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Publicação
Wind measurements in Saturn's atmosphere using Doppler velocimetry techniques from ground-based observations
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Autores
Orientador(es)
Resumo(s)
O projecto desenvolvido e aqui apresentado, centra-se no esforço para caracterizar a dinâmica atmosférica de Saturno, utilizando observações realizadas a partir do solo, complementando assim as medições obtidas pela missão Cassini. Este mestrado foi realizado sob a orientação do Doutor Pedro Mota Machado, investigador do Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço (IA). Os trabalhos foram realizados no antigo Centro de Astronomia e Astrofísica da Universidade de Lisboa (CAAUL), agora o pólo de Lisboa do Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço, localizado na Tapada da Ajuda. Os trabalhos desenvolvidos ao longo da primeira fase do meu projecto de investigação basearam-se em observações efectuadas com o Very Large Telescope (VLT) do ESO (Observatório de La Silla - Paranal - Chile), associado ao espectrógrafo de alta resolução Ultraviolet and Visual Echelle Spectrograph (UVES). A partir dos espectros de alta resolução obtidos, foi aperfeiçoada a técnica de medição de ventos a partir dos desvios Doppler nas riscas espectrais da radiação absorvida pela camada de nuvens (a uma altitude onde a profundidade óptica atinge a unidade). Neste trabalho utilizou-se um processo de medição directa dos ventos planetários baseado em espectroscopia de alta resolução na banda do visível, com comprimentos de onda entre 300 e 1100 nm, designado de velocimetria Doppler. Esta técnica foi originalmente sugerida e desenvolvida em (Connes , 1985) e mais recentemente aperfeiçoada e refinada para o caso do estudo da dinâmica atmosférica de Vénus em Machado et al. 2012. A fi de cobrir uma gama representativa de latitudes e longitudes foi utilizada uma configuração de fenda longa (0,3 segundos de arco de largura e 25 segundos de arco de comprimento). Obteve-se uma resolução espacial de aproximadamente 1100 km no centro do disco planetário. Foi usada uma configuração de observação com a fenda espectroscópica alinhada perpendicularmente relativamente ao eixo de rotação planetário, com a posição da fenda inicialmente alinhada com um paralelo sobre o disco de Saturno. Para esta geometria foi possível fazer o cálculo directo da magnitude dos ventos zonais, velocidade instantânea, para cada latitude observada. As observações das quais provieram os dados tratados realizaram-se entre os dias 18 de Abril e 3 de Maio de 2004. A escolha das datas das observações permitiu combinar a necessidade de maximizar o diâmetro angular de Saturno (resolução espacial sobre o disco planetário) e minimizar o ângulo de fase da observação. A técnica, com base na espectroscopia de fenda longa combinada com a alta resolução espacial permitida pelo VLT, poderá proporcionar, pela primeira vez, a caracterização do perfil latitudinal do vento zonal na atmosfera de Saturno a partir de observações a partir da Terra. Permitirá também a realização de um mapa de ventos em Saturno, assim como a obtenção de novas restrições sobre a variabilidade do vento em função da hora local. O perfil de vento zonal obtido é consistente com medições anteriores realizadas
pela sonda espacial Cassini, com base no seguimento de nuvens, introduzindo informação relevante sobre a variabilidade do vento em hora local e latitude (dado o carácter inovador das medições serem instantâneas e simultâneas ao longo de uma vasta região sondada). O processo de tratamento dos dados provenientes do UVES foi feito com recurso a um pacote de scripts MATLAB (explicado em detalhe no Apêndice B) fornecido pelo Doutor Pedro Machado e que ele havia aperfeiçoado para o estudo da dinâmica atmosférica de Vénus. Ao longo deste complexo processo, eu tive de, cuidadosamente, tratar os dados de acordo com a análise espectroscópica com a qual me familiarizei. Tal incluiu o processo de “be-bias” e “flat-field” das imagens, obter os ficheiros de “master bias” e “master flat” para cada conjunto de observações, calcular a média dos três espectros obtidos para cada configuração da posição da slit, e construir uma função de dispersão baseada no espectro de uma lâmpada de Tório-Árgon, por forma a conseguir uma calibração em comprimento de onda de grande precisão. Daí, obtive o espectro de alta resolução, a uma dimensão, a partir do echellogramme puro. De seguida, reprogramei os scripts previamente usados para o estudo da atmosfera de Vénus, de modo a adaptá-los à geometria das observações em estudo e ao tamanho da janela activa da slit, com vista a remover os pixéis que terão sido afetados pelo sistema de anéis de Saturno. Utilizei geometria esférica com vista a efectuar a de-projeção das velocidades radiais Doppler obtidas, em relação à linha de visão do observador terrestre e procedei à navegação do disco planetário, com vista a obter as localizações precisas da latitude e da longitude sub-terrestre. Modelei os desvios de Doppler globais, que incluíam a velocidade de rotação planetária, a velocidade dos ventos e as contribuições Doppler provenientes da absorção planetária de compostos químicos como metano, amónia e hidrogénio, com o intuito de obter uma aproximação qualitativa de primeira ordem das velocidades generalizadas, onde é claro que existem diferenças significativas entre as latitudes dos Sistemas I e II em Saturno. Para poder remover a velocidade rotacional de Saturno e tendo em conta que, ao longo da slit, temos uma banda de latitudes significativa que é abrangida, usei a velocidade de rotação do campo magnético do planeta (Sistema III), afetada pelo co-seno da latitude da posição de cada pixel em todo a parte disco do planeta que foi coberta. Eu avaliei igualmente a contribuição espúria do Efeito de Young nas velocidades Doppler obtidas e, tal como suspeitei, não se mostrou relevante para os dados tratados. Calculei também a média