図1には、下界（58km）の標準モデルで採用したSO2混合比3.0ppm（文献より）を使って中層のSO2、OCS、SO混合比を示しました。 8 に基づき、OCS は 0.3 ppm とした。 9. 補足表1にある反応速度のプロファイルを図補足図1に示す。 また、高高度におけるいくつかの観測データセットとモデルの比較もFig.1に示した。 見てわかるように（曲線 a）、モデルは VEx の最初の 4 年間（2006 年から 2009 年）の 70 km における SO2 混合比と合理的に一致している10。 計算値は、緯度±20°以内のVEx測定値の四分位範囲および平均値よりもわずかに高いが、中央値と平均値の差に示されるように、データには多くのスパイクが含まれている。 下部境界のSO2の選択に対するモデルの感度を示すために、下部境界のSO2混合比を0.3ppmとした場合のモデル-実測比較も補足図2に示す。 この下部境界条件は、2010年初頭から2014年にかけての低い雲頂SO2混合比を反映していると見ることもできる。 計算値は四分位範囲内にあり、VExの測定値の±20°緯度内の平均値にかなり近い値である。 平均値と中央値が大きく異なるのは、それ以前の記録と同様に、中央値よりおよそ3桁大きい濃度スパイクが多数存在するためである。
下界58kmにおけるSO2 = 3.0 ppm, OCS = 0.3 ppmのモデル化プロファイルの観測値との比較。 モデルのプロファイルは細い実線で示されている。 (青)SO2、(緑)OCS、(赤)SO。 データ出典：a SO2、2006年から2009年の四分位範囲、菱形は分布の平均値、ref. 10; b SO2, ref. 11; c SO2, 参考文献. 34の太陽掩蔽、1-σのエラーバー付き； d SO2, ref. 12; e SO2, ref. 34の恒星掩蔽（1-σのエラーバー付き）; f OCS, ref. 35; g SO, ref. 11; h SO, ref. 14; i SO, ref. 13; j SO, ref. 12.
モデル化したSO2（青い細実線）は、HST（Hubble Space Telescope）のデータ（ダッシュb）とも一致します（ref.12）。 11のハッブル宇宙望遠鏡のデータ（ダッシュb）やref.11の地上サブミリ波観測から得られた上限値（ダッシュd）とも一致する。 12の85〜100kmのデータ、およびSPICAV/SOIR（Spectroscopy for Investigation of the Characteristics of the Atmosphere of Venus/Solar Occultation at Infrared）の90〜100kmのデータ（曲線c）とほぼ一致する。 13 が2006年から2014年にかけて収集したものである。 なお、ref.13が得た上層SO2混合比（曲線c）。 13が2006年から2009年にかけて得た上層SO2混合比（曲線c）は、2010年から2014年にかけて得たものより高い傾向にあり、ref.13が70kmで観測したSO2と類似している。 10. 地上サブミリ波分光観測12、太陽・恒星掩蔽観測13ともに1標準偏差（曲線c、e）で、高高度（z > ～85 km）において低高度と比較してSO2混合比が高いことが示されています。 この高度でのSO2の発生源としては、隕石のアブレーションとH2SO4の光分解の2つが考えられる。 金星の上層大気への硫黄の供給源としては、現在の隕石投入量14と硫黄含有量の推定値15から、非常に微量である隕石の剥離を含めています。 計算されたH2SO4のプロファイルは、ref.1が得た範囲内である。 16. H2SO4の光分解はref.16の吸収スペクトルの計算に基づいている。
図1に示したいくつかのデータセットについて、SO2やOCSの観測値と計算値が異なる理由は完全には明らかではないが、該当するいくつかのデータセットには、比較的短い時間スケールで得られたという共通した特徴がある。 70kmにおけるSO2記録は、赤道域のSO2混合比がppbレベルからppmレベルまで3桁に及ぶ劇的な空間的・時間的変動を示している。 いくつかのデータセットのデータは、ここで使用した平均値と比較して、鉛直輸送が大きく促進された短期間に得られたものである可能性がある。 SO2とOCSの混合比の変動要因としての輸送の変動を調べることは、この論文の範囲を超えており、放射、化学、力学的フィードバックを組み込んだ多次元モデルを使って行うのが最善である。 11のハッブル宇宙望遠鏡の観測結果やref.11のサブミリ波観測で決定された平均的なSOの存在量と、モデル化されたSOが合理的によく一致した。 12のサブミリ波観測によって決定された高高度の平均SO存在量と、SO2の下限を3.0ppmとしたモデルで、かなり良い一致が見られた。 より大きなモデル-観測差は、ref.11が観測したSO混合比に見られる。 18とref. 19が観測した高度約80km以下のSO混合比では、より大きなモデルと観測の差が見られた。 文献18では、IUEのデータは高度70km以上のSO混合比20±10ppbに最も適合しており、その高度以下ではSOが存在しないと結論付けている。 19 は、z ≥ 64 km で 12 ± 5 ppb、64 km 以下で急激に減少する一定の SO 混合比を導き出し、そのデータに最も適合させました。 図1からわかるように、我々の計算したSOの混合比は64kmで0.14ppbであり、高度が上がるにつれて増加します。 3242>
