АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ВЕСТНИК, 2015, том 49, № 1, с. 27-45
УДК 523.4
ЧИСЛЕННОЕ МОДЕЛИРОВАНИЕ ОБЩЕЙ ЦИРКУЛЯЦИИ АТМОСФЕРЫ ВЕНЕРЫ. ВЛИЯНИЕ РЕЛЬЕФА ПОВЕРХНОСТИ И РЕЖИМА НАГРЕВА ИЗЛУЧЕНИЕМ © 2014 г. И. В. Мингалев1, А. В. Родин2, 3, К. Г. Орлов1
Полярный геофизический институт Кольского научного центра РАН, Апатиты, Мурманская область 2Московский физико-технический институт (государственный университет), Долгопрудный, Московская область
3Институт космических исследований РАН, Москва e-mail: mingalev_ i@pgia.ru Поступила в редакцию 03.09.2013 г.
Излагаются результаты численного моделирования общей циркуляции атмосферы Венеры в рамках полной системы уравнений газовой динамики с учетом рельефа поверхности. Для расчета нагрева-охлаждения атмосферы излучением используется релаксационное приближение. Удалось подобрать параметры нагрева, при которых полученная при моделировании скорость зональной суперротации оказалась близка к наблюдаемой. Проводится сравнение полученных результатов с ранее опубликованными результатами моделирования для сферической поверхности Венеры. Показано, что наличие высоких гор на Венере существенно увеличивает вертикальную скорость ветра, а также заметно влияет на общее распределение горизонтального ветра на высотах более 80 км и мало влияет на это распределение на высотах менее 60 км.
DOI: 10.7868/S0320930X1406005X
ВВЕДЕНИЕ
Данная работа посвящена изучению физических механизмов, которые формируют такие особенности циркуляции атмосферы Венеры, как зональная суперротация, наличие в каждой полярной области от одного до трех вихревых течений с нисходящим воронкообразным течением в центре вихря, понижение высоты верхней границы облачного слоя в районе полюсов, а также посвящена изучению влияния на общую циркуляцию атмосферы Венеры рельефа поверхности и влияния пространственного распределения мощности нагрева—охлаждения атмосферного газа излучением. Эта работа является продолжением работы (Мингалев и др., 2012; Мт§а1еу и др., 2012), в которой были представлены результаты моделирования общей циркуляции атмосферы Венеры в рамках полной системы уравнений газовой динамики без учета рельефа поверхности. В упомянутой работе область моделирования простиралась от поверхности до высоты 100 км, шаг сетки по горизонту составлял 2.8125°, а шаг сетки по высоте составлял 250 м. Для расчета нагрева-охлаждения атмосферы за счет поглощения-испускания электромагнитного излучения использовалось релаксационное приближение. В данной работе представлены результаты моделирования, полученные после внесения в нашу модель общей циркуляции следующих важных улучшений. Был
в 2 раза уменьшен шаг сетки по горизонту, высота верхней границы области моделирования была увеличена до 120 км, а также был учтен рельеф поверхности Венеры. Цифровая карта рельефа поверхности Венеры с высоким разрешением (Лазарев и др., 2010; Lazarev, Rodionova, 2011) была предоставлена Е.Н. Лазаревым (Астрономический институт МГУ им. П.К. Штернберга).
Важной особенностью атмосферы Венеры является наличие плотного облачного слоя в интервале высот 45—72 км. Наблюдения показали, что верхняя граница облачного слоя на экваториальных и средних широтах находится на высотах 70—72 км, а в полярных областях эта граница находится на высотах 60—62 км (Zasova и др., 2007). Основными источниками информации о циркуляции атмосферы Венеры являются наблюдения верхней границы облачного слоя в УФ-, видимом и ближнем ИК диапазонах, а также наблюдений на ночной стороне свечений в ИК диапазоне молекулярного кислорода на высотах 95—100 км, свечений монооксида азота NO на высотах 110—120 км и свечений угарного газа в субмиллиметровом диапазоне на высотах 70—120 км. Для высот менее 60 км были проведены измерения вертикальных профилей скорости ветра на спускаемых аппаратах АМС серии Венера, а также Вега-1 и Вега-2 (Кер-жанович и др., 1987).
Наблюдения верхней границы облачного слоя позволяют определить горизонтальную компоненту ветра. Результаты измерений этой компоненты ветра за последние годы по данным, полученным космическим аппаратом Venus Express, изложены в работе (Khatuntsev и др., 2013). Один из выводов этой работы состоит в том, что на верхней границе облачного слоя имеет место суперротация атмосферы Венеры, причем максимальные значения зональной компоненты ветра достигаются в диапазоне широт от —50° до 50°. Эти значения непостоянны и росли в течение последних шести лет. Осредненные по долготе и по времени значения зональной компоненты ветра в указанном интервале широт выросли за последние 6 лет с 85 до 110 м/с. В некоторых измерениях были получены значения зональной компоненты ветра на экваторе более 150 м/с.
