Kuvassa 1 on esitetty SO2:n, OCS:n ja SO:n sekoittumissuhteet keski-ilmakehässä käyttäen SO2:n sekoittumissuhdetta 3,0 ppm, jonka olemme ottaneet standardimallissamme alemmalla rajalla (58 km) ref. 8 ja 0,3 ppm OCS:lle, joka perustuu ref. 9. Täydentävässä taulukossa 1 esitettyjen reaktioiden nopeusprofiilit on esitetty kuvassa Täydentävä kuva 1. Kuvassa 1 esitetään myös mallin vertailu useisiin havaintoaineistoihin korkeammilla korkeuksilla. Kuten nähdään (käyrä a), malli on kohtuullisessa sopusoinnussa SO2:n sekoittumissuhteiden kanssa 70 kilometrin korkeudessa VEx-mittausten neljän ensimmäisen vuoden (2006-2009) aikana10. Lasketut arvot ovat hieman korkeammat kuin VEx-mittausten interkvartiiliväli ja keskiarvo ±20° leveysasteen sisällä, mutta aineisto sisältää suuren määrän piikkejä, kuten havaintojen mediaanin ja keskiarvon välinen ero osoittaa. Osoituksena mallin herkkyydestä SO2:n valinnalle alarajalla näytämme myös mallin ja mittausten vertailun käyttäen SO2:n sekoitussuhdetta 0,3 ppm alarajalla täydentävässä kuvassa 2. Tämä osoittaa, miten herkkä malli on SO2:n valinnalle alarajalla. Tämän alemman reunaehdon voidaan myös katsoa heijastavan jollakin tavalla alhaisempia SO2:n sekoittumissuhteita pilven yläosassa, joita on havaittu vuoden 2010 alusta vuoteen 2014 asti. Lasketut arvot ovat kvartiilien välisellä alueella ja melko lähellä VEx-mittausten keskiarvoa ±20° leveysasteen sisällä. Kuten aikaisemmallakin ajanjaksolla, keskiarvo poikkeaa huomattavasti mediaanista, koska pitoisuuspiikkejä on paljon ja ne ovat noin kolme suuruusluokkaa suurempia kuin mediaanitasot.
SO2:n, OCS:n ja SO:n mallinnettujen profiilien vertailu havaintoihin tilanteessa SO2 = 3,0 ppm ja OCS = 0,3 ppm 58 km:n etäisyydellä, joka on mallin alaraja. Mallin profiilit on esitetty ohuina yhtenäisinä viivoina: (sininen) SO2, (vihreä) OCS, (punainen) SO. Tietolähteet: a SO2, kvartiilien välinen vaihteluväli vuodesta 2006 vuoteen 2009, timantti osoittaa jakauman keskiarvon, ref. 10; b SO2, viite. 11; c SO2, viite. 34 auringon peittyminen 1σ-virhepalkkien kanssa; d SO2, ref. 12; e SO2, viite. 34 tähtien peittyminen 1σ-virhepalkkien kanssa; f OCS, ref. 35; g SO, ref. 11; h SO, ref. 14; i SO, ref. 13; j SO, ref. 12.
