On December 30th 2000, the Cassini-Huygens spacecraft reached the perijove milestone in its continuing journey to the Saturnian system. During an extended six-month encounter, the Composite Infrared Spectrometer (CIRS) returned spectra of the Jovian atmosphere, rings and satellites from 10 to 1400 cm^-1 (1000 to 7 µm) at a programmable spectral resolution of 0.5 to 15 cm^-1. The improved spectral resolution of CIRS over previous infrared instrument-missions to Jupiter, the extended spectral range and higher signal-to-noise performance provide significant advantages over previous data-sets. Both optimal-estimation retrieval and radiance-differencing are used to investigate the global variation of upper-tropospheric temperature, ammonia, phosphine and cloud opacity between ± 60˚ latitude. The analysis methods are shown to successfully reproduce Jovian conditions with results consistent with previous investigations. The composition results in particular are well characterised and suggest an important role played by mixing and transport within the upper-troposphere. Interpretation and validation of the retrieved results is conducted via the construction of a simple dynamic model incorporating transport, diffusion and (photo)chemistry.

Heidelberg, Univ., Diss., 2007.

Titan, the largest moon of Saturn, is the only known moon with a fully developed nitrogen-rich atmosphere, its ionosphere is detectable as high as 2200 km above its surface and hosts complex organic chemistry. Titan’s atmosphere and ionosphere has striking similarities to current theories of these regions around Earth 3.5 billion years ago. The Cassini spacecraft has been in orbit around Saturn since 2004 and carries a wide range of instruments for investigating Titan’s ionosphere, among them the Langmuir probe, a “space weather station”, manufactured and operated by the Swedish Institute of Space Physics, Uppsala. This thesis presents studies of positive ions, negative ions and negatively charged dust grains (also called aerosols) in Titan’s ionosphere using the in-situ measurements by the Cassini Langmuir probe, supplemented by the data from particle mass spectrometers. One of the main results is the detection of significant (up to about 4000 cm-3) charge densities of heavy (up to about 13800 amu/charge) negative ions and dust grains in Titan’s ionosphere below 1400 km altitude. The dust is found to be the main negative charge carrier below about 1100 km on the nightside/terminator ionosphere, forming a dusty plasma (also called “ion-ion” plasma). A new analysis method is developed using a combination of simultaneous observations by multiple instruments for a case study of four flybys of Titan’s ionosphere, further constraining the ionospheric plasma charge densities. This allows to predict a dusty plasma in the dayside ionosphere below 900 km altitude (thus declaring it a global phenomenon), as well as to empirically estimate the average charge of the negative ions and dust grains to between -2.5 and -1.5 elementary charges. The complete Cassini dataset spans just above 13 years, allowing to study effects of the solar activity on Titan’s ionosphere. From solar minimum to maximum, the increase in the solar EUV flux increases the densities by a factor of ~2 in the dayside ionosphere and, surprisingly, decreases by a factor of ~3-4 in the nightside ionosphere. The latter is proposed to be an effect of the ionospheric photochemistry modified by higher solar EUV flux. Modelling photoionization also reveals an EUV trend (as well as solar zenith angle and corotational plasma ram dependencies) in the loss rate coefficient.

