This work presents part of the efforts carried out in the Interplanetary Space Physics Institute (IFSI) and in the Cosmic Physics and Space Astrophysics Institute (IASF) of the Italian National Institute for Astrophysics (INAF) in the analysis of the data from the Planetary Fourier Spectrometer (PFS) experiment, included in the scientific payload of the ESA Mars Express (MEX) mission to Mars and the Visual and Infrared Thermal Imaging Spectrometer (VIRTIS) experiment, included in the ESA Venus Express (VEX) mission to Venus. Mars and Venus pertain to the planets with a “CO2 dominated” atmosphere and since they experiment different atmospheric conditions they provide an unique chance to obtain complete information on this atmospheric type at different evolutional stages; moreover, information obtained from the study of terrestrial planets are fundamental for the understanding of Earth past and future climate evolution, since other terrestrial planets represent in some sense a possible stage – or alternative path - of the Earth’s history. In particular, using the data acquired by the two ESA spacecraft we investigated the atmospheric composition of the two planets in order to give a contribute to the understanding of the main properties of Mars and Venus, since the composition of the atmosphere on global and regional scales influences the planetary climate and the evolution and the retrieved information can therefore be used to trace the atmospheric circulation, give constraints to the atmospheric stability and its long term evolution. For this task we had the first chance to perform an intensive study of water vapor on Venus, since the role of water as a trace constituent is key to illuminating the present-day Venus atmospheric energy balance, particularly with respect to the global cloud layers which permanently envelop the planet. On Mars we investigated the stable isotope record contained within carbon and oxygen (CO2 isotopes), to provide important constraints regarding the origin of the planet and its relationship to the Earth. Stable oxygen isotopes are particularly useful in the study of Mars because oxygen is abundantly present in both the Martian atmosphere and lithosphere, in particular in the main atmospheric constitute, carbon dioxide. We also investigated carbon monoxide (CO) on Mars, since it represents the main product of the CO2 photolysis and therefore is directly related to the problem of the stability of the Martian CO2 atmosphere. Infrared spectroscopy and present-day high resolution spectrometers, the most powerful remote sensing tools in the context of planetary observation, have been used to investigate the important information carried by the radiation which directly interacted with the planet. To analyze the data we developed some codes which model the two planets atmospheres and properly describe (simulate) what the instrument measures in order to retrieve from the spectra the required quantities, namely composition of the considered species. The water vapor abundance in the mesosphere of Venus has been already measured in a number of ground-based and spaceborn experiments. Various experiments gave approximately the same values from several ppm to a bit more than 10 ppm. An intriguing exception was the strong local enhancement up to 102 ppm soon after the subsolar point in the equatorial region observed by the Pioneer Venus OIR (Schoefield et al., 1982; Irwin et al., 1997; Koukouli et al., 2005). Thus our study had two main goals: to measure the water vapor abundance at the cloud tops with high spatial resolution, and to search for the wet spots observed by the Pioneer Venus. As a byproduct we measured the cloud top altitude. The Venus Express and VIRTIS observation strategy was particularly favorable for measurements at low latitudes around noon. Here the water vapor abundance near cloud top level at 2.5 μm was found to be 6 ± 2 ppm. Our best horizontal spatial resolution was about 10 km on the cloud “surface”, giving for the first time the chance with our high spatial resolution to measure local variations. Pixel-to