Анализ наблюдений свечений на ночной стороне молекулярного кислорода в ИК диапазоне (Goldstein и др., 1991) и свечений угарного газа в субмиллиметровом диапазоне (Clancy и др., 2012) позволяет сделать вывод, что распределение горизонтальной компоненты ветра на высоте 95 км и выше существенно отличается от распределения на высотах 65—75 км. В частности, имеют место перенос из подсолнечной точки в противо-солнечную точку через полярные области и нисходящее движение на ночной стороне ближе к вечернему меридиану в районе экватора.
Другой важной особенностью циркуляции атмосферы Венеры является наличие в полярных областях на высотах облачного слоя воронкообразных вихревых структур с нисходящим движением (Piccioni и др., 2007). Таких структур в одной полярной области наблюдается от 1 до 3, причем их положение и размеры нестационарны. Также на Венере имеются горные системы и впадины (Лазарев и др., 2010; Lazarev, Rodionova, 2011). Высота отсчитывается от поверхности сферы, центр которой совпадает с центром масс Венеры, а радиус которой равен среднему радиусу Венеры. Высота горных систем в экваториальной области достигает 5—6 км, а в северном полушарии в полярной области достигает 10—11 км. При обтекании этих горных систем зональным потоком должны генерироваться волны плавучести. В обеих полушариях имеются впадины, причем глубина некоторых из них более 1 км.
Разработанные другими научными группами модели общей циркуляции атмосферы Венеры (Takagi, Young, Pollack, 1977; Seiff и др., 1985; Newman, Leovy, 1992; Del Genio, Zhou, 1996; Yamamo-to, Takahashi, 2003a, 2003b, 2004, 2006, 2009; Lee и др., 2005; 2007; Dowling и др., 2006; Lee, 2006; Herrnstein, Dowling, 2007; Hollingsworth и др., 2007; Matsuda, 2007; Kido, Wakata, 2008; Lebonnois и др., 2010; Lee, Richardson, 2010) основаны на численном решении системы уравнений геофизической гидродинамики. Эта система уравнений выводит-
ся при помощи осреднения движения атмосферного газа по пространству на масштабах по горизонту порядка 1000 км, а по высоте порядка 10 км для условий Земли и Венеры (см., например (Мо-нин, 1988)). Уравнение для вертикальной компоненты гидродинамической скорости в этой системе заменено уравнением гидростатического баланса. Эта система уравнений не может правильно описывать упомянутые выше вихревые структуры в полярных областях, в которых характерный масштаб изменения скорости ветра менее 200 км, а также не может правильно описывать атмосферные волны, возникающие при обтекании горных систем потоками атмосферного газа.
До сих пор при численном моделировании с использованием гидростатических моделей не удалось получить одновременно сочетание суперротации и нисходящего движения в районе полюсов на уровне облачного слоя вместе с переходом на высотах более 90 км от суперротации к типу циркуляции с переносом вещества через полярные области от подсолнечной точки в район про-тивосолнечной точки. Для моделирования перечисленных выше особенностей циркуляции атмосферы Венеры авторами была создана модель, основанная на численном решении полной системы уравнений движения вязкого сжимаемого газа без каких-либо упрощений на пространственной сетке с разрешением в 3—5 раз большим, чем у моделей, разработанных другими научными группами.
В нашей модели пока используется упрощенный способ расчета радиационного нагрева-охлаждения атмосферы — так называемое релаксационное приближение. Упрощенный подход в данной версии модели используется по причине сложности создания точной модели переноса излучения в атмосфере Венеры. Эта сложность обусловлена тем, что спектроскопия газов при температурах и давлениях, которые имеют место ниже облачного слоя, не описывается простыми моделями, принятыми в теории разреженных газов, а экспериментального материала недостаточно, либо он не обладает должной точностью. Экспериментальных данных о потоках теплового излучения в подоблачной венерианской атмосфере пока также недостаточно (Маров и др., 1984, 1985; Эртель и др., 1985; Marov и др., 1985; Revercomb и др., 1985; Афанасенко, Родин, 2005; Afanasenko, Rodin, 2005; Засова и др., 2006; Bezard и др., 2011). В то же время использование упрощенного способа расчета нагрева—охлаждения атмосферы позволяет исследовать ряд важных закономерностей циркуляции атмосферы Венеры.
В данной работе изложены результаты моделирования общей циркуляции атмосферы Венеры с учетом рельефа поверхности, которые хорошо согласуются с данными наблюдений о ветре на верхней границе облачного слоя (Khatuntsev и др., 2013) и с данными наблюдений о ветре на высотах
более 90 км (Goldstein и др., 1991; Clancy и др., 2012), согласно которым на высотах 80—95 км с ростом высоты имеет место переход от поля горизонтального ветра с сильной зональной суперротацией к полю с преобладанием переноса от подсолнечной области к противосолнечной. Также результаты моделирования согласуются с измерениями на спускаемых аппаратах АМС серии Венера, а также Вега-1 и Вега-2 (Кержанович и др., 1987). В работе также обсуждается влияние на общую циркуляцию режимов нагрева и рельефа поверхности.
КРАТКОЕ ОПИСАНИЕ МОДЕЛИ
В модели атмосферный газ рассматривается как смесь газов постоянного состава, аэрозольная составляющая атмосферы не рассматривается. Область моделирования простирается от поверхности до высоты 120 км над средним уровнем поверхности. Нижняя граница области моделирования является ступе
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.