Astronomie

Eigenschaften der Jetstreams der Venus?

Eigenschaften der Jetstreams der Venus?


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Seit den Voyager-Missionen hat die Atmosphäre des Jupiter große Aufmerksamkeit erregt, seine Jetstreams haben es in Lehrbücher der Geofluidmechanik geschafft, einschließlich ihrer Eigenschaften wie der Art und Weise, wie sie sich mäandern, z. wie wahrscheinlich die Bildung von Durchbrüchen und Grate ist.

Es gibt eine Wikipedia-Seite über die Atmosphäre der Venus, auf der die Jetstreams erwähnt werden:

Die obere Schicht der Troposphäre weist ein Phänomen der Superrotation auf, bei dem die Atmosphäre den Planeten in nur vier Erdtagen umkreist, viel schneller als der Sterntag des Planeten von 243 Tagen. Die Superrotation unterstützenden Winde wehen mit einer Geschwindigkeit von 100 m/s (≈360 km/h oder 220 mph)4 oder mehr. Winde bewegen sich mit bis zu 60-facher Geschwindigkeit der Planetenrotation, während die schnellsten Winde der Erde nur eine Rotationsgeschwindigkeit von 10 bis 20 % aufweisen.

Dies ist ein guter Ausgangspunkt, aber ich bin daran interessiert, mehr über die Details der Jetstreams der Venus zu erfahren, wie die Längenskalen und die Dynamik der Jetstream-Mäander. Ich habe Bilder von der Venus gesehen, aber ich habe bereits Probleme, Jetstreams auf vielen von ihnen zu identifizieren, deshalb würde ich mich über Antworten mit Bildern und / oder Skizzen freuen.

Verweise

  • W Rossow et. al.: Wolkenmorphologie und -bewegungen von Pioneer Venus-Bildern, 1981.
  • Jason Major: Die Winde der Venus beschleunigen sich auf mysteriöse Weise, Universum heute 2013.
  • Elisabeth Zubritsky: Jetstreams, NASA-2012.

Merkmale der Venus

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Venus ist der zweite Planet von der Sonne und wird in vielerlei Hinsicht als Zwillingsplanet der Erde angesehen. Es hat eine ähnliche Größe, Masse, Dichte und Schwerkraft sowie eine sehr ähnliche chemische Zusammensetzung. In anderer Hinsicht unterscheidet sich die Venus mit ihrer hohen Oberflächentemperatur, ihrem erdrückenden Druck und ihrer giftigen Atmosphäre stark von der Erde. Werfen wir einen Blick auf einige der Merkmale der Venus.

Wie ich eingangs sagte, ist die Venus der zweite Planet von der Sonne. Er kreist in einer durchschnittlichen Entfernung von 108 Millionen km von der Sonne und benötigt fast 225 Tage für eine Umdrehung um die Sonne. Eine der seltsamen Eigenschaften der Venus ist, dass sie sich vom Rest der Planeten rückwärts dreht. Von oben gesehen drehen sich alle Planeten gegen den Uhrzeigersinn, aber Venus dreht sich im Uhrzeigersinn um ihre Achse. Noch seltsamer ist, dass ein Tag auf der Venus 243 Tage dauert, was länger ist als das Jahr.

In Bezug auf die Größe ist die Venus der Erde ziemlich ähnlich. Sein Radius beträgt 6.052 km (95% der Erdgröße). Sein Volumen beträgt etwa 86 % des Erdvolumens und seine Masse beträgt 4,87 x 10 24 kg, was etwa 82 % der Erdmasse entspricht. Die Schwerkraft auf der Venus beträgt 90% der Schwerkraft auf der Erde. Wenn Sie also tatsächlich auf der Oberfläche der Venus herumlaufen könnten, würde sich die Schwerkraft der Erde sehr ähnlich anfühlen.

Wenn Sie die Atmosphäre der Venus erreichen, sehen Sie, dass sich der Planet sehr von der Erde unterscheidet. Die Temperatur auf der Oberfläche der Venus beträgt 462 °C. Das ist heiß genug, um Blei zu schmelzen! Darüber hinaus beträgt der atmosphärische Druck auf der Oberfläche der Venus das 92-fache des Erddrucks. Um diesen Druck hier zu spüren, müsste man einen Kilometer unter der Meeresoberfläche der Erde zurücklegen. Die Atmosphäre der Venus besteht fast ausschließlich aus Kohlendioxid (97%) und diese dicke Atmosphäre wirkt wie eine Decke und hält die Venus so heiß.

Venus hat kein Wasser auf ihrer Oberfläche und sehr wenig Wasserdampf in ihrer Atmosphäre. Wissenschaftler glauben, dass der außer Kontrolle geratene Treibhauseffekt, der die Venus heute so heiß macht, ihre Ozeane vor langer Zeit zum Kochen gebracht hat. Da der Venus ein planetarisches Magnetfeld fehlt, konnte der Sonnenwind der Sonne die Wasserstoffatome aus der Atmosphäre der Venus in den Weltraum schleudern. Venus kann nie wieder cool sein.

Der größte Teil der Oberfläche der Venus ist von glatten vulkanischen Ebenen bedeckt und mit erloschenen Vulkangipfeln und Einschlagskratern übersät. Die Venus hat viel weniger Einschlagskrater als andere Planeten im Sonnensystem, und Wissenschaftler haben geschätzt, dass ein Ereignis die Venus vor 300-500 Millionen Jahren wieder aufgetaucht ist und alle alten Einschlagskrater und Vulkane ausgelöscht hat.