pixel variations were within 20% and do not exceed random measurement error. Thus we did not observe any anomalously wet regions reported by the Pioneer Venus OIR experiment team. To be precise we have to note that the cloud top region in the far IR is located lower by several kilometers than that at 2.5 μm, and therefore we were sensitive to a higher level of atmosphere. The level of maximum sensitivity to the variations of water vapor is equal to 68 km, the corresponding cloud top altitude at 1.5 μm being equal to 75 ±1 km. Results show a CO mixing ratio with an average value of about 800 ppm from a first analyzed dataset observations acquired in a latitude range of approximately (- 60) ÷ (+ 60) degrees and in a solar longitude range which encompass the summer and the beginning of autumn in the northern hemisphere, therefore winter in the southern one (Ls range: 90° - 200°). Higher average values of about 900 ppm are found in the second dataset which comprises observations at the end of winter and beginning of spring in the north hemisphere (Ls range: 330° - 95°). In conclusion we find an increase in the Southern winter and at the latitudes of subsolar point where solar flux is higher and therefore CO2 photolysis is more efficient. In general seasonal features are more pronounced at equatorial latitudes and meridian profiles of the mixing ratio (for individual orbits) present seasonal shift of the maximum versus the sub solar point. We find an enhancement also at low incidence angles and at midday local time. Results on CO2 isotopes consisted primarily in the identification of all the CO2 isotopes in PFS data (LWC), with an instrumental spectral resolution never available before. The retrieved abundances of the main isotopes outside the center of the main CO2 absorption band at 667 cm–1 (LWC) performed from the analysis of the long wavelength channel of PFS spectrometer and confirmed by the short wavelength channel suggest results close to “terrestrial value” with a weighted-mean value which is equal to 0.91 ± 0.18.

In questo lavoro di tesi è descritta parte della ricerca svolta presso l’Istituto di Fisica dello Spazio Interplanetario (IFSI) e presso l’Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica Cosmica (IASF). Lo studio attuato riguarda l’analisi dei dati dello strumento Planetary Fourier Spectrometer (PFS) incluso nella missione ESA Mars Express (MEX) al pianeta Marte e del Visual and Infrared Thermal Imaging Spectrometer (VIRTIS) incluso nella missione ESA Venus Express (VEX) orbitante attorno al pianeta Venere. Venere e Marte appartengono ai cosiddetti pianeti con atmosfere dominate dalla CO2 e, sperimentando condizioni atmosferiche fra loro diverse, forniscono una possibilità unica di ottenere informazioni complete su questi tipi di atmosfera ed a stadi evolutivi diversi, inoltre le informazioni ottenute dallo studio dei pianeti terrestri risultano fondamentali per una maggiore comprensione dell’evoluzione climatica passata e futura del nostro pianeta, rappresentando essi in qualche modo un possibile stadio o un cammino alternativo della storia della Terra. Utilizzando i dati acquisiti dai due satelliti dell’ESA abbiamo investigato la composizione atmosferica di Marte e Venere poiché essa, su scala globale e regionale, influenza il clima del pianeta e la sua evoluzione e le informazioni ricavate sui gas presenti possono perciò essere utilizzate come traccianti della circolazione atmosferica, permettendo di comprendere le proprietà principali dei due pianeti ed in particolare la stabilità atmosferica e l’evoluzione a lungo termine. Il lavoro è stato concentrato su argomenti ancora affetti da incertezze nella nostra comprensione dei costituenti atmosferici diversi dall’ anidride carbonica, al fine di fornire indicazioni per studi futuri riguardanti l’aeronomia e i fenomeni di interazione con la superficie quali il vulcanismo e la correlata emissione di gas. Su questo obbiettivo abbiamo avuto la prima possibilità di effettuare uno studio intensivo del vapor d’acqua su Venere (gli studi precedenti sono stati