The Spectrum of Pluto, 0.40 - 0.93 $μ$m I. Secular and longitudinal distribution of ices and complex organics
上下文在过去30年中，通过连续的近红外光谱观测，对冥王星的表面进行了表征，并对其变化进行了监测。但在可见光范围内，只有很少的数据可用。目的。这项工作的目的是确定冥王星在可见光范围内的相对反射率，以表征其表面的不同组成部分，并提供地面观测以支持新视野号任务。方法.我们在2014年5月至7月的六个晚上观察了冥王星，使用威廉赫歇尔望远镜（西班牙拉帕尔马）的成像仪/光谱仪ACAM。所获得的六个光谱覆盖了冥王星的整个旋转（Prot = 6.4天）。对于所有的光谱，我们计算的光谱斜率和甲烷冰的吸收带的深度在0.62和0.90 $μ$ m之间。为了寻找甲烷谱带中心的位移，与CH 4在N2中的稀释有关，我们将谱带与纯甲烷冰的反射率进行了比较。结果所有新的光谱显示甲烷冰吸收带在0.62和0.90 $μ$ m之间。在冥王星的新光谱中，在0.62 $μ$ m处的带的深度的计算，以及在Makemake和厄里斯的光谱从文献中，使我们能够估计在这个波长的朗伯系数，在30 K和40 K的温度下，以前从未测量过。所有检测到的谱带都发生了蓝移，其中最小的位移对应于甲烷丰度较高的区域。这可能表明CH 4：N2在CH 4中的稀释更加饱和。在光谱中测量的参数的纵向和长期变化是根据先前在文献中报道的结果，并与黑暗和明亮的材料，显示冥王星的冥王星的新视野地图的分布。
2015-09-01 astro-ph.EP
On the Provenance of Pluto's Nitrogen (N2)
冥王星的大气层和表面都有丰富的氮气，但由于大量的大气逃逸，氮气的供应被耗尽了。我们表明，彗星的影响不可能提供足够的N质量，以补给冥王星的N2大气逃逸随着时间的推移，因此冥王星的N2可能是内源性的，因此，无论是收购在其历史的早期或创建的化学内部/冥王星。我们发现，陨石坑可以挖掘出相当数量的N2，以补充大气对逃逸，如果近地表N2水库是深。然而，我们发现，这个过程可能低于必要的补充大气层，防止逃逸至少一个数量级。我们的结论是，无论是从冥王星的大气层逃逸的N2平均远低于当前时代的预测，或内部活动可能是必要的，使N2的表面和补充逃逸损失。2015年中期，新视野号航天器进行的观测将进一步限制冥王星表面和大气中N2的来源和演化，并可能揭示过去或现在内部活动的证据。
2015-07-19 astro-ph.EP
An atmospheric general circulation model for Pluto with predictions for New Horizons temperature profiles
结果是从一个3-D冥王星大气环流模型（GCM），其中包括传导加热和冷却，非局部热力学平衡（非LTE）加热甲烷在2.3和3.3微米，非LTE冷却冷却甲烷在7.6微米，LTE CO旋转线冷却。大气环流模式还包括对次表层温度和地表-大气质量交换的处理。最初的1米厚的表面氮霜层被假定为，它是足够大的作为一个大的散热器（与太阳能加热项相比），但足够小的水冰地下属性也是显着的。在三维风场的所有三个方向上都发现了结构（水平方向上的最大量级为10 m/s，垂直方向上的最大量级为10 $^-5$ microbar/s）。在几个高度上发现了顺行喷流。人们发现两极上空的气流方向与海拔高度非常一致。为新视野号上的Alice和REX仪器提供了垂直温度分布预测，同时为地面恒星掩星观测提供了光变曲线预测。利用该模型，0.2%和1.0%的甲烷浓度以及8和24微巴的表面压力是可区分的。对于地基恒星掩星，不同甲烷浓度的光变曲线之间存在可检测到的差异，但不是不同的初始全球平均表面压力。
2016-03-05 astro-ph.EP
Remote Sensing D/H Ratios in Methane Ice: Temperature-Dependent Absorption Coefficients of CH3D in Methane Ice and in Nitrogen Ice
