Конрат [30] сделал расчеты в приближении возмущений первого порядка, которые показывают, что орографическая долготная компонента с волновым числом, равным 2, представляет собой сильный источник возмущения. Особенно сильно возбуждается ею мода θ11, -1, которая соответствует перемещающейся на восток волне с волновым числом 1 в слое толщиной порядка высоты однородной атмосферы. Фазовая скорость этой волны равна по величине, но противоположна по направлению солнечно обусловленной скорости. В приближении, учитывающем лишь возмущения первого порядка, модуляция тепловых солнечных приливных волн крупномасштабной орографией проявляется в возбуждении волн с долготными волновыми числами, равными сумме или разности волнового числа нулевого порядка и орографического волнового числа. Фазовые скорости этих волн отличаются от скорости солнечно обусловленных приливных волн.
Хорошее согласие расчетных и наблюденных возмущений поля температуры свидетельствует о надежности идентификации основных приливных мод. Полученные результаты соответствуют также сделанному ранее Зуреком [113] выводу о том, что мода θ11, -1 должна оказываться сильно возбужденной. Оценки приливных компонентов полей ветра вблизи марсианской поверхности выявили существенный вклад топографически обусловленных мод низких широт. Вблизи 30° ю. ш., где имеют место наиболее сильные ветры, амплитуда изменяющегося в течение суток зонального ветра возрастает в некоторых районах до 40 м/с.
Хотя грубость модели определяет предварительность рассмотренных количественных результатов, они несомненно свидетельствуют о возможности обусловленного крупномасштабной топографией усиления ветра, которое может в некоторых районах вносить существенный вклад в инжекцию пыли в атмосферу в периоды пыльных бурь.
Расчеты Конрата [30] обнаружили также наличие орографически обусловленных мод, распространяющихся в вертикальном направлении. Эти моды не оказывают сколько-нибудь значительного влияния на поля температуры и ветра в нижних слоях атмосферы, но приводят к появлению сильного потока энергии вверх от поверхности. Подобные моды являются, таким образом, возможным источником энергии для верхней атмосферы в период пыльной бури. Однако для количественной оценки распространения энергии в верхнюю атмосферу необходимо более детальное моделирование атмосферы, чем рассмотренное выше.
Согласно работам [53, 54, 65], определенный вклад в стимуляцию процесса развития пыльной бури может вносить сальтация (беспорядочные движения частиц вверх и вниз вблизи поверхности в результате соударения с нею падающих частиц). Изучение физики процесса эрозии и первоначального механизма формирования пыльных бурь вызвало большой интерес к исследованиям условий подъема частиц марсианского грунта с поверхности как путем численных экспериментов, так и моделирования в аэродинамических трубах при условиях, эквивалентных марсианским.
В работе [108] выполнены численные эксперименты с использованием двухмерной модели потока, разработанной для исследования подъема частиц с поверхности в земных условиях, в которую были введены эмпирические поправки с целью учета специфики марсианских условий. Подъем и перенос частиц грунта определяются соотношением подъемной силы и силы трения, которые сильно зависят от числа Рейнольдса.
Как на Земле, так и на Марсе, подъемная сила имеет решающее значение для начала процесса сальтации. Эквивалентность теоретического описания этого процесса определяется из условия равенства отношений динамической скорости v* к пороговой динамической скорости v*t, определяющей начало сальтации. В табл. 4 приведены значения v* для Земли и Марса при различных диаметре частиц D (мкм) и плотности частиц ρр (г/см3) .
Главная специфика Марса состоит в том, что в этом случае сальтация имеет место в пограничном слое, содержащем вязкий подслой, тогда как для Земли характерен диапазон v*t, соответствующий переходной зоне. Толщина вязкого подслоя на Марсе составляет около 1 см. Сравнение траекторий частиц на Земле и Марсе при идентичных v*/v*t показало, что в условиях Марса траектории выше (до 40%) и длиннее. Отношение длины к высоте траекторий на Марсе значительно выше, а угол соударения с поверхностью существенно меньше (обычно меньше 30°), чем на Земле (5–15°). Максимальная вертикальная составляющая скорости частиц w/v* равна примерно одной десятой по отношению к земной, а горизонтальная составляющая скорости (вдоль направления ветра) в марсианских условиях значительно больше, что должно обусловливать более интенсивную эрозию. На основе сочетания экспериментальных данных и двухмерной модели в работе [108] получены оценки, относящиеся к трехмерной модели потока при наличии кратера. Полученные оценки показывают, что в этом случае значительно усиливается процесс эрозии на «теневой» стороне кратера. Этот вывод объясняет природу образования «струй» пылевого материала на поверхности вблизи некоторых кратеров.