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
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
Seasonal evolution of $\mathrm{C_2N_2}$, $\mathrm{C_3H_4}$, and $\mathrm{C_4H_2}$ abundances in Titan's lower stratosphere
我们研究土卫六平流层下部（约15毫巴）的季节性演变，以更好地了解这部分大气的大气动力学和化学。我们分析了2006年至2016年的Cassini/CIRS远红外观测，以测量三种光化学副产物的季节变化：$\mathrm{C_4H_2}$，$\mathrm{C_3H_4}$和$\mathrm{C_2N_2}$。我们发现，自2006年以来，这三种气体的丰度在南北高纬度地区发生了显着变化。从2012年到2013年，我们测量到南极$\mathrm{C_4H_2}$、$\mathrm{C_3H_4}$和$\mathrm{C_2N_2}$的体积混合比突然急剧增加，而同期北极这些气体的丰度大致保持不变。在北半球中纬度地区，$\mathrm{C_2N_2}$和$\mathrm{C_4H_2}$的丰度在2012年后下降，而$\mathrm{C_3H_4}$的丰度保持不变。这些体积混合比的变化与光化学和动力学模型的预测的比较提供了大气环流和化学过程的季节性演变的限制。
2017-09-28 astro-ph.EP
Herschel/PACS spectroscopy of trace gases of the stratosphere of Titan
目的：我们调查了土卫六的平流层的组成，从新的中等分辨率远红外观测与赫歇尔的光电探测器阵列相机和光谱仪（PACS）的全方位（51-220 $μ$米，分辨率$λ$ / $Δλ$范围从950到5500取决于波长和光栅顺序）。方法：使用PACS，我们获得了土卫六平流层的几个特征的光谱发射。我们使用了逐行的辐射转移代码和最小二乘拟合技术来推断痕量组分的丰度。结果：CH $_4$、CO、HCN和H $_2$ O的光谱特征明显。从测量的通量密度谱，并通过与合成光谱的详细比较，我们约束平流层的甲烷丰度，这是假设是恒定的高度，为1.29 $\pm$ 0.03%。同样，我们限制的丰富的CO为50 $\pm$ 2 ppm，和HCN的垂直分布一致的增加，从40 ppb在$\sim$ 100公里到4 ppm在$\sim$ 200公里，这是一个高度区域，HCN的签名是敏感的。三条H $_2$ O转动线的测量证实了最近用Herschel获得的H $_2$ O分布轮廓。此外，我们确定的同位素比值$^{12}$ C/ $^{13}$ C在CO和HCN分别为124 $\pm$ 58和66 $\pm$ 35。我们的结果和其他仪器得出的值之间的比较表明，我们的结果是一致的垂直分布和同位素比值在以前的研究中，除了HCN的分布与Cassini/CIRS，这不同意PACS线在1-sigma置信区间。
2014-04-08 astro-ph.EP
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
Methane storms as a driver of Titan's dune orientation
土卫六的赤道区域被向东延伸的线状沙丘覆盖。这个方向与全球气候模式（GCM）模拟的平均地面风相反，GCM在这些纬度向西，类似于地球上的信风。不同的假设已经提出来解决这个明显的矛盾，涉及土星的引力潮汐，大尺度地形或风的统计，但没有一个可以解释全球东沙丘传播在赤道带。在这里，我们分析的影响，春分热带甲烷风暴发展在超旋转的大气（即在高海拔的东风）对土卫六的沙丘方向。使用对流甲烷云的中尺度模拟与GCM风廓线具有超旋转，我们表明，土卫六的风暴应产生快速向东阵风锋以上的表面。这样的阵风主导了风成输送，使沙丘向东延伸。因此，这项分析表明，超旋转，热带甲烷风暴和土卫六沙丘形成之间的耦合。此外，连同GCM的预测和类比一些陆地沙丘领域，这项工作提供了一个总体框架，解释土卫六的沙丘的几个主要特征：线性形状，向东传播和向极发散，并意味着土卫六的沙丘砂的赤道起源。
2015-04-14 astro-ph.EP
