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Publication
Exploring Titan’s Atmosphere Composition and Temporal Evolution using High-Resolution Spectroscopy, and its Interaction with the Surface using Atomistic Molecular Dynamics Simulations
| Name: | Description: | Size: | Format: | |
|---|---|---|---|---|
| 7.22 MB | Adobe PDF |
Abstract(s)
The atmosphere of Titan is a unique natural laboratory for the study of atmospheric evolution and
photochemistry akin to that of the primitive Earth, with a wide array of complex molecules discovered
through infrared and sub-mm spectroscopy. Experimental simulations have suggested the synthesis of organic molecules under the conditions of Titan’s atmosphere. In this work, I analysed very high-resolution
visible VLT/UVES spectra of Titan and developed a new line characterisation method that retrieved an
empirical high resolution linelist of methane (CH4) with 97 new absorption lines between 5250Å and
6180Å, for 4 CH4 visible bands for which no similar linelists are yet available. Furthermore, I searched
for the predicted, but previously undetected carbon trimer, C3, on the atmosphere of Titan, at its 4051Å
band on VLT/UVES spectra. The results are consistent with the presence of C3 at the upper atmosphere
of Titan, with a column density of 1013 cm−2
. This first tentative detection of C3 in Titan may provide
much needed constraints to models of its upper atmosphere photochemistry. I have also run molecular
dynamics simulations of amino acid films in Titan, aiming to computationally replicate laboratory experiments and measure intermolecular interactions between amino acid molecules. This study of Titan’s
atmosphere with very high-resolution visible spectroscopy presents a unique opportunity to observe a
small planetary target with CH4 on its atmosphere, from which CH4 optical proprieties can be studied.
It also showcases the use of a close planetary target to test new methods for chemical retrieval of minor
atmospheric compounds, in preparation for upcoming studies of cold terrestrial exoplanet atmospheres.
Molecular dynamics simulations of organic molecules performed during this work are complementary
to laboratory and future in situ studies of organic molecules in extraterrestrial environments, paving the
way to assess the potential for habitability of icy moons.
Titã, a maior lua de Saturno é um dos mundos no sistema solar que atrai mais atenção do ponto de vista das ciências atmosféricas e da astrobiologia. É um mundo gelado, mas com uma atmosfera complexa, com uma pressão à superfície próxima da terrestre, assim como uma composição atmosférica dominada pelo Nitrogénio molecular. Crucialmente, o segundo gás mais abundante nesta atmosfera, o metano (CH4), é destruído fotoquimicamente na estratosfera de Titã, permitindo que os seus átomos se recombinem e reajam com o nitrogénio atmosférico, formando hidrocarbonetos e nitrilos de complexidade crescente. Alguns desses compostos sofrem condensação e chovem sobre a superfície gelada de Titã, formando os mares polares de hidrocarbonetos de Titã, os únicos corpos líquidos superficiais conhecidos fora do planeta Terra. Muitas destas moléculas mais complexas têm vindo a ser descobertas com recurso a espectroscopia de alta resolução em comprimentos de onda infravermelhos e sub-mm. O espectro de alta resolução de Titã em comprimentos visíveis tem sido menos estudado. Este trabalho de mestrado é então focado em analisar observações espectrais de Titã em comprimentos de onda visíveis em alta resolução. Para tal, usam-se espectros obtidos pelo espectrógrafo de alta resolução VLT/UVES, em dados de arquivo e observações dedicadas pelo grupo de Sistema Solar no Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço, com cuja expertise foi possível aprender a processar e calibrar dados espectrais de alta resolução. O gás metano é um dos