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Dissertations / Theses on the topic 'Saturn's atmosphere'
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1
Cooray, Asantha Roshan. "Stellar occultation observations of Saturn's upper atmosphere." Thesis, Massachusetts Institute of Technology, 1997. http://hdl.handle.net/1721.1/53030.
Full textAbstract:
Thesis (M.S.)--Massachusetts Institute of Technology, Dept. of Earth, Atmospheric, and Planetary Sciences, 1997.Includes bibliographical references (leaves 74-79).
by Asantha Roshan Cooray.
M.S.
2
Foust, Jeffrey Alan 1971. "Stellar occultation studies of Saturn's upper atmosphere." Thesis, Massachusetts Institute of Technology, 1999. http://hdl.handle.net/1721.1/9528.
Full textAbstract:
Thesis (Ph.D.)--Massachusetts Institute of Technology, Dept. of Earth, Atmospheric, and Planetary Sciences, 1999.Includes bibliographical references (p. 224-230).
The properties of Saturn's upper atmosphere are not well-known despite several spacecraft flybys. However, the region of 1-100 [mu]bar can be studied in detail by observing stellar occultations -- when the planet passes in front of a star -- from ground-based or Earth-orbiting telescopes. We use data from five such occultations: three observed in 1995 by the Faint Object Spectrograph (FOS) on the Hubble Space Telescope (HST), one observed in 1996 at the NASA Infrared Telescope Facility (IRTF) and one in 1989 observed by a different instrument at the IRTF. The data span latitudes from 52° south to 75 ° north. We fit isothermal models to each data set and also perform numerical inversions. These analyses show that temperatures in the 1-10 [mu]bar range can vary significantly as a function of season and latitude, ranging from 121 to 160 K, in accordance with radiative transfer models for the atmosphere. We also search for evidence of gravity wave saturation in Saturn's upper atmosphere, as seen in other planetary atmospheres, by analyzing the power spectra of temperature and density data and by studying the temperature lapse rate in the atmosphere. Our analysis is consistent with saturated gravity waves for all data sets, although gravity wave saturation is not the sole explanation for the spectra. We take advantage of the wavelength-resolved HST FOS data to study the composition of Saturn's upper atmosphere. We measured the difference in feature times for data taken at two wavelengths, and use the different refractivities of hydrogen and helium, as a function of wavelength to compute the relative amounts of the two elements in the planet's atmosphere. We find that the helium mass fraction is 0.26 ± 0.10, higher than that found using Voyager data, but marginally consistent with theoretical models for the evolution of Saturn's atmosphere, although the large error bars on the results make a definitive conclusion problematic.
by Jeffrey Alan Foust.
Ph.D.
3
Fletcher, Leigh Nicholas. "Saturn's atmosphere : structure and composition from Cassini/CIRS." Thesis, University of Oxford, 2007. http://ethos.bl.uk/OrderDetails.do?uin=uk.bl.ethos.445756.
Full text
4
Koskinen, T. T., J. I. Moses, R. A. West, S. Guerlet, and A. Jouchoux. "The detection of benzene in Saturn's upper atmosphere." AMER GEOPHYSICAL UNION, 2016. http://hdl.handle.net/10150/621596.
Full textAbstract:
The stratosphere of Saturn contains a photochemical haze that appears thicker at the poles and may originate from chemistry driven by the aurora. Models suggest that the formation of hydrocarbon haze is initiated at high altitudes by the production of benzene, which is followed by the formation of heavier ring polycyclic aromatic hydrocarbons. Until now there have been no observations of hydrocarbons or photochemical haze in the production region to constrain these models. We report the first vertical profiles of benzene and constraints on haze opacity in the upper atmosphere of Saturn retrieved from Cassini Ultraviolet Imaging Spectrograph stellar occultations. We detect benzene at several different latitudes and find that the observed abundances of benzene can be produced by solar-driven ion chemistry that is enhanced at high latitudes in the northern hemisphere during spring. We also detect evidence for condensation and haze at high southern latitudes in the polar night.
5
Karkoschka, Erich. "Saturn's atmosphere in the visible and near-infrared, 1986-1989." Diss., The University of Arizona, 1990. http://hdl.handle.net/10150/185074.
Full textAbstract:
This work describes observations of Saturn's atmosphere in the visible and near infrared (450-1000 nm) including four hydrogen quadrupole lines, 17 methane absorption bands ranging over three orders of magnitude in absorption strength, an ammonia absorption band, and the absolute calibrated continuum spectrum. All observations have complete coverage of Saturn's disk, in latitude as well as in center-to-limb position. The accuracy of the data is comparable or better than previous data. This data set gives a quite complete description of Saturn's atmosphere in the visible and near infrared at the spatial resolution of ground based observations. While the main data were acquired in 1988, small changes between 1986 and 1989 were determined also. An atmospheric model is given which fits all observations within estimated errors. It has clear gas at the top of the atmosphere, an extended haze layer and a reflective cloud at the bottom. Pressure levels and the haze optical depth were determined as a function of latitude. The single scattering albedo spectrum of the particles (most likely ammonia ice crystals) is also given for each latitude. The methane mixing ratio is (3.0 ± 0.6) x 10⁻³, the ammonia mixing ratio is (1.2 + 0.8/-0.6) x 10⁻³ below the ammonia condensation level. Room temperature methane absorption spectra do not fit the observed spectra for any cloud structure. A cold temperature methane absorption spectrum is determined under the assumption that methane band strengths are temperature invariant, but not necessarily the absorption coefficients at each location across the band. It indicates that the absorption coefficients are typically 20-30 per cent stronger in the center of a band and up to a factor of two weaker in the wings. This spectrum should be useful in the interpretation of methane observations of all the giant planets and Titan.
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Feng, Da Sheng. "Recovering the hydrocarbon distributions in Saturn's upper atmosphere through mathematical inversion." Diss., The University of Arizona, 1991. http://hdl.handle.net/10150/185665.
Full textAbstract:
The spacecraft Voyager 2 UVS occultation experiments measured the ultraviolet absorption properties of the upper atmosphere of Saturn. In the extreme-ultraviolet wavelength region from 1300 Å to 1700 Å, CH₄, C₂H₂, C₂H₄, C₂H₆ and C₄H₂ are the major absorbers in the Saturnian upper atmosphere. In this dissertation, using the linear constrained matrix method, the Saturnian stellar EUV occultation data has been inverted. This results in, for the first time, the number density distributions of the 5 major hydrocarbons over an altitude range from 1030 km to 630 km. The synthetic transmission curves based on these inverted distributions exhibit excellent agreement with the observed transmission curves in all usable wavelength channels. There are two major findings in the Saturnian upper atmosphere from the inverted hydrocarbon profiles: (1) The number densities of CH₄ and C₂H₆ are comparable. It is even likely that there is more C₂H₆ than CH₄ in Saturn's upper atmosphere between 1000 km and 800 km. (2) C₂H₄, rather than C₂H₂, is the 3rd most abundant hydrocarbon. From 1000 km down to 600 km, the number density of C₂H₄ is greater than the number density of C₂H₂. These two findings are generally in conflict with the expectations from photochemical models for the atmospheres of the giant planets.
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Sylvestre, Mélody. "Modélisation numérique de la dynamique atmosphérique de Saturne contrainte par les données Cassini-Huygens." Thesis, Paris 6, 2015. http://www.theses.fr/2015PA066446/document.
Full textAbstract:
L'atmosphère de Saturne subit d'importantes variations saisonnières d'insolation, à cause de son obliquité, de son excentricité et de l'ombre de ses anneaux. Dans la stratosphère (de 20 hPa à 10-4 hPa), les échelles de temps photochimiques et radiatives sont du même ordre de grandeur que la période de révolution de Saturne (29,5 ans). On s'attend donc à mesurer des variations saisonnières et méridiennes significatives de la température et des espèces produites par la photochimie (en particulier C2H6, C2H2 et C3H8) dans cette région. Grâce à sa durée (2004-2017), la mission Cassini est l'occasion inédite de suivre l'évolution saisonnière de l'atmosphère de Saturne.Au cours de ma thèse, j'ai analysé des observations au limbe Cassini/CIRS car elles permettent de sonder à la fois la structure méridienne et verticale de la stratosphère de Saturne. Ainsi, j'ai mesuré les variations saisonnières de la température et des abondances de C2H6, C2H2 et C3H8. J'ai également contribué au développement d'un modèle radiatif-convectif et d'un GCM (Global Climate Model) de l'atmosphère de Saturne. Les prédictions de ces modèles sont comparées avec les températures mesurées avec CIRS, de façon à étudier les processus radiatifs et dynamiques qui contribuent à l'évolution saisonnière. Les simulations numériques réalisées avec ce GCM m'ont également permis d'étudier la propagation des ondes atmosphérique ainsi que les effets de l'ombre des anneaux sur l'atmosphère de Saturne. Par ailleurs, la comparaison entre les distributions de C2H6, C2H2 et C3H8 et des modèles photochimiques (Moses et Greathouse 2005, Hue et al. 2015) donne des indications sur le transport méridienSaturn's atmosphere undergoes important seasonal variations of insolation, due to its obliquity, its eccentricity and the shadow of its rings. In the stratosphere (from 20 hPa to 10-4 hPa), radiative and photochemical timescales are in the same order as Saturn's revolution period (29.5 ans). Hence, significative seasonal and meridional variations of temperature and photochemical by-products (especially C2H6, C2H2, and C3H8) are expected. Because of its duration (2004-2017), the Cassini mission is an unprecedented opportunity to monitor the seasonal evolution of Saturn's atmosphere. During my PhD, I analysed Cassini/CIRS limb observations as they probe the meridional and vertical structure of Saturn's stratosphere. Hence, I measured seasonal variations of temperature and abundances of C2H6, C2H2, and C3H8. I also contributed to the development of a radiative-convective model and a GCM (Global Climate Model) of Saturn's atmosphere. The predictions of these models are compared with the temperatures measured from CIRS observations, in order to study the radiative and dynamical processes which contribute to the seasonal evolution. Numerical simulations performed with the GCM also allowed me to study atmospheric waves propagation and the effects of rings shadowing in Saturn's atmosphere. Besides, comparison between C2H6, C2H2, and C3H8 distributions and photochemical models (Moses and Greathouse 2005, Hue et al., 2015) give insights on meridional transport
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Fountaine, Timothy. "Saturn's atmosphere : Functional analysis of α-synuclein using RNAi-mediated knockdown in human neuronal cells." Thesis, University of Oxford, 2007. http://ethos.bl.uk/OrderDetails.do?uin=uk.bl.ethos.445757.
Full text
9
Sinclair, James A. "Seasonal and interannual variability in Saturn's stratosphere." Thesis, University of Oxford, 2014. http://ora.ox.ac.uk/objects/uuid:1ae2289b-a615-4d16-8f01-b13ea10f3bbe.
Full textAbstract:
The stratosphere of Saturn is highly variable. With an axial tilt of 26.7°, Saturn experiences seasons like Earth and is currently approaching northern summer solstice in 2017. In addition to general seasonal change, previous studies have highlighted that Saturn's stratosphere is host to a range of dynamical phenomena. These processes have an observable effect on the vertical temperature profile and stratospheric concentrations of acetylene (C2H2) and ethane (C2H6), which may be determined or retrieved from thermal infrared observations of Saturn. This thesis presents an analysis of observations of Saturn acquired by Voyager's IRIS (Infrared Interferometer Spectrometer, 180 - 2500 cm-1, Hanel et al.,[1980]) instrument in 1980, Cassini's CIRS (Composite Infrared Spectrometer, 10 - 1400 cm-1, Flasar et al.,[2004]) instrument from 2005 to 2012 and the Celeste spectrometer (400 - 2000 cm-1, Moran et al.,[2007]) on NASA's IRTF (Infrared Telescope Facility) in 2012 in order to track seasonal and interannual changes in Saturn's stratosphere. The concentrations of C2H2 and C2H6 were seen to decrease at 15°S and increase at 25°N from 2005 to 2009/2010. These changes at 15°S and 25°N respectively indicate upward and downward branches associated with cross-equatorial seasonally-reversing Hadley circulation that has been predicted by a general circulation model [Friedson and Moses, 2012]. Strong cooling of up to 17 K at high-southern latitudes from 2005 to 2010 suggests an autumnal weakening of a vortex that appears to form at the pole of the summer hemisphere [Fletcher et al., 2008]. The emergence of a similar northern polar vortex as northern summer solstice approaches was yet to be observed in 2012. Interannual differences in the equatorial temperature structure between 1980 and 2009/2010 suggest Saturn's semiannual oscillation (or SSAO, Fouchet et al. [2008]; Orton et al. [2008]) has been captured in a different phase from one year to the next. This is puzzling since the oscillation would be expected to have undergone two cycles assuming its period is half a Saturn year (14.7 years). This contrast is suggestive that the period of the SSAO is more quasisemiannual.
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Bosh, Amanda Sachie. "Stellar occultation studies of Saturn's rings with the Hubble Space Telescope." Thesis, Massachusetts Institute of Technology, 1994. http://hdl.handle.net/1721.1/35368.
Full textAbstract:
Thesis (Ph. D.)--Massachusetts Institute of Technology, Dept. of Earth, Atmospheric, and Planetary Sciences, 1994.Includes bibliographical references (p. 157-162).
by Amanda Sachie Bosh.
Ph.D.
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Merlet, Cécile Thérèse Geneviève. "Clouds and hazes in Saturn's troposphere and stratosphere." Thesis, University of Oxford, 2013. http://ora.ox.ac.uk/objects/uuid:cdc28d9f-4859-4b35-af4d-49bb98bf8a6d.