Ce projet de thèse porte sur l'étude de la haute atmosphère de Titan à partir de mesures en laboratoire de sections efficaces d'absorption et de l'analyse des données de Cassini-UVIS.La caractérisation de l'instrument et des observations effectuées par UVIS était nécessaire. Les données provenant des canaux ultraviolet lointain (FUV) et ultraviolet extrême (EUV) d'UVIS ont été analysées et corrigées des effets instrumentaux. A partir de l'analyse de huit occultations solaires dans l'EUV, les profils de densité volumique de N2 et CH4 ont été déterminés par une méthode d'inversion avec régularisation. Les températures ont ensuite été obtenues à partir des profils de N2 en supposant une haute atmosphère isotherme. Les occultations stellaires dans le FUV ont été modélisés et une technique de détermination des densités caractérisée. La possibilité de détection de différentes molécules (dont certaines n'avaient jamais été observés par cette technique avant) a été analysée. Puis, en utilisant l'algorithme de minimisation de Levenberg-Marquardt, les profils de densité de colonne pour différents hydrocarbures et de profondeurs optiques pour les aérosols ont été obtenus à partir de données simulés. Les densités de colonne ont été inversées avec une procédure de régularisation afin d'obtenir des profils de densité volumique pour les hydrocarbures et des profils d'extinction pour les aérosols. La procédure a finalement été appliquée à deux occultations stellaires mesurées par UVIS. Les hydrocarbures étudiés sont CH4, C2H2, HCN, C2H4, C4H2, HC3N et C6H6.Les profils issus des occultations stellaires et solaires ont été obtenus pour différentes dates et des différents lieux. Les profils et les températures dérivés ont donc été analysés en fonction des variables géographiques et temporelles : latitude, longitude, date d'observation, etc. La variabilité atmosphérique est discutée à la lumière de ces résultats.Le benzène (C6H6), une molécule détectée dans l'atmosphère de Titan, est particulièrement importante car elle est considéré comme intermédiaire entre le gaz et la formation des particules solides. Des mesures de l'absorption du benzène dans le domaine ultraviolet, à des températures qui couvrent une gamme de température allant de l'ambiante à 215 K, ont été réalisées dans différentes installations internationales. A partir de ces mesures, la section efficace d'absorption du benzène a été déterminée et analysée en termes des transitions observées et en fonction de la température de mesure. Ces résultats ont été utilisés dans le calcul d'abondance de C6H6 dans la thermosphère de Titan comme indiqué dans les paragraphes précédents.En résumé, l'analyse des observations UVIS présentées contribuent à la caractérisation de la haute atmosphère à travers des profils de N2, de températures thermosphériques et des profils de différents hydrocarbures et nitrile. Ces données d'observation aideront à contraindre les modèles photochimiques. Les profils d'abondance donnés en fonction de différentes coordonnées géographiques et temporelles pourront être utilisés pour étudier plus avant la variabilité atmosphérique. Les résultats de ce travail aideront donc à la compréhension de la composition et la dynamique de l'haute atmosphère de Titan. Cette connaissance, combinée avec des informations sur la basse atmosphère et la surface de Titan, aidera à comprendre l'évolution de molécules organiques dans ce corps céleste abiotique voisin.Les résultats de ce travail aideront donc à la compréhension de la composition et la dynamique de la haute atmosphère de Titan. Cette connaissance, combinée avec des informations sur la basse atmosphère et la surface de Titan, aidera à comprendre l'évolution de molécules organiques dans ce corps céleste abiotique voisin

L'étude des ondes d'extrêmement basses fréquences dans les cavités ionosphériques des planètes et satellites dotés d'atmosphère suit une approche similaire à celle suivie pour la Terre. Elle contribue à la caractérisation du circuit électrique atmosphérique, des sources d'énergie associées et des limites des cavités. Un modèle numérique à éléments finis a été développé et appliqué à ces corps planétaires en vue d'étudier en particulier les résonances de Schumann. La pertinence d'un modèle de la cavité de Titan a été testée par rapport aux mesures de l'instrument PWA de la sonde Huygens. La découverte d'une couche ionisée à basse altitude et l'évaluation des propriétés diélectriques de la surface après l'atterrissage sont exposées. L'expérience acquise est appliquée à la conception de nouveaux instruments, ARES et SP2, pour étudier l'atmosphère et le sol de la planète Mars dans le cadre du projet ExoMars et pour d'autres corps lors de futurs projets spatiaux.

This thesis presents a study of the inner plasma disk of Saturn. The results are derived from measurements by the instruments on board the Cassini spacecraft, mainly the Cassini Langmuir probe (LP), which has been in orbit around Saturn since 2004. One of the great discoveries of the Cassini spacecraft is that the Saturnian moon Enceladus, located at 3.95 Saturn radii (1 RS = 60,268 km), constantly expels water vapor and condensed water from ridges and troughs located in its south polar region. Impact ionization and photoionization of the water molecules, and subsequent transport, creates a plasma disk around the orbit of Enceladus. The plasma disk ion components are mainly hydrogen ions H+ and water group ions W+ (O+, OH+, H2O+, and H3O+). The Cassini LP is used to measure the properties of the plasma. A new method to derive ion density and ion velocity from Langmuir probe measurements has been developed. The estimated LP statistics are used to derive the extension of the plasma disk, which show plasma densities above ~20 cm-3 in between 2.7 and 8.8 RS. The densities also show a very variable plasma disk, varying with one order of magnitude at the inner part of the disk. We show that the density variation could partly be explained by a dayside/nightside asymmetry in both equatorial ion densities and azimuthal ion velocities. The asymmetry is suggested to be due to the particle orbits being shifted towards the Sun that in turn would cause the whole plasma disk to be shifted. We also investigate the ion loss processes of the inner plasma disk and conclude that loss by transport dominates loss by recombination in the entire region. However, loss by recombination is still important in the region closest to Enceladus (~±0.5 RS) where it differs with only a factor of two from ion transport loss.

