Carbon monoxide and temperature in the upper atmosphere of Venus through the analysis of limb observations by virtis/vex

Resumen

El planeta Venus, por su cercanía y dimensión parecida a la Tierra, ha sido uno de los objetos más atractivos para la ciencia planetaria, y uno de los más explorados desde satélite. Ya desde la primera era espacial (1960-1970), Venus reveló su cara más impredecible y desconocida, con temperaturas en superficie muy elevadas (~ 470ºC) y una densa capa de nubes de acido sulfúrico. En las décadas de los 70-80, las técnicas de sondeo en el cercano IR permitieron penetrar en esa espesa capa de nubes y estudiar los fenómenos que ocurren en la baja atmósfera. En cuanto a la alta atmósfera de Venus, que es el objeto de estudio de esta tesis, entre las misiones que más han contribuido a su conocimiento destacamos la sonda Pioneer Venus (Fimmel et al. 1983, Russel et al. 1992), y el sobrevuelo de la Cassini (Brown et al. 2004) en ruta hacia Saturno. Pioneer Venus proporcionó datos muy valiosos sobre la estructura vertical de la atmósfera de Venus, durante un ciclo solar completo, que permitieron el desarrollo del modelo semi-empirico VIRA (Venus International Reference Atmosphere) (Seiff et al. 1985, Hedin et al. 1983), muy usado hasta hoy en dia como atmósfera de referencia. Por su parte la sonda Cassini obtuvo medidas de las emisiones de "airglow" en el UV del O, N2 y CO en la alta atmósfera del planeta. Todas estas medidas, junto a una serie extensa de observaciones desde tierra en diversos intervalos espectrales (Allen et al. 1984, Clancy et al. 2012), han contribuido a nuestro conocimiento básico de las propiedades de la atmósfera de Venus, y al mismo tiempo han generado nuevas cuestiones sobre su composición detallada, su dinámica y evolución. Desde los años 80-90 hasta el 2006, cuando la misión Venus Express (VEx) llegó al planeta vecino (Titov et al. 2006), la mayoría de las misiones espaciales se dirigieron sobretodo al planeta Marte, dejando Venus prácticamente inexplorado durante casi 20 años. Esta Tesis esta enfocada en el análisis de las recientes medidas de VIRTIS (Visible and Infrared Thermal Imaging Spectrometer), uno de los seis instrumentos a bordo de la Venus Express, que con una resolución espectral sin precedentes ha permitido sondear sistemáticamente la atmósfera de Venus desde el visible (0.3 -1 um) hasta el cercano IR (1-5 um). El principal objetivo de este estudio es explotar científicamente las medidas de VIRTIS en el limbo del planeta, para mejorar nuestro conocimiento de las capas más altas de la atmósfera de Venus. Dichas regiones son las menos exploradas de la atmósfera de Venus, y de los planetas en general, porque las bajas densidades que las caracterizan las hacen muy difíciles de observar. Además, estas capas presentan emisiones moleculares en el IR producidas bajo condiciones de no-equilibrio termodinámico local (no-ETL), por las transiciones vibro-rotacionales de las moléculas más activas radiativamente (López-Puertas and Taylor 2001). Las emisiones más intensas en la alta atmosfera de Venus son las producidas durante el dia por bandas moleculares del CO2 en 4.3 um y 2.7 um, y del CO en 4.7 um. El análisis y la interpretación de dichas emisiones requiere normalmente el uso de sofisticadas herramientas teóricas, como modelos de no-ETL específicos para las poblaciones vibracionales, rotacionales y de espín. Los avances en las técnicas involucradas de sondeo remoto utilizadas por VIRTIS/VEx, nos han dado la oportunidad de observar la atmósfera de Venus con una elevada resolución espacial y espectral, y obtener información sobre su estructura térmica y composición. Sin embargo, las medidas de las alta atmósfera del planeta siguen siendo muy escasas, sobretodo durante el día y por encima de 100 km. La mayoría de las observaciones de VIRTIS se tomaron en geometría nadir, con el propósito de realizar mapas globales especialmente del hemisferio sur, una de las regiones menos exploradas por las misiones anteriores, y para permitir un sondeo optimo con VIRTIS, dada la geometría de la órbita de VEx. Sin embargo, precisamente debido a la forma tan elíptica de estas órbita, las medidas en geometría limbo desde la periapsis son mucho