Die vorliegende Arbeit beschreibt Herstellungsmöglichkeiten für sogenannte Saturn-Partikel. Es handelt sich dabei um Partikel, die auf ihrer Oberfläche drei Bereiche mit unterschiedlichen Eigenschaften aufweisen. Zwei Kappen mit gleichen Eigenschaften sind durch einen Gürtel getrennt, der sich stark von den Kappen unterscheidet. Im Speziellen geht es hier um die unterschiedliche Benetzbarkeit der Bereiche. Die Herstellung von Saturn-Partikeln mit einem hohen Benetzungskontrast wurde auf zwei verschiedenen Wegen realisiert. Als Ausgangspunkt dienten Mikroglaskugeln, die zunächst zur Hydrophobierung ihrer Oberfläche mit einem Silan behandelt wurden. Eine Art der Saturn-Partikel wurde durch das Ätzen eines Gürtels rund um die Partikel mit Flusssäure in einer im Rahmen dieser Arbeit entwickelten Spülzelle erzeugt. Auf diese Weise konnten Partikel mit zwei hydrophoben Kappen und einem hydrophilen Gürtel erhalten werden. Eine weitere Art dieser Partikel wurde durch das Abschleifen der Partikelkappen nach vorheriger Einbettung in Polymerfilme erhalten, wodurch die hydrophobe Beschichtung abgetragen und das ursprünglich hydrophile Glas freigelegt wurde. Die so erhaltenen Partikel wiesen zwei parallele, hydrophile Bereiche auf, die durch einen hydrophoben Gürtel voneinander getrennt waren. Es wird gezeigt, dass Saturn-Partikel in Systemen mit Wasser und Öl beim Mischen von unterschiedlichen Anteilen der drei Phasen durch Selbstorganisationsprozesse verschiedene Strukturen wie Ketten oder Schichten ausbilden können. Des Weiteren sind sie in der Lage in einem System mit Wasser und Luft besondere Schäume auszubilden, die eine sehr hohe Stabilität aufweisen. Die Partikel stabilisieren darin Flüssigkeitsfilme zwischen den Luftblasen, wobei der hydrophile Gürtel im Wasserfilm und die hydrophoben Kappen in der Luft liegen.

[Truncated abstract] This thesis examines the bonding interactions and chemical processes associated with irradiated water (H2O) and ammonia (NH3) molecules. The experiments conducted in the present study are designed to replicate the surface chemistry of outer Solar System bodies, particularly the icy surfaces of Saturn's inner moons. Infrared (IR) spectroscopy is used to identify the H2ONH3 complex isolated in an argon (Ar) matrix. An electric discharge is then applied to the H2O and NH3 species to produce the hydroxyl-ammonia (OHNH3) complex and the water-amidogen (H2ONH2) complex. Finally, the ammonia-oxygen (NH3O2) complex is formed in an Ar matrix, complementing previous studies performed by the Quickenden research group, which investigated the conversion of OH radicals into molecular O2 on icy planetary surfaces. ... An electric discharge is applied to the NH3 in Ar mixture, producing the NH2 radical subunit of the complex. Two absorption bands are assigned to the H2O subunit vibrational frequencies of the complex; at 1616.1 cm-1 for the ¿2 HOH bending fundamental and at 3532.1 cm-1 for the ¿1 OH bonded stretching fundamental. Two absorption bands are also assigned to the NH2 radical subunit vibrational frequencies of the complex; at 1498.5 cm-1 for the ¿2 HNH bending fundamental and at 3260.8 cm-1 for the ¿3 NH asymmetric stretching fundamental. These assignments are verified by the isotope substitution method, involving the formation of the deuterated D2OND2 complex analogue in an Ar matrix and the measurement of the isotope induced shifts in peak position in the IR region. The isotopic shifts displayed by the IR absorption bands are in good agreement with the theoretically calculated shifts in vibration frequency when going from the H2ONH2 complex fundamentals to the D2OND2 complex fundamentals. The theoretical calculations also derived an interaction energy of 5.2 kcal mol-1 for the HOHNH2 structure of the H2ONH2 complex. This HOHNH2 structure is also confirmed as the preferred structure of the H2ONH2 complex in the IR experiments, by the observation of a large shift in position of the absorption band associated with the H2O subunit ¿1 OH stretching fundamental, away from the position of the H2O monomer ¿1 OH stretching fundamental. This indicates that the H2O subunit donates a hydrogen for the complex bond in the HOHNH2 complex. The NH3O2 complex is identified in solid Ar matrices at 10.5 K by IR analysis. The NH3O2 complex is formed by the co-deposition of gaseous NH3 in Ar mixtures with O2 in Ar gas mixtures. An absorption band is assigned to the ¿1 OO stretching fundamental for the O2 subunit of the NH3O2 complex at 1552.0 cm-1. This assignment is verified by the isotope substitution method, involving the formation of the deuterated ND3O2 complex analogue in an Ar matrix and the measurement of the isotope induced shift in peak position in the IR region. The isotopic shift displayed by the IR absorption band is in good agreement with the theoretically calculated shift in vibration frequency when going from the NH3O2 complex fundamental to the ND3O2 complex fundamental. The theoretical calculations also derived an interaction energy of 0.28 kcal mol-1 for the NH3O2 complex.