Full textAbstract:
The cloud and haze properties in the troposphere and stratosphere of Saturn are investigated in this thesis by analysing Cassini/VIMS spectra at 0.8-3.5 μm and 4.5-5.1 μm. The aerosol properties are derived from VIMS data by using the retrieval tool NEMESIS developed at the University of Oxford. Near-infared VIMS data between 4.5 and 5.1 μm are mainly sensitive to deeper tropospheric levels down to approximately 5 bar. At such pressure levels, thermochemical models predict the formation of condensed clouds made of ammonia and ammonium hydrosulphide ices, although none of these species has been spectrally detected so far. In addition, phosphine and ammonia are responsible for most of the gaseous absorption at these wavelengths. Therefore, the cloud properties and gas distributions can be retrieved from VIMS near-infared spectra. In this thesis, the analysis of limb-darkening data at 4.5-5.1 μm is performed in order to constrain the aerosol properties in Saturn’s atmosphere. The best-fitting model consists of a scattering cloud between 2 and 3 bar, and a scattering haze layer which can be placed anywhere between 10 and 500 mbar. The composition is still poorly constrained for both the deep cloud and haze layer. The haze physical and optical properties can however be independently retrieved from VIMS near-infrared spectra at shorter wavelengths in the 0.8-3.5 μm spectral range. Saturn’s hazes in the troposphere and stratosphere reflect the sunlight at 0.8-3.5 μm. The properties and vertical structure of tropospheric and stratospheric hazes are then investigated from VIMS reflection spectra in the near-infared. The latitudinal variation of haze properties is compared to a thermal feature known as "the temperature knee", corresponding to a local increase of temperature right below the tropopause. The north-south temperature variations in the troposphere are obtained from the analysis of thermal infrared data measured with the Composite InfraRed Spectromete (CIRS) instrument on board Cassini. Finally, VIMS near-infrared data at 0.8-3.5 and 4.5-5.1 μm are combined in order to obtain a cloud and haze model coherent with both wavelength ranges.
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Killian, Anita M. (Anita Marie). "Predictions of stellar occultations by Saturn's rings for the period 1987-1991." Thesis, Massachusetts Institute of Technology, 1987. http://hdl.handle.net/1721.1/54322.
Full text
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Seignovert, Benoît. "Analyse de la couche détachée de Titan à l'aide de l'instrument Cassini/ISS Aerosols optical properties in titan’s detached haze layer before the equinox." Thesis, Reims, 2017. http://www.theses.fr/2017REIMS044.
Full textAbstract:
Chargée de brume photochimique, l'atmosphère de Titan est le siège d'une activité dynamique complexe évoluant lentement au gré des saisons. Tout comme la couche d'ozone sur Terre, la couche détachée sur Titan est une fine bande d'aérosols englobant la partie la plus externe de son atmosphère. Depuis sa découverte par les sondes Voyager dans les années 80, elle attise les curiosités quant à sa composition et ses mécanismes de formation.Grâce à la sonde Cassini, en orbite autour de Saturne depuis 2004, nous avons une opportunité unique de l'observer sur près d'une demie année titanienne. Cette thèse vise à réaliser un suivi détaillé de la couche détachée sur l'ensemble de cette mission en s'appuyant sur les relevés réalisés par l'instrument ISS.Dans un premier temps, nous présentons la procédure de traitement mise en place pour calibrer et géo-référencer les données du PDS.Puis, nous réalisons une caractérisation des propriétés optiques des aérosols présents dans la couche détachée en couplant un modèle de diffusion par des agrégats fractals avec un modèle de transfert radiatif simplifié.Par la suite, ces nouvelles contraintes sont réutilisées pour réaliser une inversion globale des profils d'extinction de la brume en s'appuyant sur un modèle plus complexe de transfert radiatif au limbe. Ces relevés systématiques nous permettent de suivre l'évolution spatiale et temporelle de la couche détachée tout au long de la mission Cassini.Enfin, nous nous penchons tout particulièrement sur la disparition de la couche détachée au passage de l'équinoxe de printemps, suivi de sa réapparition en 2016, peu de temps avant le solstice d'étéLoaded with photochemical haze, Titan's dynamical atmosphere is slowly evolving through the seasons. Like the ozone layer on Earth, Titan's detached haze layer is a thin coat of aerosols surrounding the upper part of its atmosphere. Since its discovery in the 80's by Voyagers' flybys, it has raised many questions on its content and origin. Thanks to the Cassini mission orbiting around Saturn since 2004, we have the chance to track it over half a Titan year. This thesis carries out a complet survey on Titan's detached haze layer observations taken continuously by the ISS instrument during the whole mission.At first, we present the processing pipeline developed to calibrate and navigate the raw data coming the PDS.Then, we characterize the aerosols optical properties seen inside the detached haze layer by coupling a fractal aggregate model with a simplified version of the radiative transfer equation.Thereafter, these new constrains are used as input into a more complex radiative transfer model in the limb geometry in order to extract globally the extinction profiles of the haze in the upper atmosphere. These systematic surveys allow us to follow the spatial and temporal evolution of the detached haze layer from the beginning to the end of the Cassini mission.Finally, we took a special care on the disappearance of the detached haze after the vernal equinox and its recent reappearance in 2016, just before the summer solstice
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Daviau, Noëlie. "Études fines des échanges énergétiques entre les bâtiments et l'atmosphère urbaine." Thesis, Paris Est, 2016. http://www.theses.fr/2016PESC1005/document.
Full textAbstract:
Le travail réalisé dans le cadre de cette thèse porte sur l'effet que les bâtiments exercent sur l'atmosphère urbaine et notamment sur les échanges énergétiques qui s'opèrent entre les deux systèmes. Afin de modéliser plus finement les effets thermiques du bâtiment sur les écoulements atmosphériques lors de simulations réalisées par le logiciel de CFD Code_Saturne, nous procédons au couplage de cet outil avec le modèle de bâtiment BuildSysPro. Cette bibliothèque fonctionne sous Dymola et peut calculer des matrices descriptives du bâtiment utilisables ensuite en dehors du logiciel. Ce sont donc ces matrices qui sont utilisées pour le couplage par l'intermédiaire d'un code assurant l'échange de données entre les calculs de thermique du bâtiment et ceux de CFD. Après une revue des phénomènes physiques en lien avec l'atmosphère urbaine et des modèles existants, nous nous intéressons aux interactions entre l'atmosphère et le milieu urbain, notamment les bâtiments. Ceux-ci peuvent avoir un impact sur les écoulements aussi bien dynamique, en tant qu'obstacles, que thermique, via leurs températures de parois. Parallèlement à la mise en place du couplage entre les deux logiciels, nous étudions les données de la campagne de mesures EM2PAU que nous utilisons pour notre validation. EM2PAU, réalisée en 2011 à Nantes, représente une rue canyon idéalisée par deux rangées de conteneurs. La campagne a pour spécificité de prendre simultanément les mesures de températures d'air et de parois ainsi que les vitesses du vent de référence et des écoulements dans le canyon par un anémomètre sonique placé à 10 m d'altitude et six autres positionnés en six emplacements dans le canyon. Nous cherchons donc à mettre en évidence les effets dynamiques et thermiques des bâtiments sur les écoulements à partir des résultats de cette campagne, pour ensuite les simuler. Puis la modélisation numérique des écoulements sur le domaine de EM2PAU est réalisée. L'objectif de ce travail est de mettre en évidence l'influence des effets thermiques des parois sur les flux atmosphériques. Nous comparons des simulations avec différentes méthodes pour donner les valeurs des températures de surface des conteneurs. La première méthode consiste à imposer ces températures d'après les mesures ; ainsi la température de chaque paroi sera fixée à la température de surface mesurée lors de l'instrumentation de EM2PAU. Quant à la deuxième méthode, on impose la température de l'air extérieur mesurée à l'instant simulé à toutes les parois des conteneurs, afin de créer un cas où l'on n'observe que peu ou pas d'échanges de chaleur. Enfin la troisième méthode est la simulation couplée de Code_Saturne et BuildSysPro. Les résultats des différentes simulations sont alors comparés afin de distinguer les effets thermiques des parois des bâtiments sur les écoulements d'air. Nous observons que les effets dynamiques sont primordiaux et peuvent engendrer des vitesses verticales de l'écoulement dans le canyon de l'ordre plusieurs mètres par seconde, tandis que des écarts de températures de surface de l'ordre de 15°C peuvent modifier les vitesses verticales du vent de moins de 0, 5 mètres par seconde. Si ces effets thermiques sont difficiles à isoler sur des mesures en raison des autres phénomènes susceptibles d'influencer les écoulements atmosphériques, les études numériques peuvent toutefois mieux quantifier ces différencesThis thesis work is about the effect of buildings on the urban atmosphere and more precisely the energetic exchanges that take place between these two systems. In order to model more finely the thermal effects of buildings on the atmospheric flows in simulations run under the CFD software Code_Saturne, we proceed to couple this tool with the building model BuildSysPro. This library is run under Dymola and can generate matrices describing the building thermal properties that can be used outside this software. In order to carry out the coupling, we use these matrices in a code that allows the building thermal calculations and the CFD to exchange their results. After a review about the physical phenomena and the existing models, we explain the interactions between the atmosphere and the urban elements, especially buildings. The latter can impact the air flows dynamically, as they act as obstacles, and thermally, through their surface temperatures. At first, we analyse the data obtained from the measurement campaign EM2PAU that we use in order to validate the coupled model. EM2PAU was carried out in Nantes in 2011 and represents a canyon street with two rows of four containers. Its distinctive feature lies in the simultaneous measurements of the air and wall temperatures as well as the wind speeds with anemometers located on a 10 m-high mast for the reference wind and on six locations in the canyon. This aims for studying the thermal influence of buildings on the air flows. Then the numerical simulations of the air flows in EM2PAU is carried out with different methods that allow us to calculate or impose the surface temperature we use, for each of the container walls. The first method consists in imposing their temperatures from the measurements. For each wall, we set the temperature to the surface temperature that was measured during the EM2PAU campaign. The second method involves imposing the outdoor air temperature that was measured at a given time to all the surfaces, reducing every heat exchange to almost zero. The third method at last is the coupled simulation of Code_Saturne and BuildSysPro where BuildSysPro calculates the wall temperature from the Code_Saturne data. . The results of these different ways of modelling the wall temperatures are then compared in order to show the thermal effects of building wall heating on the air flows. We notice that the dynamic effects are dominant and can generate vertical wind speed that can pass several meters per second. On the other hand, differences of surface temperatures higher than 15°C can influence the vertical wind speed for less than 0.5 meters per second. These thermal effects are not easily highlighted with measured data because of the other phenomena that can impact the air flows. However they can be quantified with numerical studies
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Mathe, Christophe. "Étude des changements saisonniers dans la moyenne atmosphère de Titan à partir des données Cassini/CIRS." Thesis, Paris Sciences et Lettres (ComUE), 2019. http://www.theses.fr/2019PSLEO015.
Full textAbstract:
Cette thèse présente mes travaux sur l’étude des changements saisonniers dans la moyenne atmosphère de Titan à partir des données du spectromètre infrarouge CIRS (Composite InfraRed Spectrometer) à bord de la sonde Cassini (fin de mission en septembre 2017). Pendant mes trois ans de thèse, je me suis concentré sur les changements saisonniers des profils verticaux de température et d’abondance des composés photochimiques présents dans l’atmosphère de Titan, à toutes les latitudes, pour des altitudes sondées entre 100 et 550 km, et allant du milieu de l’hiver nord jusqu’au début de l’été nord. L’étude de ces profils verticaux permet de contraindre la dynamique et la chimie atmosphérique.Les données analysées durant la thèse proviennent du spectromètre infrarouge à transformée de Fourier CIRS, entre 590 et 1500 cm-1. Dans cette plage spectrale, les spectres infrarouges présentent les bandes de ro-vibration des composés photochimiques : CH4, C2H2, C2H4, C2H6, CH3C2H, C3H8, C4H2, C6H6, CO2, HCN et HC3N. L’intensité des bandes de ro-vibration d’un composé photochimique dépend à la fois de la température de l’atmosphère et de l’abondance du composé photochimique. Cette double dépendance induit donc une incertitude sur les profils verticaux de températures et d’abondances retrouvés. En supposant que le profil vertical du méthane est constant en latitude et égal à celui mesuré in situ par l’instrument GCMS de la sonde Huygens, nous déterminons dans un premier temps le profil de température à partir de la bande ν4 du méthane centrée à 1305 cm-1. Puis nous déterminons les profils d’abondance des composés photochimiques avec le profil de température déterminé précédemment.Les données analysées ont une géométrie dite au limbe : le spectre infrarouge sonde principalement une couche de l’atmosphère dont l’altitude est la distance minimale de la ligne de visée à la surface. Cette géométrie au limbe permet un échantillonnage vertical des profils d’environ 10 à 40 km (dépendant de la distance entre la sonde et Titan) entre 100 et 550 km d’altitude.La détermination de ces différents profils est effectuée avec un code de transfert radiatif raie-par-raie, modélisant des spectres infrarouges à différentes altitudes, couplé à une méthode d’inversion linéaire contrainte, qui modifie itérativement soit le profil de température soit le profil d’abondance afin de réduire l’écart entre le spectre observé et le spectre modélisé.Pour contraindre au mieux les changements saisonniers de la moyenne atmosphère de Titan, j’ai analysé 56 jeux de données sur les 127 survols effectués par la sonde Cassini. Sont tout d’abord présentés les résultats au niveau des pôles qui montrent d’importantes variations saisonnières en termes de température et d’abondances. Ces variations sont dues à la présence du vortex polaire qui se forme durant l’hiver et qui s’évanouit au printemps. Je montre ensuite les résultats au niveau de l’équateur et des moyennes latitudes qui présentent de faibles variations saisonnières. Ces profils verticaux sont peu impactés par la dynamique atmosphérique, et sont donc comparables aux modèles photochimiques à une dimension qui ne prennent pas en compte la circulation atmosphérique.Enfin, une dernière partie traite des variations des rapports isotopiques 12C/13C et 14N/15N dans HCN en utilisant les résultats précédents de températures et d’abondancesThis thesis presents my work on the study of seasonal changes in the middle atmosphere of Titan using data from the infrared spectrometer CIRS (Composite InfraRed Spectrometer) aboard the Cassini spacecraft (end of mission in September 2017). During my three years of Ph.D., I focused my study on seasonal changes of the vertical profiles of temperature and abundance of photochemical compounds in Titan’s middle atmosphere, at all latitudes, between 100 and 550 km altitude, and from the middle of the northern winter to the early northern summer. The study of these vertical profiles allows us to constrain the atmospheric dynamics and chemistry.I analyzed data from the Fourier-transform infrared spectrometer CIRS, and I focused my study on infrared spectra between 590 and 1500 cm-1. In this spectral range, infrared spectra show ro-vibrational bands of photochemical compounds: CH4, C2H2, C2H4, C2H6, CH3C2H, C3H8, C4H2, C6H6, CO2, HCN and HC3N. The intensity of the ro-vibrational bands of a molecule depends both on temperature and abundance of the compound. This double dependency leads to some uncertainty on the thermal and abundance vertical profiles retrieved. Assuming that methane (CH4) abundance profile is constant with latitude and using that measured in situ by the GCMS instrument aboard the Huygens probe, we determine the temperature vertical profile from the ν4 band of methane centered at 1305 cm-1. Then we determine the abundance profiles of photochemical compounds using the temperature vertical profile retrieved previously.The data we used have a limb geometry: the infrared spectrum mostly probes an atmospheric layer at an altitude equal to that of the line-of-sight above the surface. This limb geometry yields a vertical resolution around 10 to 40 km (depending on the distance between the spacecraft and Titan) between 100 and 550 km altitude.I used a line-by-line radiative transfer code, modeling infrared spectra at different altitudes, coupled to a constrained linear inversion method that adjusts either the temperature profile or abundance profile in order to reduce the discrepancy between the observed spectrum and the modeled spectrum.To constrain the seasonal changes in the middle atmosphere of Titan, I have analyzed 56 datasets over the 127 flybys performed by the Cassini spacecraft. I first present and discuss results at the polar regions which present strong seasonal changes of temperature and abundances. These changes are due to the existence of a polar vortex that forms during the winter and vanishes during the spring. I then discuss results in equatorial and mid-latitude regions which present weak seasonal changes. These vertical profiles of temperature and abundances are less affected by the atmospheric dynamics, and they can be compared with one-dimensional photochemical models that do not account for the atmospheric circulation.The last part deals with the seasonal changes of 12C/13C and 14N/15N isotopic ratios in HCN, using prior results of temperature and abundances
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Playez, Mickaël. "Titan atmosphere plasma characterization using spectroscopic measurement techniques." Châtenay-Malabry, Ecole centrale de Paris, 2006. http://www.theses.fr/2006ECAP1007.