Mallinnettu SO2 (ohut yhtenäinen sininen viiva) on myös yhdenmukainen Hubble Space Telescope (HST) -tietojen kanssa (katkoviivat b) ref. 11 ja ref. 11:n maanpäällisistä submillimetrihavainnoista johdetun ylärajan kanssa (katkoviivat d). 12 85-100 km:n etäisyydeltä ja on kohtuullisen sopusoinnussa SPICAV/SOIR (Spectroscopy for Investigation of Characteristics of the Atmosphere of Venus/Solar Occultation at Infrared) -mittausten kanssa 90-100 km:n etäisyydeltä (käyrä c) (viite 12). 13, jotka on kerätty vuosina 2006-2014. Huomaa, että SO2:n sekoittumissuhteet (käyrä c), jotka on saatu ref. 13 vuosina 2006-2009 saadut mittaustulokset ovat yleensä korkeampia kuin vuosina 2010-2014 saadut mittaustulokset vastaavalla tavalla kuin SO2, joka havaittiin 70 km:n korkeudella ref. 10. Sekä maanpäällinen submillimetrispektroskopia12 että auringon ja tähtien peittymiset13 yhdellä standardipoikkeamalla (käyrät c ja e) osoittavat korkeammat SO2:n sekoittumissuhteet korkeilla korkeuksilla (z > ~85 km) verrattuna matalampiin korkeuksiin. Näillä korkeuksilla on kaksi mahdollista SO2-lähdettä, jotka on otettava huomioon: meteoriittiablaatio ja H2SO4:n fotolyysi. Olemme ottaneet mukaan meteoriittisen aineksen ablaation, joka on hyvin vähäinen S:n lähde Venuksen yläilmakehässä nykyisten meteoripanosta14 ja S-pitoisuudesta15 tehtyjen arvioiden perusteella. H2SO4:n laskettu profiili on ref. 16. Myös H2SO4:n fotolyysi on otettu huomioon sen absorptiospektriä koskevien laskelmien perusteella, jotka perustuvat ref. 17, jossa saatiin näyttöä pitkän aallonpituuden pyrstön olemassaolosta, joka lisää huomattavasti H2SO4:n fotolyysinopeutta nykyisessä mallissa.
Syyt havaittujen ja laskettujen SO2- ja OCS-arvojen eroihin joidenkin kuvassa 1 esitettyjen aineistojen osalta eivät ole täysin selviä, mutta joillekin sovellettaville aineistoille on yhteistä se, että ne on saatu suhteellisen lyhyillä aikaskaaloilla. SO2-tietueessa 70 kilometrin korkeudella on dramaattista alueellista ja ajallista vaihtelua, sillä SO2:n sekoitussuhteet päiväntasaajan alueella vaihtelevat kolme suuruusluokkaa ppb:n ja ppm:n välillä. Joidenkin tietokokonaisuuksien tiedot on voitu saada lyhyinä ajanjaksoina, jolloin vertikaalinen kulkeutuminen oli huomattavasti voimakkaampaa kuin tässä käytetyt keskiarvot. Kulkeutumisen vaihtelun tutkiminen SO2:n ja OCS:n sekoittumissuhteiden vaihtelun lähteenä ei kuulu tämän työn piiriin, ja se on parasta toteuttaa käyttämällä moniulotteista mallia, joka sisältää säteilyä, kemiallisia ja dynaamisia takaisinkytkentöjä.
Mallinnetun SO:n kohtuullisen hyvä yhdenmukaisuus Hubble-avaruusteleskoopin havaintojen kanssa (ref. 11 ja SO:n keskimääräisen runsauden kanssa, joka on määritetty submillimetrihavainnoista ref. 12 korkeammilla korkeuksilla on havaittu käyttäen mallia, jossa SO2:n alaraja on 3,0 ppm. Suuremmat erot mallin ja havaintojen välillä havaitaan SO:n sekoittumissuhteiden osalta, jotka on havaittu ref. 18 ja ref. 19 noin 80 km:n korkeuden alapuolella. Viitteessä 18 todettiin, että IUE-tiedot sopivat parhaiten SO:n sekoittumissuhteeseen, joka oli 20 ± 10 ppb ~70 km:n yläpuolella, eikä SO:ta esiintynyt tämän korkeuden alapuolella. 19 johti parhaan sovituksen aineistoonsa SO:n sekoittumissuhteen ollessa vakio 12 ± 5 ppb z ≥ 64 km:n kohdalla ja laski jyrkästi 64 km:n alapuolella. Kuten kuvasta 1 nähdään, laskemamme SO:n sekoittumissuhde on 0,14 ppb 64 km:n korkeudella, ja se kasvaa korkeuden kasvaessa. Kuten kuvasta 1 nähdään, laskemamme SO:n sekoittumissuhde on ~1 ppb 70 km:n korkeudella.
