Made available in DSpace on 2014-06-11T19:25:29Z (GMT). No. of bitstreams: 0 Previous issue date: 2007-07Bitstream added on 2014-06-13T20:33:09Z : No. of bitstreams: 1 rodrigues_tff_me_guara.pdf: 3882200 bytes, checksum: e4811cba55aa397290361e12d6eed278 (MD5) / Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior (CAPES) / Universidade Estadual Paulista (UNESP) / Neste trabalho investigamos a estabilidade de sistemas de satélites coorbitais de Saturno. Estudamos os satélites Tétis e Dione que possuem coorbitais, mas também investigamos as regiões de Mimas e Encelado que ainda não possuem nenhum satélite coorbital conhecido, no intuito de investigar a possibilidade de existência e ainda delimitar as fronteiras das regiões estável e do instável. Para encontrarmos possíveis satélitescoorbitais a Mimas ou Encelado,ou ainda explicar a ausência dos mesmos, e ainda delimitar as regiões de estabilidade de Dione e Tétis utilizamos o método do expoente H, que é uma medida da difusão do sistema baseada em uma lei de potência. O expoente H foi calculado com difusão em semieixo maior, longitude e excentricidade. Além do mapeamento do expoente H, fizemos o gráfico da evolução do desvio padrão e a contagem de picos, para assim verificarmos se não há nenhum tipo de erro na contagem de picos e seu comportamento. Também fizemos o gráfico do valor do expoente H em função do semi-eixo maior para cada satélite, onde são encontrados resultados relevantes. Para Dione e Tétis constatamos que ambos possuem regiões de estabilidade e instabilidade. Para Encelado e Mimas concluímos que eles também possuem regiões de baixa difusão e que poderiam perfeitamente abrigar coorbitais, que possivelmente se perderam durante a migração de Encelado para sua posição atual. / In the present work we investigate the stability of Saturn’s coorbital satellite systems. We studied the satellites Thetis and Dione, which have coorbital satellites, but we also studied the regions of Mimas and Enceladus, which do not have any coorbital satellites known, in order to investigate the possibility of their existence and also to determine the borders of the stable and unstable regions. In order to find possible coorbitals of Mimas or Enceladus, or even explain the lock of them, and also to determine the stability regions of Dione and Thetis we used the method of the expoent H, which gives a measure of the system’s diffusion based on a power law. The H expoent was computed for diffusion in semi-major axis, longitude and excentricity. We generated maps of the H expoent and plots of the standard deviation evolution and of the pics, in order to identify any counting mistakes. We also produced plots the values of the H expoent as a function of the semi-major axis for each satellite, where we found some relevant results. In the cases of Dione and Thetis we found that both have regions of stability and unstability. In the case of Enceladus and Mimas we concluded that they also have low diffusion regions, that could harbour coorbital satellites. However, they were probably lost during the migration of Enceladus towards its present position.