ponderada (na qual os coeficientes de ponderação eram o inverso da variância de cada velocidade Doppler obtida) para os pixéis ao longo de cada slit e para cada detetor (MIT e EEV), tendo em atenção que estes sondam diferentes gamas de comprimentos de onda, e portanto, diferentes profundidades ópticas, e que são afetados de modos diferentes pelas riscas de absorção das moléculas acima mencionadas. Os resultados obtidos por melhor ajuste revelam magnitudes para as velocidades Doppler que estão em concordância geral com resultados prévios de cloud tracking mais recentes. Nas etapas seguintes ter-se-á que quantificar e retirar os efeitos causados pelas riscas de metano e de amoníaco e as altitudes em que estes mais se fazem sentir nos dados recolhidos. No mês de Abril do corrente ano participei na Assembleia Geral da European Geosciences Union (EGU), em Viena, onde, juntamente com o meu orientador, submeti e apresentei um poster no qual dispunha alguns dos resultados preliminares dos dados obtidos para as velocidades Doppler obtidas até à data da conferência. O feedback da comunidade científica presente foi bastante positivo, reconhecendo o potencial desta técnica de velocimetria Doppler para medir ventos instantâneos, constituindo igualmente uma ferramenta que poderá vir a ser utilizada no estudo dos exoplanetas. Permanece essencial a necessidade de proceder à integração de medições de vento a diferentes altitudes, i.e. utilizando radiação de diferentes comprimentos de onda, de modo a compreender melhor a dinâmica da atmosfera de Saturno e os fenómenos meteorológicos de curta e longa duração que nela decorrem. Esta técnica pioneira apresenta perspectivas bastante promissoras, pelo que poderá permitirá a caracterização do vento zonal a nível latitudinal, em termos do seu perfil em função da hora local e da sua variabilidade espacial e temporal. O trabalho futuro contemplará o estudo das velocidades do sistema de anéis de Saturno, a inclinação das linhas espectrais e as contribuições das espécies químicas (metano, amónia e hidrogénio) têm nos espectros de alta resolução conseguidos.
The thesis presents ground-based Doppler velocimetry measurements of the zonal winds of Saturn, based on observations carried out with the Ultraviolet and Visual Echelle Spectrograph (UVES) at ESO's Very Large Telescope. Using Doppler-shifted Fraunhofer lines from the solar spectrum, this high resolution spectrograph (R ~ 100,000) allows to measure the velocity of Saturn's cloud layer with a precision of about 5 ms-1. Under the assumption of predominantly zonal flow, this method allows the simultaneous direct measurement of the zonal velocity across a range of latitudes and local times. The technique, based on long slit spectroscopy, combined with the observations' high spatial resolution, can provide the first ground-based characterization of the latitudinal profile of zonal wind in the atmosphere of Saturn (this is an ongoing work), as well as new constraints on wind variations with local time. I retrieved the Doppler velocities associated to the Doppler shifts on the spectra, using the Absolute Astronomical Accelerometry (Connes , 1985; Machado et al., 2012). The breakthrough that I aim to achieve with this research project is to take advantage of the instantaneous winds retrieved with Doppler velocimetry technique, in order to measure spatial and time variability/evolution of the winds in Saturn's atmosphere, namely its zonal circulation, more specifically, obtain the latitudinal profile of the winds and the variability of the wind as a function of the local time. In addition, I hope to detect and constrain the spatial and time evolution of atmospheric planetary waves and storms. Throughout the complex process, I had to carefully treat the data according to the spectroscopy analysis that I became familiar with. That included de-bias and flat-field the data images, compute the master bias and master flats for each set of observations, computed the average of the three spectra obtained at each slit offset position, and I built a dispersion function based on spectra from a Th-Ar lamp, in order to obtain a high-precision wavelength calibration. Then, I retrieved the 1D high resolution spectra from the raw echellogramme. I re-programmed the scripts from the pipeline, previously used for Venus atmosphere dynamical studies, in order to adapt them to the geometry of this study observations and to the slit's active window, towards the removal of the pixels that will be affected by Saturn's rings. I used spherical geometry in order to de-project the retrieved radial Doppler velocities from the line-of-sight from the Earth observer and to navigate the planetary observed disk, so I could obtain precise locations of latitude and sub-Earth longitude. I modeled the overall measured Doppler shifts that include planetary rotation velocity, wind velocity and Doppler contributions from the planetary absorption by methane, ammonia and hydrogen, in order to obtain a first order qualitative approximation of the retrieved overall velocities, where is clear the relevant differences between latitudinal System I and II on Saturn. For removing Saturn's rotational velocity, and regarding that, along the slit, there is a significant range of latitudes covered, I used the rotation rate of the planet's magnetic field (System III), affected by the co-sine of the latitude at each pixel position over the planet. I also evaluated the spurious contribution of the Young effect on the retrieved velocities and, as I suspected, this wasn't relevant for the geometry of our observations. I calculated the weighted average (where the weight coefficients were the inverse of the variance of each retrieved Doppler velocity) for the pixels along each slit's position and for each detector (MIT and EEV), regarding that they cover different wavelength ranges, and so, have different optical depths, and are differently affected by methane, ammonia and hydrogen absorption lines.
