Nhập môn hoàn lưu khí quyển - ( ĐH Quốc Gia HN ) - Chương 10 ppt

- 281 - Chơng 10. Khí quyển của các hnh tinh & các hệ thống chất lỏng v chất khí khác 10.1 Các ảnh hởng chủ yếu đối với các hon lu hnh tinh Cho đến gần đây, nghiên cứu hon lu ton cầu đã đợc giới hạn trong hon lu của một hệ thống đơn, hon lu khí quyển Trái Đất. Trong các chơng trên của chuyên khảo ny, chúng tôi cũng đã tập trung chú ý vo Trái Đất, minh hoạ sự vận chuyển hớng cực v vận chuyển lên cao của nhiệt sinh ra động năng liên quan nh thế no với hon lu khí quyển quan trắc đợc. Chúng tôi đã mô tả một số cấu trúc trong đó dòng nhiệt ny có thể tham gia vo hon lu bất đối xứng trục của vòng hon lu Hadley ở các vĩ độ thấp v các sóng bất ổn định t áp ở miền ôn đới. Các qui luật ny không chỉ đúng đối với hệ thống Trái Đất. Trong chơng ny, ta sẽ xem xét các vòng hon lu vận chuyển nhiệt quan trắc đợc đối với khí quyển của Trái Đất có ý nghĩa tổng quát nh thế no, v các vòng hon lu ny có thể đợc biến đổi nh thế no trong các trờng hợp khác nhau. Vấn đề ny đã đợc định hình rõ rng hơn trong hơn 20 năm qua, khi trong nghiên cứu về khí quyển hnh tinh đã có những thnh tựu đáng kể. Ngy nay các con tu vũ trụ đã từng đến thăm tất cả các hnh tinh có khí quyển thuộc hệ Mặt Trời ngoại trừ Sao Diêm Vơng, hnh tinh ny có thể có khí quyển. Trong trờng hợp Sao Kim v Sao Hoả, các tham số khí tợng đợc đo trực tiếp bổ sung thêm cho các số liệu đợc đo từ xa thông thờng. Trong những năm tới, chúng ta có kế hoạch thăm dò v đo trực tiếp các khí quyển khác, bao gồm cả Sao Mộc v hnh tinh Titan. Các quan trắc từ Trái Đất v các nghiên cứu mô phỏng trên máy tính đã giúp ta giải thích v mở rộng các thám sát ny. Bằng cách đối chiếu v so sánh trạng thái khác nhau của khí quyển các hnh tinh, vấn đề đó đã thực sự chín muồi v trở nên có tính khoa học. Bảng 10.1 tổng kết các yếu tố vật lý đó của các hnh tinh với mật độ khí quyển phù hợp với động lực học của các hon lu khí quyển của chúng. Ta thấy ở đây bán kính v mật độ có khoảng biến động rất rộng, do đó gia tốc trọng trờng bề mặt cũng có khoảng dao động lớn. Một tham số quan trọng nữa đó l tốc độ quay ; tốc độ ny cần đợc so sánh với chu kỳ quỹ đạo S để đánh giá quy mô thời gian của các hiệu ứng mùa. Tổng lợng bức xạ nhận đợc từ Mặt trời tỷ lệ nghịch với bình phơng khoảng cách từ hnh tinh đến mặt trời. Do đó, nó thay đổi nhiều hơn so với các tham số khác trong Bảng 10.1. Bảng 10.1 Các đặc tính vật lý của các hành tinh có khí quyển Hành tinh a(10 6 m) g(ms -2 ) S(Wm -2 ) (10 -5 s -1 ) S (năm) Sao Kim (Venus) 6,05 8,60 2620 0,77 0,030 0,615 Trái Đất (Earth) 6,37 9,81 1370 0,29 7,29 1,00 - 282 - Sao Hỏa (Mars) 3,40 3,72 590 0,15 7,09 1,88 Sao Mộc (Jupiter) 71,4 22,88 50,6 0,45 17,57 11,86 Sao Thổ (Saturn) 60,0 9,05 15,1 0,61 16,34 29,5 Sao Titan (Titan) 2,56 1,44 15,1 0,21 0,456 29,5 Sao Thiên Vơng (Uranus) 26,15 7,77 3,72 0,37 11,26 84,0 Sao HảI Vơng (Neptune) 24,75 11,00 1,52 0,37 11,05 165 Sao Diêm Vơng (Pluto) (1,5) (4,3) 0,88 (0,3) 1,14 2,48 Bảng 10.2 cho ta số liệu về khối lợng, nhiệt độ v thnh phần của khí quyển. Trong chuyên khảo ny, sẽ không thảo luận đến tính phức tạp v các vấn đề đáng quan tâm về cấu tạo hoá học v sự tạo thnh của khí quyển. Tơng tự, các tính chất vận chuyển bức xạ của khí quyển cũng không đợc thảo luận chi tiết, nhng sẽ đợc coi nh l nhân tố nguồn v trung tâm tiêu tán nhiệt, chi phối chuyển động của khí quyển. Chỉ có các chất xúc tác đóng góp đáng kể vo trọng lợng phân tử trung bình mới đợc liệt kê trên Bảng 10.2. Đó không phải l những