Composition

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太阳系行星系统的起源理论：

• 原始星云的遗迹，其碎片，尘埃，气体冷却组成了如今的行星 不考虑气体逃逸， 沉降，分馏和核心演化，行星大气应当继承了原始星系的气体组分。对于major planet （Jupiter, Saturn, Uranus and Neptune）来说，thermal escape是非常微小的，即使对于最轻的元素H来说。 岩石行星terrastrial的气体组分由于强烈的行星evolution和大气逃逸，和原始星系相去甚远。<太阳系气体丰度表>

• 气体成核理论（Nucleation Model） 原始星系中的水冰，岩石，甲烷，氨气，甲烷水合物，N2, CO先形成行星的内核，质量足够大以困住H2,He和惰性气体形成大气。吸积产生热量逐渐蒸发出其他气体成分使得大气逐渐浓密。 这一假说对于解释Uranus和Neptune十分合理，因为其轨道距离决定了大量水冰和甲烷冰的存在。但是这种假说无法准确推算大气成分，并且其结果和solar abundace必将差异巨大。

• Uranus和Neptune的彗星组合理论 大量的彗星结合，融化形成冰巨星。这决定了行星的密度将远超Jupiter和Saturn, 因为彗星包含大量的OCN元素，而后者富含H。实际上密度的观测也证实了这一点。 这也暗示了天王星和海王星的冰/岩石核心周围存在水海洋。

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Bulk Atmosphere Composition

- Terrestrail IR Telescope

在“旅行者”任务之前，行星大气层是通过地面望远镜的红外光谱仪，在地球大气窗口区域（1-3微米、5微米、10微米、20-40微米）进行测定的 以木星大气为例，其红外波长为：

• $\lambda<4\mu m$: 云层reflected solar raidation. 水云~7 bar, 氨云~0.7 bar.
• $\lambda>4\mu m$: 气体的thermal emissions. H2, NH3, PH3, CH4, C2H6, C2H2.

氢气贡献了主要的10-40微米的opacity，使得这一波长很难穿透到更深一些的对流层上层，表现为强烈的平流层的气体发射波谱特征，即趋近于planck黑体辐射谱线，但是由于ch4 c2h2 c2h6 ph3等痕量气体的存在，表现除了窄波段的气体发射峰，注意，这里主要是发射增强，而不是吸收峰，因为平流层存在强烈的逆温层在0.1-0.2 bar。

- 5-$\mu$m Window

5$\mu$m窗区对于红外探测非常有利，处于地球和木星大气的窗口区，地球来说介于4.3$\mu$m CO2 和 6.3$\mu$m H2O之间，木星来说，介于4.5$\mu$m CH4和 5.2$\mu$m NH3之间。这个窗区有利于进行更深层的探测几个bar的高度，如果在云的间隙区域。木星的5$\mu$m hotpot可以探测到300 K (～5bar)的温度。表明这些区域的O/H比例是太阳系的1/1000。但是这些个别区域的观测信号无法代表整个大气的O的depletion。 更全面的结合5 和2.7$\mu$m的观测表明，温度可以达到288 K (Bjoraker 1985)，在约6 bar的深度，这也表明有更多的H2O来attenuate深层的热发射，那么，由此推算的O/H比为1/50 Solar水平。 而土星的平均5$\mu$m 温度为175K（2bar），旅行者任务探测的hotpot为210k。

此外，5um还涵盖了CH3D, CO, GeH4, HCN, PH3的信号。 Voyager IRIS明确发现了土星磷酸和CH3D的存在，但是CO的信号和PH3重叠，无法确定。氨气的5.2$\mu$m吸收翼也贡献了5$\mu$m波段的opacity，所以也可以被测定。He元素虽然丰富很高，但是由于观测仪器的拉曼极限，地基测量很难进行。He的58.4 nm发射线只能代表对流层顶，而其在50nm以上没有吸收线。 实际的He丰富测定来自于红外波段的He-H2的碰撞吸收测定Collision Induced Absorption (CIA)。或者基于无线电掩星(Radio Occultation)测定的大气混合摩尔质量。

这些方法确定的He/H2比表明，木星和太阳系一致，土星则表现为强烈的He depletion。但是，这并不能说明土星的氦元素丰富低，因为其土星深层可能存在原子氦以氦雨的形式掉落到核心上。这一过程不仅稀释大气氦含量，还释放了重力势能，转化为土星大气内能的重要部分。

- In a Vast Heliocentric Distance

Uranus和Neptune观测较为有限，其气体组分和木星和土星大同小异。冰巨星表现为强烈的depleted的NH3和 enhanced的CH4，并且没有观测到分子量大的烃（hydrocarbon）。

Poluto的1.5-2.5$\mu$m观测表面其表面覆盖了纯净的固态甲烷。1.7$\mu$m的信号发现了甲烷的霜和蒸汽的存在。由于冥王星的逃逸速度仅为2km/s, 除了大质量的分子（如CH和N2）外，几乎所有的气体都被恒星风吹走了。

- Equilibrium gases and disequilibrium gases, clouds

这些图展示了木星和土星大气中大致的云层高度以及平流层中挥发性气体的混合比。某些condensing species 如NH3、H2S和H2O的浓度随高度增加而降低，是由光解或凝结过程引起的。 对流层PH3和NH3等气体在误差范围内与solar abundance近似。

相比之下，天王星和海王星上NH3的明显亏缺，很可能是由于NH3在更深层对流层中形成的水—氨混合溶液云, 或生成NH4SH而造成的。如前所述，土星上氦的亏缺和木星上水的亏缺可能并不代表它们的planetary bulk abundance。

诸如C2H2、C2H4、C2H6、GeH4、CO 和 HCN等气体是Disequilibrium gas，因此其混合比会随着高度变化。值得注意的是，木星和土星（很可能还有天王星和海王星）大气中的碳氢比（C/H）高于太阳值。如果大气中的C/H增强反映了这些行星的整体组成，这可能暗示它们在形成过程中经历了不均匀的吸积过程。