大気の高度によって物質の濃度が違う。対流と化学変化が起こっている。以下、機械翻訳。
金星雲における乱流垂直混合の影響ケミカルトレーサー
2022年 10月 17日提出
概要
金星の雲は、熱、運動量、化学種が混ざり合った約 50 ～ 60 km の対流層をホストしています。観測と数値モデリングは理解に役立った
この地域の複雑さ。しかし、化学への影響はまだわかっていません。ここで、私たちはパッシブ トレーサーを使用した 3次元対流分解モデルを初めて使用して、
2 つの緯度のケースで SO2 と H2O を模倣します。トレーサーは垂直プロファイルに向かって緩和されます
測定値と一致しており、タイムスケールは数桁にわたって変化します。
垂直ミキシングは定量化されており、前に高いリラクゼーション タイムスケールに強いです。
対流タイムスケール、約4時間。トレーサーによる空間的および時間的変動性
数キロメートルの水平構造で、対流活動が推定されます。で赤道、モデルは雲の頂上 (70 km) で対流層を解像しています。
観察、化学種に対するそのような乱流活動の影響は最初に説明されます
時間。分解された対流プルームから、垂直方向の渦拡散が推定されます。
現場測定からの過去の推定では、より数桁高い1D 化学モデリングで使用される値。結果は観測値と比較されます。
対流層の影響を示唆する空間的および時間的変動相関 化学種。
1 はじめに
金星雲層内の強い動的活動は、金星探査機の探査開始。マリナー10号ミッション（ベルトンら1976)による雲画像
と、パイオニアの金星探査機 (Rossow ら、1980) が亜太陽点の近くに
は、直径が 200 ～ 1000 km の対流細胞を示唆する細胞の特徴を示しました。
対流活動は、パイオニア金星の電波掩蔽実験によって最初に測定されました。
(Seiff et al., 1980) 高度 50 ～ 55 km で、電波掩蔽によって確認されました。
マゼラン探査機に搭載された実験 (Hinson and Jenkins, 1995)。ベガ気球が飛んだ
赤道に近い高度範囲で、-4 ～ 2 m/s の垂直風を測定(Linkin et al., 1986; Lorenz et al., 2018) および数百からの対流セル直径
メートルから数十キロメートル (Kerzhanovich et al., 1986) 高度 54 km 付近。ビーナスエクスプレスに搭載されたVeRa電波掩蔽装置は、この対流層を詳細に研究し、
層の深さの強い緯度変動を測定しました (Tellmann et al., 2009)。
赤道域のほぼ 2 倍の緯度 80 インチに近い 10 km に達します。の
あかつき探査機での電波掩蔽実験で対流の変動性を測定
現地時間の深さ (Imamura et al., 2017)、この層は一晩でより厚くなります。
深い雲層の対流層に加えて、金星監視カメラ
(VMC) は、高度約 70 km の雲の頂上で細胞の特徴を観測しました。
対流活動を示唆する亜太陽点 (Markiewicz et al., 2007; Titov et al., 2012)。
この高度での対流層は、これらの観察された構造の主な仮説です。
20から数百キロメートルの対流セルを測定しました。しかし、別のラジオ
ビーナスエクスプレスの船上での掩蔽とあかつき電波掩蔽は全く測定されていません。
亜太陽点での中立安定層をクリアします (Ando et al., 2018, 2020)。
対流層から放出される重力波は別の宇宙で観測されている
パイオニアの金星電波科学では、雲層の上下に約 7 km の垂直波長を持つ小規模な波が観測されました (Seiff et al., 1980; Counselman et al.,
1980)、ビーナス・エクスプレスの計器は、上空で放出された波の波長を測定しました。
垂直方向に約 2 ～ 3.5 km の雲層 (Tellmann et al., 2012) および
水平方向に 2 km から数百 km (Peralta et al., 2008; Piccialli et al., 2014)。
この領域の重力波も、あかつきによって研究されています (Imamura et al., 2018;Mori et al., 2021)。
何十年にもわたる宇宙船と地上での二酸化硫黄と水の観測
