一个辐射转移模型来详细测量通过土卫六的大气从不同的任务高度的吸收，并考虑这将有解释土卫六的表面的反射率测量的影响。在我们建模的0.4 - 10微米光谱范围内，我们发现在表面进行远程观测的任务可以获得高达317%的传输窗口宽度增加。然而，任何明显扩大的窗口需要板载照明。此外，我们注意到可能的表面化合物，目前无法从轨道上观察到，但可以在低海拔使用更宽的窗口识别。这些范围从简单的腈如氰基乙炔，到氨基酸的结构单元如尿素。最后，我们讨论了这些化合物的鉴定将对泰坦科学的影响。
2020-12-03 astro-ph.EP
Measurement of CH$_3$D on Titan at Submillimeter Wavelengths
我们提出了第一个无线电/亚毫米探测的单氘甲烷（CH $_3$ D）在土卫六的大气中，使用档案数据的阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列（ALMA）。分别在$4.6σ$和$5.7σ$的显著性水平下测量465.235和465.250 GHz（$\sim0.644$ mm）处的$J_K=2_1-1_1$和$J_K=2_0-1_0$跃迁。这两条线的建模使用非线性最佳估计多变量光谱分析（NEMESIS）辐射传输代码，以确定磁盘平均CH $_3$ D体积混合比= $6.157\times10^{-6}$在泰坦的平流层（在高度$\gt130$公里）。通过与Cassini-Huygens质谱法测量的CH $_4$垂直丰度分布比较，CH $_4$中D/H的结果值为$(1.033\pm0.081)\times10^{-4}$。这与卡西尼-惠更斯号飞行任务以前的地面和现场测量结果一致，但略低于以前的平均值。需要在更高的空间分辨率下进行额外的CH $_3$ D观测，通过在土卫六赤道附近用ALMA测量CH $_3$ D，来确定一个真正与卡西尼-惠更斯CH $_4$测量值相当的值。在后卡西尼时代，空间分辨观测CH $_3$ D与ALMA将使甲烷的纬度分布被确定，使其成为进一步研究的重要分子。
2019-05-02 astro-ph.EP
Global circulation as the main source of cloud activity on Titan
土卫六上的云是由甲烷和乙烷凝结而成的，和其他行星一样，主要是由大气环流构成的。目前，云活动主要发生在南半球（夏季），在极地附近和中纬度地区，由地面加热和/或当地甲烷源引发的积云上升气流引起，而在北半球（冬季），则是由于富含乙烷的空气沉降和凝结到较冷的对流层中。大气环流模式预测，这种分布应在15年的时间尺度上随季节而变化，在某些情况下，云应在冬季半球的温带纬度（约40 \degree）发展。然而，迄今为止，这些模型的约束条件很差，它们的长期预测尚未得到观测验证。在这里，我们报告说，全球空间云覆盖土卫六是在一般协议的模式，确认云活动主要是由全球环流控制。然而，在纬度~40 \degree N的云的非检测和南部的云的持久性，而南部的夏季结束，都与预测相反。这表明土卫六的赤道到极点的热反差在模型中被高估了，它的大气对季节性强迫的反应比预期的要大。
2009-07-03 astro-ph.EP
Interaction dust-plasma in Titan's ionosphere: an experimental simulation of aerosols erosion
土卫六橙色薄雾中积累的有机气溶胶开始在其电离层中形成。大气层的上部是高度反应性的，复杂的离子化学发生在1200至900公里的高度。电离层是一个氮等离子体与百分之几的甲烷和氢。甲烷中的碳能够形成具有长有机链的大分子，最终导致有机气溶胶。另一方面，我们怀疑氢和质子化离子对气溶胶有不同的侵蚀作用。在这里，我们实验研究了氢和质子化物种对有机气溶胶的影响。泰坦的气溶胶的类似物是在95%N2和5%CH4的CCP RF等离子体放电中形成的。此后，将气溶胶暴露于99%N2和1%H2中的DC等离子体。通过扫描电子显微镜和原位红外透射光谱对样品进行了分析。两种颗粒技术- KBr压制颗粒和薄金属网格-进行了比较，以确认所看到的修改是不是由于用于制造颗粒的材料。我们观察到，在N2-H2等离子体暴露下，直径约500 nm的球形气溶胶被侵蚀，在其表面形成约10 nm的孔。通过等离子体从颗粒中全面去除气溶胶。红外光谱表明，更快的消失的异腈和/或碳二酰亚胺相比，全球带的腈。用β-不饱和腈和/或氰胺观察到相反的效果。双键如C=C和C=N比胺和C-H键的影响更大。N-H和C-H吸收带的强度比相似，形状也没有变化。因此，似乎碳和氢在土卫六的电离层中扮演相反的角色：甲烷中的碳导致有机物生长，而氢和质子化物质侵蚀气溶胶，并优先与不饱和化学功能反应。
2020-11-15 astro-ph.EP astro-ph.IM
The impact of lake shape and size on lake breezes and air-lake exchanges on Titan
本研究通过三维模拟探讨泰坦上湖泊形状和大小对湖风及空气-湖泊交换的影响，发现三维效应修正了二维模拟的偏差，并揭示了真实湖泊形状下的风场和蒸发特征。
2024-03-18 astro-ph.EP physics.ao-ph
