Микротурбулентность

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. High-energy Microturbulence in the Solar Photosphere (англ.) // Nature : journal. — 1954. — Vol. 173, no. 4406. — P. 680—681. — doi:10.1038/173680b0. — .
Montalban, J.; Nendwich, J.; Heiter, U.; Kupka, F.; Paunzen, E.; Smalley, B. The Effect of the microturbulence parameter on the Color-Magnitude Diagram (англ.) // Reports on Progress in Physics : journal. — 1999. — Vol. 61, no. S239. — P. 77—115. — doi:10.1017/S1743921307000361. — .
Cantiello, M. (2008) et al. On the origin of Microturbulence in hot stars.
Cantiello, M. (2009); Langer, N.; Brott, I.; De Koter, A.; Shore, S. N.; Vink, J. S.; Voegler, A.; Lennon, D. J.; Yoon, S.-C. et al. Sub-surface convection zones in hot massive stars and their observable consequences (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2009. — Vol. 499, no. 1. — P. 279. — doi:10.1051/0004-6361/200911643. — . — arXiv:0903.2049.
Briley, Michael Stellar Properties from Spectral Lines: Introduction (неопр.). University of Wisconsin (13 июля 2006). Дата обращения: 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. Дата обращения: 2007-05-21.

This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.

[1] De Jager, C. High-energy Microturbulence in the Solar Photosphere (англ.) // Nature : journal. — 1954. — Vol. 173, no. 4406. — P. 680—681. — doi:10.1038/173680b0. — .

[2] Montalban, J.; Nendwich, J.; Heiter, U.; Kupka, F.; Paunzen, E.; Smalley, B. The Effect of the microturbulence parameter on the Color-Magnitude Diagram (англ.) // Reports on Progress in Physics : journal. — 1999. — Vol. 61, no. S239. — P. 77—115. — doi:10.1017/S1743921307000361. — .

[3] Cantiello, M. (2008) et al. On the origin of Microturbulence in hot stars.

[4] Cantiello, M. (2009); Langer, N.; Brott, I.; De Koter, A.; Shore, S. N.; Vink, J. S.; Voegler, A.; Lennon, D. J.; Yoon, S.-C. et al. Sub-surface convection zones in hot massive stars and their observable consequences (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2009. — Vol. 499, no. 1. — P. 279. — doi:10.1051/0004-6361/200911643. — . — arXiv:0903.2049.

[5] Briley, Michael Stellar Properties from Spectral Lines: Introduction (неопр.). University of Wisconsin (13 июля 2006). Дата обращения: 21 мая 2007. Архивировано 23 ноября 2007 года.