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[ES] El objetivo principal de este proyecto es estudiar la estimación del tiempo de vida de satélites que se encuentran en órbita baja, así como la predicción de la trayectoria hasta un instante futuro, ya sea de unas pocas semanas o incluso meses. Dicho análisis se realizará mediante el uso de un modelo de propagación de órbitas semianalítico y el diseño de un programa de propagación utilizando el software Matlab. Los resultados obtenidos serán comparados con la base de datos histórica proporcionada por NORAD, para verificar su validez. Para el desarrollo de este modelo de propagación de órbitas, se realizará un recorrido por los diferentes modelos de perturbaciones de fuerzas a considerar, así como los métodos de integración numérica, los sistemas de tiempo y los sistemas de coordenadas empleados. Además, se tratará de analizar la precisión y eficiencia en la determinación de la trayectoria, la cual depende principalmente de tres factores: la fidelidad de los modelos de fuerza empleados para simular su movimiento; la precisión del método de integración numérica para resolver las ecuaciones de movimiento; y el uso apropiado de los sistemas de coordenadas y de tiempo. Todo ello se llevará a cabo mediante la programación de una herramienta de simulación desarrollada con el software de Matlab R2018a. La verificación de este modelo de propagación se realizará a través de la aplicación de varios casos de satélites de órbita baja, de los que se disponga información tanto de su trayectoria como de sus características operacionales., [EN] The main objective of this project is to study the lifetime estimation of satellites that are in low orbit, as well as the prediction of the trajectory until a future moment, either a few weeks or even months. This analysis will be carried out through the use of a semi-analytical orbital propagation model and the design of a propagation program using Matlab software. The results obtained will be compared with the historical database provided by NORAD, to verify their validity. For the development of this orbital propagation model, a review of the different models of satellite force perturbations will be made, as well as the numerical integration methods, the time systems and the coordinate systems used. In addition, the precision and efficiency in determining the trajectory will be analyzed, which depends mainly on three factors: the fidelity of the force models used to simulate its movement; the precision of the numerical integration method to solve the equations of motion; and the proper use of coordinate and time systems. All this will be carried out by programming a simulation tool developed with the Matlab R2018a software. The verification of this propagation model will be carried out through the application of several cases of low-orbit satellites, for which information is available on both their trajectory and their operational characteristics.

Submitted by Thamiris de Santana (t.santana@unesp.br) on 2019-12-18T14:53:42Z No. of bitstreams: 1 santana_thesis.pdf: 18901393 bytes, checksum: 2c49f45954113305cd9082ef9b2e417b (MD5) Approved for entry into archive by Pamella Benevides Gonçalves null (pamella@feg.unesp.br) on 2019-12-18T16:28:43Z (GMT) No. of bitstreams: 1 santana_t_dr_guara_par.pdf: 30723 bytes, checksum: d6cba1902ebcf5a12bc90f13285eab9d (MD5) Made available in DSpace on 2019-12-18T16:28:43Z (GMT). No. of bitstreams: 1 santana_t_dr_guara_par.pdf: 30723 bytes, checksum: d6cba1902ebcf5a12bc90f13285eab9d (MD5) Previous issue date: 2019-10-30 Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior (CAPES) Este trabalho está dividido em três partes. Na Parte I é apresentada uma breve revisão sobre o problema da defasagem dos satélites Prometeu e Pandora de Saturno. Analisamos a razão entre as defasagens Q = ∆λpro ∆λpan através da conservação do momento angular, o que implica que o fator Q devido à perturbação deve ser praticamente constante. Contudo, verificou-se que os valores ajustados a partir de dados observacionais Qobs não está de acordo com a razão de massas assumidas mpan/mpro = 0.56 e também não tem um comportamento constante. Verificou-se que há um aumento linear dado por Qobs(t) = 0.667 + 0.013t, com t dado em anos. Desta forma mostrou-se que somente a interação gravitacional entre os satélites não explica completamente os valores das defasagens. Isso indica que algum mecanismo não-mútuo deve causar pelo menos uma alteração no movimento médio de 0.45◦/ano de Prometeu ou Pandora e contribui para os valores das defasagens. Na Parte II é realizada a astrometria do satélite Daphnis utilizando o software Caviar para um conjunto selecionado de imagens da câmera ISS-NAC da sonda Cassini. A