АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ВЕСТНИК, 2012, том 46, № 1, с. 21-33
УДК 523.43-852
ОДНОМЕРНАЯ ЧИСЛЕННАЯ МОДЕЛЬ КИНЕТИКИ ФОРМИРОВАНИЯ
ОБЛАКОВ H2O В АТМОСФЕРЕ МАРСА © 2012 г. А. В. Бурлаков1, А. В. Родин1, 2
1 Институт космических исследований РАН, Москва, Россия 2 Московский физико-технический институт (государственный университет), Долгопрудный, Россия
Поступила в редакцию 20.04.2010 г.
В статье представлена одномерная численная модель микрофизических процессов в марсианских облаках водяного льда с разрешенным на сетке двухмоментным распределением по размерам, учитывающая седиментацию и турбулентную диффузию. Частицы пыли, взвешенной в атмосфере Марса, играют в модели роль ядер конденсации. На основе переменных температурных профилей, рассчитанных при помощи модели общей циркуляции атмосферы Марса, получен суточный цикл конденсационных процессов в атмосфере. Характерный размер ледяных частиц составляет 1—2 мкм в нижней части облачного слоя и 0.2—0.3 мкм — на высотах 50—60 км, что хорошо согласуется с данными эксперимента по солнечному просвечиванию в ближнем ИК-диапазоне СПИКАМ на КА Mars Express. В приповерхностном инверсном слое при определенных значениях параметров формируются туманы. В работе исследована зависимость конденсационных процессов и макроскопических параметров облачного слоя от микрофизических свойств аэрозолей, в частности, от угла смачивания ядер конденсации, с учетом новых экспериментальных данных об адсорбционных свойствах минералов при низких температурах.
ВВЕДЕНИЕ
Облака и аэрозоли являются одним из наименее изученных и трудно поддающихся теоретическому описанию элементов климатических систем как на Земле, так и на других планетах. Связано это с огромным диапазоном временных и пространственных масштабов, многообразием физических процессов и сложностью и нелинейностью обратных связей воздействия облаков на климат. Не случайно большинство климатических и метеорологических моделей атмосферы Земли используют эмпирическую параметризацию при описании микрофизических процессов в облаках и аэрозолях. При этом ряд планет Солнечной системы — в первую очередь Марс и Венера — обладают значительно более простыми, по сравнению с Землей, климатическими системами, исследование которых может позволить выявить наиболее значимые климатические механизмы в наиболее "чистых" условиях. К таким системам можно применять более детальные теоретические модели, чем это обычно делается в земных условиях, что, в свою очередь, позволяет создать теоретический задел для дальнейшего продвижения в описании климата Земли.
Облака являются важным элементом климата Марса в силу их влияния на перенос излучения и распределение водяного пара в атмосфере (Jakosky, 1983; James, 1990; Michelangeli и др., 1993; Clancy и др., 1996). При конденсации водяного пара в условиях Марса происходит образование облаков из ледяных частиц, которые, оседая, участвуют в процес-
се сублимации, тем самым перераспределяя водяной пар от верхних слоев атмосферы к нижним. В свою очередь, вертикальное перераспределение водяного пара влияет на крупномасштабный горизонтальный перенос (James, 1990; Clancy и др., 1996).
Роль ядер конденсации играют частицы пыли, постоянно взвешенные в атмосфере. Нарастание зародыша водяного льда на пылевой частице меняет оптические свойства пыли, а также, вследствие роста массы пылинок, ускоряет вынос пыли из атмосферы за счет седиментации. Таким образом, облака из ледяных частиц, как и пылевой аэрозоль, имеют климатологическое значение (Clancy, 1996). Кинетика их образования, перенос в атмосфере и оптические свойства во многом определяют свойства марсианской атмосферы и тесно связаны с циклами воды, пыли и углекислоты на планете.