compostos mais relevantes nas ciências planetárias atuais, pela sua relação com os processos de evolução atmosférica em mundos gelados como Titã (não se conhecendo ainda a origem da reposição geoquímica do metano destruído irreversivelmente nesta atmosfera), mas também pela sua importância astrobiológica, sendo considerado uma bioassinatura em planetas rochosos, como é o caso da Terra ou de Marte. Tal é a sua importância que novos observatórios como o telescópio espacial James Webb e a missão ARIEL são especialmente sensíveis às bandas de absorção infravermelhas do CH4. Apesar disto, as bandas visíveis de metano não estão ainda caracterizadas em alta resolução, não se conhecendo em pormenor as linhas de absorção visíveis de metano. É por isso um dos objetivos deste trabalho de mestrado caracterizar 4 das bandas de absorção visíveis de CH4 incluídas no espectro de alta resolução de Titã (centradas a 6190Å, 5970Å, 5760Å e 5430Å). Para detetar linhas de absorção de CH4 em Titã no espectro de alta resolução havia que ser capaz de distingui-las das muito prevalentes linhas de absorção solar do espectro de Titã (que corresponde essencialmente ao espectro solar que sofreu retrodispersão na névoa fotoquímica que cobre o globo de Titã). Aproveitando o facto de as observações de arquivo de Titã com o VLT/UVES (de alta resolução, R = 100.000) corresponderem a diversas noites de observação durante o mesmo mês, constatou-se que a alta resolução destes espectros permitia a observação de desvios Doppler das linhas solares entre noites de observação, devido às distintas velocidades radiais entre o Sol e Titã no decurso da sua órbita. Constatouse também que semelhante desvio não ocorria em linhas de absorção presentes no espectro que não correspondiam a nenhuma linha do espectro solar. Baseado neste efeito de desvio Doppler, foi possível desenvolver todo um novo método para deteção e caracterização de linhas espectrais originárias de uma atmosfera planetária, distinguindo-as de linhas de absorção solares. Desta forma, foi possível detetar 97 novas linhas de absorção de metano nas 4 bandas de absorção visíveis desta molécula. Usando 2 métodos alternativos, foi também possível estimar a intensidade das linhas de absorção, tendo para tal sido necessário integrar um perfil atmosférico de metano em Titã até ao seu raio ótico nestes comprimentos de onda. Neste trabalho, também foram analisados dados de observações dedicadas de Titã com o instrumento VLT/UVES (desta vez com uma resolução inferior, R = 60.000) em busca da banda de absorção de 4051Å de uma molécula até agora nunca observada em atmosferas planetárias: o tricarbono, ou C3. A existência desta molécula transiente nas camadas mais altas da atmosfera de Titã fora prevista por modelos fotoquímicos dedicados a compreender a química atmosférica nas camadas mais energéticas, e ao contrário de muitas das restantes moléculas presentes na atmosfera de Titã, tem as suas principais bandas de absorção em comprimentos de onda visíveis. Dada o previamente inexistente interesse nesta molécula por parte da comunidade de astrofísica planetária, nenhum modelo espectral da absorção desta molécula existia para uma atmosfera planetária. Houve, por isso, que desenvolver, ao longo deste trabalho de mestrado, um modelo simples e aproximado (modelo de 1 camada) que replique a transferência radiativa através da atmosfera de Titã, e simule a absorção que uma densidade de coluna N de C3 numa camada da alta atmosfera de Titã causa no espectro visível de alta resolução de Titã. Obtendo estes espectros sintéticos de Titã sem C3 e com quantidades variáveis deste gás, foi possível fazer a deteção (tentativa) de 3 linhas de absorção no espectro observado de Titã que não são explicadas pelo espectro solar retrodisperso pela névoa de Titã. Pelo contrário, estas 3 linhas de absorção no espectro de Titã, apesar de pouco