单氘代甲烷（CH 3 D）在正常甲烷（CH 4）吸收相对较弱的波长处存在强吸收带，这使得能够远程测量外太阳系天体上甲烷冰中的D/H比。我们进行了实验室透射光谱实验，记录波长从1到6 \mum的光谱，以研究在2.47，2.87和4.56 \mum，普通甲烷吸收弱的波长处的CH 3D带。我们报告的温度依赖性的吸收系数的这些频带时，CH 3D被稀释在CH 4冰，也当它被溶解在N2冰，并描述如何将这些吸收系数可以与来自文献的数据相结合，以模拟任意的D/H比吸收系数的CH 4冰和CH 4在N2冰。我们预计这些结果将激励新的望远镜观测测量海卫一，冥王星，厄里斯和Makemake上CH 4冰的D/H比。
2011-02-03 astro-ph.EP
The Mass Budget Necessary to Explain `Oumuamua as a Nitrogen Iceberg
最近，一座氮冰山被认为是第一个星际天体1 I/2017 U1的可能来源，也被称为“Oumuamua”。在这里，我们表明，冥王星外行星的质量预算需要解释'Oumuamua作为从行星表面切下的氮冰山的检测，需要重元素的质量超过锁定在恒星中的总量，置信度为95%，使得这种情况是站不住脚的，因为只有一小部分恒星的质量在冥王星外结束。
2021-10-15 astro-ph.EP
N$_2$ accretion, metamorphism of organic nitrogen, or both processes likely contributed to the origin of Pluto's N$_2$
本研究基于冥王星N₂的¹⁴N/¹⁵N比值下限，排除氨端元起源可能，通过同位素混合计算发现原始N₂、有机氮或两者贡献占比至少约45%，为冥王星N₂起源提供了首个同位素约束。
2023-06-10 astro-ph.EP
Convection in a volatile nitrogen-ice-rich layer drives Pluto's geological vigor
这个巨大的、深的、充满挥发性冰的盆地被非正式地命名为斯普特尼克平原，它是冥王星地质活动的中心[1，2]。由分子氮，甲烷和一氧化碳冰[3]组成，但以N2-冰为主，该冰层被组织成细胞或多边形，通常约10-40 km宽，类似于固态对流的表面表现[1，2]。在这里，我们报告，根据现有的流变测量[4]，大约大于1公里厚的N2冰的固体层应该对流，以估计冥王星现今的热流条件。更重要的是，我们数值计算表明，对流翻转在几公里厚的固体氮层可以解释大的横向宽度的细胞。N2-冰粘度的温度依赖性意味着SP冰层在所谓的缓慢盖状态下对流[5]，这是迄今为止在太阳系中未明确观察到的独特对流模式。几厘米/年的平均地表水平速度意味着地表迁移或更新时间约为50万年，远低于斯普特尼克平原1000万年的陨石坑保留年龄上限[2]。类似的对流表面更新也可能发生在柯伊伯带的其他矮行星上，这可能有助于解释其中一些矮行星的高反射率。
2019-03-13 astro-ph.EP
Nitrogen Loss from Pluto's Birth to the Present Day via Atmospheric Escape, Photochemical Destruction, and Impact Erosion
本文通过模拟冥王族天体轨道迁移、热历史、光化学破坏、金斯逃逸和撞击过程，估算冥王星在“狂野年代”的氮损失，发现其挥发物总损失很小，原始库存可近似为现今库存。
2024-08-01 astro-ph.EP
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
The nitrogen cycles on Pluto over seasonal and astronomical timescales
