Publicação
Study of Venus atmosphere’s polar vortex using cloud tracking techniques and Venus Express (ESA) observations from VIRTIS image spectrometer
| datacite.subject.fos | Ciências Naturais::Ciências Físicas | pt_PT |
| dc.contributor.advisor | Machado, Pedro Miguel Borges do Canto Mota | |
| dc.contributor.author | Cipriano, André Tiago Fernandes | |
| dc.date.accessioned | 2023-08-30T13:39:53Z | |
| dc.date.available | 2023-08-30T13:39:53Z | |
| dc.date.issued | 2023 | |
| dc.date.submitted | 2022 | |
| dc.description | Tese de Mestrado, Física (Astrofísica e Cosmologia), 2022, Universidade de Lisboa, Faculdade de Ciências | pt_PT |
| dc.description.abstract | Vénus é o planeta mais próximo da Terra e ambos têm muitas características similares, nomeadamente a sua massa, densidade e tamanho. Ambos os planetas evoluíram a partir da mesma nuvem proto-solar e foram formados quase em simultâneo, suportando as mesmas condições no início do Sistema Solar. No entanto, observando estes “gémeos”, damos conta dos contrastes que existem actualmente entre os dois planetas. Na Terra a temperatura à superfície é em média de 15°C, enquanto em Vénus atinge os 460°C. A pressão atmosférica venusiana é cerca de 92 vezes superior à terrestre. A composição atmosférica é também bastante distinta, sendo de destacar que o dióxido de carbono representa 96% da sua composição, ao passo que na Terra é de apenas 0,034%. Essa grande concentração de dióxido de carbono presente na atmosfera de Vénus cria um efeito de estufa descontrolado. O facto de as densidades dos dois planetas serem tão semelhantes sugere que ambos tiveram a mesma evolução térmica controlada pela diferenciação do núcleo e que produziram quantidades semelhantes de calor interno. As estruturas internas são semelhantes, compostas por uma fina crosta de silicatos, um manto espesso e um núcleo pesado de ferro e níquel. Em Vénus não existem indícios de placas tectónicas activas e a superfície está repleta de vulcões, lava e impactos de crateras. Periodicamente, numa escala de milhares de milhões de anos, o planeta passa por eras de intenso vulcanismo, em que toda a superfície é alterada. Vénus é o único planeta do sistema solar com uma rotação retrógrada. Para além disso, a inclinação do seu eixo é de 177° (quase invertido). Deste modo, ambos os hemisférios recebem aproximadamente a mesma radiação ao longo do ano e as estações são desprezáveis. A rotação do planeta é também a mais lenta de todos os planetas do Sistema Solar e um dia em Vénus (243 dias terrestres) é maior do que um ano (226 dias terrestres). Embora se espere que a atmosfera de Vénus acompanhe a rotação lenta do planeta, tal não acontece, e as nuvens podem chegar a dar uma volta ao planeta em 4.4 dias, a 70 km de altitude. Este fenómeno é denominado de superrotação e os seus mecanismos de condução ainda carecem de descrição e compreensão adequados. Uma característica particular da atmosfera do planeta é a presença de vórtices polares, altamente variáveis em termos de forma, e cujo respectivo olho do vórtice, gira com uma velocidade superior do que os ventos em superrotação das latitudes equatoriais. A existência de vórtices polares em Vénus é conhecida há muitos anos, mas medições na região espectral do infravermelho pelo instrumento VIRTIS da sonda Venus Express pertencente à Agência Espacial Europeia (ESA), revelaram que o vórtice do polo Sul é muito mais complexo do que se acreditava anteriormente. As observações mostram que o centro do vórtice tem uma forma e uma estrutura interna altamente variáveis, e a sua morfologia está em constante mutação em escalas de tempo inferiores a 24 horas, como resultado da rotação diferencial. O seu centro de rotação está deslocado do polo Sul geográfico o que influencia padrões climáticos complexos. Para além da anteriormente referida sonda Venus Express, desde o início da era espacial, mais de 30 sondas foram lançadas tendo Vénus como objectivo e mais missões se descortinam no futuro. Neste trabalho utilizaram-se os dados referentes às observações feitas pelo instrumento VIRTIS para estudar em pormenor o comportamento do vórtice polar Sul da atmosfera de Vénus. Para realizar esse estudo utilizou-se uma técnica denominada cloud tracking (rastreamento de nuvens). Os padrões existentes nas nuvens da atmosfera servem como marcadores de referência para rastrear o movimento das várias camadas atmosféricas. Através da observação e análise de pares de imagens recolhidas num curto espaço de tempo (entre 30 a 120 minutos), podemos com essa técnica determinar as velocidades dos ventos na região em análise. Para aprender a utilizar a técnica de rastreamento de nuvens, começámos por analisar imagens resultantes de observações feitas em Vénus pela sonda Akatsuki da Agência Espacial Japonesa (JAXA), nomeadamente com o instrumento UVI, com dois filtros pertencentes à zona ultravioleta do espectro electromagnético (283 nm e 365 nm). Com esta análise foi possível determinar os ventos zonais e meridionais em zonas de baixa latitude, na camada superior de nuvens. Posteriormente procedemos desta feita à análise e rastreamento de nuvens de imagens recolhidas pelo instrumento VIRTIS na região polar do hemisfério Sul. Foram analisadas duas camadas de nuvens distintas, a 42 e 63 km de altitude, através do uso de 3 diferentes comprimentos de onda (1.74, 3.8 e 5.0 µm), fazendo uma quantidade significativa de medições, com recolha das componentes zonal e meridional