¿Qué mecanismos limitan la velocidad máxima de los vientos de gran altitud en Venus?

Encontré algunos artículos recientes que, al menos, discuten mecanismos aparentes. Citando a Schubert, 2016 ,

La circulación a gran escala de la atmósfera superior desde ~90 a ~200 km de altitud (mesosfera superior y termosfera1) es una combinación de dos patrones de flujo distintos: (1) una celda de circulación subsolar a antisolar (SS-AS) relativamente estable impulsado por el calentamiento solar (EUV-UV) e IR, y (2) un flujo zonal superrotatorio retrógrado (RSZ) altamente variable, en parte una continuación del flujo RSZ de la atmósfera inferior discutido anteriormente

Entonces, la ESA dice, en parte,

En 2006, la velocidad media del viento en la cima de las nubes entre las latitudes 50° a ambos lados del ecuador se registró en aproximadamente 300 km/h. Sin embargo, los estudios detallados de seguimiento de nubes revelaron que estos vientos, que ya eran notablemente rápidos, se están volviendo aún más rápidos, aumentando a 400 km/h en el transcurso de la misión. Se desconoce el motivo de este espectacular aumento . [énfasis mío]

Alternativamente, estos chicos piensan que tienen un modelo de trabajo:

Es bien sabido que la circulación atmosférica en Venus exhibe una fuerte superrotación. Sin embargo, los mecanismos atmosféricos responsables de la formación de esta superrotación aún no se conocen por completo. En este trabajo, desarrollamos un nuevo modelo de circulación general de Venus para estudiar los mecanismos más probables que conducen a la atmósfera a la circulación observada actual. Nuestro modelo incluye una nueva transferencia radiativa, convección y esquemas de capa límite adecuadamente adaptados y un núcleo dinámico que tiene en cuenta la dependencia de la capacidad calorífica a presión constante con la temperatura. El nuevo modelo de Venus es capaz de simular un fenómeno de superrotación en la región de las nubes cuantitativamente similar al observado. Los mecanismos que mantienen los fuertes vientos en la región nubosa se encontraron en los resultados del modelo como una combinación de circulación media zonal, mareas térmicas y olas transitorias. En este proceso, la marea semidiurna excitada en las nubes superiores tiene una contribución clave en el transporte del momento angular axial principalmente desde la atmósfera superior hacia la región de las nubes. La magnitud de la superrotación en la región de las nubes es sensible a varios parámetros radiativos, como la cantidad de energía radiativa solar absorbida por la superficie, que controla la estabilidad estática cerca de la superficie. En este trabajo, también discutimos las principales dificultades para representar el flujo debajo de la base de la nube en los modelos atmosféricos de Venus. la marea semidiurna excitada en las nubes superiores tiene una contribución clave en el transporte del momento angular axial principalmente desde la atmósfera superior hacia la región de las nubes. La magnitud de la superrotación en la región de las nubes es sensible a varios parámetros radiativos, como la cantidad de energía radiativa solar absorbida por la superficie, que controla la estabilidad estática cerca de la superficie. En este trabajo, también discutimos las principales dificultades para representar el flujo debajo de la base de la nube en los modelos atmosféricos de Venus. la marea semidiurna excitada en las nubes superiores tiene una contribución clave en el transporte del momento angular axial principalmente desde la atmósfera superior hacia la región de las nubes. La magnitud de la superrotación en la región de las nubes es sensible a varios parámetros radiativos, como la cantidad de energía radiativa solar absorbida por la superficie, que controla la estabilidad estática cerca de la superficie. En este trabajo, también discutimos las principales dificultades para representar el flujo debajo de la base de la nube en los modelos atmosféricos de Venus.

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