About Superrotation in Venus
在这项工作中，我们研究在一般情况下缓慢旋转的行星，如金星或泰坦，目前在其大气层中的超旋转风。我们有兴趣了解什么机制是候选人的净角动量的来源，以产生这种动力学。特别是在金星的情况下，在相对于表面高度为100公里的大气层中，存在着在四个地球日内绕行星旋转一周的风，而金星日相当于243个地球日。这种被称为超旋转的现象几十年来一直被人们所知。然而，它的起源和行为并不完全清楚。在这篇文章中，我们分析和ponderate不同的影响，以产生这种动态的重要性。
2017-09-12 astro-ph.EP
The Transition to Superrotation in Terrestrial Atmospheres
我们表明，通过改变一个单一的无量纲数，热Rossby数，全球大气模拟只有轴对称强迫传递从类地大气到超旋转大气，更像金星或泰坦的大气。向超旋转的转变发生在中高纬度斜压不稳定性产生的向赤道传播的Rossby波被抑制的条件下，当变形半径超过行星半径时就会发生。在大的热Rossby数以下的初始，近轴对称的阶段，全球斜压波的纬向波数1所产生的混合正压-斜压不稳定占主导地位的涡动通量的纬向动量。在自旋上升期间和超旋转出现之前，全球波向东向赤道汇聚纬向动量，向西向中纬度沉积动量，一旦超旋转建立，斜压不稳定性停止。全球正压模式的纬向波数1所产生的混合高纬度和低纬度正压不稳定是负责维持超旋转的统计稳定状态。在中等的热Rossby数，动量通量的全球斜压模式是次主导相对较小的斜压模式，因此强烈的超旋转不发展。
2010-08-11 astro-ph.EP
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
Infrared spectra, optical constants and temperature dependences of amorphous and crystalline benzene ices relevant to Titan
苯冰有助于卡西尼复合红外光谱仪（CIRS）在土卫六晚秋极地平流层682 cm^{-1}附近探测到的发射特征。它也是CIRS观测到的高海拔南极（HASP）冰云的主要组成部分之一，在泰坦的平流层中观测到。土卫六的平流层表现出显著的季节性变化，温度随季节而变化。对泰坦平流层冰云红外发射光谱化学成分的定量分析依赖于在多种温度下获得的一致且详细的实验室透射光谱。然而，苯冰的光谱和光学特性及其温度依赖性，特别是在与泰坦有关的平流层条件下，实验数据严重缺乏。因此，我们在实验室中分析了苯冰的振动模式的光谱特性和演变的沉积温度范围从15 K到130 K，从远红外到中红外光谱区（50 - 8000 cm^{-1}）。我们已经确定了苯冰的非晶态到晶态的相变，并确定在120 K和130 K之间的沉积温度下实现完全结晶。我们还测量了苯冰在15 ~ 130 K温度范围内的冰复折射率的实部和虚部。我们的实验结果显着扩展了目前的知识状态苯冰的沉积温度依赖性在一个广泛的红外光谱范围内，并提供有用的新数据的分析和解释钛观察到的光谱。
2021-11-15 astro-ph.EP astro-ph.IM
Jets and Superrotation in Deep and Shallow Planetary Atmospheres
University of Exeter（埃克塞特大学）；University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）；ETH, Zurich（苏黎世联邦理工学院）
本文探讨了深层与浅层行星大气中急流和超旋转的形成机制，包括对流、β效应、位涡均质化、波-平均流相互作用和系外行星的潮汐锁定。
2026-05-30 astro-ph.EP
Measurements of Titan's Stratospheric Winds during the 2009 Equinox with the eSMA
本研究利用eSMA观测了土卫六2009年春分前后的上平流层纬向风，测得风速存在显著上升，并结合过往观测与环流模型分析了其季节变化特征。
2024-04-12 astro-ph.EP
An ultrahot gas-giant exoplanet with a stratosphere