Venus hat keine Monde oder Ringe.

Wir haben viele Artikel über Venus für Universe Today geschrieben. Hier ist ein Artikel über die nasse, vulkanische Vergangenheit der Venus, und hier ein Artikel darüber, wie die Venus in der Antike Kontinente und Ozeane gehabt haben könnte.

Wir haben eine ganze Episode von Astronomy Cast aufgenommen, in der es nur um den Planeten Venus geht. Hören Sie es hier, Episode 50: Venus.


Klimadynamik

John M. Wallace , Peter V. Hobbs , in Atmospheric Science (Zweite Ausgabe), 2006

10.1.3 Saisonale Abhängigkeit

Jedes Jahr, während sich die Erde um die Sonne dreht, erleben die außertropischen Kontinente große Temperaturschwankungen und viele Regionen der Tropen erleben dramatische Veränderungen der Niederschläge. Diese periodischen Klimaschwankungen sind weitgehend eine Reaktion auf die Schiefe der Rotationsachse der Erde relativ zur Ebene der Ekliptik.

Die jahreszeitlich unterschiedliche Breitenverteilung der Einstrahlung auf die Atmosphärenoberseite ist in Abb. 10.5 dargestellt. Der Gradient vom Äquator zum Pol ist im Winter am stärksten, wenn die Polkappe im Dunkeln liegt. Auf der Sommerhalbkugel gleicht die zunehmende Länge des Tageslichts mit dem Breitengrad den zunehmenden Sonnenzenitwinkel mehr als aus, so dass die Sonneneinstrahlung mit dem Breitengrad leicht zunimmt. Die großen jahreszeitlichen Schwankungen der Sonneneinstrahlung führen zu jahreszeitlich unterschiedlichen Ungleichgewichten der Nettostrahlung am oberen Rand der Atmosphäre ( Abb. 10.6 ), die über den subtropischen und mittleren Breiten bis zu 100 W m −2 reichen. Die Nettostrahlung an der Meeresoberfläche (nicht dargestellt) weist eine ähnliche Verteilung auf: auf der Winterhalbkugel nach oben und auf der Sommerhalbkugel nach unten. Der Großteil der überschüssigen Sonneneinstrahlung auf der Sommerhalbkugel wird in der ozeanischen Mischschicht und der Kryosphäre gespeichert und im folgenden Winter freigesetzt, wodurch der jahreszeitliche Kontrast der atmosphärischen Temperatur abgemildert wird.

Abb. 10.5. Einstrahlung auf eine horizontale Einheitsfläche am oberen Rand der Atmosphäre, ausgedrückt in Einheiten von MJ m −2 integriert über den 24-Stunden-Tag, als Funktion von Breitengrad und Kalendermonat. Innerhalb der schattierten Bereiche ist die Sonneneinstrahlung null. Um in Einheiten von W m −2 umzurechnen, multiplizieren Sie die Konturbeschriftungen mit 11,57. Sonnendeklination bezieht sich auf den Breitengrad, auf dem die Sonne mittags über dem Himmel steht.

[Angepasst von Meteorologische Tabellen (R. J. List, Hrsg.), 6. Aufl., Smithsonian Institute (1951), p. 417.] Copyright © 1951

Abb. 10.6. Nettostrahlung an der Spitze der Atmosphäre im Dezember–Februar und Juni–August in Einheiten von W m −2 .

[Basierend auf Daten des NASA Earth Radiation Budget Experiments. Mit freundlicher Genehmigung von Dennis L. Hartmann.]

Die Wärmespeicherung in der ozeanischen Mischschicht spiegelt sich in der Erwärmung einer relativ flachen oberflächennahen Wasserschicht im späten Frühjahr und Frühsommer wider, die zur Bildung des saisonale Thermokline, wie in Abb. 10.7 gezeigt. Im Herbst und frühen Winter kühlen eine reduzierte Sonneneinstrahlung und verstärkte latente und sensible Wärmeströme die Mischschicht ab und geben die im vorherigen Sommer gespeicherte Wärme frei. Die Erwärmung der Regionen hoher Breiten im Winter durch die Freisetzung dieser gespeicherten Wärme ist größer als der polwärts gerichtete Wärmetransport durch die westlichen Grenzströmungen und (im Nordatlantik) durch die thermohaline Zirkulation. Da sich die saisonale Thermokline im Herbst und Winter abkühlt, vertieft sie sich auch, indem Wasser von unten mitgerissen wird. Die ozeanische Mischschicht erreicht im Frühjahr ihre minimale Temperatur und maximale Tiefe und bereitet einige Monate später die Bühne für die Neuentwicklung der Thermokline viel näher an der Meeresoberfläche.

Abb. 10.7. Temperatur (in °C) gemittelt über eine Region im zentralen Nordpazifik (28°-42 °N, 180°-160 °W) als Funktion des Kalendermonats und der Tiefe, die den klimatologischen mittleren Jahreszyklus zeigt.

[Basierend auf Daten von Weltozeanatlas, NOAA National Oceanographic Data Center (1994). Mit freundlicher Genehmigung von Michael Alexander.] Copyright © 1994

Auch die großen jahreszeitlichen Variationen in der Ausdehnung des polaren Packeises der nördlichen Hemisphäre ( Abb. 2.12) und anderer Elemente der Kryosphäre tragen dazu bei, den Kontrast zwischen Winter- und Sommertemperaturen abzumildern. Die Schmelzwärme wird von der Kryosphäre aufgenommen, wenn das Eis während der warmen Jahreszeit schmilzt. Eine vergleichbare Wärmemenge wird in der kalten Jahreszeit freigesetzt, wenn Meereis gefriert und sich verdickt und in der Atmosphäre gefrierende Schnee- und Eispartikel auf Eisschilden und Gletschern niederschlagen.

