Detection and limits of detection of minor chemical species in Solar System’s atmospheres
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| Data de Publicação: | 2021 |
| Tipo de documento: | Dissertação |
| Idioma: | eng |
| Título da fonte: | Repositório Científico de Acesso Aberto de Portugal (Repositórios Cientìficos) |
| Texto Completo: | http://hdl.handle.net/10451/51935 |
Resumo: | Tese de Mestrado, Física (Cosmologia e Astrofísica), 2021, Universidade de Lisboa, Faculdade de Ciências |
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Detection and limits of detection of minor chemical species in Solar System’s atmospheresVénusMarteJúpiterPlanetary Spectrum Generatordióxido de enxofreFosfinaMetanoespetroscopia de alta resoluçãoespécies químicas minoritáriasrácio D/HAstrobiologiaTeses de mestrado - 2021Domínio/Área Científica::Ciências Naturais::Ciências FísicasTese de Mestrado, Física (Cosmologia e Astrofísica), 2021, Universidade de Lisboa, Faculdade de CiênciasO estudo de espécies químicas minoritárias em atmosferas do tipo terrestre fornece informação sobre a química, a dinâmica e a evolução das atmosferas com o tempo (Encrenaz [15]). O dióxido de enxofre (SO2) e a água (H2O) contribuem para a formação da espessa camada de nuvens de ácido sulfúrico que cobre o planeta Vénus. Presentemente, não se sabe ainda qual é a fonte de abastecimento de dióxido de enxofre existente na atmosfera. Sabemos que a sua abundância varia no espaço e no tempo com um fator que varia entre 5 e 10 (Encrenaz et al. [17]). Desta forma, é importante medir o perfil de composição vertical desta espécie e sua variabilidade na atmosfera (Vandaele et al. [68]). A fosfina (PH3) e o metano (CH4) são espécies minoritárias que são potenciais bioassinaturas, quer isto dizer que a deteção destas espécies pode identificar a existência de vida no presente ou no passado num planeta. Em detalhe, as espécies mencionadas são exemplos de bioassinaturas gasosas, isto é, espécies que são um produto direto ou indireto do metabolismo de organismos (Schwieterman et al. [59], Sousa-Silva et al. [61]). Na Terra, sabemos que a fosfina apenas é produzida por processos biológicos ou por processos antropogénicos, embora em Júpiter e Saturno já se tenha detetado fosfina. Contudo, a fosfina nos gigantes gasosos forma-se naturalmente em condições de alta temperatura e pressão (T ∼ 1000 K, P ∼ 1kbar) (Irwin [32]), que não se encontram em Vénus. Torna-se, portanto, fundamental procurar e estudar estas espécies em corpos do Sistemas Solar como forma de preparação para a sua procura nas atmosferas dos exoplanetas. Greaves et al. [29] reportou a deteção da presença de fosfina na atmosfera de Vénus, em particular no topo das nuvens, estimando uma abundância de cerca de 20 ppb, através de observações no submilímetro da transição dos 1.123 mm, com o radio-observatório ALMA (Atacama Large Milimeter Array) e o telescópio JCMT (James Clerk Maxwell Telescope). Encrenaz et al. [20] constringiu um limite superior para a abundância de fosfina em Vénus de 5 ppb, através de observações no IR do instrumento TEXES (Texas Echelon Cross Echelle Spectrograph), por volta dos 951-956 cm−1 . A abundância de fosfina proposta por ambos estes estudos é muito elevada comparada com aquela estimada por modelos atuais, que consideram reações foto-químicas e de estado-estacionário na atmosfera, superfície, nuvens e subsuperfície. Fontes a partir de volcanismo, relâmpagos e meteoritos foram descartadas. A abundância estimada por modelos é quatro ordens de grandeza inferior àquela proposta pelas observações acima. Desta forma, uma futura confirmação da deteção de fosfina em Vénus pode ser indicativo de processos geoquímicos desconhecidos em atuação ou de uma presença biológica em Venus (Greaves et al. [29]). Giuranna et al. [26] reportou a história confirmação independente da deteção de metano em Marte, através de observações por volta dos 3018 cm−1 (3.31 µm), correspondente a uma abundância estimada de 15.5 ppb, usando o instrumento PFS (Planetary Fourier Spectrometer) a bordo da