Lisäkuvassa 2 esitetyt SO2-profiilit (yhtenäinen sininen viiva), jotka on laskettu käyttäen 0,3 ppm:n arvoa alemmalla rajalla, alittavat johdonmukaisesti suuremmalla korkeudella tehdyt havainnot. Kuten täydentävästä kuvasta 2 nähdään, SO2:n sekoitussuhde 0,3 ppm, jota sovelletaan alarajalla, johtaa SO:n sekoitussuhteeseen, joka on hieman liian alhainen havaintoihin verrattuna (katkoviivat g, h, i, j). Suuri osa erimielisyydestä voi kuitenkin johtua yksinkertaisesti SO:n havaintojen harvalukuisuudesta, sillä ne eivät kykene kuvaamaan alueellisen ja ajallisen vaihtelun laajuutta, kuten SO2:n kohdalla oli mahdollista.
(SO)2:n kolmen isomeerin, c-(SO)2, t-(SO)2 ja r-(SO)2, sekoitussuhteet on esitetty kuvassa 2a. Arvomme ovat sopusoinnussa ref. 3, mutta ne ovat paljon pienempiä kuin ref. 4, erityisesti 70 km:n alapuolella olevassa ratkaisevassa kerroksessa. Tämä johtuu siitä, että ref. 4 vahvisti SO:n sekoittumissuhteen 12 ppb:ksi 64 km:n korkeudella ref. 19 mallin mukaan, kun taas se pieneni 3 ppb:hen 70 ppb:n kohdalla perustuen ref. 19:n mikroaaltohavaintoihin. 12:n perusteella ja nostamalla sitä sitten 150 ppb:hen 96 km:n korkeudessa viite 20:n perusteella. SO:n korkeusprofiili, joka on johdettu ref. 19 johdettua SO:n korkeusprofiilia olisi arvioitava uudelleen ottaen huomioon mallinnetun profiilin muoto, joka osoittaa SO:n sekoittumissuhteen kasvavan korkeuden myötä. Tämä on todennäköisempi muoto SO:n sekoittumissuhteen profiilille, joka perustuu ref. 11, ref. 12 ja valokemian nykyisen ymmärryksen perusteella. On myös pidettävä mielessä, että Venuksen olosuhteet ovat alueellisesti ja ajallisesti hyvin vaihtelevat, joten lyhyen aikavälin mittaukset eivät välttämättä edusta olosuhteita muina aikoina. Sn:n (n = 1-7) sekoittumissuhteet on esitetty kuvassa 2b ja SnO:n (n = 2-4) sekoittumissuhteet kuvassa 2c.
a Mallinnetut cis-(SO)2:n, trans-(SO)2:n ja trigonaalisen-(SO)2:n profiilit. b Mallinnetut Sn-lajin profiilit. c Mallinnetut S2O-, S3O- ja S4O-profiilit. d Vertailu aerosoli-S:n tuotannon ja S:n kierrätyksen välillä takaisin SO:ksi.
Pelkistyneen aerosolin tuotanto ja hapettuneen S:n kierrätys kilpailevat keskenään. Kuvasta 2d käy selvästi ilmi, että reaktio S + O2 → SO + O on S:n ensisijainen nielu koko mallinnusalueella lukuun ottamatta muutamaa ohutta kerrostumaa noin 64 km:n korkeudella ja sen alapuolella. Tämä osoittaa, kuinka vaikeaa on tuottaa Sn:tä S-atomien avulla, jotka muuttuvat nopeasti SO:ksi O2:n läsnä ollessa. Nykyisessä mallissamme S2:n tuotantoon ei liity suoraan S-atomeja, sillä se on peräisin vaihtoehtoisista reiteistä, joihin liittyy SO-dimeerien fotokemiaa, ja kuten jäljempänä nähdään, katalyyttisistä sykleistä, joihin liittyy Cl, jolloin ohitetaan S:n nopea kierrätys SO:ksi O2:n avulla. Herkkyystutkimukset, jotka tehtiin vaihtelemalla lisätaulukossa 1 esitettyjä nopeuskertoimia tasaisesti ylös- ja alaspäin kymmenkertaisesti, osoittavat, että lajien pitoisuudet ovat tyypillisesti kahden kertoimen sisällä lisätaulukossa 1 esitetyistä arvoista.
