Figure 1 presents the mixing ratio of SO2, OCS, and SO in the middle atmosphere using an SO2 mixing ratio of 3.0 ppm, which we have adopted for our standard model at the lower boundary (58 km), based on ref. 8 i 0.3 ppm dla OCS, w oparciu o ref. 9. Profile szybkości reakcji z Tabeli Dodatkowej 1 są pokazane na Rysunku Dodatkowym 1. Porównanie modelu z kilkoma zestawami danych obserwacyjnych na większych wysokościach jest również pokazane na Rys. 1. Jak widać (krzywa a), model jest w rozsądnej zgodności ze stosunkami mieszania SO2 na wysokości 70 km podczas pierwszych czterech lat (2006 do 2009) pomiarów VEx10. Obliczone wartości są nieco wyższe niż zakres międzykwartylowy i średnia z pomiarów VEx w zakresie ±20° szerokości geograficznej; ale dane zawierają dużą liczbę spajków, na co wskazuje różnica między medianą a średnią obserwacji. Jako wskazanie wrażliwości modelu na wybór SO2 na dolnej granicy, pokazujemy również porównanie model-pomiary przy użyciu współczynnika zmieszania SO2 0.3 ppm na dolnej granicy na uzupełniającym Rys. 2. Ten dolny warunek graniczny może być również postrzegany jako odzwierciedlający w pewien sposób niższe współczynniki mieszania SO2 w szczycie chmury obserwowane od początku 2010 do 2014 roku. Obliczone wartości mieszczą się w przedziale międzykwartylowym i są dość bliskie średniej z pomiarów VEx w zakresie ±20° szerokości geograficznej. Podobnie jak w przypadku wcześniejszego okresu w zapisie, średnia różni się znacznie od mediany z powodu istnienia dużej liczby skoków stężenia, które są w przybliżeniu o trzy rzędy wielkości większe niż poziomy mediany.
Porównanie modelowanych profili SO2, OCS i SO z obserwacjami dla SO2 = 3.0 ppm i OCS = 0.3 ppm na 58 km, dolnej granicy modelu. Profile modelowe pokazane są jako cienkie linie ciągłe: (niebieski) SO2, (zielony) OCS, (czerwony) SO. Źródła danych: a SO2, zakres międzykwartylowy od 2006 do 2009, romb pokazuje średnią rozkładu, ref. 10; b SO2, ref. 11; c SO2, ref. 34 okluzji Słońca z 1-σ słupkami błędu; d SO2, ref. 12; e SO2, ref. 34 okultyzm gwiazdowy z słupkami błędu 1-σ; f OCS, ref. 35; g SO, ref. 11; h SO, ref. 14; i SO, ref. 13; j SO, ref. 12.
Modelowane SO2 (cienka ciągła niebieska linia) jest również zgodne z danymi z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a (HST) (kreski b) z ref. 11 oraz z górną granicą wyznaczoną na podstawie naziemnych obserwacji submilimetrowych (kreski d) z ref. 12 z odległości 85 do 100 km i jest w rozsądnej zgodzie z pomiarami Spectroscopy for Investigation of Characteristics of the Atmosphere of Venus/Solar Occultation at Infrared (SPICAV/SOIR) z odległości 90 do 100 km (krzywa c) z ref. 13 zebrane od 2006 do 2014 roku. Zauważmy, że współczynniki mieszania SO2 na górnym poziomie (krzywa c) uzyskane przez ref. 13 z lat 2006-2009 są wyższe niż te z lat 2010-2014 w sposób podobny do SO2 obserwowanego na wysokości 70 km przez ref. 10. Zarówno naziemna spektroskopia submilimetrowa12 jak i okultacje słoneczne i gwiazdowe13 z jednym odchyleniem standardowym (krzywa c i e) pokazują wyższe współczynniki zmieszania SO2 na dużych wysokościach (z > ~85 km) w porównaniu z niższymi wysokościami. Istnieją dwa możliwe źródła SO2 do rozważenia na tych wysokościach, ablacja meteorytu i fotoliza H2SO4. Uwzględniliśmy ablację materiału meteorytowego, który jest bardzo niewielkim źródłem S do górnej atmosfery Wenus, bazując na obecnych szacunkach wkładu meteorytów14 i zawartości S15. Obliczony profil H2SO4 mieści się w granicach uzyskanych przez ref. 16. Fotoliza H2SO4 jest również uwzględniona w oparciu o obliczenia jego widma absorpcyjnego wykonane przez ref. 17, które dostarczyły dowodów na istnienie ogona o dużej długości fali, który znacznie zwiększa szybkość fotolizy H2SO4 w obecnym modelu.