Моделированию гидрологического цикла Марса уделялось большое внимание с момента появления первых численных моделей климата планеты. James (1990) впервые включил в одномерную диффузионную модель конденсированную фазу с целью исследования ее влияния на гидрологический цикл. Эта модель подчеркнула важность адвекции и конденсации на поверхности Марса с образованием инея, снега и изморози в среднегодовом балансе воды между полярными шапками. С этого момента численные модели марсианских облаков интенсивно развивались, причем основные направления и приоритеты этих исследований отличны от аналогичных работ по моделированию климата Земли. Если большинство численных моделей облаков и аэрозо-
лей в атмосфере Земли основаны на методе параметризации тех или иных приближенных соотношений путем сравнения с эмпирическими данными, то для планетных атмосфер, и атмосферы Марса в частности, параметризация не является оптимальным решением. Причин этому несколько. Во-первых, требования к точности этих моделей, представляющих, за редким исключением, в основном фундаментальный интерес, существенно менее жесткие, чем к точности прикладных "земных" моделей. Во-вторых, параметризация часто оказывается невозможной из-за недостатка эмпирической информации о микрофизике облаков и аэрозолей на других планетах. Наконец, и это самое главное, в большинстве внеземных климатических систем микрофизика облачных и аэрозольных сред существенно менее сложна и разнообразна, чем на Земле. В случае Марса, например, это связано с разреженностью атмосферы и низкими температурами атмосферы и, как следствие, с низкой концентрацией летучих. Типичные для Марса значения водности облаков — 5—10мкм осажденной воды, при численной концентрации 1—10 частиц в см3, следовательно, процессами столкновения и коагуляции частиц можно пренебречь. Поскольку атмосферное давление на Марсе находится ниже тройной точки воды, жидко-капельная фаза в облаках отсутствует и единственной формой аэрозольной фазы воды являются кристаллы льда. Из всего многообразия конденсационных форм воды на Земле наиболее близкими к марсианским водяным облакам являются полярные стратосферные облака (Toon и др., 1989). Таким образом, в силу относительной простоты исследуемого объекта оказывается возможным построение модели облаков ab initio и, в перспективе, включение ее в качестве аэрозольного блока в трехмерные модели общей циркуляции атмосферы. Это, в свою очередь, позволяет продвинуться в построении теоретических моделей климата и понимании общих закономерностей поведения климатических систем с участием аэрозольной и облачной фазы.
Richardson и Wilson (2002) первыми включили реальные микрофизические процессы, такие как седиментация, в описание гидрологического цикла Марса на основе трехмерной модели общей циркуляции атмосферы. Затем была опубликована работа, специально посвященная облакам H2O и их роли в глобальном цикле воды (Richardson и др., 2002). В модели предполагалось, что вся избыточная масса атмосферной воды при насыщении мгновенно переходит в конденсированную фазу, а темп седиментации соответствует фиксированному размеру частиц конденсата, который является свободным параметром модели. Однако для достижения соответствия с экспериментальными данными КА Viking авторам пришлось предположить наличие нереалистично крупных ледяных частиц с эффективным радиусом более 6—7 мкм, тогда как
независимые оценки оптических свойств облаков давали значения радиуса порядка 2 мкм.
На основе моделей, в которые были включены радиационные эффекты, было показано, что дополнительная эмиссия облаками инфракрасного излучения может отвечать за снижение температуры окружающей атмосферы (Haberle и др., 1999; Cola-prete, Toon, 2000). Кроме того, взаимодействие между пылью и облаками оказывает влияние на марсианский климат за счет альбедного эффекта и ускоренной седиментации (Rodin и др., 1999). Позднее, однако, Wilson и Richardson (2000) показали, что радиационный эффект облаков приводит, напротив, к разогреву поверхности и нижней тропосферы Марса за счет усиления парникового эффекта.
К настоящему времени разработано несколько численных моделей облаков H2O на Марсе, часть которых интегрирована с моделями общей циркуляции атмосферы. В силу естественных вычислительных ограничений в таких моделях используются мо-ментные схемы, в которых вместо функции распределения по размерам вычисляются только низшие моменты этого распределения (концентрация частиц, средний радиус, средний объем и т.п.); очевидно, при этом информация о функции распределения остается неполной. Для многих задач это является хорошим приближением, однако в ряде случаев знание детальной формы распределения аэрозольных частиц по размерам является критичным. В частности, при наличии многомодовых распределений мо-ментные схемы могут приводить к существенным ошибкам. Недавно опубликованная новая микрофизическая модель марсианских облаков с разрешенным на сетке распределением по размерам реализована пока в одномерном варианте (Daerden и др., 2010); на данный момент данных о ее внедрении в трехмерную модель общей циркуляции нет. Применительно к атмосфере Земли первые попытки применения гибридных схем для построения численных моделей облаков были отражены в цикле работ (Enukashvily, 1980; Tzivion и др., 1987, 1989; Feingold и др., 1988; Reisin и др., 1995).
Для исследования кинетики формирования облаков водяного льда в атмосфере Марса, их влияния на климат, а также с целью последующего сопряжения с трехмерной моделью климата Марса, нами была разработана одномерная микрофизическая модель облаков с разрешенным на сетке распределением по размерам. Модель учитывает такие процессы, как нуклеация зародышей конденсированной фазы на пылевых частицах, конденсация и сублимация кристаллов льда. Поскольку при марсианских давлениях жидкой фазы воды не существует, рассматриваются только две фазы воды — парообразная и кристаллическая, причем для простоты рассматривается только гексагональная модификация льда. Пространственная динамика, как это обычно делается в одномерных моделях, описывается процесса-
ми седиментации и турбулентной диффузии. Целью построения модели является выяснение зависимостей ключевых параметров распределений частиц облаков по размерам от различных внешних факторов. В дальнейшем построенная нами микрофизическая модель облаков будет интегриров
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.