of 1


Published on: Mar 3, 2016

Transcripts - NASA_Poster_Project_2015

  • 1. The  Cassini  spacecra-  has  been  in  orbit  around  Saturn  since  2004,   carrying  twelve  instruments  on  board  to  gather  informa?on  about  the   Saturn  system.  One  of  these  instruments,  the  Cassini  Infrared   Spectrometer  (CIRS),  retrieves  data  in  the  infrared  spectrum  in  order   to  determine  the  composi?on  and  thermal  proper?es  of  Saturn  and   surrounding  objects.  In  this  inves?ga?on,  data  from  the  CIRS   instrument  was  u?lized  to  create  spectral  bins  organized  by  la?tude   and  ?me  to  inves?gate  Saturn  and  Titan  for  meridional  and  seasonal   differences  in  stratospheric  water  vapor.  Water  vapor  abundance  was   measured  by  observing  appropriate  peaks  in  the  average  spectra  taken   over  each  interval.  The  intensi?es  of  these  peaks  were  recorded  to   deduce  the  strength  of  the  water  signal  detected,  and  these  spectra   will  then  be  used  to  produce  increasingly  accurate  models  of  each   system.  This  study  will  further  improve  knowledge  of  the  abundance  of   water  in  both  atmospheres,  with  the  eventual  goal  of  deducing  the   source  of  water  in  the  Saturn  system  and  determining  the  most   accurate  model  for  each  celes?al  body.   Category:  Science   Special  thanks  to  my  mentor,  Conor  Nixon,  for  providing  me   with  this  opportunity  and  for  con?nually  providing  guidance   throughout  the  progress  of  this  project.  I  would  also  like  to   express  my  gra?tude  to  BrigeOe  Hesman,  who  acted  as  my   second  mentor  in  many  ways.  Addi?onal  thanks  to  Valeria   CoSni  and  Gordon  Bjoraker  for  their  advice  and  guidance,  as   well  as  the  en?re  Cassini/CIRS  team  at  NASA  GSFC  for  their   support.       This  study  focuses  on  off-­‐disk  (“limb”)  measurements  of  water  vapor  in  Titan’s   atmosphere.  These  measurements  are  typically  made  at  two  al?tudes  above  the   surface  of  Titan:  125  km  and  225  km.    Because  limb  observa?ons  must  be  made   at  a  very  compe??ve  ?me  in  Cassini’s  orbit,  they  are  short  (approximately  one   hour  in  length,  including  the  ?me  spent  orien?ng  instrumenta?on)  and  rela?vely   infrequent.  As  a  result,  it  is  necessary  to  average  together  a  large  number  of  limb   spectra  in  order  to  detect  a  trace  element  such  as  water.     To  organize  retrieved  limb   spectra,  it  is  necessary  to   consider  the  temperature   distribu?on  of  Titan  over  ?me.   Only  observa?ons  from  la?tudes   at  approximately  the  same   temperature  are  binned   together  to  prevent  skewed   data.  As  seen  this  graph,  the   temperature  is  rela?vely   uniform  in  the  range  of  la?tudes   from  -­‐30  S  to  30  N  for  the  en?re   ?me  span  being  considered.   To  measure  ?me   varia?on  of  water  on   Titan,  observa?ons   are  split  into  two   bins:  from  2004  to   2009,  and  from  2009   to  2015.  Based  on   the  temperature   profile,  only   observa?ons   between  -­‐30  S  and   30  N  are  considered.   The  plots  to  the  le-   display  the  resul?ng   average  spectra  at   each  al?tude,  as  well   as  the  difference   spectra.     Green  =  2004-­‐2009      Blue  =  2009-­‐2015      Pink  =  Green  -­‐  Blue   Water  vapor  at  an  addi?onal  al?tude,  175  km,   has  also  been  measured  in  one  observa?on  with   the  purpose  of  determining  the  most  accurate   water  vapor  and  photochemical  models.   Because  the  signal-­‐to-­‐noise  is  not  currently   sufficient  to  aOain  a  definite  conclusion  from   one  observa?on,  the  next  task  of  this  mission  is   to  determine  the  number  of  addi?onal   observa?ons  needed  to  achieve  an  acceptable   signal-­‐to-­‐noise  ra?o.     Dashed  lines  =    main  water  lines   The  study  of  water  on  Saturn  u?lizes  on-­‐disk  (“nadir”)  measurements,   since  water,  though  s?ll  a  trace  element,  is  much  less  difficult  to  detect   on  Saturn  than  on  Titan.  From  retrieved  spectra,  the  presence  of  water   is  determined  by  checking  for  significant  peaks  in  radiance  at   wavelengths  corresponding  to  water.     A-er  gathering  this  informa?on,  the  plot  below  was  developed  to  form   a  clear  idea  of  the  distribu?on  of  water  detected  at  different  la?tudes   across  ?me  throughout  the  en?re  mission.  This  plot  portrays  all  140   observa?ons  in  which  water  was  detected.     This  graph  displays  the   averaged  spectrum   from  one  of  the   Saturn  observa?ons  in   the  range  of   wavenumbers  with   the  strongest  water   lines.   Here,  the  baseline   has  been  removed   from  the  above   spectrum.  The  two   strongest  water   lines  can  be  seen   at  202.75  cm-­‐1   and  254  cm-­‐1.   This  project  involved  ploSng  averaged  spectra  from  each  individual   observa?on  of  Saturn  made  by  CIRS  during  the  en?re  Cassini  mission,   then  removing  the  con?nuum  from  each  of  these  plots  to  accentuate   the  water  lines  detected.  Based  on  these  plots,  the  presence  or   absence  of  water  in  each  observa?on  was  then  recorded,  as  well  as  the   radiances  associated  with  each  detec?on  of  water.

Related Documents