@PhDThesis{Franco:2018:StPlWa,
author = "Franco, Adriane Marques de Souza",
title = "A study of plasma waves in the induced magnetospheres of Mars and
Venus",
school = "Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais (INPE)",
year = "2018",
address = "S{\~a}o Jos{\'e} dos Campos",
month = "2018-10-25",
keywords = "Mars and Venus induced magnetospheres, plasma waves, correlation
length, atmospheric loss, Magnetosferas induzidas de Marte e
V{\^e}nus, ondas de plasma, comprimento de
correla{\c{c}}{\~a}o, perda atmosf{\'e}rica.",
abstract = "Ondas de plasma s{\~a}o consideradas como um fator essencial na
f{\'{\i}}sica magnetosf{\'e}rica, j{\'a} que as mesmas podem
transferir energia e momento do vento solar para o interior da
cavidade magnetosf{\'e}rica. Em Marte e V{\^e}nus, onde a
intera{\c{c}}{\~a}o do vento solar ocorre diretamente com a alta
atmosfera/ionosfera do planeta (magnetosfera induzida), o escape
de {\'{\i}}ons de baixas energias est{\'a} relacionado {\`a}
radia{\c{c}}{\~a}o no ultravioleta extremo e a press{\~a}o
din{\^a}mica do vento solar. A press{\~a}o din{\^a}mica do
vento solar aumenta a produ{\c{c}}{\~a}o de ondas na bainha
magn{\'e}tica, e como a blindagem magn{\'e}tica {\'e} incapaz
de impedir que ondas de frequ{\^e}ncia ultra-baixa geradas na
magnetobainha penetrem na ionosfera marciana, essas podem fornecer
energia suficiente para acelerar {\'{\i}}ons ionosf{\'e}ricos,
de modo que estes atinjam velocidade de escape, contribuindo para
a eros{\~a}o da atmosfera planet{\'a}ria. Nesta tese ondas de
plasma foram estudadas nas magnetosferas induzidas de Marte e
V{\^e}nus usando tr{\^e}s diferentes t{\'e}cnicas: Comprimento
de correla{\c{c}}{\~a}o para ambos os planetas, transformada
ondeletas na identifica{\c{c}}{\~a}o das principais
frequ{\^e}ncias dessas ondas na bainha magn{\'e}tica de Marte e
as taxas de transporte para a identifica{\c{c}}{\~a}o dos modos
de onda dominante para V{\^e}nus. As principais frequ{\^e}ncias
identificadas na bainha magn{\'e}tica de Marte est{\~a}o no
range entre 5 e 20 mHz. Essas frequ{\^e}ncias n{\~a}o apresentam
depend{\^e}ncia com o ciclo solar. O comprimento de
correla{\c{c}}{\~a}o em torno de Marte foi calculado usando
dados da MEX (densidade de el{\'e}trons de 2004 a 2015) e da
MAVEN (densidade de el{\'e}trons e campo magn{\'e}tico de 2014 a
2016). Nos dados de densidade de el{\'e}trons, o comprimento de
correla{\c{c}}{\~a}o foi encontrado variando entre 13 e 17
segundos (escala temporal) e 5.5x10^3 6.8x10^3 km (escala
espacial) para a an{\'a}lise usando dados da MEX. Para MAVEN, o
comprimento de correla{\c{c}}{\~a}o varia entre 11 e 16 segundos
(temporal) e entre 2x10^3 -4.5x10^3 km em escala especial. No
campo magn{\'e}tico, comprimentos de correla{\c{c}}{\~a}o
s{\~a}o observados entre 8-15 segundos (temporal) e entre 1x10^3
e 3x10^3 km (escala espacial). Em V{\^e}nus, comprimentos de
correla{\c{c}}{\~a}o similares s{\~a}o 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 el{\'e}trons. Para o campo magn{\'e}tico, o
comprimento de correla{\c{c}}{\~a}o 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
regi{\~o}es de plasma s{\~a}o menores que o comprimento de
correla{\c{c}}{\~a}o nas mesmas. Isso indica que ondas na bainha
magn{\'e}tica/MPB podem ser relacionadas a oscila{\c{c}}{\~o}es
na ionosfera. Em uma regi{\~a}o local, trens de onda causam
efeitos ressonantes na ionopausa do planeta, que consequentemente
contribui para o escape de {\'{\i}}ons da atmosfera
planet{\'a}ria. Em Marte, 29 potenciais casos de
penetra{\c{c}}{\~a}o de ondas na ionosfera foram identificados.
O modo de onda de Alfv{\'e}n foi identificado como o predominante
na magnetosfera Venusiana, este que pode ser observado em todas as
partes da magnetosfera, principalmente dentro da bainha
magn{\'e}tica 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.",
affiliation = "{Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais}",
committee = "Alves, Maria Virginia (presidente) and Echer, Ezequiel
(orientador) and Bolzam, Maur{\'{\i}}cio Jos{\'e} Alves
(orientador) and Dallaqua, Renato Sergio and Guedes, F{\'a}bio
Becker and Marques, Manilo Soares and Costa J{\'u}nior, Edlo da",
englishtitle = "Estudo de ondas de plasma nas magnetosferas induzidas de Marte e
V{\^e}nus",
language = "en",
pages = "262",
targetfile = "publicacao.pdf",
urlaccessdate = "27 abr. 2024"
}