Численное моделирование климата планет земной группы А.В.Родин (МФТИ/ИКИ РАН) R.J.Wilson (NOAA/GFDL) Т.С.Афанасенко, Н.А.Евдокимова, А.А.Федорова (ИКИ. - презентация

1 Численное моделирование климата планет земной группы А.В.Родин (МФТИ/ИКИ РАН) R.J.Wilson (NOAA/GFDL) Т.С.Афанасенко, Н.А.Евдокимова, А.А.Федорова (ИКИ РАН) И.В.Мингалев (ПГИ РАН)

2

3 Основные физические механизмы: Излучение Циркуляция атмосферы Фазовые переходы Облака и аэрозоли Обмен атмосфера-поверхность Перенос летучих на поверхности спектроскопия теория переноса геофизическая гидродинамика микро- и мезофизика Климатическая система

4 Однородная поверхность возраста ~ 0.75 Gyr

5 Планета Венера a = а.е. T o = 224,7 сут. T d = 243 сут. M = M земли R = R Земли S = 2622 Вт/м 2 A = 0.75 Атмосфера p = 93 бар T = 735 K CO 2, N 2, Ar, Kr, H 2 O, SO, SO 2, OCS... Облачный слой H 2 SO 4

6 Однородная структура атмосферы IR = 1

7 Суперротация

8 Основной перенос энергии осуществляется в далеких крыльях спектральных линий Эффекты, влияющие на формфактор Интерференция состояний (квази-Лоренц, -4 ), N Далекое крыло, exp (- ( - 0 )/ ), N 2 Индуцированное поглощение, N 2 Модели: Бёрч Творогов, Родимова, Несмелова Ма, Типпинг Розенкранц Тонков, Филиппов

9 Модель далекого крыла (С.Д.Творогов и др.)

10

11

12 Теория поглощения при высоком давлении далека от завершения малое поглощение в далеком крыле линии играет определяющую роль в парниковом эффекте необходима эффективная параметризация существующих теоретический представлений необходима экспериментальная проверка моделей Выводы

13 CO 2 95,3% N 2 2,6% Ar1,6% O 2 0,13% CO700 ppm H 2 O100 ppm Ne2,5 ppm Kr0,3 ppm Xe80 ppb O 3 30 ppb CH 4 20 ppb

14 (Mitrofanov et al., 2002) Первое детектирование подповерхностных запасов воды по торможению нейтронов

15 Чем интересен современный климат Марса Наиболее близкая по климатическим параметрам к Земле планета Планета, возможно, испытавшая катастрофическое изменение климата и сохранившая следы климата прошлой эпохи Единственная среди земной группы планета с конденсируемой атмосферой климатическая система, в значительной степени контролируемая аэрозолем

16 значительный вклад термического прилива ( p/p 0.01) резонанс полусуточного прилива с волной Кельвина глобальная ячейка Хэдли два режима циркуляции Хэдли: от экватора к полюсам (равноденствие) и из летнего полушария в зимнее (солнцестояние) как следствие, слабая активность волн Россби в летнем полушарии заметный вклад низких гармоник стационарных волн Особенности динамики атмосферы Марса глобально асимметричная топография ( =1, =2) высокоэксцентричная орбита ( =0.09)

17 термический прилив Волны Россби Струйное течение

18 Характерная климатическая неустойчивость - глобальные пылевые бури Крупная региональная буря в долине Ноя. Наблюдения MGS/TES, L s = 225°, 1997 г. Глобальная буря 2001г., L s = 180°

19 Cезонный цикл Марса по наблюдениям TES мбар пыль облака вода

20 Модель общей циркуляции атмосферы Марса динамическое ядро SKYHI (GFDL 1996) динамическое ядро FMS (GFDL ) разрешение 5° 6°, 40 узлов по высоте явная схема, шаг 3-6 мин. транспорт аэрозолей и H 2 O (схема 4-го порядка) топография MOLA микрофизика облаков H 2 O (метод моментов) перенос излучения в полосах CO 2 и на аэрозолях источники и стоки пыли и H 2 O на поверхности

21 Асимметрия афелий-перигелий

22 Сезонная асимметрия меридионального переноса воды

23 Water cycle simulation

24 Observed water cycle SPICAM MY27 TES MY26 Scale 0 to 50 pr. µm

25 FMS dynamical core

26 S N 0360

27 Среднегодовые распределения воды взаимодействие атмосферы с поверхностью Содержание паров воды в столбе, мкм Экспозиция (в сутках) слоя снега толщиной > 100 мкм