Cl:n on osoitettu helpottavan CO:n stabiilisuutta21,22,23 Cl:llä on myös voimakas vaikutus Sx:n tuotantoon. Aerosolin pylvään tuotantonopeus (S-pohjalla) on 8,3 × 1011 cm-2 s-1 standardimallissamme (SO2 = 3,0 ppm, HCl = 0,4 ppm), mutta se pienenee 6,4 × 1011 cm-2 s-1:een, kun HCl = 0,2 ppm. Pienemmällä SO2:n sekoitussuhteella (SO2 = 0,3 ppm), jota käytettiin 58 km:n etäisyydellä, tulokset ovat vielä dramaattisemmat. Aerosolin pylvästuotanto laskee 2,9 × 1011 cm-2 s-1:stä 1,1 × 1011 cm-2 s-1:een, kun HCl:n sekoitussuhde pienenee 0,4:stä 0,2 ppm:ään. Vaikka HCl:n muutoksiin liittyvät muutokset tärkeimmissä lajeissa, kuten SO2:ssa, ovat suhteellisen vähäisiä, S- ja Cl-S-lajeissa on havaittavissa suuruusluokan muutoksia. Tämä voimakas herkkyys johtuu osittain siitä, että Cl-reaktiot tyhjentävät O2:n, joka on S:n tärkein nielu, hiilidioksidin rekombinaation kautta. Tämä on samanlaista kuin mitä havaittiin S2:n tuotannossa kloorisulfaanien kautta24.
On olemassa useita kiehtovia vihjeitä, jotka yhdistävät SO2:n fotokemian tuntemattomaan absorbaattoriin. Kuten kuvasta 2d nähdään, absorboivan aerosolin suurin tuotantonopeus mallissamme tapahtuu ylemmän pilvikerroksen alemmassa puoliskossa, mutta havaittavaa SO2:n vähenemistä tapahtuu vasta korkeammilla korkeuksilla. Tuloksemme ovat sopusoinnussa VEx-havaintojen kanssa, jotka osoittavat käänteistä suhdetta SO2:n ja UV-absorption välillä 70 kilometrin korkeudessa 250 nm:ssä10 , kuten kuvassa 3 on esitetty. Kuvassa 3 esitetyt datapisteet on saatu aikavaiheista kohti tasapainoa malliamme ajettaessa, ja niiden tarkoituksena on antaa viitteitä mallin absorboivan aerosolin tuotantonopeuden riittävyydestä. Sx:n tiheyden havaitaan korreloivan negatiivisesti paikallisen SO2:n sekoitussuhteen kanssa, mikä on yhdenmukaista ref. 10. Kuten viitteessä 25 on kuitenkin todettu, UV-absorberin elinikä on paljon pidempi kuin SO2:n, minkä vuoksi niiden runsauksien suhteeseen vaikuttaa voimakkaasti ohimenevä ilmakehän dynamiikka, erityisesti konvektiivinen toiminta. Hadleyn solun nousevassa haarassa tapahtuva ylöspäin suuntautuva kulkeutuminen voi tuoda absorberia ylöspäin sieltä, missä se muodostuu ylemmän pilvikerroksen alemmassa puoliskossa. Tällaiset tapahtumat vähentäisivät SO2:n ja Sx:n välisen korrelaation voimakkuutta. Koska yksiulotteinen mallimme on tarkoitettu simuloimaan keskimääräisiä olosuhteita matalilla leveysasteilla, se ei voi kattaa kaikkia Venus Expressin keräämiä olosuhteita. Siksi sillä ei voida simuloida SO2:n ja UV-absorberin käyttäytymistä napaa kohti suuntautuvassa kulkeutumisessa; niiden leveyssuuntaisen käyttäytymisen yksityiskohtainen simulointi edellyttää kaksi- tai kolmiulotteista mallia.
Scatterplot, jossa kuvitteellinen taitekerroin 250 nm:ssä suhteessa SO2:een 70 km:n etäisyydellä Venus Express10:stä (siniset pisteet) verrattuna Sx:n suhteessa SO2:een 70 km:n etäisyydellä (punaiset timantit) ja 72 km:n etäisyydellä (vihreät pisteet), jotka on saatu mallista. Mallimme Sx:n sekoitussuhteet on kerrottu 2 × 105:llä, jotta niitä voidaan verrata ref. 10.