Nitrogen in the stratosphere of Titan from Cassini CIRS infrared spectroscopy
在这一章中，我们描述了遥感测量的含氮物种在土卫六的大气中的复合红外光谱仪（CIRS）的卡西尼号航天器。这一仪器探测10-1500厘米-1（1000-7微米）的热红外光谱，对土卫六平流层和低层中间层气体和冷凝物的振动发射敏感，可以测量环境温度和气体及微粒的丰度。三个含氮物种被坚定地检测到：HCN，HC 3 N和C2 N2，其垂直和纬度分布已被绘制。此外，在北半球冬季高纬度地区的远红外光谱中也可以看到HC 3 N和可能的C4 N2的冰。HC（15）N同位素已被测量，允许推断该物种的14 N/15 N比，这明显不同于（低于）在散装氮库（N2）。我们还描述了搜索中的CIRS光谱，并推断上限，为NH3和CH 3CN。CIRS现在正在观察土卫六上的季节转换，气体丰度分布也相应地发生变化，作为变化的大气环流的示踪剂。进一步CIRS科学在卡西尼号任务的剩余五年的前景进行了讨论。
2013-03-12 astro-ph.EP
Cassini/VIMS hyperspectral observations of the HUYGENS landing site on Titan
泰坦是美国航天局欧空局意大利航天局卡西尼惠更斯号飞行任务的主要科学目标之一。土卫六大气层中的薄雾粒子和大量甲烷的散射在可见光范围内极大地掩盖了土卫六的表面，尽管在一些狭窄的红外窗口中可以更容易地研究它。的视觉和红外测绘光谱仪（VIMS）仪器板载卡西尼号航天器成功地成像其表面的大气窗口，在0.4 - 5.2范围内的高光谱图像？M. 2004年10月26日（TA飞越）和12月13日（TB飞越），卡西尼惠更斯号飞行任务以最接近的方式在低于1200公里的高度飞越土卫六。我们在这里报告的VIMS图像的惠更斯着陆点获得的TA和TB的分析，空间分辨率范围从16到14.4公里/像素。采用经验方法和一阶理论模型对纯大气后向散射分量进行了修正。这两种方法提供了一致的结果。去除散射后，比率图像显示微妙的表面不均匀性。一个特别对比的结构出现在比例图像涉及1.59和2.03？惠更斯着陆点以北的m图像。虽然纯净的水冰不可能是土卫六表面暴露的唯一组成部分，但这一区域与暴露的水冰的局部富集是一致的，似乎与DISR/惠更斯图像和光谱解释一致。这些图像还显示了一种形态结构，可将其解释为一个直径150公里、中央有一个山峰的撞击坑。
2009-07-01 astro-ph.EP
Retrieval of Chemical Abundances in Titan's Upper Atmosphere from Cassini UVIS Observations with Pointing Motion
Cassini/UVIS FUV对土卫六恒星掩星的观测非常适合探测其大气成分和结构。然而，由于仪器指向运动，几十个观测中只有五个被分析。我们提出了一种创新的检索方法，纠正指向运动的影响，通过向前建模的卡西尼/UVIS仪器响应函数与指向运动值从SPICE C-内核沿光谱维度。为了说明的方法，掩星观测期间飞越T52进行了分析，当卡西尼号航天器的姿态控制不足。一个高分辨率的恒星模型和仪器响应模拟器，其中包括在探测器上的点源的位置被用于指向运动的分析。在光谱矢量拟合过程中，采用马尔可夫链蒙特卡罗方法反演了11种组分（CH_4、C_2 H_2、C_2 H_4、C_2 H_6、C_4 H_2、C_6 H_6、HCN、C_2N_2、HC_3 N、C_6 N_2和霾粒子）的视向丰度分布。除了C2 H6，C2 N2和C6 N2，我们得到了严格的限制，我们只检索上限的所有物种。这是第一次使用T52掩星来推导土卫六上层和中层大气中主要碳氢化合物和腈类物质的丰度，因为指向运动禁止了先前的分析。有了这种新方法，几乎所有的掩星在整个卡西尼号任务中获得的都可以产生可靠的大气成分剖面，允许在季节，纬度和纬度上探索泰坦的高层大气。
2019-06-05 astro-ph.EP
Feeling the Pressure: Effects of Formation Pressure on the Physical Properties of Titan Haze Analogs
University of Texas at San Antonio（圣安东尼奥德克萨斯大学）；Southwest Research Institute（西南研究院）
研究不同形成压力对泰坦雾霾类比物物理性质的影响，发现低压力下生成的类比物密度和硬度更高，可能影响其聚集行为和表面过程。
2026-04-21 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
ALMA Spectral Imaging of Titan Contemporaneous with Cassini's Grand Finale
卡西尼号任务在其为期13年的土星任务中进行了127次有针对性的土卫六飞行，最终在2017年4月至9月之间的大结局中达到高潮。在这里，我们展示了使用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）继续卡西尼的遗产土卫六的大气化学和气候学研究。2017年5月，使用ALMA以中等（~ 0.2“或1300 km）空间分辨率获得了HCN，HNC，HC 3 N，CH 3CN，C2 H3CN，C2 H5 CN和C3 H8的全半球干涉光谱图，揭示了季节性变化的化学和动力学对每个物种分布的影响。ALMA对HCN和HC 3 N的亚毫米观测与卡西尼号在同一个月获得的这些物种的红外数据一致。C2 H3CN和C2 H5 CN的化学/动力学寿命推断为几年，与最新的化学模型相当接近，将C2 H5 CN粘附到平流层气溶胶颗粒。ALMA径向临边通量廓线提供了随高度变化的柱密度信息，揭示了热层（600公里以上）中HCN、HNC、HC 3 N和C2 H5 CN的最大丰度。这构成了对HNC空间分布的第一次详细测量，发现HNC主要局限于730 $\pm$ 60公里以上的高度。HNC发射图显示了（13 $\pm$ 3）%的东西半球不对称性。这些结果与土卫六最上层大气中HNC的快速产生（和损失）是一致的，使这种分子成为短时间尺度（昼夜）电离层过程的有效探测器。
2019-07-11 astro-ph.EP
Piercing through the Haze: Characterizing Titan-like terrestrial exoplanets with JWST
Johns Hopkins Applied Physics Laboratory（约翰斯·霍普金斯大学应用物理实验室）；University of Wyoming, School of Computing（怀俄明大学计算机学院）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；NASA Ames Research Center（美国宇航局艾姆斯研究中心）；Bay Area Environmental Research Institute（湾区环境研究所）
