Abstract Jupiter's South Polar Region (SPR) was observed by James Webb Space Telescope/Mid‐Infrared Instrument in December 2022. We used the Medium Resolution Spectrometer mode to provide new information about Jupiter's South Polar stratosphere. The southern auroral region was visible and influenced the atmosphere in several ways: (a) In the interior of the southern auroral oval, we retrieved peak temperatures at two distinct pressure levels near 0.01 and 1 mbar, with warmer temperatures with respect to non‐auroral regions of 12 ± 2 K and 37 ± 4 K respectively. A cold polar vortex is centered at 65°S at 10 mbar. (b) We found that the homopause is elevated to km above the 1‐bar pressure level inside the auroral oval compared to km at neighboring latitudes and with an upper altitude of 350 km in regions not affected by auroral precipitation. (c) The retrieved abundance of C 2 H 2 shows an increase within the auroral oval, and it exhibits high abundances throughout the polar region. The retrieved abundance of C 2 H 6 increases toward the pole, without being localized in the auroral oval, in contrast with previous analysis (Sinclair et al., 2018, https://doi.org/10.1016/j.icarus.2017.09.016 ). We determined that the warming at 0.01 mbar and the elevated homopause might be caused by the flux of charged particles depositing their energy in the SPR. The 1‐mbar hotspot may arise from adiabatic heating resulting from auroral‐driven downwelling. The cold region at 10 mbar may be caused by radiative cooling by stratospheric aerosols. The differences in spatial distribution seem to indicate that the hydrocarbons analyzed are affected differently by auroral precipitation.

Abstract A team of Earth-based astronomical observers supporting a giant planet entry-probe event substantially enhances the scientific return of the mission. An observers’ team provides spatial and temporal context, additional spectral coverage and resolution, viewing geometries that are not available from the probe or the main spacecraft, tracking, supporting data in case of a failure, calibration benchmarks, and additional opportunities for education and outreach. The capabilities of the support program can be extended by utilizing archived data. The existence of a standing group of observers facilitates the path towards acquiring Director’s Discretionary Time at major telescopes, if, for example, the probe’s entry date moves. The benefits of a team convened for a probe release provides enhanced scientific return throughout the mission. Finally, the types of observations and the organization of the teams described in this paper could serve as a model for flight projects in general.

Voyager-2 radio occultation measurements have revealed changes in the atmospheric refractivity within a 2-4 km layer near the 1.2-bar level in Uranus and the 1.6-bar level in Neptune. These changes were attributed to the presence of a methane cloud, consistent with the observation that methane concentration decreases with altitude above these levels, closely following the saturation vapor pressure. However, no clear spectral signatures of such a cloud have been detected thus far in the spectra acquired from both planets. We examine methane cloud properties in the atmospheres of the ice giants, including vertical ice distribution, droplet radius, precipitation rates, timescales, and total opacity, employing microphysical simulations under different scenarios. We used a one-dimensional (1D) cloud microphysical model to simulate the formation of methane clouds in the ice giants. The simulations include the processes of nucleation, condensation, coagulation, evaporation, and precipitation, with vertical mixing simulated using an eddy-diffusion profile (K_eddy). Our simulations show cloud bases close to 1.24 bars in Uranus and 1.64 bars in Neptune, with droplets up to 100 μm causing high settling velocities and precipitation rates (∼370 mm per Earth year). The high settling velocities limit the total cloud opacity, yielding values at 0.8 μm of ∼0.19 for Uranus and ∼0.35 for Neptune, using K_ eddy = 0.5 m^2 s^-1 and a deep methane mole fraction (μ_CH_4) of 0.04. In addition, lower K_ eddy or μ_CH_4 values result in smaller opacities. Methane supersaturation is promptly removed by condensation, controlling the decline in μ_CH_4 with altitude in the troposphere. However, the high settling velocities prevent the formation of a permanent thick cloud. Stratospheric hazes made of ethane or acetylene ice are expected to evaporate completely before reaching the methane condensation level. Since hazes are required for methane heterogeneous nucleation, this suggests either a change in the solid phase properties of the haze particles, inhibiting evaporation, or the presence of photochemical hazes.