Characterising Solar System planets' atmosphere using cloud tracking wind velocities retrieval method
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| Data de Publicação: | 2017 |
| Tipo de documento: | Dissertação |
| Idioma: | eng |
| Título da fonte: | Repositório Científico de Acesso Aberto de Portugal (Repositórios Cientìficos) |
| Texto Completo: | http://hdl.handle.net/10451/31344 |
Resumo: | Tese de mestrado em Física, apresentada à Universidade de Lisboa, através da Faculdade de Ciências, 2017 |
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Characterising Solar System planets' atmosphere using cloud tracking wind velocities retrieval methodVénusJúpiterSaturnoVento zonalVórticeOndas atmosféricasNavegação planetáriaTeses de mestrado - 2017Domínio/Área Científica::Ciências Naturais::Ciências FísicasTese de mestrado em Física, apresentada à Universidade de Lisboa, através da Faculdade de Ciências, 2017Embora tenhamos todos a mesma origem, os planetas do sistema solar evoluíram todos de forma bastante distinta, criando um palco de estudo de ambientes bastante diversificados num lugar bastante acessível do Universo. Dentro dos planetas que possuem uma atmosfera estável, o comportamento dinâmico de cada um é especialmente singular. Vénus é, à primeira vista um planeta bastante semelhante à Terra, tendo origens semelhantes e dimensões, densidades, massas, composições químicas e distância ao Sol muito próximas, no entanto as condições que se verificam à superfície dos dois planetas são bastantes díspares. Ao passo que na Terra testemunhamos condições ideais para a existência de vida, na superfície de Vénus assistimos a temperaturas que podem ultrapassar os 460oC, uma pressão atmosférica 90 vezes mais intensa que na Terra ao nível do mar (próximo à pressão a 1km de profundidade no oceano) e nuvens de ácido sulfúrico. Estes aspectos devem-se, em grande parte ao papel da atmosfera de Vénus, em particular o efeito de estufa descontrolado que se verifica, responsável pelas temperaturas altíssimas à superfície tanto no lado diurno como no lado nocturno, sendo portanto um caso extremo das alterações climáticas no nosso planeta. Outro aspecto importante da atmosfera de Vénus é que esta está em regime de super-rotação em volta do globo terrestre pois o gás envolvente percorre todo o globo em cerca de 4.4dias enquanto que o período de rotação da superfície rochosa é mais longo que o ano venusiano, indo até aos 243 dias. Os ventos na região equatorial podem chegar a velocidades superiores a 100 m/s (>360km/h). Estes valores de velocidade podem ser calculados através da observação do deslocamento de padrões de nuvens em imagens sucessivas através da técnica de seguimento de nuvens abordada nesta dissertação, sendo possível obter perfis latitudinais do vento zonal(ventos com direcções paralelas ao equador). Com imagens obtidas através dos instrumentos VMC e VIRTIS a bordo da sonda Venus Express da Agência Espacial Europeia (ESA) o topo (57-70km de altitude) e a base da camada de nuvens em Vénus foram observados a comprimentos de onda que rondam o ultravioleta próximo e no infravermelho respectivamente, bem como o vórtice polar no hemisfério sul também no infravermelho. Com ambos os instrumentos foram ainda detectadas e caracterizadas ondas atmosféricas de gravidade em ambos os níveis da camada de nuvens, fazendo parte de um estudo sistemático no seguimento dos trabalhos realizados em (Peralta,J., et al., 2008) e (Piccialli,A.etal., 2014). Júpiter e Saturno são mundos completamente diferentes da realidade que estamos habituados num planeta rochoso. Estes são compostos maioritariamente por gases (hidrogénio e hélio) e uma pequena percentagem para todos os outros elementos da tabela periódica a que chamamos de ’metais’ e são bastante maiores que os planetas telúricos (por exemplo o diâmetro de Júpiter perfaz mais de 11 Terras alinhadas) o que lhes confere massas bastante superiores às dos planetas rochosos. Sendo gigantes gasosos, a noção de superfície para estes corpos torna-se algo bastante difuso, pois à medida que descemos para maiores profundidades nestes planetas, a temperatura e pressão aumentam significativamente, levando