missão Mars Express (MEx). O local onde a deteção foi feita foi na região da cratera Gale, contudo ainda não se conhece qual o processo físico de produção do metano e qual a sua origem. Tanto uma reação geoquímica como origem biológica são possibilidades a considerar com atenção (Giuranna et al. [26]). Os instrumentos NOMAD SO (Nadir and Occultation for Mars Discovery) e ACS (Atmospheric Chemistry Suite) na missão ExoMars procuraram detetar linhas de absorção de metano cobrindo um vasto intervalo de latitudes e longitudes, por volta dos 3029 cm−1 (3.30 µm) e dos 3049 cm−1 (3.28 µm). Contudo a procura teve um resultado negativo. De modo a desvendar a origem e evolução das atmosferas planetárias é feito o estudo dos rácios isotópicos nas atmosferas planetárias, isto é, o rácio de abundâncias entre isópotos leves e pesados de um mesmo elemento. Em particular, o rácio da abundância do deutério para a abundância da água, o D/H, e o estudo da sua variabilidade temporal e espacial é importante para estudar a perda de atmosfera com o tempo e a evolução da abundância de água nas atmosferas de planetas do tipo telúrico (de Bergh [6], Encrenaz et al. [19]). Vénus tem um D/H ∼ 157-240 D/H (Terra) (Fedorova et al. [21]), mais elevado comparando com o mesmo rácio para a Terra e para Marte. Duas razões possíveis avançadas para explicar esta diferença são o fluxo no UV superior que chega ao topo da atmosfera de Vénus em comparação com aquele que chega ao topo da atmosfera da Terra e a elevada temperatura que se encontra na superfície de Vénus. Estes dois fatores contribuem para a perda de átomos de hidrogénio na alta atmosfera em maior quantidade do que os de deutério, devido à massa inferior do primeiro em comparação com a do segundo, resultando num aumento geral do D/H (Donahue and Hodges [11]). Usando o PSG (Planetary Spectrum Generator) (Villanueva et al. [69]), uma ferramenta de transferência radiativa disponível online, comparei simulações de espetros planetários com observações, com o objetivo de identificar e constringir a abundância de espécies químicas minoritárias nas atmosferas de Vénus, Marte e Júpiter. Em Vénus, foi feita a deteção de linhas de absorção de dióxido de enxofre e a sua abundância foi estimada em cerca de 120 ppb, através da comparação das simulações com observações no IR do espectrógrafo TEXES no IRTF (Infrared Telescope Facility), por volta dos 7.4 µm (Encrenaz et al. [17]). Este valor é semelhante àquele obtido por Encrenaz et al. [19], cerca de 50-100 ppb. A fosfina não foi detetada na comparação das simulações com observações do TEXES (Encrenaz et al. [20]), por volta dos 10.5 µm, resultado este idêntico ao de Encrenaz et al. [16]. Esta não-deteção está associada à presença de uma banda telúrica de absorção de água, presente na mesma zona do espetro onde seria de esperar vermos uma linha de absorção de fosfina, por volta dos 955.26 cm−1 . Esta não-deteção não implica que não existe fosfina em Vénus, mas implica que de modo a confirmarmos a sua presença em Vénus mais observações dedicadas terão de ser feitas, em especial no IR onde a fosfina tem várias bandas de absorção. Em Marte, reproduzi com sucesso a deteção positiva e a deteção negativa do metano efetuadas pelo instrumento PFS da MEx (Giuranna et al. [26]) e pelo instrumento NOMAD SO da ExoMars (Webster et al. [72]), respetivamente, feitas por volta dos 3.3 µm. Estes dois resultados parecem contraditórios, contudo há que considerar a existência de uma possível variabilidade temporal e espacial da abundância do metano na atmosfera de Marte, possivelmente resultante da dinâmica e química dessa mesma atmosfera, que está a ser estudada neste momento. Em Júpiter, reanalisei observações do ISO (Infrared Space Observatory) (Encrenaz et al. [16]), por volta dos 7-12 µm, comparando com simulações. Detetei a presença de uma banda de emissão de metano e de bandas de absorção de metano deuterado (CH3D), da fosfina e do amoníaco (NH3). Fiz uma primeira estimativa da abundância destas espécies minoritárias na atmosfera de Júpiter. As abundâncias estimadas