Improved Carbon and Nitrogen Isotopic Ratios for CH$_3$CN in Titan's Atmosphere Using ALMA
本文利用ALMA高信噪比观测和NEMESIS反演方法，测量了土卫六平流层乙腈的碳氮同位素比值，证实其$^{15}$N丰度显著增强，为行星大气含氮有机物合成及土卫六氮起源提供了约束。
2025-03-12 astro-ph.EP
Atmospheric Modelling for Neptune's Methane D/H Ratio - Preliminary Results
太阳系天体的氘氢比（D/H比）是揭示其形成历史的重要线索。本文将海王星大气模型与双子座近红外光谱仪（GNIRS）高光谱分辨率观测数据进行拟合，确定了甲烷在红外H波段（$\sim$ 1.6 μm）吸收的D/H比。该模型是使用我们的辐射转移软件VSTAR（Versatile Software for the Transfer of Atmospheric Radiation）和大气拟合软件ATMOF（Atmospheric Fitting）导出的。这项工作所使用的甲烷线清单是在过去几年中才得到的，因此可以对以前的估计进行改进。我们确定了行星盘上的一个明亮区域，并发现它对应于一个光学厚的低云。我们初步确定CH $_{\rm 3}$ D/CH $_{\rm 4}$为3.0 $\times10^{-4}$，这与Irwin等人（2014）最近使用相同模型参数和线列表但不同观测数据确定的3.0 $^{+1.0}_{-0.9}\sim\times10^{-4}$一致。这支持了海王星的原太阳冰D/H比远小于彗星的证据，并表明海王星在其目前的轨道内形成。
2015-03-23 astro-ph.EP
The D/H ratio in Titan's acetylene from high spectral resolution IRTF/TEXES observations
本文利用IRTF/TEXES高分辨光谱观测土卫六，清晰探测到氘代乙炔谱线，测得乙炔D/H比为(1.22$^{+0.27}_{-0.21})$×10$^{-4}$，与甲烷结果一致，并探讨了光化学分馏来源。
2024-07-30 astro-ph.EP
Open Questions and Future Directions in Titan Science
本文将土卫六未来研究提炼为二十个高层次开放问题，覆盖多个引人入胜的主题，并探讨四种技术如何用于回答这些问题，为初入该领域的研究者提供指南。
2025-01-05 astro-ph.EP astro-ph.IM hep-ph
Titan solar occultation observations reveal transit spectra of a hazy world
高空云和霾是理解系外行星观测不可或缺的，并被提议解释观测到的无特征的凌日光谱。然而，这是很难从这些数据作出推论，因为需要解开烟雾消光的气体吸收的影响。在这里，我们转向典型的朦胧世界-泰坦-以澄清高海拔薄雾如何影响凌日光谱。我们使用太阳掩星观测土卫六的大气从美国宇航局的卡西尼号飞船上的视觉和红外测绘光谱仪（VIMS）产生过境光谱。数据跨度为0.88-5微米，分辨率为12-18 nm，不确定性通常小于1%。我们的方法利用掩星和过境之间的对称性，产生过境半径光谱，固有地包括烟雾多次散射，折射和气体吸收的影响。我们使用一个简单的烟雾灭绝模型来探索土卫六的烟雾如何影响其过境光谱。我们的光谱显示出强烈的甲烷吸收特征，和较弱的功能，由于其他气体。最重要的是，这些数据表明，高海拔的烟雾可以严重限制过境光谱探测的大气深度，根据波长的不同，将观测限制在小于0.1-10毫巴的压力。与在对可能有雾的世界进行建模和解释凌日观测时所做的通常假设不同，我们的光谱中由雾所设定的斜率并不平坦，并且产生了凌日高度的变化，其幅度与最强的气体吸收特征相当。这些发现对解释未来的系外行星观测具有重要意义，包括NASA的詹姆斯·韦伯太空望远镜。
2014-10-08 astro-ph.EP
ExoMol: molecular line lists for exoplanet and other atmospheres
太阳系外行星的发现是近二十年来科学上的重大进展之一。现在已经发现了数百颗行星，天文学家开始研究它们的组成和物理特征。要做到这一点，需要大量的光谱数据，其中大部分是无法从实验室研究。ExoMol项目将通过提供系外行星大气中所有重要分子跃迁的光谱数据，为这一问题提供全面的解决方案。这些数据将广泛应用于其他问题，并将用于研究冷星、褐矮星和星周环境。本文阐述了该项目的科学基础，并回顾了这一领域以前的工作。第一性原理和精确调谐的量子力学方法的混合物将用于计算全面和非常大的旋转振动和旋转振动电子（旋转振动）线列表。将开发处理甲烷和硝酸等较大分子的方法。ExoMol将依靠这些发展和最先进的计算技术。
2012-05-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Disk-averaged spectrum generation for spherically symmetric planets and moons