Full textAbstract:
Lors des manoeuvres d'entrée ou d'aérocapture dans l'atmosphère de Titan, une quantité importante d'énergie est émise sous forme de radiation dans la couche de choc présente autour du véhicule spatial. Le dimensionnement du bouclier thermique du véhicule demande une évaluation précise de la quantité d'énergie qu'il reçoit sous forme radiative. Nous proposons dans cette étude une analyse du rayonnement émis par un plasma dont la composition est représentative de l'atmosphère de Titan, et ceci dans l'intervalle de longueur d'onde compris entre 350 et 1000 nm. Le plasma analysé est produit dans un tunnel plasma à couplage inductif (ICP). Des mesures par spectroscopie d'émission sont effectuées pour deux pressions différentes, 300 et 23 mbar. Le cas à haute pression favorise l'équilibre thermodynamique local dans l'écoulement, tandis que le cas à basse pression permet d'étudier un plasma hors équilibre. La modélisation de l'émission radiative du plasma est effectuée pour des conditions d'équilibre thermodynamique et montre un bon accord, sur une échelle absolue de l'émission, avec le spectre mesuré à haute pression. L'application du modèle développé à l'analyse du cas basse pression démontre l'obtention de conditions hors équilibre thermique. Des limitations liées à l'implémentation des mesures sont néanmoins observées. Elles sont liées aux fluctuations du plasma étudiéDuring entry or aero-capture in the atmosphere of the Saturn’s satellite Titan, largeamounts of radiation are produced in the shock layer of a spacecraft. The design of theheat shield of this vehicle requires a precise assessment of the radiative heat flux impingingon it. We propose in this study an analysis of the radiation emitted in the spectral range350-1000 nm by a high temperature gas mixture with a composition representative of theTitan atmosphere composition. The plasma is produced in an Inductively Coupled Plasmawind tunnel. Emission spectroscopy measurements are performed for two different pressureconditions, 300 and 23 mbar, in order to produce equilibrium and non-equilibrium plasmas. The modelling of the plasma emission at equilibrium is performed and shown to agree tothe measured spectra on a absolute scale for the high-pressure case. The use of the samemodel for the analysis of the low-pressure case provides evidence of departure from equilibrium. Limitations of the implemented procedure are observed. They are due to unresolved fluctuations of the plasma source
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Arzoumanian, Emmanuel. "Développement du projet SETUP (Simulations Expérimentale et Théorique Utiles à la planétologie) : application à l'étude de la physico-chimie de l'atmosphère de Titan." Phd thesis, Université Paris-Est, 2010. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00582890.
Full textAbstract:
Le travail de cette thèse s'inscrit dans le cadre du développement du programme S.E.T.U.P. (Simulations Expérimentale et Théorique Utiles à la planétologie) dont l'objectif est d'effectuer des simulations représentatives de l'atmosphère de Titan et de déterminer les processus physico-chimiques qui y sont impliqués. Pour ce faire, un dispositif expérimental combine deux types de dépôts d'énergie (électrons et photons) représentatifs des processus de dissociation des molécules N2 et CH4 qui composent majoritairement l'atmosphère de Titan. De plus, une technique d'analyse par spectroscopie laser doit permettre d'identifier et de quantifier des produits et donc de suivre l'évolution du mélange réactionnel in situ en temps réel.La méthodologie adoptée pour la mise en œuvre des expériences de simulations a été de caractériser l'ensemble des étapes depuis les sources énergétiques jusqu'à l'analyse des produits et de développer les outils de modélisation nécessaires à l'interprétation des expériences.Dans un premier temps, il s'est agit de mieux caractériser les deux types de photolyse du méthane envisagés. En effet, il est prévu d'utiliser soit une lampe UV délivrant un rayonnement à Lyman-α (121,6 nm) soit un laser excimère KrF pulsé délivrant un rayonnement à 248 nm. Ce dernier doit en effet permettre des études cinétiques concernant les espèces à courte durée de vie. Des expériences d'irradiation de CH4 et d'un mélange N2/CH4 aux deux longueurs d'onde ont été menées puis simulées grâce à un modèle 0D.L'analyse fine des résultats issus des irradiations de CH4 à Lyman-α montre que des travaux complémentaires sont nécessaires pour comprendre les différences entre les expériences et le modèle chimique. En particulier, une caractérisation de l'émission de la lampe s'est avérée indispensable et a été réalisée afin d'améliorer la compréhension de la chimie mise en jeu. Les résultats obtenus lors de l'irradiation à 248 nm suggèrent que la source laser utilisée pourrait provoquer l'ionisation de CH4 et induire une chimie ionique qui n'était pas envisagée au départ. Ce type d'irradiation pourrait se révéler intéressant pour étudier les processus ionosphériques de l'atmosphère de Titan. En revanche, cette source doit être abandonnée pour l'étude de la chimie des neutres. Une source pulsée à Lyman-α devra être développée.Dans un deuxième temps, trois types d'expériences préliminaires de simulations de l'atmosphère de Titan ont été effectuées. Afin de mieux comprendre l'importance relative de chaque source énergétique, des expériences dites de " plasma " où N2 et CH4 sont dissociés simultanément dans un plasma crée par décharge microonde, ont tout d'abord été menées. Ensuite, des expériences dites de " post-décharge " où CH4 est introduit dans l'enceinte après la dissociation de N2 par plasma, ont été conduites. Et enfin, des expériences dites de " couplage ", censées mieux représenter les processus de l'atmosphère de Titan où CH4, toujours introduit en post-décharge, est cette fois photodissocié à Lyman-α, ont été réalisées.Lors des expériences " plasma ", dix composés sont identifiés : HCN, NH3, HC3N, C2H2, C2H4, C2H6, C3H4, C4H2, HC5N et C6H2. Leur abondance est globalement en bon accord avec celle déterminée par les observations de la haute atmosphère de Titan dans la zone comprise entre 900 et 1200 km d'altitude validant ainsi le module plasma du dispositif. Lors des expériences " post-décharge " et " couplage ", seuls les composés azotés HCN et NH3 sont formés et cela indépendamment du fait que le CH4 subisse ou pas une irradiation UV. Ce résultat s'explique par le fait que le taux de photodissociation du CH4 se révèle très inférieur à la dissociation de N2 par les électrons, ce qui empêche une complexification chimique des hydrocarbures dans les simulations. Il s'avère donc indispensable de modifier la source de rayonnement à Lyman-α afin d'être beaucoup plus efficace en terme de flux.Les résultats acquis grâce à cette méthodologie " étape par étape " ont permis de mettre en évidence les paramètres qu'il faut impérativement maîtriser pour la mise en œuvre de simulations pertinentes de l'atmosphère de Titan. Ils définissent aussi l'orientation des futurs développements du projet SETUP
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English, Mark A. "The development of instrumentation and modelling for the understanding of Titan." Thesis, University of Kent, 1995. http://ethos.bl.uk/OrderDetails.do?uin=uk.bl.ethos.296725.
Full text
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Toublanc, Dominique. "Etude de la physico-chimie de l'atmosphère de Titan." Bordeaux 1, 1992. http://www.theses.fr/1992BOR10606.
Full textAbstract:
Une étude approfondie du champ radiatif de l'atmosphère de Titan ainsi que la mise au point d'un programme de photochimie nous ont permis de déterminer la composition de cette atmosphère. Les résultats majeurs obtenus sont les suivants : conditions d'éclairement au sol, fonction de production des aérosols ; profil de distribution des composes de l'atmosphère. Ces résultats sont en bon accord avec les données Voyager et les observations au sol.
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Fournier, Martin. "Reactivity of C₃N and C₂H at low temperature : applications for the Interstellar Medium and Titan." Thesis, Rennes 1, 2014. http://www.theses.fr/2014REN1S100/document.
Full textAbstract:
Le milieu interstellaire ainsi que certaines atmosphères de corps planétaires, en particulier Titan, un des plus grands satellites du système solaire, présentent une grande diversité d'espèces chimiques. Cette chimie complexe est très différente de celle que nous connaissons sur Terre. Pour comprendre les phénomènes globaux qui s'y déroulent, une connaissance des réactions chimiques, de leur vitesse et de leurs produits est requise. A l'aide de la technique CRESU, nous sommes capables de reproduire certaines conditions des milieux les plus froids de l'espace et d'étudier ces réactionsThe interstellar medium and some atmospheres of planetary bodies, in particular Titan, one of the largest satellites of Saturn, present a large variety of chemical species. This complex chemistry is very different from the one we know on Earth. To understand the global phenomenon that happen in these environments, we need to understand the chemical reactions, their reaction rate and their products. With the CRESU technique, we are able to reproduce partially the coldest environments of space to study these reactions
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Kerola, Dana Xavier. "Near-infrared spectroscopic studies of the troposphere of Saturn." Diss., The University of Arizona, 1994. http://hdl.handle.net/10150/186659.
Full textAbstract:
Spectra from 1.7-3.3 μm acquired at the NASA Kuiper Airborne Observatory include 2 of Saturn's near-IR atmospheric transmission windows that are at least partially obscured by telluric H₂O and CO₂ absorptions at ground-based telescopes. This entire spectral region was fitted to a model that included gaseous absorption by H₂, CH₄, NH₃, and PH₃ and the effects of multiple scattering by haze. The objectives were to determine accurate elemental abundance ratios (e.g., C/H, P/H, etc) and to characterize the size, distribution, and composition of the haze particles in Saturn's atmosphere. The results for C/H and P/H are 8.5 x 10⁻⁴ and 4.3 x 10⁻⁷, respectively. No evidence of gaseous NH₃ was found. The upper limit to the NH₃ mixing ratio at Saturn's radiative-convective boundary is ≈ 10⁻⁹. Ammonia is decidedly undersaturated at atmospheric pressures lower than ≈ 1 bar. The upper limit to gaseous NH₃ at 3 μm is extremely low compared to detected amounts derived from observations at visible, mid-IR, and microwave wavelengths. These differences can be reconciled on the basis of different mechanisms for spectral line formation in these disparate spectral regions. A search for solid phase NH₃ was also negative. From thermochemical arguments it has been widely assumed that NH₃ ice crystals comprise the upper clouds on Saturn, although no incontrovertible spectroscopic proof has ever been presented. Strong bands of solid NH₃ at 3 μm therefore offer an important test of this assumption. Saturn's observed spectrum was placed on an absolute reflectivity scale which then could be compared with synthesized spectra of candidate haze particles. The calculations demonstrated that the reflectances of pure, polydisperse NH₃ ice crystals with effective radii ranging from 0.1 to 2.25 μm are not compatible with Saturn's 3 μm spectrum. A reasonable fit to Saturn's continuum spectrum can only be achieved by using bright, micron-sized scattering haze particles mixed-in with H₂, CH₄, and PH₃ in Saturn's middle and upper troposphere. This research was supported by NASA grant NAG2-206 and GSRP grant NGT-50782.
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Hébrard, Eric Christian Frédéric. "Incertitudes photochimiques dans les modèles de l'atmosphère de Titan : revue et conséquences." Paris 7, 2006. http://www.theses.fr/2006PA077006.