para o metano e o metano deuterado foram, respetivamente, (2.8−3.0)×10−3 e 1.23−1.37×10−7 . Por fim, uma determinação do D/H em Vénus, Marte e Júpiter foi obtida, através de uma comparação entre simulações e observações no IR feitas pelo CHFT (Canada-Hawai-France Telescope) (de Bergh et al. [7]), pelo observatório SOFIA (Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy) (Encrenaz et al. [18]) e pelo observatório ISO (Encrenaz et al. [16],Lellouch et al. [40]), respetivamente. Em Marte, o valor obtido foi D/H ∼ 5.9 D/H (Terra), e é semelhante ao valor obtido por Encrenaz et al. [18], D/H ∼ 3.4-4.8 D/H (Terra). Em Vénus e Júpiter, as estimativas obtidas foram D/H ∼ 107 D/H (Terra) e D/H (H2) ∼ (1.8-2.4) ×10−5 , respetivamente. Estes valores são compatíveis com D/H = 80-160 D/H (Terra), obtido por de Bergh et al. [7], e com D/H (H2) = (1.9-2.6) ×10−5 , obtido por Lellouch et al. [40], respetivamente. Em suma, o PSG provou ser uma ferramenta eficaz para a procura de espécies químicas minoritárias em vários planetas do Sistema Solar, bem como espécies com interesse astrobiológico como o metano e a fosfina.The study of minor chemical species in terrestrial planets atmospheres can teach us about the chemistry, dynamics and evolution of the atmospheres through time (Encrenaz [15]). The detection of phosphine or methane in terrestrial planets is a potential biosignature, such that it can pinpoint the presence of life on a planet, if detected in chemical disequilibrium amounts (Schwieterman et al. [59], Sousa-Silva et al. [61]). Therefore, the search for these elements on the Solar System is an important step to later apply the same techniques to exoplanetary atmospheres. To study atmospheric depletion and the evolution of water abundance on the atmospheres of terrestrial planets, the estimation of the D/H ratio and its spatial and temporal variability is used (de Bergh [6],Encrenaz et al. [20]). This thesis reports on the use of a tool called the Planetary Spectrum Generator (PSG) (Villanueva et al. [69]), a radiative transfer suite, with the goal of simulating observations of Venus, Mars and Jupiter searching for minor chemical species. For Venus, sulphur dioxide absorption lines were detected and its abundance constrained, by comparing simulations with observations by the Texas Echelon Cross Echelle Spectrograph (TEXES), around 7.4 µm (Encrenaz et al. [17]). Phosphine was not detected in the comparison between simulation and TEXES IR observations, around 10.5 µm (Encrenaz et al. [19]). For Mars, both a positive and a negative detection of methane were reproduced, by simulating IR observations by, respectively, the Mars Express (MEx) (Giuranna et al. [26]) and ExoMars missions (Webster et al. [72]), around 3.3 µm. For Jupiter, the detection of ammonia, phosphine, deuterated methane and methane was done as well as a first constraint on the abundance of these species, by comparing simulations with IR observations by the Infrared Space Observatory (ISO), around 7-12 µm (Encrenaz et al. [16]). On Venus and Mars, an estimate of the deuterium to hydrogen ratio (D/H) was obtained, by comparing simulations with observations by the Canada-Hawai-France Telescope (CFHT) (de Bergh et al. [7]), around 2.34-2.43 µm, and by the Echelon Cross Echelle Spectrograph (EXES) (Encrenaz et al. [18]), around 7.19-7.23 µm, respectively.Machado, Pedro Miguel Borges do Canto MotaRepositório da Universidade de LisboaDias, João André Baêta2022-03-23T17:07:59Z202120212021-01-01T00:00:00Zinfo:eu-repo/semantics/publishedVersioninfo:eu-repo/semantics/masterThesisapplication/pdfhttp://hdl.handle.net/10451/51935TID:202994961enginfo: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:RCAAP2023-11-08T16:56:56Zoai:repositorio.ul.pt:10451/51935Portal AgregadorONGhttps://www.rcaap.pt/oai/openaireopendoar:71602024-03-19T22:03:07.885433Repositório Científico de Acesso Aberto de Portugal (Repositórios Cientìficos) - Agência para a Sociedade do Conhecimento (UMIC) - FCT - Sociedade da Informaçãofalse |
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