气态巨行星大气中极地涡旋的深度模式模拟

Cassi 和 Juno 探测器揭示了土星和木星极区存在大型相干气旋涡旋，这与低纬度所见的东西向带状急流结构形成鲜明对比。争论焦点在于这些急流是浅层的，还是延伸至行星包层更深处。近期实验与观测已表明深度对流模式对成功解释急流结构的相关性，且近来已模拟出极区以外的相干气旋涡旋，并加入了额外的分层浅层。本文提出能够产生长寿命极地涡旋的新对流模式。采用与巨行星大气相关的模拟参数，我们发现流动状态符合旋转对流中地转湍流（GT）理论，即通过完全三维的向上尺度能量传输形成大尺度相干结构。我们的模拟生成的极地特征在定性上与 Juno 和 Cassini 所见相似：它们与木星上所见气旋涡旋结构吻合；或能解释强大极地涡旋的存在，该涡旋向下延伸至低纬度，具有显著的螺旋形态以及土星上所见六边形图案。我们的研究结果表明，这些涡旋可在行星内部深处生成。我们描述区分这两种极地流动状态的转变，依据不同力平衡予以解释，并与先前刻画巨行星极地涡旋动力学的浅层大气模式进行比较。此外，研究了热传输特性，证实了近期在 GT 简化模式背景下获得的标度律。