astrometria do satélite para todo o período da missão Cassini mostrou que Daphnis mudou sua órbita duas vezes. Assim, foi investigada a estabilidade orbital de Daphnis através de simulações numéricas considerando Saturno e cinco satélites ( Daphnis, Atlas, Prometeu, Pandora e Mimas) e calculando a evolução do Indicador Rápido de Lyapunov. É mostrado que Daphnis está em uma órbita caótica com um tempo de Lyapunov de ∼22 anos. Investigando possíveis ressonâncias entre Daphnis e outros satélites, verificou-se que as ressonâncias 129:125 e 157:155 com Prometeu e Atlas, respectivamente, apresentam algumas características que podem indicar caos. Adicionalmente, em simulações numéricas sem os satélites Prometeu e Atlas a órbita de Daphnis permaneceu regular, reforçando a idéia que são estes dois satélites que tem um papel relevante no comportamento caótico de Daphnis. Na Parte III é apresentado um estudo da origem das ressonâncias entre os satélites de Plutão. Foram realizadas simulações numéricas do problema de N-corpos considerando os pequenos satélites e Caronte, incluindo a migração de Caronte devido à força de maré. Utilizando a abordagem do J2 efetivo mostrou-se que os pequenos satélites podem ser capturados nas ressonâncias de movimento médio 3:1, 4:1, 5:1, 6:1 com Caronte. Para os casos das ressonâncias 5:1 e 6:1 foi possível obter uma captura somente quando uma excentricidade não nula foi considerada para Caronte. Além disso, a ressonância de movimento médio 3:1 em inclinação entre Caronte e Estige é a mais fácil de ocorrer. Para encontrar a ressonância de três corpos 3:5:2 entre Estige, Nix e Hidra procurou-se por duas ressonâncias específicas entre os satélites: 2:1 entre Estige e Hidra, e 5:4 entre Nix e Estige. Foram encontrados parâmetros que permitem a captura dos pequenos satélites exatamente com os argumentos das ressonâncias de dois corpos necessárias, porém não simultaneamente. Desta forma, sabe-se que é um caminho promissor para determinação dos parâmetros para representar a evolução dos satélites de Plutão até suas posições atuais. This work is organized into three parts. In Part I, we present a quick review of Saturn’s satellites Prometheus and Pandora lags problem. We analyzed the lags ratio Q = ∆λpro ∆λpan through the conservation of the angular momentum, that implies the ratio of the lags due to this mutual interaction must be almost constant. However, we found that the values obtained using observational data fit Qobs does not agree with the assumed masses mpan/mpro = 0.56 and is not even nearly constant. It presents a robust linear increasing rate given by Qobs(t) = 0.667 + 0.013t, with t given in years. In this way, we show that only the gravitational interaction between the satellites does not fully explain the lags values. This indicates that a non-mutual mechanism should provoke at least a mean motion changing of 0.45◦/year, also affecting Prometheus or Pandora, contributes to the lag values. In Part II, we performed the astrometry of the satellite Daphnis using the Caviar software in a selected set of images from the ISS-NAC camera of Cassini spacecraft. Daphnis’ astrometry of all Cassini mission period showed that Daphnis had changed its orbit twice. So, we have investigated the stability of Daphnis’ orbit by implemented numerical simulations considering Saturn plus five satellites: Daphnis, Atlas, Prometheus, Pandora, and Mimas and computing the evolution of the Fast Lyapunov Indicator FLI. We showed that Daphnis is on a chaotic orbit with a Lyapunov time of ∼13 years. By investigating possible resonances between Daphnis and other satellites, we found that Prometheus and Atlas with 129:125 and 157:155 mean motion resonant angles, respectively, present some features that could indicate chaos. Additionally, we found that when Prometheus and Atlas are not included in the numerical simulation, Daphnis’ orbit became regular, reinforcing the suggestion that both satellites are playing a role in Daphnis’ chaotic behavior. In Part III, we presented a study of the origin of resonance between the satellites of Pluto. We performed N-body numerical simulations considering the small satellites and Charon evolving under the influence of the tidal force due of Pluto on Charon. Using the J2 effective approach, we showed that the small satellites could be captured into the 3:1, 4:1, 5:1, 6:1 mean motion resonances with Charon. Even for the case of the 5:1 and 6:1 mean motion resonances, it was possible to achieve a capture only when some non-zero eccentricity was added to Charon. Moreover, the 3:1 mean motion resonance between Charon and Styx, in inclination, was the easiest to happen. To find the three body resonance 3:5:2 among Styx, Nix, and Hydra, we looked for two particular resonances among them: 2:1 between Styx and Hydra and 5:4 between Nix and Styx. We have found parameters that allow the capture of the small bodies into the exact two 2-body resonant arguments we need, but not at the same time. In this way, we perceive that we are close to finding the right parameters to represent all the paths of the Pluto’s moons from their past to the current intriguing configuration. Some different ideas may be tested to bring us to the present scenario CAPES - 001