研究利用JWST表征类土卫六系外行星，通过探索系外行星大气反演方法在土卫六光谱上的有效性，将结果推广到TRAPPIST-1系统中的类土卫六系外行星，发现JWST识别甲烷外特征潜力有限，但能识别几百公里高度的霾，近紫外-光学观测台作用重要，还指出大气先验存在的问题。
2026-07-16 astro-ph.EP
Seasonal variations of chemical species and haze in Titan's upper atmosphere
土卫六大气层的季节性变化很明显，这是由于土卫六相对于土星轨道平面的26.7°轴向倾斜导致太阳日射量的巨大变化。在这里，我们使用卡西尼/UVIS获得的18个恒星掩星观测数据，对泰坦400-1200 km高层大气中的碳氢化合物和腈类物质进行了调查，其中包括中间层和低热层，超过泰坦年（2006-2014年，LS=318°-60°）的四分之一。8种化学物质（CH 4，C2 H2，C2 H4，C2 H6，C4 H2，C6 H6，HCN，HC 3 N）和霾粒子的垂直廓线反演从这些观测使用仪器前向模式，它考虑了指向运动的技术问题。马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）算法被用来获得后验概率分布的参数在检索，这本身就测试在何种程度上物种配置文件可以约束。结果表明，春分前物种分布没有明显变化，而春分后5个地球年大气温度下降，夏半球上升流明显。分离的霾层的高度降低到春分，然后它消失，并没有重现确定在我们的数据的时间范围内，这是从卡西尼号/国际空间站的观测一致。这项研究提供了对土卫六高层大气季节变化的观测约束，并建议进一步研究其中的大气化学和动力学。
2022-04-14 astro-ph.EP
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
Nitrogen-containing Anions and Tholin Growth in Titan's Ionosphere: Implications for Cassini CAPS-ELS Observations
卡西尼号上的卡西尼等离子体光谱仪（CAPS）电子光谱仪（ELS）仪器在土卫六的电离层中显示了950公里以上的负离子。\textit{In situ}测量表明存在质荷比高达13，800 \textit{u/q}的带负电颗粒。目前，只有少数阴离子已被表征的光化学模型，主要由C $_n$ H $^-$碳链和C $_{n-1}$ N $^-$氰基化合物（$n=2-6$）组成，它们的形成基本上是通过质子从它们的母体中性分子中提取。然而，许多其他物种尚未被发现和识别。考虑到导致数千个\textit{u/q}的化合物的有效阴离子生长，有必要更好地表征第一轻物质。在这里，我们提出了新的负离子测量质量高达200 \textit{u/q}中获得的\ce{N2}：\ce{CH4}尘埃等离子体放电再现类似的条件，以土卫六的电离层。我们进行了比较与高海拔CAPS-ELS测量土卫六的电离层顶部附近的T18遭遇。观察到的主要峰与观察结果一致。然而，许多以前未考虑的其他种类（\textit{e.g.} \ce{CNN-}、\ce{CHNN-}）表明含有大量含氮化合物，含有两个或三个氮原子，与在托林中发现的某些相邻双键氮原子一致。这些结果表明，富氮纳入托林可能遵循的机制，包括阴离子化学，进一步突出了负离子在土卫六的气溶胶增长的重要作用。
2019-02-14 astro-ph.EP
Probing Saturn's tropospheric cloud with Cassini/VIMS
在其十年的运作中，卡西尼号任务使我们能够深入观察土星的大气层，并调查其笼罩的阴霾下发生的过程。我们使用视觉和红外测绘光谱仪（VIMS）4.6-5.2微米的数据，从早期的任务，调查土星的云结构的位置和属性之间的0.6和5巴。我们平均从2006年在纬度圈的夜侧光谱和模型的光谱临边昏暗使用NEMESIS辐射转移和检索工具。我们提出了我们最适合的深云模型，纬度在-40至50度之间，以及检索到的NH3，PH 3和AsH 3的丰度。我们发现赤道NH3丰度增加，云底在~2.3 bar，没有证据表明云粒子在4.6-5.2微米波长范围内具有强吸收特征，所有这些都与以前的工作一致。非散射云模型假设一个组合物的NH3或NH 4SH，与散射阴霾覆盖，适合临边昏暗曲线和光谱在所有纬度以及检索的光学厚度对流层阴霾在北（冬季）半球减少，这意味着阴霾有一个光化学起源。我们通过检查不同季节的光谱来检验这一假设的能力受到了VIMS观测在任务寿命期间的不同几何形状以及2010年底土星风暴出现的限制。
2016-01-13 astro-ph.EP
Titan in Transit: Ultraviolet Occultation Observations Reveal a Complex Atmospheric Structure
凌日光谱学是系外行星大气特征描述的关键工具。然而，过境光谱观测可以限制气溶胶消光时，气体不透明度弱。紫外线波长范围包含各种强分子和原子特征，即使在存在大气雾的情况下也可能实现气体种类检测。为了了解气溶胶消光和紫外线分子不透明度之间的相互作用，我们调查通过土星的卫星土卫六的大气层中的传输在掩星与美国宇航局的卡西尼号轨道飞行器上的紫外线成像光谱仪（UVIS）观察。我们使用大气反演模型，包括和排除治疗霾的土卫六推导出的紫外线过境光谱进行分析。我们检索到的大气属性，即气柱密度，与以前的研究分析紫外掩星数据是一致的。使用贝叶斯信息准则，我们证明，阴霾参数化是不必要的，以适应数据，尽管明显的不透明性，由于多个分离的阴霾层在底层掩星数据。我们的工作表明，即使过境光谱在较长波长处主要是由薄雾消光，在紫外线波长范围内继续表征系外行星可以提供新的大气约束。
2020-06-25 astro-ph.EP
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
Cassini Composite Infrared Spectrometer (CIRS) Observations of Titan 2004--2017
从2004年到2017年，卡西尼号飞船围绕土星运行，完成了127次近距离飞越其最大的卫星泰坦。卡西尼号的复合红外光谱仪（CIRS）是船上携带的12种仪器之一，在整个13年的任务中，它在热红外（7-1000微米）中描绘了泰坦。CIRS在目标相遇（飞掠）和更遥远的机会上进行了观测，在3633小时内从837个单独的泰坦观测中收集了840万个光谱。在整个任务期间进行了多种类型的观测，建立了土卫六在空间和时间领域的大气状态的巨大马赛克图片。本文为这些观测提供了指南，描述了每种类型，并记录了其发生和全球季节性覆盖范围。其目的是为CIRS数据集的未来用户以及那些寻求将CIRS现有出版物纳入飞行任务总体背景的用户提供资源，并促进未来CIRS结果与卡西尼号其他仪器和地面观测结果的相互比较。
