Численное моделирование теплового баланса атмосферы Венеры

• Автор: Афанасенко, Тарас Сергеевич
• Шифр специальности: 01.03.04
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2006
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 85 с. : ил.

Глава 1 - Введение
Глава 2 - Расчет молекулярных спектров поглощения при высоких давлениях
2.1 Молекулярное поглощение газа при обычных (земных) температурах и давлениях.
2.2 Уширение линий в результате межмолекулярного взаимодействия в процессе столкновений. (Томская модель)
2.3 Эффект интерференции молекулярных состояний.
2.4 Эмпирические модели уширения
2.5 Сравнение трех приближений.
Глава 3 - Потоки ИК-излучения и тепловой баланс.
3.1 Теоретические сведения
3.2 Расчет потоков теплового излучения.
3.3 Тепловой баланс
Глава 4 - Экспериментальная проверка теории поглощения в окнах прозрачности. Выводы.
Литература

В последние годы, после почти двадцатилетнего перерыва, наблюдается заметное оживление интереса к Венере. В апреле 2006 г. начал работу на орбите ИСВ европейский аппарат «Венера-Экспресс», ряд приборов которого разработаны и изготовлены в России(Тйоу й а1. 2006). Публикуются результаты моделирования общей циркуляции атмосферы планеты, которые все ближе подходят к разрешению одной из самых интригующих задач атмосферной динамики - суперротации. Наконец, быстро растущий поток публикаций об открытиях и наблюдениях внесолнечных планет позволяет надеяться, что со временем будут преодолены инструментальные ограничения наблюдений экзопланет земного типа, и есть все основания полагать, что эти планеты окажутся значительно более похожими на Венеру, нежели на Землю или Марс. Как физический объект Венера предоставляет чрезвычайно богатый материал для сравнительной планетологии, причем в России накоплен уникальный, не имеющий мировых аналогов задел по исследованиям этой планеты. Настоящая работа выполнена в рамках работ по систематическому исследованию атмосферы и климата Венеры, ведущихся в ИКИ РАН в кооперации с другими российскими и зарубежными организациями и представляет собой первый этап построения подробной математической модели климата планеты.
Венера относится к планетам земной группы, в которую, кроме неё, входит 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. Собственно вращение Венеры крайне медленное, ее сидерический период составляет 243.01 земных суток. Твердое тело планеты по своим характеристикам очень близко к Земле; масса Венеры составляет 4.871*1024 кг (0.81 массы Земли), радиус 6051 км (у Земли 6378км), ускорение свободного падения 8.87 м/с2. Наклонение к плоскости
эклиптики составляет -2.6 градусов, знак минус означает ретроградное (обратное) вращение. (Seiff, A., Shofield, J.T., Kliore A.J. et al. 1985)
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 740К (Рис 1.1, 1.2), 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. Несмотря на то, что некоторые элементы климатической системы Венеры, такие как зональная суперротация, пока не получили удовлетворительного объяснения, достигнутый за последние десятилетия прогресс в исследованиях атмосферы Венеры позволил не только качественно описать происходящее на планете, но и существенно продвинуться в понимании аналогичных эффектов, имеющих место на Земле.
В 1761 г М.В.Ломоносов, наблюдая прохождение Венеры по диску Солнца, определил, что "...планета Венера окружена знатною воздушной атмосферой, таковой (лишь бы не большею), какова обливается около нашего шара земного". - так было совершено открытие атмосферы Венеры. Дальнейшие наблюдения Венеры приносили мало информации, так как мощный облачный слой планеты полностью скрывал все, что находится ниже облаков.
В 1956 г. были проведены радио наблюдения Венеры в сантиметровом диапазоне, при этом была определена яркостная температура 600К. Наблюдения проводились на радиотелескопе диаметром 15 м Морской Исследовательской обсерватории США (Mayer, С. Н.; McCullough, Т. P.; Sloanaker, R. М 1958,1960).

быть неустойчивой либо близкой к нейтральной, что, в принципе, не противоречит наблюдениям.
Рис 3.7 Поток ИК-излучения. Красным для модели изложенной в п2.3. Зеленым для модели изложенной в п2.2. Синим для модели изложенной в п2.4.
В рамках трех различных моделей поглощения мы получаем одинаковые интегральные потоки для высот выше 50 км и существенные различия внизу. Это ещё раз подтверждает то, что интегральный поток ИК-излучения определяется облачным слоем. Для трех моделей мы получаем дивергенцию ИК-излучения вблизи облачного слоя порядка 40-60 Вт/м2. В рамках модели интерференции молекулярных состояний получается наиболее правдоподобное ИК-излучение.
3.3 Тепловой баланс
Поток, уходящий через верхнюю границу, составляет 155 Вт/м2, что с точностью до 5 Вт/м2 совпадает с наблюдаемым значением для средних широт.
Резкий спад потока уходящего излучения на высотах 48-60 км, связанный с континуальным поглощением в облачном слое, практически одинаков для всех моделей формфактора. Ниже облачного слоя высотный ход потока существенно отличается. В интервале 30-50 км интерференционное приближение дает минимальное значение потока,