地球流体セミナー

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3/25 第五部 (9:45 - 12:00) 『火星大気放射対流の数値計算』 (小高)


1. 研究の動機

鉛直一次元計算

	温度構造に対するダストの影響

	・ダストなし
		観測(Kilore et al. 1972 and Hanel et al. 1972)と合わない
	・ダストあり
		観測と合う
			オプティカル・デプス 0.1

	ダストが動的に扱われた研究がない

Q:
	ダストありの場合の 5 km 〜 の温度勾配は何?
A:
	放射平衡
Q:	
	昼と夜で傾きが同じなのはなぜ?
A:
	
Q:
	静的安定度のときの傾きはどのくらいなの?
A:
	N 〜 0.60 × 10^-2 (1/sec)
	N^2 = g/\theta (\p \theta/ \p z)
	だいたい 1 km で 1 度変わればよい.
	N^2 = 3/200 (20/10) = 3 10^-3
	N=\sqrt{0.3} \times 10^{-2}
	 = 0.6 \times 10^{-2}
Q:
	ダストの高度分布
A:
	10 km から 20 km くらい(スケール・ハイト)
Q:
	ダストの頻度
A:
	最近(ここ 10 年くらい)頻度が少ない

	巻き上げ → 移流 → 加熱 → 落下を全て考慮しあモデルはなかった

	ダストを巻き上げるのは誰?
	・GCM の風では足りない
	・実際はどこでも巻き上がる?
		dust devil
	・熱対流で巻き上がるだろうか?
Greeley et al. 1980
	粒径とそれを動かせる風速の風洞実験
Q:
	100 ミクロン・メートルの粒径がもっとも動きやすいのはなぜ
A:
	重さと接触面積との関係

2. 本研究の目的
	ダストを「きちんと」考慮した火星大気放射対流の数値計算
		・力学と熱力学の両方に組み込む
		・フィードバックのかかり方に注目
	まずは対流の様子を調べる
		・赤外放射だけ
		・ダストなしから考える
		・地表面温度は外部から与える

3. モデル
	大気モデル
		・2 次元非弾性方程式系
		・自転効果なし
	乱流拡散係数
		・2 次のクロージャー法
			Klemp and Wilhelmson, 1978
	地表フラックス
		・バルク法: Louis(1979) のパラメタリゼーション
	放射過程
		・赤外放射
			Pollack et al, 1981; Ye et al., 1990
Q: 自転がなくても火星なのか?

A:
	赤道上
	火星を念頭に置いている(火星っぽいの)

4. 方程式系
	略

Q:
	地球の積雲対流では乱流の拡散によるエネルギーを熱力学に反映しているのか?
A:
	2 年まえに入れると入れないで 7 W 違うことがわかった
	最近は入れているのもある
Q:
	0.488 て何
A:
	方向積分のときでる?
	\int_0^1 \mu E(\mu) d\mu \simeq \overline{\mu} E (\overline{\mu})
	経験上得られた

5. 離散化
	差分スキーム
		移流 4 次元中央差分
		その他 2 次中央差分
	圧縮方程式
		ディメンジョン・リダクション法
			水平方向にはフーリエ展開
	格子配置
		アラカワ C タイプ
			スカラー量とベクトル量を半格子ずらす
			フラックス計算に都合がよい

実験設定: 地表面温度
	51.2 km \times 20 km (放射計算は 25 km)
	水平,鉛直ともに格子

6. 計算結果
	温位偏差,鉛直風,水平風

温位偏差:
	
水平平均温位:

鉛直風:
水平風:
 
	20 m/s を得る
加熱率(水平時間平均):

地表摩擦(LT=14:400):
顕熱フラックス:
	12 時に 15 W(maxima)
正味放射フラクッス:

対流の寄与はけ結構大きい.
	背の高い対流が見られる
大気への正味の加熱:
顕熱:
1 次元系との比較:
最も近いのは Gierasch and Goody (1986)

Q:
	ダストを含めると押さえる働き


okuyama naonori 平成12年3月29日