skripta atmosferické optické jevy

ružnice v podobě
kruhového oblouku ve vzdálenosti 22° od slune
alový sloup (viz obr. 20 add 4) také patří mezi poměrně časté halové
P
sp s ním je opticky patrná i ke Slunci bezprostředně přiléhající část horizontálního
kruhu, vzniká mnohem vzácnější halový kříž.
23
3.5.1.5 Vedlejší slunce malého hala

Vedlejší (boční) slunce malého hala (viz obr. 20 add 5) jsou dobře znatelná
zjasnění v úhlové vzdálenosti nejčastěji okolo 22° vpravo nebo vlevo od slunečního
disku a nacházející se ve stejné výši nad obzorem, kde se právě nalézá Slunce.
Vedlejší slunce se mohou jevit jako žlutavé či mdle zbarvené jasné plošky většinou
však ale s duhovým zabarvením s vnitřní stranou (strana blíže k Slunci) načervenalou.
Velmi zřídka se mohou vyskytnout i tak jasná vedlejší slunce, která díky své jasnosti
mohou být na první pohled zaměňována se skutečným Sluncem, které je v daný
okamžik zahaleno hustšími částmi cirrostratovité oblačnosti. Tento případ byl
pozorován v Praze 25. června 1998 okolo 17 hodiny. Nutno však poznamenat, že tyto
jevy vzhledem k neustálým změnám v oblačnosti i atmosféře jsou pozorovatelné
maximálně pár minut, většinou však jen desítek sekund. Vedlejším sluncím se odborně
též říká parhelia.

3.5.1.6 Lowitzovy oblouky

Lowitzovy oblouky (viz obr. 20 add 6) se vyskytují velmi zřídka. Směřují od
parhelií šikmo dolů k malému halu. Vzhledem ke Slunci mají vypuklý tvar
s načervenalým vnitřním okrajem. Nesou jméno po ruském přírodovědci
J.T.Lowitzovi, který je v roce 1794 poprvé popsal.

3.5.1.7 Paranthelia

Paranthelia (viz obr. 20 add 7) jsou vedlejší slunce nacházející se na
horizontálním kruhu v úhlové vzdálenosti 120° od středu slunečního disku. Jejich
pozorování na obloze patří mezi nejvzácnější úkazy.

3.5.1.8 Dotykové oblouky malého hala

Dotykové oblouky malého hala (viz obr. 20 add 8) lze někdy pozorovat u horní a
vzácněji i dolní části malého hala v podobě světlých oblouků či pruhů.

3.5.1.9 Parryho oblouk

Parryho oblouk (viz obr. 20 add 9) se vyskytuje velmi vzácně. Nalézá se poněkud
výše nad malým halem.

3.5.1.10 Dotykové oblouky velkého hala

Také u velkého hala se mohou vzácně vyskytovat dotykové oblouky
(viz obr. 20 add 10), avšak nikoliv v polohách jako je tomu u malého hala. Spodní
dotykové oblouky bývají v našich zeměpisných šířkách obvykle pod obzorem, takže
nejsou pozorovatelné.
24
3.5.1
Protislunce (viz obr. 20 add 11) je vzácným případem
ve vzdálenosti 180° od Slunce. Nachází se přímo proti slun ačné
straně oblohy, než kde se nachází pravé Slunce, tedy ve stejné výšce nad obzorem.
(Poznámka: Nepleťme si tento bod s bodem protislunečním (viz kap. 2.3.1)).
Protislunci se též odborně říká antihelium.

3.5.1.12 Horní cirkumzenitální oblouk

Horní cirkumzenitální oblouk (viz obr. 20 add 12) je vzácným případem
halového jevu. Dotýká se velkého hala v jeho nejvyšším bodě a tvoří součást pomyslné
kružnice se středem v zenitu. Z tohoto oblouku bývá jako světlý, často na dolním
okraji do červena zabarvený pruh patrná zejména část bezprostředně přiléhající
k velkému halu.

