Hispanopedia WikiLa microturbulencia es una forma de turbulencia que varía en escalas de distancia pequeñas. (La turbulencia a gran escala se denomina macroturbulencia).
Estelar
La microturbulencia es uno de los diversos mecanismos que pueden causar el ensanchamiento de las líneas de absorción en el espectro estelar. [ 1 ] La microturbulencia estelar varía con la temperatura efectiva y la gravedad superficial. [ 2 ]
La velocidad microturbulenta se define como el componente no térmico a microescala de la velocidad del gas en la región de formación de líneas espectrales. [ 3 ] Se cree que la convección es el mecanismo responsable del campo de velocidad turbulenta observado, tanto en estrellas de baja masa como en estrellas masivas. Al examinarse con un espectroscopio , la velocidad del gas convectivo a lo largo de la línea de visión produce desplazamientos Doppler en las bandas de absorción. Es la distribución de estas velocidades a lo largo de la línea de visión la que produce el ensanchamiento por microturbulencia de las líneas de absorción en estrellas de baja masa que tienen envolturas convectivas. En estrellas masivas, la convección puede estar presente solo en pequeñas regiones debajo de la superficie; estas zonas de convección subsuperficiales pueden excitar la turbulencia en la superficie estelar a través de la emisión de ondas acústicas y gravitatorias. [ 4 ] La intensidad de la microturbulencia (simbolizada por ξ , en unidades de km s −1 ) se puede determinar comparando el ensanchamiento de líneas fuertes con el de líneas débiles. [ 5 ]
fusión nuclear magnética
La microturbulencia juega un papel fundamental en el transporte de energía durante los experimentos de fusión nuclear magnética, como el Tokamak . [ 6 ]
Referencias
- ↑ De Jager, C. (1954). "Microturbulencia de alta energía en la fotosfera solar". Nature . 173 (4406): 680– 1. Bibcode : 1954Natur.173..680D . doi : 10.1038/173680b0 . S2CID 4188420 .
- ↑ Montalban, J.; Nendwich, J.; Heiter, U.; Kupka, F.; Paunzen, E.; Smalley, B. (1999). "El efecto del parámetro de microturbulencia en el diagrama color-magnitud" . Reports on Progress in Physics . 61 (S239): 77–115 . Bibcode : 2007IAUS..239..166M . doi : 10.1017/S1743921307000361 .
- ↑ Cantiello, M.; Langer, N.; Brott, I.; Koter, A. de; Shore, SN; Vink, J.; Voegler, A.; Yoon, S.-C. (2008-10-15). "Sobre el origen de la microturbulencia en estrellas calientes". arXiv : 0810.2546 [ astro-ph ].
- ↑ Cantiello, M.; Langer, N.; Brott, I.; De Koter, A.; Shore, SN; Vink, JS; Voegler, A.; Lennon, DJ; Yoon, S.-C. (2009). "Zonas de convección subsuperficiales en estrellas masivas calientes y sus consecuencias observables". Astronomía y Astrofísica . 499 (1): 279. arXiv : 0903.2049 . Bibcode : 2009A & A...499..279C . doi : 10.1051/0004-6361/200911643 . S2CID 55396719 .
- ↑ Briley, Michael (13 de julio de 2006). "Propiedades estelares a partir de líneas espectrales: Introducción" . Universidad de Wisconsin . Archivado del original el 23 de noviembre de 2007. Recuperado el 21 de mayo de 2007 .
- ↑ Nevins, WM (21 de agosto de 2006). "El proyecto de microturbulencia de plasma" . Laboratorio Nacional Lawrence Livermore . Archivado del original el 20 de julio de 2011. Recuperado el 21 de mayo de 2007 .
Enlaces externos
- Landstreet, JD (21-25 de agosto de 2006). "Observación de la convección atmosférica en las estrellas". Simposio n.º 239 – Convección en astrofísica . Praga, República Checa: Unión Astronómica Internacional . Bibcode : 2006IAUS..239E...7L .
- Espectroscopia de emisión
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- Astronomía estelar
