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Venus: interaction surface/atmosphere in the framework of EnVision mission
| Name: | Description: | Size: | Format: | |
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| 8.05 MB | Adobe PDF |
Authors
Abstract(s)
Vénus é o planeta do Sistema Solar mais parecido com a Terra dimensionalmente, apresentando
valores de massa e densidade muito parecidos, mas as semelhanças terminam aí. Vénus apresenta uma
atmosfera extremamente densa estando a sua superfície completamente oculta por uma espessa camada de
nuvens de ácido sulfúrico. As condições à superfície são hostis à vida como a conhecemos apresentando
uma temperatura de cerca de 700 K e uma pressão 92 vezes mais elevada que à superfície da Terra. Vénus
foi visitado por várias missões espaciais ao longo dos anos tendo sido as mais recentes as missões Venus
Express da ESA e a missão japonesa Akatsuki cuja contribuição para o conhecimento da atmosfera de
Vénus continua a ser relevante.
A principal ferramenta utilizada neste trabalho foi o Planetary Spectrum Generator (PSG) Villanueva
et al. 2018 [43]. Trata-se de uma ferramenta que simula modelos de transferência radiativa para sintetizar
espectros planetários. Considera vários parâmetros para reproduzir condições reais relacionadas com
geometria do objecto, atmosfera e a sua composição, e ainda parâmetros do instrumento de observação,
seja ele já existente, ou com características novas. O PSG baseia a sua simulação de linhas espectrais em
repositórios espectroscópicos como o HITRAN (Gordon et al. 2022 [15]) sendo capaz de simular uma
elevada quantidade de linhas espectrais.
No estudo de Irwin et al.2008, [21] usaram-se dados da VIRTIS-M, instrumento a bordo da Venus
Express, com o objetivo de estudar a variabilidade de monóxido de carbono (CO) da banda (1-0) em
torno dos 4.7 µm na mesosfera, logo acima da camada de nuvens, em diferentes latitudes do planeta. No
entanto, devido a uma inversão de temperatura nas latitudes polares, no espectro de observações feitas a
estas latitudes, as linhas espectrais de absorção do CO estavam escondidas pela inversão. O aumento de
radiância no contínuo do espectro, tornou impossível constranger a abundância de CO para estas latitudes.
Sugerem que um estudo com uma maior resolução seria necessário para obter um valor de abundância
fiável para as latitudes polares.
Numa primeira fase deste trabalho, para levar a cabo o estudo da abundância de CO a diferentes
latitudes, recorremos ao PSG, e a dados do instrumento VIRTIS-H, cuja resolução é maior que a VIRTISM. Considerando sets de dados equivalentes aos usados em Irwin et al. 2008 [21] mas para a VIRTIS-H,
usamos dois espectros, um para o perfil nominal a latitudes médias, e outro com a inversão de temperatura
a altas latitudes.
A simulação do espectro para o perfil nominal pelo PSG resultou num contínuo muito elevado e as
linhas de absorção do CO em torno dos 4.7 µm eram demasiado profundas quando comparadas com
as obtidas com os dados da VIRTIS-H. Estas características mostraram que a temperatura da zona da
atmosfera era mais elevada do que a retirada pelos dados, uma vez que a radiância do contínuo era mais
elevada que o esperado. A maior profundidade das linhas de CO mostrava que o PSG estava a considerar
uma abundância de CO maior do que aquela apresentada pelos dados. Consequentemente a simulação foi
ajustada de forma a determinar a que temperatura se encontravam os dados. Considerando que a camada
de nuvens poderia ser aproximada a um corpo negro, calculou-se a radiância para dois comprimentos
de onda distintos no espetro. Partiu-se de uma temperatura de 235 K, para avaliar se a diferença entre
os valores de radiância era igual ao apresentado no espetro. Não apresentando esta o melhor ajuste do
contínuo, foram feitas várias tentativas em torno do valor base de 235 K para encontrar a temperatura que
melhor se ajustava aos dados. Uma vez encontrada a melhor aproximação para a temperatura, procurouse a abundância de CO que melhor se ajustava com as linhas de absorção dos dados. Para o perfil nominal
obtivemos uma abundância de CO na mesosfera de 30 ppm.
Para a simulação do espetro da inversão, reproduziu-se a inversão de temperatura apresentada pelos dados. Como ponto de partida, usou-se o modelo construído para o perfil nominal. Uma vez construído o
novo perfil da temperatura para a inversão a partir do fit dos espectros, procuramos os valores referentes
para abundância de CO para altas latitudes, resultando numa abundância de cerca de 50 ppm. No entanto,
verificámos que a simulação ainda apresentava uma baixa sensibilidade para o CO devido à inversão de
temperatura.
Na segunda parte deste trabalho, e tirando partido das potencialidades do PSG, exploramos a possibilidade de detecção de possíveis plumas vulcânicas que possam vir a ser detectadas com o instrumento
VenSpec-H a bordo da missão EnVision. Várias novas missões estão a ser preparadas para estudar Vénus
sob uma nova luz e tecnologia. Uma dessas missões é a missão espacial EnVision da ESA. Sendo que
as preparações para uma missão espacial começam muito antes do lançamento desta, apesar da missão
só estar prevista ser lançada daqui a uma década, os preparativos e simulações já estão a ser levadas a
cabo. Um dos principais objetivos da missão EnVision é entender se Vénus ainda é ativo geologicamente,
e, sendo, quais as características dessa atividade. Várias pistas de atividade vulcânica em Vénus foram
aparecendo ao longo dos anos, seja a evolução de espécies químicas na atmosfera do planeta (H2O e
SO2), assinaturas de pontos quentes a baixas altitudes, ou características da superfície que aparentam
origem vulcânica (coronas). No entanto, nenhuma destas pistas confirmou a deteção direta de atividade
vulcânica ativa. Havendo atividade geológica nos dias de hoje, a missão EnVision estará preparada para
detetar estas erupções.