Abb. 10.12 . Streudiagramme von standardisierten Druckanomalien auf Meereshöhe. In allen drei Plots ist die x Achse bezieht sich auf Anomalien an einem Gitterpunkt über Island, angezeigt durch den roten Punkt im oberen linken Feld. Island-Anomalien werden gegen Anomalien bei (EIN) Spitzbergen, (B) Südengland und (C) Portugal. Numerische Werte der Korrelationskoeffizienten sind in den Streudiagrammen angegeben, und schräge Linien repräsentieren die Gleichung ja* = rx* die der am besten angepassten linearen Regressionsgerade der kleinsten Quadrate entspricht. Die Karte im oberen linken Feld zeigt den Korrelationskoeffizienten zwischen dem Meeresspiegeldruck in Island und dem Meeresspiegeldruck an jedem Gitterpunkt: Konturintervall 0,15 die Nullkontur ist fett und negative Werte sind durch gestrichelte Konturen gekennzeichnet.

[Basierend auf Daten der NCEP-NCAR-Reanalysen. Mit freundlicher Genehmigung von Roberta Quadrelli.]

Der in Abb. 10.8 dargestellte große Unterschied in der jährlichen Bandbreite der Oberflächenlufttemperatur über die Kontinente und Ozeane spiegelt stark unterschiedliche Wärmekapazitäten der darunter liegenden Oberflächen wider. Die größten Verbreitungsgebiete (∼50 K) werden im Inneren Eurasiens, Nordamerikas und der Antarktis in Gebieten beobachtet, die weit entfernt von (oder durch Gebirgszüge abgeschirmt) vom mäßigenden Einfluss der Ozeane sind.

Land-Meer-Temperaturkontraste in niedrigen Breiten der Sommerhemisphäre erzwingen Monsunzirkulationen auf kontinentaler Ebene. In Analogie zu Abb. 7.21 hebt die Wärme der tropischen und subtropischen Kontinente relativ zu den umgebenden Ozeanen auf der Sommerhalbkugel die Druckflächen an und induziert eine horizontale Divergenz in den oberen troposphärischen Ebenen, wodurch der relativ niedrige Meeresspiegeldruck über den Kontinenten relativ zur umgebenden Ozeanen. Der Druckkontrast zwischen Land und Meer führt zu einer Onshore-Strömung feuchter Grenzschichtluft, die eine tiefe Konvektion über Land auslöst, wie in Abb. 10.9 schematisch dargestellt.

Abb. 10.21 . Meeresoberflächentemperatur (SST) und Oberflächenwinde über dem tropischen Pazifik gemittelt von November–April eines warmen Jahres des ENSO-Zyklus (1997–1998, oben) und November–April eines kalten Jahres (1998–1999, unten). In beiden Jahren konvergieren die Oberflächenwinde im Bereich der höchsten Meeresoberflächentemperatur, der sogenannten warmer Pool, umfasst den westlichen Pazifik und Indonesien. Während der El-Niño-Jahre wird das warme Becken nach Osten verschoben.

[SST-Daten des britischen Meteorologischen Amtes HadISST und 10-m-Winde des Europäischen Fernerkundungssatelliten (ERS-2). Mit freundlicher Genehmigung von Todd P. Mitchell.]

In der realen Atmosphäre wird die jahreszeitlich unterschiedliche Niederschlagsverteilung ( Abb. 1.25) auch durch die Land-Meer-Geometrie, die Verteilung der Gebirgszüge und die zugrundeliegende Temperaturverteilung an der Meeresoberfläche beeinflusst. Diese kombinierten Einflüsse erklären charakteristische regionale Merkmale wie das Niederschlagsmaximum im Sommer über dem Golf von Bengalen und die ausgedehnten subtropischen Wüstenregionen, die nur sehr wenig Sommerniederschläge erfahren.

Abb. 10.25 . Wie in Abb. 10.21 , jedoch für Oberflächenwind und Niederschlag. Die ITCZ ​​und die äquatoriale Trockenzone sind im unteren Bild deutlich und im oberen Bild in verzerrter Form erkennbar. Beachten Sie in beiden Tafeln die starke Übereinstimmung zwischen den Regionen mit starken Regenfällen und den Konvergenzregionen der Oberflächenwinde. [Zehn Meter Wind vom Europäischen Fernerkundungssatelliten (ERs-2) und Niederschlag vom NCEP Climate Prediction Center Merged Analysis of Precipitation (CMAP).

Mit freundlicher Genehmigung von Todd P. Mitchell.]

