利用JIRAM L波段观测对木星主要极光辐射的分析描述

《Icarus》：Analytical description of Jupiter’s main auroral emissions using JIRAM L-band observations

　　

引入了两个新的解析函数，源自朱诺/JIRAM L 波段图像，用于拟合木星主极光辐射。
这些函数确定了 H3+ 辐射峰值区域，并对极光 - 磁层耦合过程施加了约束。
该模型显示出最小的时间变异性，并提供了跨越不同观测几何形状的稳定参考框架。

引言
木星的极光无疑是太阳系中最强的，源于沿行星磁场线加速并沉淀到高层大气中的等离子体 (Grodent, 2015)。在红外波段，这些极光辐射与由静电势和/或沿磁场线传播的阿尔文波驱动的电子加速过程有关 (Clarque 等人，2004，Mauk 等人，2020，Bonfond 等人，2020)。沉降电子穿透电离层，电离 H2 产生 H2+，随后与 H2 反应形成 H3+ + H，这是一个放热反应，释放约 1.74 eV 的过剩能量 (Miller 等人，2020)。H3+ 离子在 2 到 5μm 之间的红外波段强烈辐射，使其成为木星红外极光的主要示踪剂，也是高层大气的重要冷却机制 (Miller 等人，2020，Gérard 等人，2023)。在甲烷均相层以下，H3+ 主要通过与碳氢化合物的离子 - 中性反应被移除 (Kim 和 Fox，1994)。在更高的高度（高于约 400–500 km），碳氢化合物密度低，与电子的解离复合成为主要损失过程：H3+ + e?→ H2 + H 或 3H。
在木星上，主导的极光结构是主辐射，它环绕每个磁极并与木星的磁场共转。其形态在两个半球之间有显著差异。在北部，由于木星内部磁场中的弱场异常，主辐射呈肾脏形 (Grodent 等人，2008)。相比之下，南部主极光形成一个更规则的圆，中心位于南磁极，该磁极相对于自转轴倾斜约 10° (Connerney 等人，2022，Vogt 等人，2022)。在两个半球中，主辐射通常具有约 100–500 km 的经向宽度，并在从分钟到月不等的时间尺度上表现出形态和亮度的显著变异性 (Mura 等人，2017，Head 等人，2024)。
除了主辐射外，木星的极光还包括其他形态特征 (Clarke 等人，2004，Badman 等人，2015)。极区辐射的特点是微弱、斑驳且短命，典型寿命为几十秒。这些辐射表现出湍流运动，偶尔可形成局部漩涡状结构 (Grodent 等人，2003b)。其变异性似乎与主极光辐射或木星卫星相关极光辐射亮度的变化很大程度上不相关 (Bhattacharyya 等人，2018，Head 等人，2024，Head 等人，2025)。
相比之下，卫星足印源于卫星 - 磁层相互作用。当磁层等离子体流过卫星时产生的阿尔文波沿磁场线传播并加速电子朝向木星大气，最终产生极光辐射。每个足印由一个明亮的主斑点组成，由源自卫星附近的阿尔文波驱动，随后是一个由阿尔文波在两个半球之间反射产生的褪色尾部（参见 Bonfond 等人 (2008) 中的图 4）。紫外和红外波长的观测揭示了这些辐射的复杂形态和空间变异性 (Bonfond 等人，2013a，Bonfond 等人，2013b，Mura 等人，2017，Mura 等人，2018，Moirano 等人，2021，Hue 等人，2023，Rabia 等人，2025，Moirano 等人，2026)。
此外，Mauk 等人 (2020) 在主极光区内确定了三个不同的区域。按纬度从低到高排列，这些区域包括弥漫极光、区域 I (ZI) 和区域 II (ZII)，它们与不同的场向电流系统有关。弥漫极光由多个弧和广泛的辐射区域组成 (Grodent 等人，1997，Li 等人，2017，Bonfond 等人，2017)。这种辐射通常归因于木星磁层内捕获的高能电子的俯仰角散射，导致其沉淀到高层大气中 (Thorne 和 Tsurutani，1979，Bhattacharya 和 Bhattacharyya，2001，Radioti 等人，2009)。ZI 和 ZII 通常分别与向上和向下电流片有关，两者均可产生强度相当的离散极光辐射。相应的粒子分布可以表现出单能、“倒 V 形”或宽带特性，具体取决于局部加速条件和磁层驱动机制 (Head 等人，2025)。
NASA“新前沿”级任务朱诺号 (Bolton 等人，2017) 自 2016 年 7 月抵达以来，提供了前所未有的木星极光多波长观测。这种高空间分辨率覆盖得益于航天器的高椭圆极地轨道，使其能够多次近距离飞越极光区。在朱诺号的科学载荷中，木星红外极光测绘仪 (JIRAM) (Adriani 等人，2017a) 旨在调查红外波段下的木星极光辐射以及下层大气的成分和动力学。成像仪使用两个通带滤光片：L 波段滤光片（中心波长 3.45μm）瞄准 H3+ 辐射以绘制极光结构 (Mura 等人，2017，Mura 等人，2018，Mura 等人，2025，Moirano 等人，2021)，而 M 波段滤光片（中心波长 4.75μm）优化用于探测来自深层大气的热辐射 (Adriani 等人，2018，Adriani 等人，2020)。配合成像仪，光谱仪覆盖 2–5μm 范围，能够反演大气参数并提供关于木星高层大气与其磁层之间耦合的关键见解 (Adriani 等人，2017b，Dinelli 等人，2017，Moriconi 等人，2017，Dinelli 等人，2019，Migliorini 等人，2019，Migliorini 等人，2023，Castagnoli 等人，2025)。在本工作中，我们使用 JIRAM L 波段数据推导出两个描述主极光辐射的解析函数。通过拟合多个轨道上红外辐射的空间分布，这些函数为木星极光的形态提供了统计上稳健的基线。
本文结构如下。第 2 节描述数据集，包括初步数据处理和映射所需的几何信息重建。第 3 节详细说明如何利用观测到的主极光辐射位置来拟合解析函数，近似两极的形状。最后，第 4 节总结我们的结果。