khí hoạt động bức xạ tích cực xác định cấu trúc nhiệt. Ví dụ, CO 2 , hơi nớc, ôzon l các chất vận chuyển bức xạ của khí quyển Trái Đất v nó bị thay đổi đáng kể bởi các chất xúc tác nh mêtan (CH 4 ). Các khí ny nhỏ, chỉ chiếm khoảng hơn 1% khối lợng khí quyển. Khí áp v nhiệt độ bề mặt trong khí quyển đợc cho ở nơi có thể. Trong trờng hợp khí quyển có độ dy lớn nh Sao Mộc, Sao Thổ, Sao Thiên Vơng v Sao Hải Vơng, nhiệt độ v khí áp đợc cho tại các đỉnh mây có thể nhìn thấy. Hằng số thời gian bức xạ E đợc ớc lợng cho mỗi khí quyển bằng cách sử dụng phơng trình (3.11). Nó đợc tính khi biết giá trị khí áp bề mặt hay khí áp tại đỉnh mây v ngợc lại. Tuy nhiên, nếu phần lớn ánh sáng mặt trời bị hấp thụ trong các lớp mỏng ở phần trên khí quyển thì các lớp hoạt động bức xạ mạnh của khí quyển sẽ có khả năng tích nhiệt rất nhỏ v thờng có giá trị E nhỏ hơn. Ta có thể thấy hai nhóm hnh tinh khác biệt nhau từ hai Bảng 10.1 v 10.2. Nhóm thứ nhất đợc gọi l các hnh tinh kiểu Trái Đất gồm Sao Kim, Trái Đất v Sao Hoả. Các hnh tinh ny tơng đối nhỏ, có mật độ lớn, với các lớp đá cứng v lớp phủ manti. Khí quyển của chúng phần lớn đợc cấu tạo bởi các chất khí nặng nh CO 2 hoặc Nitơ. Nhóm thứ hai gọi l các hnh tinh khối khí khổng lồ gồm Sao Mộc, Sao Thổ, Sao Thiên Vơng v Sao Hải Vơng l các hnh tinh lớn hơn nhiều nhng mật độ lại nhỏ hơn. Chúng dờng nh không có bề mặt cứng, ít nhất l đến tận lớp sâu bên trong hnh tinh. Các thnh phần khí quyển của chúng cũng tơng tự so với khí quyển Mặt Trời, với lợng hydro v helium rất lớn v phần còn lại nhỏ hơn có thnh phần phức tạp hơn. Trừ Sao Thiên vơng, các hnh tinh khối khí khổng lồ đều có nguồn nội nhiệt đáng kể v phát nguồn nhiệt bức xạ lớn hơn so với lợng nhiệt chúng nhận từ Mặt Trời. Titan có lớp khí quyển tơng tự phơng án với một khí quyển lạnh hơn của - 283 - hnh tinh kiểu Trái Đất. Đó l một hnh tinh nhỏ có mật độ trung bình v có thể cấu tạo bởi các tinh thể băng v một số dạng đóng băng không ổn định khác. Khí quyển của nốic mật độ lớn v nặng, chủ yếu cấu tạo bởi Nitơ. Ta còn ít biết đến khí quyển của Sao Diêm Vơng (Pluto) mặc dù nó l một lớp khí quyển mỏng đợc dự đoán từ số liệu quang phổ. Khí quyển của Sao Diêm Vơng có thể l một cấu trúc tơng tự nh hnh tinh Titan, nhng đó l một khí quyển mỏng hơn v ít hoạt động hơn. Bảng 10.2 Các đặc tính của khí quyển các hành tinh Hành tinh Các thành phần khí quyển chủ yếu R (1) P S (2) T s (3) E (4) Sao Kim (Venus) CO 2 (96%), N 2 (3%) 193 90 730 10,8 Trái Đất (Earth) N 2 (77%), O 2 (21%),H 2 O(1%) 287 1 288 0,065 Sao Hỏa (Mars) CO 2 (95%), N 2 (3%),Ar(2%) 192 0,007- 0,010 218 0,002 Sao Mộc (Jupiter) (5) H 2 (90%),He(10%) 3779 0,42 125 3,15 Sao Thổ (Saturn) (5) H 2 (97%),He(3%) 4036 1,1 95 63,8 Sao Titan (Titan) N 2 (82-99%), Ar(0-12%), CH 4 (1-6%) 280 1,8 92 7,87 Sao Thiên Vơng (Uranus) (5) H 2 (83%), He(15%), CH 4 (2%) 3200 5 57 6,80 Sao Hải Vơng (Neptune) (5) H 2 (83%), He(15%), CH 4 (2%) 3200 1,5? 57 191 Sao Diêm Vơng (Pluto) CH 4 , N 2 ? 16? 10 -5 ? 40 5 x 10 -4 (1) Đơn vị Jkg -1 K -1 (2) Đơn vị 10 5 Pa (3) Đơn vị K (4) Đơn vị năm Trái Đất (5) Khí áp bề mặt tơng ứng với đĩa mây chủ yếu v nhiệt độ bức xạ. Giá trị tăng đối với các vật thể xa hơn. Hon lu khí quyển của hnh tinh ta đã biết đều có một phạm vi hoạt động riêng, tuy nhiên có thể đa ra các cơ chế tổng quát. Các cơ chế đó đợc minh họa trên Hình 10.1, với hình ảnh các mn mây của Sao Kim, Trái Đất v Sao Mộc. Sao Kim bị mây bao phủ hon ton; trong ánh sáng tia cực tím, các đỉnh mây biểu hiện l một vùng tối dờng nh