eseguiti su regioni del pianeta limitate nel tempo e nello spazio), avendo l’acqua il ruolo di tracciante fondamentale nella comprensione dell’attuale bilancio energetico atmosferico Venusiano, con particolare riferimento allo strato globale di nubi che avvolge permanentemente il pianeta. Su Marte ci siamo invece dedicati allo studio degli isotopi stabili contenuti nel carbonio e nell’ossigeno (isotopi del CO2), offrendo informazioni sull’origine del pianeta e le sue relazioni con la Terra. L’utilizzo degli isotopi dell’ossigeno è particolarmente utile su Marte essendo questo abbondantemente presente sia nell’atmosfera che nella litosfera Marziana sottoforma del maggior costituente, l’anidride carbonica. Abbiamo inoltre eseguito uno studio sul monossido di carbonio (CO) su Marte di particolare importanza essendo esso il principale prodotto della fotolisi del CO2 e quindi direttamente correlato al problema della stabilità dell’atmosfera Marziana. La spettroscopia infrarossa e gli attuali spettrometri ad alta risoluzione, i due strumenti più efficaci di telerilevamento nel contesto delle osservazioni planetarie, sono stati utilizzati per ottenere le informazioni trasportate dalla radiazione che ha direttamente interagito con il pianeta. Per analizzare I dati abbiamo sviluppato alcuni codici che modellano le atmosfere dei due pianeti descrivono appropriatamente ciò che lo strumento misura al fine di ricavare dagli spettri le quantità richieste, quale la composizione atmosferica delle specie considerate. Il contenuto di vapor d’acqua nella mesosfera di Venere era già stato misurato in esperimenti da terra e dallo spazio, che hanno dato risultati simili di qulache ppm fino a poco più di 10. Un’interessante eccezione è stata il forte incremento fino a valori maggiori di 100 ppm riscontratosi nelle regioni equatoriali intorno a mezzogiorno, osservato da Pioneer Venus OIR (Schoefield et al., 1982; Irwin et al., 1997; Koukouli et al., 2005). Di conseguenza il nostro studio ha avuto il duplice obiettivo di misurare il contenuto d’acqua alla sommità delle nubi e ricercare la presenza dei “wet spots” osservati da Pioneer Venus. Come prodotto di passaggio abbiamo misurato anche l’altezza delle nubi. Con una risoluzione spaziale di circa 10 km alla superficie delle nubi abbiamo ricavato un valore di abbondanza di vapor d’acqua a basse latitudini in regioni subsolari di circa 6 ± 2 ppm, fornendo, l’alta risoluzione spaziale, una prima occasione di misurare le variazioni locali, risultate essere attorno al 20%, non eccedendo l’errore casuale delle misure. Il livello riscontrato di massima sensitività alle variazioni di contenuto d’acqua è situato a circa 68 km. I risultati di abbondanza del monossido di carbonio nell’atmosfera Marziana ottenuti dai dati PFS indicano un valor medio di circa 800 ppm per un dataset di osservazioni acquisite in un intervallo di latitudini pari a (- 60) ÷ (+ 60) gradi e in un intervallo di longitudini solari che comprende l’estate e l’inizio dell’autunno nell’emisfero settentrionale. Valori più alti, circa 900 ppm, sono stati riscontrati in osservazioni acquisite alla fine dell’inverno e l’inizio della primavera dell’emisfero nord. In conclusione abbiamo osservato un incremento di CO nell’inverno sud ed a latitudini subsolari in cui il flusso solare è maggiore e di conseguenza la fotolisi del CO2 più efficiente. E’ stata rinvenuta una crescita anche a bassi angoli di incidenza solare, attorno a mezzogiorno. I risultati sull’abbondanze isotopiche del CO2 consistono principalmente nell’identificazione di tutti gli isotopi nei dati PFS con una risoluzione spettrale mai raggiunta prima da strumenti nello spazio. Le abbondanze trovate dei principali isotopi, fuori dal centro della banda di maggiore assorbimento del CO2 centrata attorno a 667 cm–1 (LWC) e confermate dai risultati ottenuti dal canale a frequenze corte (SWC), suggeriscono valori simili ai valori terrestri con una media pesata di circa 0.91 ± 0.18.

Cottini, V. (2009). Infrared spectroscopy of planetary atmospheres: Mars and Venus from PFS-MEX and VIRTIS-VEX data.

