Made available in DSpace on 2014-06-11T19:22:30Z (GMT). No. of bitstreams: 0 Previous issue date: 2013-03-04Bitstream added on 2014-06-13T20:28:59Z : No. of bitstreams: 1 huamanespinoza_m_me_guara.pdf: 968832 bytes, checksum: d9143c9ac2bced7e7e596dfec1f9845b (MD5) / Encontros próximos com asteroides massivos são conhecidos por ser um mecanismo de mobilidade dinâmica que pode alterar significativamente elementos próprios de corpos menores, e eles são a principal fonte de mobilidade dinâmica para asteroides médios e grandes dimensões (D>20 km, aproximadamente). A mobilidade orbital causada pelos encontros próximos com asteroides massivos foi estudado no passado e pode ser um mecanismo viável para produzir a localização atual orbital de alguns dos asteroides tipo V atualmente fora da família Vesta. É bem conhecido, no entanto, que as frequências próprias da precessão do pericentro g e longitude do nodo s de planetas terrestres mudam quando um ou mais dos outros planetas não é considerado no esquema de simulação. Por exemplo as frequências g4 e s4 são diferentes quando o sistema solar completo é considerado ou quando somente Marte e os planetas jovianos foram contabilizadas. Neste trabalho consideramos os efeitos de que a inclusão de um ou mais asteroides massivos no esquema de simulação tiver na órbita dos asteroides massivos e, indirectamente, sobre as estatísticas de mudanças no semieixo maior causada pelos encontros próximos com este asteroide massivo. Nós descobrimos que os asteroides massivos, as frequências próprias são dependentes do número de outros asteroides massivos considerados no esquema de simulação e que, como resultado, as estatísticas inteiras do encontros com asteroides massivos também é afetada. As variações da mudança no semieixo maior próprio a causada pelos quatro asteroides mais massivos variou de até 36,3% nos cinco esquemas de simulações que utilizamos, e o número de encontros que causou a fortes mudanças na semieixo maior variou até um fator de 2. O efeito indireto causado pela presença de outros asteroides massivos, portanto... / Close encounters with massive asteroids are known to be a mechanism of dynamical mobility that can significantly alter proper elements of minor bodies, and they are the main source of dynamical mobility for medium-sized and large asteroids (D>20 km, approximately). Orbital mobility caused by close encounters with massive asteroids has been studied in the past and could be a viable mechanism to produce the current orbital location of some of the V-type asteroids currently outside the Vesta family. It is well known, however, that the proper frequencies of precession of pericenter g and longitude of the node s of terrestrial planets change when one or more of the other planets is not considered in the integration scheme. For instance, the g4 and s4 frequencies are different when the full solar system is considered or when only Mars and the Jovian planets are accounted for. In this work we consider the effect that including one or more massive asteroids in the integration scheme has on the massive asteroids orbit, and, indirectly on the statistics of changes in semi-major axis caused by close encounters with this com mais de ummassive asteroid. We find that massive asteroid proper frequencies are dependent on the number of other massive asteroids considered in the integration scheme and that, as a result, the whole statistics of encounters with asteroid is also affected. Variances of the change in proper a caused by the four most massive asteroids varied up to 36.3% in the five integration schemes that we used, and the number of encounters that caused the strongest changes in semi-major axis varied up to a fator 2. The indirect effect caused by the presence of other massive asteroids therefore introduces an additional source of uncertainty in estimating the long-term effect of close encounters with massive asteroids that was not accounted for in... (Complete abstract click electronic access below)