profundas, coincidem em comprimento de onda com 3 linhas de absorção de C3 – promovendo o melhor fit um espectro sintético de Titã com uma densidade de coluna de C3 de 1013 cm−2 . Dado o reduzido número e profundidade das linhas de absorção de C3 tentativamente detetadas, preparou-se uma proposta de observação de Titã com um instrumento que permite uma resolução espectral ainda maior (R = 190.000), o espectrógrafo VLT/ESPRESSO. O objetivo desta observação será confirmar a deteção de C3 a partir da deteção de pelo menos 9 linhas de absorção, para observações com um Doppler Shift de espectro solar mais favorável à deteção de linhas de C3. O interesse da comunidade científica em Titã não se circunscreve apenas à sua química atmosférica. Simulações laboratoriais sugerem que nas condições da atmosfera de Titã é possível a formação abiótica de moléculas orgânicas como bases azotadas (centrais ao ácidos ribonucleico, ARN, e desoxirribonucleico, ADN, que contêm a informação genética em todos os seres vivos na Terra) e aminoácidos (os monómeros constituintes das proteínas de todas as formas de vida na Terra). Surge então a pergunta: o que sucede a todas estas moléculas orgânicas potencialmente depositadas na superfície gelada de Titã? Experiências laboratoriais de irradiação de filmes finos de aminoácidos (glicina, alanina e ácido α-aminobutírico) depositados sobre gelo, nas condições de Titã, estão precisamente a ser efetuadas para responder a esta pergunta, pelo grupo de Astrobiologia do Instituto Superior Técnico. De forma a poder estudar as interações intermoleculares em filmes finos de aminoácidos e comparar os seus resultados com os resultados laboratoriais, durante o meu trabalho de mestrado preparei e corri uma série de simulações computacionais de dinâmica molecular. Para tal, foi usado o software de simulações de dinâmica molecular GROMACS. Apesar de terem sido efetuados alguns desvios às condições de Titã (e das condições experimentais) ao modelar os filmes de aminoácidos na sua fase líquida em lugar da de sólido amorfo, foi possível retirar algumas conclusões acerca das interações intermoleculares entre aminoácidos. Os aminoácidos em estudo, nas condições de Titã, apresentam um estado Zwitterónico em que, apesar de globalmente neutros, 2 dos seus grupos funcionais formam iões de polaridades opostas. Nas simulações de filme fino (que permitiram estudar a estrutura emergente no líquido) foi possível observar algum grau de organização, devido à aglomeração de grupos funcionais mais polares no interior do filme, levando à concentração das cadeias laterais neutras dos aminoácidos na interface com o vácuo. Além disso, simulou-se também o interior de um filme líquido de aminoácidos, longe de efeitos de organização causados pelas interfaces. Nestas simulações foi possível obter funções de distribuição radial de átomos de hidrogénio (do grupo amina) na vizinhança de átomos de oxigénio (do grupo carboxilo) entre aminoácidos diferentes. Calculou-se com base nestes perfis radiais o número de átomos de hidrogénio vizinhos a átomos de oxigénio, correspondentes a átomos que estabelecem pontes de hidrogénio. Concluindo, estudar a atmosfera de Titã com espectroscopia visível de alta resolução é uma oportunidade única de observar um alvo planetário com CH4 na sua atmosfera, permitindo o estudo das propriedades espectrais desta molécula. Permite também o uso de uma atmosfera próxima e quimicamente complexa para testar novos métodos para a deteção remota de elementos químicos minoritários na atmosfera – preparando futuros estudos de atmosferas de exoplanetas rochosos como a missão ARIEL. Já as simulações de dinâmica molecular de aminoácidos feitos neste projeto são profundamente complementares a estudos em laboratório e (futuramente) in situ sobre moléculas orgânicas em ambientes extraterrestres e no estudo da habitabilidade de luas geladas.