School of Earth Sciences, University of Bristol（布里斯托大学地球科学学院）
研究提出一种简单有效方法生成球对称行星和卫星的盘平均光谱，通过对不规则网格上分量光谱加权平均，考虑相关亮度变化，假设球对称发射，以土卫六甲烷发射为例展示了该方法。
2026-07-29 astro-ph.EP astro-ph.IM
Detection of hydrocarbons in Titan using high-resolution cross-correlation spectroscopy
University of Lisbon（里斯本大学）；Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço（天体物理学与空间科学研究所）；Universidade de Lisboa（里斯本大学）；University College London（伦敦大学学院）；Institute of Molecular Sciences（分子科学研究所）；Instituto Superior Técnico（里斯本高等技术学院）
本研究以土卫六为测试平台，开发基于截面的高分辨率互相关光谱模板构建方法，首次探测到土卫六的乙烷，拓展了可探测行星大气的分子范围。
2026-09-04 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Transparency of 2 μm window of Titan's atmosphere
土卫六的大气层在光学上很厚，几乎在所有波长下都看不到它的表面和下层。然而，由于气体反射是光谱选择性的，一些窄的光谱间隔是相对透明的，并允许探测表面。为了使用这些间隔（称为窗口），必须充分了解大气吸收。一旦气体光谱线列很好地建立，窗口内的吸收取决于甲烷吸收线的远翼被切断的方式。我们知道，除了2 μm窗口外，所有窗口中的强度都可以用相同的截止参数来解释。这种差异通常采用一种变通方法来处理，即对该特定窗口使用不同的截止值描述。该窗口相对透明，并且表面可以具有可以被检测到的特定光谱特征。因此，对大气不透明度的良好了解是必不可少的，我们的范围是更好地理解是什么导致了2 μm窗口和其他窗口之间的差异。在这项工作中，我们使用的散射光在肢体和传输掩星观测与VIMS（视觉红外测绘光谱仪）卡西尼号上，周围的2 μm窗口。数据显示了参与该窗口形状的吸收特征。我们的大气模型与2 μm处的VIMS数据拟合得很好，与其他窗口相比具有相同的截止值，前提是在约2.065 μm的窗口中间引入额外的吸收。它很好地解释了在2 μm处使用的截止值之间的差异，并且我们表明具有相当恒定的混合比的气体（可能是乙烷）可能是这种吸收的原因。最后，我们研究了这种吸收对地表反射率反演的影响，发现它是显着的。
2017-12-12 astro-ph.EP
Titan's atmosphere as observed by Cassini/VIMS solar occultations: CH$_4$, CO and evidence for C$_2$H$_6$ absorption
我们提出了一个分析的VIMS太阳掩星数据集，它使我们能够提取垂直分辨的土卫六的大气层的特性之间的100-700公里的垂直分辨率为10公里的信息。经过一系列的数据处理，10个掩星中有4个被保留下来。这个样本涵盖了土卫六的不同季节和纬度。透过率的变化清楚地反映了霾的演变过程，并在9月310公里处探测到了一个离体层。2011年在中北纬地区。通过逐线辐射转移程序反演透射谱，反演了CH $_4$和CO混合比的垂直分布。在1.4和1.7 μm处的两个甲烷谱带总是很一致，并得出平流层平均丰度为$1.28\pm0.08$ %。这显著低于GCMS/Huygens仪器获得的1.48%的值。对反演后的剩余光谱的分析表明，存在影响VIMS大部分波长范围的附加扰动。我们将这些额外的谱带中的许多归因于气态乙烷，其近红外光谱尚未很好地建模。乙烷对3.2-3.5 μm之间的强吸收有显著贡献，而这在以前仅归因于气溶胶的C-H伸缩谱带。乙烷谱带也可能影响表面窗口，尤其是在2.7 μm处。其他残留谱带由C-H、C-C和C-N键的拉伸模式产生。除了在3.4 μm处的脂肪烃的C-H伸缩外，我们还在3.28 μm处检测到一个强而窄的吸收，我们初步认为这是平流层中多环芳烃的存在。C-C和C-N伸缩带可能存在于4.3-4.5 μm之间。最后，我们得到了70-170公里之间的CO混合比。$46\pm16$ ppm的平均结果与先前研…
2014-11-20 astro-ph.EP
Geomorphologic Mapping of Titan's Polar Terrains: Constraining Surface Processes and Landscape Evolution
