Vlnky na nočních svítících oblacích

Aktualizace: srp 14

Na úvod bych rád vysvětlil, co to noční svítící oblaka jsou. Noční svítící oblaka (NLC) jsou de facto nejvýše položená oblačnost, kterou lze pozorovat. Nachází se v části atmosféry, jíž označujeme jako mezosféra. NLC se nacházejí přibližně ve výškách 76 – 85 km. Tato oblaka se skládají z ledových krystalků a lze je pozorovat pouze za astronomického soumraku. Slunce tedy musí být pod horizontem pozorovatele. Pozorovat je můžeme majoritně v letních měsících mezi 50 ° až 70 ° zeměpisné šířky. Jedná se o slabou oblačnost, která přes den není vidět. NLC lze pozorovat jen v noci, kdy oblaka osvěcuje Slunce zpod obzoru.

Obr. 1: Ukázka NLC. Foto: David Gorný


NLC se skládají z ledových krystalků o velikosti, která většinou nepřesahuje 100 nm. Tato oblačnost zde vzniká přímou depozicí vodní páry na drobné částice aerosolu nebo může také docházet k homogenní nukleaci v amorfní pevnou vodu s nepravidelnou krystalovou mřížkou. Zdroje prachu a vodní páry v horní atmosféře doposud nejsou zcela objasněny. Předpokládá se, že prach pochází z mikrometeorů , a také ze sopek a z troposféry. Vlhkost by mohla pocházet z troposféry průniky přes tropopauzu, rovněž by se mohla tvořit v důsledku chemických reakcí metanu s hydroxylovými radikály (OH) ve stratosféře.


Mezosféra obsahuje velice málo vlhkosti, ledové krystalky se tak mohou tvořit při teplotách okolo – 120 °C. Z toho vyplývá, že NLC se formují při podmínkách, kdy je horní mezosféra chladnější. Tyto podmínky nastávají především v létě v důsledku sezónních změn vertikálních větrů v těchto částech atmosféry. V letním období zde vzduch stoupá a adiabaticky se ochlazuje, v zimě klesá a adiabaticky se otepluje. Z toho důvodu nelze NLC pozorovat za polárním kruhem, protože zde není v letním období Slunce dostatečně nízko pod obzorem, byť jsou zde NLC přítomna. Nad polárními oblastmi bývá v letním období mezosféra nejchladnější, čili zde se právě NLC majoritně vyskytují.


Ultrafialové záření ze Slunce rozděluje molekuly vody od sebe, čímž snižuje množství vlhkosti potřebné k tvorbě NLC. Záření se mění v závislosti na slunečním cyklu. Satelity sledovaly pokles jasnosti NLC se zvýšením ultrafialového záření za poslední dva sluneční cykly. Bylo zjištěno, že změny jasnosti NLC následují změny intenzity ultrafialového záření zhruba o rok. Důvod tohoto zpoždění není dosud znám.


Rozdělení NLC do typů


NLC lze také rozdělit do 4 typů. V rámci klasifikace rozdělujeme typy: Veils (závojový), Bands (Pruhový), Billows (Vlnový), Whirls (Víry). Viz obr. 2.


Obr. 2: Základní členění NLC vyjádřeno schematicky. Foto: David Gorný


I: Veils


Tento typ představují velice jemná NLC, která postrádají definovatelnou strukturu. Často se vyskytují současně s jinými typy NLC. Svými tvary připomínají cirry, konkrétně vláknitou (fibratus) strukturu. Mohou také světélkovat. Veils jsou nejjednodušší forma NLC a často předcházejí NLC s dobře definovanou strukturou.


