Микротурбулентность - это форма турбулентности, которая изменяется на малых расстояниях. (Крупномасштабная турбулентность называется макротурбулентностью.)
Звездный
Микротурбулентности являются одним из нескольких механизмов , которые могут вызвать расширение из линий поглощения в спектре звезды. [1] Звездная микротурбулентность зависит от эффективной температуры и силы тяжести на поверхности. [2]
Микротурбулентная скорость определяется как микромасштабная нетепловая составляющая скорости газа в области формирования спектральной линии. [3] Конвекция - это механизм, который, как считается, отвечает за наблюдаемое турбулентное поле скоростей как у маломассивных, так и у массивных звезд. При исследовании с помощью спектроскопа скорость конвективного газа вдоль луча зрения вызывает доплеровские сдвиги в полосах поглощения. Именно распределение этих скоростей вдоль луча зрения вызывает микротурбулентное уширение линий поглощения у маломассивных звезд, имеющих конвективные оболочки. У массивных звезд конвекция может присутствовать только в небольших областях под поверхностью; эти подповерхностные зоны конвекции могут вызывать турбулентность на поверхности звезды за счет излучения акустических и гравитационных волн. [4] Сила микротурбулентности (символизируемой £ , в единицах км с -1 ) может быть определена путем сравнения уширение линий сильных и слабых линий. [5]
Магнитный ядерный синтез
Микротурбулентность играет решающую роль в переносе энергии во время экспериментов по магнитному ядерному синтезу, таких как Токамак . [6]
Рекомендации
- Перейти ↑ De Jager, C. (1954). «Микротурбулентность высоких энергий в солнечной фотосфере». Природа . 173 (4406): 680–1. Bibcode : 1954Natur.173..680D . DOI : 10.1038 / 173680b0 . S2CID 4188420 .
- ^ Montalban, J .; Nendwich, J .; Heiter, U .; Купка, Ф .; и другие. (1999). «Влияние параметра микротурбулентности на диаграмму цвет-величина» . Отчеты о достижениях физики . 61 (S239): 77–115. Bibcode : 2007IAUS..239..166M . DOI : 10.1017 / S1743921307000361 .
- ^ Cantiello, M. et al. (2008). «О происхождении микротурбулентности горячих звезд» (PDF) . Цитировать журнал требует
|journal=
( помощь ) - ^ Cantiello, M. et al. (2009); Langer, N .; Brott, I .; Де Котер, А .; Шор, SN; Винк, JS; Voegler, A .; 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 . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 200911643 . S2CID 55396719 .
- ^ Брайли, Майкл (13 июля 2006 г.). «Звездные свойства по спектральным линиям: Введение» . Университет Висконсина . Архивировано из оригинального 23 ноября 2007 года . Проверено 21 мая 2007 .
- ^ Невинс, WM (21 августа 2006 г.). «Проект микротурбулентности плазмы» . Ливерморская национальная лаборатория Лоуренса . Архивировано из оригинального 20 -го июля 2011 года . Проверено 21 мая 2007 .
Внешние ссылки
- Landstreet, JD (21–25 августа 2006 г.). «Наблюдение атмосферной конвекции в звездах». Симпозиум № 239 - Конвекция в астрофизике . Прага, Чешская Республика: Международный астрономический союз . Bibcode : 2006IAUS..239E ... 7L .