más limitadas. Aun así, estos datos constituyen una base imprescindible para derivar cuantitativamente los parametros geofísicos relevantes de la alta atmósfera de Venus. Este estudio pretende realizar determinaciones de CO y de temperatura, entre 100 y 150 km, utilizando una selección de datos obtenidos con VIRTIS en el limbo y en el hemisferio diurno, entre el 2006 y el 2010. La memoria empieza con una breve introducción (capítulo 1) sobre la atmósfera de Venus y su estructura térmica, con particular hincapié en las capas más altas (90-170 km) y en el estado actual del conocimiento de la abundancia de CO y de temperatura de estas regiones atmosféricas. A continuación, los Capítulos 2 y 3 abordan el análisis de los datos y la validación dl modelo no-ETL utilizado en el mismo. Estos capítulos contienen un compendio de cuatro artículos, tres de ellos ya han sido publicados entre el 2009 y el 2011, y constituyen la parte principal de estos capítulos. El capítulo 4 contiene un manuscrito, todavía no publicado, con los resultados de la inversión de temperatura y CO. Cada uno de estos capítulos empieza con una pequeña descripción del trabajo desarrollado para los correspondientes artículos, y la discusión de los resultados principales. Asimismo, en ellos se detallan algunas tareas fundamentales para el desarrollo de esta tesis pero que no fueron incluidas en las publicaciones. A continuación resumimos las tareas y las herramientas que se han utilizado en las tres fases principales de la tesis, que se describen en los capítulos centrales: análisis de las medidas IR de VIRTIS/VEx, validación del modelo no-ETL para Venus y la realización de los "retrievals" de la temperatura y de la abundancia de CO en la alta atmósfera venusina. En primer lugar, el análisis de datos, se enfoca en las medidas infrarrojas (IR) de VIRTIS/VEx en la alta mesosfera/baja termosfera de Venus (90-170 km), durante el dia y en el limbo del planeta, donde estas emisiones son más intensas. En concreto, en el capítulo 2 analizamos todas las medidas de CO2 en 4.3 um y 2.7 um y del CO en 4.7 um, durante los primeros 4 meses de misión, y realizamos una serie de pruebas de consistencia interna, confección de mapas de radiancia y perfiles verticales de emisión, y corrección de algunos errores sistemáticos. Las principales características de estas emisiones, como su variación con el ángulo solar cenital (SZA) y con la altura fueron interpretadas con la ayuda de un modelo no-ETL para Venus, previamente desarrollado en el Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA) (Roldán et al. 2000, López-Valverde et al. 2007). Aunque la tarea de validación de dicho modelo es parte integrante de todo el trabajo de tesis, el capítulo 3 esta especialmente centrado en este aspecto. En el se discute el comportamiento del modelo en la atmósfera de Venus y también en las de Marte y la Tierra. El trabajo consiste en analizar las más recientes observaciones desde satélite en 4.3 um y 4.7 um en las atmósferas de los tres planetas, con herramientas similares. Este estudio de planetología comparada resultó muy fructífero para ganar confianza en las principales predicciones del modelo, y para corregir algunos coeficientes colisionales que afectaban sobre todo a algunas bandas calientes del CO2. El cuarto capítulo describe una fase del trabajo que representa culminar el análisis de los datos, al realizarse la inversión de las medidas, con un "retrieval" simultáneo de abundancias de CO y de temperaturas cinéticas en la alta atmósfera de Venus. Se discuten las características principales del método diseñado especialmente para el análisis de estos espectros de VIRTIS tomados en el limbo del planeta, se describe el conjunto de datos seleccionado, su preparación y promediado para la inversión, y un análisis de errores de los términos de mayor incertidumbre. Se ha prestado particular atención a las aproximaciones, limitaciones y ventajas del método de inversión, dado que el código desarrollado representa una herramienta nueva en el Departamento de Sistema Solar del IAA, con el potencial de su aplicación futura a observaciones en condiciones similares. Los resultados concretos obtenidos se resumen en el capítulo de Conclusiones y Trabajo Futuro.