数時間から数十年までのタイムスケールで、上部の雲デッキで非常に変動する存在量
(Marcq et al., 2020; Encrenaz et al., 2016; Vandaele et al., 2017a,b)。対流はその一つ
数時間から数日までの短期間の用語の変動性に関する仮説 (Marcq et al., 2013; Vandaele
ら、2017a)。 HST Imaging Spectrograph を使用して金星を観測しました (Jessup et al., 2015, 2020)
雲頂高度では、アルベドの暗化が測定され、対流垂直混合と未知の吸収種の注入。を使用して
SOIR/Venus Express CO2 および雲の上の CO プロファイルと 1D 光化学モデル、
マヒュー等。 (2021) は、垂直混合を 80 ～ 140 km と推定しました。
1D モデルは、金星大気の化学を研究するために開発されました。 Krasnopolsky (2007) と Krasnopolsky (2013) は下層大気に焦点を当て、Krasnopolsky (2012) は、
張ら。 （2012）およびパーキンソンら。 （2015）およびシャオら。 (2020) 中間大気について。
ヨンら。 (2009)、Bierson and Zhang (2020)、Rimmer et al. (2021) は、地表から 110 km までの大気をモデル化しました。これらのモデルは内部の乱流活動を解決できません
したがって、渦拡散係数の形式を使用して、異なる
対流のような大気中の乱流プロセス。については大きな不確実性がある。
金星大気におけるこの係数の値。これらのモデルは、中間圏が
いくつかの種 (特に SO2 ) の豊富さは、渦拡散率の値に非常に敏感でした。
そして垂直グラデーション。
金星の雲の中の乱気流についての理解が不足しているため、
化学と微物理学における雲対流層と重力波は研究されていない
詳細に。 McGouldrick と Toon (2008) だけが、光学的深度の変化について洞察を与えました。
対流と重力波により、理想化された 2D (ゾーン/垂直) 表現を使用
金星雲対流層の様子。 Morellina and Bellan (2022) は、垂直混合による垂直混合を研究しました。
Direct Numerical を使用した金星下層大気と雲の種成層化
シミュレーション。成層化の増加に伴い、高密度勾配マグニチュード領域が形成されます
低成層条件では、密度のより均一な空間分布が生成されます。
金星雲層内の乱流活動を理解するために、限られた領域の金星
地上の流体力学ソルバー (Skamarock および
Klemp, 2008) は、Lefèvre らによって Laboratoire de Météorologie Dynamique で開発されました。 (2017) その後、ピエール研究所で開発された Venus の物理パッケージの完全なセットに結合されました
Simon Laplace (IPSL) (Lebonnois et al., 2010, 2016; Garate-Lopez and Lebonnois, 2018)
惑星の指定された領域のみを高解像度でシミュレートします。
3D Large-Eddy Simulation (LES) モードを使用して、さまざまな緯度と現地時間での対流と小規模な重力波を研究しました (Lefèvre et al., 2017, 2018)。解決された対流の深さは、上昇気流セルの直径が 20 km の観測と一致しています。
対流領域から放出される重力波も、振幅と波長が観測と一致しています。雲頂の対流活動は太陽系外にも存在する点。
この研究では、赤道と 75 度の 2 つの緯度のケースの正午をモデル化するために、この対流分解を使用することを提案します。
、SO2 と H2O を表す理想化されたパッシブ トレーサーを使用
金星雲に対する解決された対流層垂直混合の影響を定量化する
層化学、および結果を 1D 化学モデルおよび観察結果と比較します。の
解決された対流プルームは、雲の対流移流に前例のない洞察を与えます
および化学ダイナミクス。
私たちの論文は次のように構成されています。モデルについてはセクション 2 で説明します。セクション 3 では、
