Russian national report

208
O. I. Korablev
variations and periodicities. In low latitudes the mean zonal wind at cloud tops 
(67 ± 2 km) is about 90 m/s with a maximum of about 100 m/s at 40–50°S. 
Poleward of 50°S the average zonal wind speed decreases with latitude. The 
corresponding atmospheric rotation period at cloud tops has a maximum of about 
5 days at equator, decreases to approximately 3 days in middle latitudes and stays 
almost constant poleward from 50°S [Khatuntsev et al., 2013].
Fig. 3 Latitudinal profi les of zonal wind (a) and corresponding rotation periods (b) 
determined by cloud tracking for several individual orbits 
[Khatuntsev et al., 2013]
The dynamics of Venus’ mesosphere (60–100 km altitude) was investigated 
using data acquired by the radio-occultation experiment VeRa on board Venus 
Express. VeRa provides vertical profi les of density, temperature and pressure 
between 40 and 90 km of altitude with a vertical resolution of few hundred me-
ters of both the Northern and Southern hemisphere. Pressure and temperature 
vertical profi les were used to derive zonal winds, the cyclostrophic balance, 
which applies well on slowly rotating planets with fast zonal winds, like Venus 
and Titan. The main features of the retrieved winds are a midlatitude jet with a 
maximum speed up to 140 ± 15 m s
‑1
 which extends between 20°S and 50°S 
latitude at 70 km altitude and a decrease of wind speed with increasing height 
above the jet. Cyclostrophic winds show satisfactory agreement with the cloud-
tracked winds derived from the VMC/ Venus Express UV images, although a 
disagreement is observed at the equator and near the pole due to the breakdown 
of the cyclostrophic approximation [Piccailli et al., 2012].
The average fi elds of the Venus atmosphere are derived from the nighttime 
observations in the 1960–2350 cm
‑1
 spectral range by VIRTIS-M/Venus Express. 
These fi elds include: (a) the air temperatures in the 1–100 mbar pressure range 
(~85–65 km above the surface), (b) the altitude of the clouds top, and (c) the 
average CO mixing ratio. At the lowest altitudes probed by VIRTIS (~65 km), 

---

209
Planetary Atmospheres
air temperatures are strongly asymmetric around midnight, with a pronounced 
minima at 3LT, 70°S. Moving to higher levels, the air temperatures first become 
more uniform in local time (~75 km), then display a colder region on the evening 
side at the upper boundary of VIRTIS sensitivity range (~80 km). The cloud 
effective altitude increases monotonically from the South Pole to the equator. 
However, the variations observed in night data are consistent with an overall 
variation of just 1 km, much smaller than the 4 km reported for the dayside. The 
cloud altitudes appear slightly higher on the evening side. Both observations are 
consistent with a less vigorous meridional circulation on the nightside of the 
planet. Carbon monoxide is not strongly constrained by the VIRTIS-M data. 
However, average fields present a clear maximum of 80 ppm around 60°S, well 
above the retrieval uncertainty [Grassi et al., 2014].
The mechanisms of the global circulation in the atmosphere of Venus have 
been studied with the use of numerical models. To calculate the heating/cooling 
of the atmosphere due to absorption/emission of electromagnetic radiation under 
initially weak and strong superrotation of the atmosphere, the complete system 
of gas dynamics equations in the relaxation approximation was considered. Heat‑
ing parameters, at which the modeled zonal superrotation velocity turned out to 
be close to the observed one, have been found. High mountains on Venus induce 
a substantial increase of the vertical component of the wind speed and noticeably 
influence the global distribution of the horizontal wind at above 80 km, while its 
effect below 60 km is weak. [Mingalev et al., 2012, 2015].
Large-scale and small scale turbulence in the atmosphere of Venus is studied 
theoretically and using the experimental data including those acquired with the 
Venus Express spacecraft. The atmospheres of the Earth and Venus are com‑
pared, allowing to conclude that there is a inverse spectral flux of energy in the 
atmosphere of Venus, as in the terrestrial atmosphere, which participates in gen‑
erating the superrotation of the atmosphere [Izakov, 2012, 2013].
4. Outer Planets and Their Satellites
Far ultraviolet spectral observations have been made with the Hubble Space 
Telescope in the time-tag mode with the Space Telescope Imaging Spectrograph 
(STIS) long slit allowing to build up the first spectral maps of the FUV Jovian 
aurora. The results are confirmed with modeling [Gerard et al., 2014].
Observational data on hydrocarbons, nitriles, and ions on Titan are compared 
with predictions of the photochemical model. Uncertainties of the observed 
abundances and differences between the data from different instruments and 
observing teams are comparable with the differences between the observations 
and the model results. Formation of haze by polymerization of hydrocarbons and 
nitriles and recombination of heavy ions is calculated along with condensation 

---

210
O. I. Korablev
of  various  species  near  the  tropopause.  Overall  deposition  forms  a  layer  of  
300 m thick for the age of the Solar System, and nitrogen constitutes 8% of the 
deposition. The model reproduces the basic observational data and adequately 
describes basic chemical processes in Titan’s atmosphere and ionosphere [Kras‑
nopolsky 2014]
5. Comparative studies of the atmospheres of planets  
and their satellites
5.1. Planetary boundary layer
Different aspects of planetary boundary layer described in the shallow-water 
approximation are studied in the frame of a finite-volume numerical method 
[Karelsky et al., 2012, 2013; Karelsky, Petrosyan, 2013; Chernyak et al., 2013].
A model for the density of vertical mass flux of dust in the convective atmos‑
pheric boundary layer as a function of the density of convective elements, in‑
cluding vortices, friction velocity, and vertical buoyancy is proposed. Two meth‑
ods  for  experimentally  determining  the  density  of  convecting  elements  are 
discussed, optical, as observations by Mars Exploration Rover (MER) camera in 
Gusev carter on Mars [Kurgansky 2012], and using a muber of detecting stations 
placed perpendicular to the dominating wind vector. The results are validated 
using field observations [Kurgansky 2014].
Observations of fine mineral dust aerosol (0.15–15 μm) were carried out in 
Kalmykia in 2007, 2009, and 2010 under conditions of weak wind and strong 
heating of the surface, in the absence of saltation processes. These results show 
that the fine mineral dust aerosol (0.15–0.5 μm) contributes considerably to the 
total aerosol content. The problem of stationary convective flows over a nonuni‑
formly heated wavy surface is studied in the context of a simplified analytical 
model. It is shown that the horizontally periodic heating of such a surface can 
lead to a “thermal wind” effect, i. e., the generation of a uniform horizontal flow 
far from the surface. Estimations for Mars conditiona are suggested [Chkhetiani 
et al., 2012, 2013].
A review on the boundary layer of mars is published [Petrosyan et al., 2011].
5.2. Outer Atmospheres and Escape
The processes of kinetics and transport of hot oxygen and hydrogen atoms in 
the transition (from the thermosphere to the exosphere) region of the upper Mar‑
tian atmosphere are studied. It is shown that the exosphere is populated with a 
significant number of suprathermal oxygen atoms with kinetic energies ranging 

---