dcmodel ミーティング記録(2013/01/15)

参加者

火星大気中での主成分凝結
- 初期火星, 対流圏中空で広く CO2 氷が存在していそう.
- 主成分凝結対流の発生の有無とその構造は?
主成分凝結系での浮力
- 飽和条件に従えば浮力が得られない.
- 過飽和だと浮力が得られる.
- 1D 計算しかない. 平均温度分布はどうなる?
deepconv 計算
- 主成分凝結, 拡散成長のみ, Kessler のパラメタリゼーション使わない. これが過飽和を許す条件として必要か?
- 下層水平一様放射冷却(0.1K/day)
標準計算
- 統計的定常状態
- 下は乾燥対流. 雲層に運動はほとんどない. 貫入厚さ 2 km 程度(水平対流 20km).
- 雲層内の分布 : 上層「潜熱と放射, 落下と凝結のバランス」, 下層は相当温位一定
パラメター実験
- Scr = 1.0 と 1.35, 凝結核数密度 N=5e4, 5e6, 5e8 -> 統計的平衡解以外の解が出現
- Scr = 1.35, N=5e6 : 準周期解
  - 凝結期の飽和層内 2-3 m/s の鉛直流
  - 凝結期の周期 : 落下時間スケール 10^5 s, 冷却の時間スケール 10^6 スケール
- 凖周期的解は Scr=1.35, N=5e4,5e8 のとき出現.
1 次元計算の描像概ね正しい
- 2 次元計算での平均構造の絵がないなぁ.

凝結領域が差分誤差で速く拡がりすぎてしまう問題
- 雲密度に対してしきい値を導入. あまりにも薄い雲は雲とみなさない.
火星計算用の圧力方程式に正しく非断熱加熱項を導入した
- 過飽和状態から凝結するときに大量の熱が発生しそうだったから
- 圧力さがる問題が生じなかった理由かも?
凝結成分を混合比でなく密度で扱ったこと