Die vorliegende Arbeit beschreibt Herstellungsmöglichkeiten für sogenannte Saturn-Partikel. Es handelt sich dabei um Partikel, die auf ihrer Oberfläche drei Bereiche mit unterschiedlichen Eigenschaften aufweisen. Zwei Kappen mit gleichen Eigenschaften sind durch einen Gürtel getrennt, der sich stark von den Kappen unterscheidet. Im Speziellen geht es hier um die unterschiedliche Benetzbarkeit der Bereiche. Die Herstellung von Saturn-Partikeln mit einem hohen Benetzungskontrast wurde auf zwei verschiedenen Wegen realisiert. Als Ausgangspunkt dienten Mikroglaskugeln, die zunächst zur Hydrophobierung ihrer Oberfläche mit einem Silan behandelt wurden. Eine Art der Saturn-Partikel wurde durch das Ätzen eines Gürtels rund um die Partikel mit Flusssäure in einer im Rahmen dieser Arbeit entwickelten Spülzelle erzeugt. Auf diese Weise konnten Partikel mit zwei hydrophoben Kappen und einem hydrophilen Gürtel erhalten werden. Eine weitere Art dieser Partikel wurde durch das Abschleifen der Partikelkappen nach vorheriger Einbettung in Polymerfilme erhalten, wodurch die hydrophobe Beschichtung abgetragen und das ursprünglich hydrophile Glas freigelegt wurde. Die so erhaltenen Partikel wiesen zwei parallele, hydrophile Bereiche auf, die durch einen hydrophoben Gürtel voneinander getrennt waren. Es wird gezeigt, dass Saturn-Partikel in Systemen mit Wasser und Öl beim Mischen von unterschiedlichen Anteilen der drei Phasen durch Selbstorganisationsprozesse verschiedene Strukturen wie Ketten oder Schichten ausbilden können. Des Weiteren sind sie in der Lage in einem System mit Wasser und Luft besondere Schäume auszubilden, die eine sehr hohe Stabilität aufweisen. Die Partikel stabilisieren darin Flüssigkeitsfilme zwischen den Luftblasen, wobei der hydrophile Gürtel im Wasserfilm und die hydrophoben Kappen in der Luft liegen.

Αντικείμενο της παρούσας μεταπτυχιακής εργασίας είναι η διερεύνηση βελτιωμένων τεχνικών εφαρμογής του μοντέλου κυκλοφοριακού σχεδιασμού SATURN. Για το σκοπό αυτό επιλέγονται να μελετηθούν δύο διαφορετικές περιοχές στην υφιστάμενη και σε μία νέα κατάσταση. Συγκεκριμένα, η πρώτη περιοχή μελετάται ως ρυθμιστικό δίκτυο και οι αλλαγές στη νέα της κατάσταση αφορούν αλλαγή λειτουργίας κάποιων υφιστάμενων οδών όπως είναι αλλαγή κατεύθυνσης ροής οχημάτων και οι μονοδρομήσεις, και η δεύτερη ως προσομοίωσης και οι αλλαγές στη νέα της κατάστασης αφορούν την πεζοδρόμηση μίας οδού. Τα δίκτυα αυτά μελετώνται και ως ντετερμινιστικά και ως στοχαστικά με τη χρήση του αλγόριθμου Frank & Wolf και του Burrell αντίστοιχα, αλγόριθμους που διατίθενται μέσω του SATURN. Από την ανάλυση των αποτελεσμάτων παρατηρείται ότι οι αλλαγές που εφαρμόστηκαν στα δύο δίκτυα της παρούσας εργασίας φορτίζουν τα δίκτυο περισσότερο με αποτέλεσμα να επιβαρύνουν την κυκλοφοριακή κατάσταση. Επιπλέον διαπιστώθηκε ότι οσο πιο απλό είναι ένα δίκτυο τόσο πιο εύκολη είναι η επιλογή της συντομότερης διαδρομής από τους χρήστες, ενώ όσο πληθαίνουν οι εναλλακτικές διαδρομές παρατηρούνται διαφορές στην κατανομή των φόρτων σε αυτές και στην επίλυση του προβλήματος καταμερισμού, καθώς επίσης και ότι σε περιπτώσεις όπου οι εναλλακτικές διαδρομές καθίστανται ανταγωνιστικές παρατηρείται διασπορά των μετακινούμενων σε αυτές. Επιπροσθέτως ενδείκνυται το στοχαστικό μοντέλο ως καταλληλότερο και στις δύο εφαρμογές. Τέλος τo SATURN αποτελεί ένα χρήσιμο προγράμματα ανάλυσης δικτύων, προσομοίωσης και κατανομής της κυκλοφορίας. / The subject of this thesis is the investigation of improved application techniques of model transport planning SATURN. For this purpose, two different networks were chosen to study in two situations, one in an existing and one in a new situation . Specifically , the first area is being studied as a buffer network. The changes in the new situation are changes as the flow direction of vehicles and one-way. The second area is being studies as simulation network. In the new situation one street become way for pedestrian. These networks are studied as deterministic and stochastic using the algorithm Frank & Wolf and Burrell respectively, these algorithms are available through the SATURN. After the analysis of the results, it is observed that changes implemented in both networks affect in a worse way the traffic situation. In addition it was found that the simpler is a network the easier is to select the shortest route from the users. Opposed to this, increasing the alternative routes observed differences in the distribution of flows in them and in the assignment problem’s solution. Moreover in cases where alternative routes become competitive, dispersion of traveling is observed in them. Additionally stochastic model is showed to be appropriate in both applications . Finally to SATURN is a useful network analysis programs of simulation and assignment of traffic to urban road networks.