Resumo: Neste trabalho investigamos a estabilidade de sistemas de satélites coorbitais de Saturno. Estudamos os satélites Tétis e Dione que possuem coorbitais, mas também investigamos as regiões de Mimas e Encelado que ainda não possuem nenhum satélite coorbital conhecido, no intuito de investigar a possibilidade de existência e ainda delimitar as fronteiras das regiões estável e do instável. Para encontrarmos possíveis satélitescoorbitais a Mimas ou Encelado,ou ainda explicar a ausência dos mesmos, e ainda delimitar as regiões de estabilidade de Dione e Tétis utilizamos o método do expoente H, que é uma medida da difusão do sistema baseada em uma lei de potência. O expoente H foi calculado com difusão em semieixo maior, longitude e excentricidade. Além do mapeamento do expoente H, fizemos o gráfico da evolução do desvio padrão e a contagem de picos, para assim verificarmos se não há nenhum tipo de erro na contagem de picos e seu comportamento. Também fizemos o gráfico do valor do expoente H em função do semi-eixo maior para cada satélite, onde são encontrados resultados relevantes. Para Dione e Tétis constatamos que ambos possuem regiões de estabilidade e instabilidade. Para Encelado e Mimas concluímos que eles também possuem regiões de baixa difusão e que poderiam perfeitamente abrigar coorbitais, que possivelmente se perderam durante a migração de Encelado para sua posição atual. / Abstract: In the present work we investigate the stability of Saturn's coorbital satellite systems. We studied the satellites Thetis and Dione, which have coorbital satellites, but we also studied the regions of Mimas and Enceladus, which do not have any coorbital satellites known, in order to investigate the possibility of their existence and also to determine the borders of the stable and unstable regions. In order to find possible coorbitals of Mimas or Enceladus, or even explain the lock of them, and also to determine the stability regions of Dione and Thetis we used the method of the expoent H, which gives a measure of the system's diffusion based on a power law. The H expoent was computed for diffusion in semi-major axis, longitude and excentricity. We generated maps of the H expoent and plots of the standard deviation evolution and of the pics, in order to identify any counting mistakes. We also produced plots the values of the H expoent as a function of the semi-major axis for each satellite, where we found some relevant results. In the cases of Dione and Thetis we found that both have regions of stability and unstability. In the case of Enceladus and Mimas we concluded that they also have low diffusion regions, that could harbour coorbital satellites. However, they were probably lost during the migration of Enceladus towards its present position. / Orientador: Othon Cabo Winter / Coorientador: Décio Cardoso Mourão / Banca: Silvia Maria Giuliatti Winter / Banca: Ricardo Reis Cordeiro / Mestre

Made available in DSpace on 2014-06-11T19:25:29Z (GMT). No. of bitstreams: 0 Previous issue date: 2009-02-20Bitstream added on 2014-06-13T18:07:03Z : No. of bitstreams: 1 costa_aif_me_guara.pdf: 12656046 bytes, checksum: d12f9cc2fe08d18561268d465751ded8 (MD5) / Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior (CAPES) / Nesse trabalho estudamos o processo de acresção de massa, como um possível mecanismo de formação de satélites coorbitais. Saturno é o único planeta conhecido a possuir sistemas de satélites coorbitais. Esses são, Tétis que possui Telesto em L4 e Calipso em L5 e também Dione que é coorbital com Helene e Polideuces, onde esses ocupam L4 e L5 respectivamente. Além desses há um par de satélites de massas comparáveis chamado Janus-Epimetheus que num sistema girante perfazem ambos órbitas do tipo ferradura. O sistema estudado constitui-se de Saturno (corpo central), um proto-satélite e uma nuvem de planetesimais distribuidos aleatorioamente dentro da região coorbital do sistema em torno de um dos pontos Lagrangianos estáveis. A massa relativa do proto-satélite é 10−6, para os planetesimais a massa relativa é de 10−12, 10−13 ou 10−14 . A colisão inelástica entre os corpos do sistema é considerada, mas um estudo das velocidades relativas de colisão é feito. Os resultados das simulações mostram a formação de corpos maiores, devido as colisões entre os planetesimais, dentro da região coorbital. Alguns planetesimais apresentam movimento coorbital capturados em torno dos pontos Lagrangianos, e ainda apresentam massa nal próxima a dos satélites coorbitais de Saturno. / In this work, the process of accretion mass, as a possible mechanism for the coorbital satellites formation was studied. Saturn is the unique known planet to have coorbital satellite systems. These ones are Tethys which has Telesto around L4 and Calypso around L5 and also Dione which is coorbital with Helene and Polideuces where these ones occupy L4 and L5, respectively. Besides these ones there are some satellites called Janus-Epimetheus with masses comparable in a system where both have horseshoe-type orbits. The studied system is the case of Saturn (central body), a proto-satellite and a cloud of planetesimals randomly distributed within the region of coorbital system around one of the stable Lagrangian's points. The relative proto-satellite mass is 10−6, the relative mass for planetesimal is 10−12, 10−13 or 10−14. The inelastic collision among the planetesimals of the system is considered, but a study of the relative speed of collision is done. The results of the simulations show the formation of bigger planetesimals, due to of the collisions between planetesimals within the horseshoe region. Some planetesimals show coorbital movement captured around Lagrangian's points, and yet show nal mass close to the coorbital Saturn satellites.