从行星发出的红外辐射包含有关其大气层的化学成分和垂直温度分布的信息。如果上层比下层冷，分子气体将在行星的热光谱中产生吸收特征。相反，如果有平流层-温度随高度增加-这些分子特征将在排放中观察到。有人认为，平流层可以在高度辐射的系外行星中形成，但这种情况在多大程度上发生在理论和观测上都没有解决。先前关于平流层存在的说法仍然有待商榷，因为存在高度变化的主星和测量的低光谱分辨率带来了挑战。在这里，我们报告了超热气体巨星WASP-121 b的近红外热光谱，其平衡温度约为2，500开尔文。水在排放中被分解，以5-sigma置信度提供对系外行星平流层的检测。这些观测结果意味着，相当一部分的恒星辐射被保留在大气层的高海拔地区，可能是通过吸收化学物质，如气态氧化钒和氧化钛。
2017-08-03 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
New sub-millimeter heterodyne observations of CO and HCN in Titan's atmosphere with the APEX Swedish Heterodyne Facility Instrument
土星最大的卫星土卫六的大气层的起源知之甚少，其化学成分相当复杂。地基毫米/亚毫米外差光谱学能够充分解析谱线形状，以确定土卫六大气成分的信息（垂直剖面和同位素比率）。我们测试的能力，瑞典外差设备仪器（SHFI），接收器APEX-1，连同阿塔卡马探路者实验APEX 12米望远镜土卫六的大气观测。特别是，我们目前的亚毫米观测的CO（2-1）和HCN（3-2）线的泰坦平流层与APEX，并与SHFI在科学验证（SV）仪器阶段在2008年3月和6月。适当的辐射转移计算的帮助下，我们调查的可能性，以限制化学浓度和优化性能的APEX-1仪器推断的土卫六大气的分子成分的垂直剖面。
2010-05-19 astro-ph.EP
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
Ground-based HCN submillimetre measurements in Titan's atmosphere: an intercomparison with Herschel observations
本研究的目的是测量HCN的垂直分布泰坦的平流层使用地面submm观测获得准同时与赫歇尔的。这使我们能够进行空间和地面观测之间的一致性检查，并建立一个参考平均HCN的垂直剖面在泰坦的平流层。用APEX和IRAM 30-m测量了HCN（4-3）和（3-2）谱线的发射光谱。我们采用逐线辐射转移程序计算HCN的合成光谱，并采用基于最优估计的反演算法反演温度和HCN的分布。我们推导出的HCN丰度分布与从~100公里处的40 ppb增加到~200公里处的4 ppm一致，这是HCN特征敏感的海拔区域。我们还证明，检索HCN分布是敏感的数据信息。我们的结果和赫歇尔值之间的比较显示出相似的丰度分布，最大差异为2.5 ppm，范围在100和300公里之间。这些比较还使我们能够相互验证两个数据集，并表明可靠和一致的测量。推断的丰度也与以前的观测研究中的分布一致，与ALMA，Cassini/CIRS和SMA（最新的低于230 km）的剖面一致。我们的HCN分布也与Krasnopolsky（2014）和Vuitton等人（2019）在230公里以下的光化学模型相当，并与Loison等人（2015）在250公里以上的光化学模型一致。然而，它似乎与Loison等人（2015），Dobrijevic & Loison（2018）和Lora等人（2018）的估计存在很大差异。我们的结论是，这些特定的光化学模型需要改…
2021-12-08 astro-ph.EP
Diurnal variations in the stratosphere of the ultrahot giant exoplanet WASP-121b