Obr. 3: NLC typu veils. Zdroj: cloudatlas.wmo.int


II: Bands


NLC nabývají vzhledu dlouhých pruhů, často se vyskytují ve skupinách uspořádaných zhruba rovnoběžně nebo se protínají v ostrých úhlech. Občas lze spatřit izolovaný pruh. Existují dvě skupiny tohoto typu:

IIa: Skládá se z pruhů s rozptýlenými, rozmazanými okraji

IIb: Mají ostré hrany


Obr. 4: NLC typu bands IIa. Zdroj: cloudatlas.wmo.int

Obr. 5: NLC typu bands IIb (na obrázku se také nacházejí billows IIIa, bands IIa, a veils). Zdroj: cloudatlas.wmo.int


III: Billows


Toto uspořádání tvoří těsně rozložené, zhruba paralelní krátké pruhy. Vzdálenost mezi sousedními vlnkami se pohybuje od asi 1 km do 10 km. Vlny občas leží na dlouhých pásech, které vytvářejí vzhled hřebene nebo peří. Mohou se objevovat osamoceně na pozadí typu veils. Vlny také občas mění svůj tvar a uspořádání, nebo se objeví a zmizí během několika minut. Tento typ nočního cloudu lze také rozdělit do dvou skupin:

IIIa: Skládá se z krátkých, rovných a úzkých pruhů

IIIb: Vyznačuje se vlnovitou strukturou s patrným zvlněním


Obr. 6: NLC typu billows IIIb. Zdroj: cloudatlas.wmo.int


IV: Whirls


Jedná se o částečné nebo ve výjimečných případech úplné kruhy NLC s tmavými středy. Někdy jsou vidět ve formě závojů, pruhů nebo vln. Lze pozorovat tři skupiny:

IVa: Skládá se z vírů s malým poloměrem zakřivení (0,1 ° − 0,5 °) a mohou se objevit jako malé světlé hřebeny vypadající jako vlnky světla na vodní hladině

IVb: Mají podobu jednoduchého ohybu jednoho nebo několika pásů s poloměrem zakřivení 3 ° -5 °

IVc: Mají rozsáhlou prstencovou strukturu


Obr. 7: NLC typu whirls IVa. Zdroj: cloudatlas.wmo.int


Obr. 8: NLC typu whirls IVc. Zdroj: cloudatlas.wmo.int


Komplexní struktury NLC


NLC mohou vytvářet složité struktury, kde lze současně vidět více forem. Není výjimkou, že se vyskytují dvě protínající se skupiny dlouhých pásů NLC, které zapříčiňují vznik jasných uzlů. Složité struktury lze rozdělit takto:

O: Forma, která neodpovídá žádnému typu I – IV

S: NLC s jasnými uzly ve struktuře

P: Billows překračující formy bands

V: Struktura podobná síti


Jak se mohou vytvořit vlnky na nočních svítících oblacích?


Kolegovi Martinu Popkovi se podařilo vyfotit NLC typu IIIb. Struktura NLC na snímku (obr. 9) se podobá oblačnosti při Kelvin-Helmholtzově instabilitě (KHI). Ke KHI obvykle dochází, když se vyskytne v jedné kontinuální tekutině nebo plynu střižná rychlost nebo musí existovat rozdíl rychlosti na rozhraní dvou tekutin/plynů (nebo také na rozhraní tekutina-plyn). Obvykle se tak děje, když vítr fouká nad vodní hladinou. Při KHI dochází k turbulentnímu proudění v tekutinách/plynech s různými hustotami, které se pohybují různými rychlostmi.


Obr. 9: Struktura KHI na NLC. Dle klasifikace můžeme určit typ billows IIIb. Foto: Martin Popek


Fritts a kol. (2014) se své publikaci zaměřené na tuto problematiku využili přímé numerické simulace, které za pomocí Navier-Stokesovy rovnice zkoumají závislost dynamik KHI a efektů pro různé parametry prostředí. Navierova-Stokesova rovnice popisuje proudění nestlačitelné newtonovské tekutiny, která se tedy řídí Newtonovým zákonem viskozity. Rovnice má tvar:

Kde u je rychlost, t je čas, ρ je hustota, p je tlak, v je kinematická viskozita a g je gravitační zrychlení. Tučně jsou zvýrazněny vektory. Jinými slovy lze rovnici interpretovat na levé straně jako součet změny rychlosti v čase a konvekčního zrychlení, na pravé straně se nachází součet zrychlení způsobeného tlakovým gradientem, zrychlení potřebné k překování třecích sil a gravitačního zrychlení. Divergenci u∙∇ lze rozepsat jako:

Laplaceův operátor lze interpretovat jako rozdíl mezi rychlostí v bodě a střední rychlostí v malém okolním objemu. To znamená, že pro nestlačitelnou newtonovskou tekutinu viskozita funguje stejně jako vedení tepla, tedy jako difúze hybnosti.