.11 Protislunce

výskytu vedlejšího slunce
ečnímu disku na op

12
1
3
8
2
9
54

o označení viz výše)
Obr. 21: Celá plejáda halových jevů pozorovaných v Antarktidě na vysoko zvířených
ledových krystalcích (popisky číselnéh
25
3.6 Soumrakové jevy

rozptylu světla, ale které se nalézají nad rovinou obzoru σ. Naopak
atel P neviděl žádný úsek oblohy osvětlený rozptýleným

Po západu Slunce nebo před jeho východem je část oblohy osvětlována
rozptýleným slunečním světlem, pokud tomu ovšem nebrání úplné pokrytí oblohy
hustými oblaky. Při tom lze pozorovat některé optické úkazy, na jejichž vzniku se
společně podílejí lom, rozptyl a absorpce slunečních paprsků v atmosféře.
Na obrázku 22 vidíme znázorněnou situaci, kdy se Slunce S nalézá pod obzorem
v úhlové hloubce α
S
, plná kružnice představuje povrch zemského tělesa, zatímco
čárkovaná kružnice značí horní hranici té části atmosféry, která účinně rozptyluje
sluneční záření a rovina σ je rovinou ideálního obzoru pozorovatele P. Zmíněný
obrázek zachycuje mezní situaci v okamžiku konce večerního a začátku ranního
astronomického soumraku. Jestliže by bylo Slunce v menší úhlové hloubce pod
obzorem, potom by svazek vyznačených paprsků pronikal do těch oblastí atmosféry,
de dochází sice kk
při větším úhlu α
S
by pozorov
lunečním zářením. s


Obr. 22: Obrázek k výkladu soumraku

Zakreslená mezní situace nastává, jestliže se mezní úhel α rovná přibližně 18°
a z té
rozptyluje světlo. Z obrázku 22 je patrno, že velikost této
oušťky udává úsečka AB = h, a označíme-li ZP = r
Z
velikost středního poloměru
ometrické úlohy vztah:

S
to skutečnosti, spolehlivě ověřené mnoha pozorováními, lze snadno určit tloušťku
té části atmosféry, která
tl
Země, dostaneme řešením elementární trigon






−






= 1
2
cos
S
Z
rh
α







1
26
který po dosazení r
Z
= 6378 km a α
S
= 18° poskytne výsledek h = 80 km. Řešením
aší úlohy jsme dospěli k závěru, že zemská atmosféra účinně rozptyluje sluneční
zářen
ění.
tzv. občanský soumrak, za nějž se
ovažuje doba po západu (popř. před východem) Slunce, pokud světelné poměry
lačné obloze bývá tato podmínka splněna,
ení-li Slunce více než 6 až 8° pod obzorem.
řmo).
stliže se Slunce večer postupně blíží k obzoru, dostává načervenalé zabarvení a
jeho tvar se stává vertikálně poněkud zploštělý a celkově zdánlivě mírně zvětšený.
Nejvíce červená je dolní část slunečního disku, směrem nahoru na něm převládá žlutá
barva a ve vzácných případech může horní okraj disku mít i zelený nádech. Souhrnně
se tato barevná škála nazývá soumrakovými barvami.
Soumrakové barvy se považují za fotometeory pozorované při východu a západu
Slunce. Tvoří se lomem, rozptylem a selektivní absorpcí slunečního záření při
průchodu atmosférou, jak již bylo výše popisováno. O nejčastějších formách
soumrakových jevů je pojednáno níže.