Titã, a maior lua de Saturno é um dos mundos no sistema solar que atrai mais atenção do ponto de vista das ciências atmosféricas e da astrobiologia. É um mundo gelado, mas com uma atmosfera complexa, com uma pressão à superfície próxima da terrestre, assim como uma composição atmosférica dominada pelo Nitrogénio molecular. Crucialmente, o segundo gás mais abundante nesta atmosfera, o metano (CH4), é destruído fotoquimicamente na estratosfera de Titã, permitindo que os seus átomos se recombinem e reajam com o nitrogénio atmosférico, formando hidrocarbonetos e nitrilos de complexidade crescente. Alguns desses compostos sofrem condensação e chovem sobre a superfície gelada de Titã, formando os mares polares de hidrocarbonetos de Titã, os únicos corpos líquidos superficiais conhecidos fora do planeta Terra. Muitas destas moléculas mais complexas têm vindo a ser descobertas com recurso a espectroscopia de alta resolução em comprimentos de onda infravermelhos e sub-mm. O espectro de alta resolução de Titã em comprimentos visíveis tem sido menos estudado. Este trabalho de mestrado é então focado em analisar observações espectrais de Titã em comprimentos de onda visíveis em alta resolução. Para tal, usam-se espectros obtidos pelo espectrógrafo de alta resolução VLT/UVES, em dados de arquivo e observações dedicadas pelo grupo de Sistema Solar no Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço, com cuja expertise foi possível aprender a processar e calibrar dados espectrais de alta resolução. O gás metano é um dos compostos mais relevantes nas ciências planetárias atuais, pela sua relação com os processos de evolução atmosférica em mundos gelados como Titã (não se conhecendo ainda a origem da reposição geoquímica do metano destruído irreversivelmente nesta atmosfera), mas também pela sua importância astrobiológica, sendo considerado uma bioassinatura em planetas rochosos, como é o caso da Terra ou de Marte. Tal é a sua importância que novos observatórios como o telescópio espacial James Webb e a missão ARIEL são especialmente sensíveis às bandas de absorção infravermelhas do CH4. Apesar disto, as bandas visíveis de metano não estão ainda caracterizadas em alta resolução, não se conhecendo em pormenor as linhas de absorção visíveis de metano. É por isso um dos objetivos deste trabalho de mestrado caracterizar 4 das bandas de absorção visíveis de CH4 incluídas no espectro de alta resolução de Titã (centradas a 6190Å, 5970Å, 5760Å e 5430Å). Para detetar linhas de absorção de CH4 em Titã no espectro de alta resolução havia que ser capaz de distingui-las das muito prevalentes linhas de absorção solar do espectro de Titã (que corresponde essencialmente ao espectro solar que sofreu retrodispersão na névoa fotoquímica que cobre o globo de Titã). Aproveitando o facto de as observações de arquivo de Titã com o VLT/UVES (de alta resolução, R = 100.000) corresponderem a diversas noites de observação durante o mesmo mês, constatou-se que a alta resolução destes espectros permitia a observação de desvios Doppler das linhas solares entre noites de observação, devido às distintas velocidades radiais entre o Sol e Titã no decurso da sua órbita. Constatouse também que semelhante desvio não ocorria em linhas de absorção presentes no espectro que não correspondiam a nenhuma linha do espectro solar. Baseado neste efeito de desvio Doppler, foi possível desenvolver todo um novo método para deteção e caracterização de linhas espectrais originárias de uma atmosfera planetária, distinguindo-as de linhas de absorção solares. Desta forma, foi possível detetar 97 novas linhas de absorção de metano nas 4 bandas de absorção visíveis desta molécula. Usando 2 métodos alternativos, foi também possível estimar a intensidade das linhas de absorção, tendo para tal sido necessário integrar um perfil atmosférico de metano em Titã até ao seu raio ótico nestes comprimentos de onda. Neste trabalho, também foram analisados dados de observações dedicadas de Titã com o instrumento VLT/UVES (desta vez com uma resolução inferior, R = 60.000) em busca da banda de absorção de 4051Å de uma molécula até agora nunca observada em atmosferas planetárias: o tricarbono, ou C3. A existência desta molécula transiente nas camadas mais altas da atmosfera de Titã fora prevista por modelos fotoquímicos dedicados a compreender a química atmosférica nas camadas mais energéticas, e ao contrário de muitas das restantes moléculas presentes na atmosfera de Titã, tem as suas principais bandas de absorção em comprimentos de onda visíveis. Dada o previamente inexistente interesse nesta molécula por parte da comunidade de astrofísica planetária, nenhum modelo espectral da absorção desta molécula existia para uma atmosfera planetária. Houve, por isso, que desenvolver, ao longo