Made available in DSpace on 2014-06-11T19:22:30Z (GMT). No. of bitstreams: 0 Previous issue date: 2014-02-21Bitstream added on 2014-06-13T19:27:57Z : No. of bitstreams: 1 000755268.pdf: 15353732 bytes, checksum: f21fb21c66f75bcc7589a5ff10fb51b3 (MD5) / Este trabalho pode ser dividido em dois objetivos principais: explorar as ferramentas que o integrador numérico hidrodinâmico FARGO 2D e investigar a possibilidade de formação de satélites nas regiões de baixas velocidades próximas ao lóbulo de Roche de um planeta gigante. Como descrito acima um dos objetivos desse trabalho é encontrar regiões que apresentem baixas velocidades próximas ao lóbulo de Roche de um planeta gigante. Nossa ideia consiste em que estas regiões sejam bons sítios para a formação de satélites planetários, para isso precisamos estudar o comportamento do gás que será simulado, nessas regiões, analisando sua densidade, velocidade radial e azimutal buscando evidências de um comportamento que indique que nessas regiões as velocidades sejam, de fato, baixas. Se optássemos por fazer uma simulação que envolvesse além do planeta, seus satélites desde o inicio estaríamos contrariando a teoria que prevê que os satélites teriam se formado logo após a formação dos planetas. Dessa forma procedemos de forma à simular primeiramente apenas a formação do planeta com o FARGO 2D, o tempo de simulação foi baseado no que foi encontrado na literatura, após a formação do planeta adicionamos as partículas nas regiões préviamente estipuladas e retomamos a evolução do sistema do ponto em que tinhamos parado, assim o quando as partículas forem simuladas o planeta já terá se formado e teremos um modelo mais condizente com a teoria. Ainda utilizamos o mesmo integrador para simular um planeta exposto aos efeito do disco e de migração / This work can be split into two main goals: to explore the tools than the hydrodynami- cal numerical integrator FARGO 2D and investigate the possibility of satellites formation in the low velocities regions close to the Roche lobe of a giant planet. As described above an objective of this work is to find regions with low velocities close to the Roche lobe of a giant planet. Our idea is that these regions are goods sites to the formation of planetary satellites, so we need to study the behavior of the gas that will be simulated in these region, analysing its density and radial and azimuthal velocities searching for evidences for behavior that indicate that in these regions the velocities are, indeed, low. If we had choosed to do a simulation that involved the planet and its satellites since the beginning, we contrary the theory that predicts that the satellites would have formed soon after the formation of the planets. Thus we proceeded in order to simulate firstly only the forma- tion of the planet using the FARGO 2D, the time of the simulation was based on what was found in the literature, after of the formation of the planet, was added particles on the region previously estipulated and we restarted the evolution of the system from the point where we had stopped, so when the particles are simulated, the planet has already formed and then we have a model more consistent with the theory. We still used the same integrator to simulate a planet exposed to the effects of the disc and the migration

Orientador: Marcus Aloizio Martinez de Aguiar / Tese (doutorado) - Universidade Estadual de Campinas, Instituto de Fisica "Gleb Wataghin" / Made available in DSpace on 2018-07-21T15:38:18Z (GMT). No. of bitstreams: 1 Bajay_FranciscoArpad_D.pdf: 1028388 bytes, checksum: 5c4ee0f7f9a53603a3aae43041cf478d (MD5) Previous issue date: 1996 / Resumo: Desenvolvemos nesse trabalho um novo método de busca de Órbitas periódicas em sistemas Caóticos. O método é baseado numa varredura unidimensional pela seção de Poincaré, que usa o comportamento das vizinhanças das órbitas periódicas como guia. Esse método é genérico e pode ser aplicado a qualquer sistema com dois graus de liberdade. Como exemplo de aplicação do método, usamos o Potencial Quártico num regime fortemente caótico. Conseguimos com a técnica desenvolvida um conjunto de aproximadamente 850 órbitas periódicas distintas / Abstract: In this work we developed a new method to find periodic orbits in chaotic systems. The method is based on a one-dimensional scan at the Poincaré section and uses the behavior of nearby trajectories as a guide in the search. The method is generic and can be apllied to any two-degree of freedom system. As an example we have considered the Quartic Potencial in a strongly chaotic regime. We found approximately 850 different periodic orbits / Doutorado / Física / Doutor em Ciências

Made available in DSpace on 2014-06-12T18:31:37Z (GMT). No. of bitstreams: 2 arquivo9588_1.pdf: 621138 bytes, checksum: bb527e33f8271d46f77af1bdea3dc7fd (MD5) license.txt: 1748 bytes, checksum: 8a4605be74aa9ea9d79846c1fba20a33 (MD5) Previous issue date: 2012 / Conselho Nacional de Desenvolvimento Científico e Tecnológico / Neste trabalho tratamos da existência de orbitas periodicas numa vizinhanca de equilibrios relativos no problema de n vortices no plano e na esfera. Mais especificamente, no plano, o equilibrio relativo consiste de n vortices unitarios nos vertices de um poligono regular inscrito numa circunferência centrada na origem com e sem um vortice de intensidade no centro. Na esfera consiste de n vortices unitarios nos vertices de um poligono regular inscrito numa circunferência em uma latitude fixa da esfera com e sem um vortice de intensidade no polo norte. A ferramenta basica utilizada e o Teorema do Centro de Lyapunov