Since their discovery in 1610 by Galileo Galilei, Saturn's rings continue to fascinate both experts and amateurs. Countless numbers of icy grains in almost Keplerian orbits reveal a wealth of structures such as ringlets, voids and gaps, wakes and waves, and many more. Grains are found to increase in size with increasing radial distance to Saturn. Recently discovered "propeller" structures in the Cassini spacecraft data, provide evidence for the existence of embedded moonlets. In the wake of these findings, the discussion resumes about origin and evolution of planetary rings, and growth processes in tidal environments. In this thesis, a contact model for binary adhesive, viscoelastic collisions is developed that accounts for agglomeration as well as restitution. Collisional outcomes are crucially determined by the impact speed and masses of the collision partners and yield a maximal impact velocity at which agglomeration still occurs. Based on the latter, a self-consistent kinetic concept is proposed. The model considers all possible collisional outcomes as there are coagulation, restitution, and fragmentation. Emphasizing the evolution of the mass spectrum and furthermore concentrating on coagulation alone, a coagulation equation, including a restricted sticking probability is derived. The otherwise phenomenological Smoluchowski equation is reproduced from basic principles and denotes a limit case to the derived coagulation equation. Qualitative and quantitative analysis of the relevance of adhesion to force-free granular gases and to those under the influence of Keplerian shear is investigated. Capture probability, agglomerate stability, and the mass spectrum evolution are investigated in the context of adhesive interactions. A size dependent radial limit distance from the central planet is obtained refining the Roche criterion. Furthermore, capture probability in the presence of adhesion is generally different compared to the case of pure gravitational capture. In contrast to a Smoluchowski-type evolution of the mass spectrum, numerical simulations of the obtained coagulation equation revealed, that a transition from smaller grains to larger bodies cannot occur via a collisional cascade alone. For parameters used in this study, effective growth ceases at an average size of centimeters. / Seit ihrer Entdeckung im Jahre 1610 durch Galileo Galilei faszinieren die Ringe des Saturn sowohl Laien als auch Experten. Planetare Ringe finden sich in der Äquatorialebene aller vier Riesenplaneten unseres Sonnensystems und sind eines der eindruckvollsten Beispiele granularer Gase. Darunter gehören die Saturnringe zu den Bekanntesten. Sie bergen eine Vielzahl von Strukturen und erstrecken sich über mehr als 240 000 Kilometer, wobei sie weit weniger als 100 Meter dick sind. Unzählige kleinerer Körper bewegen sich auf leicht exzentrischen Kepler-ähnlichen Bahnen um den Zentralplaneten und bestehen dabei vorwiegend aus Eis. Die seit Juli 2004 im Orbit um den Saturn befindliche Raumsonde Cassini liefert atemberaubende Bilder und Daten, die nicht nur neue Erkenntnisse liefern, sondern auch alte Fragestellungen neu aufleben lassen. Dazu gehört z.B. die Frage nach dem Ursprung und den Entwicklungsstufen planetarer Ringe. Kürzlich, im äusseren A-Ring entdeckte Kleinmonde, deren Existenz schon viel früher postuliert wurde, weisen auf eventuell stattfindende Wachstumsprozesse hin. Da sich planetare Ringe jedoch hauptsächlich innerhalb der sogenannten Roche-Zone des jeweiligen Planeten befinden, ist ein effektives, allein auf gravitativen Wechselwirkungen beruhendes Größenwachstum nicht zu erwarten. Der Einfluß von Teilchenadhäsion auf diese Prozesse ist bis dato fraglich. Im Rahmen dieser Dissertation ist ein Kontaktmodell für adhäsive, viskoelastische Binärstöße granularer Teilchen entwickelt worden, welches sowohl deren Agglomeration als auch Restitution gestattet. Chakateristisch für granulare Materie ist die dissipative Wechselwirkung der einzelnen Teilchen untereinander. Dieser Energieverlust wird gewöhnlich mittels des Restitutionskoeffizienten erfaßt, der das Verhältnis von Relativgeschwindigkeiten nach zu vor dem Stoß darstellt. Dieser Parameter ermöglicht es, Agglomeration und Restitution nicht nur qualitativ sondern auch quantitativ voneinander zu unterscheiden. Ferner ergibt sich eine maximale Impaktgeschwindigkeit, bei der eine Agglomeration noch immer möglich ist. Basierend auf der Existenz derartiger Grenzgeschwindigkeiten für Agglomeration und Fragmentation, wurde in dieser Dissertation ein selbstkonsistentes, kinetisches Strukturbildungsmodell vorgestellt und im Hinblick auf die Koagulation von Teilchen weitergehend untersucht. Eine Koagulationsgleichung, die einer eingeschränkten Haftwahrscheinlichkeit Rechnung trägt, ist analytisch hergeleitet worden. Aus ihr läßt sich die allgemein bekannte, aber ansonsten phenomenologische Smoluchowski Gleichung als ein Grenzfall ableiten, bei dem jeder mögliche Kontakt zur Koagulation führt. Qualitative und quantitative Untersuchungen der Relevanz von Adhäsion in kräftefreien und Kepler-gescherten Systemen beziehen sich auf die Stabilität von Zwei-Teilchen-Agglomeraten, die Wahrscheinlichkeit eines gegenseitigen "Einfangens" beider Teilchen, und die zeitliche Entwicklung der Größenverteilung unter Berücksichtigung der im ersten Teil dieser Arbeit eingeführten Kollisionsdynamik. Dabei ergab sich ein kritischer Abstand zum Zentralkörper, der das ansonsten in diesem Rahmen benutzte Roche Kriterium erweitert. Numerische Simulationen der vorgestellten Koagulationsgleichung zeigen deutlich, daß im Vergleich zu Smoluchowski-ähnlichem Verhalten, ein kollisionsbasiertes Wachstum von kleineren zu größeren Körpern nicht notwendigerweise auftritt. Lediglich Größen von Zentimetern konnten an dieser Stelle erreicht werden. Die Relevanz von adhäsiven Teilchenwechselwirkungen konnte damit nachgewiesen werden. Vermögen diese auch nicht für ein effektives Wachstum aufzukommen, so sind sie dennoch von Bedeutung für die kollektive Dynamik planetarer Ringe.

