| 1. Identificação | ||||||||||
| Tipo de Referência | Tese ou Dissertação (Thesis) | |||||||||
| Site | mtc-m21c.sid.inpe.br | |||||||||
| Código do Detentor | isadg {BR SPINPE} ibi 8JMKD3MGPCW/3DT298S | |||||||||
| Identificador | 8JMKD3MGP3W34R/3RSM69S | |||||||||
| Repositório | sid.inpe.br/mtc-m21c/2018/09.24.18.04 | |||||||||
| Última Atualização | 2019:06.26.16.54.58 (UTC) simone | |||||||||
| Repositório de Metadados | sid.inpe.br/mtc-m21c/2018/09.24.18.04.47 | |||||||||
| Última Atualização dos Metadados | 2022:03.18.22.11.24 (UTC) administrator | |||||||||
| Chave Secundária | INPE-18128-TDI/2827 | |||||||||
| Chave de Citação | Franco:2018:StPlWa | |||||||||
| Título | A study of plasma waves in the induced magnetospheres of Mars and Venus  | |||||||||
| Título Alternativo | Estudo de ondas de plasma nas magnetosferas induzidas de Marte e Vênus | |||||||||
| Curso | GESAST-CEA-SESPG-INPE-MCTIC-GOV-BR | |||||||||
| Ano | 2018 | |||||||||
| Data | 2018-10-25 | |||||||||
| Data de Acesso | 12 maio 2024 | |||||||||
| Tipo da Tese | Tese (Doutorado em Geofísica Espacial) | |||||||||
| Tipo Secundário | TDI | |||||||||
| Número de Páginas | 262 | |||||||||
| Número de Arquivos | 1 | |||||||||
| Tamanho | 6531 KiB | |||||||||
| 2. Contextualização | ||||||||||
| Autor | Franco, Adriane Marques de Souza | |||||||||
| Grupo | GESAST-CEA-SESPG-INPE-MCTIC-GOV-BR | |||||||||
| Afiliação | Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais | |||||||||
| Banca | Alves, Maria Virginia (presidente) Echer, Ezequiel (orientador) Bolzam, Maurício José Alves (orientador) Dallaqua, Renato Sergio Guedes, Fábio Becker Marques, Manilo Soares Costa Júnior, Edlo da | |||||||||
| Endereço de e-Mail | adriane.souza@inpe.br | |||||||||
| Universidade | Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais (INPE) | |||||||||
| Cidade | São José dos Campos | |||||||||
| Histórico (UTC) | 2018-09-25 18:17:08 :: adriane.souza@inpe.br -> administrator :: 2018 2018-11-05 16:49:46 :: administrator -> pubtc@inpe.br :: 2018 2018-11-05 17:19:25 :: pubtc@inpe.br -> administrator :: 2018 2018-11-05 17:45:45 :: administrator -> adriane.souza@inpe.br :: 2018 2018-11-28 17:41:36 :: adriane.souza@inpe.br -> pubtc@inpe.br :: 2018 2018-11-29 17:22:08 :: pubtc@inpe.br -> adriane.souza@inpe.br :: 2018 2018-11-30 13:00:42 :: adriane.souza@inpe.br -> pubtc@inpe.br :: 2018 2019-01-21 14:25:53 :: pubtc@inpe.br -> administrator :: 2018 2019-02-07 10:52:57 :: administrator -> simone :: 2018 2019-02-07 14:25:06 :: simone -> administrator :: 2018 2019-06-26 16:32:32 :: administrator -> simone :: 2018 2019-06-26 16:55:26 :: simone -> administrator :: 2018 2022-03-18 22:11:24 :: administrator -> :: 2018 | |||||||||
| 3. Conteúdo e estrutura | ||||||||||
| É a matriz ou uma cópia? | é a matriz | |||||||||
| Estágio do Conteúdo | concluido | |||||||||
| Transferível | 1 | |||||||||
| Tipo do Conteúdo | External Contribution | |||||||||
| Palavras-Chave | Mars and Venus induced magnetospheres plasma waves correlation length atmospheric loss Magnetosferas induzidas de Marte e Vênus ondas de plasma comprimento de correlação perda atmosférica | |||||||||
| Resumo | Ondas de plasma são consideradas como um fator essencial na física magnetosférica, já que as mesmas podem transferir energia e momento do vento solar para o interior da cavidade magnetosférica. Em Marte e Vênus, onde a interação do vento solar ocorre diretamente com a alta atmosfera/ionosfera do planeta (magnetosfera induzida), o escape de íons de baixas energias está relacionado à radiação no ultravioleta extremo e a pressão dinâmica do vento solar. A pressão dinâmica do vento solar aumenta a produção de ondas na bainha magnética, e como a blindagem magnética é incapaz de impedir que ondas de frequência ultra-baixa geradas na magnetobainha penetrem na ionosfera marciana, essas podem fornecer energia suficiente para acelerar íons ionosféricos, de modo que estes atinjam velocidade de escape, contribuindo para a erosão da atmosfera planetária. Nesta tese ondas de plasma foram estudadas nas magnetosferas induzidas de Marte e Vênus usando três diferentes técnicas: Comprimento de correlação para ambos os planetas, transformada ondeletas na identificação das principais frequências dessas ondas na bainha magnética de Marte e as taxas de transporte para a identificação dos modos de onda dominante para Vênus. As principais frequências identificadas na bainha magnética de Marte estão no range entre 5 e 20 mHz. Essas frequências não apresentam dependência com o ciclo solar. O comprimento de correlação em torno de Marte foi calculado usando dados da MEX (densidade de elétrons de 2004 a 2015) e da MAVEN (densidade de elétrons e campo magnético de 2014 a 2016). Nos dados de densidade de elétrons, o comprimento de correlação foi encontrado variando entre 13 e 17 segundos (escala temporal) e 5.5x10^3 6.8x10^3 km (escala espacial) para a análise usando dados da MEX. Para MAVEN, o comprimento de correlação varia entre 11 e 16 segundos (temporal) e entre 2x10^3 -4.5x10^3 km em escala especial. No campo magnético, comprimentos