章节片段
观测数据
为了推导拟合 JIRAM 红外观测到的主辐射轮廓的解析函数，我们使用了 JIRAM L 波段成像仪的测量数据——这是一个 128 × 432 像素的探测器，工作在 3.3–3.6μm 光谱范围内，角分辨率约为 0.01° (Adriani 等人，2017a)。在木星 1 巴压力层（被视为木星的参考表面），这相当于几十公里的空间分辨率。
我们首先检查了所有观测数据
主辐射的解析描述
在两个半球中，主辐射的位置是通过确定极光轮廓上 H3+ 辐射度最大的区域来确定的。追踪主极光山脊的点是在每个轨道的 JIRAM 辐射图上人工选择峰值辐射位置并保存以供后续分析。这种方法得益于观测的高空间分辨率，使得极光形态能够以足够的细节被解析，从而可靠地追踪其
结论
在本研究中，我们提出了一种方法论，用于定义描述木星主极光辐射位置的解析函数，使用朱诺/JIRAM L 波段观测数据。对于南半球，最佳拟合函数由相对于辐射几何中心的局部方位角的三阶正弦 - 余弦谐波展开表示，由七个系数参数化。相比之下，北部辐射由振幅 - 相位谐波展开描述
数据和仓库
本工作中使用的原始 JIRAM 数据可通过 NASA 行星数据系统 (PDS) 大气节点获取 (Adriani 等人，2019)。本研究推导出的极光椭圆解析拟合以及拟合过程中使用的经验点已存入 Zenodo (Castagnoli 等人，2026)。
CRediT 作者贡献声明
Francesca Manni：形式分析。Chiara Castagnoli：写作 – 审阅与编辑，监督，调查，数据管理。Alessandro Moirano：写作 – 审阅与编辑，监督。Alessandro Mura：写作 – 审阅与编辑，可视化，监督，调查。Alessandra Migliorini：写作 – 审阅与编辑。Raffaella Noschese：数据管理。Roberto Sordini：调查。Federico Tosi：写作 – 审阅与编辑。Francesca Altieri：写作 – 审阅与编辑。Andrea Cicchetti：
未引用参考文献
Grodent 等人 (2003a)
利益冲突声明
作者声明他们没有任何已知的竞争性财务利益或个人关系可能会影响本文所述的工作。
致谢
JIRAM 由意大利航天局 (ASI) 建造和支持，目前由 INAF 通过专门合同支持。本工作由 ASI 通过 ASI-INAF 协议 N. 2016-23-H.0 的附录 N. 2016-23-H.3-2023 以及 INAF 资金 (F.O. 1.05.04.87.01) 共同资助。A. Moirano 由科学研究基金会 - FNRS 在 Grant (s) No. T003524F 下支持。
Francesca Manni|Chiara Castagnoli|Alessandro Moirano|Alessandro Mura|Alessandra Migliorini|Raffaella Noschese|Roberto Sordini|Federico Tosi|Francesca Altieri|Andrea Cicchetti|Christina Plainaki|Giuseppe Piccioni|Giuseppe Sindoni