Orientador: Othon Cabo Winter / Banca: Décio Cardozo Mourão / Banca: Rodney da Silva Gomes / Resumo: Nesse trabalho estudamos o processo de acresção de massa, como um possível mecanismo de formação de satélites coorbitais. Saturno é o único planeta conhecido a possuir sistemas de satélites coorbitais. Esses são, Tétis que possui Telesto em L4 e Calipso em L5 e também Dione que é coorbital com Helene e Polideuces, onde esses ocupam L4 e L5 respectivamente. Além desses há um par de satélites de massas comparáveis chamado Janus-Epimetheus que num sistema girante perfazem ambos órbitas do tipo ferradura. O sistema estudado constitui-se de Saturno (corpo central), um proto-satélite e uma nuvem de planetesimais distribuidos aleatorioamente dentro da região coorbital do sistema em torno de um dos pontos Lagrangianos estáveis. A massa relativa do proto-satélite é 10−6, para os planetesimais a massa relativa é de 10−12, 10−13 ou 10−14 . A colisão inelástica entre os corpos do sistema é considerada, mas um estudo das velocidades relativas de colisão é feito. Os resultados das simulações mostram a formação de corpos maiores, devido as colisões entre os planetesimais, dentro da região coorbital. Alguns planetesimais apresentam movimento coorbital capturados em torno dos pontos Lagrangianos, e ainda apresentam massa nal próxima a dos satélites coorbitais de Saturno. / Abstract: In this work, the process of accretion mass, as a possible mechanism for the coorbital satellites formation was studied. Saturn is the unique known planet to have coorbital satellite systems. These ones are Tethys which has Telesto around L4 and Calypso around L5 and also Dione which is coorbital with Helene and Polideuces where these ones occupy L4 and L5, respectively. Besides these ones there are some satellites called Janus-Epimetheus with masses comparable in a system where both have horseshoe-type orbits. The studied system is the case of Saturn (central body), a proto-satellite and a cloud of planetesimals randomly distributed within the region of coorbital system around one of the stable Lagrangian's points. The relative proto-satellite mass is 10−6, the relative mass for planetesimal is 10−12, 10−13 or 10−14. The inelastic collision among the planetesimals of the system is considered, but a study of the relative speed of collision is done. The results of the simulations show the formation of bigger planetesimals, due to of the collisions between planetesimals within the horseshoe region. Some planetesimals show coorbital movement captured around Lagrangian's points, and yet show nal mass close to the coorbital Saturn satellites. / Mestre

Orientador: Ernesto Vieira Neto / Coorientador: Stéfan Renner / Banca: Silvia Maria Giuliatti Winter / Banca: Rafael Sfair de Oliveira / Banca: Elbert Einstein Nehrer Macau / Banca: Nelson Callegari Júnior / Resumo: Desde 2004, as imagens obtidas pelas câmeras da sonda Cassin têm revelado a existência de vários pequenos satélites no sistema de Saturno. Três desses pequenos satélites estão dentro de arcos de partículas. Enquanto Aegaeon, Methone e Anthe e seus arcos são conhecidos por estarem em ressonância de corrotação 7:6, 14:15 e 10:15, respectivamente, com Mimas, a origem desses arcos é desconhecida. Logo, este trabalho investiga um possível processo de captura em ressonância de corrotação, que envolve o aumento da excentricidade de um satélite perturbador. Assim, através de simulações numéricas e estudos analíticos, nós mostramos um cenário que a excitação da excentricidade de Mimas poderia capturar partículas em ressonância de corrotação 7:6 14:15 e 10:11 com Mimas, fornecendo uma possível explicação para a origem dos arcos de Saturno. Outro objetivo deste trabalho é analisar uma possível região de origem de Aegaeon. Pois, há uma possibilidade de que a pequena lua Aegaeon tenha sido formada em outra região do sistema de Saturno diferente daquela que ela se encontra atualmente. Assim, também através de simulações numéricas e estudos analíticos, verificamos se a perturbação de Jano e Epimeteu através da ressonância