Бароклинная - Большая Энциклопедия Нефти и Газа, статья, страница 1
В технологии доминируют два типа людей: те, кто разбираются в том, чем не они управляют, и те, кто управляет тем, в чем они не разбираются. Законы Мерфи (еще...)

Бароклинная

Cтраница 1


Бароклинная компонента поля давления экспоненциально затухает вниз со скоростью затухания, равной величине А, которая должна быть положительной. Скорость затухания k предполагается априори функцией долготы и широты. Таким образом, в этом частном решении профили плотности на всех вертикалях подобны; отличие этих профилей обусловлено лишь горизонтальными изменениями растягивающего множителя А.  [1]

В противном случае жидкость называется бароклинной.  [2]

Первое слагаемое здесь соответствует кинетической, второе - бароклинной к третье - баротропной доступной потенциальной энергии.  [3]

В противном случае [ р р ( р, IT) ] равновесие называют бароклинным.  [4]

В противном случае ( р р ( р, Т)) равновесие называют бароклинным.  [5]

В том случае, когда поверхности равной плотности и равного давления не совпадают, состояние жидкости называется бароклинным.  [6]

Жидкость, плотность которой зависит не только от давления, но и от температуры и солености, называется бароклинной.  [7]

В бароклйнных же жидкостях, у которых р зависит не только от р, но также и от Т и от концентрации имеющихся примесей, становится возможной также так называемая бароклинная неустойчивость - рост возмущений за счет доступной потенциальной энергии основного состояния. Эта неустойчивость играет большую роль, в частности, в формировании синоптических процессов в земной атмосфере и в Мировом океане.  [8]

Жидкость, уравнение состояния которой имеет общий вид f ( p p T) 0 и относительно которой не делается никаких специальных предположений ( об изотермичное или адиабатичности процессов и др.), называют бароклинной. При решении задач о движении бароклинной жидкости приходится привлекать уравнение энергии. Задача о равновесии жидкости, уравнение состояния которой имеет общий вид f ( p, р, Т) 0 и относительно которой не делается никаких специальных предположений, также не может быть точно решена без использования уравнения энергии. Зависимость р от р в этом случае заранее неизвестна и для каждой задачи может быть найдена только после ее решения.  [9]

Краткосрочный прогноз с помощью модели среднего уровня, хотя и не давал решающего преимущества по качеству в сравнении с синоптическими прогнозами, был важным этапом развития численных методов: на примере этого прогноза были отработаны вычислительные алгоритмы, многие из которых были применены впоследствии в пространственных ( бароклинных) моделях.  [10]

Здесь плотность р является пятой неизвестной функцией, подлежащей определению, равноправной с функциями vx, vv, v, р, и потому четырех наших уравнений ( уравнение неразрывности и три уравнения движения) недостаточно для решения задачи. Для исследования движения в общем случае бароклинной сжимаемой жидкости оказывается необходимым учет нового фактора - притока энергии.  [11]

Если S ( z) является более сложной функцией z, то численные значения Хп и структура бароклинных мод Ф изменятся, но общий характер их поведения останется тем же. На рис. 6.12.1 показана вертикальная структура первых четырех мод-баротропной и трех бароклинных - рассчитанная Кунду, Алленом и Смитом ( 1975) по наблюденному распределению N 2 ( z) в раине побережья Орегона Хотя с количественной точки зрения эти моды существенно отличны от мод в случае постоянного N, качественно вертикальная структура соответствующих функций Фп не меняется.  [12]

Мысль о том 7 что дифференциальное вращение Солнца может порождаться меридиональными течениями, возникающими вследствие различия температур между полюсами и экватором, впервые независимо друг от друга высказали Вейсс и Веронис. В основе этого подхода лежит тот факт, что вращение оказывает небольшое, но все же заметное влияние на конвекцию, а это приводит к зависимости конвективной теплопередачи от гелиоцентрической широты. Тогда, если допустить небольшое отклонение от го-мэнтропичности, стратификация в конвективной зоне Солнца должна быть бароклинной, а энергетическое равновесие возможно лишь при наличии медленной меридиональной циркуляции. В стационарном состоянии перенос момента количества движения этими течениями уравновешивается переносом импульса за счет вязкости, что в итоге приводит к дифференциальному вращению. Используя такой подход, О саки, а также Дэрни и Роксбург построили стационарные осесимметричные модели.  [13]

Первая вихреразрешающая модель была построена В. У северной стенки и в возвратном течении здесь возникали синоптические вихри, баротропные и иногда в возвратном течении также бароклинные, кинетическая энергия которых черпалась из потенциальной, а иногда и из кинетической энергии возвратного течения.  [14]

В работе ( Фридман, 1989) был предложен гидродинамический механизм генерации турбулентности в дифференциально вращающемся диске, в котором нелинейный рост коротковолновых двумерных неосесимметричных возмущений основан на сохранении завихренности в двумерных течениях несжимаемой жидкости. Гидродинамическая неустойчивость, в отличие от других механизмов, является универсальной для диска, поскольку может иметь место на любом расстоянии от звезды. До последнего времени возражения против такого механизма основывались на результатах численного моделирования ( Стоун и др., 2000), которое показывало, что турбулентность в кеплеровском диске не поддерживается гидродинамическим механизмом и быстро затухает. Как следует из расчетов, которые недавно провели Клар и Боденхаймер ( 2003), протопланетные диски имеют отрицательный радиальный градиент энтропии, что делает их бароклинными. Дальнейшее двумерное моделирование, проведенное этими авторами, показало, что бароклинное течение неустойчиво и генерирует турбулентность, которая переносит угловой момент по радиусу на периферию диска, а массу - к центральной звезде. При этом получается величина аккреционного потока, согласующаяся с наблюдениями классических звезд Т Тельца. Энергия турбулентности, как и в других механизмах, черпается из потенциальной энергии системы и нагревает диск, обеспечивая радиальный градиент энтропии, необходимый для сохранения турбулентности. Это исследование требует дальнейшего подтверждения и развития.  [15]



Страницы:      1