The thesis presents ground-based Doppler velocimetry measurements of the zonal winds of Saturn, based on observations carried out with the Ultraviolet and Visual Echelle Spectrograph (UVES) at ESO's Very Large Telescope. Using Doppler-shifted Fraunhofer lines from the solar spectrum, this high resolution spectrograph (R ~ 100,000) allows to measure the velocity of Saturn's cloud layer with a precision of about 5 ms-1. Under the assumption of predominantly zonal flow, this method allows the simultaneous direct measurement of the zonal velocity across a range of latitudes and local times. The technique, based on long slit spectroscopy, combined with the observations' high spatial resolution, can provide the first ground-based characterization of the latitudinal profile of zonal wind in the atmosphere of Saturn (this is an ongoing work), as well as new constraints on wind variations with local time. I retrieved the Doppler velocities associated to the Doppler shifts on the spectra, using the Absolute Astronomical Accelerometry (Connes , 1985; Machado et al., 2012). The breakthrough that I aim to achieve with this research project is to take advantage of the instantaneous winds retrieved with Doppler velocimetry technique, in order to measure spatial and time variability/evolution of the winds in Saturn's atmosphere, namely its zonal circulation, more specifically, obtain the latitudinal profile of the winds and the variability of the wind as a function of the local time. In addition, I hope to detect and constrain the spatial and time evolution of atmospheric planetary waves and storms. Throughout the complex process, I had to carefully treat the data according to the spectroscopy analysis that I became familiar with. That included de-bias and flat-field the data images, compute the master bias and master flats for each set of observations, computed the average of the three spectra obtained at each slit offset position, and I built a dispersion function based on spectra from a Th-Ar lamp, in order to obtain a high-precision wavelength calibration. Then, I retrieved the 1D high resolution spectra from the raw echellogramme. I re-programmed the scripts from the pipeline, previously used for Venus atmosphere dynamical studies, in order to adapt them to the geometry of this study observations and to the slit's active window, towards the removal of the pixels that will be affected by Saturn's rings. I used spherical geometry in order to de-project the retrieved radial Doppler velocities from the line-of-sight from the Earth observer and to navigate the planetary observed disk, so I could obtain precise locations of latitude and sub-Earth longitude. I modeled the overall measured Doppler shifts that include planetary rotation velocity, wind velocity and Doppler contributions from the planetary absorption by methane, ammonia and hydrogen, in order to obtain a first order qualitative approximation of the retrieved overall velocities, where is clear the relevant differences between latitudinal System I and II on Saturn. For removing Saturn's rotational velocity, and regarding that, along the slit, there is a significant range of latitudes covered, I used the rotation rate of the planet's magnetic field (System III), affected by the co-sine of the latitude at each pixel position over the planet. I also evaluated the spurious contribution of the Young effect on the retrieved velocities and, as I suspected, this wasn't relevant for the geometry of our observations. I calculated the weighted average (where the weight coefficients were the inverse of the variance of each retrieved Doppler velocity) for the pixels along each slit's position and for each detector (MIT and EEV), regarding that they cover different wavelength ranges, and so, have different optical depths, and are differently affected by methane, ammonia and hydrogen absorption lines.
Descrição
Tese de mestrado em Física, apresentada à Universidade de Lisboa, através da Faculdade de Ciências, 2016
Palavras-chave
Saturno Atmosferas Astrofísica e cosmologia Teses de mestrado - 2016