2019-07-29 astro-ph.EP astro-ph.IM
In Situ Measurements of the Size and Density of Titan Aerosol Analogues
土卫六大气中复杂的甲烷/氮气化学反应产生的有机烟雾在大气及其表面发生的过程中起着重要作用。薄雾粒子充当凝结核，因此参与土卫六的甲烷水文循环。它们也可能像土卫六表面的沉积物一样，参与河流和风成过程。试图理解这些过程的模型需要关于颗粒的物理性质的信息，包括它们的大小和密度。虽然卡西尼-惠更斯号的测量结果限制了霾粒子的大小，但它们的密度仍然未知。我们已经进行了一系列的土卫六大气模拟实验和测量的大小，数密度，和土卫六气溶胶类似物，或托林，从0.01%到10%的CH 4浓度的颗粒密度，使用两种不同的能源，火花放电和UV。我们发现，目前许多泰坦模型使用的密度高于我们的托林的测量密度。
2013-05-09 astro-ph.EP
Abundance Measurements of Titan's Stratospheric HCN, HC$_3$N, C$_3$H$_4$, and CH$_3$CN from ALMA Observations
以前的研究已经使用了卡西尼轨道飞行器对土卫六进行的100多次近距离观测，以阐明土卫六大量富含有机物的化学物质的产生和分布与其大气动力学之间的联系。然而，随着土卫六过渡到北方夏季，卡西尼轨道飞行器缺乏传入数据，这对继续研究土卫六大气层的季节变化构成了潜在的障碍。在我们以前的工作中（Thelen等人，2018年），我们证明了阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）非常适合通过使用泰坦的空间分辨（光束尺寸<1“）通量校准观测来测量泰坦在平流层和低中间层（~100-500 km）的大气。在这里，我们在同一时期（2012年至2015年）从土卫六盘上相同的3个独立空间区域获得四种土卫六痕量大气物种的垂直丰度分布：HCN，HC $_3$ N，C $_3$ H $_4$和CH $_3$ CN。我们发现，土卫六的次要成分表现出较大的纬度变化，与赤道测量相比，在高纬度地区的丰度增强;这包括CH $_3$ CN，它逃避了卡西尼号以前在平流层中的探测，因此空间分辨丰度测量是无法实现的。即使在短短3年的时间内，这些分子的垂直剖面和综合排放图使我们能够观察土卫六的大气环流在北方春季的时间变化。我们推导出的丰度曲线与卡西尼红外观测的当代测量结果相当，我们发现了在这段时间内富集空气沉降到土卫六南极的额外证据。在夏至之后继续用ALMA对土卫六进行观测，将能够进一步研究土卫六的大气成分和动力学如何对季节变化作出反应。
2018-09-28 astro-ph.EP
Constraints on the Microphysics of Pluto's Photochemical Haze from New Horizons Observations
新视野号飞越冥王星证实了其大气层中存在薄雾。观测到的高相亮度与低相亮度之比很大，再加上霾的蓝色，表明霾粒子是分形聚集体，类似于土卫六上的光化学霾。因此，研究冥王星的薄雾可以揭示冥王星和泰坦大气之间的相似性和差异。我们使用社区气溶胶和大气辐射模型来模拟雾霾分布，假设分布是由来自光化学的颗粒的沉降和凝聚形成的。被认为是由纯粹的球形和纯粹的分形聚集体颗粒的霾。当光化学产物的向下通量等于柱积分甲烷破坏率~1.2 $\times$ 10 $^{-14}$ g cm $^{-2}$ s $^{-1}$时，模型结果与掩星观测结果之间的一致性可通过聚集粒子获得，而对于球形粒子，质量通量必须大2-3倍。这一通量几乎与以前通过将微物理模型结果与卡西尼号观测结果进行比较而获得的土卫六的霾产生通量相同。根据前向散射测量，聚集体粒子半径对粒子带电很敏感，粒子荷径比为30 e-/μm是在冥王星表面附近产生约0.1-0.2 μm聚集体所必需的。这样的粒子荷径比以前在土卫六上获得的粒子荷径比高2-4倍。由具有相同粒子荷径比的球体组成的雾具有小4倍的粒子。这些结果进一步表明，烟雾颗粒是分形聚集体。我们还考虑了HCN和C $_{2}$ -碳氢化合物的凝结对霾颗粒的影响，这可能在形成它们的分布中起重要作用。
2016-10-05 astro-ph.EP
Evolution of Titan s high-altitude aerosols under ultraviolet irradiation
卡西尼-惠更斯号太空任务揭示，土卫六的厚褐色薄雾是在大约1000公里高度的大气层中开始的，然后缓慢地向下输送到表面。惠更斯号探测器在130公里以下的近地表面提供了关于烟雾化学成分的信息。到目前为止，我们还没有关于构成雾霾的气溶胶在下降过程中可能的光化学演变的见解。我们在这里解决这个大气气溶胶老化过程，在实验室模拟太阳真空紫外（VUV）照射如何影响气溶胶的光学特性探测红外光谱。一个重要的演变被发现，这可以解释的氮贫红外光谱特征之间的明显矛盾，由卡西尼号在泰坦的大气中低于600公里的高度，和高氮含量测量的气溶胶收集器和惠更斯探测器在泰坦的表面。
2018-06-24 astro-ph.EP
Surface Energy of the Titan Aerosol Analog "Tholin"
土卫六高层大气中产生的光化学烟雾在土卫六的各种大气和表面过程中起着关键作用。表面能是霾的一个重要物理性质，对于理解霾颗粒的生长至关重要，并且可以用来预测它们与泰坦上的固体和液体物种的润湿行为。我们用不同的能源生产了泰坦模拟雾状材料，即所谓的“托林”，并通过接触角和直接力测量测量了它们的表面能。从接触角测量中，我们发现由冷等离子体和UV照射产生的托林具有约60-70 mJ/m2的总表面能。直接力测量产生的总表面能为约66 mJ/m2的等离子体托林。与普通聚合物相比，托林的表面能相对较高，表明其高内聚性。因此，土卫六的霾颗粒很可能容易凝结成更大的颗粒，而霾产生的表面沙粒则需要更高的风速才能被调动起来，因为颗粒间的凝聚力很高。托林的高表面能也使它们很容易被土卫六大气中的碳氢化合物冷凝物和表面液体所覆盖。因此，霾粒子可能是烃云（甲烷和乙烷）成核和生长的良好云凝结核（CCN）。如果烟雾颗粒比湖水更密集，它们可能会沉入湖中，而不是形成一层漂浮的薄膜来抑制湖面的波浪。
2020-10-26 astro-ph.EP astro-ph.IM
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
Laboratory Investigations of Titan Haze Formation: In Situ Measurement of Gas and Particle Composition
