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Publicação
Atmospheric dynamics of Venus using space based observations and cloud tracking techniques
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Orientador(es)
Resumo(s)
O planeta mais próximo da Terra e o segundo objecto mais brilhante no céu nocturno é Vénus. Nomeado em honra da deusa romana do amor e da beleza, o nosso vizinho e planeta “irmão” partilha muitas características semelhantes às da Terra, nomeadamente a massa, a densidade e o tamanho. No entanto, Vénus e a Terra não podiam ser planetas mais diferentes. As condições propícias à vida, como esta é conhecida na Terra, contrastam fortemente com as condições hostis que Vénus apresenta. Exemplos destas características incluem a temperatura superficial: no nosso planeta a temperatura ronda os 15ᵒC mas em Vénus chega aos 460ᵒC, uma temperatura capaz de derreter chumbo na superfície Venusiana. Em Vénus, a pressão atmosférica chega a ser aproximadamente 90 bar, ou seja, a pressão correspondente à verificada a 1 km de profundidade nos oceanos terrestres e a sua massa atmosférica é cerca de 92 vezes a massa da atmosfera terrestre. O efeito de estufa descontrolado existente em Vénus é outra característica que distingue os dois planetas. Este fenómeno é causado principalmente devido à quantidade de CO2 que, em Vénus, representa 96% da totalidade da atmosfera ao invés de que, na Terra, esta quantidade não ultrapassa os 0.034%. Estas características são consequências directas das diferentes composições químicas, massas atmosféricas e mol´eculas condensáveis. Todo este cenário contrasta com a hipótese de que ambos os planetas se formaram na mesma altura de evolução do sistema solar, com as mesmas condições iniciais, e a partir da mesma nuvem proto-estelar mas, como é possível concluir, seguiram evoluções diferentes entre si. Além das condições superficiais e atmosféricas já referidas, existem ainda outras características que tornam a Terra e Vénus tão diferentes. Vénus é um planeta com rotação retrógrada cujo período é de 243 dias terrestres o que, leva a que um dia solar em Vénus seja de 117 dias terrestres. Seria de esperar que a atmosfera Venusiana acompanhasse este períodos de rotação, o que não se verifica. A atmosfera de Vénus está num estado denominado de super-rotação. Isto advém do facto de que esta apresenta um período de rotação de cerca de 4.4 dias terrestres, onde o seu movimento acompanha o movimento de rotação retrógrado do planeta. Na região equatorial, os ventos podem alcançar velocidades superiores a 100 m/s, ou seja, velocidades superiores a 360 km/h. A caracterização completa e pormenorizada deste fenómeno torna-se então um factor de alta importância na compreensão dos mecanismos que criam e regem as atmosferas planetárias. A densa camada de nuvens que envolve a atmosfera Venusiana é composta na sua maior parte por gotículas de ácido sulfúrico e um composto ainda por identificar mas que absorve fortemente a radiação ultravioleta no topo da mesma. Os contrastes resultantes da interação da radiação solar e estes constituintes criam padrões nas nuvens, tornando-se marcadores ideais para seguir o movimento das camadas atmosféricas. Através da observação e análise de imagens sucessivas destes padrões é possível, utilizando uma técnica de seguimento de nuvens (“cloud tracking”) abordada neste trabalho, determinar as velocidades dos ventos na atmosfera de Vénus e, posteriormente, construir perfis latitudinais do vento zonal (vento com direção paralela ao equador). Com observações obtidas pelo instrumento VMC e VIRTIS da missão Venus Express da Agência Espacial Europeia, foi possível observar o topo e a base da camada de nuvens que envolve Vénus, nos comprimentos de onda situados no Ultravioleta e no Infravermelho respetivamente. Os resultados destes instrumentos permitiram ainda detetar e caraterizar, embora de uma forma preliminar, ondas atmosféricas de gravidade. Estas ondas são observadas geralmente na estratosfera e tratam-se de perturbações periódicas cuja força de restauro é a impulsão. Estas são responsáveis pelo transporte de energia, momento e espécies químicas na atmosfera possuindo um papel importante na dinâmica atmosférica de um planeta uma vez que estas ondas apenas se propagam em zonas onde o equilíbrio estático da atmosfera é positivo. Nesta dissertação foram também analisadas imagens provenientes do instrumento UVI a bordo da Akatsuki, ou Venus Climate Orbiter (VCO), pertencente à JAXA, com dois filtros centrados em dois comprimentos de onda do ultravioleta (365 nm e 283 nm). Estes comprimentos de onda são considerados relevantes pois são bandas de absorção do dióxido de enxofre e do composto desconhecido. Esta imagens permitiram determinar velocidades de vento zonal e meridional no topo da camada de nuvens seguindo os trabalhos de Peralta et al. (2008) e Horinouchi et al. (2018) para construir os perfis de velocidade de vento em função da latitude onde se pode comparar os dois filtros. As imagens de Vénus captadas pelo instrumento VIRTIS e seleccionadas neste trabalho
foram obtidas directamente através dos arquivos públicos PSA (Planetary Science Archive) pertencentes à ESA da missão Venus Express. As restantes imagens usadas foram sempre fornecidas pelo orientador Doutor Pedro Machado. Para realizar seguimento de nuvens, todas as imagens seleccionadas foram sujeitas a um processo de tratamento de imagem com a ajuda de dois softwares distintos: PLIA (Planetary Laboratory for Image Analysis) foi utilizado para processar imagens do instrumento VIRTIS e foi fornecido pela equipa de ciências planetárias de Bilbau enquanto que o software ACT (Automatic Cloud Tracking) foi utilizado para processar as imagens da sonda japonesa Akatsuki tendo sido fornecido pelo Javier Peralta da JAXA. Este tratamento foi necessário de modo a fazer sobressair os padrões existentes nas nuvens para posteriormente se aplicar o método de seguimento de nuvens. No caso das imagens dos VIRTIS e VMC, o método de seguimento de nuvens foi empregue utilizando uma ferramenta auxiliar do PLIA denominada PICV2 (Planetary Image Correlation Velocimetry) que