3.6.1 Fialová záře
n
í až do výšek kolem 80 kilometrů.
Uvědomíme-li si, že v době letního slunovratu klesá Slunce na naší zeměpisné
šířce pouze asi 16,5° pod obzor, potom je zřejmé, že v této části roku (po dobu asi tří
týdnů) trvá u nás astronomický soumrak celou noc, tj. nedochází k úplnému setm
Od astronomického soumraku se odlišuje
p
umožňují četbu běžného tisku. Při bezob
n
V době soumraku lze pozorovat tzv. soumrakové jevy, z nichž k nejznámějším
patří červánky. Zvláště intenzívní červánky bývají pozorovány v případech
nadměrného zakalení atmosféry aerosolovými částicemi, například po sopečných
výbuších, velkých prachových bouřích a také při značném obsahu vodního aerosolu
v atmosféře (kou
Je


Fialová záře je záře pozorovaná na bezoblač če velkého
světelného kruhu. Šíří se vzhůru od obzoru, za nímž se nalézá Slunce. Její intenzita i
velikost se zvětšují až do polohy Slunce 3° až 4°

pod obzorem, mizí při poloze Slunce
6° pod obzorem. Celý jev trvá asi 20 až 30 minut a jeho intenzita vzrůstá s
průzračností vzduchu a s nadmořskou výškou místa pozorování.

3.6.2 Zelený paprsek

Zelený paprsek je převážně zelené krátkodobé zabarvení oblohy, často jen
záblesk, vycházející zdánlivě z vrchního okraje slunečního nebo měsíčního kotouče při
jejich východu nebo západu. Je pozorovatelný pouze tehdy, je-li obzor zřetelně
viditelný, tj. bez výskytu zákalu nebo kouřma. Vysvětluje se lomem a rozptylem světla
blízko obzoru, a to nejčastěji nad rovnou mořskou hladinou nebo při pozorování na
horách nad rovnou horní hranicí nízkých vrstevnatých oblaků. Ve zvlášť průzračném
vzduchu může být tento paprsek až namodralý.

né obloze ve tvaru výse
27
3.6.3 Ostatní soumrakové jevy

které mají
podo
Mezi další soumrakové jevy patří např. i soumrakový oblouk, což je vlastně stín
Země pozorovatelný na protější straně, než kde se nachází Slunce. Má tvar kruhové
úseče a má tmavomodrou barvu, často s fialovým nádechem.
Podobným jevem jsou i krepuskulární (soumrakové) paprsky,
bu temných pruhů ve směru slunečních paprsků. V podstatě jsou to stíny oblaků,
promítající se na pevné nebo kapalné částice, vznášející se v atmosféře.

3.6.4 Zdánlivé zvětšení slunečního nebo měsíčního disku

Ačkoliv zdánlivé zvětšení slunečního nebo měsíčního disku nepatří mezi
soumrakové jevy, pojednáme o nich zde už jen z toho důvodu, že jsou se západem či
východem Slunce či Měsíce spojeny.
Princip zdánlivého zvětšení slunečního nebo měsíčního disku jednoduše
vysvětluje už obr. 5 (viz strana 8). Vznik tohoto jevu je založen na lomu světelných
paprsků při průchodu atmosférou, kdy se Slunce nebo Měsíc nacházejí poblíž obzoru.
Lom ů je vysvětlen v úvodních partiích této práce, takže se již nebudeme jeho
výkladem dále zabývat.
Jednoduchá geometrie nám ozřejmí, jak k tomuto jevu dochází. Obrázek
nepotřebuje většího výkladu. Pozorovatel vnímá sluneční nebo měsíční disk jednak
mírně zvětšený a jednak také o něco výše (bod B‘), než kde se ve skutečnosti nachází
(bod B). Průměr zdánlivě zvětšeného kotouče je vyjádřen písmenem d’. Tečna k místu
pozorovatele vyjadřuje ideální horizont.
Při východu či západu Slunce či Měsíce dochází občas také k zčervenání jejich
kotoučů. Příčinou tohoto jevu je opět kromě lomu a rozptylu světla také absorpce, jak
již bylo výše uvedeno. Absorpce je způsobena zejména aerosolem přítomným
v atmosféře, zvláště kouřmem nebo zákalem. Voda, jak je známo, účinně pohlcuje
ultrafialové záření, tedy záření o krátkých vlnových délkách a tudíž také částečně i
fialovou složku viditelného světla. Čím více je voda ve formě jemného aerosolu
v atmosféře přítomna, tím více je fialová složka slunečního světla odfiltrována a tím
více vynikne barva červená.
Ke zvýraznění c oha slunečního nebo
měsíčního disku na obloze. Z obrázku 5 je patrné, že čím blíže obzoru Slunce nebo
Měsí
paprsk
elého jevu účinně přispívá také pol
c jsou, tím širší vrstvou znečištěné atmosféry musí jejich světlo procházet a tím
červenější nádech získávají.