行星大气的温度廓线是决定能量吸收、再分配和发射的辐射和动力学过程的关键诊断。观测结果显示，对于少数气态巨行星来说，向阳面的平流层要么随着海拔的升高而变冷，要么变热，而其他向阳面的平流层则与恒定的温度保持一致。在这里，我们报告光谱相位曲线测量的气体巨星WASP-121 b，这限制了平流层温度在整个昼夜循环。测量的水蒸气光谱特征的变化揭示了温度曲线，从白天半球的高度变暖到夜晚半球的高度冷却。这些数据很好地解释了假设化学平衡的模型，水分子在低压下在昼侧热解离，在夜侧重新组合。夜面温度足够低，钙钛矿（CaTiO 3）可以凝结，这可能会耗尽气相中的钛，并解释了最近在昼夜终结者处未检测到的原因。夜侧温度也与镁、铁和钒等难熔物质的凝结一致。然而，在昼夜分界线上对这些金属的探测表明，如果它们确实形成了夜侧云，冷捕获并不能有效地将它们从高层大气中去除。水平风和垂直混合可以使这些难熔的冷凝物在夜侧半球的高层大气中保持高空，直到它们再循环到较热的昼侧半球并蒸发。
2022-02-20 astro-ph.EP
GCM simulations of Titan's middle and lower atmosphere and comparison to observations
模拟结果从一个新的大气环流模型（GCM）的土卫六，土卫六大气模型（TAM），它耦合的灵活建模系统（FMS）的光谱动力学核心的一套外部/亚网格尺度物理。这些措施包括一个新的非灰色辐射转移模块，利用卡西尼-惠更斯，大尺度凝结和准平衡湿对流计划，表面模型与“水桶”水文，和边界层湍流扩散的最新数据。该模型产生了一个现实的温度结构，从地面到较低的中间层，包括平流层顶，以及令人满意的超旋转。后者被证明取决于动力核心的能力，建立角动量从表面扭矩。模拟的纬度温度对比是足够的，与观测相比，极地温度异常与观测一致。在低层大气中，日照分布强烈影响湍流通量，地面加热在中纬度地区最大。地表液体在中低纬度不稳定，并迅速向极地迁移。模拟的湿度廓线和地面温度分布与观测结果相比，证实了低纬度地区普遍存在干燥状况。极地云的活动是很好的代表，虽然观察到的中纬度云仍然有些令人困惑，并提出了一些替代的形成。
2014-12-26 astro-ph.EP
Photoreactivity of condensed acetylene on Titan aerosols analogues
在土卫六上层大气中由光化学作用形成的挥发性有机分子可以在平流层和对流层中凝结成纯冰，也可以凝结成有机气溶胶上的冰层，这些有机气溶胶可以在土卫六的薄雾层中看到。当太阳光子穿透土卫六的大气层时，较短波长的光子被衰减，而较长波长的光子则进入较低的高度，在那里气溶胶变得丰富。我们进行了一项实验研究，以评估长波长（> 300 nm）的光反应性，这些冰的土卫六气溶胶类似物（也称为托林）在实验室制造的。我们关注的是乙炔，它是土卫六大气中仅次于CH 4和C2 H6的第三大碳氢化合物。此外，乙炔是土卫六大气中最丰富的不饱和烃。我们的研究结果表明，气溶胶可以作为激活中心驱动乙炔的光反应性与气溶胶在吸积界面的波长，乙炔冰单独不显示光反应性。我们发现，随着光化学，光脱附起着重要的作用。我们观察到约15%的初始乙炔被光解吸，在355 nm处的光解吸速率为（2.1 +/- 0.2）x 10-6分子·光子-1。这种光解吸是波长依赖性的，证实了它是由气溶胶类似物的UV吸收介导的，类似于光化学。我们的结论是，气溶胶的紫外-可见光特性将决定它们如何在土卫六的大气和表面上进一步演变，通过光化学变化，涉及更长波长的光子。
2019-03-29 astro-ph.EP
The Potential Importance of Non-Local, Deep Transport on the Energetics, Momentum, Chemistry, and Aerosol Distributions in the Atmospheres of Earth, Mars and Titan
对地球大气层中的非本地深层传输机制的回顾为研究火星和土卫六大气层中是否存在类似机制提供了良好的基础。在地球上，热带地区的深层对流云构成了哈德利环流圈的向上分支，并提供了一个管道，通过该管道，能量、水分、动量、气溶胶和化学物质从边界层移动到对流层上部和平流层下部。这种输送在对流层中部产生最小值，如水蒸气和湿静态能量，并在云离开时产生最大值。类似于这种陆地传输的是与火星地形和火星沙尘暴有关的强烈的深层热循环。对火星上尘埃层升高的观测进一步支持了非本地深层运输是火星大气层中一个重要机制的观点。在土卫六上，深层对流云的存在几乎保证了非局部的深层运输正在发生，这些云可能在全球能量、动量和甲烷的循环中发挥作用。基于地球大气层中非局部深层传输的潜在重要性，并得到火星和土卫六大气层中此类传输的证据支持，有必要更加关注地外大气层中的这种机制。
2010-10-25 astro-ph.EP