This study analyzes the available radar evidence in order to describe the morphology of channel networks around the north polar seas of Titan. Critical flow depths necessary to entrain water-ice grains, and denudation rates for a north polar channel network are discussed. The results indicate that channel networks on Titan have similar morphologies to channel networks cut by water on Earth. We also find that water-ice sediment should be readily entrained in the headwaters and downstream sections of the analyzed Titanian basin, given sufficient flow depths of liquid hydrocarbons. Also, the importance of slope and the elevated topography of the highlands surrounding the polar lakes are considered, as well as potential formation theories for the elevated highlands and low-lying maria that dominate the north polar region.

The present thesis contributes to the theory of generalized Minkowski spaces as a continuation of Minkowski geometry, i.e., the geometry of finite-dimensional normed spaces over the field of real numbers. In a generalized Minkowski space, distance and length measurement is provided by a gauge, whose definition mimics the definition of a norm but lacks the symmetry requirement. This seemingly minor change in the definition is deliberately chosen. On the one hand, many techniques from Minkowski spaces can be adapted to generalized Minkowski spaces because several phenomena in Minkowski geometry simply do not depend on the symmetry of distance measurement. On the other hand, the possible asymmetry of the distance measurement set up by gauges is nonetheless meaningful and interesting for applications, e.g., in location science. In this spirit, the presentation of this thesis is led mainly by minimization problems from convex optimization and location science which are appealing to convex geometers, too. In addition, we study metrically defined objects, which may receive a new interpretation when we measure distances asymmetrically. To this end, we use a combination of methods from convex analysis and convex geometry to relate the properties of these objects to the shape of the unit ball of the generalized Minkowski space under consideration.

No description available.