Der troposphärische Jetstream ( Abb. 1.11) und die mit den Sturmspuren in den mittleren Breiten verbundene barokline Wellenaktivität sind im Winter am stärksten, wenn der Äquator-zu-Pol-Temperaturgradient am stärksten ist. 5 Auf dem Längengrad Japans, wo stationäre planetarische Wellen, die durch die Land-Meer-Kontraste und die Strömung über den Himalaya erzeugt werden, den troposphärischen Jetstream verstärken, beträgt die klimatologische mittlere Westwindkomponente auf dem 250-hPa-Niveau 70 ms −1 ( Abb. 10.10 ). Auch die aleuten und isländischen Tiefststände im Meeresspiegeldruckfeld ( Abb. 1.19) sind im Winter am ausgeprägtesten, wenn die Ozeane hoher Breiten viel wärmer sind als die Kontinente. Im Gegensatz dazu sind subtropische Hochdruckgebiete im Sommer am stärksten, wenn sie durch die monsunbedingten Druckkontraste zwischen Land und Meer verstärkt werden.

Abb. 10.11 . (a) Das mittlere 500-hPa-Höhenfeld, gemittelt über die späte Wintersaison Januar–März 1998. (b) Das klimatologisch-mittlere Winterzeit (Januar–März) 500-hPa-Höhenfeld basierend auf dem Aufzeichnungszeitraum 1958–1999 Höhenlinienintervall 60 m sind die 5100-, 5400- und 5700-m-Konturen fett. (c) Die klimatologische Standardabweichung des Winterzeitmittels (Januar–März) 500-hPa-Höhenfeld basierend auf der gleichen Periode des Rekord-Konturintervalls 9 m, die 54-m-Kontur ist fett gedruckt. (d) Das Anomaliefeld für Januar–März 1998, berechnet durch Subtraktion von (b) von (a) Konturintervall 30 m, die Nullkontur ist fett und gestrichelte Konturen bezeichnen negative Werte. (e) Das standardisierte Anomaliefeld, berechnet durch Dividieren von (d) durch (c) Konturintervall 0,6 Standardabweichungen, die Nullkontur ist fett und gestrichelte Konturen bezeichnen negative Werte.

[Basierend auf Daten der NCEP-NCAR-Reanalysen. Mit freundlicher Genehmigung von Roberta Quadrelli.]

Abb. 10.10 . Klimatologische mittlere zonale Windgeschwindigkeit im Januar auf Jetstream-Niveau (250-hPa). Konturintervall 15 m s -1 . Die Nullkontur ist fett, positive Konturen, die auf Westwind hinweisen, sind durchgezogen und negative Konturen, die auf Ostwind hinweisen, sind gestrichelt.

[Basierend auf Daten der NCEP-NCAR-Reanalyse. Mit freundlicher Genehmigung von Todd P. Mitchell.]

Abb. 10.19 . Globales Muster von Anomalien des Meeresspiegeldrucks, die während der El-Niño-Jahre beobachtet wurden. Dieses Muster wurde gebildet, indem der monatliche mittlere Meeresspiegeldruck an jedem Gitterpunkt mit dem Meeresspiegeldruck in Darwin, Australien, linear korreliert wurde D auf der Karte. Auf der unteren Zeitachse in Abb. 10.20 erscheint die Darwin-Meeresspiegeldruck-Zeitreihe als Index für den Zustand der Southern Oscillation.

[Darwin-Zeitreihen der NCAR Climate and Global Dynamics Division und Kartendaten der NCEP-NCAR-Reanalyse und die Darwin-Zeitreihen der NCAR-Datenbibliothek. Mit freundlicher Genehmigung von Todd P. Mitchell.]


Eigenschaften der Jetstreams der Venus? - Astronomie

Astronomen berechneten die Entfernung zwischen Erde und Sonne um 1769, als die Venus die Sonne überquerte. Könnten Sie bitte diese Berechnung erklären?

Es geht so: Bis 1769 wurden Keplers Gesetze der Planetenbewegung und Newtons Gravitationsgesetz aufgestellt und ihre Wirkung gezeigt. Die Periode jeder Planetenumlaufbahn war gemessen worden, aber nicht die absoluten Entfernungen. Das dritte Keplersche Gesetz (das in Wirklichkeit Newtons Gravitationsgesetz in einer speziellen Form ist) bezieht die Umlaufzeit jedes Planeten auf seinen relativen Abstand von der Sonne. Keplers drittes Gesetz sagt uns zum Beispiel, dass, wenn die Umlaufbahn der Venus 0,62 Jahre (also Erdjahre) beträgt, ihre durchschnittliche Entfernung von der Sonne 72 % der Entfernung Erde-Sonne beträgt. Die Astronomen kannten also die relativen Entfernungen zwischen jedem Planeten und der Sonne, aber sie wussten nicht, wie diese Entfernungen mit terrestrischen Längeneinheiten (wie Meilen) oder der Größe der Erde verglichen werden. Da die Umlaufzeiten der Planeten alle bekannt waren, würde die Kenntnis einer einzigen absoluten Entfernung die Entfernungen zu allen anderen Planeten ergeben. Wenn wir also die Entfernung von der Erde zur Sonne wüssten, wüssten wir auch die Größe der Umlaufbahn der Venus und die Geschwindigkeit, mit der sie sich bewegt. All diese Details lassen sich also auf eine Zahl beziehen: den Abstand Erde-Sonne.

Der Rest wurde durch das bestimmt, was Astronomen Parallaxe nennen.

Stellen Sie sich vor, Sie und ein Freund stehen auf einer Straßenseite, aber weit voneinander entfernt. Ihr Freund ist zu Ihrer Rechten, für die Konkretheit. Und auf der anderen Seite starren Sie beide auf einen einzigen Laternenpfahl vor Ihnen. Ein Auto nähert sich von links. Wenn du auf den Laternenpfahl starrst, durchschneidet das Auto zuerst deine Sichtlinie, und kurze Zeit später durchschneidet es die Sichtlinie deines Freundes, oder? Weil Ihr Freund den Laternenpfahl aus einem anderen Blickwinkel betrachtet.