Submitted by Gustavo Oliveira Madeira (gustavo.o.madeira@unesp.br) on 2019-02-28T14:53:14Z No. of bitstreams: 1 Dissertacao.pdf: 3263770 bytes, checksum: 42f806ff8da6c96f0aca32434890604b (MD5) Rejected by Ana Cristina Figueiredo Loureiro (ana-cristina.loureiro@unesp.br), reason: Prezado Gustavo, · A capa e ficha catalográfica não são consideradas para contagem de páginas. a paginação deve aparecer no canto superior direito a partir da introdução, realizei a contagem das páginas e seu trabalho deve começar com o número 17, após você precisa atualizar a numeração na ficha catalográfica, nas listas e no sumário. · Resumo: Apenas palavra Resumo e Abstract devem ser centralizada; o resumo deve ser em parágrafo único. (favor ver exemplo no template ou diretrizes) · As palavras-chave e keyword devem ser separadas entre si por ponto final e também finalizadas por ponto. E cada palavra deve iniciar com letra maiúscula. · · Qualquer que seja o tipo de ilustração (figuras, desenhos, gráficos, diagramas, fluxogramas, fotografias, mapa, planta, quadro, imagem entre outros) sua identificação (título) aparece na parte superior com letra tamanho 12; (você colocou a identificação na parte inferior e não colocou a fonte) o Na parte inferior, Tamanho da letra 10, indicar a fonte consultada (elemento obrigatório, mesmo que seja produção do próprio autor), notas e outras informações necessárias à sua compreensão · Devem conter a fonte mesmo que elaborada pelo autor. o Ex: Fonte: Autor Fonte: Autoria própria o (favor ver exemplo no template ou diretrizes) · As fontes das ilustrações, tabelas e quadros não podem ser links . A referência deve ser informada ao final, seguindo os padrões da ABNT. Para indicar a fonte, deve ser colocada a autoria e o ano entre parênteses. Ex.: Martins (2010). Quando uma referência for retirada de um meio eletrônico deve-se identificar uma autoria para o que é visualizado na página; se não houver título, escrever uma pequena descrição do que foi visto e seguir com os dados: disponível em: . Acesso em: xx mes xxxx. A autoria pode ser uma pessoa física, uma Instituição, uma empresa, uma pessoa jurídica e até o nome do próprio site. Ex.: · ECOVILAS. Condomínios autossustentados e permaculturais. Disponível em: . Acesso em: 10 out. 2017. · Será colocado na fonte: Ecovilas (2017) o · A tabela expõe dados estatísticos, representados numericamente. A forma de apresentação é a seguinte: o lados esquerdo e direito da tabela sempre abertos; o partes superior e inferior sempre fechadas; o não há traços horizontais e verticais para separar números, em seu interior. § Devem conter a fonte mesmo que elaborada pelo autor. Exemplo: Tabela 1 - Trilhos fixos Tipo TrilhobaseB Gabarito(ideal)G Calço de enchimentotc Presilhaesp.tp Parafuso TR – 37 122,2 194 7,9 9,5 22,2 TR – 45 130,2 202 9,5 9,5 22,2 TR – 50 136,5 208 9,5 12,5 25,4 TR – 52 131,7 204 9,5 12,5 25,4 TR – 57 139,7 212 9,5 12,5 25,4 Fonte: Produção do próprio autor · Favor verificar as referências ARAUJO ARAUJO SILVA As três estão sem negrito. Qual o tipo de material? Se for TCC o formato está errado. Favor solicitar a juciene para verificar suas referências. juciene.pedroso@unesp.br Att. Ana Cristina on 2019-02-28T19:58:08Z (GMT) Submitted by Gustavo Oliveira Madeira (gustavo.o.madeira@unesp.br) on 2019-03-06T19:58:32Z No. of bitstreams: 1 Dissertacao.pdf: 13229630 bytes, checksum: 63dd544cc781e071bb84b30153fb11ae (MD5) Approved for entry into archive by Pamella Benevides Gonçalves null (pamella@feg.unesp.br) on 2019-03-08T14:57:01Z (GMT) No. of bitstreams: 1 madeira_go_me_guara_par.pdf: 303013 bytes, checksum: f7e3dc5495b1276e151549015cc6762c (MD5) Made available in DSpace on 2019-03-08T14:57:01Z (GMT). No. of bitstreams: 1 madeira_go_me_guara_par.pdf: 303013 bytes, checksum: f7e3dc5495b1276e151549015cc6762c (MD5) Previous issue date: 2019-02-20 Fundação de Amparo à Pesquisa do Estado de São Paulo (FAPESP) Orbitando Saturno encontram-se Anthe, Methone e Aegaeon, três pequenos satélites coorbitais a arcos planetários e em ressonância de corrotação excêntrica com o satélite Mimas, do tipo 10:11 para o arco de Anthe, 14:15 para o arco de Methone e do tipo 7:6 para o arco do anel G (arco coorbital ao satélite Aegaeon). Neste trabalho é estudada a dinâmica de