Infrared spectroscopy of planetary atmospheres: Mars and Venus from PFS-MEX and VIRTIS-VEX data

COTTINI, VALERIA
2009-02-27

Abstract

In questo lavoro di tesi è descritta parte della ricerca svolta presso l’Istituto di Fisica dello Spazio Interplanetario (IFSI) e presso l’Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica Cosmica (IASF). Lo studio attuato riguarda l’analisi dei dati dello strumento Planetary Fourier Spectrometer (PFS) incluso nella missione ESA Mars Express (MEX) al pianeta Marte e del Visual and Infrared Thermal Imaging Spectrometer (VIRTIS) incluso nella missione ESA Venus Express (VEX) orbitante attorno al pianeta Venere. Venere e Marte appartengono ai cosiddetti pianeti con atmosfere dominate dalla CO2 e, sperimentando condizioni atmosferiche fra loro diverse, forniscono una possibilità unica di ottenere informazioni complete su questi tipi di atmosfera ed a stadi evolutivi diversi, inoltre le informazioni ottenute dallo studio dei pianeti terrestri risultano fondamentali per una maggiore comprensione dell’evoluzione climatica passata e futura del nostro pianeta, rappresentando essi in qualche modo un possibile stadio o un cammino alternativo della storia della Terra. Utilizzando i dati acquisiti dai due satelliti dell’ESA abbiamo investigato la composizione atmosferica di Marte e Venere poiché essa, su scala globale e regionale, influenza il clima del pianeta e la sua evoluzione e le informazioni ricavate sui gas presenti possono perciò essere utilizzate come traccianti della circolazione atmosferica, permettendo di comprendere le proprietà principali dei due pianeti ed in particolare la stabilità atmosferica e l’evoluzione a lungo termine. Il lavoro è stato concentrato su argomenti ancora affetti da incertezze nella nostra comprensione dei costituenti atmosferici diversi dall’ anidride carbonica, al fine di fornire indicazioni per studi futuri riguardanti l’aeronomia e i fenomeni di interazione con la superficie quali il vulcanismo e la correlata emissione di gas. Su questo obbiettivo abbiamo avuto la prima possibilità di effettuare uno studio intensivo del vapor d’acqua su Venere (gli studi precedenti sono stati eseguiti su regioni del pianeta limitate nel tempo e nello spazio), avendo l’acqua il ruolo di tracciante fondamentale nella comprensione dell’attuale bilancio energetico atmosferico Venusiano, con particolare riferimento allo strato globale di nubi che avvolge permanentemente il pianeta. Su Marte ci siamo invece dedicati allo studio degli isotopi stabili contenuti nel carbonio e nell’ossigeno (isotopi del CO2), offrendo informazioni sull’origine del pianeta e le sue relazioni con la Terra. L’utilizzo degli isotopi dell’ossigeno è particolarmente utile su Marte essendo questo abbondantemente presente sia nell’atmosfera che nella litosfera Marziana sottoforma del maggior costituente, l’anidride carbonica. Abbiamo inoltre eseguito uno studio sul monossido di carbonio (CO) su Marte di particolare importanza essendo esso il principale prodotto della fotolisi del CO2 e quindi direttamente correlato al problema della stabilità dell’atmosfera Marziana. La spettroscopia infrarossa e gli attuali spettrometri ad alta risoluzione, i due strumenti più efficaci di telerilevamento nel contesto delle osservazioni planetarie, sono stati utilizzati per ottenere le informazioni trasportate dalla radiazione che ha direttamente interagito con il pianeta. Per analizzare I dati abbiamo sviluppato alcuni codici che modellano le atmosfere dei due pianeti descrivono appropriatamente ciò che lo strumento misura al fine di ricavare dagli spettri le quantità richieste, quale la composizione atmosferica delle specie considerate. Il contenuto di vapor d’acqua nella mesosfera di Venere era già stato misurato in esperimenti da terra e dallo spazio, che hanno dato risultati simili di qulache ppm fino a poco più di 10. Un’interessante eccezione è stata il forte incremento fino a valori maggiori di 100 ppm riscontratosi nelle regioni equatoriali intorno a mezzogiorno, osservato da Pioneer Venus OIR (Schoefield et al., 1982; Irwin et al., 1997; Koukouli et al., 2005). Di conseguenza il nostro studio ha avuto il duplice obiettivo di misurare