冥王星的地貌是由覆盖在其表面的挥发性冰的循环形成的。特别是，斯普特尼克平原（SP）冰盖显示了大量的地形多样性，明亮和黑暗的平原，坑，地形凹陷和最近和过去的冰川流动的证据。在SP之外，新视野号还在汤博地区和中北纬地区发现了许多N2冰沉积物。这些观察表明，一个复杂的历史，涉及挥发性和冰川过程在不同的时间尺度。我们提出了数值模拟的挥发性运输冥王星上进行的模型，能够模拟N2循环超过数百万年（百万年），考虑到冥王星所经历的变化的轨道参数。结果表明，在一个水汽循环周期内，25°S-30°N之间的SP纬度以N2凝结为主，30-50°N之间的SP纬度以N2升华为主。我们发现，净量1公里的冰已经升华在SP的北部边缘在过去的2 Myrs。通过将这些结果与SP的观测地质相比较，我们可以将坑的形成和冰的亮度与发生在年时间尺度上的冰通量联系起来，而其东部边缘的冰川流动和冰盖周围的水冰山的侵蚀与天文时间尺度有关。我们还进行了模拟与冰川流计划，这表明SP目前在其最小程度。我们还探讨了SP外N2冰的稳定性。结果表明，它是不稳定的两极，而是在赤道地区，特别是在凹陷，厚存款可能会持续超过几十年前，被困在SP。最后，另一个关键的结果是，在模拟的百万年以上获得的最小和最大表面压力保持在毫米帕和Pa的范围内，分别。
2018-04-06 astro-ph.EP
Kiladze Caldera: A Possible Cryovolcano on Pluto
本研究通过分析 Kiladze 的含氨水冰光谱、断裂塌陷构造及周围冰分布，提出它可能是冥王星近数百万年内活动过的冰火山，并曾喷发约1000 km³冰岩浆。
2025-10-05 astro-ph.EP
Reorientation of Sputnik Planitia implies a Subsurface Ocean on Pluto
冥王星上的深氮覆盖的斯普特尼克平原（SP;非正式名称）盆地非常接近冥王星潮汐轴的经度[1]，可能是一个影响特征[2]，与太阳系中的其他大型盆地类似[3，4]。由于潮汐和旋转力矩引起的重定向[5-7]可以解释SP的位置，但要求它是正重力异常[7]，尽管它是负地形。在这里，我们认为，如果SP通过影响形成，如果冥王星拥有地下海洋，一个积极的重力异常会自然导致，因为外壳变薄和海洋隆起，其次是后来适度的N2沉积。如果没有地下海洋，正重力异常需要难以置信的厚N2层（大于40公里）。一个刚性的，导电的冰壳需要延长这样一个海洋的寿命到今天[8]，并保持海洋隆起。由于N2沉积是纬度依赖性的[9]，氮负载和重定向可能表现出复杂的反馈[7]。
2019-03-13 astro-ph.EP
Modeling glacial flow on and onto Pluto's Sputnik Planitia
新视野号宇宙飞船对冥王星表面的观测表明，在被称为斯普特尼克平原的盆地及其周围存在着当今的氮冰冰川。出于这些观察，我们已经开发了一个进化的冰川流动模型的固体氮冰考虑到其公布的热物理和流变性能。该模型假设冰川冰层层流，并有低的纵横比，允许一个垂直集成的数学公式。我们评估层流氮冰运动的有效性的条件，通过重新审视的固态浮力对流氮冰的各种底部热边界条件的发病问题。受氮冰流变学的不确定性影响，据估计，厚度小于400-1000米的氮冰层呈层流流动。由此产生的质量通量制剂时，氮冰流动作为一个层状干冰川的特征在于由Arabius-Glen功能的形式。在这里使用的流动模型定性地回答了一些问题的动机所观察到的冰川流动特征发现的人造卫星平面。我们发现，沿着斯普特尼克平原北部海岸线发现的波浪形横向黑暗的功能可能是一个短暂的印记浅地形下的冰面，这表明一个主要的向岸流事件发生的可能性相对最近在过去的几百年。模型结果还支持这样的解释，即沿斯普特尼克平原盆地的东部海岸线观察到的类似于流瓣的突出变暗的特征可能是从汤博区东部坑坑洼洼的高地流入盆地的湿氮冰川冰的结果。
2018-07-26 astro-ph.EP physics.geo-ph
Titan's past and future: 3D modeling of a pure nitrogen atmosphere and geological implications
一些线索表明，土卫六的大气层在其历史的某个时期已经耗尽了甲烷，可能是最近的5 - 10亿年前。这也可能发生在未来。在这些条件下，大气变成仅由氮气组成，具有允许液态或固态氮气冷凝的温度和压力范围。在这里，我们通过3D全球气候模型（GCM）探索泰坦历史上这些奇异的气候，包括氮循环和氮云的辐射效应。我们表明，在过去的10亿年里，只有小型极地氮湖应该形成。然而，在1 Ga之前，大气的很大一部分可能已经冷凝，形成了深氮极地海洋，这些海洋可能已经流动并淹没了赤道地区。或者，氮可以像在Triton上那样被冻结在表面上，但这将需要在4Ga下高于0.65的初始表面介电常数。即使在今天，如果氮冰的溶解度高于这个值，这种状态也可能是稳定的。根据我们的模型，氮气流和雨水可能有效地侵蚀了地表。因此，我们可以推测，古氮循环可以解释土卫六表面的侵蚀和年龄，并可能产生了一些现在的山谷网络和海岸线。此外，由于液态氮在地壳中的扩散，古氮循环可能是造成两极地区变平的原因，也是土卫六上甲烷释气的起源。