Começou por se construir um modelo no PSG com as características esperadas das observações com a
VenSpec-H com uma resolução R=20000 em torno de duas bandas com comprimentos de onda entre 2340-
2420 nm e 2450-2480 nm. Neste espectro determinou-se quais as espécies químicas responsáveis pelas
linhas espectrais de absorção, e o comportamento de absorção destas nas bandas em questão. Considerouse o CO e devidos isótopos, H2O, HDO e SO2, para preparar a simulação de possíveis plumas vulcânicas.
Uma vez identificadas as linhas de absorção no espectro, procurou-se identificar as camadas da atmosferas mais sensíveis em termos de radiância quando alterado o volume mixing ratio (VMR) em 10%
para cada espécie química. Estas seriam as camadas nas quais um aumento de VMR, devido a uma pluma
vulcânica, seriam mais facilmente detectados no espectro. Identificadas as camadas mais sensíveis, procedemos à simulação de plumas de H2O e SO2, aumentando o VMR para as camadas mais sensíveis
em 30% para o caso da H2O e em 1% para o caso do SO2. Para o caso da H2O houve uma possível
detecção que resultou em linhas espectrais de absorção mais profundas do que as previstas pelo modelo
de referência. No caso de SO2 não houve qualquer deteção, nem quando se aumentou o VMR em 10%.
Numa tentativa de melhorar as nossas simulações, recorremos a dados da VIRTIS-H para comparar
com os modelos construídos no PSG. Estes dados foram retirados de Marcq et al. 2008 [28] para o lado
noturno. Quando comparados dados e simulação, os valores de radiância revelaram-se bastante distintos.
Para tentar melhorar o ajuste testaram-se diferentes valores de temperatura para uma nova camada base
da atmosfera. Não apresentando resultados relevantes, procedeu-se à alteração da escala dos aerossóis
vulcânicos no modelo do PSG, que melhorou o nosso modelo. Procuramos então, identificar as camadas
da atmosferas mais sensíveis a uma mudança nos aerossóis vulcânicos, e voltaram-se a simular as plumas
de H2O e SO2 considerando um valor dos aerossóis vulcânicos igual a metade do original. Verificou-se
que para a banda considerada, esta mudança não causou qualquer alteração na simulação das plumas de
H2O e SO2, mantendo-se os resultados.
We have used infrared spectra of the dark side of Venus, recorded by the VIRTIS-H spectrometer [9] aboard Venus Express [37], to analyze the CO (1-0) band around 4.7 µm. The resolving power of VIRTIS-H (about 1200) is sufficient to separate the individual lines of CO. We have selected two sets of spectra, the first one at mid-latitude (43°S) and the other in the polar collar (69-83°S). The CO individual lines appear in absorption in the first case, and in emission in the second case, as a consequence of a temperature inversion occurring at high latitude at the level of the upper cloud top. Synthetic models have been calculated using the Planetary Spectrum Generator (PSG) [43]. This work illustrates the capabilities of high-resolution infrared spectroscopy for monitoring minor atmospheric species in the mesosphere of Venus, in the perspective of the EnVision mission [13]. We have used PSG to simulate observations of VenSpec-H [20], a spectrometer aboard the future EnVision mission. We created reference models on PSG for bands 2#a and 2#b (2340-2420 and 2450-2480 nm) for the day side of Venus, and studied the chemical origin of their absorption lines, in order to prepare simulations of tentative volcanic plumes of H2O, and SO2. The results of these plume simulations are presented here. This work prepares for high-resolution observations of possible active volcanic plumes on Venus.
We have used infrared spectra of the dark side of Venus, recorded by the VIRTIS-H spectrometer [9] aboard Venus Express [37], to analyze the CO (1-0) band around 4.7 µm. The resolving power of VIRTIS-H (about 1200) is sufficient to separate the individual lines of CO. We have selected two sets of spectra, the first one at mid-latitude (43°S) and the other in the polar collar (69-83°S). The CO individual lines appear in absorption in the first case, and in emission in the second case, as a consequence of a temperature inversion occurring at high latitude at the level of the upper cloud top. Synthetic models have been calculated using the Planetary Spectrum Generator (PSG) [43]. This work illustrates the capabilities of high-resolution infrared spectroscopy for monitoring minor atmospheric species in the mesosphere of Venus, in the perspective of the EnVision mission [13]. We have used PSG to simulate observations of VenSpec-H [20], a spectrometer aboard the future EnVision mission. We created reference models on PSG for bands 2#a and 2#b (2340-2420 and 2450-2480 nm) for the day side of Venus, and studied the chemical origin of their absorption lines, in order to prepare simulations of tentative volcanic plumes of H2O, and SO2. The results of these plume simulations are presented here. This work prepares for high-resolution observations of possible active volcanic plumes on Venus.
Description
Tese de Mestrado, Física (Astrofísica e Cosmologia), 2022, Universidade de Lisboa, Faculdade de Ciências
Keywords
Vénus Planetary Spectrum Generator Monóxido de Carbono Inversão de Temperatura Plumas Vulcânicas Teses de mestrado - 2023