il contenuto d’acqua alla sommità delle nubi e ricercare la presenza dei “wet spots” osservati da Pioneer Venus. Come prodotto di passaggio abbiamo misurato anche l’altezza delle nubi. Con una risoluzione spaziale di circa 10 km alla superficie delle nubi abbiamo ricavato un valore di abbondanza di vapor d’acqua a basse latitudini in regioni subsolari di circa 6 ± 2 ppm, fornendo, l’alta risoluzione spaziale, una prima occasione di misurare le variazioni locali, risultate essere attorno al 20%, non eccedendo l’errore casuale delle misure. Il livello riscontrato di massima sensitività alle variazioni di contenuto d’acqua è situato a circa 68 km. I risultati di abbondanza del monossido di carbonio nell’atmosfera Marziana ottenuti dai dati PFS indicano un valor medio di circa 800 ppm per un dataset di osservazioni acquisite in un intervallo di latitudini pari a (- 60) ÷ (+ 60) gradi e in un intervallo di longitudini solari che comprende l’estate e l’inizio dell’autunno nell’emisfero settentrionale. Valori più alti, circa 900 ppm, sono stati riscontrati in osservazioni acquisite alla fine dell’inverno e l’inizio della primavera dell’emisfero nord. In conclusione abbiamo osservato un incremento di CO nell’inverno sud ed a latitudini subsolari in cui il flusso solare è maggiore e di conseguenza la fotolisi del CO2 più efficiente. E’ stata rinvenuta una crescita anche a bassi angoli di incidenza solare, attorno a mezzogiorno. I risultati sull’abbondanze isotopiche del CO2 consistono principalmente nell’identificazione di tutti gli isotopi nei dati PFS con una risoluzione spettrale mai raggiunta prima da strumenti nello spazio. Le abbondanze trovate dei principali isotopi, fuori dal centro della banda di maggiore assorbimento del CO2 centrata attorno a 667 cm–1 (LWC) e confermate dai risultati ottenuti dal canale a frequenze corte (SWC), suggeriscono valori simili ai valori terrestri con una media pesata di circa 0.91 ± 0.18.
A.A. 2008/2009
Astronomia
21.
This work presents part of the efforts carried out in the Interplanetary Space Physics Institute (IFSI) and in the Cosmic Physics and Space Astrophysics Institute (IASF) of the Italian National Institute for Astrophysics (INAF) in the analysis of the data from the Planetary Fourier Spectrometer (PFS) experiment, included in the scientific payload of the ESA Mars Express (MEX) mission to Mars and the Visual and Infrared Thermal Imaging Spectrometer (VIRTIS) experiment, included in the ESA Venus Express (VEX) mission to Venus. Mars and Venus pertain to the planets with a “CO2 dominated” atmosphere and since they experiment different atmospheric conditions they provide an unique chance to obtain complete information on this atmospheric type at different evolutional stages; moreover, information obtained from the study of terrestrial planets are fundamental for the understanding of Earth past and future climate evolution, since other terrestrial planets represent in some sense a possible stage – or alternative path - of the Earth’s history. In particular, using the data acquired by the two ESA spacecraft we investigated the atmospheric composition of the two planets in order to give a contribute to the understanding of the main properties of Mars and Venus, since the composition of the atmosphere on global and regional scales influences the planetary climate and the evolution and the retrieved information can therefore be used to trace the atmospheric circulation, give constraints to the atmospheric stability and its long term evolution. For this task we had the first chance to perform an intensive study of water vapor on Venus, since the role of water as a trace constituent is key to illuminating the present-day Venus atmospheric energy balance, particularly with respect to the global cloud layers which permanently envelop the planet. On Mars we investigated the stable isotope record contained within carbon and oxygen (CO2 isotopes), to provide important constraints regarding the origin of the planet and its relationship to the Earth. Stable oxygen isotopes are particularly useful in the study of Mars because oxygen is abundantly present in both the Martian atmosphere and lithosphere, in particular in the