Detection of chemical species in Titan's atmosphere using high-resolution spectroscopy

Tese de mestrado, Física (Astrofísica e Cosmologia), Universidade de Lisboa, Faculdade de Ciências, 2019O nosso Sistema Solar é muito diverso no tipo de planetas que contém. Planetas telúricos, que são principalmente constituídos por silicatos ou metais, gigantes gasosos, que são constituídos principalmente por hidrogénio e hélio, e gigantes gelados, onde água, metano e amoníaco predominam. Tal como as suas propriedades, as suas atmosferas também são distintas. No caso dos corpos rochosos, apenas quatro possuem uma atmosfera densa, Mercúrio, Vénus, Terra e, um dos objectos de observação deste trabalho, Titã. Titã é o único corpo para além da Terra que possui um fluido estável na sua superfície. A sua atmosfera é constituída principalmente por azoto, metano, algum hidrogénio e vários hidrocarbonetos. Tal como a da Terra, a atmosfera de Titã está bem estruturada em troposfera, estratosfera, mesosfera e termosfera, sendo que a atmosfera é mais extensa do que a da Terra chegando a ter alturas de escala entre os 15 e os 50 km, pois Titã tem uma forca gravítica mais baixa. Titã também possui ventos em superrotação, devido a ter um período de rotação longo e síncrono com o de translação, e sofre de efeitos sazonais devido à inclinação da sua órbita, que coincide com a inclinação da órbita de Saturno. Em média, o seu lado diurno é mais frio que o seu lado nocturno. No pólo onde é Inverno, na estratosfera baixa, as temperaturas chegam a ser 25 K mais baixas que o equador, no entanto a estratopausa é cerca de 20 K mais quente Saturno, caracterizado pelo seu grande sistema de anéis, possui uma atmosfera que é principalmente constituída por hélio, seguindo-se metano, amoníaco e outros hidrocarbonetos e moléculas compostas por hidrogénio, fósforo, carbono ou oxigénio. Possui uma tropopausa bem definida perto dos 80 mbar, que separa uma estratosfera estável em que a temperatura aumenta com a altitude de uma tropoesfera em que a temperatura aumenta com a profundidade. Devido à inclinação do seu plano de rotação sofre de efeitos sazonais tal como Titã. Existem gradientes de temperatura que diminuem com o aumento de pressão, chegando a ser de 40 K na estratosfera e 10 K na troposfera dos pólos. Além disso o aspecto visual de Saturno também muda, metano, que aprece com tons de azul, é facilmente destruído pela radiação solar. O hemisfério que estiver mais sujeito à radiação solar (Verão) terá menos metano e terá mais uma cor castanha enquanto que o outro (Inverno) será mais azulado. Quanto à dinâmica, a atmosfera tem uma circulação zonal leste, com vários vórtices e nuvens. Sendo o mais peculiar o vórtice hexagonal no pólo norte de Saturno. Júpiter é o planeta mais massivo do Sistema Solar, tendo mais do dobro da massa de todos os outros planetas combinados. A sua composição é a que se aproxima mais a uma composição proto-estelar de todos os gigantes gasosos, mas abundância de elementos pesados como o carbono ou o nitrogénio é três a cinco vezes maior do que seria esperado numa proto-estrela. Indicando que Júpiter formou-se com planetesimais gelados e adquiriu massa suficiente para atrair grandes quantidade de gás da nebulosa. A sua atmosfera, à semelhança da de Saturno, é maioritariamente composta por hélio, seguindo-se metano, amoníaco, hidrocarbonetos, alguns gases nobres e moléculas compostas por hidrogénio, fósforo ou oxigénio. Abaixo do nível de 1 bar de pressão, a troposfera de Júpiter é caracterizada por várias nuvens dominadas por várias espécies químicas diferentes. Perto dos 5 bar existe forte evidências de nuvens de água. Para níveis acima dos 300 mbar de pressão encontra-se a estratosfera, onde neblinas combinam com nuvens de amoníaco que estão contaminadas com hidrocarbonetos e possivelmente o alótropo de fósforo que poderá dar a cor vermelha em certas zona desta camada. A pressões abaixo de 1 μbar encontra-se a termosfera onde ocorre desassociação de moléculas por partículas carregadas e auroras gigantescas ocorrem nos pólos. Dinamicamente, existem dois tipos de teorias para a atmosfera de Júpiter: modelos superficiais, que dizem que os jactos são conduzidos por turbulências em pequena escala, onde a produção de jactos é devido à combinação de penas estruturas para formar estruturas maiores, no entanto estes jactos são instáveis, e modelos profundos, baseados na rotação organizada de séries de cilindros paralelos ao eixo de rotação, que conseguem explicar bem o jacto prógrado no equador de Júpiter, mas produz um número