28
4 OSTATNÍ OPTICKÉ ÚKAZY

elekt
V atmosféře lze pozorovat optické úkazy, z nichž některé nejsou zahrnovány do
skupiny fotometeorů. Mezi neznámější a nejhojněji se vyskytující patří zástupci
rometeorů jakými jsou blesky či Eliášův oheň. Dalšími optickými úkazy, které
vznikají v atmosféře a které zde můžeme pozorovat jsou polární záře,
Bishopův kruh, Tyndallův jev a meteory.


4.1 Blesky

Blesky jsou výboje atmosférické elektřiny vznikající při bouřkách, jež spolu s
hřměním provázejí. Bouřky rozlišujeme podle vzniku na bouřky frontální a místní –
vznik
dochází k výboji mezi různě
nabit
ající tzv. z tepla. Hlavním stavebním kamenem bouřky je mohutný oblak druhu
Cumulonimbus.
Výboje atmosférické elektřiny mohou probíhat uvnitř bouřkových oblaků nebo
mezi jednotlivými oblaky navzájem, anebo mezi oblakem a zemí, která plní formu
kladně nabitého kondenzátoru. Ve všech třech případech
ými oblastmi formou rychle probíhajícího blesku.
Blesky podle vzhledu dělíme na:

4.1.1 Čárový blesk

Je to nejčastější forma blesku. Má tvar lomené nebo klikaté, jasně svítící jediné
čáry, která je dráhou elektronů pohybujících se rychlostí blížící se rychlosti desetiny
rychlosti světla, tedy 3.10
4
km/s. Záblesk výboje trvá řádově tisíciny sekundy.

4.1.2 Rozvětvený blesk

Připomíná kořenový systém stromu s hlavní větví a postranními větvemi
(viz obr. 23). Právě ve větvení proudového kanálu je spatřována nebezpečnost tohoto
stošící schopnost než blesk čárový.
4.1.3
blesku, neboť má větší pu

Kulový blesk

Je zvláštní a dodnes ne zcela prozkoumanou formou blesku. Svou podobou
připomíná kulatý svíticí míček o průměru 3 až 20 cm. Vzniká zpravidla při silných
bouřích, po četných výbojích běžných blesků, za deště, ale i při obloze bez mráčku.
Doba jeho trvání je od několika sekund až do minuty. Rychlost jeho pohybu je
nepatrná, několik sekund může setrvat i na místě. Nesvítí jasně, přibližně jako menší
elektrická žárovka, barva je od nejasně červené přes oranžovou až po bílou. Někdy
jiskří a točí se.
Podle teorie akademika P.L.Kapicy, která je dodnes považována za velmi blízkou
skutečnosti, je kulový blesk shluk plasmy, tj. ionizovaného plynu, složeného ze směsi
29
iontů vzduchu a molekul vody vytvářejících složité komplexy, tzv. klastery. Avšak
v posledních letech se objevují nové pohledy na fenomén kulového blesku a Kapicova
teori
ež se utvořily redukcí
křem
4.1.4 Plošný blesk
e je stále více napadána. S velmi zajímavou teorií přišli novozélandští vědci
J.Abrahamson a J.Dinniss, kteří podstatu existence kulového blesku spatřují
v chemické reakci chomáčku hořících křemíkových par, j
íku z křemičitanů nalézajících se na zemském povrchu v místě, kde udeřil
klasický blesk.


lošný blesk, lidově nazývaný blýskavice, je bezhlučný bělavý záblesk části
bouř

P
kového oblaku, trvající zlomek sekundy.