Předpokládejme, že průměrný tok má počáteční horizontální pohyb daný vztahem:

Kde u0 a h je předpokládaná rychlost a rozsah uvažované instabilní střižné vrstvy. Počáteční vztlaková frekvence N, která je konstantní s nadmořskou výškou a minimální velikost Richardsonova čísla umožní rozvoj KHI. Richardsonovo číslo (Ri), které se využívá pro posuzování míry vertikální instability atmosféry z termického i dynamického hlediska především v mezní vrstvě atmosféry, můžeme definovat jako:

Kde z je nadmořská výška. Pokud je Ri menší jak ¼ může docházet k rozvoji turbulence a tedy i KHI.


S ohledem na délkové, časové a rychlostní stupnice h, periodu vztlaku Tb = 2π/N a u0, lze Navier-Stokesovy rovnice psát jako:

Kde u = (u, v, w) je rychlostní vektor, θ je potenciální teplota, Pr je Prandtlovo číslo, které se rovná podílu kinematické viskozity a součinitele teplotní vodivosti (Pr = ν/α). Dále Re je Reynoldsovo číslo, což je bezrozměrná veličina a dává do vztahu setrvačné síly a viskozitu. Lze pomocí něj určit, jestli se jedná o proudění laminární, nebo turbulentní. Předpokládejme, že Re je definováno vztahem:

λKH označuje vlnovou délku, která musí být dostatečně velká, aby mohla vzniknout silná KHI a turbulence. Re se ideálně pohybuje od 2000 do 10 000 (Fritts a kol., 2014). Re s hodnotami přibližně 2 000, 8 000 a 32 000 jsou vhodné pro KHI v nadmořských výškách, kde se vyskytují NLC. Parametry Re pak mají hodnoty: Ri ~ 0,1, Tb ~ 400 s, ν ~ 1 m2s-1 a λKH ~ 2.5, 5 a 10 km (Fritts a kol., 2014). KHI, které mají menší Ri nebo Tb nebo větší λKH, budou mít větší Re. Numerické analýzy studie Fritts a kol., (2014) naznačují, že vyšší Re (10 000 ve srovnání s 2 500) poskytuje podobnou dynamiku KHI, ale rychlejší sekundární nestabilitu (Fritts a kol., 2003, 2012)


Vliv velikosti Ri na KHI a struktury sekundární instability


Fritts a kol. (2014) očekávají, že KHI při Ri ~ 0,05 až 0,20 a dostatečně vysokém Re se přiblíží od nejsilnějších po nejslabší události, které se vyskytují na krátkých časových měřítkách ve zvrstveném prostředí horní části mezosféry a spodní části termosféry. Proto jako příklady poblíž vrstvy NLC byly použity hodnoty Ri = 0,05, 0,10 a 0,20. Příklady těchto vývojových toků pro Re = 2500 jsou zobrazeny v intervalech 0,5 Tb na obrázcích 10 – 12 po dosažení sekundární instability. Obrázky pro Ri = 0,05 a 0,10 na obrázcích 10a, 10b, 11a a 11b pokrývají pouze 1 Tb, protože přechod k turbulenci je u těchto Ri relativně rychlý.