対流運動と重力波の影響が提示されます。垂直渦拡散率は
セクション 4 で推定されます。結果はセクション 5 で説明します。セクション 6。
図 1: 垂直緩和トレーサー存在量プロファイル (ppm)。 円はH2Oを表します
Cottini らの値。 (2012) および Fedorova ら。 (2016)、星印は SO2 値を表す
Encrenazらから。 (2012, 2015) 水平線は対流圏の存在量を表す
Bézard and de Bergh (2007) による測定。
図 2: ドメイン平均ポテンシャル温度 (左) と静的安定性 (右) 垂直
Lefèvreらからのプロファイル。 (2018) の赤道と 75 インチでの平衡状態シミュレーション
昼。
図 3: SO2 (左の列) と H2O のドメイン平均トレーサー存在量の垂直プロファイル
(右の列) 初期時間 (黒線)、深い対流層 (上) および雲頂
緩和時間スケール の対流層 (下)
10^2s（緑）、10^3s（青）、10^4s（黄）、10^5s (シアン) および 10^6s (赤) は Equator (実線) および 75˝（破線）。
6 結論
この研究は、金星の雲層における鉛直混合を調査した最初の研究です。
3D 分解された対流プルームを使用した化学。理想化されたパッシブ トレーサーを使用して表現する
SO2 と H2O 、対流によるこれらの種の垂直混合は、
化学タイムスケールで。対流タイムスケールと比較して小さな化学タイムスケール、
約10^3s 以下の場合、垂直乱流混合が制限されます。逆にケミカル
対流タイムスケールよりも優れたタイムスケール値、約 105
s 以上の場合、よく混合された層、つまり対流領域に小さな垂直勾配が生じます。対流域は
上昇気流の多角形セルとして組織化され、雲を介した空間的および時間的変動性
推定されます。これらの変動は、対流化学物質の対流領域で最大になります
対流タイムスケールに相当するタイムスケール。 SO2とH2Oの水平構造
対流セルまたは重力波による小規模な構造で構成されています
対流域では数キロメートル。重力波エリアでは、
トレーサーは重力波の水平波長によって支配されます。トレーサーの混合
仮想的な雲頂対流層が推定されており、対流時間スケールは小さく、
対流プルームは、小規模な構造を生み出す可能性があります。このような雲頂対流層の存在により、重力波はより大きな振幅を持ち、より強い混合を示します。
上部の雲層での混合のより高い値は、雲の存在を推測するのに役立つ可能性があります
雲頂対流層。
解像プルームから、雲の垂直方向の渦拡散が推定されました。
領域。深い雲の対流の場合、Kzz の範囲は 10 ～ 10^4㎡/s´、と一致
その場でのモデリング推定。緩和時間スケールの影響が強く、
それは、より高い Kzz であり、緯度対流の深さの変動の影響です。の中に
重力波領域では、垂直渦拡散は低くなり、雲頂で再び増加します
雲頂の対流活動による亜太陽点。
以前の 1D 化学モデル Yung et al. (2009); Bierson と Zhang (2020);リマー等。
(2021) SO2 と H2O の混合層は見つかりませんでした。ただし、さまざまな垂直渦拡散
テストされたプロファイルと値は、現在の研究と対流の値と一致していません
混合は過小評価されています。これらのモデルは、垂直方向の渦拡散が重要であることを示しています。
化学種の中間圏豊富さ、新しい 1D 化学シミュレーションの必要性
より現実的な対流混合で。
ドメインの限られたサイズと化学の表現の単純さ
観察結果との比較が難しくなります。とはいえ、気になるポイントも
コメントする。地上から約 60 km で測定した SO2 の 2 時間変動は次のとおりです。
対流層の動的タイムスケールと互換性があります。横の豊かさ
乱流に見える雲頂の H2O の変動は、
サブソーラーの雲頂対流。 61 から 58 km の間の H2O の弱い鉛直勾配は、
対流層の垂直混合と一致します。 SO2 と H2O の垂直プロファイルは
雲頂の対流混合の明確な兆候を示しています。しかし、SO2 の雲頂変動は
亜太陽点の周りは、雲頂の対流層の存在と一致しています。