Full textAbstract:
La modélisation photochimique reste un outil essentiel pour la compréhension des mécanismes se déroulant dans l'atmosphère de Titan. Comme dans toute autre démarche scientifique, pour assurer la pertinence des représentations théoriques, il est ainsi très important d'évaluer la précision sur la formulation des processus physico-chimiques évoqués et d'étudier leur sensibilité aux incertitudes expérimentales, souvent peu négligeables, attachées aux paramètres photochimiques implémentés. Bien que fréquemment abordées dans la littérature, les études de sensibilités classiques, faisant varier chacun de ces paramètres indépendamment les uns des autres, sont peu pertinentes dans le mesure où elles ne reposent jamais sur des représentations correctes des non-linéarités inhérentes à de tels modèles. L'objectif de ce travail de thèse est ainsi de développer des modèles aux dimensions réduites (OD et 1D) de l'atmosphère neutre de Titan en estimant pour la première fois l'impact global sur les résultats théoriques des incertitudes des différents processus photochimiques dictant son évolution. Nous nous appuyons d'abord sur une revue exhaustive des incertitudes existantes sur les paramètres photochimiques inclus dans un tel modèle de l'atmosphère de Titan, puis sur un traitement adéquat des non-linéarités à travers l'application d'une méthode de Monte-Carlo. Nous en déduisons une représentation théorique originale de la précision attachée aux modèles théoriques de cette atmosphère permettant d'une part des analyses pertinentes de propagation des incertitudes sur différents paramètres expérimentaux, et d'autre part des interprétations théoriques et observationnelles plus réalistesTheoretical models of Titan's atmosphere require a detailed and accurate description of all important processes relevant to its photochemistry. Particularly sensitive to the imprecision attached to the different kinetic parameters they enclose, such modeling studies inevitably present an overall uncertainty, which is even supposed to be contributing mostly to the discrepancies between observations and computed predictions. As in any other scientific experiment, a rigorous evaluation of their overall uncertainty is therefore crucial if we are to place confidence in the modeled results. Yet, traditional sensitivity studies, which simply vary each parameter in turn and disregard any inherent nonlinearity, do not estimate it correctly. The objective of this thesis is to develop photochemical models of Titan's neutral atmosphere (OD and 1D) and to assess for the first time the overall imprecision in computed results arising from uncertainties in the photochemical parameters used. Through a comprehensive cross-examination of extensive photochemical rates database, we review the different photochemical sources of uncertainties in Titan's atmosphere modeling. By adequately treating enclosed nonlinearities through a Monte-Carlo procedure, we are then able to assess their effect on the computed results. Our original calculations establish that this effect could be so significant as to challenge any comparisons with observations and any potential conclusions subsequently inferred, and advocate for substantial efforts in promoting experimental studies which would greatly assist in developing planetary atmospheric models that more accurately -and usefully- reproduce observations
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Tigrine, Sarah. "Simulations de laboratoire de la photodynamique VUV de l’atmosphère de Titan." Thesis, Université Paris-Saclay (ComUE), 2017. http://www.theses.fr/2017SACLV060/document.
Full textAbstract:
Titan, le plus grand satellite de Saturne, possède une atmosphère dense, majoritairement composée d’azote (N_2) et de méthane (〖CH〗_4) et qui s’étend sur environ 1500 km d’altitude. L’interaction entre ces espèces et le rayonnement solaire ouvre la voie à des réactions de photodissociation et de photoionisation qui constituent le point de départ d’une croissance moléculaire très rapide et efficace dès les plus hautes couches de l’atmosphère. Cette croissance aboutie à la synthèse d’aérosols vers 1000 km d’altitude qui précipitent ensuite dans l’atmosphère.L’objectif de cette thèse est, de s’intéresser expérimentalement à l’interaction entre les espèces peuplant la haute atmosphère de Titan et le rayonnement solaire énergétique dans la gamme de l’UV sous vide (VUV), (longueur d’onde < 150 nm). Tout d’abord, nous avons étudié l’interaction avec les petites espèces chimiques neutres et majoritaires grâce à une nouvelle source VUV spécialement conçue pour cette thèse couplée au réacteur photochimique APSIS. Ce dispositif met en lumière la photochimie du système couplé azote-méthane, encore très mal connue.Ensuite, nous nous sommes penchés sur l’effet du VUV sur les aérosols formés dès les plus hautes couches, en photoionisant avec le rayonnement synchrotron de la ligne DESIRS des analogues de ces aérosols produits avec le dispositif PAMPRE. Cette méthode permet d’obtenir des informations sur leur photoionisation (seuil et section efficaces, spectres de photoélectrons) ainsi que sur leurs propriétés optiquesTitan, Saturn's biggest satellite, possesses a dense atmosphere, mainly composed of nitrogen (N2) and methane (CH4), which goes up to 1500 km in altitude. The interaction between those chemical species and the solar light leads to some photodissociation and photoionization reactions that are the starting point of a fast and efficient molecular growth in the upper layers of the atmosphere. This growth ends with the synthesis of aerosols around an altitude of 1000 km that will then precipitate into the atmosphere.The aim of this thesis is to experimentally study the interaction between the species present in the upper atmosphere and the energetic solar radiations in the vacuum ultraviolet (VUV) range (wavelength below 150 nm). First, we looked at the interaction with the small, neutral and most abundant species thanks to a new VUV source specially designed for this thesis and coupled to photochemical reactor called APSIS. This new platform sheds some light on the photochemistry of a coupled nitrogen-methane system, which remains poorly understood.Then, we focused on the effects of the VUV light on the aerosols formed in the upper layers, by photoionizing, with synchrotron light from the DESIRS beamline, analogs of those aerosols produced on the PAMPRE platform. This method gives information about their photoionization (threshold and cross sections, photoelectron spectra) but also about their optical properties
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Sayanagi, Kunio M. "Numerical Modeling of Atmospheric Jet Streams on Jupiter and Saturn: Their Formation and Stability." Diss., The University of Arizona, 2007. http://hdl.handle.net/10150/194651.
Full textAbstract:
I studied the atmospheric jet streams of Jupiter and Saturn through numerical simulations. Jupiter and Saturn have approximately 30 and 15 jet streams, respectively, alternatively blowing eastward and westward at the cloud level. My studies are motivated by recent space probe observations of the giant planets, which are revealing vertical structures and time dependent behaviors of the atmospheric jets. Such new findings are important keys to understanding how the jets are driven and maintained. My first project tested the hypothesis that a large convective storm on Saturn observed in 1990 decelerated the equatorial jet. The equatorial jet's speed is reported to be ∼275 ms⁻¹ today, half of the speed measured by the Voyagers in 1980-81. It has been hypothesized that the large storm is responsible for causing the observed slowdown. Our result shows that the storm's effect is insufficient to cause a slowdown of the observed magnitude. The second project investigated the formation of Jovian jet streams, namely, whether Jupiter-like atmospheric jets emerge from self-organization of small initial vortices. Thunderstorms are observed on Jupiter and have been proposed to be the sources of small-scale vorticity. Our result shows that self-organization of initial small vortices leads to east-west jets under various Jupiter-like conditions. Third, I tested the stability of shallow atmospheric jets under Jovian conditions. Deep atmospheric jets have been shown to be stable on Jupiter; however, the possibility that those jets are shallow, with the point of zero-motion at perhaps ∼100-bar level, is not well explored and deserves a thorough examination.
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Harrington, Joseph. "Planetary infrared observations : the occultation of 28 Sagittarii by Saturn and the dynamics of Jupiter's atmosphere." Thesis, Massachusetts Institute of Technology, 1995. http://hdl.handle.net/1721.1/57957.
Full textAbstract:
Thesis (Ph. D.)--Massachusetts Institute of Technology, Dept. of Earth, Atmospheric, and Planetary Sciences, 1995.Includes bibliographical references (p. 219-222).
by Joseph Harrington.
Ph.D.
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Frère, Christian. "Étude physico-chimique de l'atmosphère de l'aérosol et de l'océan de Titan." Paris 12, 1989. http://www.theses.fr/1989PA120049.
Full textAbstract:
L'evolution de la matiere organique de titan, hydrocarbures et nitriles principalement, est simulee du lieu de synthese dans la haute atmosphere a son accumulation dans l'ocean d'hydrocarbures recouvrant la planete
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Pargamin, Judith. "Étude théorique et expérimentale des mélanges eau - ammoniac : applications à Titan." Nantes, 2004. http://www.theses.fr/2004NANT2034.
Full textAbstract:
Titan est une lune glacée de Saturne. Son noyau rocheux est entouré d'une couche d'H2O de 800 km d'épaisseur. La présence d'ammoniaque, ayant une action anti-gel, permet de prédire la persistance d'une couche liquide sous la glace de surface. La taille et les caractéristiques physico-chimiques de celle-ci sont déterminées par la composition chimique globale de la couche glacée. Les diagrammes de phase des mélanges eau - ammoniaque sont étudiés expérimentalement à l'aide d'un appareillage haute - pression basse - température avec une cellule à enclume de saphirs. Des points expérimentaux sur la fusion (liquidus et solidus) ont été acquis dans des gammes où il n'y avait pas de données jusqu'à maintenant. L'ensemble des mesures existantes a été inversé, fournissant une formulation mathématique des surfaces de liquidus dans un diagramme P - T - composition. Ces résultats sont appliqués à la nature des couches solides profondes de Titan, ainsi qu'à la problématique du renouvellement du méthane atmosphérique. On montre ainsi que les clathrates de méthane piégés à l'intérieur du satellite seraient d'origine primordiale et situés dans un réservoir proche de la surfaceTitan is an icy moon of Saturn. Its rocky core is surrounded by an H2O layer about 800 km thick. The presence of ammonia, a compound with an anti-freeze action, allows to keep a liquid layer under the surface ice. The size and the physical and chemical characteristics of this layer are determined by the global chemical composition of the icy layer. The phase diagrams of the ammonia-water mixtures are experimentally studied at high-pressure and low-temperature with a sapphire anvil cell. Experimental data on the melting (liquidus and solidus) have been measured in a range where no previous data where available. All the data have been inversed in order to obtain a mathematical expression of the liquidus surfaces in the pressure-temperature-composition field. The results have been applied to the nature of the deep liquid layers of Titan, and to the problem of the re-supplying of the methane in the atmosphere. We show that the methane clathrates stocked in Titan are primordial, and may be located in shallow reservoirs
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Ramirez, Jimenez Sandra Ignacia. "Estudio experimental de los procesos iniciados por plasmas frios en una atmosfera simulada de Titan." Paris 12, 2000. http://www.theses.fr/2000PA120065.
Full textAbstract:
Cette atmosphère a été simulée dans un mélange N,:CH (9:1). Des rayons y, un plasma induit par laser (LIP), ainsi que des décharges d'arc et corona ont simulé l'effet de rayons cosmiques, la possible entrée de météorites et les phénomènes électriques. L'identification fut réalisée par un système CPG-SM-IRTF, et les taux de production de 36 hydrocarbures et 7 nitriles ont été déterminés. Les décharges corona produisent des hydrocarbures saturés et ramifiés. Les décharges d'arc sont à l'origine d'hydrocarbures conjugués ou ramifiés. Le LIP produit des alcynes et des dérivés du benzène. Les rayons y produisent des hydrocarbures divers. Ces résultats permettent. D'identifier les formes d'énergie existant selon le niveau atmosphérique, ainsi que de proposer l'existence de décharges électriques, liées aux nuages troposphériques de méthane. Des analogues d'aérosols stratosphériques ont été obtenus à partir de mélanges irradiés par une décharge silencieuse. Leur 1CR fut calculé à partir de mesures (R&T) entre 200 et 900 mn. L'indice de réfraction varie entre 1,63 et 1,52, et le coefficient d'extinction entre 3,5x10 et 1xl0 Les effets liés à l'épaisseur de film, à la porosité et la diffusion de la lumière sur les valeurs finales ont été estimées. Ce jeu de données 1CR est présenté comme une nouvelle référence pour interpréter l'albedo géométrique de Titan, la dynamique atmosphérique et la composition de la surface. Ces deux jeux de résultats sont de la plus grande importance pour l'interprétation des données provenant de l'exploration de l'atmosphère par la sonde Cassini-Huygens en 2004Titan has a dense atmosphere, mainly constituted by N and CI in winch a rich organic chemistry occurs. This work presents the flrst comparative study ofthe products arising from the irradiation of a Titans simulated atmosphere by different energy sources that simulate the transformation processes occurring in-situ, and an improvement in the estimation of the complex refractive index (CRI) of an analogue ofthe aeroso found in its stratosphere. Y radiation. A laser-induced plasma (LIP), arc and corona discharges were used to simulate the effect of galactic cosmic rays, the entry of meteorites and the electrical phenomena in the satellites troposphere. The identification was performed by a GC-MS-FTIR coupled system, and the energy yields of the 36 identifled hydrocarbons and 7 nitriles were calculated. All the investigated energy sources probed to be good abiotic nitrogen fixers. Corona discharges produced saturated and ramified hydrocarbons. Arc discharges origihated conjugated hydrocarbons and aromatic compounds. The LIP produced ailcynes and beazene derivatives. Y-radiation resulted in the production of saturated and unsaturated hydrocarbons and aromatic compounds. These resu cari be used to identif the major form of energy developing in the different atmospheric levels and to postulate the development of electrical discharges within the tropospheric methane clouds. Thin transparent filins ofappropriate stratospheric aerosol analogues were synthesized by a glow discharge. Their CRI was calculated from transmittance and reflectance curves from 200 to 900 nrn. The effect of film thickness, porosity and light scattering on their values was evaluated. The set of CRI is presented as a new reference to interprete the geometric albedo, atrnospheric dynanuics and surface features. Both sets of resu are important for the interpretation of the data coming from the exploration ofthe atmosphere that will be performed by the Cassini-Huygens mission on 2004
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Plessis, Sylvain. "Modélisation probabiliste pour l'étude de l'influence des ions sur la composition des espèces neutres dans l'atmosphère de Titan : Inversion bayésienne de spectres de masse INMS et représentation des recombinaisons dissociatives par distributions de Dirichlet imbriquées." Paris 11, 2010. http://www.theses.fr/2010PA112129.
Full textAbstract:
La composition en espèces neutres de la haute atmosphère de Titan a été inférée dans un premier temps par une inversion de spectres de masse des ions de l'instrument INMS de CASSINI et dans un deuxième temps par modélisation couplée. Nous avons opéré une telle inversion en prenant en compte les sources d'incertitudes et en les propageant par une méthode Bayes Monte Carlo. Nous avons ainsi pu montrer qu'une telle inversion n'est pertinente que pour une minorité des espèces neutres, le spectre de masse modélisé étant insensible à la grande majorité de celles-ci. Dans une optique d'amélioration du modèle de chimie ionosphérique, nous avons étudié le processus de recombinaison dissociative (RD). Ce processus est partiellement caractérisé par les mesures et nécessite ainsi un traitement numérique adapté. Les distributions de Dirichlet imbriquées ont été mises en œuvre afin de représenter la structure en arbre probabiliste des rapports de branchement des RDs. Cette modélisation a permis d'intégrer l'ensemble des informations disponibles, mesurées et empiriques, dans une base de données et ainsi améliorer la justesse du modèle. Un modèle couplé ion-neutre prenant en compte les incertitudes a été mis en place, les premiers résultats indiquent qu'une représentation exhaustive de la RD est suffisante pour expliquer l'émergence de certaines molécules, en particulier celles contenant de l'azoteTitan's high atmosphere neutral composition has been infered from CASSINI INMS ionic mass spectra inversion and by coupled models. We used Bayesian Monte Carlo methods to perform ionic mass spectra inversion with uncertainty propagation. We have shown that most of the neutral species are not constrained by this method. In a second time, we studied the dissociative recombination (DR) to improve the model description of this process. Being only partially characterized by experiments, knowledge of this process adopts a probabilistic tree structure. Nested Dirichlet distributions are efficient in representing such structures. We could therefore build a comprehensive database of DR relative to Titan, integrating all pieces of information. First results showed that a complete description of DR is enough to account for the densities of some neutral species, in particular nitrogen-bearing species
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Lian, Yuan. "NUMERICAL SIMULATIONS OF ATMOSPHERIC DYNAMICS ON THE GIANT PLANETS." Diss., The University of Arizona, 2009. http://hdl.handle.net/10150/193832.