Przyczyny różnic między obserwowanymi i obliczonymi SO2 i OCS dla niektórych zestawów danych pokazanych na Rys. 1 nie są całkowicie jasne, ale niektóre z obowiązujących zestawów danych mają tę wspólną cechę, że zostały uzyskane w stosunkowo krótkich skalach czasowych. Zapis SO2 na wysokości 70 km wykazuje dramatyczną zmienność przestrzenną i czasową ze stosunkami mieszania SO2 w regionie równikowym rozciągającym się na trzy rzędy wielkości od poziomów ppb do ppm. Dane dla niektórych zestawów danych mogły być uzyskane podczas krótkich okresów, kiedy transport pionowy był znacznie zwiększony w porównaniu do średnich wartości używanych tutaj. Badanie zmienności w transporcie jako źródła zmienności w stosunkach mieszania SO2 i OCS wykracza poza zakres tej pracy i najlepiej jest je przeprowadzić przy użyciu wielowymiarowego modelu zawierającego sprzężenia zwrotne radiacyjne, chemiczne i dynamiczne.
Reasonably good agreement of modelled SO with Hubble Space Telescope observations of ref. 11 i średnią obfitością SO wyznaczoną przez submilimetrowe obserwacje ref. 12 na większych wysokościach przy użyciu modelu z 3.0 ppm SO2 na dolnej granicy. Większe różnice między modelem a obserwacjami występują dla stosunków mieszania SO zaobserwowanych przez ref. 18 i ref. 19 poniżej wysokości około 80 km. W ref. 18 stwierdzono, że dane IUE najlepiej pasują do współczynnika mieszania SO wynoszącego 20 ± 10 ppb powyżej ~70 km i bez SO poniżej tej wysokości; ref. 19 wyprowadził najlepsze dopasowanie do swoich danych ze stałym współczynnikiem zmieszania SO wynoszącym 12 ± 5 ppb dla z ≥ 64 km i gwałtownie opadającym poniżej 64 km. Jak widać na Rys. 1, obliczony przez nas współczynnik zmieszania SO wynosi 0.14 ppb na wysokości 64 km i rośnie wraz z wysokością. Jak widać również na Rys. 1, obliczony przez nas współczynnik zmieszania SO wynosi ~1 ppb na wysokości 70 km.
Profile SO2 pokazane na Rys. 2 (niebieska linia) obliczone przy użyciu 0.3 ppm na dolnej granicy konsekwentnie zaniżają wyniki obserwacji na wyższych wysokościach. Jak widać na Rys. 2, współczynnik mieszania 0.3 ppm dla SO2 zastosowany na dolnej granicy prowadzi do współczynnika mieszania SO, który jest nieco za niski w porównaniu z obserwacjami (kreski g, h, i, j). Jednak duża część tej różnicy zdań może wynikać po prostu z nielicznych obserwacji SO, które nie są w stanie uchwycić takiego zakresu zmienności przestrzennej i czasowej, jaki był możliwy dla SO2.
Stosunki mieszania trzech izomerów (SO)2, c-(SO)2, t-(SO)2, i r-(SO)2, pokazane są na Rys. 2a. Nasze wartości są zgodne z modelem z ref. 3, ale są znacznie niższe niż te obliczone przez ref. 4, szczególnie w kluczowej warstwie poniżej 70 km. Wynika to z tego, że ref. 4 ustalił współczynnik mieszania SO na 12 ppb na wysokości 64 km w oparciu o model z ref. 19 zmniejszając go do 3 ppb na wysokości 70 ppb w oparciu o obserwacje mikrofalowe z ref. 12, a następnie zwiększając go do 150 ppb na wysokości 96 km w oparciu o ref. 20. Profil wysokościowy SO wyprowadzony przez ref. 19 powinien być ponownie oceniony w kontekście kształtu modelowanego profilu, który pokazuje wzrost współczynnika zmieszania SO z wysokością. Jest to bardziej prawdopodobny kształt profilu współczynnika zmieszania SO na podstawie pomiarów ref. 11, ref. 12 i obecnego zrozumienia fotochemii. Należy również pamiętać, że warunki na Wenus są bardzo zmienne przestrzennie i czasowo, więc krótkoterminowe pomiary mogą nie odzwierciedlać warunków w innych okresach. Stosunki mieszania Sn (n = 1-7) pokazane są na Rys. 2b, a SnO (n = 2-4) na Rys. 2c.
a Modelowane profile cis-(SO)2, trans-(SO)2, i trygonalnej-(SO)2. b Modelowane profile gatunków Sn. c Modelowane profile S2O, S3O i S4O. d Porównanie produkcji aerozolu S i recyklingu S z powrotem do SO.