2014-07-07 astro-ph.EP
On the Roles of Escape Erosion and the Relaxation of Craters on Pluto
冥王星及其卫星将是美国宇航局新视野号航天器在2015年密集飞越该系统时侦察到的最遥远的物体。冥王星系统表面陨石坑的大小频率分布（SFD）长期以来一直被期望提供柯伊伯带天体（KBO）大小分布的有用测量，其大小比目前观察到的要小得多。然而，目前预测的冥王星大气层逃逸率表明，在地质时期，冥王星表面的氮冰已经被移除了半公里到几公里。由于这个深度范围与冥王星上大多数预期的陨石坑深度相当或更大，人们可能会认为冥王星表面的许多陨石坑可能已经被这个过程去除或降解，使观测到的陨石坑SFD相对于生产函数陨石坑SFD产生偏差。此外，如果冥王星的表面挥发层与陨石坑的深度相当或更深，并且如果该层表面冰的粘度低，就像在冥王星测量的35 K地面温度下纯N2冰的粘度一样（或低至冥王星上孤立的纯CH4表面上CH4冰在温暖但合理的温度下的粘度），那么冥王星上的陨石坑也可能有显著的粘性松弛，也可能使观察到的陨石坑SFD和表面陨石坑保留年龄产生偏差。在这里，我们将首次探讨这些过程如何影响冥王星上显示的陨石坑记录。我们发现，由于这些影响，冥王星的表面可能看起来比实际上更年轻。我们还发现，通过比较冥王星的陨石坑记录卡戎的，它可能会估计总损失深度的物质从冥王星的表面在地质时期，因此估计冥王星的时间平均逃逸率。
2014-12-03 astro-ph.EP
Stratification Dynamics of Titan's Lakes via Methane Evaporation
土星的卫星泰坦是已知的唯一拥有稳定湖泊和水文循环的地外天体。泰坦的湖泊主要含有液态甲烷、乙烷和氮，甲烷蒸发驱动着它的水文循环。这三个物种之间的分子相互作用导致了非理想的行为，导致泰坦的湖泊与地球湖泊的行为不同。在这里，我们数值研究甲烷蒸发和非理想的相互作用如何影响土卫六上浅湖的物理性质，结构，动力学和演化。我们发现，在一定的温度制度下，甲烷丰富的混合物比相对乙烷丰富的混合物更致密。这使得甲烷蒸发将泰坦的湖泊分层为富含乙烷的上层和富含甲烷的下层，并通过强烈的成分梯度分开。在86K以上的温度下，湖泊保持良好的混合和不分层。在84到86 K之间，湖泊可以间歇性地分层。低于84K，湖泊永久分层，并发展非常甲烷耗尽epilimnia。尽管与典型的地面温度有很小的季节性和昼夜偏差（<5 K），泰坦充满雨水的短暂湖泊和“幻影湖”仍然可能经历明显更大的温度波动，导致多组分甚至部分组分分层，这可能引发乙烷冰沉淀。
2020-06-18 astro-ph.EP
Methane, ammonia, and their irradiation products at the surface of an intermediate-size KBO? A portrait of Plutino (90482) Orcus
奥库斯是一个中等大小的1000公里尺度的柯伊伯带天体，与海王星有3：2的平均运动共振，轨道与冥王星非常相似。我们目前的可见光和近红外测光和光谱获得的凯克10米望远镜和双子座8米望远镜。我们确认了在2.2 μ m区域的结晶水冰以及吸收的明确检测。在可见光和近红外线下，奥库斯的光谱特性在可用的分辨率下随着时间的推移（可能还有旋转）似乎是均匀的。从哈普克辐射转移模型涉及密切的各种冰的混合物，我们发现第一次，铵（NH +4）和乙烷（C2 H6）的痕迹，这是最有可能的氨和甲烷的太阳辐射产物，甲烷和氨的混合物（稀释或不）是最好的候选人，以改善描述的数据相对于一个简单的水冰混合物（妊神星型表面）。2.2 μ m波段可能的更精细结构应该在未来进行彻底的研究，以更好地了解甲烷和氨的化学作用。我们研究了奥库斯的热历史与一个新的三维热演化模型。在4.5 × 109年的模拟中，输入10%的孔隙度，23%的无定形水冰和77%的尘埃的整体成分，以及冷吸积表明，即使只有长寿命的放射性元素的作用，奥库斯应该有一个熔化的核心，并且很可能在其历史上经历了一次冰火山事件，将大量的结晶冰带到了表面。内部氨的存在会加强熔化过程。最近的实验室实验表明，尽管有辐射效应，但数十亿年后，可能由过去的冰火山事件带到地表的结晶水冰仍然可以检测到。