partículas micrométricas em ressonância de corrotação excêntrica, sob o efeito de forças perturbadoras (força de radiação solar e arrasto do plasma) e da influência gravitacional de pequenos satélites. A ressonância de corrotação excêntrica m + 1:m é responsável por criar m sítios nos quais as partículas permanecem azimutalmente confinadas. Quando incluídos satélites hipotéticos nos sítios, as partículas rapidamente colidem como estes, de modo que os sítios ficam vazios em algumas centenas de anos. Ainda foi constatado que existe uma correlação entre o tempo de vida das partículas com o tamanho físico do satélite, sendo verificado um aumento do tempo de vida dos sítios com o raio do satélite, para satélites com raios da ordem de metros, passando a decrescer para satélites com raios da ordem de quilômetros. Tal resultado se deve ao fato dos satélites pequenos tenderem a apenas perturbar a órbita das partículas, as quais realizam maiores excursões em relação ao centro do sítio, enquanto satélites maiores confinam as partículas azimutalmente, de modo que estas permanecem em ressonância de corrotação com Mimas e com o satélite. Efeitos gerados no semi-eixo maior pela força de radiação solar e arrasto do plasma levam as partículas a saírem do confinamento e os efeitos na excentricidade promovem cruzamentos da trajetória das partículas com a órbita dos satélites, facilitando colisões. Supondo serem formados por partículas menores que 10 μm, os sítios das ressonâncias de corrotação 7:6, 14:15 e 10:11 têm tempos de vida máximos menores que 140, 25 e 15 anos, respectivamente. O tempo para estes reporem o material por meio do processo de colisões com projéteis interplanetários é, no mínimo, uma ordem de grandeza maior que os tempos de vida obtidos. Logo, os arcos devem ser estruturas transientes. Analisando o arco do anel G, vê-se que partículas menores que 10 μm saem do arco ou colidem com Aegaeon em menos de 30 anos, enquanto as ejetadas da superfície deste satélite possuem tempos de vida máximos de 300 anos, de modo que o satélite não corresponde a fonte de material para o arco e para o anel. A dinâmica dos arcos do anel Adams de Netuno também foi analisada, supondo que estes são confinados azimutalmente por quatro satélites coorbitais. Verifica-se que dois dos arcos se encontram em ressonância de Lindblad excêntrica 42:43 com Galatea e dois não, de modo que as partículas fora da ressonância sofrem encontros próximos com os satélites e saem do confinamento. Incluindo a força de radiação solar, todas as partículas tendem a sair dos arcos, entretanto as provenientes dos dois primeiros arcos permanecem na região próxima Anthe, Methone and Aegaeon are three tiny saturnian moons. They are coorbital to planetary arcs and are trapped in corotation eccentric resonances with Mimas: 10:11 Anthe’s arc, 14:15 Methone’s arc and 7:6 G ring arc (Aegaeon’s arc). In this work we studied the dynamics of the particles trapped in the corotation eccentric resonances under the effects of dissipative forces (solar radiation force and plasma drag) and coorbitals moonlets. The m + 1:m corotation eccentric resonance creates m sites where the particles will be azimuthally confined for more than 100 thousand years. When satellites are located in the sites, the particles quickly collide with them and these sites are cleaned in a few hundred years. We verified an increase in the lifetime of the sites with the satellites’ radii, for moons with radius of the order of meters, and a decrease in the lifetime with an increase of the satellites’ radii, for kilometer-sized satellites. Satellites with radii of the order of meters only disturb the particles’ orbits, so the particles perform large excursions in relation to the site’s center. Satellites with kilometric radii azimuthally confine the particles, wich remain in resonance with Mimas and with the coorbital satellite. The solar radiation force and plasma drag effects on the semimajor axis remove particles from the azimuthal confinement and the effects on the eccentricity favor collisions with the satellites. The sites of the 7:6, 14:15 and 10:11 corotation resonance, if composed by particles smaller than 10 μm, have lifetimes of less than 140, 25 and 15 years, respectively. The time to the satellites replenish the site due the interplanetary projectiles collisions process are, at least, an order of magnitude greater than the sites’ lifetimes. Thus, the arc are transient structures. For the G ring arc, we obtain that particles smaller than 10 μm leave the arc or collide in less than 30 years and those ejected by Aegaeon collide in less than 300 years. So, Aegaeon is not the arc and ring source. We also analyzed the Neptune’s ring arcs, assuming that they are azimuthally confined by coorbital moons. We verified that the Fraternité and Egalité arcs are in 42:43 Lindblad eccentric resonance with Galatea and the Liberté and Courage arcs do not. Due to this, the particles of the both last ones pass through close encounters with the satellites and leave the arcs. If we include the solar radiation force, all the particles leave the arcs, however the particles initially at Fraternité and Egalité remain in the close region. So we explain the dispersion of the arcs of Neptune 2016/24488-0