金星雲における乱流垂直混合の影響ケミカルトレーサー
2022年 10月 17日提出
概要
金星の雲は、熱、運動量、化学種が混ざり合った約 50 ～ 60 km の対流層をホストしています。観測と数値モデリングは理解に役立った
この地域の複雑さ。しかし、化学への影響はまだわかっていません。ここで、私たちはパッシブ トレーサーを使用した 3次元対流分解モデルを初めて使用して、
2 つの緯度のケースで SO2 と H2O を模倣します。トレーサーは垂直プロファイルに向かって緩和されます
測定値と一致しており、タイムスケールは数桁にわたって変化します。
垂直ミキシングは定量化されており、前に高いリラクゼーション タイムスケールに強いです。
対流タイムスケール、約4時間。トレーサーによる空間的および時間的変動性
数キロメートルの水平構造で、対流活動が推定されます。で赤道、モデルは雲の頂上 (70 km) で対流層を解像しています。
観察、化学種に対するそのような乱流活動の影響は最初に説明されます
時間。分解された対流プルームから、垂直方向の渦拡散が推定されます。
現場測定からの過去の推定では、より数桁高い1D 化学モデリングで使用される値。結果は観測値と比較されます。
対流層の影響を示唆する空間的および時間的変動相関 化学種。
1 はじめに
金星雲層内の強い動的活動は、金星探査機の探査開始。マリナー10号ミッション（ベルトンら1976)による雲画像
と、パイオニアの金星探査機 (Rossow ら、1980) が亜太陽点の近くに
は、直径が 200 ～ 1000 km の対流細胞を示唆する細胞の特徴を示しました。
対流活動は、パイオニア金星の電波掩蔽実験によって最初に測定されました。
(Seiff et al., 1980) 高度 50 ～ 55 km で、電波掩蔽によって確認されました。
マゼラン探査機に搭載された実験 (Hinson and Jenkins, 1995)。ベガ気球が飛んだ
赤道に近い高度範囲で、-4 ～ 2 m/s の垂直風を測定(Linkin et al., 1986; Lorenz et al., 2018) および数百からの対流セル直径
メートルから数十キロメートル (Kerzhanovich et al., 1986) 高度 54 km 付近。ビーナスエクスプレスに搭載されたVeRa電波掩蔽装置は、この対流層を詳細に研究し、
層の深さの強い緯度変動を測定しました (Tellmann et al., 2009)。
赤道域のほぼ 2 倍の緯度 80 インチに近い 10 km に達します。の
あかつき探査機での電波掩蔽実験で対流の変動性を測定
現地時間の深さ (Imamura et al., 2017)、この層は一晩でより厚くなります。
深い雲層の対流層に加えて、金星監視カメラ
(VMC) は、高度約 70 km の雲の頂上で細胞の特徴を観測しました。
対流活動を示唆する亜太陽点 (Markiewicz et al., 2007; Titov et al., 2012)。
この高度での対流層は、これらの観察された構造の主な仮説です。
20から数百キロメートルの対流セルを測定しました。しかし、別のラジオ
ビーナスエクスプレスの船上での掩蔽とあかつき電波掩蔽は全く測定されていません。
亜太陽点での中立安定層をクリアします (Ando et al., 2018, 2020)。
対流層から放出される重力波は別の宇宙で観測されている
パイオニアの金星電波科学では、雲層の上下に約 7 km の垂直波長を持つ小規模な波が観測されました (Seiff et al., 1980; Counselman et al.,
1980)、ビーナス・エクスプレスの計器は、上空で放出された波の波長を測定しました。
垂直方向に約 2 ～ 3.5 km の雲層 (Tellmann et al., 2012) および
水平方向に 2 km から数百 km (Peralta et al., 2008; Piccialli et al., 2014)。
この領域の重力波も、あかつきによって研究されています (Imamura et al., 2018;Mori et al., 2021)。
何十年にもわたる宇宙船と地上での二酸化硫黄と水の観測
数時間から数十年までのタイムスケールで、上部の雲デッキで非常に変動する存在量