bắt nguồn từ miền nhiệt đới v hớng về các cực theo đờng xoáy chôn ốc. Mn mây bao phủ 30% bề mặt Trái Đất. Hình ảnh cho ta thấy một dải đối lu có liên quan với dải hội tụ nhiệt đới - ITCZ v kế cận với vùng phía dới của nhánh đi xuống - 284 - của vòng hon lu Hadley. Các mn mây xoáy có liên quan với vùng áp thấp miền ôn đới l các vùng quan trọng tại vĩ độ cao. Sao Mộc cũng bị mây bao phủ hon ton, với các vùng sáng của mây tầng cao v các vùng tối hơn của mn mây dy hơn ở tầng thấp. Các đám mây thờng đợc sắp xếp thnh dải nằm dọc theo vĩ hớng với các nhiễu động phần lớn l tức thời với qui mô nhỏ. Các nhiễu động ny thờng có cấu trúc hình oval hoặc các xoáy rối bất thờng hơn. Các dải mây cho thấy có năm hay sáu dòng xiết trong đới gió tây cũng nh trong đới gió đông liên quan với dải mây vĩ hớng. Tất nhiên hon lu Trái Đất đợc nghiên cứu v hiểu biết nhiều nhất. Việc giải thích các hon lu đợc quan trắc trên phần lớn các hnh tinh khác còn l vấn đề cần bn luận rất nhiều. Giải quyết vấn đề tranh cãi ny đòi hỏi các thám sát chi tiết hơn, đặc biệt l cấu trúc thẳng đứng của khí quyển của các hnh tinh khí khổng lồ. Hơn nữa, hon lu khí quyển chịu tác động của một số nhân tố nh thnh phần hoá học không thể đo trực tiếp. Các đặc tính khác còn quan trọng hơn. Các nhân tố cơ bản chi phối cơ chế hon lu l: (i) Cờng độ v sự phân bố của nguồn nhiệt v các trung tâm tiêu tán nhiệt. Trong khi đó ta cũng cần nhớ rằng bản thân hon lu có thể hỗ trợ tổ chức v tăng cờng các nguồn v các trung tâm tiêu tán nhiệt. Ví dụ, ở miền nhiệt đới của Trái Đất các dòng hội tụ mực thấp đem ẩm tới, khởi đầu đối lu ẩm v giải phóng ẩn nhiệt. Sự đốt nóng ny có thể lm tăng cờng hội tụ mực thấp. (ii) Bản thân hnh tinh tác động đến bằng cơ chế động lực đối với chuyển động. Quan trọng hơn cả l tốc độ quay v kích thớc của hnh tinh. (iii) Bản chất tự nhiên của mặt trải dới. Đặc biệt, lực ma sát kéo tác động vo khí quyển l một nhân tố quan trọng. Địa hình của bề mặt thấp cũng phải đợc xem xét dới ảnh hởng của sự đốt nóng ny; nếu địa hình đủ cao thì hon lu có thể bị biến đổi đáng kể. Ta sẽ trở lại xét từng nhân tố ny, bằng cách phác hoạ phạm vi biến đổi đối với các hnh tinh trong hệ Mặt Trời. Thảo luận chi tiết hơn sẽ đợc trình by trong các phần sau. Khí quyển của các hnh tinh kiểu Trái Đất phần lớn nhận đợc từ quá trình hấp thụ bức xạ mặt trời. Các nhiễu động thẳng đứng của nhiệt lợng thu đợc l một đặc tính cần thiết của hon lu. Hon lu khí quyển cần phải có dòng nhiệt thăng, nh ta đã thấy trong phơng trình (5.26). Do đó, nếu ton bộ năng lợng mặt trời đợc hấp thụ tại một vi mực trên cao trong khí quyển thì động năng sẽ không đợc sinh ra trong các mực thấp hơn của khí quyển. Các quá trình bức xạ sẽ tạo ra một trạng thái đẳng nhiệt ở phần dới của khí quyển. Hậu quả ny, đôi khi gọi l định lý Sandstrom, đúng đối với các đại dơng của Trái Đất; các dòng chảy quan trắc trong đại dơng không hon ton bị điều khiển bởi nhiệt m do tác động cơ học của khí quyển. Trong trờng hợp khí quyển phủ đầy mây v có độ dy lớn nh khí quyển Sao Kim, ta có thể dự báo tơn g tự các lớp hoạt động có ý nghĩa khí tợng của khí quyển. Đó l lớp phía trên đỉnh mây, ở độ cao khoảng 60km cách mặt đất với lớp đẳng nhiệt dy phía dới. Gradien nhiệt độ thẳng đứng của Sao Kim gần bằng gradien đoạn nhiệt ở phía dới - 285 - đỉnh mây v khoảng 4% bức xạ mặt trời đợc hnh tinh ny hấp thụ có thể tới bề mặt. Do đó, mặc dù các lớp đỉnh mây l lớp hoạt động khí tợng quan trọng nhất nhng bức xạ đạt đến khí quyển tầng thấp của Sao Kim đủ để điều