de correlação são observados entre 8-15 segundos (temporal) e entre 1x10^3 e 3x10^3 km (escala espacial). Em Vênus, comprimentos de correlação similares são observados usando dados da VEX (2006-2014), variando entre 9-14 segundos em escala temporal e entre 2.8x10^3- 5x10^3 km em escala espacial nos dados de densidade de elétrons. Para o campo magnético, o comprimento de correlação foi encontrado entre 7.5 e 11 segundos (temporal) e de 1.7x10^3 a 4x10^3 km (escala espacial). Para ambos os planetas foi visto que os tamanhos das regiões de plasma são menores que o comprimento de correlação nas mesmas. Isso indica que ondas na bainha magnética/MPB podem ser relacionadas a oscilações na ionosfera. Em uma região local, trens de onda causam efeitos ressonantes na ionopausa do planeta, que consequentemente contribui para o escape de íons da atmosfera planetária. Em Marte, 29 potenciais casos de penetração de ondas na ionosfera foram identificados. O modo de onda de Alfvén foi identificado como o predominante na magnetosfera Venusiana, este que pode ser observado em todas as partes da magnetosfera, principalmente dentro da bainha magnética e no vento solar upstream da frente de choque. ABSTRACT: Plasma waves are considered as an essential factor in the magnetospheric physics, once they can transfer energy and momentum from the solar wind to the inner magnetospheric cavity. In Mars and Venus, where the magnetosphere is formed by the interaction of the solar wind with the upper atmosphere/ionosphere of the planet (induced magnetosphere), the low energy ion escape is related to the extreme ultra violet radiation and solar wind pressure. The solar wind pressure increases the wave production in the magnetosheath, since magnetic shielding is unable to prevent that Ultra low frequency waves generated in the sheath penetrate into the ionosphere. Thus, they can provide enough energy to accelerate ionospheric ions, so that they reach escape speed, contributing to the atmosphere erosion. In this thesis plasma waves have been studied in the induced magnetospheres of Mars and Venus using three different techniques: correlation lengths for both planets, wavelet transform in the identification of the main frequency of these waves in the magnetosheath of Mars and transport ratios for to identify dominant wave modes for Venus. It was found that the main frequencies in the magnetosheath of Mars are in the range between 5 and 20 mHz and these frequencies did not shown any dependence of the solar cycle. Correlation lengths around Mars were computed for MEX (electron density from 2004 to 2015) and MAVEN (electron density and magnetic field from 2014 to 2016) data. Correlation length in electron density data was found varying between 13 and 17 seconds (temporal scale) and between 5.5x10^3 km and 6.8x10^3 km (spatial scale) for MEX analysis. For MAVEN it varies between 11 and 16 seconds (temporal scale) and 2x10^3 - 4.5X10^3 km in spatial scale. In the magnetic field, correlation lengths are observed between 8-15 seconds (temporal scale) and between 1x10^3 and 5x10^3 km (spatial scale). In Venus similar correlation lengths have been seen using VEX data (2006-2014), it varies from 9 to 14 seconds (temporal) and from 2.8x10^3 to 5x10^3 km (spatial scale) in the electron density data. For magnetic field, correlation length was found between 7.5-11 seconds (temporal) and 1.7x10^3 4x10^3 km (spatial). For both planets it was seen that the sizes of the plasma regions are smaller than correlation lengths on them, which indicate that waves at the magnetosheath/MPB can be related to oscillations in the ionosphere. In a local region, wave trains cause resonance effects at planetary ionopause, which consequently contributes to the enhance ion escape from the atmosphere. For Mars, 29 cases of potential wave penetration into the ionosphere were identified. The predominant wave mode around Venus was Alfvenic mode, which can be observed everywhere, mostly inside of the magnetosheath and in the upstream solar wind. | |||||||||
| Área | CEA | |||||||||
| Arranjo | urlib.net > BDMCI > Fonds > Produção pgr ATUAIS > GES > A study of... | |||||||||
| Conteúdo da Pasta doc | acessar | |||||||||
| Conteúdo da Pasta source |
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| 4. Condições de acesso e uso | ||||||||||
| URL dos dados | http://urlib.net/ibi/8JMKD3MGP3W34R/3RSM69S | |||||||||
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| Idioma | en | |||||||||
| Arquivo Alvo | publicacao.pdf | |||||||||
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| Visibilidade | shown | |||||||||
| Permissão de Leitura | allow from all | |||||||||
| Permissão de Atualização | não transferida | |||||||||
| 5. Fontes relacionadas | ||||||||||
| Repositório Espelho | urlib.net/www/2017/11.22.19.04.03 | |||||||||
| Unidades Imediatamente Superiores | 8JMKD3MGPCW/3F2PBEE | |||||||||
| Divulgação | BNDEPOSITOLEGAL | |||||||||
| Acervo Hospedeiro | urlib.net/www/2017/11.22.19.04 | |||||||||
| 6. Notas | ||||||||||
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