Kelvin-Helmholtz-instabilitet

Fra Wikipedia, den frie encyklopedi
Gå til: navigasjon, søk
KH-instabilitet på planeten Saturn.
KH-instabilitet som er synlig i skyer over Mount Duval i Australia.

Kelvin-Helmholtz-instabilitet kan oppstå når det eksisterer et vertikalt skjær i væske eller når det er stor nok fartsforskjell i grenseflaten mellom to væskelag. Teorien kan brukes til å forutse ved hvilket tidspunkt en væske blir instabil og ved hvilket tidspunkt en strøm går over til å bli turbulent i en væske alt etter hvor stor tetthet og fart væskestrømmen har. Herman von Helmholtz studerte dynamikken i to væsker med forskjellig tetthet når det oppstår en liten forstyrrelse, som en bølge, på grenseflaten mellom væskene.

Vi kan tenke oss to væsker med forskjellig tetthet som beveger seg parallelt med forskjellig fart. Hvis en ignorerer overflatespenningen og har bølger med kort nok bølgelengde, vil grenseflaten mellom væskene være ustabil uansett farten til væskestrømmene. Men siden det eksisterer en overflatespenning, vil grenseflaten være stabil for korte bølgelengder, og teorien kan da forutse hvor stor fart væskene må ha for å bli ustabile. Når en har overflatespenning med i teorien kan en forutse når det vil bli dannet bølger i tilfellet vind over vann.

Når fordelingen av tetthet og fart stadig endrer seg (med det lettere laget øverst, slik at væsken er Rayleigh-Taylor-stabil) kan en bruke Richardsontallet, Ri, for å fortutse ved hvilket tidspunkt det oppstår KH-instabilitet. Vanligvis er et lag ustabil for Ri<0,25.

Disse effektene er forholdsvis vanlige i skylag.

Se også[rediger | rediger kilde]