khiển các chuyển động yếu gần bề mặt. Trong trờng hợp Trái Đất v Sao Hỏa, lợng bức xạ đến bề mặt nhiểu hơn đa khí quyển tới trạng thái bất ổn định tĩnh. Sự vận chuyển nhiệt theo phơng thẳng đứng bởi các hon lu hnh tinh giúp cho việc giải thích trạng thái ổn định tĩnh quan trắc đợc; ít nhất trong điều kiện không có bụi, nh sự ổn định hoá quy mô lớn, các dòng nhiệt động lực l một quá trình chiếm u thế trên Sao Hoả. Trên Trái Đất độ bất ổn định tĩnh quan trắc đợc cũng bị chi phối bởi gradien đoạn nhiệt ẩm ở miền nhiệt đới. Mặt khác, tất cả các hnh tinh khổng lồ Sao Mộc, Sao Thổ v Sao Hải Vơng đều có một nguồn nội nhiệt đáng kể. Nhiệt năng ny bắt nguồn từ sự suy yếu trọng trờng chậm của các hnh tinh. Trong trờng hợp của Sao Mộc, ngời ta ớc tính sự giảm bán kính của nó l khoảng 1 mm trong một thế kỷ, điều đó giúp giải thích cho dòng nhiệt nói trên. Sao Thiên Vơng lại khác so với các hnh tinh khí lớn ở chỗ nó gần nh không có nguồn nội nhiệt đáng kể, mặc dù nó có nhiều đặc trng vật lí gần giống với các đặc trng của Sao Hải Vơng. Ngoi Sao Thiên Vơng, nguồn nội nhiệt của nó lại lớn hơn lợng nhiệt nhận đợc từ Mặt Trời. Do đó, điều kiện cần thiết cho sự vận chuyển nhiệt thẳng đứng tăng, trong khi đó sự đốt nóng của bức xạ mặt phải t ơng đối nhỏ, điều đó có nghĩa l gradien ngang củ a nhiệt độ nhỏ v do đó sự vận chuyển nhiệt hớng cực có thể ít quan trọng hơn. Độ lớn của hiệu ứng ny còn cha đợc biết chính xác, do đó kết quả ny ta thấy rằng chế độ dòng gió của các hnh tinh vẫn l một vấn đề đang còn tranh cãi. Cờng độ của đốt nóng đợc đo tơng ứng bởi thời gian giảm yếu bức xạ. Cấu trúc nhiệt thực l kết quả của hai nhóm quá trình bù trừ nhau. Tác động bức xạ sinh ra gradien nhiệt độ theo cả phơng thẳng đứng v phơng ngang. Chuyển động do nhiệt tạo ra trong khí quyển l quá trình lm giảm các gradien nhiệt độ. Nếu quy mô thời gian bức xạ l ngắn hơn so với quy mô thời gian động lực, liên quan tới hon lu hnh tinh thì cấu trúc nhiệt của khí quyển rất khó bị nhiễu động mạnh bởi các quá trình động lực, v cấu trúc nhiệt trung bình sẽ tiến dần tới cân bằng bức xạ. Mặt khác, trong giới hạn quy mô giảm yếu bức xạ rất di, chuyển động không khí sẽ triệt tiêu gần nh ton bộ gradien nhiệt độ. Tốc độ quay của hnh tinh l một lực đẩy mạnh nhất đối với chế độ dòng khí hnh tinh. Chuyển động quay nhanh lm tăng chuyển động thẳng đứng v chuyển động hớng cực v do đó biến đổi đặc trng của hon lu cần cho vận chuyển nhiệt. Với tốc độ quay nhỏ, vòng hon lu Hadley có thể vận chuyển ton bộ nhiệt. Với tốc độ quay lớn, hon lu Hadley bị thu hẹp thnh một dải ở miền nh iệt đới, trong khi đó các quá trình khác nh bất ổn định t áp sẽ chiếm u thế trong vận chuyển nhiệt ở miền vĩ độ cao. Quy mô đặc trng của hầu hết các quy mô bất ổn định t áp, L R , đợc cho bởi f NH kL 1 RR (10.1) - 286 - Hình 10.1 Các bức ảnh về đỉnh mây cho thấy một số đặc điểm của hoàn lu khí quyển của ba hành tinh. (a) Sao Kim, chụp với bớc sóng cực tím. (b) Trái Đất chụp với bớc sóng nhìn thấy. (c) Sao Mộc, chụp với bớc sóng nhìn thấy. Phơng trình ny cho ta thấy quy mô của các sóng t áp tăng theo tốc độ quay do đó hiệu suất của quá trình vận chuyển nhiệt sẽ giảm khi L R nhỏ hơn nhiều so với a, bán kính của hnh tinh. Tốc độ quay của các hnh tinh trong hệ Mặt Trời biến đổi trong phạm vi rất rộng, từ giá trị rất nhỏ của Sao Kim cho tới tốc độ quay cực nhanh của Sao Mộc. Vận tốc quay trên đờng xích đạo a biến đổi từ 1,8 m/s đối với Sao Kim đến 12500m/s đối với Sao Mộc, tốc độ ny gần 7000m/s. Đặc điểm của bề mặt cũng l một