在卡西尼-惠更斯号抵达之前，土卫六大气中的气溶胶被认为是从平流层开始产生的，那里的化学过程主要是由FUV辐射引发的。然而，卡西尼UVIS和CAPS进行的测量表明，烟雾的形成始于热层，那里有更多的EUV光子和高能粒子可用于引发化学反应，包括N2的破坏。卡西尼INMS在土卫六的大气中发现了以前未预测的氮物种，表明氮在化学中的参与程度比卡西尼之前所认识的要大得多。薄雾中的氮含量对于了解土卫六大气层及其表面分子的多样性非常重要。我们已经进行了一系列的模拟实验，使用火花放电或FUV光子在CH 4/N2气体混合物（0.01%CH4/99.99%N2至10%CH4/90%N2）中引发化学反应。我们使用HR-ToF-AMS测量颗粒组成作为粒度的函数，并使用PIT-MS测量气相产物的组成，从而获得原位实时测量。这两种技术使我们能够调查的能源和初始甲烷浓度的影响上的程度的氮掺入在气相和固相产品。这里给出的结果证实，FUV光子不仅产生固相含氮产物，而且产生气相氮物种。我们发现，在气相和固相中，氮被发现在腈，而不是胺和气相和固相产品主要由分子具有低程度的芳香性。紫外线实验重现了土卫六平流层中测量到的一些气相物质的绝对丰度，包括C4 H2、C6 H6、HCN、CH 3CN、HC 3 N和C2 H5 CN。[编辑长度]
2017-09-28 astro-ph.EP
Haze Production in the Atmospheres of super-Earths and mini-Neptunes: Insights from the Lab
许多太阳系的大气层都有气溶胶，包括土卫六和冥王星特有的有机烟雾。烟雾颗粒显著影响大气温度结构，并且可以向世界的表面提供有机材料，从而影响其可居住性。对系外行星大气层的观测表明存在气溶胶，特别是在较冷（<800 K），较小（<0.3倍木星质量）的系外行星。目前还不清楚使系外行星大气的光谱特征消失的气溶胶是冷凝云还是光化学烟雾，这很难仅从理论上预测。我们在这里提出的第一个实验室烟雾模拟实验的大气成分预计超级地球和迷你海王星。我们探索了从300到600 K的温度和一系列大气金属含量（100倍、1000倍、10000倍太阳能）;所有的模拟大气都产生了粒子，（300和400 K）1000倍太阳金属丰度（“H2O主导”，富含CH 4）实验显示出比我们的标准Titan模拟更高的霾产生速率（约10 mg/hr，而Titan为7.4 mg/hr）。然而，粒子的产生速率变化很大，测量的速率低至0.04毫克/小时（100倍太阳金属丰度，600 K）。在这里，我们表明，我们应该期待一些，但不是全部，超级地球和迷你海王星的大气层拥有厚厚的光化学产生的阴霾。
2018-01-19 astro-ph.EP
Heavy Positive Ion Groups in Titan's Ionosphere from Cassini Plasma Spectrometer IBS Observations
土卫六的电离层含有过多的碳氢化合物和腈阳离子和阴离子，由卡西尼号航天器上的离子中性质谱仪和卡西尼等离子体光谱仪（CAPS）测量。2009年期间，对来自CAPS离子束光谱仪传感器的数据进行了五次近距离接触土卫六的检查。卡西尼号相对于土卫六电离层中冷离子的高相对速度使得CAPS IBS可以用作质谱仪。检查170和310 u/q之间的正离子质量，确定170和275 u/q之间的离子质量组含有14和21个重（碳/氮/氧）原子。这些团体是迄今为止从土卫六现场离子数据中报告的最重的正离子团体。发现离子群峰与多环芳烃化合物（PAC）相关的质量一致，包括多环芳烃（PAH）和含氮多环芳烃分子离子。离子组峰识别与先前提出的中性多环芳烃进行比较，并发现在类似的质量，支持多环芳烃的解释。离子组峰之间的间距也进行了研究，发现一个间距为12或13 u/q，表明另外的C或CH。最后，几个离子组的发生被认为是不同的五个飞越研究，可能涉及到不同的太阳辐射条件下观察到的飞越。这些发现进一步了解了低质量离子和高质量负离子之间的关系，以及土卫六大气中气溶胶的形成。
2020-12-15 astro-ph.EP physics.space-ph
Spatial and Seasonal Variations in C3Hx Hydrocarbon Abundance in Titan's Stratosphere from Cassini CIRS Observations
在C $_{3}$ H $_{x}$碳氢化合物中，丙烷（C ${_3}$ H $_{8}$）和丙炔（甲基乙炔，CH $_{3}$ C $_{2}$ H）于1980年旅行者1号飞越土卫六时首次在土卫六的大气中被发现。丙烯（丙烯，C $_{3}$ H $_{6}$）于2013年首次被卡西尼号上的复合红外光谱仪（CIRS）仪器检测到。我们提出了第一次测量的丰度分布的丙烯在土卫六上的辐射传输模型，并比较我们的测量预测来自几个光化学模型。在赤道附近，观察到丙烯在0.2毫巴的压力下具有10 ppbv的峰值丰度。几个光化学模型预测在此压力下的量在0.3 - 1 ppbv的范围内，并且还显示了在0.2 mbar附近的局部最小值，这在我们的测量中没有看到。我们还看到丙烯遵循与其他C $_{3}$分子不同的纬度趋势。丙烷和丙炔集中在冬季极地附近，通过全球对流单体输送，而丙烯在赤道上方最丰富。在60 $^{\circ}$ S到20 $^{\circ}$ S之间的纬度平均值上，我们反演了这些气体在125 km到375 km之间的垂直丰度剖面@ MS S，20 $^{\circ}$ S至20 $^{\circ}$ N，和20 $^{\circ}$ N至60 $^{\circ}$ N，2004年到2009年代表土卫六在2009年春分之前的大气层，2012年到2015年代表春分之后的时间。此外，使用新校正的线数…
2018-09-11 astro-ph.EP
The Cassini VIMS archive of Titan: from browse products to global infrared color maps
我们已经分析了完整的可见光和红外测绘光谱仪（VIMS）的数据存档的土卫六。我们的目标是建立全球表面制图产品，将土卫六127次定点飞越期间收集的所有数据合并成合成全球地图，在七个红外光谱大气窗口中以每度32像素（赤道约1.4公里/像素）的网格插值。对每个VIMS立方体计算了多光谱摘要图像，以便迅速确定其科学内容并评估其质量。这些摘要图像在公共网站（vims.univ-nantes.fr）上向社区提供。由于大气层的强烈吸收和散射效应，再加上与卡西尼号飞行任务的轨道之旅有关的观测条件不断变化，全球测绘工作面临着若干挑战。我们确定了一个表面光度函数，该函数考虑了入射角、出射角和相位角的变化，并且能够减轻与飞越的观察几何形状相关的亮度变化。大气的贡献已经减少使用的甲烷吸收带翼，被认为是大气霾散射的代理扣除。我们提出了一个新的全球三色合成图的波段比（红色：1.59/1.27 μm;绿色：2.03/1.27 μm;蓝色：1.27/1.08 μm），这也是经验校正的空气质量（太阳光子通过大气的路径长度）的依赖性。这张地图提供了土卫六表面的详细的全球彩色视图，部分地从大气中进行了修正，并给出了光谱变化的全球洞察力，赤道沙丘场以棕色色调出现，以及在Sinlap，Menvra和Selk陨石坑等地区局部出现的几个蓝色色调。(...)