(Marcq et al., 2020; Encrenaz et al., 2016; Vandaele et al., 2017a,b)。対流はその一つ
数時間から数日までの短期間の用語の変動性に関する仮説 (Marcq et al., 2013; Vandaele
ら、2017a)。 HST Imaging Spectrograph を使用して金星を観測しました (Jessup et al., 2015, 2020)
雲頂高度では、アルベドの暗化が測定され、対流垂直混合と未知の吸収種の注入。を使用して
SOIR/Venus Express CO2 および雲の上の CO プロファイルと 1D 光化学モデル、
マヒュー等。 (2021) は、垂直混合を 80 ～ 140 km と推定しました。
1D モデルは、金星大気の化学を研究するために開発されました。 Krasnopolsky (2007) と Krasnopolsky (2013) は下層大気に焦点を当て、Krasnopolsky (2012) は、
張ら。 （2012）およびパーキンソンら。 （2015）およびシャオら。 (2020) 中間大気について。
ヨンら。 (2009)、Bierson and Zhang (2020)、Rimmer et al. (2021) は、地表から 110 km までの大気をモデル化しました。これらのモデルは内部の乱流活動を解決できません
したがって、渦拡散係数の形式を使用して、異なる
対流のような大気中の乱流プロセス。については大きな不確実性がある。
金星大気におけるこの係数の値。これらのモデルは、中間圏が
いくつかの種 (特に SO2 ) の豊富さは、渦拡散率の値に非常に敏感でした。
そして垂直グラデーション。
金星の雲の中の乱気流についての理解が不足しているため、
化学と微物理学における雲対流層と重力波は研究されていない
詳細に。 McGouldrick と Toon (2008) だけが、光学的深度の変化について洞察を与えました。
対流と重力波により、理想化された 2D (ゾーン/垂直) 表現を使用
金星雲対流層の様子。 Morellina and Bellan (2022) は、垂直混合による垂直混合を研究しました。
Direct Numerical を使用した金星下層大気と雲の種成層化
シミュレーション。成層化の増加に伴い、高密度勾配マグニチュード領域が形成されます
低成層条件では、密度のより均一な空間分布が生成されます。
金星雲層内の乱流活動を理解するために、限られた領域の金星
地上の流体力学ソルバー (Skamarock および
Klemp, 2008) は、Lefèvre らによって Laboratoire de Météorologie Dynamique で開発されました。 (2017) その後、ピエール研究所で開発された Venus の物理パッケージの完全なセットに結合されました
Simon Laplace (IPSL) (Lebonnois et al., 2010, 2016; Garate-Lopez and Lebonnois, 2018)
惑星の指定された領域のみを高解像度でシミュレートします。
3D Large-Eddy Simulation (LES) モードを使用して、さまざまな緯度と現地時間での対流と小規模な重力波を研究しました (Lefèvre et al., 2017, 2018)。解決された対流の深さは、上昇気流セルの直径が 20 km の観測と一致しています。
対流領域から放出される重力波も、振幅と波長が観測と一致しています。雲頂の対流活動は太陽系外にも存在する点。
この研究では、赤道と 75 度の 2 つの緯度のケースの正午をモデル化するために、この対流分解を使用することを提案します。
、SO2 と H2O を表す理想化されたパッシブ トレーサーを使用
金星雲に対する解決された対流層垂直混合の影響を定量化する
層化学、および結果を 1D 化学モデルおよび観察結果と比較します。の
解決された対流プルームは、雲の対流移流に前例のない洞察を与えます
および化学ダイナミクス。
私たちの論文は次のように構成されています。モデルについてはセクション 2 で説明します。セクション 3 では、
対流運動と重力波の影響が提示されます。垂直渦拡散率は