Full textAbstract:
The giant planets exhibit banded zonal jet streams that have maintained theirstructures over decades. There are long-standing questions: how deep the windstructures extend? What mechanisms generate and maintain the observed winds?Why are the wind structures so stable? To answer these questions, we performedthree-dimensional numerical simulations of the atmospheric flow using the primitiveequations.First, we use a simple Newtonian cooling scheme as a crude approach to gener-ate atmospheric latitudinal temperature differences that could be caused by latentheating or radiation. Our Jupiter-like simulations show that shallow thermal forcingconfined to pressures near the cloud tops can produce deep zonal winds from thetropopause all the way down to the bottom of the simulated atmosphere (a fewhundred bars). These deep winds can attain speeds comparable to the zonal jetspeeds within the shallow, forced layer; they are pumped by Coriolis accelerationacting on a deep meridional circulation driven by the shallow-layer eddies.Next, we explicitly include the transport of water vapor and allow condensationand latent heating to occur whenever the water vapor is supersaturated. Our simu-lations show that large-scale moist convection associated with condensation of watervapor can produce multiple zonal jets similar to those on the gas giants (Jupiterand Saturn) and ice giants (Uranus and Neptune). For plausible water abundances(3-5 times solar on Jupiter/Saturn and 30 times solar on Uranus/Neptune), oursimulations produce about 20 zonal jets for Jupiter and Saturn and 3 zonal jetson Uranus and Neptune. Moreover, these Jupiter/Saturn cases produce equatorialsuperrotation whereas the Uranus/Neptune cases produce equatorial subrotation,consistent with the observed equatorial jet direction on these planets. Sensitiv-ity tests show that the water abundance is the controlling factor; modest waterabundances favor equatorial superrotation, whereas large water abundances favorequatorial subrotation. This provides a possible mechanism for the existence ofequatorial superrotation on Jupiter and Saturn and the lack of superrotation onUranus and Neptune.
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Bampasidis, Georgios. "Study of the environment of Titan : the stratosphere and the surface of the satellite, future mission experiments & educational activities." Observatoire de Paris, 2012. https://theses.hal.science/tel-02167416.
Full textAbstract:
Cette étude porte sur l'environnement de Titan à partir de l'analyse de données spatiales et du sol. D'une part, la température et la composition chimique de la stratosphère de Titan sont déterminées par l'exploitation des spectres fournis par l'instrument CIRS de Cassini. La thèse décrit un travail complet sur les données depuis leur extraction, leur calibration et jusqu'à leur analyse par un code de transfert radiatif. Les résultats ont permis de mettre en évidence la présence des variations en latitude mais aussi avec le temps, dus aux saisons du satellite. Des données prises avec des grands télescopes au sol ou avec ISO ont été exploitées dans cette partie. L'étude comporte aussi des contributions à la détermination de l'abondance de la vapeur d'eau et aux variations entre hémisphères des gaz et de la brume de Titan. De plus, une recherche de nouvelles molécules a été initiée à partir de larges spectres CIRS. Un second volet traite de la surface du satellite et de ses composantes liquides, à partir des données Cassini/VIMS et apporte des informations sur la géologie et sur le cycle du méthane qui relie l'atmosphère à la surface et à l'intérieur. Les implications astrobiologiques de ces recherches sont discutées dans le cadre de la quête pour des habitants de notre système solaire parmi les satellites de glace des planètes géantes. Tous ces travaux ont un impact sur la préparation de futures missions spatiales vers Titan, Saturne et le système de Jupiter et des instruments possibles sont proposés. Enfin, le contexte pédagogique et les retombés dans l'éducation et l'information du grand public sont discutés à la fin du manuscritThis study concerns Titan's environment from the analysis of spatial and ground-based data. On one hand, the temperature and the chemical composition of Titan's stratosphere is determined by the exploitation of spectra recorded by the instrument CIRS of Cassini. This thesis describes a complete work on the data since their extraction, their calibration and up to their analysis by a radiative transfer code. The results permitted to highlight the presence of variations in latitude but also in time, due to the seasons of the satellite. Data taken with big telescopes from the ground or with ISO, were also used in this work. The study also contains contributions to the determination of the abundance of the water vapor and in the variations between hemispheres in the gaseous and aerosol content. Futhermore, a search for a new molecules was initiated from large CIRS spectra. A second part deals with the surface of the satellite and its liquid components, the lakes of methane, from Cassini / VIMS data and brings information on the geology and the cycle of the methane which links the atmosphere with the surface and the interior. The astrobiological implications of this work are discussed within the framework of the quest for habitable environments in our solar system among the icy satellites of the giant planets. All these studies have an impact on the preparation of future space missions to Titan, Saturn and the system of Jupiter and possible instrumentation is proposed. Finally, the context for education and outreach possibilities is discussed
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Labracherie, Laurent. "Détermination des températures rotationnelles et vibrationnelles de CN à l'aval d'un choc droit se propageant dans une atmosphère de Titan reconstituée." Aix-Marseille 1, 1994. http://www.theses.fr/1994AIX11057.
Full textAbstract:
Cette etude se situe dans le cadre du programme cassini d'exploration interplanetaire prevoyant notamment l'exploration, par la sonde huygens, de l'atmosphere de la planete titan essentiellement composee d'azote moleculaire, de methane et d'argon. L'objectif du present travail est de preciser les comportements thermodynamiques, en particulier les temperatures rotationnelles et vibrationnelles, de l'espece cn a l'aval d'une onde de choc droite intense. Des mesures de l'evolution, derriere le choc, de l'intensite de radiation due a l'emission spontanee de cn pour la transition electronique b2sigma+ x2sigmat+, sont realisees dans le tube a choc de la soufflerie hypersonique tcm2. Ces profils radiatifs permettent de determiner d'une part l'influence de la concentration en argon dans le melange initial n2-ch4-ar sur l'intensite d'emission spontanee au pic de non-equilibre, et d'autre part l'evolution des temperatures rotationnelles et vibrationnelles de cn
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Aflalaye, Abdelkader. "Contribution à l'analyse moléculaire chimique in situ de l'atmosphère de Titan : étude et développement de colonnes de chromatographie en phase gazeuse, capillaires et remplies." Paris 12, 1997. http://www.theses.fr/1997PA120047.
Full textAbstract:
Ce travail de these a ete realise au laboratoire interuniversitaire des systemes atmospheriques (lisa), en relation directe avec la preparation de la mission spatiale cassini-huygens. Cette mission dont l'objectif est d'explorer le systeme de saturne, comporte un vaisseau spatial (cassini) et une sonde (huygens) qui sera larguee dans l'atmosphere de titan, le plus grand satellite de la planete geante. L'objectif general de ma these est l'etude du sous-systeme chromatographique de l'instrument gc-ms de la sonde huygens. Plus precisement, j'ai selectionne, prepare et caracterise des colonnes chromatographiques compatibles avec les contraintes imposees par la mission et permettant l'analyse de melanges gazeux complexes, modeles de l'atmosphere de titan. Dans ce cadre trois familles de colonnes ont ete etudiees systematiquement. La premiere doit fournir la separation des hydrocarbures legers, notamment l'ethane, l'ethylene et l'acetylene. En effet, la mesure des abondances respectives de ces trois constituants est fondamentale pour comprendre la photochimie du methane, qui est avec l'azote un des composes majoritaires de l'atmosphere de titan. Une deuxieme colonne permettant de separer les hydrocarbures en c#1-c#1#0, les nitriles en c#1-c#5 et les produits lourds provenant de l'experience de collecte et de pyrolyse des aerosoles de l'atmosphere de titan (acp) a ete selectionnee et etudiee. Enfin une troisieme colonne a ete realisee pour la separation des gaz permanents, en particulier du monoxyde de carbone et de l'azote. Une connaissance precise du profil vertical de concentration de co est en effet indispensable pour apprehender la chimie des composes oxygenes dans l'atmosphere de titan, (co etant le plus abondant des deux seuls composes oxygenes qui y aient ete detectes jusqu'a present, le second etant co#2).
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Billebaud, Françoise. "Spectroscopie et imagerie infrarouges appliquées à l'étude de quelques aspects des atmosphères planétaires." Lyon 1, 1992. http://www.theses.fr/1992LYO10196.
Full textAbstract:
Ce travail de these a ete effectue en utilisant deux instruments infrarouges: l'un, le fts, spectrometre a transformee de fourier, faisant de la spectroscopie a haute resolution et l'autre, le c10, camera sensible entre 8 et 14 microns, de l'imagerie. Le premier instrument a fourni l'essentiel des donnees et nous a permis de nous interesser a deux aspects des problemes lies a la comprehension des atmospheres planetaires, pour lesquels nous avons souhaite mettre en evidence le besoin simultane de resolution spectrale et spatiale: l'etude de la stabilite du compose co dans l'atmosphere de mars et ses implications fondamentales pour la comprehension de la photochimie de la planete; la mise en evidence de variations des parametres physiques lies a l'ion h#3#+ dans l'atmosphere de jupiter. Ces variations vont imposer des contraintes interessantes pour les modeles interpretant les phenomenes d'aurores infrarouges observees dans l'atmosphere de cette planete ainsi que dans celle de saturne. Nous presentons ensuite des resultats preliminaires obtenus en imagerie a 10 microns. Ces resultats permettent de preparer les prochaines observations a 10 microns avec c10. Le dernier chapitre decrit les perspectives instrumentales en matiere de spectro-imagerie, ainsi que les missions spatiales a venir et leur contribution a l'etude des problemes abordes. Le gain considerable en sensibilite et en resolution spatiale qu'apporteront ces instruments entrainera tres certainement un progres important dans notre comprehension de la physique des atmospheres planetaires
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Guerlet, Sandrine. "Température et composition de la stratosphère de Saturne à partir des données Cassini/CIRS." Phd thesis, Observatoire de Paris, 2010. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00551919.
Full textAbstract:
L'objectif de cette thèse est de mesurer les champs de température et de composition de la stratosphère de Saturne. Pour cela, j'ai analysé des spectres de l'émission thermique de la planète acquis au limbe par CIRS, un spectromètre infrarouge à bord de la sonde Cassini. L'analyse de ces signatures spectrales à l'aide d'un code de transfert de rayonnement et d'une méthode d'inversion permet de mesurer les profils verticaux de la température et de l'abondance des constituants. J'ai ainsi réalisé les premières cartographies, de 70° N à 80° S, et sur plusieurs échelles de hauteur, de la température et de l'abondance de cinq hydrocarbures: l'éthane, l'acétylène, le propane, le méthylacétylène et le diacétylène. La carte de température obtenue permet de quantifier la réponse de l'atmosphère aux variations saisonnières de l'ensoleillement. Les gradients mesurés sont comparés au modèle radiatif saisonnier de Greathouse et al., 2008. Je montre également la découverte d'une oscillation équatoriale de température et de vent zonal dans la stratosphère de Saturne, analogue à l'oscillation quasi-biennale terrestre, et je présente ses variations temporelles entre 2005 et 2010. L'analyse de la distribution des hydrocarbures et la comparaison à un modèle de photochimie saisonnier (Moses et al., 2005) met en évidence des indices de transport méridien dans la basse stratosphère et de transport vertical dans la haute stratosphère. L'abondance du CO2 est également déterminée à 4 latitudes et présente un enrichissement à l'équateur. Enfin, je présente un travail d'analyse des échanges radiatifs dans la stratosphère à l'aide d'une formulation en puissances nettes échangées. Ce travail servira de base à une future paramétrisation du transfert de rayonnement, étape nécessaire au développement d'un modèle de circulation générale de la stratosphère de Saturne.
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Fischer, Patrick D., Heather A. Knutson, David K. Sing, Gregory W. Henry, Michael W. Williamson, Jonathan J. Fortney, Adam S. Burrows, et al. "HST HOT-JUPITER TRANSMISSION SPECTRAL SURVEY: CLEAR SKIES FOR COOL SATURN WASP-39b." IOP PUBLISHING LTD, 2016. http://hdl.handle.net/10150/621278.
Full textAbstract:
We present the. Hubble Space Telescope (HST) Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS) optical transmission spectroscopy of the cool Saturn-mass exoplanet WASP-39b from 0.29-1.025 mu m, along with complementary transit observations from Spitzer IRAC at 3.6 and 4.5 mu m. The low density and large atmospheric pressure scale height of WASP-39b make it particularly amenable to atmospheric characterization using this technique. We detect a Rayleigh scattering slope as well as sodium and potassium absorption features; this is the first exoplanet in which both alkali features are clearly detected with the extended wings predicted by cloud-free atmosphere models. The full transmission spectrum is well matched by a clear H-2-dominated atmosphere, or one containing a weak contribution from haze, in good agreement with the preliminary reduction of these data presented in Sing et al.. WASP-39b is predicted to have a pressure-temperature profile comparable to that of HD 189733b and WASP-6b, making it one of the coolest transiting gas giants observed in our HST STIS survey. Despite this similarity, WASP-39b appears to be largely cloud-free, while the transmission spectra of HD 189733b and WASP-6b both indicate the presence of high altitude clouds or hazes. These observations further emphasize the surprising diversity of cloudy and cloud-free gas giant planets in short-period orbits and the corresponding challenges associated with developing predictive cloud models for these atmospheres.
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Ronchini, Leonardo. "Study of Titan's middle and upper atmosphere through the analysis of Cassini VIMS observations." Master's thesis, Alma Mater Studiorum - Università di Bologna, 2020. http://amslaurea.unibo.it/22122/.