2010-06-25 astro-ph.EP
Evidence for possible N2 basal flow beneath Pluto northern Sputnik Planitia
Southwest Research Institute（西南研究所）；SETI Institute at NASA Ames Research Center（NASA阿姆斯研究中心SETI研究所）；INSTAAR, University of Colorado（科罗拉多大学INSTAAR）；Department of Geological Sciences and INSTAAR University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校地质科学系及INSTAAR）；Planetary Science Institute（行星科学研究所）
基于冥王星斯普特尼克平原北部的地貌特征和陨石坑缺失，提出冰盖底部液态氮融化后上升至表面并流动的假说，解释暗化边界模式。
2026-06-26 astro-ph.EP
Triton Haze Analogues: the Role of Carbon Monoxide in Haze Formation
海卫一是海王星系统中最大的卫星，拥有稀薄的氮气大气层，含有微量的一氧化碳和甲烷，使其与矮行星冥王星的成分相似。像冥王星和土星的卫星泰坦一样，海卫一也有一层薄雾，被认为是由光化学形成的有机物组成的。在这里，我们在90 K和1毫巴下进行0.5%一氧化碳和0.2%甲烷在分子氮中的大气室实验，以产生Triton霾类似物。然后，我们描述这些粒子的物理和化学性质。我们测量它们的生产率，燃烧分析它们的整体组成，非常高分辨率的质谱分析它们的分子组成，以及傅里叶变换红外（FTIR）光谱从光学到近红外（0.4至5微米）的透射率和反射率。我们将这些特性与海卫一稀薄大气及其表面的现有测量结果进行比较，并将这些结果与我们太阳系中所有小而朦胧的富氮世界相结合。我们发现，一氧化碳在大气中的混合比大于甲烷，可以导致显着的富氧和富氮的雾霾材料。这些海卫一霾类似物在其近红外光谱中具有清晰的可观察特征，这可能有助于我们区分不同太阳系天体霾形成过程背后的机制。
2021-12-22 astro-ph.EP astro-ph.IM
Chemical reactions in the nitrogen-acetone ice induced by cosmic ray analogs: relevance for the Solar System
研究了40 MeV的$^{58}$ Ni $^{11+}$离子对11 K下凝聚的氮-丙酮混合物的辐解。这些结果是关于暴露于宇宙射线的太阳系物体的研究的代表。在柯伊伯带，海王星外天体（TNOs）区域，探测到丙酮，分子氮和其他小分子，可能存在于冰冷的表面。宇宙射线的轰击引发化学反应，导致更大分子的合成。在这项工作中，破坏截面的丙酮和氮气在固相中确定从一系列的红外光谱在增加离子束注量。对实验结果进行了分析，并与以往纯丙酮实验结果进行了比较。据观察，分子氮柱密度下降非常快，这表明氮迅速离开照射下的多孔样品。丙酮在混合物中的行为证实了由蒸气混合物沉积形成的冰比纯丙酮冰更多孔。在照射过程中由混合物形成的最丰富的分子种类是：C $_3$ H $_6$、C $_2$ H $_6$、N $_3$、CO、CH $_4$和CO $_2$。也形成了一些含氮物种，但产量较低。与纯丙酮的结果相比，丙酮在氮气中的溶解影响了新物种的形成截面：CH $_4$、CO $_2$和H $_2$ CO的形成截面小于辐照纯丙酮的相应值，而CO和C $_2$ H $_6$物种的形成截面则较高。这一事实可以解释存在的C $_2$ H $_6$，即使在冥王星上的地区，CH $_4$是不纯的，但稀释在N $_2$矩阵与不太丰富的物种。这些结果还表明形成了更复杂的分子，如HNCO、乙酸和可能的甘氨酸。
2017-11-23 astro-ph.EP
Neptune's Spatial Brightness Temperature Variations from the VLA and ALMA
