Kelvin-Helmholtz-instabilitet

Frå Wikipedia – det frie oppslagsverket
Gå til: navigering, søk
KH-instabilitet på planeten Saturn
KH-instabilitet som er synleg i skyer over Mount Duval i Australia

Kelvin-Helmholtz-instabilitet kan oppstå når det eksisterer eit vertikalt skjer i væske eller når det er stor nok fartsskilnad i grenseflata mellom to væskelag. Teorien kan brukast til å slutte seg til når ei væske blir instabil og når ein straum går over til å bli turbulent i ei væske alt etter kva tettleik og fart væskestraumen har. Herman von Helmholtz studerte dynamikken i to væsker med forskjellig tettleik når det oppstår ei lita forstyrring, som ei bølgje, på grenseflata mellom væskene.

Vi kan tenkje oss to væsker med forskjellig tettleik som beveger seg parallelt med forskjellig fart. Viss ein ignorerer overflatespenninga og har bølgjer med kort nok bølgjelengde, vil grenseflata mellom væskene vere ustabil uansett farten til væskestraumane. Men sidan det eksisterer ei overflatespenning, vil grenseflata vere stabil for korte bølgjelengder, og teorien kan då brukast til å rekne ut kva fart væskene må ha for å bli ustabile. Når ein har overflatespenning med i teorien kan ein lage prognose for kva tid det blir danna bølgjer i tilfellet vind over vatn.

Når fordelinga av tettleik og fart stadig endrar seg (med det lettare laget øvst, slik at væska er Rayleigh-Taylor-stabil) kan ein bruke Richardsontalet, Ri, for å rekne ut kva tid det oppstår KH-instabilitet. Vanlegvis er eit lag ustabil for Ri<0,25.

Desse effektane er forholdsvis vanlege i skylag.

Sjå óg[endre | endre wikiteksten]

Bakgrunnsstoff[endre | endre wikiteksten]