Wenn Sie wüssten, wie weit Sie und Ihr Freund entfernt sind, wie schnell das Auto ist und wie viel Zeit Sie beim Überqueren Ihres Freundes haben, können Sie die Entfernung zum Laternenpfahl anhand der Geometrie ermitteln.

Verschieben Sie nun diese Analogie zum Venustransit. Sie und Ihr Freund befinden sich in zwei separaten Observatorien (an zwei weit voneinander entfernten Orten auf der Erde), starren auf die Sonne und warten auf den Transit. Sie werden sehen, dass der Transit zu leicht unterschiedlichen Zeiten stattfindet. Noch wichtiger ist, dass Sie jede Venus sehen werden, die einen etwas anderen Weg über die Sonnenoberfläche nimmt, und Sie werden leicht unterschiedliche Dauern für den Transit messen. Mit diesen Messungen und etwas Trigonometrie kann man die absolute Entfernung zur Sonne berechnen. Im Jahr 1771 berechnete der französische Astronom Jérôme Lalande basierend auf der Analyse von Beobachtungen der Venustransite von 1761 und 1769 einen Wert der astronomischen Einheit, der nur 2% über ihrem tatsächlichen (modernen) Wert lag.

Hier sind einige Seiten mit weiteren Informationen zu den Transitbeobachtungen (und einigen Illustrationen) und wie sie zur Bestimmung der Entfernung Erde-Sonne verwendet werden können:

Beachten Sie, dass es ein Jahrhundert zuvor eine weitere ziemlich genaue Berechnung der astronomischen Einheit gegeben hatte, bei der das gleiche Prinzip (Parallaxe) für die Beobachtung des Mars verwendet wurde. Als sich der Mars 1672 der Erde näherte, ergaben gleichzeitige Beobachtungen von Giovanni Cassini (in Paris) und Jean Richer (in Französisch-Guayana), die verglichen, wo der Mars relativ zu den Hintergrundsternen erschien, einen Wert einer astronomischen Einheit, der etwa 7% höher war als der moderne Wert. Dies wird genauer besprochen unter:

Diese Seite wurde zuletzt von Sean Marshall am 17. Januar 2016 aktualisiert.

Über den Autor

David Bernat

David promovierte 2011 in Physik. Er studiert extrasolare Planeten, Braune Zwerge und theoretische Kosmologie.


Eigenschaften der Jetstreams der Venus? - Astronomie

Ich habe mir viele Bilder von Venus angeschaut, aber sie haben alle unterschiedliche Farben. Weißt du, welche Farbe Venus wirklich hat?

Gute Frage. Die meisten Bilder der Venus haben eine Art Falschfarbe, um Details hervorzuheben. Astronomen tun dies häufig, wenn sie bestimmte Merkmale oder Informationen deutlicher machen wollen. Wenn wir die Venus mit unseren Augen über der Atmosphäre betrachten würden, würden wir eine wirklich helle weiß-gelbliche Kugel ohne praktisch keine Merkmale sehen. Einige Bilder der Atmosphäre zeigen dunkle seitliche V-förmige Bänder. Diese Bilder wurden mit ultraviolettem Licht aufgenommen, um einige Wolkenmuster zu zeigen, also würden wir es in der Realität nicht so sehen.

Wenn wir durch die Atmosphäre an die Oberfläche reisten, würden wir wahrscheinlich bräunlich-rot gefärbtes Gestein sehen. Die Gesteine ​​​​ähneln wahrscheinlich vulkanischen Gesteinen hier auf der Erde, aber die dicke Atmosphäre blockiert viel Licht, wodurch die Oberfläche etwas rötlich wird. Die leuchtend roten/orangefarbenen Bilder der Oberfläche, die Sie im Zusammenhang mit dem NASA-Magellan-Projekt sehen, sind wahrscheinlich roter als das, was Sie sehen würden, wenn Sie tatsächlich dort wären. Wenn Sie sich zum Beispiel dieses Farbbild der Oberfläche ansehen, das von einer russischen Raumsonde aufgenommen wurde, sehen Sie, dass es rötlich aussieht. Wenn Sie die Gesteine ​​zurück ins Erdlicht bringen würden, hätten sie wahrscheinlich eine etwas andere Farbe, aber auf der Venus sind sie rötlich.

Außerdem sind einige Bilder der Oberfläche falsch regenbogenfarben. Diese Bilder zeigen Höheninformationen. Blau steht für niedrige Gebiete und Rot und Weiß für große Höhen.


Winde auf der Venus

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Von der Erde aus gesehen ist die Venus eine gesichtslose Kugel, selbst das leistungsstärkste erdgestützte Teleskop zeigt nur Wolken und noch mehr Wolken. Aber diese Wolken bewegen sich schnell. Die Winde auf der Venus sind stark und kreisen innerhalb weniger Tage um den Planeten. Aber wegen der hohen Temperaturen der Venus und des starken atmosphärischen Drucks verhalten sie sich nicht wie die Winde auf anderen Planeten.

Die Atmosphäre der Venus erstreckt sich von der Oberfläche des Planeten bis in eine Höhe von etwa 250 km. Unten an der Oberfläche ist der Luftdruck 93-mal höher als der, den wir hier auf der Erde erleben. Aber sobald Sie in die Höhe steigen, sinkt der Druck auf den Erdoberflächendruck und dann noch tiefer.