nhân tố đáng kể. Bề mặt của hnh tinh tựa Trái Đất, rắn v gồ ghề, gây tác động ma sát đáng kể đối với khí quyển. Đối với Trái Đất, thời gian giảm yếu trung bình ton cầu đối với chuyển động tầng đối lu l khoảng 5 ngy. Các hnh tinh khí khổng lồ không có bề mặt cứng. Các mô hình lý thuyết cho ta thấy rằng lớp phủ manti của chúng gần nh thuộc về thể khí cho đến các độ sâu rất lớn. Có thể gần tâm của hnh tinh sẽ có một lõi đá. Nhng sự trao đổi dòng động lợng giữa các lớp hoạt động khí tợng của khí quyển v các lõi sâu l rất nhỏ, do đó thời gian giảm yếu đối với hon lu sẽ di hơn so với hnh tinh kiểu Trái Đất. Kỳ lạ l điều đó không có nghĩa l cần phải có hon lu có quy mô lớn hơn. Về mặt năng lợng - 287 - thì sự sinh động năng bởi các dòng nhiệt hớng cực về cơ bản phải cân bằng với sự tiêu tán động năng do ma sát. Nếu lực ma sát giảm thì sự sinh ra động năng, do đó l các dòng nhiệt hớng cực v dòng nhiệt thẳng đứng cũng giảm. Kết quả, khí quyển sẽ thụ động về mặt khí tợng, với các vectơ vận tốc gió song song với các đờng đẳng nhiệt. Địa hình bề mặt cứng có độ cao đáng kể của hnh tinh sẽ lm biến đổi hon lu khí quyển. Sao Hỏa có bề mặt địa hình cao hơn v trải ra trên diện tích rộng hơn so với Trái Đất nên sự đóng góp của tác động xoáy dừng đối với vận chuyển nhiệt ton cầu phải lớn hơn. Ví dụ điển hình nhất l các đại dơng Trái Đất. Việc biểu diễn vật cản theo hớng kinh tuyến chiếm u thế trong hon lu của phần lớn các đại dơng. Trong mục tiếp chúng tôi sẽ xem xét nhóm khí quyển của các hnh tinh đã biết để kết nối những điều đã biết về hon lu khí quyển. Ta cũng sẽ tóm tắt về hon lu trong hệ thống liên hệ với hệ thống đại dơng v chất khí quay trong phòng thí nghiệm. 10.2 Các hon lu kiểu Trái Đất Các hon lu ton cầu kiểu Trái Đất đợc đặc trng bởi một cơ chế Hadley đối xứng trục thực tại các vĩ độ thấp, v một cơ chế tựa địa chuyển đã bị nhiễu động theo vĩ hớng tại các vĩ độ cao hơn. Hai cơ chế ny tơng tác với nhau mạnh mẽ, v đặc biệt trong mùa đông ở Bắc Bán Cầu các sóng dừng cỡng bức biểu hiện một cách phức tạp hơn. Tất cả các vấn đề đều đã đợc đề cập đến với các mức độ chi tiết khác nhau trong các chơng trớc. Mục đích của mục ny l nghiên cứu khoảng biến đổi của các điều kiện m với chúng việc mô tả ny còn hữu ích. Đặc biệt, cơ chế tựa địa chuyển sẽ đợc thảo luận trong mục ny, còn cơ chế Hadley sẽ đợc xem xét đến trong mục sau. Sự vận chuyển nhiệt trong cơ chế tựa địa chuyển kiểu Trái Đất về nguyên tắc xảy trong các nhiễu động t áp với đặc điểm l theo chiều cao các sóng t áp nghiêng về phía tây. Định lý Eady trong mục 5.4 xuất phát từ lý thuyết bất ổn định tuyến tính, nó cho phép ta dự báo quy mô v cấu trúc của các nhiễu động quan trắc đợc ở miền ôn đới của Trái Đất. Ta biết số sóng vĩ hớng của phần lớn sóng bất ổn định l k = 1,61 K R (10.2) trong đó K R -1 = L R l bán kính biến dạng Rossby, đợc viết nh sau f NH L R (10.3) Bán kính Rossby l quy mô độ di đặc trng của nhiễu động ở miền ôn đới. Điều kiện cần đầu tiên cho các nhiễu động ny tồn tại l hnh tinh phải đủ lớn để chứa đợc các bớc sóng bất ổn định, tức l L R a (10.4) Đối với Trái Đất, L R /a bằng khoảng 0,12, nh vậy nó có thể giảm đến khoảng giá trị thích hợp m bất ổn định t áp vẫn có thể xảy ra. Đối với Sao Hoả, tỷ lệ đó bẳng khoảng 0,33, điều ny cho ta thấy các sóng t áp vẫn tơng tự nh ở Trái Đất nhng nó sẽ có quy mô biến đổi trong giới hạn rộng hơn liên quan với bán kính hnh tinh. - 288 - Tốc độ phát triển của hầu hết sóng bất ổn định đợc đa ra trong phơng trình (5.52). Ta có thể viết lại nh