Planetary Atmospheres : From Solar System to Exoplanets : Atmospheric Characterization and Search for Chemical Disequilibrium Compounds

Abstract

This thesis is based on an ambitious challenge: to provide useful tools in the study and characterization of planetary atmospheres, from the Solar System to exoplanets. There are four steps in the field of planetary atmospheres. Studying Earth’ atmosphere is the first step. The second is the study of Venus’ atmosphere, essential in our understanding of the origin and mechanisms that drive the superrotational atmosphere, the differences between Venus and Earth’s atmosphere and their evolution and what differentiates an Earth-like from a Venus-like exoplanets and how to model and characterize them.

The Venus’ cloud-top (70 km) wind results presented in this thesis were retrieved using two techniques: 1) ground-based Doppler Velocimetry (DV), using visible high-resolution spectroscopy (CFHT/ESPaDOnS and TNG/HARPS-N observations) 2) space-based Cloud-Tracking (CT) using UV and visible imaging (VenusExpress/VIRTIS and Akatsuki/UVI observations). The most complete and precise meridional wind profile ever retrieved was based on HARPS-N observations from Gonçalves et al. (2020).

Our team has also retrieved zonal wind velocities from Venus’ lower cloud deck (48 km), night-side, using CT on ground-based observations at the TNG/NICS, yielding results consistent with the data provided by space observations. The third and fourth steps of planetary atmospheres study would be the Solar System’s and exoplanet’s atmospheres, respectively.

Our team is currently adapting the DV method to measure horizontal winds from Mars, Jupiter and Saturn’s atmospheres. We are also leading ESA’s space mission ARIEL scientific working group “Synergies with Solar System”. Our expertise on SS atmospheres is highly valuable in the context of building a bridge between SS and exoplanets. We are developing a tool that provides an average spectra (point source) using comprehensive coverage data of different SS planets (Venus, Jupiter and Saturn) yielding a proxy of how we would see if those were exoplanets at a chosen distance from Earth.

Alternate abstract:

O derradeiro desafio da exploração espacial será, discutivelmente, a descoberta de uma “nova Terra”. A existência de água líquida e de uma atmosfera compatível estão no topo da lista de factores a procurar numa possível Terra que possa vir a ser habitada por humanos ou que seja potencialmente habitada por vida inteligente. A evolução e composição da atmosfera não é independente da vida que sustenta, estão ambas interligadas num equilibrado e sensível ciclo de água, oxigénio e dióxido de carbono. A procura por uma “Terra” ou por possível vida inteligente passa, necessariamente, pela procura de uma atmosfera com características específicas.

O objectivo desta tese era o de desenvolver técnicas de characterização de atmosferas planetárias, do Sistema Solar aos exoplanetas. O primeiro passo no estudo da atmosferas planetárias começa, naturalmente, com o estudo da atmosfera terrestre. Apesar de milhares de anos de história humana e décadas de exploração espacial, aparentemente ainda não compreendemos por completo o quão complexa e sensível é a nossa atmosfera e em que medida a nossa actual existência e decisões (ou ausêcia delas) a pode afectar. O segundo passo será o estudo da atmosfera de Vénus, o planeta mais próximo da Terra (em média). Apesar de ser visto como o planeta “gémeo”, a sua atmosfera é altamente complexa apresentando um efeito de estufa descontrolado e uma superrotação atmosférica cujos mecanismos estão ainda pouco estudados. O terceiro passo no estudo de atmosferas planetárias passa pelo estudo de outras atmosferas do Sistema Solar, tais como Marte, Titã (lua de Saturno) ou mesmo Júpiter e Saturno. Por fim, o último e mais desafiante passo será o estudo e caracterização de atmosferas de exoplanetas (planetas que orbitam outras estrelas).

Embora à primeira vista Vénus e Terra sejam planetas muito semelhantes (dimensão, densidade, massa, composição química), as condições atmosféricas e à superficie são bastante distintas. Na superfície de Vénus a temperatura média é de ∼470°C e a pressão atmosférica de ∼90 bar. O efeito de estufa descontrolado, originado pelo CO2 presente na atmosfera (cerca de 96%), é o grande responsável pela elevada temperatura superficial. Este fenómeno constitui um notável caso de estudo para o aquecimento global e as subsequentes alterações climáticas terrestres. A climatologia comparativa entre Vénus e Terra é essencial para a compreensão da evolução de atmosferas planetárias, e também de exoplanetas, podendo contribuir para a distinção entre os chamados exoplanetas tipo-Terra e tipo-Vénus. A atmosfera venusiana está num estado de superrotação, tendo um período de rotação (4,4 dias terrestres) muito inferior ao do corpo sólido do planeta (243 dias terrestres). A circulação de vento zonal dá-se na direcção paralela ao equador, sentido este-oeste (rotação retrógrada) equanto a circulação de vento meridional é responsável pelo transporte de momento e energia entre o equador e os polos, numa estrutura do tipo célula de Hadley, uma por hemisfério. A caracterização da circulação atmosférica, nomeadamente no topo das nuvens a cerca de 68-70 km de altitude, é crucial para a compreensão dos mecanismos que criam e a mantêm a superrotação. A densa camada de nuvens, formadas por gotículas de ácido sulfúrico e de um composto ainda não identificado que absorve a radiação ultravioleta,