Made available in DSpace on 2015-12-10T14:24:29Z (GMT). No. of bitstreams: 0 Previous issue date: 2015-07-29. Added 1 bitstream(s) on 2015-12-10T14:30:41Z : No. of bitstreams: 1 000852038.pdf: 6705690 bytes, checksum: fed6b575fb58363e4d0342e0e54a1385 (MD5) / Realizamos dois diferentes estudos envolvendo o acoplamento spin-_orbita. Um deles foi sobre a origem da obliquidade de Urano, que ainda permanece desconhecida. Algumas teorias de formação foram publicadas nas ultimas décadas, sendo que as duas mais citadas: por meio de uma colisão (Urano sofreu uma grande colisão tangencial); e por meio de um efeito ressonante entre a rotação de Urano e um satélite. Focamos nosso estudo no modelo de ressonância. Baseado num artigo de Boué & Laskar (2010), no qual os autores estudam a origem da obliquidade de Urano por meio de uma ressonância que só ocorre na presença de um satélite de grande porte (Satélite X). Fizemos um estudo numérico do problema em questão. Utilizando _orbitas já integradas do Modelo de Nice, estudamos a possibilidade de obter a atual obliquidade de Urano devido a perturbações dos planetas gigantes, Sol e o Satélite X. Nossos resultados mostram que o Satélite X ocasiona crescimento na obliquidade de Urano, podendo assim ser o responsável pela atual configuração do eixo de rotação de Urano, onde esse crescimento da obliquidade ocorre somente para determinadas configurações de semi-eixo maior e massa do Satélite X, sendo máximo quando o ângulo ressonante ( _) (longitude do equador de Urano menos a longitude do nodo ascendente do Satélite X) é zero e mínima quando é 180 graus. Porém, assim como no estudo anterior, só foi possível reproduzir a atual obliquidade de Urano com Satélite X com massas excessivamente grandes, da ordem de 0; 01 da massa de Urano. As simulações mostraram também que o Satélite X causa instabilidade no sistema de satélites internos desestabilizando-os a ponto de extingui-los. Outro estudo realizado foi sobre a origem de sistemas binários de asteroides por meio de ruptura rotacional. O processo de fissão rotacional de asteroides ... (Resumo completo, clicar acesso eletrônico abaixo) / We conducted two different studies about the spin-orbit coupling. One of them was about the origin of Uranus obliquity, that still remains unknown. Some theories of formations have been published in the last decades, the two most cited is: by collision (Uranus suffered a great tangential collision) and by a resonance between Uranus rotation and a satellite. We focused our study on the resonance model. Based on article of Boué & Laskar (2010), in which the authors study the origin of Uranus obliquity by a resonance that occurs only in the presence of a large satellite (Satellite X). We did a numerical study of this problem. Using orbits previously integrated by Nice Model, we studied the possibility of obtaining the current Uranus obliquity due to disturbances of the giant planets, the Sun and the Satellite X. Our results show that the Satellite X causes growth in Uranus obliquity and so may be the responsible for the current configuration of the Uranus rotation axis. And this growth of obliquity occurs only for certain configurations of semi-major axis and mass of the Satellite X, and maximum when the resonant angle ( _) (Uranus's equator longitude less the longitude of the ascending node of the Satellite X) is zero and minimal when it is 180 degrees. However, as in the previous study, it was only possible to reproduce the current Uranus obliquity with Satellite X with excessively large masses, about 0:01 mass of Uranus. The simulations also showed that Satellite X causes instability in the satellite with internal orbits until extinguishing them. Another study was about the origin of binary asteroid systems through rotational fission. The process of rotational fission of asteroids has been studied theoretically Scheeres (2007) and numerically Jacobson & Scheeres (2011) with simplified models restricted to planar motion. However, the observed physical configuration of contact ... (Complete abstract click electronic access below)