sau fRi31,0 2/1 (10.5) trong đó Ri l số Richardson không thứ nguyên, đợc xác định bằng N 2 / (u z ) 2 , hiểu một cách đơn giản nhất thì đó l một đại lợng vô thứ nguyên của độ bất ổn định tĩnh. Nếu cân bằng gió nhiệt không bị phá vỡ thì Ri hon ton có thể đợc viết theo các số hạng gradien nhiệt độ thế vị 2 yz 0 2 g f Ri (10.6) Phân tích tựa địa chuyển để dẫn phơng trình (5.6) chỉ phù hợp với các giá trị Ri lớn, tức l với tốc độ quay lớn v tầng bất ổn định cao, nhng gradien nhiệt độ theo phơng ngang tơng đối yếu. Miền ôn đới của Trái Đất đợc đặc trng bởi số Ri 50, nh vậy chúng có thể giảm trong giới hạn ny. Nhng trên nhánh hớng xích đạo của dòng xiết cận nhiệt, giá trị địa phơng của Ri nhỏ hơn rất nhiều, nói chung nhỏ hơn 10. Lý thuyết có thể thay đổi đối với số Ri nhỏ hơn. Nhng khi Ri xấp xỉ đơn vị (= 1) hoặc nhỏ hơn thì cơ chế động lực sẽ hon ton khác, chiếm u thế bởi các bất ổn định đối xứng với số sóng vĩ hớng bằng không nhng quy mô kinh hớng bị giới hạn. Do đó, độ ổn định tĩnh của khí quyển đợc coi l một đặc tính quan trọng trong việc xác định các đặc điểm hon lu của nó. Khó khăn m ta gặp phải l gradien ngang v gradien thẳng đứng của nhiệt độ thế vị không xác định đợc các đặc trng của khí quyển. Các nguồn v các trung tâm tiêu tán nhiệt tác động độc lập có thể giúp xác định các giá trị cân bằng bức xạ của gradien nhiệt độ nhng bản thân hon lu khí quyển sẽ lm biến đổi phân bố nhiệt độ. Riêng đối với Trái Đất, để xác định giá trị thực của số Ri đối với khí quyển hnh tinh với độ chính xác cao. Điều đó l do rất khó xác định chính xác tầng kết của khí quyển. Hơn nữa, đối với các hnh tinh khí khổng lồ ta không biết gradien ở phía dới đỉnh mây nên ở đây xuất hiện một câu hỏi mới l các ho n lu trên các hnh tinh ny có phải l tựa địa chuyển, t áp hay không ho ặc chúng thuộc về loại hon ton khác. Để nghiên cứu sâu hơn, ta cần phải tham số hoá sự vận chuyển nhiệt của hon lu tựa địa chuyển trong các số hạng gradien nhiệt độ ảnh hởng tới các đại lợng khác. Mặc dù đã có rất nhiều cố gắng, hiện nay vẫn cha thực hiện đợc điều đó. Hơn nữa đó l một trong những nguyên nhân tại sao nghiên cứu hon lu ton cầu ngy nay chủ yếu l các thử nghiệm mô hình ton cầu (GCM). Các thử nghiệm đã mô hình hóa các giai đoạn phát triển của mỗi nhiễu động riêng biệt. Việc sử dụng các mô hình số phức có thể l một phơng pháp hữu ích trong việc nghiên cứu lý thuyết cơ chế động lực của các dòng khí hnh tinh. Nhng với mục đích chứng minh ny ta sẽ giới hạn ở việc tham số hoá vận chuyển nhiệt t áp v từ đó thu đợc một mô hình phân tích cấu trúc của các khí quyển hnh tinh đối với khoảng các giá trị ngoại suy. Các phân tích ny dựa trên mô hình tuyến tính Eady với độ bất ổn định t áp. Các phơng trình tính các dòng nhiệt độ ngang v thẳng đứng trong mục 5.4 tơng ứng l - 289 - (5.54) v (5.56). Đối với mục đích tính toán định lợng thì số sóng của phần lớn sóng bất ổn định sẽ đợc thay thế trong các phơng trình đó v các dòng sẽ đợc tính tại mực giữa v tại các điểm thuộc vĩ độ trung bình. Với các cách chọn đặc biệt ny, các dòng nhiệt độ đợc viết lại nh sau 2 2 0 2 ** gNH f 9,3v (10.7) 2 23 y 2 ** HN f 2,1w (10.8) trong đó, l biên độ hm dòng. Một giá trị đặc trng của cần phải đợc ớc tính để có thể tính đợc các dòng nhiệt từ phơng trình (10.7) v (10.8). Cần phải giả thiết một số mối quan hệ giữa v trạng thái trung bình của khí quyển; mối quan hệ đó đợc gọi l giả thiết khép kín. Một số giả thiết khép kín đó có thể thực hiện đợc; tất cả đều có thể giải thích đợc giả thiết khép kín trong mục