Ganz oben in den Wolkenschichten der Venus erreichen die Windgeschwindigkeiten 355 km/h (oder 100 Meter/Sekunde). Dies ist der gleiche Jetstream hier auf der Erde. Wenn Sie jedoch durch die Wolkenschichten absteigen, nehmen die Windgeschwindigkeiten zu. In der mittleren Schicht können die Winde Geschwindigkeiten von mehr als 700 km/h erreichen. Das ist schneller als die schnellste Tornado-Geschwindigkeit, die jemals auf der Erde gemessen wurde.

Aber wenn Sie dann weiter durch die Wolken hinabsteigen, verlangsamt die sich verdichtende Atmosphäre die Winde, so dass sie eher wie Strömungen im Ozean wirken als Winde in der Atmosphäre. Unten an der Oberfläche bewegen sich die Winde nur mit wenigen km/h. Das ist nicht viel, aber die dicke Atmosphäre kann immer noch Staub aufwirbeln und kleine Steine ​​​​umstoßen.

Die Winde auf der Venus bewegen sich in westlicher Richtung, die gleiche Rückwärtsrichtung, in der sich die Venus dreht. Von oben gesehen dreht sich die Venus im Uhrzeigersinn. Dies ist rückwärts von den anderen 7 Planeten, die sich gegen den Uhrzeigersinn drehen.

Wir haben viele Artikel über Venus für Universe Today geschrieben. Hier ist ein Artikel über die nasse, vulkanische Vergangenheit der Venus, und hier ein Artikel darüber, wie die Venus in der Antike Kontinente und Ozeane gehabt haben könnte.

Wir haben eine ganze Episode von Astronomy Cast aufgenommen, in der es nur um den Planeten Venus geht. Hören Sie es hier, Episode 50: Venus.


Besonderheiten des riesigen äquatorialen Jetstreams in der Atmosphäre von Saturn enthüllt

Der Planet Saturn wurde am 30. Juni 2015 mit der Wide Field Camera 3 des NASA/ESA-Weltraumteleskops Hubble beobachtet. Die Insetbox zeigt den äquatorialen Sturm. Klicken Sie auf das Bild für eine Vollversion. Die Atmosphäre des Planeten Saturn, ein Gasriese, der zehnmal größer ist als die Erde, besteht hauptsächlich aus Wasserstoff und hat einen breiteren, intensiveren Jetstream als alle Planeten im Sonnensystem. Winde mit Böen von bis zu 1.650 km/h (1.025 Meilen/Stunde) wehen in der äquatorialen Atmosphäre von West nach Ost und sind dreizehnmal stärker als die zerstörerischsten Winde der Orkanstärke, die sich am Äquator der Erde bilden.

Dieser riesige Jetstream erstreckt sich auch über 70.000 Kilometer (43.500 Meilen) von Norden nach Süden, mehr als fünfmal so groß wie unser Planet. Es gibt noch keine Theorie, die die Natur dieses Stroms und die Energiequellen, die ihn speisen, erklären könnte. Bereits 2003 warnte das gleiche Team in einem Artikel, der in . veröffentlicht wurde Natur des drastischen Rückgangs der Winde auf Wolkenebene im Vergleich zu dem, was beim Besuch der Voyager-Raumsonden auf dem Planeten beobachtet wurde.

“Im Juni letzten Jahres entdeckten wir mit einem einfachen 28-cm-Teleskop der Aula EspaZio Gela (Space Lecture Room) das Vorhandensein eines weißen Flecks auf dem Äquator des Saturn, der sich mit einer Geschwindigkeit von 1.600 km/h bewegte ( 1.000 Meilen/Stunde), eine Geschwindigkeit, die auf Saturn seit 1980 nicht mehr beobachtet wurde,&8221, sagte Agustín Sánchez-Lavega, Hauptautor der Arbeit und auch Direktor der Aula EspaZio Gela and Planetary Sciences Group der UPV/EHU- Universität des Baskenlandes. Beobachtungen, die einen Monat später von Mitgliedern der Planetary Sciences Group mit der von diesem Team entwickelten PlanetCam-Kamera gemacht und am 2,2-Meter-Teleskop des Calar-Alto-Observatoriums in Almería (Spanien) angebracht wurden, ermöglichten die Bestätigung der Geschwindigkeit dieser atmosphärischen Struktur. In der Studie wurden auch Bilder verwendet, die von Beobachtern in anderen Ländern mit kleinen Teleskopen aufgenommen wurden. Karte des Saturn-Äquators mit seinen Wolkenformationen und dem äquatorialen Sturm (weißer Fleck). Überlagert sind die Profile der Winde in zwei Höhenlagen zu sehen, die durch etwa 50 Kilometer voneinander getrennt sind, tiefe (grüne Umrandung) und mittlere (rote Umrandung). Die Forscher konnten das Phänomen im Detail untersuchen, nachdem sie von seinem Direktor eine Beobachtungszeit des NASA/ESA-Weltraumteleskops Hubble erhalten hatten, um Bilder von Saturn zu einer Zeit aufzunehmen, als die Cassini-Sonde in ihrer Umlaufbahn eine schlechte Sicht auf den Planeten hatte . “Es ist sehr schwierig, Beobachtungszeit in Hubble zu bekommen, weil es hart umkämpft ist, aber seine qualitativ hochwertigen Bilder waren für die Forschung entscheidend,” erklärte Sánchez-Lavega.

