АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ВЕСТНИК, 2012, том 46, № 4, с. 282-296
УДК 523.4
НЕГИДРОСТАТИЧЕСКАЯ МОДЕЛЬ ОБЩЕЙ ЦИРКУЛЯЦИИ
АТМОСФЕРЫ ВЕНЕРЫ © 2012 г. И. В. Мингалев1, А. В. Родин2, 3, К. Г. Орлов1
Полярный геофизический институт Кольского научного центра РАН, Апатиты, Мурманская обл.
2Московский физико-технический институт (государственный университет), Долгопрудный, Московская обл.
3Институт космических исследований РАН, Москва Поступила в редакцию 18.04.2011 г.
Механизмы формирования общей циркуляции атмосферы Венеры исследуются при помощи численного моделирования в рамках полной системы уравнений газовой динамики с использованием релаксационного приближения для расчета нагрева/охлаждения атмосферы за счет поглощения/испускания электромагнитного излучения при слабой и при сильной суперротации атмосферы в начальный момент. Показано, что при достаточно больших скоростях нагрева атмосферы излучением на дневной стороне и достаточно больших скоростях выхолаживания на ночной стороне в атмосфере на высотах 40—70 км развивается термический прилив, энергия и импульс которого передаются зональной суперротации атмосферы. В результате взаимодействия суперротации и меридионального переноса воздушной массы через полярную область с дневной стороны планеты на ночную на высотах 40—70 км формируются приполюсные вихри вблизи утреннего терминатора.
ВВЕДЕНИЕ
Венера относится к планетам земной группы, в которую, кроме нее, входят Меркурий, Земля и Марс. Венера — вторая после Меркурия ближайшая к Солнцу планета, ее среднее гелиоцентрическое расстояние составляет 0.72 а. е. Продолжительность тропического года составляет 222.65 земных суток, а продолжительность года 224.70 земных суток. Собственное вращение Венеры крайне медленное и имеет направление, противоположное направлению орбитального движения планеты вокруг Солнца. Сидерический период Венеры составляет 243.01 земных суток. Твердое тело планеты по своим характеристикам очень близко к Земле; масса Венеры составляет 0.81 массы Земли, радиус 6051 км, ускорение свободного падения на поверхности 8.87 м/с2. Наклонение к плоскости эклиптики составляет 2.6°. Благодаря своей плотной атмосфере Венера занимает особое положение в ряду планет земной группы. Состоящая в основном из углекислого газа атмосфера Венеры, масса которой сравнима с массой запасов океанической воды на Земле, а давление у поверхности достигает 92 бар при температуре в нижних слоях до 740 К, находится в состоянии регулярного движения в зональном направлении со скоростью, в десятки раз превышающей скорость собственного вращения планеты. Столь необычное состояние климата Венеры, по геофизическим параметрам весьма близкой к Земле планеты, с самого начала космической эры привлекало физиков и метеорологов. Некоторые элементы климатической системы Венеры, такие как зо-
нальная суперротация, пока не получили удовлетворительного теоретического объяснения, стимулируя подчас достаточно смелые гипотезы (Изаков, 2001).
Трехмерные численные модели применяются для исследования динамики планетных атмосфер в течение последних 30 лет. До недавнего времени все модели общей циркуляции атмосферы Венеры (Del Genio, Zhou, 1996; Dowling и др., 2006; Herrnstein, Dowling, 2007; Hollingsworth и др., 2007; Kido, Wakata, 2008; Lebonnois и др., 2010; Lee, 2006; Lee и др., 2005; 2007; Lee, Richardson, 2010; Newman, Leovy, 1992; SeiffH др., 1985; Takagi, Matsuda, 2007; Yamamoto, Takahashi, 2003a; 2003b; 2004; 2006; 2009; Young, Pollack, 1977) были основаны на решении системы уравнений геофизической гидродинамики. Вывод этой системы уравнений (см., например, Монин, 1988) проводится в предположении, что характерные масштабы, на которых меняется гидродинамическая скорость, по вертикали составляют 10 км, а в горизонтальном направлении 1000 км. При этом уравнение для вертикальной компоненты скорости заменено уравнением гидростатики. Данные наблюдений показали, что на Венере в полярных областях существуют вихри с характерных масштабом изменения скорости ветра порядка 300 км. Кроме того, на дневной стороне в интервале высот 67—72 км очень быстро меняется скорость нагрева солнечным излучением из-за того, что примерно 70% поглощенного планетой потока солнечного излучения поглощается в облачном слое в интервале высот 50—70 км (Маров, Колесниченко, 1987;
Маров и др., 1989; Мороз, Родин, 2002). Таким образом, в атмосфере Венеры существуют области, где характерные масштабы, на которых меняется гидродинамическая скорость, существенно меньше, чем необходимо для применимости системы уравнений геофизической гидродинамики. Также на Венере наблюдаются сильная суперротация атмосферы (зональная компонента ветра направлена в сторону вращения планеты) в интервале высот 40—70 км и большие скорости ветра на высотах выше 80 км. Перечисленные особенности циркуляции атмосферы Венеры до сих пор не удалось получить при численном моделирования с использованием гидростатических моделей (Del Genio, Zhou, 1996; Dowling и др., 2006; Herrnstein, Dowling, 2007; Hollingsworth и др., 2007; Kido, Wakata, 2008; Lebonnois и др., 2010; Lee, 2006; Lee и др., 2005; 2007; Lee, Richardson, 2010; Newman, Leovy, 1992; Seiff и др., 1985; Takagi, Matsuda, 2007; Yamamoto, Takahashi, 2003a; 2003b; 2004; 2006; 2009; Young, Pollack, 1977). В частности, не удалось получить вихри в полярных областях, а суперротацию удалось получить только в узком диапазоне высот (Lebonnois и др., 2010).