補足図2（青実線）の下界0.3ppmで計算したSO2プロファイルは、高高度の観測値を常に下回っている。 補足図2に見られるように、下部境界でのSO2混合比を0.3ppmにすると、SO混合比が観測値より若干低くなりすぎる（ダッシュg,h,i,j）。 しかし、この不一致の多くは、SOの観測がまばらで、SO2のような空間的、時間的変動を捉えることができないことに起因していると考えられる。 この値はref. 3 のモデルと一致しているが、ref.3 の計算値よりはるかに低い。 4の値よりはるかに低く、特に70km以下の重要な層で低い。 その理由は、ref. 4 はref.3のモデルに基づいて64km地点でのSOの混合比を12ppbに固定したためである。 19 のモデルで 12ppb に固定し、ref.4 のマイクロ波観測から 70ppb で 3ppb に減少させたためである。 12 のマイクロ波観測に基づき 70 ppb で 3 ppb まで減少させ、さらに 96 km で 150 ppb まで増加させた(ref.20)。 参考文献19で得られたSOの高度プロファイルは 19は、高度が高くなるにつれてSOの混合比が増加するモデル化されたプロファイルの形状との関連で再評価する必要がある。 これは、ref.19の測定に基づくSOの混合比プロファイルの形状として、より可能性の高いものである。 11、ref. 12の測定結果と現在の光化学の理解に基づいている。 また、金星の状態は空間的、時間的に大きく変動するため、短期間の測定が他の時期の状態を表していない可能性があることも念頭に置く必要があります。 図2bにSn（n=1〜7）、図2cにSnO（n=2〜4）の混合比を示す。
a cis-(SO)2, trans-(SO)2, trigonal-(SO)2 のモデル化プロファイル。 b Sn種のモデル化プロファイル。 c S2O, S3O, S4Oのモデル化プロファイル。 d エアロゾルの硫黄の生成と硫黄をSOに戻すリサイクルの比較
還元エアロゾルの生成と酸化硫黄のリサイクルには競争があります。図2dから、S + O2 → SO + Oという反応が、約64km以下のいくつかの薄い層を除いてモデル化領域全体で、主に硫黄の吸収源になっていることが明らかにされています。 これは、O2存在下で急速にSOに変換されるS原子を経由してSnを生成することが困難であることを示している。 今回のモデルでは、S2の生成にはS原子が直接関与せず、SO二量体の光化学反応や後述するClの触媒反応によって、O2によるSからSOへの急激なリサイクルを回避して生成されることが分かっています。 補足表1の速度係数を上下に一律に10倍変化させた感度試験では、化学種濃度は補足表1の値の2倍以内に収まることが示された
Cl はCO21の安定化を促進することが示され、22、23 ClもSx生成に強い影響を及ぼす。 エアロゾルのカラム生成速度（Sベース）は、我々の標準モデル（SO2=3.0ppm, HCl=0.4ppm）では8.3 × 1011 cm-2 s-1であるが、HCl=0.2 ppmでは6.4 × 1011 cm-2 s-1に減少している。 58km地点で使用した低いSO2混合比（SO2=0.3ppm）では、さらに劇的な結果が得られています。 HClの混合比が0.4ppmから0.2ppmに減少すると、エアロゾルのカラム生成速度は2.9×1011cm-2 s-1から1.1×1011cm-2 s-1に減少した。 HClの変化に伴うSO2などの主要化学種の変化は比較的小さいが、SとCl-S化学種には桁違いの変化が見られる。 この強い感受性の一因は、CO2の再結合により、Clの反応がSの主要な吸収源であるO2を枯渇させることにある。 これはクロロスルファンを介したS2の生成について見出されたものと同様である24.
SO2の光化学と未知の吸収体を結びつける興味ある手がかりがいくつかある。 図2dに示すように、我々のモデルにおける吸収エアロゾルの最大生成率は雲上層の下半分で発生するが、SO2の顕著な減少が起こるのは高度が高いときだけである。 この結果は、図3に示すように、70km地点のSO2と250nmの紫外線吸収率の間に逆相関があることを示すVExの観測結果と一致しています10。 図3のデータ点は、我々のモデルを実行したときの平衡に向かう時間ステップから得られたもので、モデルの吸収性エアロゾルの生成率の妥当性を示すことを意味しています。 Sxの密度は局所的なSO2混合比と負の相関があることがわかり、これはref.の観測と一致する。 10. しかし、ref.25 が指摘するように、紫外線吸収体の寿命はSO2 のそれよりはるかに長く、その結果、両者の存在比は過渡的な大気力学、特に対流活動の影響を強く受けることがわかった。 ハドレー循環の上昇流によって、吸収体は上層の雲層下半部に形成された後、上方へ運ばれる可能性がある。 このような事象は、SO2とSxの相関を弱めるだろう。 この1次元モデルは、低緯度の平均的な状態をシミュレーションするものなので、金星探査機で観測されたすべての状態を網羅することはできません。 そのため、SO2や紫外線吸収剤の極域輸送をシミュレーションすることはできず、緯度方向の挙動を詳細にシミュレーションするには、2次元または3次元のモデルが必要です。
金星探査機10による70km地点での250nmの虚数屈折率とSO2の散布図（青い点）と、我々のモデルから得られた70km地点（赤いダイヤモンド）および72km地点（緑の点）のSx対SO2の散布図とを比較した図。 我々のモデルでのSxの混合比は、文献から得られた虚数屈折率と比較するために、2×105倍されている。 10.