Durch die Untersuchung der Bewegung der Wolken, die den weißen Fleck bildeten (ein gewaltiger Sturm von etwa 7.000 Kilometern oder 4.300 Meilen) und der in seiner Umgebung vorhandenen Wolken konnten die Forscher neue, wertvolle Informationen über die Struktur des Planeten gewinnen& #8217s riesiger äquatorialer Jetstream. Darüber hinaus ermittelten die Forscher die von den verschiedenen atmosphärischen Strukturen erreichten Höhen und stellten fest, dass die Winde dramatisch zunehmen, je tiefer sie gehen. Sie erreichen Geschwindigkeiten von 1.100 km/h (680 Meilen) in der oberen Atmosphäre, aber bis zu 1.650 km/h (1.025 Meilen/Stunde) in einer Tiefe von etwa 150 Kilometern (90 Meilen). Während der tiefe Wind stabil ist, sind Geschwindigkeit und Breite des äquatorialen Stroms in der oberen Atmosphäre außerdem stark veränderlich, möglicherweise aufgrund des jahreszeitlichen Sonneneinstrahlungszyklus auf Saturn, und ihre Intensität wird durch die wechselnde Beschattung der Ringe über dem Äquator erhöht .

Von links nach rechts: Ricardo Hueso, Agustin Sánchez Lavega, Santiago Pérez Hoyos, José Félix Rojas und Teresa del Rio Gaztelurrutia. Klicken Sie auf das Bild für eine Vollversion. Bildnachweis: Universität des Baskenlandes. Es gibt ein weiteres bedeutendes meteorologisches Phänomen über dem Äquator des Planeten, das die Winde beeinflussen könnte: die halbjährliche Oszillation (SAO), die etwa 50 Kilometer über dem Wolkendeck auftritt und die Temperaturen schwanken lässt und die Winde, um Richtung und Stärke von Ost nach West zu ändern. Und als ob die Komplexität der äquatorialen Meteorologie des Saturn nicht genug wäre, ist es auf diesen Breitengraden, wo sich der sogenannte Große Weiße Fleck dreimal entwickelt hat, 1876, 1933 und 1990 ist dies ein gigantischer Sturm, der es schafft, den ganzen Weg zu umkreisen der Planet ist und in den letzten hundertfünfzig Jahren nur sechsmal gesehen wurde. Die Studie der Planetary Sciences Group berichtet, dass dieser gigantische Sturm ein weiterer Faktor für Veränderungen im äquatorialen Jetstream ist.

“All diese Phänomene treten auf unserem eigenen Planeten bis zu einem gewissen Grad in einem anderen Ausmaß auf. Wenn wir sie auf diese Weise in anderen Welten unter völlig anderen Bedingungen studieren, können wir also Fortschritte beim Verständnis und der Modellierung machen“, schloss Sánchez-Lavega.

Das Papier des Teams wurde kürzlich veröffentlicht in Naturkommunikation und ist online verfügbar.

Saturn: Erkundung des Ringplaneten

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Signalverarbeitung, digital

XI.A Radar- und Sonarsignalverarbeitung

Radar ist eine wichtige Technologie, die alle Phasen der zivilen und militärischen Luftfahrt sowie der Weltraumforschung betrifft. Ob gepulste oder kontinuierliche Radare, DSP ist zu einem wichtigen Design- und Analysewerkzeug geworden. Aufgrund ihrer Geschwindigkeit und Zuverlässigkeit haben DSP-Verfahren in Doppler- und Moving-Target-Prozessoren eine willkommene Heimat gefunden. Darüber hinaus kann DSP in Anwendungen zur Analyse von Zielsignaturen eingesetzt werden, bei denen ein Spektralbild des Ziels analysiert wird, um Informationen über den Zieltyp bereitzustellen. Das Herz vieler Radarsysteme ist ein als Matched Filter bezeichnetes Gerät. Ein angepasster Filter maximiert unter einigen stationären Signalannahmen das Ausgangssignal-Rausch-Verhältnis. Aus dieser saubereren Datenbank werden Radarentscheidungen getroffen. Die angepassten Filterfaltungsoperationen können durch FFT-Operationen ersetzt werden. Um sehr hohe Geschwindigkeiten zu erreichen, werden häufig Pipeline-FFTs verwendet. Diese Einheiten sind im Allgemeinen so ausgelegt, dass sie eine hohe Echtzeitbandbreite (d. h. eine Transform-pro-Sekunde-Rate) aufweisen, und sie arbeiten eher als schnelle Festkomma- oder Hybridzahlensystemprozessoren als langsamere, aber genauere Gleitkommaeinheiten.

Es gibt einige Gemeinsamkeiten zwischen den Prinzipien von Sonar und Radar. Sonar basiert auf akustischen Wellen und erscheint sowohl in aktiver als auch in passiver Form. Wie beim Radar können DSP-Tools verwendet werden, um Hochleistungskorrelatoren und angepasste Filter zu entwerfen. Digitale Zeitbereichsfilter oder FFT-Verfahren können verwendet werden, um Sonarsignalprozesse zu implementieren. Oft werden die Daten von einer Reihe von Sensoren gesammelt, sodass mehrere Verarbeitungseinheiten in das Design integriert werden.