Full textAbstract:
Lo strumento VIMS a bordo della sonda Cassini è stato progettato per la misurazione della luce emessa e riflessa dalle superfici e atmosfere all'interno del sistema di Saturno, nelle regioni spettrali del visibile e vicino/medio infrarosso. L'inversione delle misure effettuate da VIMS nel vicino infrarosso tra i 2.8 e 3.6 micron ha permesso di ricavare i profili dei rapporti di mescolanza di HCN, C2H2 e CH4 nella media e alta atmosfera di Titano. In questo lavoro sono state utilizzate misure ottenute a partire da osservazioni prese tra il 2013 e il 2017 con geometria a lembo, in cui la linea di vista era compresa tra i 350 e 1050 km di quota.
Le emissioni delle tre specie molecolari in questa regione dell’atmosfera si trovano in condizione di non equilibrio termodinamico locale (non-LTE): la popolazione dei livelli eccitati delle molecole è fortemente influenzata dalla radiazione solare e l'emissione è più intensa per bassi angoli solari zenitali (SZA).
Gli spettri di VIMS sono stati altresì selezionati in modo tale da avere la migliore copertura latitudinale possibile e il miglior rapporto segnale/rumore, ottenuto per le osservazioni con minor angolo solare zenitale.
Il processo di inversione segue un approccio bayesiano e si basa Metodo della massima verosimiglianza. Al fine di simulare correttamente l’emissione in non equilibrio termodinamico locale delle molecole, sono state utilizzate le temperature vibrazionali per i livelli di emissione delle tre molecole, calcolate dal Prof. López-Puertas e Dr. García-Comas (IAA -Granada). I risultati ottenuti per sono stati mediati in intervalli di 20° di latitudine e successivamente comparati con i risultati ottenuti dallo studio di Dinelli et al, [2019] basato sulle misure prese da VIMS tra il 2004 e 2012. I profili VMR del HCN C2H2 e CH4 ricavati supportano l’ipotesi di una estensione della circolazione della media atmosfera di Titano ben al di sopra della quota di 500 km.
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Modolo, Ronan. "Modélisation de l'interaction du vent solaire, ou du plasma Kronien, avec les environnements neutres de Mars et de Titan." Versailles-St Quentin en Yvelines, 2004. http://www.theses.fr/2004VERS0016.
Full textAbstract:
Le champ magnétique de Mars est trop faible et trop lacunaire pour empêcher le vent solaire de s'approcher de l'atmosphère de la planète. L'exosphère, la partie haute de l'atmosphère, se trouve donc partiellement ionisée par les photons solaires, par les électrons du vent solaire et par les réactions d'échanges de charge entre les protons du vent solaire et les atomes neutres planétaires qui produisent des ions planétaires de faible énergie et des atomes neutres énergétiques (acronyme anglais ENA), modifiant ainsi la composition du plasma au voisinage de la planète. Ces processus affectent l'écoulement du vent du solaire auquel ils prennent de l'énergie et de la quantité de mouvement pour accélérer les ions nouvellement créés tout en augmentant la masse volumique du vent solaire. L'interaction entre le vent solaire et l'exosphère de Mars est suffisamment forte pour modifier l'échappement atmosphérique des constituants les plus légers et peut ainsi influer sur l'évolution chimique de l'atmosphère, en particulier sur son contenu en eau. Titan, le plus gros satellite de Saturne, est non magnétisé et possède une atmosphère dense : comme pour Mars, c'est la haute atmosphère et l'ionosphère du satellite qui font obstacle à l'écoulement du plasma incident. C'est un cas unique dans le système solaire par la diversité des plasmas avec lesquels il interagit en se trouvant tantôt dans la magnétosphère, tantôt dans la magnétogaine de Saturne, voire même dans le vent solaire à 12h temps local de Saturne. L'interaction du satellite avec le plasma incident dépend fortement de sa phase orbitale, qui détermine l'angle entre les directions d'arrivée du plasma incident et les photons solaires. Les 46 survols de Titan par la sonde Cassini ont été déterminés pour explorer un grand nombre de configurations afin de caractériser au mieux le voisinage du satellite. Dans le cadre de mon travail de thèse j'ai développé un modèle global tridimensionnel permettant d'étudier les interactions entre le rayonnement solaire, un plasma incident et l'environnement neutre d'un objet non magnétisé doté d'une atmosphère. Ce modèle permet de caractériser l'environnement ionisé de l'objet et de quantifier l'échappement atmosphérique. Des versions de ce modèle adaptées à Mars et à Titan doivent contribuer à l'interprétation des observations des sondes spatialesThe magnetic field of Mars is too weak to stop the solar wind flow; the high atmosphere and the ionosphere of the planet interact directly with the solar wind. The exosphere is partially ionized by solar photons, solar wind electrons, and by charge exchanges between solar wind protons and planetary neutral atoms leading to the creation of energetic neutral atoms (ENA) and cold planetary ions. These processes modify the plasma composition near the planet and participate to the mass loading of the solar wind. The interaction is strong enough to alter the atmospheric escape and can inluence the chemical evolution of the atmosphere and particularly its water content. Titan, the biggest moon of Saturn, does not possess a strong magnetic field but a dense atmosphere: similarly to Mars, the ionosphere and the atmosphere of the planet obstruct the incident plasma. Titan is a unique case in the Solar system by the diversity of the incident plasma encounters, either in the magnetosphere of Saturn, or in the magnetosheath or even in the solar wind near 12h Saturn local time. The interaction of Titan with the incident plasma depends upon its orbital phase, which determines the angle between the incoming directions of solar photons and incident plasma. The 46 flybys of Titan by Cassini have been planned to explore these various configurations in order to characterize the nearest environment of the moon. In my thesis I have developped a global three-dimensionnal model allowing to study the interaction between solar EUV, incident plasma and neutral environment of a weak or nonmagnetized body. This model allows to characterize the ionized environment of the body and quantify the atmospheric escape. Specialised versions developed for Mars and Titan can contribute to the interpretation of spacecraft observations (Mars-Express, Cassini)
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Marounina, Nadejda. "Rôle d’un océan global et des impacts cométaires sur la formation et l’évolution d’une atmosphère sur Titan primitif." Nantes, 2015. http://archive.bu.univ-nantes.fr/pollux/show.action?id=12c471cb-626b-4dd9-86fa-7c6589cc58e4.
Full textAbstract:
Les processus ayant eu lieu pendant l'histoire primitive de Titan ont joué un rôle déterminant sur l'évolution de la taille et de la composition de son atmosphère jusqu'à son état actuel. Dans cette thèse, nous nous intéressons plus précisément à la formation de son atmosphère à la fin de l'accrétion, lorsque la surface de Titan était fondue, et à son évolution pendant le Grand Bombardement Tardif (le Late Heavy Bombardment ou LHB). En modélisant l'apport et la perte de l'atmosphère par impacts, nous montrons qu'il est difficile de générer une atmosphère par impact sur Titan au cours du LHB. En outre, l'érosion atmosphérique provoquée par les impacts successifs lors du LHB implique que l'atmosphère devait être au moins 5 fois plus massive que celle d'aujourd'hui avant le LHB pour conserver une masse équivalente à la masse actuelle de l'atmosphère de Titan à la fin de cet évènement. Pour comprendre comment une atmosphère massive aurait pu se former par le dégazage et la fusion de la glace lors de la phase finale de l'accrétion, nous avons modélisé les équilibres vapeur-liquide pour les systèmes CO2-NH3-H2O et CH4- CO2-NH3-H2O, représentatifs de la composition primordiale de Titan. Le modèle des échanges océan - atmosphère a également été appliqué aux exoplanètes riches en eau ayant une masse allant jusqu'à 5 fois la masse terrestre. Nous montrons que la pression partielle de CO2 dans l'atmosphère est principalement déterminée par le rapport de concentrations de CO2/NH3 pour un rapport de concentrations de CO2/NH3 < 1, la pression partielle de CO2 dans l'atmosphère restant faibleEvents occurred during Titan's primitive history constrained the later evolution of its atmosphere, leading to its present-day mass and a N2-rich composition. The purpose of this thesis is to investigate the fate of Titan's atmosphere during two specific epochs of Titan's primitive history: the formation of a primitive atmosphere at the end of the accretion and its the evolution by impact during the Late Heavy Bombardment (LHB) event. Firstly, we show that the emergence by impact of a N2-dominated atmosphere during the LHB is improbable. Indeed, the atmospheric erosion by impact is a dominating mechanism during the LHB and pre-LHB atmospheres should be at least 5 times more massive than at present, in order to sustain an atmosphere equivalent to the present-day one. In a second time, we investigate the emergence of the primitive atmosphere on Titan after the formation of the satellite, when the impact heating was strong enough to melt the icy surface of the satellite and form a global ocean in contact with the atmosphere. In order to estimate the size and chemical composition of this atmosphere, we model the vapor-liquid equilibrium for the CO2-NH3-H2O and CH4-CO2-NH3-H2O systems that are representative of Titan's primordial composition. This model is also applied to the water-rich exoplanets up to 5 terrestrial masses, where similar configuration are likely to be found. Our calculations show that if the ratio of concentrations NH3/CO2 > 1 in the ocean, CO2 partial pressures in the atmospheres remain low
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Romanzin, Claire. "Étude des processus de photolyse du méthane dans le cadre du programme SET UP (Simulations Expérimentales et Théoriques Utiles à la Planétologie) : application à l’atmosphère de Titan." Paris 12, 2007. http://www.theses.fr/2007PA120083.
Full textAbstract:
Titan, satellite de Saturne présente la particularité de posséder une atmosphère dense au sein de laquelle se développe une chimie organique riche initie��e principalement par la dissociation de l’azote et du méthane atmosphériques. Pour étudier les processus photochimiques qui y sont rencontrés, un réacteur photochimique est en cours de développement au LISA (Laboratoire Interuniversitaire des Systèmes Atmosphériques). Il s’agit du projet SET UP (Simulations Expérimentales et Théoriques Utiles à la Planétologie). Ce projet prévoit de dissocier le méthane par photolyse multiphotonique à 248 nm (5 eV) au moyen d’un laser excimère. Ce processus de photolyse étant différent de celui responsable de la dissociation de CH4 sur Titan – absorption d’un photon à 121,6 nm (10,2 eV) – mon travail a consisté à réaliser une étude comparative de la photolyse de CH4 à 121,6 nm et 248 nm. La nature et l’abondance des fragments primaires issus de la photolyse de CH4, en particulier le fragment CH, mais aussi des molécules stables issues de leur recombinaison ont ainsi été étudiées à la fois expérimentalement et théoriquement. Différents types d’analyse ont été mises en œuvre : spectroscopie IRTF (Infra-Rouge à Transformée de Fourier), spectroscopies laser LIF (Laser Induced Fluorescence) et CRDS (Cavity Ring Down Spectroscopy). Les expériences utilisant la technique de détection CRDS ont été réalisées au LPPM (Laboratoire de Photophysique Moléculaire, Orsay) dans le cadre d’une collaboration. L’ensemble des résultats obtenus nous amènent à conclure que les fragments formés suite à la photolyse de CH4 à 121,6 nm et 248 nm sont vraisemblablement différentsSaturn’s biggest satellite, Titan, is the only one to exhibit a dense and chemically rich atmosphere. Its complex atmospheric chemistry is mainly initiated by the dissociation of atmospheric nitrogen and methane. In order to study the photochemical processes occuring on Titan, a photochemical reactor is being developed by the LISA laboratory. In this project, called SET UP (Experimental and Theoretical Simulations Useful for Planetology), methane is planned to be photodissociated by means of multiphotonic photolysis at 248 nm (5 eV). This photolytic process is different from the one responsible for CH4 photolysis on Titan i. E. The absorption of one photon at 121,6 nm (10,2 eV). Thus, the aim of my thesis work is to perform a comparative study of CH4 photolysis at 121,6 nm and 248 nm. The nature and abundance of the primary fragments arising from CH4 photolysis – especially the CH fragment – and of the stable molecules resulting from the subsequent chemistry have been studied both experimentally and theoretically. FTIR (Fourier Transform Infra-Red) spectroscopy and laser spectroscopy techniques such as LIF (Laser Induced Fluorescence) and CRDS (Cavity Ring Down Spectroscopy) have been employed as experimental techniques. The CRDS experiments have been performed in the LPPM laboratory as a collaboration. The different results obtained lead us to the conclusion that the fragments issued from CH4 photolysis at 121,6 and 248 nm are presumably different
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Nguyen, Mai-Julie. "Nouvelles contraintes sur la nature physico-chimique des aérosols de Titan : analyse des données de la mission Cassini-Huygens et simulation expérimentale en laboratoire." Paris 12, 2007. http://www.theses.fr/2007PA120077.
Full textAbstract:
Les données de la mission Cassini-Huygens (ESA/NASA) apportent de nouvelles informations essentielles pour la compréhension de la nature physico-chimique des aérosols de Titan. L'instrument ACP (Aerosols Collector and Pyroplyser) a réalisé la première analyse chimique in-situ des aérosols de Titan. Le traitement et l'interprétation de ces données montrent que ces aérosols sont probablement constutués d'un noyau réfractaire sur lequel viennent s'absorber des condensats de composés organiques volatils. La pyrolyse à 600°C de ce noyau produit des molécules dont deux ont été identifiées : HCN et NH3. Pour aller plus loin dans l'analyse de ces données, une étude est menée sur le rapport isotopique 12C/13C des molécules carbonées des aérosols de Titan. L'étude isotopique effectuée sur des analogues d'aérosols synthétisés expérimentalement en laboratoire (tholins) montre qu'il n'y a pas d'enrichissement isotopique notable pendant les processus de formation de ces analogues. En extrapolant ce résultat aux aérosols de Titan, il est possible de calculer la limite supérieure des quantités de NH3 et HCN (par rapport au CH4) libérées lors de la pytolyse. Certains des instruments de la mission Cassini-Huygens ont révélé la présence de glace d'eau à la surface de Titan. Une étude réalisée sur l'hydrolyse des tholins pour différentes conditions de pH montre que les aérosols peuvent évoluer chimiquement à la surface de Titan au contact d'eau. Ils libèrent des molécules organiques, dont des acides aminés, dont le spectre de réflectivité dans le domaine proche infrarouge pourrait être compatible avec celui de la surface de Titan mesuré l'instrument DISR (Descent Imager Spectral Radiometer)Data from Cassini-Huygens mission provide new information essential for an understanding of the physical and chemical nature of Titan's aerosols. Experimental simulations in laboratory are useful to complement these data analysis. The ACP (Aerosols Collector and Pyrolyser) instrument from the Cassini-Huygens mission performed the first chemical analysis of the Titan's atmospheric aerosols. Analysis and interpretation of these data show that the aerosol particles include a solid organic refractory core. Ammonia (NH3) and hydrogen cyanide 5HCN) have been identified as the main products after pyrolysis at 600°C of this refractory nucleus. To go further in this data analysis, a study is done on the 12C/13C ration in Titan's aerosols. An isotopic study is carried out on aerosols analogues (tholins) produced by experimental simulations in laboratory. It does not show any significant fractionation effect during the formation of tholins. By inferring this result to Titan' aerosols, upper limits of the quantities of NH3 and HCN (compared to CH4) released during the ACP pyrolysis are estimated. Some of the Cassini-Huygens instruments have revealed the possible presence of water on Titan surface. A study is carried out on tholins hydrolysis within different conditions of pH. It is shown that aerosols may chemically react with water. This hydrolysis releases many organic molecules, including amino acids, the reflectivity spectra of which may match the reflectivity spectra of Titan surface which was obtained by the DISR (Descent Imager Spectral Radiometer) instrument
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Choukroun, Mathieu. "Étude expérimentale et thermodynamique des hydrates sous pression." Nantes, 2007. http://www.theses.fr/2007NANT2086.