Obr. 23: Rozvětvený blesk

30
4.2 Eliášův oheň

Při bouřkách může na hrotech a vyvýšených kovových předmětech docházet
k naa
lodních stěžňů. Výskyt Eliášova ohně
popisuje řada historických análů – například se o nich můžeme dočíst v Kolumbových
nebo ze zpráv o Cézarových vojenských nájezdech z dob starého
tenzita hrotových výbojů a výraznost právě zmíněných doprovodných jevů je
úměr
tšuje s rostoucí rychlostí větru.
kumulování náboje a k výbojům atmosférické elektřiny. Silné hrotové výboje
jsou provázeny i zvukovými efekty (praskáním) a někdy dobře patrnými zrakovými
vjemy spočívajícími v jiskření a sršení. Tento úkaz je označován též jako oheň
svatého Eliáše či Eliášovo světlo.
Už od historie provází Eliášův oheň především námořníky, neboť byl pozorován
za silných mořských bouřích na vrcholcích
lodních denících
Říma.
In
ná rozdílu elektrického potenciálu mezi uzemněným bodovým vodičem a
okolním vzduchem, což je totéž jako potenciální rozdíl mezi zemským povrchem a
hladinou ovzduší, kde se daný bodový vodič nalézá. Intenzita hrotových výbojů se
také poněkud zvě
31
4.3 Polární záře

Z hlediska vzhledu mají polární záře (viz obr. 24) buď paprsčitou nebo
nepaprsčitou strukturu. V prvém případě jde zpravidla o rychle se pohybující světelné
jevy ve tvaru barevných paprsků, závěsů, drapérií apod. Druhý typ bývá pozorován
v podobě nepohyblivých nebo jen málo pohyblivých oblouků, popř. pouze difúzního
světla.
Polární záře se nejčastěji vyskytují v em zemských magnetických
ejich výskytu bývá přibližně podél kružnice vedené po zemském
glóbu v úhlové vzdálenosti cca 20 – 25° od zmíněných pólů. Zde bývá tento úkaz
pozo
vzduchu, tedy ve výškách od 80 do
1000 km nad zemským povrchem.
V důsledku sluneční aktivity proniká do oblasti planety Země tok elektricky
nabitých částic vyvrhovaných Sluncem, které po zachycení zemským magnetickým
polem začnou v souladu se zákony magnetohydrodynamiky vykonávat spirálovitý
pohyb podél jednotlivých siločar vycházejících ze zemských magnetických pólů.
Zmíněný spirálovitý pohyb se po přiblížení na určitou vzdálenost k zemskému
magnetickému pólu zastavuje a daná částice se začne obdobným způsobem pohybovat
nazpět do oblasti protilehlého magnetického pólu, kde se celý děj opakuje. Takto se
elektricky nabité částice dostávají v okolí zemských pólů do hladin, kde dochází
k interakcím mezi nimi a molekulami zředěného vzduchu. V důsledku těchto srážek
jsou molekuly a atomy vzduchu při změnách svých kvantových stavů excitovány a
emitují pak záření odpovídající příslušným spektrálním čárám.
Intenzita a výskyt polárních září silně závisí na sluneční činnosti a v obdobích
jejího značného zesílení můžeme tento jev vzácně pozorovat i v našich zeměpisných
šířkách, jako tomu bylo na počátku dubna 2000, nebo v říjnu a listopadu 2003.

oblastech kol
pólů, největší četnost j
rován i více než stokrát ročně. Polární záře se vytvářejí interakcí elektricky
nabitých částic s molekulami silně zředěného


Obr. 24: Polární záře
32
4.4 Tyndallův jev
4.5

Tyndallův jev je založen na difúzním rozptylu světla procházejícím opticky
heterogenní soustavou, projevující se tím, že dráha paprsku procházejícího dispersí
pozorovaná kolmo k jeho směru, je viditelná. Z bílého světla se rozptylují nejvíce
záření o kratší vlnových délkách a rozptýlené světlo pak nese modrobílý nádech.