Orientador: Rodolpho Vilhena de Moraes / Banca: Othon Cabo Winter / Banca: Claudia Celeste Celestino / Resumo: No presente trabalho é abordada a manobra orbital Terra-Lua - Terra com o objetivo de um menor consumo de combustível. Inicialmente o satélite executa uma órbita em torno da Terra. Em um certo instante um impulso é efetuado para efetuar uma manobra não con-focal em que o satélite é transferido para uma órbita de transferência geocêntrica até um ponto da esfera de influência da Lua. A partir deste ponto o satélite é transferido para uma órbita hiperbólica em torno da Lua, e, no perilúnio desta órbita um novo impulso é dado transferindo o satélite para uma órbita lunar. A seguir é efetuada a manobra de volta em que o satélite é transferido para a órbitra geocêntrica de transferência, e no pericentro desta o satélite é transferido para a sua órbita inicial em torno da Terra. O caso não coplanar e a influência das perturbações devidas ao achatamento da Terra e a atração gravitacional da Lua também são analisados. / Abstract: In the present work an Earth-Moon-Earth orbital maneuver is studied with the purpose of minimum fuel consumption. Initially it is considered an artificial satellite orbiting around the Earth. In a certain instant an impulse is effected to effect a not cofocal maneuver where the satellite is transferred to an orbit of geocentric transference until a point of the sphere of influence of the Moon. From this point the satellite is transferred to a hyperbolic orbit around the Moon, and, in the perilúnio of this orbit a new impulse is given transferring the satellite to a lunar orbit. To follow the maneuver is effected in return where the satellite is transferred to geocentric orbit of transference, and in pericentro of this the satellite is transferred to its initial orbit around the Earth. The non-coplanar case and the influence of the disturbances due to the flattening of the Earth and the gravitational attraction of the Moon also are analyzed. / Mestre

Orientadores: Germano B. Afonso, Luiz Danilo D. Ferreira / Tese (doutorado) - Universidade Federal do Paraná / Resumo: Neste trabalho, as forças, noite-dia e invemo-verão, componentes da força de reemissão térmica total, são modeladas e analisadas para os satélites LAGEOS e GPS. É realizada uma análise das componentes radial, transversal e normal da aceleração de re-emissão térmica em função das dimensões do satélite e de sua altitude, para um satélite-teste com dados do LAGEOS. Encontra-se uma lei de seleção que associa as dimensões do satélite e a sua altitude à força atuando no satélite e que determina quando o efeito de re-emissão térmica é máximo. Além disso, a modelagem térmica aplicada ao LAGEOS resulta em um comportamento intricado da componente transversal da aceleração, ao longo dos anos, que depende de forma fundamental da inclinação do eixo de rotação em relação às fontes de calor, neste caso, a Terra e o Sol. Este comportamento pode ser previsto a partir das equações obtidas e, portanto, comportamentos anômalos da aceleração de re-emissão térmica podem ser explicados sem que novas forças não-gravitacionais sejam introduzidas ou, forças de perturbação já conhecidas sejam remodeladas. O comportamento intrincado da aceleração transversal para o satélite LAGEOS está associado à falta de controle de atitude, que estabelece uma geometria spin-órbità complexa, resultante da combinação de diversas variações cíclicas à medida que o satélite sofre translação e rotação. Por outro lado, um satélite como o GPS, que é estabilizado em três eixos, irá apresentar configurações spin-órbità simples se comparado ao satélite LAGEOS. Os painéis e o corpo são tratados separadamente e a contribuição de cada um é analisada levando-se em consideração as duas fontes principais de calor, a Terra e o Sol. Como resultado observa-se que os desvios orbitais estão na ordem do metro após quatro dias de integração, podendo chegar a magnitude do Y-bias conforme o valor da condutividade térmica na superfície do satélite. Para finalizar, um efeito do tipo Poynting-Robertson, associado ao efeito de re-emissão térmica, é modelado e aplicado para ambos os satélites, LAGEOS e GPS, com o objetivo de se obter uma estimativa de sua ordem de grandeza e de sua importância dentro do contexto das forças não-gravitacionais. / Abstract: In this work, we model we model and analyze the day-night and summer-winter forces, which are the components of the total thermal reemission force, for the LAGEOS and GPS satellites. We analyze the radial, along-track and normal components of the thermal reemission acceleration as a function of the satellite dimensions and its altitude, for a test-satellite with the data of LAGEOS. We find a selection law that associates the satellite's dimension and its altitude to force acting upon it, and which determinates when the thermal reemission effect has a maximum. Moreover, the thermal model