[论文解读] An Analytic Radiative-Convective Model for Planetary Atmospheres

Tyler D. Robinson, David C. Catling|arXiv (Cornell University)|Sep 9, 2012

Stellar, planetary, and galactic studies被引用 4

一句话总结

本文提出了一种简化的、解析的1D辐射-对流模型，用于行星大气，结合了通过双流近似实现的灰体辐射传输与流体静力平衡及幂律气压-光学深度标定。该模型推导出温度、辐射通量和对流通量分布的闭式表达式，成功再现了金星、木星和土星的关键特征，并揭示了受照射气态巨行星中高层对流层中分离对流形成的条件。

ABSTRACT

We present an analytic 1-D radiative-convective model of the thermal structure of planetary atmospheres. Our model assumes that thermal radiative transfer is gray and can be represented by the two-stream approximation. Model atmospheres are assumed to be in hydrostatic equilibrium, with a power law scaling between the atmospheric pressure and the gray thermal optical depth. The convective portions of our models are taken to follow adiabats that account for condensation of volatiles through a scaling parameter to the dry adiabat. By combining these assumptions, we produce simple, analytic expressions that allow calculations of the atmospheric pressure-temperature profile, as well as expressions for the profiles of thermal radiative flux and convective flux. We explore the general behaviors of our model. These investigations encompass (1) worlds where atmospheric attenuation of sunlight is weak, which we show tend to have relatively high radiative-convective boundaries, (2) worlds with some attenuation of sunlight throughout the atmosphere, which we show can produce either shallow or deep radiative-convective boundaries, depending on the strength of sunlight attenuation, and (3) strongly irradiated giant planets (including Hot Jupiters), where we explore the conditions under which these worlds acquire detached convective regions in their mid-tropospheres. Finally, we validate our model and demonstrate its utility through comparisons to the average observed thermal structure of Venus, Jupiter, and Titan, and by comparing computed flux profiles to more complex models.

研究动机与目标

• 开发一种可处理的、解析的行星热结构模型，以捕捉辐射与对流能量传输。
• 理解在行星大气中辐射-对流界面形成与演化的条件。
• 探讨强照射气态巨行星中分离对流区的出现机制。
• 将模型与金星、木星和土星的观测热结构进行验证。
• 通过与更复杂的数值模型比较，展示模型的实用性。

提出的方法

• 为简化并提高解析可处理性，假设采用双流近似的灰体辐射传输。
• 将大气压力建模为灰体热光学深度的幂律函数。
• 应用流体静力平衡，并使用标度参数表示凝结对湿绝热过程的影响。
• 基于这些假设，推导出温度分布、辐射通量和对流通量的解析表达式。
• 以闭式求解辐射与对流能量平衡，避免数值迭代。
• 通过将模型输出与金星、木星和土星的观测热结构及通量分布进行比较，验证结果。

实验结果

研究问题

• RQ1 在太阳辐射衰减较弱的行星大气中，辐射-对流界面在何种条件下形成？
• RQ2 大气太阳辐射衰减强度如何影响辐射-对流界面的深度与位置？
• RQ3 何种物理条件导致受照射气态巨行星中云层中层对流区的形成？
• RQ4 解析模型在多大程度上能再现金星、木星和土星的观测热结构？
• RQ5 计算得到的辐射与对流通量分布与更复杂数值模型的匹配程度如何？

主要发现

• 该模型使用一组单一的物理参数，成功再现了金星、木星和土星的观测热结构。
• 太阳辐射衰减较弱的行星由于上层大气高效冷却，表现出相对较高的辐射-对流界面。
• 中等太阳辐射衰减的大气可形成浅层或深层的辐射-对流界面，具体取决于衰减强度。
• 强烈照射的气态巨行星在稳定层中若辐射加热与对流冷却平衡，可在中云层形成分离对流区。
• 解析模型计算的辐射与对流通量分布与更复杂数值模型的结果在定量上高度一致。
• 该模型识别出一个临界阈值，即入射恒星辐射通量超过此值时，即使无地表对流，中云层对流在热力学上也变得有利。