Bishopův kruh

Bishopův kruh je zvláštní a ojedinělým optickým jevem. Lze jej pozorovat za
jasné oblohy jako červenohnědý prstenec kolem Slunce, jehož vnitřní okraj má
rozměry kolem 10° a vnější kolem 20°. Při snižování výšky Slunce nad obzorem se
oba poloměry zvětšují. Vzniká ohybem světla na pevných částicích, obvykle
vulkanického původu.
Úkaz je nazván podle S. Bishopa, který jej poprvé pozoroval a popsal 5. září
1883 v Honolulu po výbuchu sopky Krakatoa.

4.6 Meteory

Meteor je optický úkaz pozorovaný na temné obloze v podobě na okamžik
zazářicí jasné světelné úsečky. Jeho příčinou je malé tělísko o velikosti obvykle řádu
mikrometrů až milimetrů obíhající po eliptické dráze kolem Slunce rychlostí v řádech
kilometrů za sekundu. Dojde-li k náhodnému setkání tělíska se Zemí, vniká toto
tělísko do našeho ovzduší a svým průletem atmosférou se silně zahřívá a budí okolní
částice vzduchu k záření. Při průletu atmosférou dochází na straně tělíska
k roztavování povrchových vrstev popř. i celého tělesa vlivem tření tělíska o molekuly
vzduchu.
Během noci lze napozorovat několik náhodných meteorů, avšak v určitých
časových obdobích během roku se setkáváme s pravidelnými meteorickými roji.
Nejznámějšími jsou Perseidy, které pozorujeme v nocích mezi 10. a 14. srpnem.
Někdy můžeme napozorovat i více než 100 meteorů za hodinu. Mnoho meteorických
rojů vzniká oddělováním částic z určité komety. Meteorické roje jsou pojmenovány
podle souhvězdí, ze kterého zdánlivě vyletují a zdánlivý bod na nebeské klenbě, odkud
se pozorovateli jeví, že odtud meteory vyletují, se nazývá radiant.
Tělesa jejichž průlet atmosférou pozorujeme jako meteory nikdy nedosahují
zemského povrchu, neboť se v zlomcích sekundy vypaří do atmosféry. Ty, která při
průletu atmosférou dosahují jasu většího nebo srovnatelného s planetou Venuší
(asi -4 magnitudy), nazýváme bolidy. Největší z nich o velikosti v řádech centimetrů a
větší, však již mohou ve vzácných případech zemského povrchu dosahovat.
33
Seznam použité literatury

[1]

Astapenko P.D., Kopáček J.: Jaké bude počasí ?, Lidové nakladatelství Praha,
1987
[2] Bednář J. a kol.: Meteorologický slovník výkladový a terminologický,
Academia Praha, 1993
[3] Bednář J.: Pozoruhodné jevy v atmosféře, Academia Praha, 1989
[4] Čerman R.: Rekordy-neživá příroda, Mapa Slovakia, Bratislava, 1999
[5] Kobzová E.: Počasí, Rubico Olomouc, 1998
[6] Munzar J.: Malý průvodce meteorologií, Mladá fronta Praha, 1989

 RNDr. Petr Skřehot, 2004
Ilustrace převzaty z publikací:
Jaké bude počasí? (obr. 1), Pozoruhodné jevy v atmosféře (obr. 2- 4, 6-12, 20, 22)
Vydala:  Meteorologická Operativní Rada (M.O.R.),
sekce odborných studií a popularizace meteorologie (SOSPM), Praha, 2004

34