ny l các sóng đạt đợc một biên độ đặc trng đó l U x v * (10.9) Điều ny muốn nói rằng hm dòng tạo với dòng nền vĩ hớng không nhiễu động một góc bằng khoảng 45 o khi biên độ tăng liên tục. Sử dụng phơng trình (10.9) kết hợp với công thức giải mode chuẩn đối với hầu hết sóng bất ổn định biểu diễn bằng phơng trình (5.44) v (5.46), ta nhận đợc các ớc lợng dòng nhiệt độ ton phần 2/1 z 2 y 2/3 0 2 22/3 ** f Hg 5,1v (10.10) 2/1 z 3 y 2/3 0 2 22/3 ** f Hg 46,0w (10.11) Các biểu thức ny có liên quan với các dòng nhiệt độ thẳng đứng v dòng nhiệt độ hớng cực đặc trng cho gradien nhiệt độ thẳng đứng v gradien nhiệt độ ngang. Liệu kết quả tính có chính xác không, rất nhiều thử nghiệm mô hình hon lu ton cầu đã thất bại; ta có thể tham số hoá đơn giản các hệ thống t áp của miền ôn đới. Kết quả l các nghiên cứu về hon lu ton cầu sẽ có triển vọng. Thực tế, các ớc lợng ny l rất thô; tối đa, chúng chỉ đơn thuần cho ta một xấp xỉ cao hơn so với dòng nhiệt độ thực. Mục đích của ta trong chơng ny không phải l để có đợc các kết quả dự báo rất chính xác về độ lớn thực của các dòng nhiệt đó trong các trờng hợp đặc biệt m l tìm ra sự phụ thuộc của các dòng nhiệt vo các đặc điểm của hnh tinh chẳng hạn nh tốc độ quay. Các dòng nhiệt độ có liên quan với các sóng t áp sẽ lm biến đổi các gradien nhiệt độ theo cả phơng ngang v phơng thẳng đứng. Các ảnh hởng ny sẽ bị triệt tiêu bởi các quá trình bức xạ, hoạt động độc lập, sẽ tạo ra trạng thái cân bằng bức xạ. Ta sẽ viết lại phơng trình nhiệt động lực nh sau - 290 - E H **** w z v yt (10.12) Các dòng đối nhau nhỏ hơn do hon lu trung bình vĩ hớng đợc bỏ qua. Lấy vi phân theo y hoặc z sau đó nhận đợc phơng trình tính gradien nhiệt độ thế vị theo chiều thẳng đứng v hớng cực. Theo định lý Eady, [v * * ] yz = 0; đạo hm theo phơng ngang cũng sẽ đợc bỏ qua. Đạo hm bậc hai của các dòng nhiệt độ đợc xấp xỉ bằng công thức sau 2** zz **2** yy ** H/ww,a/vv (10.13) Số hạng đầu tiên của các biểu thức ny cho thấy rằng có một vùng sóng t áp đơn lẻ giữa xích đạo v cực; trong trờng hợp m ta sẽ xét ở mục 10.4 khi ở đó có thể có một số quỹ đạo bão song song có quy mô nhỏ hơn a nh theo công thức ny. Các phơng trình đối với gradien nhiệt độ có thể đợc viết nh sau E E 22/1 22/3 0 2 22/3 t BB BV a Hg 75,0B (10.14) E E 32/1 2/3 0 2 2/3 t VV BV g 23,0V (10.15) Để thuận tiện hơn, đặt B v V theo các công thức sau B = - [] y , V = [] z (10.16) Nh vậy B dơng đối với trạng thái bình thờng, khi các vùng cực lạnh hơn xích đạo; B E v V E l các giá trị cân bằng bức xạ của B v V. Khí hậu trong trạng thái dừng của hnh tinh tìm đợc bằng cách lấy đạo hm các phơng trình (10.14) v (10.15) v cho bằng 0; bi toán chuyển thnh giải một hệ hai phơng trình đại số đồng nhất theo B v V. Ví dụ, giả sử rằng khí quyển có tầng kết phiếm định nên V E = 0. Khi đó gradien nhiệt độ thế vị theo phơng ngang đợc cho bởi 01 B B B B E 3 E 2 (10.17) v gradien nhiệt độ thế vị theo phơng thẳng đứng l 2 E E B B B 55,0V (10.18) Cấu trúc của khí quyển đợc xác định bằng một tham số không thứ nguyên đơn lẻ 0 E 3/4 3/2 E Bg 68,0 (10.19) v l tỷ số hình học, H/a. Hình 10.2 minh họa lời giải khi thay đổi. Đối với rất lớn, độ bất ổn định t áp mạnh đến mức triệt tiêu ton bộ gradien nhiệt độ thế vị theo phơng ngang v đa profile thẳng đứng về gần dạng profile phiếm định. Khi tiến dần đến 0 thì khí quyển chuyển dần sang trạng thái cân bằng bức xạ. Với trung bình, gradien nhiệt độ theo phơng ngang giảm v tầng kết khí quyển l ổn định. Độ [...]