os gases a estados físicos mais exóticos (como o hidrogénio metálico). No entanto, modelos científicos existentes (Irwin, 2009; Ingersol, A.Petal., 2004) mostram que as alterações de temperatura e pressão são graduais e que as transições de estado físico também devem ocorrer de forma gradual no interior dos planetas gasosos, pelo que é plausível que uma superfície clássica rochosa não exista a não ser somente no núcleo do planeta cuja existência ainda não foi confirmada. Na "superfície"observável de ambos os planetas, principalmente em Júpiter é possível verificar a forte dinâmica atmosférica, com bandas latitudinais a fluir em direcções opostas a grande velocidade(dado o período de rotação dos planetas de aproximadamente 10h e vários mecanismos de geração de energia que alimentam a atmosfera) que no caso de Saturno chegam mesmo acima dos 400m/s (1440km/h). Para além destes, movimentos turbulentos complexos e sistemas de tempestades colossais que podem viver até vários anos são uma realidade constante nos gigantes gasosos. De facto, a famosa Grande Mancha Vermelha tem mais de 150anos. Com dados do instrumento ISS (Imaging Science Subsystem) da sonda Cassini, foi possível obter imagens globais a vários comprimentos de onda, dos dois planetas por forma a aplicar o mesmo método de seguimento de nuvens já usado para Vénus e obter perfis latitudinais completos do vento zonal ao nível das nuvens de Júpiter e Saturno(camada de nuvens ao nível de pressão próximo dos 0.7bar). Dada a elevada resolução dos dados obtidos por este instrumento, também foi possível estudar fenómenos locais em ambos os corpos como a já mencionada Grande Mancha Vermelha, a estrutura hexagonal na região polar e o vórtice no hemisfério norte de Saturno, sendo obtidas as velocidades dos ventos nestas regiões. As imagens de Vénus captadas pelo instrumento VIRTIS e seleccionadas neste trabalho foram obtidas directamente através dos arquivos públicos PSA (Planetary Science Archive) da ESA da missão Venus Express. As restantes imagens usados foram providenciadas pelo orientador (Pedro Machado), no entanto todas as imagens usadas já constam em arquivos públicos das diferentes missões. Imagens Cassini/ISS foram seleccionadas com auxílio da ferramenta PVOL (Planetary Virtua Observatory Laboratory) que permite uma prévisualização da imagem e de várias informações sobre a mesma, incluindo filtros usados e a data da captura, o que é extremamente relevante para o seguimento de nuvens. Após a selecção, de forma a que as imagens fossem úteis tanto para a detecção de ondas atmosféricas de gravidade como para a técnica de seguimento de nuvens, estas foram sujeitas a um processo de tratamento de imagem com a ajuda do PLIA (Planetary Laboratory for Image Analysis), um software fornecido ao nosso grupo pela equipa de ciências planetárias de Bilbau (Hueso, R. et al., 2010). O processo passa essencialmente pela tentativa de eliminação de artefactos e aberrações na imagem que dificultem a análise da mesma e por um aumento do contraste dos detalhes presentes na imagem. Para as imagens Cassini/ISS, o PLIA foi também essencial na navegação das mesmas, atribuindo coordenadas de latitude e longitude apropriadas, a cada pixel da imagem. O método des eguimento de nuvens foi empregue com uma ferramenta auxiliar do PLIA, PICV2 (Planetary Image Correlation Velocimetry ) que usa um algoritmo de correlação de imagem de forma a identificar padrões de nuvens contrastantes como fundo que sejam similares dentro de um par de imagens. Com isso, o desfasamento em píxeis do padrão entre imagens é calculado e sabendo o intervalo de tempo entre as imagens, com as imagens navegadas, é possível calcular a velocidade do padrão de nuvens. Desta forma, vários vectores de ventos foram obtidos para os três alvos para produzir perfis latitudinais do vento zonal. Destacam-se, no hemisfério sul de Vénus na base das nuvens (com observações no infravermelho, 1.74 _m e 2.3 _m) ventos que chegam aos 60m/s(216km/h) para médias e baixas latitudes e no topo das nuvens (observações no ultravioleta próximo, 360-400n meno visível a 540nm) ventos que chegam acima dos 100m/s (>360km/h) também a médias e