Made available in DSpace on 2014-12-02T11:16:54Z (GMT). No. of bitstreams: 0 Previous issue date: 2014-02-17Bitstream added on 2014-12-02T11:20:56Z : No. of bitstreams: 1 000792167.pdf: 2217927 bytes, checksum: dca6b4b2a633a970667631439071e874 (MD5) Neste trabalho buscam-se formulações de modelos analíticos e d aelaboração de programas computacionais para realizar uma busca por órbitas estáveis em torno de satélites planetários que poderão contribuir no planejamento de missões espaciais a serem conduzidas para o esudo destes corpos celestes. O estudo leva em consideração órbitas de satélites artificiais em torno de satélites plenetários sob a influência da petubação de terceiro corpo (a atração gravitacional de Júpiter ) e das pertubações devidas à distribuição não uniforme de massa (J2 e J3) do corpo principal (central) ... (Resumo completo, clicar acesso eletrônico abaixo) This work seeks to formulations of analytical models and the development of computer programs to perform a search for stable orbits around planetary satellites that maybe helpful in planning space missions to be conducted to study these celestial bodies. The study takes into account artificial satellite orbits around planetary satellites under the influence of the third body pertubation (gravitational attraction of Jupiter) and the pertubations due to non-uniform distribution of mass (J2 and J3) of the main (central) body ... (Complete abstract click eletronic access below)

Made available in DSpace on 2014-06-11T19:30:32Z (GMT). No. of bitstreams: 0 Previous issue date: 2013-08-14Bitstream added on 2014-06-13T18:40:51Z : No. of bitstreams: 1 000732470.pdf: 8779217 bytes, checksum: 636afeee108114a23f86e8666c463685 (MD5) Muitos estudos sobre os satélites irregulares dos planetasgigantes têm sido publicados, especialmente motivados pelo exponencial aumento no número de objetos conhecidos proporcionado pela era observacional do CCD. Características peculiares, como órbitas altamente excêntricaseinclinadas,bem como distantes dos planetas, são incompatíveis com o modelo deformação local através deacreção de matéria do disco circumplanetário, de modoque apenas acaptura gravitacional explica a existência detal classe. No problema restrito de três corpos, capturasgravitacionais são de caráter temporário, de modo quefaz-se necessário um mecanismo não trivialde captura compatível com a existência desses objetos. Muitas têm sido propostas, mas as origens dos satélites irregulares de Júpiter, oplaneta com maior número de objetos da referidaclasse, ainda permanece indeterminada. Estudando o mecanismo de captura de asteroides binários,sob o cenário do problemade 4 corpos, consideram Sol eJúpiter como objetosprimários, obtivemos uma distribuição orbital de objetos capturados bastante semelhante à distribuição observada para os satélites irregular jovianos. O referido estudo também nos permitiucompreender as características intrínsecasmais relevantes do mecanismo.As evidencias nos permitem propor uma nova teoria consistente comas origens dos satélites irregulares,vinculada às origens da família Hilda de asteroides dos cinturão principal Irregularsatellites of the giant planets have been largely studied since the CCD observational era exponentially increased the number of known objects of such class. Peculiar features of these objects,suchas highly inclined and eccentric orbits, and alsotheir distancefrom the planet are strong signaturesof non locally formed objects. Since gravitational captures underthe three-body theories are temporary, a non trivialcapture mechanism is necessary to explain their origin. Many theories about the origins of suchobjects have beenproposed, but the origins of irregular satellites of Jupiter,in particular, still remain undetermined, and Jupiter is the planet with the larger population ofsuch objects. Here we presentefforts devoted to the comprehension of binary-asteroid capture mechanism. We obtained a comparable orbital distribution of captured objects to the distribution of known objects. Furthermore, many relevant features of the mechanism were elucidated. The evidences lead us to propose a consistent theory for the origins ofirregularJovian satellites constrained tothe origin of Hilda family’s of asteroid