セクション 4 で推定されます。結果はセクション 5 で説明します。セクション 6。
図 1: 垂直緩和トレーサー存在量プロファイル (ppm)。 円はH2Oを表します
Cottini らの値。 (2012) および Fedorova ら。 (2016)、星印は SO2 値を表す
Encrenazらから。 (2012, 2015) 水平線は対流圏の存在量を表す
Bézard and de Bergh (2007) による測定。
図 2: ドメイン平均ポテンシャル温度 (左) と静的安定性 (右) 垂直
Lefèvreらからのプロファイル。 (2018) の赤道と 75 インチでの平衡状態シミュレーション
昼。
図 3: SO2 (左の列) と H2O のドメイン平均トレーサー存在量の垂直プロファイル
(右の列) 初期時間 (黒線)、深い対流層 (上) および雲頂
緩和時間スケール の対流層 (下)
10^2s（緑）、10^3s（青）、10^4s（黄）、10^5s (シアン) および 10^6s (赤) は Equator (実線) および 75˝（破線）。
6 結論
この研究は、金星の雲層における鉛直混合を調査した最初の研究です。
3D 分解された対流プルームを使用した化学。理想化されたパッシブ トレーサーを使用して表現する
SO2 と H2O 、対流によるこれらの種の垂直混合は、
化学タイムスケールで。対流タイムスケールと比較して小さな化学タイムスケール、
約10^3s 以下の場合、垂直乱流混合が制限されます。逆にケミカル
対流タイムスケールよりも優れたタイムスケール値、約 105
s 以上の場合、よく混合された層、つまり対流領域に小さな垂直勾配が生じます。対流域は
上昇気流の多角形セルとして組織化され、雲を介した空間的および時間的変動性
推定されます。これらの変動は、対流化学物質の対流領域で最大になります
対流タイムスケールに相当するタイムスケール。 SO2とH2Oの水平構造
対流セルまたは重力波による小規模な構造で構成されています
対流域では数キロメートル。重力波エリアでは、
トレーサーは重力波の水平波長によって支配されます。トレーサーの混合
仮想的な雲頂対流層が推定されており、対流時間スケールは小さく、
対流プルームは、小規模な構造を生み出す可能性があります。このような雲頂対流層の存在により、重力波はより大きな振幅を持ち、より強い混合を示します。
上部の雲層での混合のより高い値は、雲の存在を推測するのに役立つ可能性があります
雲頂対流層。
解像プルームから、雲の垂直方向の渦拡散が推定されました。
領域。深い雲の対流の場合、Kzz の範囲は 10 ～ 10^4㎡/s´、と一致
その場でのモデリング推定。緩和時間スケールの影響が強く、
それは、より高い Kzz であり、緯度対流の深さの変動の影響です。の中に
重力波領域では、垂直渦拡散は低くなり、雲頂で再び増加します
雲頂の対流活動による亜太陽点。
以前の 1D 化学モデル Yung et al. (2009); Bierson と Zhang (2020);リマー等。
(2021) SO2 と H2O の混合層は見つかりませんでした。ただし、さまざまな垂直渦拡散
テストされたプロファイルと値は、現在の研究と対流の値と一致していません
混合は過小評価されています。これらのモデルは、垂直方向の渦拡散が重要であることを示しています。
化学種の中間圏豊富さ、新しい 1D 化学シミュレーションの必要性
より現実的な対流混合で。
ドメインの限られたサイズと化学の表現の単純さ
観察結果との比較が難しくなります。とはいえ、気になるポイントも
コメントする。地上から約 60 km で測定した SO2 の 2 時間変動は次のとおりです。
対流層の動的タイムスケールと互換性があります。横の豊かさ
乱流に見える雲頂の H2O の変動は、
サブソーラーの雲頂対流。 61 から 58 km の間の H2O の弱い鉛直勾配は、
対流層の垂直混合と一致します。 SO2 と H2O の垂直プロファイルは
雲頂の対流混合の明確な兆候を示しています。しかし、SO2 の雲頂変動は
亜太陽点の周りは、雲頂の対流層の存在と一致しています。
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