Obr. 10: (a) proudové a (b) horizontální průřezy velikosti vorticity, které ukazují sekundární instabilitu KHI a vývoj turbulence v intervalech 0,5 Tb pro Ri  = 0,05 a Re  = 2500. C) horizontální trojrozměrný pohled na sekundární instabilitu. Podle (Fritts a kol., 2014)


Obr. 11: Jak na obrázcích  10a a 10b, ale pro pro Ri  = 0,10 a Re  = 2500. Podle (Fritts a kol., 2014)

Obr. 12: Jak na obrázcích  10a a 10b, ale pro Ri  = 0,20 a Re  = 2500. Podle (Fritts a kol., 2014)


Časové řady zobrazené na obrázcích  10 – 12 odhalují silnou závislost Ri primární KHI na umístění a charakteru sekundární instability a vývoje turbulence. Je  vidět, že nejsilnější počáteční střižný tok pro Ri = 0,05 vede k hlubokým a širokým (proudovým) vlnám KH a k sekundární instabilitě většího měřítka. Sekundární instabilita v tomto případě vzniká na vnější části vln KH (viz obrázek vlevo a uprostřed na obrázcích  10a a 10b). Dynamika sekundární instability pro Ri  = 0,05 ale také vede k intenzivnější turbulenci a rychlejšímu rozpadu vln po generaci turbulence, ve srovnání s větším Ri. Případ s Ri = 0,10 (obrázek  11) demonstruje KHI s vlnami, které jsou mělčí a méně prodloužené po proudu než pro Ri  = 0,05, ale zase jsou mnohem hlubší, se silnější instabilitou, než pro Ri  = 0,20. Po porovnání obrázků 10 a 11vidíme, že přechod na turbulenci je rychlejší pro Ri = 0,05 než pro Ri = 0,10. Nejslabší počáteční střih pro Ri = 0,20 (obrázek 12) poskytuje mělké vlnky, postupnější vývoj a mnohem slabší instabilitu. Vývoj sekundární nestability pro Ri  = 0,20 se znatelně liší od vývoje pro Ri  = 0,05 a 0,10. Na obrázku 12 vidíme, že sekundární instabilita pro Ri = 0,20 vzniká zpočátku v jádru vlny. Vlny mají do značné míry proudový vzhled a rozpínají se (vodorovně a svisle) tak, že zabírají vlnu nad 2,5 Tb, což je rozdíl od Tb při Ri = 0,05 a 0,10.


Událost výrazné KHI pozorované 24. června 2009


Tato pozorovaná událost (obr. 13) byla zřejmě zahájena malými gravitačními vlnami (GW) s horizontálními vlnovými délkami λ h ~ 20 – 30 km. Podmínky nasvědčovaly, že se GW brzy rozbijí, ale nestalo se tak. Zdá se, že GW místo toho iniciují výraznou a hlubokou KHI, pravděpodobně kvůli přispění střihu větru s malými hodnotami Ri. Lze očekávat, že vlny KHI budou vyrovnány přibližně v rovině šíření GW (~ 30° severovýchodně), pokud střih větru doprovázející pozorované GW dominuje místním Ri. Pokud ale existuje významný střední střih kromě střihu, který byl vyvolán pozorovanými GW, mohou být vlny KHI odkloněny od primárních GW. V tomto případě střední střih pravděpodobně způsobí, že rovina KHI bude téměř zonální. Nezávisle na jejich orientaci se zdá, že KH vlny vznikají proti proudu a doprovázejí jasnou, sestupnou GW fázi po souvislé, stabilní a jasné vzestupné fázi zarovnané s linií viditelnosti pozorovanou vpravo dole na každém snímku na obrázku 13. Rovněž se zdá, že zůstanou ve stejné nadmořské výšce, ve které se vyvíjejí. Vzhledem k iniciaci a umístění KHI na obrázku 13 vůči GW a vzhledem k sekundární instabilitě v KH vlnách je pravděpodobné, že k formaci přispívají jak GW, tak i střední střih.


Obr. 13: Žluté ovály zvýrazňují vývoj jedné vlny. Časový rozdíl mezi jednotlivými snímky je 1 min. Podle (Fritts a kol., 2014)


Diskutované podmínky by mohly vést k vytvoření KHI na NLC, roli zde také mohou hrát mělké gravitační vlny. Každopádně výzkum tohoto jevu je stále v rané fázi a existuje zde mnoho neznámých. Podrobnější informace v článku: Quantifying Kelvin‐Helmholtz instability dynamics observed in noctilucent clouds: 2. Modeling and interpretation of observations (Fritts a kol., 2014).

© 2019 Meteo-Beskydy | Všechna práva vyhrazena