2016年4月14日和2017年1月25日，木星分别在04：53-10：22 UTC和11：36-16：28 UTC之间记录。如图1所示，光谱仪狭缝的长度为24英寸乘0.432英寸，并且每个像素的角度分辨率为每个像素的角度分辨率为0.144英寸。光谱分辨率为λ/δλ≈25,000。4月14日，木星的115个记录的光谱图像长30 s，由六个集成形成，每5 s长。1月25日，木星的80个记录的光谱图像长60 s，每10秒长六个集成形成。节省光谱图像并点点望远镜之间的望远镜的过程导致间接费用，从而导致木星光谱在2.4分钟（4月14日）和3.4分钟（1月25日）之间的平均经过时间，因此木星在此期间旋转了相应的1.4°和2.3°。

　　对于光谱图像，应用了标准的天文数据降低技术，例如从木星光谱中的天光谱减去，以消除地球大气的不良排放（主要来自水），以及通过平面野战和暗电流的亚电流的NIRSPEC探测器的反应中的不均匀性。为了将检测器的光子计数转换为物理通量单位，分别使用A0星HR2250和HR3314在4月14日和1月25日进行了恒星通量校准。此过程在以前的研究中详细概述了16。

　　尽管狭缝的宽度为0.432弧秒，但由于大气看，分配给缝隙的纵向范围更大。4月14日和1月25日的观察之夜的天空晴朗，大气的景色分别为0.61英寸和0.81英寸。在每个光谱图像中使用多个指导图像可以考虑跟踪误差的方法，以便在木星上的缝隙位置来自引导图像中看到的缝隙的平均位置。由于狭缝的宽度，每个光谱图像之间的地球上的大气看和近距离距离，因此可以将多个光谱归因于单个经度×纬度细胞（空间箱）。在这项工作中，我们使用五个空间箱尺寸：10°×10°，8°×8°，6°×6°，4°×4°和2°×2°经度×纬度。对于每个观察夜，将所有数据排列成五个四维（4D）阵列，尺寸×经度×纬度×光谱×重叠。重叠尺寸保存每个空间箱的多个可用光谱，如扩展数据所示。图1.通过获取每个可用光谱元件的中间值，将4D阵列的每个阵列折叠到三个维度×纬度×光谱中。例如，光谱维度具有2,048个元素。对于包含50个重叠光谱的空间箱，这意味着2,048个光谱元素中的每个元素都有50个值。通过获取50个可用值的中位数，我们确保每个频谱元素不会偏向于偏远数据。较大的空间箱大小包含更多重叠的数据，从而提高了获得的中位数的统计准确性，但以空间分辨率为代价。

　　H3+离子具有数百万的RO振动过渡线，其强度取决于离子温度29，并且通过找到两个或多个发射线之间的比率，我们可以获得H3+温度。然后，可以通过将观察到的发射除以在上面发现的温度下发射的单个H3+离子的发射来计算发射离子的总数，从而产生圆柱列集成密度。应用行星发射角的余弦函数校正以消除观看几何形状的视线效应。然后通过将模型的发射强度求和所有波长的建模发射强度来找到H3+（也称为H3+辐射冷却速率）的辐射。

　　在这项工作中，我们在3.41277μm和3.9529μm处使用了R（3,0）和Q（1,0）H3+线，因为它们在所有纬度上都始终如一。这些H3+线适合并使用MPFIT进行表征，最小二乘曲线拟合例程30，如图2的示例拟合所示。然后将数据传递到一个计算模型，该计算模型根据上一段16所述的线比确定H3+的参数。MPFIT和H3+拟合模型中的不确定性通过结果传播并反映在结果中。请注意，这些观察结果是电离层的整个路径长度的列整合并卷积所有垂直结构。模型表明，这些检索的列集成的H3+密度代表实际值的下限，而柱平均H3+温度主要代表H3+密度的高度峰处的温度27。

　　拟合了五个数据立方体的每个空间单元中的数据，以产生H3+列集成温度，密度和辐射的参数图以及相应的不确定性。每天晚上总共制作15个地图：上述五个空间箱尺寸的3个H3+参数。理想情况下，这项研究将仅使用2°×2°地图，但是这些较小的垃圾箱可以在热极光区域外具有较低的SNR，因此不可思议的不确定性。在这种情况下，选择较大的4°×4°bin尺寸以收集更多信号并减少不确定性是最好的，即使它降低了我们在空间上看到细节的能力。为了在最小的bin尺寸可能的行星范围内产生低确定性数据填充的地图，我们引入了一种称为不确定性限制的箱形的技术。例如，通过从空白图开始产生H3+温度图，然后添加所有2°×2°经度×纬度分辨率的温度，不确定性低于5％。对于第一次通过填充的地图部分的部分，数据是从下一个空间尺寸上升的 - 4°×4°温度图（再次不确定性以下的不确定性不到5％） - 然后，对于所有剩余的较大的空间箱尺寸，最高可达10°×10°。H3+色谱柱集成温度和辐射图不确定性限制为5％，而密度限制为15％。