de corrotação e Lindblad na borda externa do anel A é responsável pela migração de objetos dessa borda / Abstract: Since 2004, the images obtained by the Cassini spacecraft on-board cameras have revealed the existence of several small satellites in Saturn system. Three of these small satellites are embedded in arcs of particles. While Aegaeon, Methone and Anthe and their arcs are known to be in 7:6, 14:15 and 10:11 corotation resonances, respectively with Mimas, their origin remains unknown. This work investigates one possible process for capturing bodies into a corotation resonance, which involves increasing in the eccentricity of the perturbing body. Therefore, through numerical simulations and analytical studies, we showed a scenario in which the excitation of Mimas' eccentricity could capture particles in 7:6, 14:15 and 10:11 corotation resonance. This is a possible explanation for the origin of the arcs. Another goal of this work is to analyze a region possible of Aegaeon's origin. Because, there's a possibility of which Aegaon moonlet has been formed in another region of Saturn's system different of that Aegaeon finds itself today. Thus, also through numerical simulations and analytical studies, we verified that perturbation of Jano and Epimeteu by corotation and Lindblad resonance in the outer edge of Saturn's A ring can be responsible by the migration of particles of this edge / Doutor

Made available in DSpace on 2015-07-13T12:10:10Z (GMT). No. of bitstreams: 0 Previous issue date: 2015-02-23. Added 1 bitstream(s) on 2015-07-13T12:25:42Z : No. of bitstreams: 1 000833337.pdf: 2142013 bytes, checksum: 3f893ea77ac33507cb859a6e7a01ff23 (MD5) / Dados observacionais obtidos em 1995 durante a passagem da Terra pelo plano dos anéis de Saturno indicaram defasagens angulares nas posições previstas de Prometeu e Pandora. Usando dados adicionais as defasagens foram confirmadas com Prometeu cerca de -19º de sua longitude prevista e Pandora cerca de +25º. Uma possível relação caótica provocada pela ressonância 121:118 de movimento médio entre os dois satélites é atualmente aceita para explicar essas defasagens (Goldreich & Rappaport 2003b). Entretanto, um trabalho alternativo que analisa as evoluções temporais dos semieixos maiores dos satélites propõe que essas defasagens são consequência de dados iniciais não ideais que pertencem a um momento muito específico e não representam o comportamento dos satélites a maior parte do tempo (Cruz 2004). Neste trabalho reanalisamos as defasagens de Prometeu e Pandora por meio do estudo detalhado dos dois trabalhos citados, testando analítica e numericamente seus principais resultados. Os nossos resultados indicam que as defasagens observadas são originarias da utilização de uma condição inicial do momento de anti-alinhamento dos periapses orbitais dos satélites, que uma vez relacionados pela ressonância 121:118, geram as defasagens. É proposta uma maneira de mensurar a massa do anel F a partir do modelo dinâmico desenvolvido no trabalho, que resultou em um limite superior de massa demasiadamente grande para ser considerado. Além disso, partindo de um estudo da conservação angular, mensuramos novas densidades para Prometeu e Pandora de [0; 85 - 0; 99]g cm-³ e [0; 62 - 0; 85]g cm-³,respectivamente / Observational data collected in 1995 during the passage of the Earth by the ring plane of Saturn indicated angular lags in the predicted positions of Prometheus and Pandora. Using additional data these lags were confirmed, with Prometheus being about -19º of their estimated longitude and Pandora about 25º. A possible chaotic relationship due to a 121:118 mean motion resonance between the two satellites is currently accepted to explain those lags (Goldreich & Rappaport 2003b). However, an alternative work analyses the temporal evolution of the satellites semi-major axes and suggests that these lags are the result of non-ideal initial data which corresponds to a particular time and do not represent the behavior of satellites most of the time (Cruz 2004). In this work, we reanalyzed the lags of