28 Среднегодовые поля (продолжение) Среднегодовая концентрация водяного пара в нижнем модельном слое при условии T > 220 K Время, в течение которого выполняется условия T>30 K и T > 200 K

29 В поле (U,V,W) выделяются стационарная и приливные компоненты Стационарная компонента раскладывается по зональным гармоникам, v k = (U k, V k, W k ), k = 0..3 Поток воды, обусловленный каждой гармоникой равен F k = (r vapor +r cloud ) v k Линии тока обозначаю траектории частиц в атмосфере в предположении об отсутствии источников. Волновой транспорт воды анализ линий тока

30

31

32

33 Возможное объяснение сезонной детерминированности волновых чисел Волна Кельвина Волны Россби Фазовые скорости

34 Заключение МГЦ атмосферы Марса адекватно воспроизводит данные климатических наблюдений и следовательно, включает все основные механизмы современной климатической системы планеты Облака являются важной составляющей климата Марса и оказывают влияние как на радиационный баланс, так и на транспорт воды и пыли. Тропическая система облаков, формирующаяся в афелии, обеспечивает выхолаживание тропопаузы на 10-15К и блокирует пыль в узком диапазоне широт ниже 15 км, стабилизируя атмосферу при низкой температуре. Циркуляция атмосферы является основным механизмом, определяющий современный гидрологический цикл на Марсе. В афелии ТСО препятствует переносу воды в южное полушарие и способствует поддержанию современного асимметричного распределения. Глобальная асимметрия фигуры Марса также способствует концентрации воды в северном полушарии

35 выводы Транзиенты Тиллмана являются, повидимому, результатом перестройки зональной структуры стационарной волны в летнем полушарии при сезонном изменении параметров волновода. Транзиенты обеспечивают эффективный меридиональный перенос аэрозолей и создают условия для начала ГПБ Наблюдаемые тропические максимумы в распределении подповерхнстных запасов воды (Митрофанов и др. 2003) могут быть вызваны взаимодействием поверхности с атмосферной волной-2

36 Титан: холодный углеводородный мир Расстояние до Солнца9.54 ае Расстояние до Сатурна1, км Период вращения (синхронно)16 d Солнечная постоянная14 Вт/м 2 Атмосфера Твердое тело: дифференцировано 50/50 лед и камень N 2 92% Ar6% CH 4 1-3% (saturated) C 2 H C 2 H CO H 2 O10 -7 Температурный профиль (McKey et al., 1993 ) Презентация3.ppt

37 Титан vs. Венера Тяжелые атмосферы и медленное вращение Сходный режим циркуляции (симметричный) Радиационный баланс контролируется аэрозолем Оптическая толщина > 1 90K у поверхности Летучие, восстановительная среда: жидкий метан (?) Сложный органический аэрозоль (tholin) Наклон оси 26.7 Сезонная асимметрия 740K у поверхности Летучих нет, окислительная среда Сернистый аэрозоль Сезонных изменений нет Исследования Титана могут помочь в изучении Венеры, и наоборот

38 Миссия Cassini-Huygens. Прибор DISR

39

40

41

42 Titan tholin haze – a 1D microphysical model ~ km ~350 km Photochemistry, collisional and photoelectric charging Accumulation of tholin nanoparticles, charging km ~1 nm 0.05 m 1 m Monomer formation Coagulation up to 500 monomers, charging Sedimentation, charging

43 Elementary processes Distributed source at km Collisional and photoelectric charging (ion/electron densities from HASI) Coagulation Eddy mixing and sedimentation

44 Coulomb-Brownian coagulation kernel 0.1 nm 0.01 m m 0. 3 m0.1 m 3 m monomersaggregates Aggregates with filled pores?

45 Implicit scheme for Smolukhowsky equation where u –size distribution function; is a timestep; m,n are index arrays containing reference to all pairs (m,n) composing a particle (i); K is coagulation kernel; f is partition function caused by discrete size binning.

46 Typical average nighttime charge vs. size

47 Modeling results: self-consistent charge distribution (time average log |q| per particle) R 0 = e 2 /(3/2kT) ~ 0.06 m

48 size distribution Microphysical transition near the tropopause R 0 = e 2 /(3/2kT) ~ 0.06 m

49 simulation data

50 Моделирование динамики атмосферы Титана с негидростатическим ядром

51 Заключение Титан – сравнительно новый, чрезвычайно сложный и интересный объект исследований. Имеет много аналогий с Венерой Единственный в Солнечной системе аналог гидрологического цикла Земли, основанный на углеводородах. Электростатические и плазменно-пылевые эффекты играют важную роль в динамике аэрозоля