Для моделирования на более высоком, чем прежде, уровне нами была создана модель общей циркуляции атмосферы Венеры, основанная на численном решении полной системы уравнений движения вязкого сжимаемого газа без каких-либо упрощений на пространственной сетке с высоким разрешением по высоте (200 м). В данной работе использовался упрощенный способ расчета нагрева/охлаждения атмосферы за счет поглощения—испускания электромагнитного излучения (так называемое релаксационное приближение) и исследовалась связь суперротации и термического прилива, а также общие закономерности циркуляции атмосферы Венеры. Использование упрощенного способа расчета нагрева/охлаждения связано с тем, что для создания достаточно точной модели переноса излучения в атмосфере Венеры необходимо решить ряд важных задач. Одной из таких нерешенных задач физики вене-рианской атмосферы являются спектральный состав и потоки теплового излучения ниже уровня основного облачного слоя от поверхности до высот 50—55 км. Фундаментальная причина этого состоит в том, что спектроскопия газов при вене-рианских температурах и давлениях не описывается простыми моделями, принятыми в теории разреженных газов, а экспериментального материала, как правило, недостаточно, либо он не обладает должной точностью. Экспериментальные данные о потоках теплового излучения в подоблачной венерианской атмосфере пока также достаточно скудны (Афанасенко, Родин, 2005; Засова и др., 2006; Маров и др., 1984; 1985; Эртель и др., 1985; Revercomb и др., 1985). В то же время использование упрощенного способа расчета на-
грева/охлаждения атмосферы позволяет исследовать ряд важных закономерностей циркуляции атмосферы Венеры, в том числе связь суперротации и термического прилива.
Цели данной работы состоят в том, чтобы провести численное моделирование процесса установления общей циркуляции атмосферы Венеры при различных начальных условиях и при различных вариантах упрощенного способа расчета нагрева/охлаждения атмосферы за счет поглощения/испускания электромагнитного излучения, а также в том, чтобы исследовать закономерности этого процесса и особенности установившейся общей циркуляции.
ОПИСАНИЕ МОДЕЛИ
В модели атмосферный газ рассматривается как смесь газов, состав которой не меняется в пространстве и во времени. В данном варианте модели аэрозольная составляющая атмосферы не рассматривается, но может быть включена в нее. Модель основана на численном решении системы уравнений динамики вязкого сжимаемого газа без каких-либо упрощений. Поверхность Венеры считается сферической, хотя в модели имеется возможность учета рельефа. Область моделирования простирается от поверхности до высоты 100 км.
Существуют два варианта модели, различающиеся по типу пространственной сетки. В первом используется равномерная сетка в сферических координатах. Шаги сетки по долготе и широте одинаковы. На полюсах узлов сетки нет. Ближайшие к полюсам узлы сетки отстоят от них по широте на половину шага. В данной работе сетка имела 128 узлов по долготе, 64 узла по широте (шаг 45/16 градуса) и 401 узлов по высоте (шаг 250 м). Во втором варианте используется нерегулярная пространственная сетка, образованная в локальной горизонтальной плоскости равнобедренными треугольниками. Такая сетка не имеет сгущений у полюсов и, таким образом, позволяет более точно описать поведение околополярной атмосферы. В данной работе использовались результаты, полученные с помощью регулярной сетки в координатах "широта/долгота".
Для записи системы уравнений модели введем обозначения: р — плотность атмосферного газа, V — трехмерный вектор гидродинамической скорости, р — давление. Система уравнений модели состоит из уравнения неразрывности, уравнений для компонент трехмерного вектора гидродинамической скорости, уравнения для полной энергии единицы объема среды Ж= (р^ + 3р)/2, записанных в консервативной форме :
^ + Шу (р V) = 0, (1)
д( Р v )
дг
+ ШУ(рv ® V) = (- Ур + ШУП) + рГ, (2)
дЖ дг
+ ШУ(( Ж + р)V) = (р^ Г) + ШУ(II • V -]) + О,(3)
и уравнения состояния р = р^атмТ.
В этих уравнениях обозначено: V ® V — тензорное произведение вектора V на себя, Еаттм — газовая постоянная атмосферного газа, Т — его температура, II — тензор вязких напряжений, ] — вектор потока тепла, О — мощность нагрева/охлаждения в единице объема за счет поглощения/испускания электромагнитного излучения, а Р - ускорение внешних сил, которое складывается из ускорений силы тяжести, силы Кориолиса и центробежной силы и задается формулой
Г = г (О2 - g0 г23 / Г) - 0(0, г) + 2 [ V хП],
где g0 — ускорение силы тяжести на полюсах на поверхности Венеры, г — радиус—вектор от центра Венеры д
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.