Da digitale Schieberegister effektiv verwendet werden können, um Verzögerungsleitungen zu entwerfen, ist der physikalische Entwurf von Korrelatoren und Verzögerungsschätzern eine überschaubare Aufgabe. Da die verzögerten und manipulierten Daten in einem digitalen Format verbleiben, können sie direkt an einen digitalen Prozessor zur Analyse auf hoher Ebene weitergegeben werden. Die DSP-Hardware kann auch verwendet werden, um Beamforming- und Beam-Steering-FIR-ähnliche Filter für Sonar- und Radaranwendungen zu bauen.


Atmosphärenphysik Physi

Die atmosphärische Physikforschung an der University of Louisville umfasst die Modellierung und Datenanalyse von Phänomenen von der Mesoskala bis zur planetaren Skala, von der Troposphäre bis zur mittleren Atmosphäre und umfasst planetare Atmosphären. Das EPIC-Atmosphärenmodell, ein allgemeines Zirkulationsmodell (GCM), das für Pflanzenanwendungen entwickelt wurde, wurde hier entwickelt und von der NASA und NSF finanziert. EPIC steht für "Explicit Planetary Isentropic Coordinate" und ist das führende Modell für die Atmosphären der Gasriesen Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun. Das Modell kann auch auf Atmosphären der Erdklasse wie Venus, Erde, Mars und Titan (ein großer Saturnmond mit einer beträchtlichen Atmosphäre) angewendet werden. Aktuelle Forschungsthemen sind der Große Rote Fleck des Jupiter, Gewitter auf Jupiter und Saturn, Jetstream-Stabilität, Venus- und Titan-Spinup und Superrotation sowie die Dynamik von Wirbeln und Wolken auf Uranus und Neptun. (Dowling)

Fakultät

Repräsentative Veröffentlichungen

Institut für Physik und Astronomie
102 Naturwissenschaftliches Gebäude
Universität von Louisville
Louisville KY 40292

Telefon
Tel: (502) 852-6790
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Wissenswertes über den Jetstream

Jetstreams sind sehr schnell fließende Luftströme, die sich in der Tropopause, der Übergangsschicht zwischen der Troposphäre der Erde und der Stratosphäre, in etwa 10 km (6,2 Meilen) Höhe über der Erdoberfläche befinden. Die großen Jetstreams folgen normalerweise einem hügeligen schmalen Pfad von West nach Ost. Auf beiden Seiten des Äquators gibt es Jetstreams. Jetstreams in der Nähe der Pole werden als polare Jetstreams bezeichnet und diejenigen in den Tropen werden als subtropische Jetstreams bezeichnet, die schwächer sind als die polaren Jets. Jet streams form due to the orbital rotation of the planet along with atmospheric variations in temperature, which produces strong winds.

How were jet streams discovered?

Even though jet streams had existed on Earth for a long period of time before their actual discovery, they were not referred to as jet streams instead, weather watchers used other terms to refer to them, such as equatorial smoke stream or strahlstromung, which means jet streaming in German. An understanding of the nature of jet streams occurred during regular flights across the Atlantic, when pilots noticed strong winds exceeding 160 km/h (100 mph) in their flying path, although their real existence was first confirmed after the Japanese attempted to drop bombs into the U.S. by sending balloons loaded with explosives, using the strong winds of a jet stream as a flying aid.

Most jet streams flow in a west to east direction in a region located between the troposphere and the stratosphere known as the tropopause, at elevations ranging from 10-14 km (6.2-8.6 miles). Jet streams form in the same way as all winds do, from horizontal variations in air pressure. When two air masses of different temperatures and densities meet, the pressure differences cause strong winds at the point of convergence. The winds do not mix, but flow along the boundaries of the two masses. The polar jet stream usually forms along a polar cold front, where contrasts in temperature cause horizontal pressure changes and strong winds. The eastward direction of the jet streams derives from temperature differences between the equator and the poles.

There are two types of major jet streams, the polar jet streams and the subtropical jet streams. Polar jet streams typically form from 7-12 km (4.3-7.4 miles) above sea level, while subtropical jet streams, which are weaker, form from 10-16 km (6.2-10 miles) above sea level. The northern polar jet stream usually forms between 30° N and 60° N latitudes, and the subtropical jet stream forms near 30° N latitude. These jet streams usually extend for several hundreds of miles long and less than 5 km (3 miles) thick. Sometimes, the polar jet stream may split into two jet streams, called the northern branch to the north and the southern branch to the south.

How jet streams affect weather

Often, meteorologists utilize the position of some jet streams to forecast weather. The polar jet stream, in the northern hemisphere, is the most utilized as it is stronger and at a lower latitude than the subtropical jet stream. The southern wavy motion of the polar jet stream carries cold air toward the equator, while the northern wavy motion carries hot air toward the pole thus they contribute to the transferring of heat around the world. The meandering motion of jet streams carries thousands of pollutants and volcanic ash globally. During the winter, the polar jet stream winds are stronger and move farther south, while in the summer they are weaker and form at higher latitudes.

How are jet streams used in aviation?

Knowing the exact location of a jet stream is extremely important for commercial aviation. The time spent on a flight can be cut off by about one-third when flying inside the path of a jet stream. A Pan Am airplane flew from Tokyo to Honolulu, in 1952, in 11 and a half hours from the 18 hours that it would have taken the plane if it had flown outside of the jet stream. Flying in this way, not only reduces the flying time, but it also cuts down fuel costs. In North America, it is very common to fly using the polar jet stream. Clear air turbulence, which is caused by a vertical and horizontal wind cut in jet streams, can cause the plunging of aircraft, leading to fatal accidents.