main atmospheric constitute, carbon dioxide. We also investigated carbon monoxide (CO) on Mars, since it represents the main product of the CO2 photolysis and therefore is directly related to the problem of the stability of the Martian CO2 atmosphere. Infrared spectroscopy and present-day high resolution spectrometers, the most powerful remote sensing tools in the context of planetary observation, have been used to investigate the important information carried by the radiation which directly interacted with the planet. To analyze the data we developed some codes which model the two planets atmospheres and properly describe (simulate) what the instrument measures in order to retrieve from the spectra the required quantities, namely composition of the considered species. The water vapor abundance in the mesosphere of Venus has been already measured in a number of ground-based and spaceborn experiments. Various experiments gave approximately the same values from several ppm to a bit more than 10 ppm. An intriguing exception was the strong local enhancement up to 102 ppm soon after the subsolar point in the equatorial region observed by the Pioneer Venus OIR (Schoefield et al., 1982; Irwin et al., 1997; Koukouli et al., 2005). Thus our study had two main goals: to measure the water vapor abundance at the cloud tops with high spatial resolution, and to search for the wet spots observed by the Pioneer Venus. As a byproduct we measured the cloud top altitude. The Venus Express and VIRTIS observation strategy was particularly favorable for measurements at low latitudes around noon. Here the water vapor abundance near cloud top level at 2.5 μm was found to be 6 ± 2 ppm. Our best horizontal spatial resolution was about 10 km on the cloud “surface”, giving for the first time the chance with our high spatial resolution to measure local variations. Pixel-to pixel variations were within 20% and do not exceed random measurement error. Thus we did not observe any anomalously wet regions reported by the Pioneer Venus OIR experiment team. To be precise we have to note that the cloud top region in the far IR is located lower by several kilometers than that at 2.5 μm, and therefore we were sensitive to a higher level of atmosphere. The level of maximum sensitivity to the variations of water vapor is equal to 68 km, the corresponding cloud top altitude at 1.5 μm being equal to 75 ±1 km. Results show a CO mixing ratio with an average value of about 800 ppm from a first analyzed dataset observations acquired in a latitude range of approximately (- 60) ÷ (+ 60) degrees and in a solar longitude range which encompass the summer and the beginning of autumn in the northern hemisphere, therefore winter in the southern one (Ls range: 90° - 200°). Higher average values of about 900 ppm are found in the second dataset which comprises observations at the end of winter and beginning of spring in the north hemisphere (Ls range: 330° - 95°). In conclusion we find an increase in the Southern winter and at the latitudes of subsolar point where solar flux is higher and therefore CO2 photolysis is more efficient. In general seasonal features are more pronounced at equatorial latitudes and meridian profiles of the mixing ratio (for individual orbits) present seasonal shift of the maximum versus the sub solar point. We find an enhancement also at low incidence angles and at midday local time. Results on CO2 isotopes consisted primarily in the identification of all the CO2 isotopes in PFS data (LWC), with an instrumental spectral resolution never available before. The retrieved abundances of the main isotopes outside the center of the main CO2 absorption band at 667 cm–1 (LWC) performed from the analysis of the long wavelength channel of PFS spectrometer and confirmed by the short wavelength channel suggest results close to “terrestrial value” with a weighted-mean value which is equal to 0.91 ± 0.18.
planets; Venus; Mars; atmosphere; infrared; spectroscopy
Settore FIS/05 - Astronomia e Astrofisica
English
Tesi di dottorato
Cottini, V. (2009). Infrared spectroscopy of planetary atmospheres: Mars and Venus from PFS-MEX and VIRTIS-VEX data.
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