deste trabalho de mestrado, um modelo simples e aproximado (modelo de 1 camada) que replique a transferência radiativa através da atmosfera de Titã, e simule a absorção que uma densidade de coluna N de C3 numa camada da alta atmosfera de Titã causa no espectro visível de alta resolução de Titã. Obtendo estes espectros sintéticos de Titã sem C3 e com quantidades variáveis deste gás, foi possível fazer a deteção (tentativa) de 3 linhas de absorção no espectro observado de Titã que não são explicadas pelo espectro solar retrodisperso pela névoa de Titã. Pelo contrário, estas 3 linhas de absorção no espectro de Titã, apesar de pouco profundas, coincidem em comprimento de onda com 3 linhas de absorção de C3 – promovendo o melhor fit um espectro sintético de Titã com uma densidade de coluna de C3 de 1013 cm−2 . Dado o reduzido número e profundidade das linhas de absorção de C3 tentativamente detetadas, preparou-se uma proposta de observação de Titã com um instrumento que permite uma resolução espectral ainda maior (R = 190.000), o espectrógrafo VLT/ESPRESSO. O objetivo desta observação será confirmar a deteção de C3 a partir da deteção de pelo menos 9 linhas de absorção, para observações com um Doppler Shift de espectro solar mais favorável à deteção de linhas de C3. O interesse da comunidade científica em Titã não se circunscreve apenas à sua química atmosférica. Simulações laboratoriais sugerem que nas condições da atmosfera de Titã é possível a formação abiótica de moléculas orgânicas como bases azotadas (centrais ao ácidos ribonucleico, ARN, e desoxirribonucleico, ADN, que contêm a informação genética em todos os seres vivos na Terra) e aminoácidos (os monómeros constituintes das proteínas de todas as formas de vida na Terra). Surge então a pergunta: o que sucede a todas estas moléculas orgânicas potencialmente depositadas na superfície gelada de Titã? Experiências laboratoriais de irradiação de filmes finos de aminoácidos (glicina, alanina e ácido α-aminobutírico) depositados sobre gelo, nas condições de Titã, estão precisamente a ser efetuadas para responder a esta pergunta, pelo grupo de Astrobiologia do Instituto Superior Técnico. De forma a poder estudar as interações intermoleculares em filmes finos de aminoácidos e comparar os seus resultados com os resultados laboratoriais, durante o meu trabalho de mestrado preparei e corri uma série de simulações computacionais de dinâmica molecular. Para tal, foi usado o software de simulações de dinâmica molecular GROMACS. Apesar de terem sido efetuados alguns desvios às condições de Titã (e das condições experimentais) ao modelar os filmes de aminoácidos na sua fase líquida em lugar da de sólido amorfo, foi possível retirar algumas conclusões acerca das interações intermoleculares entre aminoácidos. Os aminoácidos em estudo, nas condições de Titã, apresentam um estado Zwitterónico em que, apesar de globalmente neutros, 2 dos seus grupos funcionais formam iões de polaridades opostas. Nas simulações de filme fino (que permitiram estudar a estrutura emergente no líquido) foi possível observar algum grau de organização, devido à aglomeração de grupos funcionais mais polares no interior do filme, levando à concentração das cadeias laterais neutras dos aminoácidos na interface com o vácuo. Além disso, simulou-se também o interior de um filme líquido de aminoácidos, longe de efeitos de organização causados pelas interfaces. Nestas simulações foi possível obter funções de distribuição radial de átomos de hidrogénio (do grupo amina) na vizinhança de átomos de oxigénio (do grupo carboxilo) entre aminoácidos diferentes. Calculou-se com base nestes perfis radiais o número de átomos de hidrogénio vizinhos a átomos de oxigénio, correspondentes a átomos que estabelecem pontes de hidrogénio. Concluindo, estudar a atmosfera de Titã com espectroscopia visível de alta resolução é uma oportunidade única de observar um alvo planetário com CH4 na sua atmosfera, permitindo o estudo das propriedades espectrais desta molécula. Permite também o uso de uma atmosfera próxima e quimicamente complexa para testar novos métodos para a deteção remota de elementos químicos minoritários na atmosfera – preparando futuros estudos de atmosferas de exoplanetas rochosos como a missão ARIEL. Já as simulações de dinâmica molecular de aminoácidos feitos neste projeto são profundamente complementares a estudos em laboratório e (futuramente) in situ sobre moléculas orgânicas em ambientes extraterrestres e no estudo da habitabilidade de luas geladas.
Description
Tese de mestrado, Física (Astrofísica e Cosmologia), 2023, Universidade de Lisboa, Faculdade de Ciências
Keywords
Atmosferas planetárias Titã Moléculas orgânicas Espectroscopia de alta resolução Simulações de dinâmica molecular Teses de mestrado - 2024