baixas latitudes. Para Júpiter, um perfil latitudinal do vento zonal de ambos os hemisférios foi recuperado com os ventos na zona equatorial a atingir os 150m/s (540km/h) e ainda foi obtido um perfil de ventos na Grande Mancha Vermelha que mostra o fluxo do gás ao longo da tempestade. No caso de Saturno, o perfil de vento zonal obtido mostrou o jacto equatorial proeminente deste planeta, cujas velocidades podem atingir os 450m/s(1620km/h). Também foram recuperados os ventos na região polar do hemisfério norte com especial relevância para a dinâmica do hexágono e a sua vizinhança bem como o vórtice no pólo norte de Saturno. Nesta dissertação também é abordada de forma resumida, um sistema de navegação de imagens planetárias chamado SPICE, sendo uma ferramenta desenvolvida pelo NAIF (Navigation and Ancillary Information Facility) da NASA, amplamente usada pela comunidade científica de ciências planetárias que oferece uma precisão sem precedentes na navegação planetária. O trabalho desenvolvido ao longo destes meses neste âmbito foi principalmente a aprendizagem da programação inerente a este sistema para posterior aplicação em imagens reais de sondas espaciais e também é apresentado um exemplo das aplicações de navegação SPICE.Complete general circulation models for planetary atmospheres are one of the corner stones of atmosphere dynamics in planetary sciences.These models take a great amount of observations for them to be accurate enough to properly describe circulation on our targets and also the possibility of application to new worlds outside our solar system. The bulk of this thesis reports the use of acutting-edge, semi-automatic cloud tracking technique with a specifically designed software(Hueso, R. et al., 2010), that allows the retrieval of wind velocities on various targets of our solar system, namely Venus, Jupiter and Saturn. With data from Venus Express VMC (Venus Monitoring Camera) (Markiewicz, W.J. et al., 2007) and VIRTIS (Visual and Infrared Thermal Imaging Spectrometer) instruments for Venus, a zonal wind profile was retrieved for the cloud tops(67-70km) with UV observations (Sanchez-Lavega, A., et al., 2008; Limaye, S.S., 2007; Peralta,J., et al., 2007) and on the base of the clouds (45-48 km) with IR observations also focusing on the south polar vortex.To study the zonal wind profile of Jupiter and Saturn, data from Cassini ISS (Imaging Science Subsystem) (Knowles, B., 2016) was used for cloud tracking on both global images of the planets but also on smaller, localized atmospheric features like the Great Red Spot storm system on Jupiter and the North Polar Hexagon and vortex on Saturn. Some complementary work was carried out regarding the detection and characterization of atmospheric gravity waves on Venus with VMC (Piccialli, A. et al., 2014) and VIRTIS (Peralta, J., et al., 2008) instruments, which is part of a continuous effort for a systematic study of these features whose role on Venus’atmosphere dynamics is yet to be fully understood. I also present an introduction to SPICE, a planetary image navigation programming system widely used by the scientific community, stating its main uses and an example of the power of this tool. This is part of an effort to learn how to properly work with this system an distill a work in progress.Machado, Pedro Miguel Borges do Canto Mota,1967-Repositório da Universidade de LisboaSilva, José Eduardo Oliveira2018-02-02T14:46:50Z201720172017-01-01T00:00:00Zinfo:eu-repo/semantics/publishedVersioninfo:eu-repo/semantics/masterThesisapplication/pdfhttp://hdl.handle.net/10451/31344TID:201870436enginfo:eu-repo/semantics/openAccessreponame:Repositório Científico de Acesso Aberto de Portugal (Repositórios Cientìficos)instname:Agência para a Sociedade do Conhecimento (UMIC) - FCT - Sociedade da Informaçãoinstacron:RCAAP2023-11-08T16:24:57Zoai:repositorio.ul.pt:10451/31344Portal AgregadorONGhttps://www.rcaap.pt/oai/openaireopendoar:71602024-03-19T21:46:54.043981Repositório Científico de Acesso Aberto de Portugal (Repositórios Cientìficos) - Agência para a Sociedade do Conhecimento (UMIC) - FCT - Sociedade da Informaçãofalse |
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