Full textAbstract:
D’intenses processus photochimiques empêchent la persistance du méthane atmosphérique de Titan sur des durées qui dépassent 100 millions d’années. La dissociation d’un réservoir interne de clathrates de méthane est un mécanisme de renouvellement probable. La présence d’ammoniac étant invoquée sur Titan, des expériences haute pression – basse température ont été réalisées dans les systèmes H2O-NH3, H2O-CH4, et H2O-NH3-CH4 pour apporter des contraintes sur ce processus. L’étude de la fusion des glaces dans les systèmes H2O-NH3 et H2O-NH3-CH4 a apporté de nouvelles données expérimentales, qui ont permis d’établir un modèle thermodynamique des glaces et de l’eau liquide, puis un modèle de l’effet de l’ammoniac sur l’activité de l’eau. Les expériences sur la dissociation des clathrates de méthane dans H2O-CH4 ont mis en avant deux effets : l’éventuelle présence d’azote et la faiblesse des concentrations en méthane des échantillons (inférieures à 0. 2-0. 3 %) entraînent une diminution de la température de dissociation pouvant atteindre 15 K et 40 K, respectivement. Les données de dissociation obtenues dans le système ternaire H2O-NH3-CH4 suggèrent un rôle significatif de l’ammoniac. Un modèle de cryovolcanisme sur Titan a été proposé, selon lequel la dissociation d’une couche superficielle de clathrates de méthane par des cryomagmas provenant de la fusion d’hydrates d’ammoniac peut permettre le maintien des quantités atmosphériques actuelles de méthane sur des durées pouvant atteindre 2 milliards d’années. Un cryovolcanisme épisodique durant l’histoire de Titan permettrait d’expliquer les quantités actuelles de méthane atmosphériqueIntense photochemical processes preclude the persistence of Titan’s current atmospheric methane abundance over 100 million years. Dissociation of an internal methane clathrate hydrates reservoir is a likely replenishment mechanism. As the presence of ammonia has long been suggested on Titan, high pressure – low temperature experiments have been conducted in the H2O-NH3, H2O-CH4, and H2O-NH3-CH4 systems to bring new constraints on this process. New experimental data on the melting of ices in the H2O-NH3 and H2O-NH3-CH4 systems have been acquired, which allowed developing first a thermodynamic model of ices and liquid water, and then a model of the effect of ammonia on liquid water’s activity. Experiments on the dissociation of methane clathrate hydrates in H2O-CH4 have shown its dependence on two effects : presence of nitrogen and low methane contents of the samples (below 0. 2-0. 3%) induce a decrease in the dissociation temperature of up to 15 K and 40 K, respectively. Dissociation data obtained in the ternary system H2O-NH3-CH4 suggest a significant impact of ammonia. A model of cryovolcanism applicable to Titan is proposed. It suggests that the dissociation of a superficial clathrate layer, due to interactions with cryomagmas originating from the melting of ammonia hydrates, could sustain the atmospheric methane current abundances over periods as long as 2 billion years. Episodic cryovolcanism during Titan’s history could explain the current methane amounts in its atmosphere
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Coll, Patrice. "Modélisation expérimentale de l'atmosphère de Titan : production et caractérisations physico-chimiques d'analogues des aérosols et de la phase gazeuse enfin représentatifs." Paris 12, 1997. http://www.theses.fr/1997PA120057.
Full textAbstract:
Nous avons concu et developpe un programme experimental simulant la chimie de l'atmosphere de titan, en tenant compte des inadequations des simulations realisees jusqu'alors avec les conditions environnementales de titan. Le developpement de cette experience constitue la plus grande partie de ce travail. La chimie ainsi simulee presente deux aspects : phase gazeuse et phase solide (aerosols). Parmi les composes gazeux (44 hydrocarbures et 24 composes azotes), c#6h#2, hc#5n et c#4n#2 sont instables a temperature ambiante. La detection de c#4n#2, seul compose identifie sur titan mais jamais auparavant dans les experiences de simulation, valide l'ensemble de notre programme en demontrant sa representativite de l'environnement de titan. Ces resultats sont ensuite extrapoles a l'atmosphere de titan grace a un modele simple. Des analogues d'aerosol (tholins), proteges de toute contamination, sont egalement synthetises lors des simulations. Leur rapport en nombre d'atomes c/n vaut 2,82 et le rapport c/h 0,8. La microscopie electronique revele qu'ils sont formes de chapelets de spheres, chacune de diametre d'environ 0,3 m. Nous avons etabli que la formation des aerosols est un puits important pour l'azote sur titan, comparable au taux de production d'hcn. L'etude de ces tholins confirme leur insolubilite minime dans les hydrocarbures, constituants attendus des lacs de titan. Ce depot des aerosols a la surface ne conduit donc pas a de nouveaux processus chimiques. Par contre leur solubilite dans les nitriles (quelques mg. Ml#-#1) suggere une relative facilite pour les nitriles a condenser sur ces aerosols. Ceci a des implications sur les profils atmospheriques des especes nitriliques, ainsi que sur les proprietes de surface des aerosols. Les analyses structurelles nous ont conduit a emettre l'hypothese d'une base du type poly-hcn, sur laquelle doivent se joindre d'autres especes (hydrocarbures en c#2 et leurs polymeres, propane et acetonitrile principalement).
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Hue, Vincent. "Modélisations photochimiques saisonnières des stratosphères de Jupiter et Saturne." Thesis, Bordeaux, 2015. http://www.theses.fr/2015BORD0155/document.
Full textAbstract:
L’un des objectifs de cette thèse est d’interpréter les observations des principaux hydrocarbures(C2H2 et C2H6) effectuées par Cassini (NASA/ESA) sur Jupiter et Saturne. Les modèles photochimiques à une dimension sont insuffisants pour interpréter ces observations spatialement résolues. J’ai développé le premier modèle photochimique saisonnier à deux dimensions (altitude-latitude) des planètes géantes qui calcule leur composition chimique.En l’absence de transport méridional, la composition chimique de Saturne suit les variations d’ensoleillement. Les abondances de C2H2 et C2H6 mesurées par Cassini (Guerletet al., 2009) sont reproduites jusqu’aux latitudes moyennes, à des pressions supérieures à0,1mbar. Les écarts notés dans l’hémisphère sud suggèrent la présence de dynamique ou d’une chimie entre les ions et les espèces neutres. J’ai couplé, pour la première fois, mon modèle photochimique avec le modèle radiatif de Greathouse et al. (2008). Nous prédisons un décalage du pic saisonnier de température, par rapport aux précédents modèles, d’une demi-saison à haute altitude et aux hautes latitudes.Jupiter présente de faibles variations saisonnières de composition chimique, uniquement contrôlées par son excentricité. Les distributions méridionales observées de C2H2 etC2H6 présentent des tendances opposées (Nixon et al., 2010). Mon modèle est en accord avec les observations de C2H6 lorsque j’invoque une combinaison de diffusion méridionale et de circulation stratosphérique, tout en provoquant un plus grand désaccord avec les observations de C2H2. La chimie ionique pourrait principalement affecter C2H2 et jouer un rôle important dans l’atmosphère de JupiterOne of the goals of this thesis is to interpret the observations of the main hydrocarbons(C2H2 and C2H6) from Cassini (NASA/ESA) on Jupiter and Saturn. The one-dimensional photochemical models are insufficient to explain these spatially resolved observations. I have developed the first two-dimensional (altitude-latitude) seasonal photochemical model for the giant planets, which predicts their chemical composition.Without meridional transport, Saturn’s chemical composition follows the insolation variations. The C2H2 and C2H6 abundances measured by Cassini (Guerlet et al., 2009)are reproduced from the equator up to mid-latitudes, at pressures higher than 0.1mbar.At higher latitudes, the disagreements suggest either a stratospheric circulation cell orthe signature of ion-neutral chemistry. For the first time, I have coupled our seasonal photochemical model with the seasonal radiative model of Greathouse et al. (2008). I predict that the seasonal temperature peak is shifted half a season earlier, with respect to previous models, at high latitudes in the higher stratosphere.Jupiter shows weak seasonal variations of chemical composition, only controlled by its orbital eccentricity. The observed meridional distributions of C2H2 and C2H6 show opposition trends (Nixon et al., 2010). C2H6 observed distribution is reproduced when Isuppose a combination of meridional diffusion and stratospheric circulation, while causingat the same time a stronger agreement with the C2H2 observations. Accounting for theion-neutral chemistry might preferentially affect C2H2 and potentially play a key role on hydrocarbon abundances in Jupiter’s stratosphere
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Gronoff, Guillaume. "Étude des effets des entrées énergétiques dans les atmosphères de Vénus, Mars et Titan." Phd thesis, Grenoble 1, 2009. http://www.theses.fr/2009GRE10093.
Full textAbstract:
L'aéronomie est un sujet de recherche interdisciplinaire dont le but est la compréhension des relations entre les atmosphères de la Terre ou des autres planètes et les précipitations de particules depuis l'espace. Dans une première partie, j'ai modifié les codes de type Trans* pour étudier les ions doublement chargés dans la haute atmosphère de Vénus. Dans cette optique, j'ai utilisé les plus grandes énergies des études standard des hautes atmosphères. Ce travail a permis d'améliorer la connaissance des émissions ionosphériques et thermosphériques de Vénus (et de Mars), et pose le problème des mécanismes de création de la raie verte de l'oxygène dans les atmosphères riches en CO2. Dans une seconde partie, j'ai étudié les précipitations d'électrons le long des lignes de champ magnétiques drapées dans l'atmosphère de Titan, donnant ainsi une nouvelle approche à l'étude de la précipitation de particules dans sa mésosphère. Dans une dernière partie, j'ai utilisé le code Planetocosmic pour calculer l'impact des rayons cosmiques dans l'atmosphère de Titan. De plus, une partie sur la précipitation de protons a été ajoutée, de manière à calculer l'ionisation totale dans l'atmosphère (depuis l'ionisation par les électrons et les photons dans la haute atmosphère, à celle induite par les rayons cosmiques dans la basse atmosphère). Ces productions sont utilisées comme entrées pour des modèles dont le but de comprendre l'ensemble des processus physico-chimiques dans l'atmosphère de Titan. Le travail effectué au cours de cette thèse a permis quelques comparaisons avec les missions Mars Express, Vénus Express et Cassini-HuygensAeronomy is a multi disciplinary field with the aim of studying the relationship between the Earth or other planet atmospheres and the particles precipitation from space. Aeronomy was primarly the study of the Earth atmosphere, and its relations with the solar wind. In this thesis, I extended the standard aeronomy researches to higher energy and to other planets. In a first part, I modified the Trans* codes to study the doubly charged ions, in the upper atmosphere of Venus. In that frame, I used the highest energies of the standard studies of planetary ionospheres. That work also permitted to improve studies on the Venusian (and Martian) ionosphere-thermosphere emissions, and raised the issue of the mechanism leading to the green line in CO2-rich atmospheres. In a second part, I studied the precipitation of electrons along magnetic field lines embedded in the atmosphere of Titan. Giving a new approach on particle precipitation in the mesosphere of this saturnian satellite. In a third part, I used the Planetocosmic code to implement the computation of cosmic ray impact in the Titan atmosphere. Moreover, a proton precipitation code was added to that code to compute the whole ion production in the atmosphere (from electron and photon productions in the upper atmosphere to the lower atmosphere with the cosmic rays). Those productions were used as an input for chemical models to understand the whole chemical-physical processes in Titan. The theoretical work performed in this thesis has been successfully compared to space missions Mars Express, Venus Express and Cassini-Huygens
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Jamal, Eddine Nour. "Reactivity of molecular anions at low temperature : implications for the chemistry of the interstellar medium ant Titan's atmosphere." Thesis, Rennes 1, 2017. http://www.theses.fr/2017REN1S132/document.