muito pequeno de jactos largos. Os dados de Titã e parte dos dados de Saturno foram adquiridos através do espectrógrafo UVES do VLT. UVES é um espectrógrafo que está desenhado para operar com alta eficiência dos 300 nm até aos 1100 nm. Possui dois braços (vermelho e azul) que podem ser operados em separado ou ambos ao mesmo tempo. O braço vermelho cobre a radiação dos 420 nm até aso 1100 nm e está equipado com um mosaico CCD feito com um chip EEV e um chip MIT. O braço azul cobre a luz dos 300 nm até aos 500 nm e apenas tem um CCD EEV. Os restantes dados de Saturno e os dados de Júpiter foram fornecidos pela Doutora Thérèsse Encrenaz. Estes dados são espectros obtidos pelo ISO, o primeiro observatório de infra-vermelhos orbitante. Estava equipado com uma câmara de infra-vermelhos, com dois detectores , o SW e o LW, que cobria a radiação dos 2.5 aos 17 micrómetros, o foto-polarimetro ISOPHOT (2.5 aos 240 micrómetros) e dois espectrómetros, o SWS (2.4 até 45 micrómetros),de onde provieram os dados, e o LWS (45 a 196.8 micrómetros). A redução dos dados de Titã foi feita com o recurso à pipeline do UVES do EsoRelfex. Esta pipeline faz a calibração em bias, flat e dark como também faz a calibração em comprimento de onda dos dados. Como esta pipeline é geral, para o caso de uma fonte extensa como Titã foi necessário mudar o método de extracção para ’2D’. A redução dos dados UVES de Saturno foi feita usando a pipeline de Espectroscopia de Alta-Resolução do IA, que de maneira semelhante ao EsoReflex, faz as calibrações dos dados. Esta pipeline calcula os desvios de Doppler em cada ponto da imagem do alvo para medir a velocidade dos ventos, mas isso vai para além dos objectivos deste trabalho. Para a detecção de moléculas em Titã recorreu-se às bases de dados de transições moleculares HITRAN e ExoMol. Nelas procurou-se quais as moléculas que seriam possíveis serem encontradas no espectro de Titã dentro dos limites de comprimento de onda. Verificou-se que seria H2 , HD e H2O16 Para Titã detectou-se várias possíveis transições de H2O16, H2 e HD como também uma possível transição de C3. Até ser feita a calibração em fluxo do espectro para se obter unidades físicas, não se pode considerar todas as detecções como certas pois pode haver alterações na forma do espectro. No entanto, vindo-se a confirmar a detecção de C3, será então confirmada a previsão descrita na proposta de observação. Nos dados UVES de Saturno detectou-se a banda de CH4 nos 619 nm mas a calibração ´e fluxo destes dados não será possível, pois nenhuma estrela de calibração foi observada durante as observações. Detectou-se nos dados do ISO a emissão C4H2 nos 15.92 μm. Por último, em Júpiter detectou-se várias linhas de emissão de H+3 entre 3.5 e 3.9 μm. Detectou-se a linha de absorção de CH4 nos 2.6 μm e banda de emissão V3 de CH4 nos 3.3 μm. Quanto a NH3 foram detectadas várias bandas de absorção entre os 9 μm e os 12 μm.The basis behind the understanding the spectrum of radiation from an atmosphere is Radiative Transfer. It tells us how the shape, width and depth of each molecular transitional line are influenced by the conditions of the environment where these molecules inhabit and if there is surface on that planet. This thesis reports on the use of various tools and instruments in order to determine the presence of chemical species in the atmospheres of various objects in our solar system For the case of Titan, dedicated UVES observations were used and reduced with the EsoReflex UVES pipeline in order to detect multiple possible transitional lines of H2O, H2 and HD, as well as a possible transitional line of C3 which might confirm the predictions stated in the observations application [1]. For the case of Saturn, UVES observations were used as well as spectra from the ISO space telescope provided by Doctor Thérèse Encrenaz. The UVES data was reduced by the IA’s High-Resolution Spectroscopy pipeline and in it the 619 nm CH4 band was detected. In the ISO data the C4H2 was detected. For the case of Jupiter, ISO spectra provided by Doctor Thérèse Encrenaz were used. In the spectra, the 2.6 microns absorption and the V3 emission band at 3.3 microns were detected for CH4, multiple absorption bands at the 9 to 12 microns range were detected for NH3, and multiple H+3 emission lines were detected as well. In the future, we intend to use the Saturn and Jupiter ISO data to retrace the steps from [2] and [3] in order to learn how to use the NEMESIS Radiative Transfer model [4] and apply it to the Titan data in order to obtain its temperature and pressure profile