Istnieje konkurencja pomiędzy produkcją zredukowanego aerozolu i recyklingiem utlenionego S. Z Rys. 2d jasno wynika, że reakcja, S + O2 → SO + O, jest głównym pochłaniaczem S w całym obszarze modelowania, z wyjątkiem kilku cienkich warstw na wysokości około 64 km i poniżej. Pokazuje to trudności w produkcji Sn przez atomy S, które są szybko przekształcane do SO w obecności O2. W naszym obecnym modelu, produkcja S2 nie jest bezpośrednio związana z atomami S, ponieważ jest wyprowadzana z alternatywnych ścieżek obejmujących fotochemię dimerów SO i jak widać poniżej z cykli katalitycznych z udziałem Cl, omijając w ten sposób szybki recykling S do SO przez O2. Badania wrażliwości przeprowadzone poprzez zmianę współczynników szybkości podanych w Tabeli Dodatkowej 1 równomiernie w górę i w dół o współczynnik dziesięciokrotny wskazują, że stężenia gatunków są zazwyczaj w zakresie współczynnika dwukrotnego od ich wartości podanych w Tabeli Dodatkowej 1.
Cl wykazano, że ułatwia stabilność CO21,22,23 Cl wywiera również silny wpływ na produkcję Sx. Kolumnowa szybkość produkcji aerozolu (na bazie S) wynosi 8.3 × 1011 cm-2 s-1 w naszym standardowym modelu (SO2 = 3.0 ppm, HCl = 0.4 ppm), ale jest zredukowana do 6.4 × 1011cm-2 s-1 dla HCl = 0.2 ppm. Przy niższym współczynniku zmieszania SO2 (SO2 = 0.3 ppm) użytym na wysokości 58 km, wyniki są jeszcze bardziej dramatyczne. Kolumnowe tempo produkcji aerozolu spada z 2,9 × 1011 cm-2 s-1 do 1,1 × 1011 cm-2 s-1 przy spadku współczynnika zmieszania HCl z 0,4 do 0,2 ppm. Chociaż zmiany w głównych gatunkach, takich jak SO2, związane ze zmianami w HCl są stosunkowo niewielkie, widoczne są zmiany rzędu wielkości w gatunkach S i Cl-S. Ta silna wrażliwość wynika częściowo z tego, że reakcje Cl uszczuplają O2, główny pochłaniacz S, poprzez rekombinację CO2. Jest to podobne do tego, co stwierdzono dla produkcji S2 przez chlorosulfany24.
Istnieje szereg intrygujących wskazówek łączących fotochemię SO2 z nieznanym absorberem. Jak pokazano na Rys. 2d, maksymalna szybkość produkcji absorbującego aerozolu w naszym modelu występuje w dolnej połowie górnego pokładu chmur, ale zauważalne zubożenie SO2 występuje dopiero na wyższych wysokościach. Nasze wyniki są zgodne z obserwacjami VEx pokazującymi odwrotną zależność pomiędzy SO2 na wysokości 70 km i absorpcją UV przy 250 nm10, jak pokazano na Rys. 3. Punkty danych na Rys. 3 są uzyskane z kroków czasowych w kierunku równowagi podczas uruchamiania naszego modelu i mają na celu dostarczenie wskazówek na temat adekwatności przyjętego przez model tempa produkcji absorbującego aerozolu. Stwierdzono, że gęstość Sx jest ujemnie skorelowana z lokalnym współczynnikiem zmieszania SO2, co jest zgodne z obserwacjami ref. 10. Jednak, jak zauważono w pracy 25, czas życia absorbera UV jest znacznie dłuższy niż czas życia SO2, w związku z czym na stosunek ich obfitości silnie wpływa przejściowa dynamika atmosfery, w szczególności aktywność konwekcyjna. Transport w górę w gałęzi wstępującej Komórki Hadleya mógłby wynieść absorber w górę z miejsca, gdzie jest on formowany w dolnej połowie górnego pokładu chmur. Zdarzenia takie jak te zmniejszyłyby siłę korelacji pomiędzy SO2 i Sx. Ponieważ nasz jednowymiarowy model ma symulować średnie warunki na niskich szerokościach geograficznych, nie może on obejmować pełnego zakresu warunków próbkowanych przez Venus Express. Nie może więc symulować zachowania SO2 i absorbera UV w transporcie biegunowym; szczegółowa symulacja ich zachowania w kierunku równoleżnikowym wymaga modelu dwu- lub trójwymiarowego.
Rozrzut przedstawiający urojony indeks refrakcji przy 250 nm versus SO2 na wysokości 70 km z Venus Express10 (niebieskie kropki) w porównaniu z rozrzutem Sx versus SO2 na wysokości 70 km (czerwone diamenty) i 72 km (zielone kropki) otrzymanym z naszego modelu. Współczynniki mieszania Sx w naszym modelu są pomnożone przez 2 × 105 w celu porównania z urojonym indeksem refrakcji otrzymanym z ref. 10.