Ce travail de thèse est une étude originale de l'équilibre et de la circulation des populations d'électrons dans la magnétosphère de Saturne à l'aide des données multi-instrumentales de la sonde Cassini-Huygens. A partir de spectres inter-étalonnés des instruments particules de basse énergie (de 0.6 eV à 26 keV) et de haute énergie (de 12keV à 1 MeV), j'ai identifié les populations électroniques présentes dans la magnétosphère de Saturne : une population thermique (quelques eV), une population suprathermique (100-1000 eV), une population d'électrons énergétiques (MeV), et une population de photoélectrons issus de la photo-ionisation du tore de gaz neutre, observée pour la première fois dans la magnétosphère interne (< 5 Rayons saturniens). A partir des profils radiaux des moments fluides des populations électroniques dominantes, j'ai identifié la présence de 3 grandes régions magnétosphériques caractérisées par des régimes plasma différents, séparées par deux frontières localisées à 9 et à 15 Rayons saturniens. L'analyse statistique des profils de moments a révélé une dynamique importante de la couche de plasma et une asymétrie de la distribution des électrons thermiques et suprathermiques en longitude. L'analyse de l'évolution des moments fluides à l'intérieur de chacune des régions magnétosphériques et entre ces régions m'a permis d'identifier d'une part les régions de source, de perte et de transport des populations électroniques, et d'autre part les processus physiques dominants dans ces régions. Sur base de cette analyse, un schéma de circulation des populations d'électrons dans la magnétosphère de Saturne est enfin proposé.

Many known extra-solar giant planets lie close to their host stars. Around 60 have their semi-major axes smaller than 0.05 AU. In contrast to planets further out, the vast majority of these close-in planets have low eccentricity orbits. This suggests that their orbits have been circularized likely due to tidal dissipation inside the planets. These exoplanets share with our own Jupiter at least one trait in common: when they are subject to periodic tidal forcing, they behave like a lossy spring, with a tidal ``quality factor'', Q, of order 10^5. This parameter is the ratio between the energy in the tide and the energy dissipated per period. To explain this, a possible solution is resonantly forced internal oscillation. If the frequency of the tidal forcing happens to land on that of an internal eigenmode, this mode can be resonantly excited to a very large amplitude. The damping of such a mode inside the planet may explain the observed Q value. The only normal modes that fall in the frequency range of the tidal forcing (~ few days) are inertial modes, modes restored by the Coriolis force. We present a new numerical technique to solve for inertial modes in a convective, rotating sphere. This technique combines the use of an ellipsoidal coordinate system with a pseudo-spectral method to solve the partial differential equation that governs the inertial oscillations. We show that, this technique produces highly accurate solutions when the density profile is smooth. In particular, the lines of nodes are roughly parallel to the ellipsoidal coordinate axes. In particular, using these accurate solutions, we estimate the resultant tidal dissipation for giant planets, and find that turbulent dissipation of inertial modes in planets with smooth density profiles do not give rise to dissipation as strong as the one observed. We also study inertial modes in density profiles that exhibit discontinuities, as some recent models of Jupiter show. We found that, in this case, our method could not produce convergent solutions for the inertial modes. Additionally, we propose a way to observe inertial modes inside Saturn indirectly, by observing waves in its rings that may be excited by inertial modes inside Saturn.

