Микротурбулентность
Микротурбулентность — это форма турбулентности , которая меняется на небольших расстояниях. (Крупномасштабная турбулентность называется макротурбулентностью.)
Звездный
[ редактировать ]Микротурбулентность — один из нескольких механизмов, которые могут вызвать уширение линий поглощения в звездном спектре. [1] Звездная микротурбулентность варьируетсяс эффективной температурой и поверхностной силой тяжести. [2]
Микротурбулентная скорость определяется как микромасштабнетепловая составляющая скорости газа в области спектральногоформирование линии. [3] Конвекция — это механизм, который, как полагают, отвечает за наблюдаемое турбулентное поле скоростей как у звезд малой массы, так и у массивных звезд.При исследовании спектроскопом скорость конвективного газа вдоль луча зрения вызывает доплеровские сдвиги в полосах поглощения. Именно распределение этих скоростей вдоль луча зрения приводит к микротурбулентному уширению линий поглощения у звезд малой массы, имеющих конвективные оболочки. У массивных звезд конвекция может присутствовать только в небольших областях под поверхностью; эти зоны подповерхностной конвекции могут возбуждать турбулентность на поверхности звезды посредством излучения акустических и гравитационных волн. [4] Сила микротурбулентности (обозначается ξ , в км с −1 ) можно определить путем сравнения уширения сильных линий со слабыми линиями. [5]
Магнитный ядерный синтез
[ редактировать ]Микротурбулентность играет решающую роль в переносе энергии во время экспериментов по магнитному ядерному синтезу, таких как токамак . [6]
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Де Ягер, К. (1954). «Высокоэнергетическая микротурбулентность в солнечной фотосфере». Природа . 173 (4406): 680–1. Бибкод : 1954Natur.173..680D . дои : 10.1038/173680b0 . S2CID 4188420 .
- ^ Монтальбан, Дж.; Нендвич, Дж.; Хейтер, У.; Купка, Ф.; и др. (1999). «Влияние параметра микротурбулентности на диаграмму цвет-величина» . Отчеты о прогрессе в физике . 61 (С239): 77–115. Бибкод : 2007IAUS..239..166M . дои : 10.1017/S1743921307000361 .
- ^ Кантиелло, М. и др. (2008) (15 февраля 2024 г.). «О происхождении микротурбулентности в горячих звездах» (PDF) .
{{cite journal}}: Для цитирования журнала требуется|journal=( помощь ) CS1 maint: числовые имена: список авторов ( ссылка ) - ^ Кантиелло, М. и др. (2009); Лангер, Н.; Бротт, И.; Де Котер, А.; Шор, Северная Каролина; Винк, Дж.С.; Фоглер, А.; Леннон, диджей; Юн, С.-К. (2009). «Зоны подповерхностной конвекции в горячих массивных звездах и их наблюдаемые последствия». Астрономия и астрофизика . 499 (1): 279. arXiv : 0903.2049 . Бибкод : 2009A&A...499..279C . дои : 10.1051/0004-6361/200911643 . S2CID 55396719 .
{{cite journal}}: CS1 maint: числовые имена: список авторов ( ссылка ) - ^ Брайли, Майкл (13 июля 2006 г.). «Свойства звезд по спектральным линиям: Введение» . Университет Висконсина . Архивировано из оригинала 23 ноября 2007 года . Проверено 21 мая 2007 г.
- ^ Невинс, WM (21 августа 2006 г.). «Проект плазменной микротурбулентности» . Ливерморская национальная лаборатория Лоуренса . Архивировано из оригинала 20 июля 2011 года . Проверено 21 мая 2007 г.
Внешние ссылки
[ редактировать ]- Лэндстрит, Джей Ди (21–25 августа 2006 г.). «Наблюдение атмосферной конвекции в звездах». Симпозиум №. 239 – Конвекция в астрофизике . Прага, Чехия: Международный астрономический союз . Бибкод : 2006IAUS..239E...7L .