applied to the LAGEOS results in a intricate behavior of the along-track acceleration component, along the years, which depends fundamentally on the spin axis inclination regarding to the heat sources, in this case, the Earth and the Sun. This behavior can be predicted from the equations presented here, and so, anomalous behavior of the thermal reemission acceleration can be explained without the new non-gravitational forces being introduced, or without the well-known perturbation forces being remodeled. The intricate behavior of the along-track acceleration for the LAGEOS satellite is associated to the lack of attitude control, which leads to a complex spin-orbit geometry, that results from the combination of several cyclic changes as the satellites goes through translation and rotation. On the other hand, a satellite like GPS, that is three axis stabilized will present plain spin-orbit configurations if compared to the LAGEOS. The panels and the body of the satellite are treated separately and the contribution of each one is analyzed taking into account the two main heat sources, Earth and Sun. The outcome being that the orbital deviations are meter sized after four days of integration, and can get to the magnitude of the Y-bias according to the thermal conductivity value on satellite surface. To conclude, an Poynting-Robertson like effect, associated to the thermal reemission effect, is modeled and applied to both satellites, LAGEOS and GPS, with the purpose to obtain an estimate of its magnitude and its role in the context of non-gravitational forces.

Made available in DSpace on 2014-06-11T19:25:29Z (GMT). No. of bitstreams: 0 Previous issue date: 2004-07Bitstream added on 2014-06-13T19:12:15Z : No. of bitstreams: 1 cruz_c_me_guara.pdf: 3366150 bytes, checksum: 08b399d3f2ebf41ec982fc0b5becc024 (MD5) / Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior (CAPES) / Universidade Estadual Paulista (UNESP) / Neste trabalho propõe-se analisar a dinâmica do sistema Prometeu - Pandora - Anel F de Saturno, buscando soluções para alguns comportamentos anômalos observados em seus componentes. É realizada uma descrição geral, contextualizando este sistema dentro da estrutura de satélites e anéis de Saturno. A seguir, apresenta-se dados de interesse obtidos até o presente, a partir de observações realizadas pelas sondas espaciais Pioneer 11 e Voyager 1 e 2 e pelo Hubble Space Telescope, citando os pontos problemáticos deste sistema. A teoria necessária para a compreensão de alguns aspectos é colocada e discutida através de breves explanações. As principais publicações relacionadas ao tema são analisadas e comentadas, em ordem cronológica, demonstrando os avanços realizados no conhecimento deste sistema. Elabora-se uma proposta de investigação na tentativa de reproduzir os resultados mais importantes e através deles evoluir para a busca de novas informações que venham auxiliar no entendimento da dinâmica deste sistema, utilizando-se de ferramentas de simulação numérica, nas quais são acrescentados parâmetros e influências muitas vezes não-consideradas. Em trabalhos futuros, pretende-se realizar uma análise acurada dos resultados deste trabalho, introduzindo novas variáveis e elementos que possam enriquecer a teoria que vem sendo construída e que explique de maneira cada vez mais satisfatória os enigmas existentes no sistema Prometeu - Pandora - Anel F de Saturno. / In this work, we propose to analyze the dynamic of the Prometheus - Pandor - Saturn F ring system, searching for answers to the anomalous behavior of these bodies. We've made a general description, talking about this system and also about the ring and satellites structures of Saturn. Next, we show interesting data obtained until the moment from observations realized by the spacecrafts Pioneer 11 and 12 and Hubble Space Telescope, enumerating problematic points. We present the necessary theory to understand some aspects in evidence, discussing it through soon explanations. The main publications related to the topic are commented, in chronological order, showing advances in the understanding of this system. We've made an investigative offer to reproduce the most important results and through them develop new information to help the understanding of this dynamic system, using numerical simulations tools, in which we add new parameters and influences that wasn't consider. In future works, we'll try realize an accurate analyze of this work results, introducing new variables and elements to enrich the theory that has been built and to explain in a more clear manner the puzzle that exists in the Prometheus - Pandora - F ring system of Saturn.