我们提出了土卫六的极地地形地貌图。该地图是由卡西尼合成孔径雷达和成像科学子系统成像产品以及测高、SARTopo和雷达测量地形数据集组合而成的。在结合图像与地形数据，我们的地貌图揭示了一个地层序列，从中我们推断单元之间的过程相互作用。在绘制具有相同地貌单元的两极地区时，我们得出结论，形成北极地区地形的过程也形成了我们在南极观察到的景观。均匀的SAR暗平原被解释为沉积矿床，并以适度切割的高地为界。这些平原包含最高密度的填充和空湖洼地和峡谷。这些单元不整合地覆盖在基底岩石上，基底岩石在两极的不同海拔处以山脉和SAR明亮的解剖地形露头。然后，所有这些单元都被向海洋倾斜的表层单元叠加，这表明随后沉积物的陆上搬运。从嵌入的空洞洼地和流入海洋的峡谷的深度估计，SAR黑暗平原的厚度必须超过600米，尽管两极的厚度可能有所不同。在每个极地地区的最低海拔处，都有大片的海洋，目前北部充满了液态甲烷/乙烷，南部则是空的。大型平原沉积物和周围的山坡可能是以前广阔的极地海洋的残留地貌，其中较大的液体可能允许可溶性和不溶性沉积物的持续积累，可能形成分层沉积物。再加上地壳的垂直运动，所形成的地层将具有不同的溶解度和抗侵蚀性。
2016-08-03 astro-ph.EP
A 1.46-2.48 $μ$m Spectroscopic Atlas of a T6 Dwarf (1060 K) Atmosphere with IGRINS: First Detections of H$_2$S and H$_2$, and Verification of H$_2$O, CH$_4$, and NH$_3$ Line Lists
我们提出了双子座南/IGRINS观测1060 K T6矮星2 MASS J 08173001 $-$ 6155158与前所未有的分辨率（$R\equivλ/Δλ=45\,000$）和信噪比（SNR > 200）的晚型T矮星。我们使用这个基准观测来测试最新的大气模型使用的分子线列表的可靠性。我们确定哪些光谱区域应该被用来估计冷棕矮星的参数，并通过扩展，系外行星。我们提出了一个详细的光谱图谱与分子鉴定跨$H$和$K$波段的近红外。我们发现，水（H $_2$ O）线列表是整体可靠的。我们发现最老的甲烷（CH $_4$）行列表之间的差异，最新的CH $_4$行列表纠正了许多这些问题。我们确定了单独的氨（NH $_3$）线，硫化氢（H $_2$ S）特征在1.5900 $μ$ m，和分子氢（H $_2$）特征在2.1218 $μ$ m。这是第一次明确的检测H $_2$ S和H $_2$吸收功能在太阳系外的大气。通过H $_2$的探测，我们对这个T6矮星的大气尘埃浓度设定了上限：至少比星际值小500倍，这意味着大气实际上是无尘的。我们还确定了几个功能，不出现在模型光谱。我们的评估线列表是有价值的大气模型应用程序的高色散，低信噪比，高背景光谱，如系外行星周围的恒星。我们证明了一个显着的增强检测的CH $_4$吸收信号在这个T6侏儒与最新的线列表。
2022-06-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
The HITRAN2024 methane update
Center for Astrophysics |Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）；University College London（伦敦大学学院）；Université Bourgogne Europe, CNRS, Laboratoire Interdisciplinaire Carnot de Bourgogne ICB UMR 6303（勃艮第欧洲大学，法国国家科学研究中心，勃艮第跨学科卡诺研究所）；National Research Tomsk State University（国立托木斯克州立大学）；Groupe de Spectrométrie Moléculaire et Atmosphérique, UMR CNRS 7331（分子与大气光谱学小组，法国国家科学研究中心联合研究单位 7331）；German Aerospace Center (DLR)（德国航空航天中心）
2024年甲烷HITRAN数据库更新，通过高分辨率光谱验证，更新了44000条新线并替换旧线，填补了部分数据空白，重点优化了遥感仪器关注的区域。
2026-01-12 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Methane on the temperate exo-Saturn TOI-199b
Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院喷气推进实验室）；The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；The University of Chicago（芝加哥大学）；Arizona State University（亚利桑那州立大学）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Carnegie Institution for Science（卡内基科学机构）
研究土星质量的系外行星TOI-199 b，用JWST观测其透射光谱，检测到CH₄，测试多种霾模型，还发现光谱在3μm附近变化及系统有TTVs，有助于确定行星垂直混合状态，降低行星c质量不确定性，是研究温带气态巨行星的首个数据点。
2026-07-17 astro-ph.EP
