Микротурбулентность — вид турбулентности, свойства которой меняются на малых масштабах длины. Крупномасштабная турбулентность носит название макротурбулентности.
Микротурбулентность в звёздах
Микротурбулентность является одним из нескольких механизмов, приводящих к уширению линий поглощения в спектрах звёзд.[1] Подобная микротурбулентность меняется в зависимости от эффективной температуры и поверхностной гравитации.[2]
Скорость микротурбулентности определяется как мелкомасштабный нетепловой компонент скорости газа в области образования спектральной линии.[3] Считается, что конвекция ответственна за наблюдаемое турбулентное поле скоростей как в маломассивных, так и в массивных звёздах. При спектроскопических исследованиях скорость газа вследствие конвекции приводит к возникновению эффекта Доплера в полосах поглощения. Уширение линий поглощения происходит из-за наличия дисперсии скоростей вдоль луча зрения в маломассивных звёздах, обладающих конвективными оболочками. У массивных звёзд конвекция присутствует только в малой области под поверхностью; такая конвекция может создать турбулентность на поверхности звезды вследствие возникновения звуковых и гравитационных волн.[4] Величину микротурбулентности (обозначается буквой ξ, измеряется в км/с) можно определить, сопоставляя уширение сильных линий и слабых линий.[5]
Примечания
- ↑ De Jager, C. (1954). “High-energy Microturbulence in the Solar Photosphere”. Nature. 173 (4406): 680—1. Bibcode:1954Natur.173..680D. DOI:10.1038/173680b0. Проверено 2007-05-21.
- ↑ Montalban, J.; Nendwich, J.; Heiter, U.; Kupka, F.; et al. (1999). “The Effect of the microturbulence parameter on the Color-Magnitude Diagram”. Reports on Progress in Physics. 61 (S239): 77—115. Bibcode:2007IAUS..239..166M. DOI:10.1017/S1743921307000361.
- ↑ Cantiello, M. et al. (2008). “On the origin of Microturbulence in hot stars” (PDF).
- ↑ Cantiello, M. et al. (2009); Langer, N.; Brott, I.; De Koter, A.; Shore, S. N.; Vink, J. S.; Voegler, A.; Lennon, D. J.; Yoon, S.-C. (2009). “Sub-surface convection zones in hot massive stars and their observable consequences”. Astronomy and Astrophysics. 499 (1): 279. arXiv:0903.2049. Bibcode:2009A&A...499..279C. DOI:10.1051/0004-6361/200911643.
- ↑ Briley, Michael Stellar Properties from Spectral Lines: Introduction. University of Wisconsin (July 13, 2006). Проверено 21 мая 2007. Архивировано 23 ноября 2007 года.
Ссылки
- Landstreet, J. D. (August 21–25, 2006). "Observing Atmospheric Convection in Stars". Symposium no. 239 – Convection in Astrophysics, Prague, Czech Republic: International Astronomical Union. Проверено 2007-05-21.
 | |||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Эволюция |
| ||||||||
| Протозвёзды | |||||||||
| Типы | |||||||||
| Останки |
| ||||||||
| «Недозвёзды» | |||||||||
| Строение | |||||||||
| Нуклеосинтез |
| ||||||||
| Свойства | |||||||||
| Списки | |||||||||
Данная страница на сайте WikiSort.ru содержит текст со страницы сайта "Википедия".
Если Вы хотите её отредактировать, то можете сделать это на странице редактирования в Википедии.
Если сделанные Вами правки не будут кем-нибудь удалены, то через несколько дней они появятся на сайте WikiSort.ru .