2018-09-18 astro-ph.EP
Titan's Fluvial and Lacustrine Landscapes
本章回顾卡西尼数据揭示的土卫六河流湖泊景观，指出当前认知水平有限，并展望蜻蜓号及未来轨道器如何推动土卫六水文学研究，进而帮助解决地球和系外行星水文问题。
2025-02-04 astro-ph.EP
Spatial Variations in Titan's Atmospheric Temperature: ALMA and Cassini Comparisons from 2012 to 2015
泰坦大气中的一氧化碳（CO）的亚毫米发射谱线提供了很好的大气温度探测，这是由于该分子的化学寿命长，体积混合比稳定，受到很好的约束。在这里，我们分析了2012年至2015年阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）获得的4个数据集，这些数据集包含强CO旋转跃迁。利用ALMA在2012年，2014年和2015年观测中的高空间分辨率，我们使用光束大小约为0.3“的数据集从泰坦圆盘上的3个独立区域提取光谱。检索的NEMESIS辐射转移代码的温度分布进行比较卡西尼复合红外光谱仪（CIRS）和无线电掩星科学的结果，从类似的纬度地区。2012年至2015年，在空间分辨区域的平流层和中间层（约100-500公里），大气温度存在小的季节性变化。我们测量平流层顶（320公里），从2012年至2015年，在北纬地区的温度增加5 K，而在低纬度地区整个平流层的温度上升。虽然检索到的温度分布覆盖了一系列的纬度在这些观测，CIRS的最低点地图和无线电掩星测量卷积与ALMA光束足迹的偏差没有发现是统计上显着的，和差异往往被发现是小于5 K整个大气。ALMA在低平流层（60-300公里）的出色灵敏度为当代CIRS和无线电科学观测提供了高度互补的数据集。亚毫米波段的CO发射谱线作为土卫六大气温度示踪剂的实用性已得到证实，这为今后研究其他分子物种奠定了基础，因为发现温度分布在所有三年中始终随纬度变化，最高可达15 K。
2018-09-28 astro-ph.EP
Cassini's floating potential in Titan's ionosphere: 3-D Particle-In-Cell Simulations
针对土卫六电离层中卡西尼号浮动电位测量结果差异大的问题，研究通过三维粒子模拟发现航天器均充负电，模拟朗缪尔探针电流与观测高度吻合，为相关相互作用建模提供可行方法。
2023-10-04 astro-ph.EP astro-ph.IM physics.plasm-ph
Extreme Forward Scattering Observed in Disk-Averaged Near-Infrared Phase Curves of Titan
本研究利用卡西尼VIMS数据构建泰坦整盘相位曲线，发现近红外月牙相极端前向散射，为系外行星朦胧世界观测提供模型验证与解释依据。
2025-09-09 astro-ph.EP
Seasonal evolution of temperatures in Titan's lower stratosphere
卡西尼号任务为我们提供了从2004年到2017年监测土卫六大气层季节性演变的机会，即半个土卫六年。平流层的下部（压力大于10毫巴）是一个特别感兴趣的区域，因为很少有可用的温度测量，因为它对土卫六所经历的季节性和季节性日射变化的热响应仍然知之甚少。在这项研究中，我们使用卡西尼/CIRS光谱测量土卫六平流层下部6毫巴至25毫巴之间的温度，覆盖整个任务期间（从2004年至2017年）和整个纬度范围。因此，我们可以描述土卫六平流层下部温度的纬向分布，以及它如何从北半球的冬季（2004年）演变到夏至（2017年）。我们的测量结果表明，土卫六的平流层下部经历了显着的季节性变化，特别是在南极，温度下降了19 K在15毫巴在4年。
2019-02-05 astro-ph.EP
Structural study of analogues of Titan s haze by trapped ion mobility coupled with a Fourier transform ion cyclotron mass spectrometer
土星卫星泰坦大气中存在的气溶胶具有特殊的行星科学意义，并且已经允许几个航天器任务收集光谱数据。泰坦薄雾的类似物，所谓的托林，在地球上产生，以推动其形成和性质的理解。在这项研究中，这种高度复杂的混合物进行了分析，在这里第一次被捕获的离子迁移谱耦合超高分辨率质谱（FTICR MS）。电喷雾电离揭示了特征CHNx类组分，其中CHN 5 -6和DBE 6-7最丰富。部署专门的可视化，通过精确的质量测量和元素组成分配，适应肯德里克质量亏损分析突出了C2 H3 N同系物系列，而氮改性的van Krevelen图表现出明显的H/C 1.5和N/C 0.5的趋势。更有趣的是，m/z与碰撞截面（CCS）的表示允许假设一个分支的N-PAH结构基序。最先进的IMS目前无法解析超复杂混合物的同分异构体连续体;因此探索了CCS值以外的峰参数。因此，分析迁移率峰宽度与m/z的关系显示，对于N-PAH样结构，异构体多样性在m/z 170和350之间线性增加，并且在较高m/z处多样性接近平台。由于样品的高度复杂性，这些结构见解只能通过TIMS-FTICR MS来揭示。
2019-06-07 astro-ph.EP
Titan's Prolific Propane: The Cassini CIRS Perspective
在本文中，我们选择了大光谱平均数据从卡西尼复合红外光谱仪（CIRS）在临边观察模式在低纬度（30 S-30 N），大大增加了路径长度，因此信噪比光学薄微量物质，如丙烷。通过建模和减去其他气体物种的排放量，我们证明，至少有六个红外波段的丙烷检测CIRS，包括两个以前没有确定的泰坦光谱。利用1300- 1400 cm-1范围内的一个新的线表，以及现有的GEISA表，我们从748和1376 cm-1两个波段反演丙烷丰度。在748 cm-1处，我们在2 mbar下检索到4.2 +/- 0.5 x 10（-7）（1-sigma误差），与以前的研究非常一致，尽管目前的光谱图谱中缺乏热带仍然是一个问题。我们还在2 mbar下从1376 cm-1波段确定了5.7 +/- 0.8 x 10（-7）-该值可能受到系统误差的影响，包括由于霾引起的连续梯度以及乙烷n6波段的不完美模型。这项研究首次清楚地表明了泰坦热红外光谱中丙烷发射带的普遍性，并指出迫切需要进一步的实验室光谱学工作，以提供模拟这些波段所需的线位置和强度，并进一步表征霾光谱不透明度。目前缺乏准确的建模能力，丙烷是一个障碍，不仅为丙烷本身的测量，但也为寻找新的分子在许多光谱区域的排放。
2009-09-09 astro-ph.EP
Aerosols optical properties in Titan's Detached Haze Layer before the equinox
用卡西尼国际空间站窄角照相机对土卫六分离的薄雾进行紫外线观测是探测其气溶胶含量的一个很好的工具，而不受气体或多重散射的影响。不幸的是，它的高度范围很低，需要高分辨率的校准，并限制了卡西尼数据集中可用的图像数量。然而，我们表明，它是可能的，以提取每个配置文件的本地最大强度的这一层，并确认其稳定性在$500 \pm 8$公里在2005-2007年期间的所有纬度低于45 $^\circ$ N。使用Tomasko等人（2008）的分形聚集体散射模型和单散射辐射转移模型，可以导出解释在不同相位角下进行的观测所需的光学性质。我们的研究结果表明，气溶胶至少有10个单体的60 nm的半径，而典型的切向柱数密度约为$2\cdot 10^{10}$ agg.m $^{-2}$。此外，我们证明，这些属性是恒定的误差条在南半球的土卫六在所观察到的时间段内。在北半球，气溶胶的大小相对于南半球趋于减小，并且与较高的切向不透明度相关。然而，由于轨道限制，该区域现有的观测数量较少，这是限制这些结果准确性的一个因素。假设一个固定的均匀内容，我们注意到，切向不透明度可以波动的因素3之间的观察在赤道。这些变化可能与短尺度的时间和/或纵向事件改变层的局部密度。