Prometheus and Pandora through a detailed study of the two aforementioned papers, testing analytically and numerically their main results. The results indicate that the observed lag originate from an initial condition corresponding to the time alignment of anti-periapses orbital of the satellites, once their are related by the 121: 118 mean motion resonance, they generate lags. It is proposed a way to measure the mass of the F-ring, which is still unknown, from the dynamic model developed in this work, resulting in an excessively large mass of the upper limit to be considered. In addition, from a study of the angular momentum conservation, we measure new densities for Prometheus and Pandora as [0:85 - 0:99]g cm-³ and [0:62 - 0:85]g cm-³, respectively

Orientador: Othon Cabo Winter / Coorientador: Décio Cardozo Mourão / Banca: Roberto Vieira Martins / Banca: Silvia Maria Giuliatti / Resumo: Dados observacionais obtidos em 1995 durante a passagem da Terra pelo plano dos anéis de Saturno indicaram defasagens angulares nas posições previstas de Prometeu e Pandora. Usando dados adicionais as defasagens foram confirmadas com Prometeu cerca de -19º de sua longitude prevista e Pandora cerca de +25º. Uma possível relação caótica provocada pela ressonância 121:118 de movimento médio entre os dois satélites é atualmente aceita para explicar essas defasagens (Goldreich & Rappaport 2003b). Entretanto, um trabalho alternativo que analisa as evoluções temporais dos semieixos maiores dos satélites propõe que essas defasagens são consequência de dados iniciais não ideais que pertencem a um momento muito específico e não representam o comportamento dos satélites a maior parte do tempo (Cruz 2004). Neste trabalho reanalisamos as defasagens de Prometeu e Pandora por meio do estudo detalhado dos dois trabalhos citados, testando analítica e numericamente seus principais resultados. Os nossos resultados indicam que as defasagens observadas são originarias da utilização de uma condição inicial do momento de anti-alinhamento dos periapses orbitais dos satélites, que uma vez relacionados pela ressonância 121:118, geram as defasagens. É proposta uma maneira de mensurar a massa do anel F a partir do modelo dinâmico desenvolvido no trabalho, que resultou em um limite superior de massa demasiadamente grande para ser considerado. Além disso, partindo de um estudo da conservação angular, mensuramos novas densidades para Prometeu e Pandora de [0; 85 - 0; 99]g cm-³ e [0; 62 - 0; 85]g cm-³,respectivamente / Abstract: Observational data collected in 1995 during the passage of the Earth by the ring plane of Saturn indicated angular lags in the predicted positions of Prometheus and Pandora. Using additional data these lags were confirmed, with Prometheus being about -19º of their estimated longitude and Pandora about 25º. A possible chaotic relationship due to a 121:118 mean motion resonance between the two satellites is currently accepted to explain those lags (Goldreich & Rappaport 2003b). However, an alternative work analyses the temporal evolution of the satellites semi-major axes and suggests that these lags are the result of non-ideal initial data which corresponds to a particular time and do not represent the behavior of satellites most of the time (Cruz 2004). In this work, we reanalyzed the lags of Prometheus and Pandora through a detailed study of the two aforementioned papers, testing analytically and numerically their main results. The results indicate that the observed lag originate from an initial condition corresponding to the time alignment of anti-periapses orbital of the satellites, once their are related by the 121: 118 mean motion resonance, they generate lags. It is proposed a way to measure the mass of the F-ring, which is still unknown, from the dynamic model developed in this work, resulting in an excessively large mass of the upper limit to be considered. In addition, from a study of the angular momentum conservation, we measure new densities for Prometheus and Pandora as [0:85 - 0:99]g cm-³ and [0:62 - 0:85]g cm-³, respectively / Mestre