... phiếm định Chất lỏng này có hệ số nhớt là 1,56 x 1 0-6 m2s-1, chênh lệch nhiệt độ là 9K, và quy mô của hệ thống là a=55mm, b =101 mm, d=135mm Các tốc độ quay tơng ứng là (a) 0,41rads-1; (b) 1,07rads-1; (c) 1,21rads-1; (d) 3,22rads-1; (e) 3,91rads-1; và (f) 6,4rads-1 (Hide & - 311 - Mason, 197 5) Các thiết bị có thể lm thích ứng các sóng di nhất có bớc sóng (a + b), v nh vậy điều kiện đối với sóng bất ổn định... nghiệm số với mô hình hoàn lu toàn cầu đơn giản mô tả bởi phơng trình (2 .3 4) và (2 .3 5) với ma sát bề mặt khác nhau của (i) trờng nhiệt độ tại thời điểm bất kỳ ở mực mô hình thấp nhất (khoảng cách đờng đẳng trị là 4K) và (ii) mặt cắt thẳng đứng của gió trung bình vĩ hớng u (khoảng cách đờng đẳng trị là 5ms- 1) (a) D = 1 ngày, (b) D = 250 ngày 10. 3 Những khí quyển quay chậm Hình 10. 4 chỉ ra rằng khi... thể đợc viết lại trong số Rossby thông qua U (phơng trình (1 0.3 1)) v độ rộng giữa hai biên cứng (b a) Số hạng ny đơn giản l số Rossby nhiệt RoT (phơng trình (1 0. 2 0)) với độ rộng giữa hai biên cứng (b a) thay cho bán kính hnh tinh Ro T b a U 1,44 2b a b a 2 2 (1 0.3 5) Sự suất hiện của các sóng yêu cầu số Rossby nhiệt nhỏ hơn giá trị tới hạn no đó Hình 10. 17 Sơ đồ biểu diễn các dòng chảy chứa trong... trong mục 10. 4 - 292 - Hình 10. 3 (a) Biến trình khí áp theo thời gian (trong chu kỳ quay của Sao Hỏa) đối với vùng đổ bộ Viking trên bề mặt Sao Hỏa (b) Phân tích phổ của biến trình khí áp mùa đông, biểu diễn sự tập trung vào một đỉnh nhọn đơn lẻ Cần xem xét sai số phép tham số hoá các xoáy t áp trong các số hạng bất ổn định t áp kiểu Eady (hay Charney) bằng một ví dụ cuối cùng Trên Hình 10. 5 minh hoạ... thể đợc viết nh sau u2 ha p tan y (1 0.2 3) trong đó h(p) dợc xác định từ phơng trình (1 .5 4) Chú ý rằng cân bằng đẳng áp không thể áp dụng tùy ý cho trờng nhiệt độ Giả sử rằng [u] bằng 0 tại bề mặt Tại bất kỳ một mực khí áp tuỳ ý đều có u2 ps a p h(p) y dp tan (1 0.2 4) Rõ rng, nếu tích phân bên vế phải của phơng trình l dơng thì cân bằng đẳng áp sẽ có cả thnh phần [u], v nh vậy phải áp dụng một... sinh ra do cơ chế Rhines, hãy tính vận tốc xoáy thông thờng - 314 - 10. 5 Sử dụng một mô hình phân tích hon lu ton cầu điều khiển bởi các sóng t áp, với VE = 0 (phơng trình (1 0. 1 7) v (1 0.1 8)) , trong khoảng lớn, hãy chứng minh rằng độ nghiêng của vectơ dòng nhiệt kinh hớng bằng khoảng 1/3 độ nghiêng của mặt đẳng nhiệt độ thế vị (mặt đẳng entropy) 10. 6 Hãy tính RoT v Ta cho miền ôn đới của Trái Đất Có thể... nhiệt độ Hình 10. 7 Mặt cắt thẳng đứng trờng nhiệt độ của khí quyển Sao Kim dựa theo số liệu viễn thám từ vệ tinh quỹ đạo Sao Kim Pioneer năm 1978 (a) mặt cắt vĩ đ - ộ cao, (b) mặt cắt kinh đ - ộ cao Khoảng - 297 - giữa đờng đẳng trị là 5K đối với nhiệt độ dới 250K và 10K đối với nhiệt độ cao hơn Vùng đậm chỉ nhiệt độ nằm trong khoảng 235K và 250K, và đờng đứt chỉ mực đỉnh mây trung bình (Schofield &... áp dụng cho các hnh tinh khí lớn, ta sẽ giả thiết kf-1 . Sao Mộc (Jupiter) (5 ) H 2 (9 0 %), He (1 0 %) 3779 0,42 125 3,15 Sao Thổ (Saturn) (5 ) H 2 (9 7 %), He(3 %) 4036 1,1 95 63,8 Sao Titan (Titan) N 2 (8 2-9 9 %), Ar( 0-1 2 %), CH 4 ( 1-6 %) 280 1,8 92 7,87. CO 2 (9 6 %), N 2 (3 %) 193 90 730 10, 8 Trái Đất (Earth) N 2 (7 7 %), O 2 (2 1 %), H 2 O(1 %) 287 1 288 0,065 Sao Hỏa (Mars) CO 2 (9 5 %), N 2 (3 %), Ar(2 %) 192 0,00 7- 0, 010 218 0,002 Sao Mộc (Jupiter) (5 ). Vơng (Uranus) (5 ) H 2 (8 3 %), He(15 %), CH 4 (2 %) 3200 5 57 6,80 Sao Hải Vơng (Neptune) (5 ) H 2 (8 3 %), He(15 %), CH 4 (2 %) 3200 1,5? 57 191 Sao Diêm Vơng (Pluto) CH 4 , N 2 ? 16? 10 -5 ?