2017-04-04 astro-ph.EP
Cloud and Haze Parameterization in Atmospheric Retrievals: Insights from Titan's Cassini Data and JWST Observations of Hot Jupiters
本研究在TauREx框架内构建了灵活的气溶胶参数化方法，通过土卫六卡西尼掩星数据评估，并应用于解释四颗典型热木星的JWST观测数据，揭示了宽广波长覆盖对于稳健表征云和霾、打破大气化学简并性的必要性。
2025-06-05 astro-ph.EP astro-ph.IM
A Cross-Laboratory Comparison Study of Titan Haze Analogs: Surface Energy II
University of Texas at San Antonio（圣安东尼奥大学）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；NASA Ames Research Center（美国国家航空航天局艾姆斯研究中心）；University of Northern Iowa（北爱荷华大学）；University of California Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）
本研究对比三个实验室的32种泰坦霾模拟索林样品，明确其表面能量影响因素，发现冷等离子体索林更适配泰坦霾模拟，为泰坦大气相关研究提供关键表面性质数据。
2026-09-07 astro-ph.EP astro-ph.IM
Photochemistry and Haze Formation
本文综述了冥王星高层大气中光化学过程生成全球雾霾层的机制、颗粒增长与损失过程及其对大气演化的反馈，并指出未来研究需解决的开放问题。
2023-11-28 astro-ph.EP
Re-Analysis of the Cassini RPWS/LP Data in Titan's Ionosphere: 1. Detection of Several Electron Populations
目前的土卫六电离层模型难以解释观测到的电子密度和/或温度。为了获得新的见解，我们重新分析了卡西尼朗缪尔探测器（LP）在泰坦电离层中拍摄的数据，该探测器是无线电和等离子体波科学（RPWS）仪器的一部分。这是两篇论文中的第一篇，介绍了新的分析方法（当前论文）和整个数据集的统计数据。我们建议，2和4之间的电子布居是必要的，以适应数据。每个群体由电势、电子密度和电子温度定义，并且通过电子电流的二阶导数中的显著峰容易地可视化，该二阶导数与电子能量分布函数（Druyvesteyn方法）物理相关。检测到的种群随太阳光照和海拔高度而变化。我们认为这4种电子布居分别是由于光电离、磁层粒子、尘埃等离子体和探测器吊杆的电子发射。
2022-02-16 astro-ph.EP physics.space-ph
Seasonal changes in the middle atmosphere of Titan from Cassini/CIRS observations: temperature and trace species abundance profiles from 2004 to 2017
卡西尼/复合红外光谱仪（CIRS）仪器已经观测了土卫六近半个土星年的中层大气。我们使用通过最新校准管道处理的CIRS数据集来表征土卫六中层大气中温度和丰度分布的季节性变化，从卫星周围的北半球冬季到北半球夏季初。我们使用的临边光谱从590至1500厘米$^{-1}$在0.5厘米$^{-1}$光谱分辨率，这使我们能够探测不同的高度。我们在固定高度网格上对每次飞越期间记录的临边光谱进行平均，以增加信噪比。这些热红外数据进行了分析，通过辐射转移代码加上一个反演算法，以恢复垂直温度和丰度分布。这些剖面图的高度范围约为100至600公里，垂直分辨率为10或40公里（视观测情况而定）。在两个极地地区，冬季都有一个涡旋，那里的温度和成分发生强烈的变化。在这个季节，我们观察到全球丰富的光化学化合物在中间层和平流层和热平流层顶位于0.01毫巴左右，都链接到一个极点到极点的环流细胞的下降流。在2009年12月至2010年4月的北方春分之后，在北极0.01毫巴区域以上发生了更强的光化学化合物增强，这可能是由于光化学和动力学效应的综合作用。在2015年的南方秋季，在南极上空，我们还观察到光化学化合物的强烈富集，这有助于平流层在0.2毫巴以上的冷却。2009年12月，在接近北春分的时候，74°N的温度廓线表现出一种振荡，我们用惯性重力波解释这种振荡。
2019-10-28 astro-ph.EP
Material Properties of Organic Liquids, Ices, and Hazes on Titan
本研究汇总并计算了土卫六上有机液体、冰及霾的热力学、物理和表面等关键物质特性，构建了面向科学界的公开数据库，可支撑土卫六相关探测与模型研究，也可推广应用于其他天体环境。
2023-03-14 astro-ph.EP astro-ph.IM
Evolution of Saturn's north polar color and cloud structure between 2012 and 2017 inferred from Cassini VIMS and ISS observations
从0.35到5.12微米的卡西尼/国际空间站图像和卡西尼/VIMS光谱成像观测显示，在2012年至2017年期间，土星北部六边形的极向区域从深蓝色/绿色变成了适度明亮的金色，除了内眼区域（北纬88.2度至90度），它保持相对不变。这些和甚至更显著的近红外变化可以通过四个致密层的气溶胶模型再现，所述致密层由在接近50毫巴的有效压力下的平流层薄雾、通常接近300毫巴的假定的二膦颗粒的较深薄雾、具有0.4巴和1.3巴之间的基础压力的氨云层、在2.7至4.5巴的区域内，可能有NH 4SH和水冰颗粒混合的更深的云。我们对离散特征之间的背景云的分析表明，在2013年至2016年期间，大多数层的有效压力变化很小，除了氨冰层，它在眼边缘附近从约1巴下降到0.4巴，但在眼内增加到1巴。在六边形内部，光学深度有很大的增加，在眼睛附近的推定的双膦层的系数高达10，在六边形内部的大部分区域的系数为4。在眼内，气溶胶光学厚度非常低，表明下沉运动。2016年眼睛与周围环境的高对比度是由于眼睛外部的光学深度大幅增加。在我们的模型中，大部分六边形区域内从蓝色/绿色到金色的颜色变化几乎完全可以通过平流层霾的变化来解释，2013年至2016年期间，平流层霾的光学深度增加了四倍，短波长峰值虚指数几乎增加了三倍。
2021-07-31 astro-ph.EP
Texture and composition of Titan's equatorial sand seas inferred from Cassini SAR data: Implications for aeolian transport and dune morphodynamics