Atmospheric circulation, chemistry, and infrared spectra of Titan-like exoplanets around different stellar types
随着越来越小、越来越冷的系外行星的发现，必须越来越多地考虑具有朦胧大气层的类地世界。我们太阳系的泰坦是一颗典型的朦胧行星，其大气层可能代表了我们银河系中大量的行星。作为表征这样的世界的一步，我们模拟了类似泰坦的系外行星，但轨道上有三个不同的恒星宿主：G-，K-和M-矮星。我们使用大气环流和光化学模型来探索这些泰坦类行星在不同的恒星光谱下的环流和化学，在所有情况下，假设泰坦类的日射。由于大气霾强烈吸收可见光，较红的辐射伴随着较晚的恒星类型产生更多的等温平流层，在毫巴压力下更强的纬向温度梯度，以及更深更强的纬向风。在所有的情况下，行星的大气层都是强烈的超旋转，但是在更红的星光下，高空的日冕环流圈更弱。碳氢化合物和腈类物质的光化学随恒星光谱而变化，FUV/NUV通量比的变化起着重要作用。我们的研究结果初步表明，在所有三个主机下，柱雾的产生率可能是相似的，这意味着许多不同恒星周围的行星可能具有与土卫六大气相似的特征。最后，我们提出了理论发射光谱。总的来说，我们的研究表明，尽管存在重要和微妙的差异，但类泰坦系外行星的循环和化学对宿主恒星的差异相对不敏感。这些发现可能会进一步探索未来的空间设施，如WFIRST，LUVOIR，HabEx和OST。
2017-12-11 astro-ph.EP
An intense thermospheric jet on Titan
土卫六低层和中层大气中的风是通过各种技术确定的，包括惠更斯探测器在0-150公里范围内的直接测量，光学、热红外和毫米范围内分子谱线的多普勒频移，探测高度范围为100-450公里，由10 mbar - 10 - 3 mbar（即~100-500 km）的热场和恒星掩星曲线中的中心闪光推断。这些测量结果主要显示了强烈的西风，在平流层上部达到约150-200米/秒的最大速度，并有重要的纬度和季节变化。然而，这些观测提供了不完整的大气探测;特别是，土卫六上层中间层和热层（500- 1200公里）的风态迄今为止仍然不受限制。在这里，我们报告直接风测量的基础上观察ALMA的六种分子的多普勒频移。我们发现，与预期不同的是，强对流风延伸到热层，随着高度的增加，环流逐渐变成赤道急流制度，在1000公里处达到~340米/秒。我们认为，这些风可能代表的动力学响应的强迫波发射在平流层/中层和/或磁层电离层相互作用。我们还表明，HNC分布仅限于土卫六的热层以上~870公里的高度。
2019-03-28 astro-ph.EP
Detection of Dynamical Instability in Titan's Thermospheric Jet
与地球类似，土星最大的卫星泰坦拥有一个环绕地球的高空纬向风（或喷流）系统。2016年8月，使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA），Lellouch等人（2019）在比以前已知的更高的高度发现了赤道喷流，其速度惊人地快至约340 m/s，但这种高速度的起源尚未被理解。我们在2017年5月获得了光谱和空间分辨的ALMA观测结果，以绘制泰坦的3D全球风场，并将我们的结果与2016年8月数据的重新分析进行比较。在~300-1000公里的高度范围内（从平流层上部到热层）绘制了多普勒风速图。在最高的热层高度上，在9个月的时间里（相当于土卫六上的L_s = 82-90度），测量到赤道纬向风速减少了47%。这被解释为由于最近发现的热层赤道喷流的动力学不稳定性导致的急剧减慢和限制（加宽）的损失。高层大气动力学的这些意外快速变化与喷流主要驱动机制的强烈变化一致。
2021-06-03 astro-ph.EP astro-ph.GA
1D photochemical model of the ionosphere and the stratosphere of Neptune
