Dynamika geofyzikální tekutiny - Geophysical fluid dynamics - Wikipedia
Dynamika geofyzikální tekutiny, ve svém nejširším smyslu odkazuje na dynamiku tekutin přirozeně se vyskytujících toků, jako jsou lávové proudy, oceány a planetární atmosféry, na Země a další planety.[1]
Dva fyzikální rysy, které jsou společné mnoha jevům studovaným v dynamice geofyzikálních tekutin, jsou otáčení kapaliny kvůli planetární rotaci a stratifikace (vrstvení). Aplikace dynamiky geofyzikálních tekutin obecně nezahrnují cirkulaci plášť, který je předmětem geodynamika nebo tekuté jevy v magnetosféra.
Základy
K popisu toku geofyzikálních tekutin jsou zapotřebí rovnice zachování hybnosti (nebo Newtonův druhý zákon ) a uchování energie. První vede k Navier-Stokesovy rovnice. Obecně se provádějí další aproximace. Nejprve se předpokládá, že tekutina je nestlačitelný. Je pozoruhodné, že to funguje dobře i pro vysoce stlačitelnou kapalinu, jako je vzduch, pokud zvuk a rázové vlny lze ignorovat.[2]:2–3 Za druhé, tekutina se považuje za a Newtonovská tekutina, což znamená, že mezi. existuje lineární vztah smykové napětí τ a kmen u, například
kde μ je viskozita.[2]:2–3 Za těchto předpokladů jsou Navier-Stokesovy rovnice
Levá strana představuje zrychlení, které by malá část tekutiny zažila v referenčním rámci, který se pohyboval s částí (a Lagrangeův referenční rámec ). Ve stacionárním (euleriánském) referenčním rámci je toto zrychlení rozděleno na místní rychlost změny rychlosti a advekce, míra rychlosti proudění do nebo z malé oblasti.[2]:44–45
Rovnice pro zachování energie je v podstatě rovnicí pro tok tepla. Pokud je teplo transportováno vedení, je tok tepla řízen a difúze rovnice. Pokud existují také vztlak účinky, například stoupající horký vzduch přirozená konvekce, známé také jako volná konvekce.[2]:171 Konvekce v Zemi vnější jádro pohání geodynamo to je zdroj Zemské magnetické pole.[3](Kapitola 8) V oceánu může být konvekce tepelný (poháněno teplem), haline (pokud je vztlak způsoben rozdíly v slanosti), nebo termohalin, kombinace těchto dvou.[4]
Vztlak a stratifikace
Kapalina, která je méně hustá než její okolí, má tendenci stoupat, dokud nemá stejnou hustotu jako její okolí. Pokud do systému není příliš mnoho energie, bude to mít tendenci se stát rozvrstvené. Atmosféra Země je ve velkém měřítku rozdělena do řady vrstev. Jde nahoru ze země, to jsou troposféra, stratosféra, mezosféra, termosféra, a exosféra.[5]
Hustota vzduchu je určena hlavně teplotou a vodní pára obsah, hustota mořská voda podle teploty a slanost a hustota vody v jezeře podle teploty. Tam, kde dochází ke stratifikaci, mohou existovat tenké vrstvy, ve kterých se teplota nebo jiné vlastnosti mění rychleji s výškou nebo hloubkou než okolní tekutina. V závislosti na hlavních zdrojích vztlaku lze tuto vrstvu nazvat a pycnocline (hustota), termoklin (teplota), halocline (slanost), nebo chemoklin (chemie, včetně okysličování).
Stejný vztlak, který vede ke stratifikaci, také řídí gravitační vlny. Pokud se gravitační vlny vyskytnou v tekutině, jsou nazývány vnitřní vlny.[2]:208–214
Při modelování vztlakových toků se Navier-Stokesovy rovnice upravují pomocí Boussinesqova aproximace. To ignoruje změny hustoty, kromě případů, kdy jsou vynásobeny gravitační zrychlení G.[2]:188
Pokud tlak závisí pouze na hustotě a naopak, nazývá se dynamika kapaliny barotropní. V atmosféře to odpovídá nedostatku front, jako v tropy. Pokud existují fronty, tok je baroklinický a nestability, jako je cyklóny může dojít.[6]
Otáčení
- Coriolisův efekt
- Oběh
- Kelvinova cirkulační věta
- Rovnice vířivosti
- Tepelný vítr
- Geostrofický proud
- Geostrofický vítr
- Věta Taylor – Proudman
- Hydrostatická rovnováha
- Ekman spirála
- Ekmanova vrstva
Obecný oběh
- Atmosférická cirkulace
- oceánský proud
- Oceánská dynamika
- Termohalinní cirkulace
- Mezní proud
- Sverdrup rovnováha
- Podpovrchové proudy
Vlny
Barotropní
- Kelvinova vlna
- Rossbyho vlna
- Sverdrup vlna (Poincaréova vlna)
Baroklinika
Viz také
Reference
- ^ Vallis, Geoffrey K. (24. srpna 2016). „Dynamika geofyzikální tekutiny: odkud, kam a proč?“. Proceedings of the Royal Society A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences. 472 (2192): 20160140. Bibcode:2016RSPSA.47260140V. doi:10.1098 / rspa.2016.0140. PMC 5014103. PMID 27616918.
- ^ A b C d E F Tritton, D. J. (1990). Fyzikální dynamika tekutin (Druhé vydání.). Oxford University Press. ISBN 0-19-854489-8.CS1 maint: ref = harv (odkaz)
- ^ Merrill, Ronald T .; McElhinny, Michael W .; McFadden, Phillip L. (1996). Magnetické pole Země: paleomagnetismus, jádro a hluboký plášť. Akademický tisk. ISBN 978-0-12-491246-5.
- ^ Soloviev, A .; Klinger, B. (2009). "Otevřený oceánský oběh". V Thorpe, Steve A. (ed.). Encyklopedie oceánských věd prvků fyzikální oceánografie. London: Academic Press. p. 414. ISBN 9780123757210.
- ^ Zell, Holly (02.03.2015). „Zemská horní atmosféra“. NASA. Citováno 2017-02-20.
- ^ Haby, Jeffe. „Definováno barotropně a baroklinicky“. Rady pro předpověď počasí Haby. Citováno 17. srpna 2017.CS1 maint: ref = harv (odkaz)
Další čtení
- Cushman-Roisin, Benoit; Beckers, Jean-Marie (říjen 2011). Úvod do geofyzikální dynamiky tekutin: fyzikální a numerické aspekty (Druhé vydání.). Akademický tisk. ISBN 978-0-12-088759-0. Citováno 14. října 2010.CS1 maint: ref = harv (odkaz)
- Gill, Adrian E. (1982). Atmosféra: Oceánská dynamika ([Nachdr.] Ed.). New York: Academic Press. ISBN 978-0122835223.
- McWilliams, James C. (2006). Základy dynamiky geofyzikálních tekutin. Cambridge: Cambridge Univ. Lis. ISBN 9780521856379.
- Monin, A.S. (1990). Teoretická geofyzikální dynamika tekutin. Dordrecht: Springer Nizozemsko. ISBN 978-94-009-1880-1.
- Pedlosky, Joseph (2012). Geofyzikální dynamika tekutin. Springer Science & Business Media. ISBN 9781468400717.
- Salmon, Rick (1998). Přednášky o dynamice geofyzikálních tekutin. Oxford University Press. ISBN 9780195355321.
- Vallis, Geoffrey K. (2006). Dynamika atmosférických a oceánských tekutin: základy a cirkulace ve velkém měřítku (Dotisk ed.). Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 978-0521849692.