do vento. De modo a que o rastreamento de nuvens fosse feito de maneira correcta, todas as imagens foram submetidas a um processo de tratamento, de modo a fazer sobressair os padrões existentes nas nuvens. Para esse tratamento de imagem foram usados dois softwares diferentes. Nas imagens da sonda Akatsuki foi utilizado o ACT (Automatic Cloud Tracking) enquanto que para o processamento das imagens recolhidas pelo instrumento VIRTIS foi usado o PLIA (Planetary Laboratory for Image Analysis). Para o rastreamento de nuvens nas imagens VIRTIS foi também utilizada uma ferramenta auxiliar do PLIA designada PICV2 (Planetary Image Correlation Velocimetry versão 2.2), que usa um algoritmo de correlação de imagens que identifica padrões distintos de nuvens atmosféricas. Com os valores de ventos determinados a partir do instrumento VIRTIS, foram consequentemente gerados vários mapas de ventos do vórtice polar Sul, onde foi possível observar o movimento retrógrado dos ventos zonais e a diminuição da sua velocidade no sentido do polo, em ambas as altitudes analisadas. Em seguida foi feita uma discussão onde foram analisados os resultados, comparando as medições feitas com as observações da sonda Akatsuki, com o artigo Machado et al., 2021, onde foi examinado o mesmo período de observação, com os mesmos dois filtros ultravioleta. Existe uma tendência para que os valores sejam mais elevados com um filtro de 283 nm, o que sucede devido ao facto de a atmosfera estar a ser sondada a uma altitude superior. Foi igualmente feita uma comparação relativamente aos resultados obtidos a partir das observações feitas pelo instrumento VIRTIS da Venus Express, com Garate-Lopez et al., 2013. Neste artigo foi efetuada uma análise do mesmo período de observação em três comprimentos de onda idênticos bem como uma consequente produção de mapas de ventos. Verificou-se uma concordância aceitável entre os diversos mapas, sendo igualmente observável o movimento zonal retrógrado do vento e a diminuição da sua velocidade na direcção do polo. Foram ainda analisados resultados referentes a observações feitas no mesmo período que as decorrentes deste trabalho com as imagens VIRTIS, mas desta feita com outro instrumento da sonda Venus Express, a VMC (Venus Monitoring Camera), com um filtro na região ultravioleta (Moissl et al., 2009). Esse filtro detecta nuvens a cerca de 70 km e o objectivo desta análise era tentar estabelecer uma comparação das camadas do vórtice a diferentes altitudes. Observou-se uma tendência para que o vento zonal tenha um valor mais alto nas camadas de nuvens limite (superior e inferior) e tenha um valor mais baixo na camada intermédia em latitudes altas (a partir de 60°S). Ao nos aproximarmos do polo, a tendência é para que as velocidades aumentem com a altitude. | pt_PT |
| dc.description.abstract | Venus is the most similar planet to Earth, but nowadays they both have significant contrasts. Therefore the study of Venus’ atmosphere dynamics is vital and can answer to a lot of questions about the differences that lead to such distinct planetary evolutions. We focus on the main characteristics of the planet’s structure and atmosphere as well as a summary of the missions carried out to Venus. One of the aspects of Venus’ atmosphere is the presence of polar vortices. Their existence has been known for many years, however, high-resolution infrared measurements obtained by the VIRTIS instrument on Venus Express showed that the south polar vortex is much more complex than expected. The fundamental goal of this work is to study the dynamics of the south polar vortex on Venus’ atmosphere in detail. To achieve this purpose we use data from VIRTIS instrument of ESA’s Venus Express and state-of-the-art cloud tracking technique (Peralta et al., 2018). We started by learning how to use the cloud tracking method through observations made by Akatsuki’s probe UVI instrument, retrieving wind measurements with two different filters (283 and 365 nm). We then applied the method to VIRTIS data on the south polar region, to collect wind tracers from two different cloud layers (42 and 63 km) with three distinct wavelengths (1.74, 3.8 and 5.0 µm). By retrieving measurements, a wind map of the polar vortex and their parameters was generated. Subsequently, we analysed the outcome, comparing Akatsuki’s measurements with Machado et al., 2021, and VEx/VIRTIS results with Garate-Lopez et al., 2013. We also compared VIRTIS’ results with the ones retrieved by Moissl et al., 2009 and with observations made through another Venus Express instrument, the Venus Monitoring Camera (VMC), specifically on the ultraviolet range, trying to obtain with this analysis a comparison of vortex layers at different altitudes. | pt_PT |
| dc.identifier.tid | 203500172 | |
| dc.identifier.uri | http://hdl.handle.net/10451/59080 | |
| dc.language.iso | eng | pt_PT |
| dc.subject | Vénus | pt_PT |
| dc.subject | Atmosfera | pt_PT |
| dc.subject | Vórtice Polar | pt_PT |
| dc.subject | Polo sul | pt_PT |
| dc.subject | Rastreamento de Nuvens | pt_PT |
| dc.subject | Teses de mestrado - 2023 | pt_PT |
| dc.title | Study of Venus atmosphere’s polar vortex using cloud tracking techniques and Venus Express (ESA) observations from VIRTIS image spectrometer | pt_PT |
| dc.type | master thesis | |
| dspace.entity.type | Publication | |
| rcaap.rights | openAccess | pt_PT |
| rcaap.type | masterThesis | pt_PT |
| thesis.degree.name | Mestrado em Física | pt_PT |