faz uso de um algoritmo de correlação de imagem que identifica os padrões de nuvens contrastantes e semelhantes entre duas imagens, espaçadas por um intervalo de tempo conhecido. Com esta identificação realizada, o programa calcula o desfasamento, em pixéis, de cada padrão. Para tal, é imperativo que as imagens em utilização estejam correctamente navegadas. Assim é possível calcular a velocidade de cada padrão de nuvens e obter vectores de ventos para os perfis latitudinais de vento zonal. Para as imagens dos dois filtros da Akatsuki o processo foi semelhante, mas inteiramente realizado com o software ACT. Entre os dois softwares, PICV2 e ACT, a mais relevante diferença está no nível de automação do método de seguimento de nuvens. No caso do PICV2 o método é aplicado de forma semiautomática onde o utilizador apenas aceita ou rejeita os vectores determinados enquanto que, no caso do ACT, todo o método é realizado de forma manual, desde a seleção dos padrões nas nuvens à decisão de manter ou não os vectores e tracers calculados. Como resultados deste trabalho, destaco os resultados obtidos pela análise dos perfis gerados através dos vectores obtidos das imagens Akatsuki. Ao comparar os perfis de vento nos dois filtros é possível verificar que o filtro de 283 nm (com uma velocidade média de vento zonal de 110 m/s na zonas de baixa e média latitude) apresenta velocidades de vento zonal superiores às do filtro de 365 nm (com uma velocidade média de vento zonal de 102 m/s na zonas de baixa e média latitude), no entanto, o mesmo não se verifica nos perfis de vento meriodional. Utilizando alguns argumentos dinâmicos foi possível colocar como hipótese que estes filtros penetram a atmosfera até chegar a altitudes distintas estudando camadas com cerca de 2 a 3 km de diferença em altitude.
General circulation models for planetary atmospheres are one of the most important bases and tools of atmosphere dynamics in planetary sciences. Such models are often the result of the analysis of great amounts of observations, so they can be accurate enough to properly describe atmospheric circulation on our target planets. In addition, there is also the interesting and promising possibility of application of these models to other celestial bodies outside of our own solar system. Essential to this understanding of planetary atmospheres, the cloud-tracking is without doubt a key element. This method makes use of image sequences of the atmosphere of a planet to infer and measure wind characteristics as, for example, velocity. This method yields important results that can be crucial for better understanding the cloud circulation on Venus and, consequently, one of its most fascinating characteristics: the superrotation of its atmosphere. To achieve the ambitious goals set for planetary sciences, there is no doubt that space missions also play an important role paving the road to knowledge. Highlighting the first discoveries by Mariner 2, followed by Venera, Pioneer and Venus Express as well as the more recent Akatsuki or Venus Climate Orbiter (VCO), we could be spectators of new revolutionary discoveries that could change our perception of the hostile world that Venus is. The fundamental aim of this thesis is to use this cloud tracking method to explore Venus Express observations in VIRTIS and VMC and Akatsuki’s UVI instruments. One of the goals was to build wind profiles in different wavelengths which allow us to analyse several layers of the Venusian atmosphere. This work makes use of specialised software (Hueso et al., 2010) to follow the works of S´anchez-Lavega et al. (2008), Hueso et al. (2013) and Horinouchi et al. (2018). Complementary work on atmospheric gravity waves was also carried out, characterization and detection of these waves was done as part of an effort to understand these features of the Venusian atmosphere.
General circulation models for planetary atmospheres are one of the most important bases and tools of atmosphere dynamics in planetary sciences. Such models are often the result of the analysis of great amounts of observations, so they can be accurate enough to properly describe atmospheric circulation on our target planets. In addition, there is also the interesting and promising possibility of application of these models to other celestial bodies outside of our own solar system. Essential to this understanding of planetary atmospheres, the cloud-tracking is without doubt a key element. This method makes use of image sequences of the atmosphere of a planet to infer and measure wind characteristics as, for example, velocity. This method yields important results that can be crucial for better understanding the cloud circulation on Venus and, consequently, one of its most fascinating characteristics: the superrotation of its atmosphere. To achieve the ambitious goals set for planetary sciences, there is no doubt that space missions also play an important role paving the road to knowledge. Highlighting the first discoveries by Mariner 2, followed by Venera, Pioneer and Venus Express as well as the more recent Akatsuki or Venus Climate Orbiter (VCO), we could be spectators of new revolutionary discoveries that could change our perception of the hostile world that Venus is. The fundamental aim of this thesis is to use this cloud tracking method to explore Venus Express observations in VIRTIS and VMC and Akatsuki’s UVI instruments. One of the goals was to build wind profiles in different wavelengths which allow us to analyse several layers of the Venusian atmosphere. This work makes use of specialised software (Hueso et al., 2010) to follow the works of S´anchez-Lavega et al. (2008), Hueso et al. (2013) and Horinouchi et al. (2018). Complementary work on atmospheric gravity waves was also carried out, characterization and detection of these waves was done as part of an effort to understand these features of the Venusian atmosphere.
Descrição
Tese de mestrado, Física (Astrofísica e Cosmologia), Universidade de Lisboa, Faculdade de Ciências, 2019
Palavras-chave
Vénus Atmosfera Seguimento de nuvens Ondas Atmosféricas de Gravidade Vento zonal Teses de mestrado - 2019