Many known extra-solar giant planets lie close to their host stars. Around 60 have their semi-major axes smaller than 0.05 AU. In contrast to planets further out, the vast majority of these close-in planets have low eccentricity orbits. This suggests that their orbits have been circularized likely due to tidal dissipation inside the planets. These exoplanets share with our own Jupiter at least one trait in common: when they are subject to periodic tidal forcing, they behave like a lossy spring, with a tidal ``quality factor'', Q, of order 10^5. This parameter is the ratio between the energy in the tide and the energy dissipated per period. To explain this, a possible solution is resonantly forced internal oscillation. If the frequency of the tidal forcing happens to land on that of an internal eigenmode, this mode can be resonantly excited to a very large amplitude. The damping of such a mode inside the planet may explain the observed Q value. The only normal modes that fall in the frequency range of the tidal forcing (~ few days) are inertial modes, modes restored by the Coriolis force. We present a new numerical technique to solve for inertial modes in a convective, rotating sphere. This technique combines the use of an ellipsoidal coordinate system with a pseudo-spectral method to solve the partial differential equation that governs the inertial oscillations. We show that, this technique produces highly accurate solutions when the density profile is smooth. In particular, the lines of nodes are roughly parallel to the ellipsoidal coordinate axes. In particular, using these accurate solutions, we estimate the resultant tidal dissipation for giant planets, and find that turbulent dissipation of inertial modes in planets with smooth density profiles do not give rise to dissipation as strong as the one observed. We also study inertial modes in density profiles that exhibit discontinuities, as some recent models of Jupiter show. We found that, in this case, our method could not produce convergent solutions for the inertial modes. Additionally, we propose a way to observe inertial modes inside Saturn indirectly, by observing waves in its rings that may be excited by inertial modes inside Saturn.

Heidelberg, Univ., Diss., 2007.

The purpose of this project is to investigate the spectral properties of turbulence in the magnetosheath of Saturn, using in-situ magnetic field measurements from the Cassini spacecraft. According to models of incompressible, turbulent fluids, the energy spectrum in the inertial range scales as the frequency to the power of -5/3, which has been observed in the near-Earth Solar wind but not in the Terrestrial magnetosheath unless close to the magnetopause. 120 time intervals for when Cassini is inside the magnetosheath are identified — 40 in each category of behind quasi-perpendicular bow shocks, behind quasi-parallel bow shocks, and inside the middle of the magnetosheath. The power spectral density is thereafter calculated for each interval, with logarithmic regressions performed at the MHD and sub-ion scales separated by the ion gyrofrequency. The results seem to indicate similar behaviour as in the magnetosheath of Earth, without significant difference between quasi-perpendicular and quasi-parallel cases except somewhat steeper exponents at the MHD scale for the former. These observations confirm the role of the bow shock in destroying the fully developed turbulence of the Solar wind, thus explaining the absence of the inertial range. / Syftet med detta projekt är att undersöka de spektrala egenskaperna hos turbulens i Saturnus magnetoskikt, med in-situ-mätningar av magnetfältet från Cassini-rymdsonden. Enligt modeller av inkompressibla, turbulenta fluider, är energispektrumet i det intertiala omfånget proportionellt mot frekvensen upphöjd i -5/3, vilket har observerats i den jordnära Solvinden men inte i det jordiska magnetoskiktet förutom nära magnetopausen. 120 tidsintervall för när Cassini befinner sig inuti magnetoskiktet identifieras — 40 styck i kategorierna bakom kvasi-vinkelräta bogchockar, bakom kvasi-parallella bogchockar, och inuti mellersta delen av magnetoskiktet. Effektspektraltätheten beräknas därefter för varje intervall, med logaritmiska regressioner på MHD- och subjon-skalorna som separeras av jongyrofrekvensen. Resultaten verkar tyda på liknande beteende som i Jordens magnetoskikt, utan märkvärdig skillnad mellan kvasi-vinkelräta och kvasi-parallella fall förutom något brantare exponenter på MHD-skalan för de förnämnda. Dessa observationer bekräftar bogchokens roll i förstörandet av den fullt utvecklade turbulensen i Solvinden, därmed förklarande avsaknaden av det inertiala omfånget.

Astronomers have been observing the night sky for many centuries to establish a better understanding for our universe and solar system. As part of their observations, astronomers characterize celestial bodies by fundamental properties such as mass, motion, and composition in order to provide further insight about the objects in question. As technology and science have evolved, the methods for measuring these properties have become more precise and accurate. One such methodology is known as spectroscopy, and it is a significant tool for observational astronomy. In this paper, we shall describe how we used astronomical spectroscopy to determine orbital and rotational velocities for various objects in our solar system. This method was implemented specifically using the facilities of the Harry D. Powell Observatory on the campus of East Tennessee State University.