Made available in DSpace on 2014-06-11T19:25:30Z (GMT). No. of bitstreams: 0 Previous issue date: 2010-02-10Bitstream added on 2014-06-13T18:53:34Z : No. of bitstreams: 1 santos_pmp_me_guara.pdf: 4359750 bytes, checksum: 85e5035af4f1d67cd7f1b2afa6bc956a (MD5) / Fundação de Amparo à Pesquisa do Estado de São Paulo (FAPESP) / Neste trabalho analisamos numericamente a região externa do sistema Plutão-Caronte através da insercão de partículas-teste inicialmente em ´orbitas do tipo-P prógradas e retrógradas, no sistema formado por Plutão, Caronte, Nix e Hidra. Destas integracões numéricas foram geradas grades semi-eixo maior em função da excentricidade definindo-se regiões de partículas em orbitas estáveis e regiões de colisão e escape. Na vizinhança dos satélites Nix e Hidra foram identificadas regiões caóticas, em que partículas localizadas dentro desta região têm suas excentricidades e semi-eixo maiores aumentados e escapam ou colidem com um corpo massivo do sistema. Um conjunto de partículas permaneceram em regiões próximas das orbitas de Nix e Hidra, possivelmente coorbitais de Nix e Hidra. Para ambos os casos, prógrado e retrógrado, a região estável”é maior na região externa do sistema, após a órbita de Hidra, dependendo do valor da excentricidade. Também foram realizadas simulações numéricas inserindo satélites hipotéticos massivos além da órbita de Caronte e os efeitos causados nas órbitas de Nix e Hidra foram analisados. Um estudo numérico preliminar dos efeitos da Press˜ao de Radiac¸ ˜ao Solar em partículas com raios de 1μm, 3μm, 5μm e 10μm foi realizado. Este estudo mostrou que partículas sob os efeitos do Arrasto de Poynting-Robertson deca´ıram em 1,45 × 106 anos (partículas de 1μm de raio) e 1,45 × 107 anos (partíıculas de 10μm de raio), enquanto que a Pressão de Radiac¸ ˜ao causou variacões das excentricidades das partículas fazendo com que em alguns casos houvesse colisões com o planeta. / In this work we performed a numerical analysis of the the outer region of the Pluto-Charon system by the insertion of a sample of test particles initially in P-type prograde and retrograde orbits, in the system formed by Pluto, Charon, Nix and Hydra. These numerical integrations generated diagrams of semi-major axis versus eccentricity which define regions of particles in stable orbits and regions of collision and escape. In the vicinity of the satellites Nix and Hydra were identified chaotic regions, where particles located in this region have their eccentricities and semi-major axis increased provoking an ejection or collision with a massive body of the system. A set of particles remained in regions near the orbits of Nix and Hydra, possibly coorbitais with them. For both cases, prograde and retrograde, the “stable” region is larger in the outer region of the system, after Hydra’s orbit, depending on the value of eccentricity. Numerical simulations were also performed by inserting some massive hypothetical satellites beyond the Charon’s orbit and the effects on the orbits of Nix and Hydra were analyzed. A preliminary numerical study of the effects of the solar radiation force on a sample of particles with radii of 1μm, 3μm, 5μm e 10μm was performed. This study showed that particles under the effects of the Poynting-Robertson drag decay on a time scale between 1.45×106 years (particles of 1μm in radius) and 1.45×107 years (particles of 10μm in radius), while the radiation pressure caused variations of the eccentricities of the particles causing in some cases collisions with the planet.

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