我们目前的空间分辨（$0.1'' - 1.0''$）的射电地图，海王星从甚大阵列和阿塔卡马大型亚毫米/毫米阵列之间的$2015-2017$。结合起来，这些观测探测从$\sim 1$酒吧的主要甲烷云甲板下到$\sim50$酒吧的NH $_4$ SH云。亮温的纬向变化在星盘上很明显。根据波长的不同，南极地区比中纬度地区和北赤道地区亮$5-40$ K。我们使用辐射传输模型结合马尔可夫链蒙特卡罗方法来检索H $_2$ S，NH $_3$，CH $_4$丰度分布在整个磁盘，虽然只有强约束可以为H $_2$ S。在所有云的形成之下，数据分别与H $_2$ S和NH $_3$丰度中的$53.8^{+18.9}_{-13.4}\times$和$3.9^{+2.1}_{-3.1}\times$原太阳富集度很好地拟合，假设是干燥的。在H $_2$ S中，射电冷中纬度和北赤道地区过饱和的模型在统计上比严格的热化学平衡模型更受欢迎。H $_2$ S在赤道地区比在两极地区更丰富，这表明了强大的、持续的全球环流。我们的研究结果表明，海王星的硫氮比超过统一的H $_2$ S是更丰富的NH $_3$在每一个检索。没有NH PDMATHAMT高于50巴可以解释为部分溶解的NH PDMATHAMT在离子海洋在GPa压力或行星形成的情况下，其中水合包合物优先提供硫，而不是氮到微行星，或这些假设的组合。
2021-04-13 astro-ph.EP
Optical Constants of Titan Haze Analogue from 0.4 to 3.5 μm: Determined Using Vacuum Spectroscopy
土卫六厚厚的大气层主要由氮气和甲烷组成。土卫六大气层中发生的复杂化学反应产生了光学厚度的有机烟雾。这些薄雾在土卫六的大气层和表面上起着重要的作用，它们的光学特性对于理解土卫六上发生的许多过程至关重要。由于缺乏这样的信息，实验室制备的土卫六烟雾类似物的光学常数是土卫六遥感观测的大气建模和数据分析的基本输入。在这里，我们在土卫六相关环境中进行实验室模拟，使用真空傅里叶变换红外光谱分析得到的土卫六霾类似物，并从测得的透射率和反射率光谱计算光学常数。我们提供了一组可靠的土卫六霾类似物的光学常数在波长范围从0.4到3.5微米，并将在不久的将来扩展到28.5微米，这既可以用于分析现有的和未来的土卫六观测数据。该研究建立了一种确定（外）行星体霾类似物光学常数的可行方法。
2021-12-15 astro-ph.EP astro-ph.IM
Laboratory Measurement of Volatile Ice Vapor Pressures with a Quartz Crystal Microbalance
本文提出用石英晶体微天平在自由分子流状态下测量氮、一氧化碳和甲烷冰的升华通量，并据此推导蒸气压和升华潜热，发现一氧化碳蒸气压比文献值低近一个数量级，对远外太阳系天体活动研究具有重要影响。
2023-09-21 astro-ph.EP astro-ph.IM
Optical Constants of Photochemical Haze Analogs in N2-CH4-CO Atmospheres from 0.4 to 28.6 μm
National Key Laboratory of Deep Space Exploration/School of Earth and Space Sciences, University of Science and Technology of China（中国科学技术大学地球与空间科学学院深空探测重点实验室）；Department of Earth and Planetary Sciences, Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学地球与行星科学系）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）
本研究通过实验室模拟N2-CH4-CO大气中的光化学雾霾，测量并反演了其0.4-28.6微米波段的光学常数，揭示了CH4和CO浓度对雾霾光学特性的影响，为行星大气辐射传输模型和光谱解释提供了关键实验约束。
2026-09-22 astro-ph.EP