Full textAbstract:
Depuis leur découverte dans divers environnements astrophysiques, les anions polyyne CxH¯ (x = 2, 4, 6) et les anions cyanopolyyne CxN¯ (x = 1, 3, 5) ont reçu une attention considérable. Ces anions semblent jouer des rôles importants dans leur environnement. Cependant, les données à basse température sur les voies chimiques menant à leur formation et à leur destruction sont encore rares, en particulier ce qui concerne l'identité du produit et les ratios de ramification. Pour résoudre ce problème, nous nous sommes engagés dans la recherche de la réactivité de ces anions moléculaires en utilisant des instruments dédiés couplant des jets subsonique et supersonique avec des méthodes de spectrométrie de masse. De cette façon, nous avons étudié la réactivité des anions C3N avec le cyanoacétylène (HC3N) ainsi que la réactivité de CN¯, C3N¯, et C5N¯ avec l'acide formique (HCOOH) de 298 K à des températures aussi basses que 36 K. Nous rapportons dans ce travail le taux de vitesse, les produits, et les ratios de ramification de ces réactions. Ce travail aborde également la source prototype d'ions sélectionnée, qui a récemment été mis en place dans notre laboratoire afin d'étendre notre recherche à d'autres anions d'intérêt astrophysique (e.g. les anions CxH¯ et Cx¯). Une description de cet instrument ainsi que des résultats préliminaires sont présentés dans ce travail. Cette thèse, «Reactivity of Molecular Anions at Low Temperature: Implications for the Chemistry of the Interstellar medium and Titan’s atmosphere», a été réalisée au sein de l'Institut de physique de Rennes et de l'Ecole Nationale Supérieure de Chimie de Rennes. Mots-clés: astrochimie, atmosphère de Titan, anions moléculaires, cinétique en phase gazeuse, jet supersonique, spectrométrie de masse, source d’ions sélectionnéeEver since their discovery in various astrophysical environments, polyyne anions CxH¯ (x = 2, 4, 6) and cyanopolyyne anions CxN¯ (x = 1, 3, 5) have received a considerable attention. These anions appear to be playing important roles in their environments. However, low temperature data on the chemical pathways leading to their formation and destruction is still scarce, especially regarding product identity and branching ratios. To address this issue, we have engaged in the investigation of the reactivity of these molecular anions by employing dedicated instruments coupling subsonic and supersonic flows with mass spectrometry methods. In this fashion, we have investigated the reactivity of C3N¯ anions with cyanoacetylene (HC3N) as well as the reactivity of CN¯, C3N¯, and C5N¯ with formic acid (HCOOH) from 298 K down to temperatures as low as 36 K. We report in this work the rate coefficient, the nature of the products, and the branching ratios of these reactions.This work also addresses the prototype selected ion source in our laboratory, which was recently implemented in order to extend our investigation to other anions of astrophysical interest (e.g. CxH¯ and Cx¯ anions). A description of this instrument as well as some preliminary results are presented in this work. This thesis, «Reactivity of Molecular Anions at Low Temperature: Implications for the Chemistry of the Interstellar medium and Titan’s atmosphere», was carried out at the Institut de Physique de Rennes and the Ecole Nationale Supérieure de Chimie de Rennes.Keywords: astrochemistry, Titan’s atmosphere, molecular anions, gas phase kinetics, supersonic flow, mass spectrometry, selected ion source
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Vuitton, Véronique. "Simulation expérimentale et modélisation théorique de la physico-chimie des hydrocarbures appliquée à la stratosphère de Titan." Paris 12, 2002. http://www.theses.fr/2002PA120022.
Full textAbstract:
Titan, satellite de Saturne, possède une atmosphère dense, principalement composée de N2 et de CH4 Une photochimie active, initiée par le rayonnement UV solaire et les particules énergétiques, produit des hydrocarbures et des nitriles en concentration minoritaire. Afin de tester la validité des schémas chimiques utilisés dans les modèles photochimiques de cette atmosphère pour décrire l'évolution des hydrocarbures, nous avons développé une expérience de simulation restreinte à ces composés. Nous avons irradié à 185 nm, un mélange de CH4 et C2H2 en proportion catalytique. La production de nombreux hydrocarbures a démontré l'action catalytique de la photolyse de C2H2 sur la dissociation de CH4 mécanisme jamais vérifié expérimentalement. Nous avons ensuite confronté l'évolution des produits observés en chambre de simulation atmosphérique, à celle obtenue par un modèle photochimique 0-D développé à partir des schémas chimiques existants. Devant notre incapacité à reproduire l'évolution des composés observés, nous avons développé un nouveau schéma de réactions entre hydrocarbures. Celui ci a été validé sur les évolutions observées expérimentalement, et nous a permis de suggérer que la sous estimation par les modèles, de la quantité de C2H4 observée sur Titan, soit due à la non prise en compte des composés oxygénés dans les schémas chimiques et que la surévaluation de C4H2 soit imputable à un recyclage irréaliste de cette molécule par photolyse de C4H4 Nous avons également mesuré la durée de vie intrinsèque de C4H2* état métastable très réactif, invoqué comme étant susceptible d'être à l'origine d'une perte importante de C4H2 Nous avons utilisé le piégeage dans différentes matrices de gaz rare et nous en avons déduit une durée de vie de 100 ms en phase gazeuse. Cette valeur est trop faible pour permettre de retrouver la concentration de C4H2 obtenue par les observations, mais elle est suffisamment importante pour permettre la production de composés plus lourds.
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Vinatier, Sandrine. "Analyse des spectres infrarouges thermiques émis par l'atmosphère de Titan enregistrés par l'instrument CASSINI/CIRS." Phd thesis, Paris 7, 2007. http://www.theses.fr/2007PA077131.
Full textAbstract:
Le travail de cette thèse porte sur l'analyse des spectres infrarouges thermiques de l'atmosphère de Titan enregistrés par l'instrument CIRS à bord de la sonde Cassini. L'objectif est d'inverser les distributions verticales de la température et des abondances des espèces minoritaires entre 100 et 500 km à plusieurs latitudes afin d'en étudier les variations latitudinales. L'instrument CIRS (Composite InfraRed Spectrometer), est un spectromètre infrarouge à transformée de Fourier observant dans la gamme spectrale 10-1400 cm-1 qui présente de nombreuses signatures spectrales dues aux bandes de rotation-vibration de CH4, C2H2, C2H4, C2H6, CH3C2H, C3H8, C4H2, C6H6, HCN, HC3N et CO2. Les intensités de ces bandes dépendent à la fois de la température et de l'abondance de ces constituants. Il est donc nécessaire de connaître le profil de température avant de déduire les abondances des différents constituants. Le profil de température est déduit de l'intensité de la bande nu4 de CH4 centrée à 1305 cm-1. En effet, l'abondance de CH4 est connue et a été mesurée in situ par la sonde Huygens. En utilisant cette abondance et en modélisant les spectres observés, il est possible d'en déduire la température. Pour cela, nous utilisons un code d'inversion qui résout l'équation de transfert radiatif en utilisant simultanément plusieurs spectres acquis avec une géométrie au limbe et au nadir et sondant différentes altitudes. Il est ainsi possible d'inverser le profil de température à une latitude donnée. J'ai effectué ce travail pour cinq latitudes :56°S, 13°S, 56°N, 82°N et83°N, ceci fait l'objet de la Partie II de ce manuscrit. J'ai ensuite utilisé ces profils de température inversés pour déduire, aux mêmes latitudes, les profils d'abondance des molécules minoritaires citées ci-dessus. Celles-ci émettent principalement dans la gamme 600-1100 cm-1. Pour cela, j'utilise un algorithme d'inversion combinant à la fois les spectres au limbe et au nadir afin d'en déduire les profils d'abondance. Ce travail et les résultats sont décrits dans la Partie III. Une comparaison avec les observations et les prédictions de modèles photochimiques est présentée. Enfin, la dernière partie de cette thèse est consacrée à l'étude des rapports isotopiques 13C/12C et 15N/14N dans le HCN, ainsi que le rapport D/H mesuré dans C2H2. Les résultats obtenus pour différentes latitudes, ainsi que leurs implications concernant l'atmosphère de Titan sont présentésThis work is focused on the analysis of thermal infrared spectra of Titan's atmosphere acquired by the Cassini/CIRS instrument. The objective is the retrieval of the vertical distributions of atmospheric temperatures and abundances of trace constituants in the 100-500 km range at several latitudes in order to infer their latitudinal variations. The CIRS (Composite InfraRed Spectrometer) instrument is a Fourier transform infrared spectrometer recording spectra in the 10-1400 cm-1 spectral range, which exhibits numerous spectral signatures from the rovibrational bands of CH4, C2H2, C2H4, C2H6, CH3C2H, C3H8, C4H2, C6H6, HCN, HC3N et CO2. The intensifies of these bands depend on both the temperature and the abundance of the molecules. It is then necessary to retrieve the vertical temperature profile prior to the abundance vertical profiles. We deduce the thermal profile by using the nu4 methane band, centered at 1305 cm-1. The methane abundance has been mesured by the GCMS instrument aboard the Huygens probe. By using this abundance and by modeling the observed spectra, we are able to retrieve the temperature at a given latitude. For this purpose, we use an inversion algorithm that solves the radiative tranfer equation using simultaneously nadir and limb spectra, each probing a different altitude. This work was done for five latitudes : 56°S, 13°S, 56°N, 82°N and 83°N, and is described in Part II of this manuscript. The inverted vertical temperature profiles are then used to retrieve, at the same latitudes, the vertical mixing ratio profiles of the above-mentioned molecules, which mainly emit in the spectral range 600-1400 cm-1. We use an inversion algorithm combining both nadir and limb spectra to retrieve the vertical abundance profiles. This work and the results are detailed in Part III. The last part of the work presented here is dedicated to the studies of the 13C/12C et 15N/14N isotopic ratios in HCN, and the D/H ratio measured in C2H2. Results obtained at several latitudes and their implications concerning the Titan atmosphere are described in Part IV
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Reffet, Erwan. "Interaction Surface-Atmosphère en Planétologie Comparée : Application à la formation des dunes." Phd thesis, Université Paris-Diderot - Paris VII, 2010. http://tel.archives-ouvertes.fr/tel-00656378.
Full textAbstract:
Dans ce manuscrit, nous nous intéressons aux interactions entre surface et atmosphère et plus spécifiquement à la formation de dunes dans le Système Solaire. Pour mener notre étude, nous procédons à des expériences en laboratoire qui reproduisent des dunes à l'échelle réduite et de manière contrôlée. Ces expériences sont accompagnées d'une étude par modélisation numérique. Ces deux outils nous permettent d'étudier la formation des dunes mais également d'en suivre l'évolution. En utilisant des régimes bimodaux et symétriques de vents, nous mettons en évidence la formation de champs de dunes transverses et de champs de dunes longitudinales pour de faibles et grandes séparations angulaires respectivement. Notre étude montre que la transition entre ces deux domaines se situe proche d'un angle de 90° mais dépend de la période choisie pour le régime de vents par rapport au temps caractéristique d'adaptation des structures. Cette transition est décalée vers les faibles séparations angulaires pour les courtes périodes et s'accompagne d'un mûrissement plus rapide des structures longitudinales. L'étude sur les champs de dunes est approfondie par un travail sur les dunes isolées qui souligne la différence de stabilité des dunes transverses et longitudinales à long terme. Les premières deviennent instables et se cassent en barchanes (ou barchanoïıdes) lorsque l'apport de sable, ou la quantité de sable mobilisable, est trop faible alors que les dunes longitudinales restent stables. Sous ces régimes bimodaux de vents, l'évolution d'un tas de sable aboutit à une grande diversité de morphologies. Des barchanoïdes, dont l'aspect évolue avec l'augmentation de l'angle entre les vents, sont formées pour de faibles séparations angulaires. Pour un angle de 90° une dune en forme de "châtaigne" est modelée et une extension longitudinale se développe pour des angles plus importants soulignant le côté attracteur de la structure longitudinale pour ce domaine de régimes de vents. Enfin, nos résultats permettent d'utiliser les dunes pour contraindre les régimes de vents lorsque des mesures directes ne sont pas possibles. Ainsi, elles représentent une contrainte à l'échelle globale sur Titan et nous donnent des informations locales à la surface de Mars.
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Fleury, Benjamin. "La haute atmosphère de la Terre primitive, une source de composés organiques prébiotiques." Thesis, Université Paris-Saclay (ComUE), 2015. http://www.theses.fr/2015SACLV012/document.
Full textAbstract:
L’origine de la matière de la Terre primitive est un important sujet de recherche en planétologie. Cette thèse présente une étude expérimentale de la formation de composés organiques dans l’atmosphère de la Terre primitive en étudiant la réactivité de mélanges gazeux majoritairement composé de N2 et CO2. Ils présentent une importante réactivité se traduisant par la formation de produits gazeux et solides, appelés tholins. La formation de ces produits met en avant l’efficacité de CO2 comme source de carbone pour la croissance organique atmosphérique. L’identification des produits gazeux et l’analyse élémentaire des tholins ont montré qu’ils étaient constitués de C, N, H et O, soulignant un couplage efficace entre la chimie de ces éléments nécessaire à la formation de composés d’intérêts prébiotiques. Ce type d’étude a été appliqué ensuite à Titan qui a une atmophère plus réduite,faite de N2 et CH4, mais contient des traces d’espèces oxygénées, majoriatirement CO. L’ajout de CO au mélange réactif induit également un couplage entre la chimie de l’O et la chimie C, N, H considérée habituellement pour Titan. Enfin je propose et étudie expériemntalement deux phénomènes suseptibles de modifier la composition des aérosols de Titan durant leur sédimentation vers la surface. Premièrement une exposition de tholins aux photons VUV caractéristique de la thermosphère de Titan et qui induit une diminution sélective des fonctions amines en faveurs des fonctions aliphatiques. Deuxièmement une irradiation par des photons UV d’espèces condensées à la surface de tholins et qui induit une réactivité de l’espèce en interaction avec les tholins, modifiant sa composition chimiqueThe origin of the organic matter on the early Earth is an important subject of research in planetology. This thesis presents an experimental study of the formation of organic compounds in the atmosphere of the early Earth investigating the reactivity of gaseous mixtures majority made of N2 and CO2. They present an important reactivity highlighted by the formation of gaseous products and solid products called tholins. The formation of these products points out CO2 as an efficiency source of carbon for the organic atmospheric growth. The identification of the gaseous products and the elemental analysis of the tholins showed a composition by C, N, H and O highlighting an efficiency coupling between the chemistry of these elements necessary for the formation of prebiotic compounds. This type of study have been applied then toTitan, which have a more reduced atmosphere, made of N2 and CH4, but, which contained also oxygenated trace species: principally CO. The addition of CO in the reactive medium involves also a coupling between the chemistry of O and the C, N, H chemistry currently considered for Titan. Finally I propose and investigate experimentally two phenomena, which may involve a chemical evolution of the aerosols of Titan during their sedimentation to the surface. First, an exposition of tholins to VUV photons, characteristic of the thermosphere of Titan, involves a selective depletion of amines function in favor of aliphatic functions. Second, an irradiation by UV photons of condensed species at the surface of tholins involves a reactivity of the solid species in interaction with the tholins, changing their chemical composition