土卫六赤道地区沙丘的纹理、组成和形态可能反映了现在和/或过去的气候条件。因此，确定土卫六沙丘的物理化学性质和形态动力学对于了解土星最大卫星的气候和地质历史至关重要。我们定量推导出平均表面特性的沙丘和沙丘间地区（纹理，成分）从建模的微波后向散射信号和蒙特卡罗反演的despeckled卡西尼/SAR数据在泰坦的三个最大的沙海：贝莱特，香格里拉和Fensal。我们提出了第一次分析的后向散射函数提取的despeckled SAR图像，覆盖了这样一个大范围的入射角，包括数据从卡西尼号任务的开始到其大结局。我们发现，沙丘和沙丘间有显着不同的物理特性。沙丘被发现是更多的微波吸收比沙丘间。此外，可能已经探测到潜在的次级底形，如波纹和雪崩，为目前活跃的沙丘和沉积物迁移提供了潜在的证据。我们的建模表明，沙丘间有多尺度粗糙度与较高的介电常数比沙丘，具有低介电常数与有机砂一致。沙丘间的雷达亮度可以解释为存在一个明显较大的有机颗粒的浅层，可能不被风移动。我们的研究结果表明，泰坦的沙海在目前的多方向风况下演变，沙丘伸长，其顶部与残余漂移方向一致。
2019-10-03 astro-ph.EP physics.geo-ph
Superrotation of Titan's stratosphere driven by the radiative heating of the haze layer
土卫六的平流层被观察到处于超旋转状态，大气的旋转速度比表面快很多倍。土卫六大气层的另一个特点是存在厚厚的薄雾层。本文利用大气环流模式（GCM）进行了数值试验，探讨了霾层对平流层超旋的影响。我们采用了McKay等人（1999）的土卫六大气层半灰色辐射模型，该模型考虑了霾粒子对阳光的吸收。没有考虑甲烷的相变或季节变化。我们的模型与辐射参数调整土卫六产生了全球东风在赤道附近的更大的速度在更高的高度，除了在大约70公里后$10^5$地球天。虽然大气不是处于平衡态，但纬向风廓线与观测廓线基本一致。实验分析表明，平流层准定常超旋是由与地面解耦的纬向环流和向赤道输送角动量的涡旋之间的平衡维持的。这与所谓的吉拉斯机制不同，但类似，在吉拉斯机制中，动量是从表面提供的。这种结构可以解释在大约$80$ km高度的无风区。
2022-02-17 astro-ph.EP physics.ao-ph physics.flu-dyn
Detection opportunity for aromatic signature in Titan s aerosols in the 4.1 to 5.3 micron range
卡西尼/惠更斯飞行任务提供了关于土卫六上层大气化学的新见解。卡西尼号在高空探测到的大分子和离子（大于100 amu）的存在是没有预料到的，并质疑了关于气溶胶形成途径的原始假设。从最近的实验室研究，它已被证明，包括微量的芳香族物质极大地影响气溶胶形成的化学和诱导气溶胶的性质的可观察到的变化。在目前的工作中，我们专注于最简单的含氮芳香族化合物，吡啶（C5 H5 N），土卫六的气溶胶类似物的红外特征的影响。我们在冷等离子体放电中引入初始气体混合物：（i）N_2-C_5H_5N（100%/250 ppm），（ii）N_2-CH_4-C_5H_5N（99%/1%/250 ppm），（iii）N_2-CH_4（99%/1%）。然后通过中红外光谱分析所产生的材料，本文称为托林。当在放电中加入吡啶时，所产生的托林在4.1-5.3微米（1850-2450 cm-1）光谱区域中呈现芳香族特征，这归因于芳香族C-H面外弯曲振动的泛音。我们还观察到的腈和异腈吸收带的光谱位移与包括在气体混合物中的吡啶。这些结果有助于研究卡西尼/VIMS仪器在土卫六1-5微米红外窗口获得的数据
2018-07-18 astro-ph.EP
Study of Titan's fall southern stratospheric polar cloud composition with Cassini/CIRS: detection of benzene ice
我们报告的探测光谱特征观测在682厘米$^{-1}$的卡西尼复合红外光谱仪（CIRS）在最低点和肢体几何观测土卫六的南部平流层极地地区在南部秋季中期，而平流层温度是最冷的，因为卡西尼任务开始。682 cm的$^{-1}$信号仅在300 km以下观测到，至少部分归因于苯（C $_6$ H $_6$）冰$ν_{4}$ C-H弯曲模式。虽然我们在2013年初首次在南极地区的CIRS最低点光谱中观察到它，但我们在这里重点研究了2013年5月获得的最低点数据，这些数据具有更有利的观测几何。我们推导了从南极到65°S的5°S纬度箱中的C $_6$ H $_6$冰质量混合比，并推断C $_6$ H $_6$云顶高度随着离极点距离的增加而位于更深的位置。我们还分析了2015年3月获得的临边数据，这是2013年5月最低点观测后的第一个临边数据集，以推断其质量混合比在0.1 - 1毫巴区域（250 - 170公里）的垂直分布。我们推导出一个上限为$\sim$ 1.5 $μ$ m的等效半径纯C $_6$ H $_6$冰粒从所观察到的发射带的形状。在687和702厘米$^{-1}$附近，可能还有695厘米$^{-1}$附近观测到了其他几个未识别的特征，这也可能是由于冰的光谱特征，因为它们是在与C $_6$ H $_6$冰相似的压力水平下在平流层深处观测到的。我们不能用文献中的纯腈冰（HCN，HC $_3$…
2018-05-03 astro-ph.EP
Titan brighter at twilight than in daylight
研究行星（和卫星）的整体亮度可以深入了解它们的包络和能量预算[1，2，3，4]。泰坦相位曲线（整体亮度与太阳物体观测者相位角的表示）已经在相位角和光谱通带的有限范围内发表[5，6]。这些信息是研究土卫六大气雾霾的分层，微观物理和聚集性质的关键[7，8]，并补充了空间分辨观测，首次显示雾霾在向前方向有效散射[7，9]。在这里，我们提出了卡西尼成像科学子系统整个磁盘的亮度测量土卫六从紫外线到近红外波长。观测结果显示，土卫六的暮光（大致定义为相位角为150度时的景象）在不同波长下都超过了日光。从测量和模型之间的匹配，我们表明，在更大的相位角的背面照明的月亮将出现比完全照明时更明亮。这种行为是我们太阳系中土卫六所独有的，是由它的大气层扩展和大气层薄雾对阳光的有效前向散射造成的。我们推断出太阳能沉积速率（太阳常数为14.9 Wm-2）为（2.84+/-0.11 x10 ^14 W），与泰坦2007- 2013年随时间变化的热辐射在1-2个标准差内一致[10，11]。我们建议，前向散射签名也可能发生在大相位角的亮度与扩展的朦胧大气的系外行星，这种签名具有宝贵的诊断潜力的大气特征。
2017-04-24 astro-ph.EP
Refractive indices of photochemical haze analogs for Solar System and exoplanet applications : a cross-laboratory comparative study between the PAMPRE and COSmIC experimental set-ups
针对光化学霾粒子折射率未知且影响因素不明的问题，本研究通过跨实验室调查评估实验装置和气体成分对相关霾类似物折射率的影响，并提供了宽光谱范围的新数据，助力行星观测与气候模型研究。
2025-11-19 astro-ph.EP
Titan interaction with the supersonic solar wind
卡西尼号飞船在土星系统内停留9年后，终于在超音速太阳风中观测到土卫六。这些独特的观测结果表明，土卫六与太阳风的相互作用在许多方面与非磁化行星火星和金星相似，尽管外太阳系的太阳等离子体性质不同。特别是，卡西尼号探测到一个无碰撞的超临界弓形激波和一个定义明确的感应磁层，磁层充满了质量负载的行星际磁场线，覆盖在泰坦电离层周围。虽然飞越高度可能不允许探测电离层顶，但卡西尼号报告了与其感应磁层侧翼的等离子体云或流光相兼容的等离子体密度增强，或由于感应磁层的扩张。由于上游的条件，这些观测结果也与外太阳系的非磁化天体有关，如冥王星，预计动力学过程将占主导地位。