海王星仍然是一个神秘的世界，值得进一步探索，是未来行星任务的一个高度优先目标，以便更好地了解冰巨行星的形成和演变。为了研究海王星大气中碳氢化合物和氧物种的起源和演化，我们建立了一个耦合的离子中性一维光化学模式。最新的化学方案来自土卫六大气层的化学方案，该方案与卡西尼-CIRS对氧物种和主要碳氢化合物的观测结果非常一致。我们得到的主要结果如下：离子-中性化学耦合在海王星大气中产生相对高丰度的芳烃（特别是苯）。我们的模型结果与观测结果吻合良好（考虑模型的不确定性）。大气层中有两个电离层峰值，分别位于10 $^{-5}$ mbar和10 $^{-3}$ mbar左右的压力水平之上。海王星上层大气中的氧物质的流入对许多离子的浓度有影响。我们表明，在海王星的大气中的原位探测将提供非常有趣的限制，特别是关于氧物种的起源和离子化学的贡献的光化学模型。对高层大气化学的精确描述对于更好地了解这颗行星的内部组成和形成过程至关重要。
2020-11-16 astro-ph.EP
$^{14}$N/$^{15}$N isotopic ratio in CH$_3$CN of Titan's atmosphere measured with ALMA
土卫六大气中的每一种腈都可以根据其生产过程表现出不同的\ce{^{14}N/^{15}N}值，这主要是因为不同的来源，如紫外线辐射，磁层电子和银河宇宙射线引起的各种\ce{^{14}N/^{15}N}解离过程。对于\ce{CH3CN}，一个光化学模式预测平流层下部的\ce{^{14}N/^{15}N}值为120- 130。这远远高于\ce{HCN}和\ce{HC3N}，$\sim$ 67- 94。通过对阿塔卡玛大型毫米/亚毫米波阵列（ALMA）观测数据的分析，我们成功地探测到了泰坦大气338 GHz频段的\ce{CH3C^{15}N}（$J$ = 19- 18）的亚毫米波转动跃迁。通过将这些观测结果与同时观测到的349 GHz频段的\ce{CH3CN}（$J$ = 19- 18）谱线（探测高度从160到$\sim$ 400 km）进行比较，我们推导出\ce{CH3CN}中的\ce{^{14}N/^{15}N}为125 $^{+145}_{-44}$。尽管由于数据质量限制，推导值的范围显示准确度不足，但最佳拟合值表明，\ce{CH3CN}的\ce{^{14}N/^{15}N}高于先前观察到的值，并且\ce{HCN}和\ce{HC3N}的理论预测值。这可能是解释不同的\ce{N2}解离源根据海拔高度，建议由最近的光化学模型。
2020-01-07 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
Unstructured Grid Dynamical Modeling of Planetary Atmospheres using planetMPAS: The Influence of the Rigid Lid, Computational Efficiency, and Examples of Martian and Jovian Application
我们提出了一个新的行星全球环流模式，planetMPAS，最先进的NCAR MPAS大气环流模式的基础上。利用WRF和MPAS的交叉兼容性，planetMPAS包含了大部分用于火星和泰坦等类地行星的planetWRF物理参数化方案。PlanetMPAS还包括一套物理学，代表木星大气的辐射转移，干对流，湿对流及其相关的微观物理学。我们证明，尽管刚性盖近似，planetMPAS是适合模拟火星和木星大气中的气候系统与潜在的应用程序，如土卫六缓慢旋转的行星。使用planetMPAS进行的模拟表明，新模型可以再现火星和木星上观测到的许多特征，例如火星上的季节性CO2循环、极地氩富集、纬向平均温度和定性尘埃不透明度，以及木星上的赤道超旋转和带状纬向风模式。
2022-10-31 astro-ph.EP
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
Photochemical Haze Formation on Titan and Uranus: A Comparative Review
本文综述比较泰坦与天王星上低能光子与电子驱动的光化学雾霾形成机制，评估其在天王星的适用性，为未来探测提供参考。
2025-08-04 astro-ph.EP physics.chem-ph
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
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