2014-10-15 astro-ph.EP physics.space-ph
The 3.4 μm absorption of the Titan's stratosphere: contribution of ethane, propane, butane and complex hydrogenated organics
土卫六大气层所包含的复杂有机化学已经通过卡西尼号的观测进行了深入的研究。其中，VIMS仪器在卡西尼号13年中进行的一系列掩星观测显示，在3.4 $μ$ m处有强烈的吸收。土卫六大气中的几种分子在该波长区域产生了光谱特征，但它们各自的贡献很难解开。在这项工作中，我们量化的各种分子物种的贡献，3.4 $μ$ m带使用辐射转移模型。乙烷和丙烷是乐队的重要组成部分，但它们不足以完美地适应形状，那么我们需要别的东西。多环芳烃（PAH）和更复杂的多环芳烃如氢化无定形碳（HACs）是最合理的候选者，因为它们富含C-H键。多环芳烃的信号已经在~900 km以上被检测到，它们被认为是气溶胶颗粒的前体物。个体光谱之间的高度相似性阻碍了丰度测定。
2020-01-09 astro-ph.EP
Towards Prebiotic Chemistry on Titan: Impact experiments on organic haze particles
本研究通过对实验室有机雾霾及雾霾-沙混合物开展13GPa撞击实验，发现撞击会改变土卫六表面生物分子分布，沙粒可催化部分生物分子生成，为土卫六前生命化学研究提供了实验依据。
2024-02-28 astro-ph.EP astro-ph.IM physics.bio-ph
Ethane in Titan's Stratosphere from Cassini CIRS Far- and Mid-Infrared Spectra
卡西尼复合红外光谱仪（CIRS）观测到远红外和中红外（从10厘米$^{-1}$到1500厘米$^{-1}$）的热发射，从而能够在2004年至2017年的卡西尼任务期间对土卫六上的乙烷进行时空研究。许多以前在土卫六上对乙烷的测量都依赖于模拟分子的中红外$ν_{12}$带，以822 cm $^{-1}$为中心。其他波段的乙烷在较短和较长的波长被看到，但还没有建立模型来测量乙烷丰度。最近在实验室中研究了289 cm $^{-1}$处的远红外$ν_{4}$扭转带和以1468 cm $^{-1}$为中心的中红外$ν_{8}$带的谱线表。我们分别对这些波段（连同$ν_{12}$波段）的CIRS观测进行建模，并比较从每个光谱区域检索到的混合比。$ν_{4}$波段的最低点观测探测100公里以下的平流层。我们在289 cm $^{-1}$的赤道测量显示，从2007年到2017年，在88 km处的丰度为（1.0 $\pm$ 0.4）$\times$ 10 $^{-5}$。这一混合比与高海拔地区的测量结果相一致，与许多光化学模型预测的消耗相反。$ν_{12}$和$ν_{8}$波段的测量结果彼此相当，$ν_{12}$波段探测的高度范围延伸到大气层更深的地方。我们建议未来的行星大气研究可能会观察到$ν_{8}$带，使乙烷的更短波长的研究。在相同的光谱窗口中观察乙烷$ν_{8}$带和附近的甲烷$ν_{4}$带…
2019-08-06 astro-ph.EP physics.ao-ph
3D modeling of organic haze in Pluto's atmosphere
2015年7月14日飞越冥王星的新视野号宇宙飞船揭示了冥王星大气层中存在的薄雾，这些薄雾是由冥王星大气层中高海拔的CH 4/N2光化学形成的，就像泰坦和海卫一一样。为了帮助分析观测结果并进一步研究有机霾的形成及其在全球尺度上的演变，我们在冥王星大气环流模型中实现了有机霾形成的简单参数化。在我们的模型中，烟雾的产生是基于土卫六和海卫一上所了解的气溶胶形成的不同步骤：甲烷在高层大气中通过莱曼-α紫外线辐射的光解，产生各种气体物种，并通过积累和聚集过程转化为固体颗粒。我们比较了两个参考模拟运行的粒子半径为50纳米：有，没有南极N2冷凝。我们讨论了粒子半径和前体的寿命对雾度分布的影响。我们模拟CH 4光解和霾形成高达600公里以上的表面。结果表明，2015年冥王星大气中的CH 4光解主要发生在有阳光照射的夏季半球，峰值位于250 km的高度，尽管行星际Lyman-alpha通量源即使在冬季半球也会引起一些光解。我们得到了一个广泛的烟雾高度与观测相媲美，并与不可忽略的密度高达500公里的高度。在这两个参考模拟中，霾密度并没有受到纬向环流的强烈影响。在没有南极N2凝结的情况下，最大的最低点不透明度和霾范围在北极获得。在南极N2凝结的情况下，南极上空下降的空气团导致纬度上更均匀的霾密度，在南极有一个轻微的密度峰值。
2017-02-13 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
Re-Analysis of the Cassini RPWS/LP Data in Titan's Ionosphere: 2. Statistics on 57 Flybys
土卫六的电离层有一种复杂的离子化学，导致在1200公里以下形成有机尘埃。目前的模型不能完全解释在这种尘埃环境中观察到的电子温度。为了获得新的见解，我们重新分析了卡西尼朗缪尔探测器（LP）在泰坦电离层中获取的数据，该探测器是无线电和等离子体波科学包的一部分。第一篇论文（Chatain等人，2021）介绍了新的分析方法，并讨论了不同电离机制产生的4种电子布居的识别。在这第二篇论文中，我们提出了一个统计研究的整个LP数据集低于1200公里，提供线索的起源的4个人口。一个小的人口归因于光或次级电子发射的表面的探针繁荣。第二个人口系统地观察到，在一个恒定的密度（~500 cm-3），并归因于背景热化电子从周围的磁层沉淀粒子的电离过程。最后两个种群的密度随着压力、太阳光照和EUV通量的增加而增加。第三个种群在所有高度和太阳天顶角都有不同的密度，除了在远夜面（SZA > ~140°），最大密度为2700 cm-3。因此，它肯定与大气分子的光致电离有关。最后，第四个人口只检测到在白天和低于1200公里，达到2000厘米-3可以从尘埃颗粒的光或热发射。
2022-02-16 astro-ph.EP physics.space-ph
Titan's Atmosphere and Climate
土卫六是唯一一颗拥有大气层的卫星，也是除地球外唯一一颗拥有厚厚的N $_{2}$大气层的卫星，其大气化学成分极其复杂，远远超过其他任何太阳系的大气层，也是其他太阳系中唯一一颗表面有稳定液体的卫星。土卫六表面和大气层之间的联系在我们的太阳系中也是独一无二的;大气化学产生的物质沉积在表面，随后被表面-大气层相互作用改变，如风成和河流作用，导致形成广泛的沙丘和广阔的湖泊和海洋。土卫六的大气层有利于有机烟雾的形成，加上一些含氧分子的存在，表明土卫六的大气层可能会产生生物前感兴趣的分子。有机物和液体的结合，以地下海洋中的水和表面湖泊和海洋中的甲烷/乙烷的形式，意味着泰坦可能是太阳系中测试可居住性，前生物化学以及宇宙中生命的普遍性和多样性的理想场所。前往土星系统的卡西尼-惠更斯号飞行任务提供了大量新的信息，使我们能够将土卫六作为一个复杂系统进行研究。在这里，我回顾了我们目前对土卫六的大气和气候的理解，这些理解来自地球观测、遥感和\emph{in situ}航天器测量、实验室实验和模型的有力结合。最后，随着卡西尼-惠更斯号令人难以置信的探索时代的结束，我提出了一些悬而未决的问题。
2017-02-28 astro-ph.EP
