Microturbulencia - Microturbulence
La microturbulencia es una forma de turbulencia que varía en escalas de distancias pequeñas. (La turbulencia a gran escala se llama macroturbulencia).
Estelar
La microturbulencia es uno de los varios mecanismos que pueden causar el ensanchamiento de las líneas de absorción en el espectro estelar. La microturbulencia estelar varía con la temperatura efectiva y la gravedad de la superficie.
La velocidad microturbulenta se define como el componente no térmico a microescala de la velocidad del gas en la región de formación de la línea espectral. La convección es el mecanismo que se cree que es responsable del campo de velocidades turbulentas observado, tanto en estrellas de baja masa como en estrellas masivas. Cuando se examina con un espectroscopio , la velocidad del gas convectivo a lo largo de la línea de visión produce cambios Doppler en las bandas de absorción. Es la distribución de estas velocidades a lo largo de la línea de visión lo que produce el ensanchamiento de microturbulencias de las líneas de absorción en estrellas de baja masa que tienen envolturas convectivas. En las estrellas masivas, la convección solo puede estar presente en pequeñas regiones por debajo de la superficie; estas zonas de convección subterránea pueden excitar turbulencias en la superficie estelar a través de la emisión de ondas acústicas y gravitatorias. La fuerza de la microturbulencia (simbolizada por ξ , en unidades de km s −1 ) se puede determinar comparando el ensanchamiento de las líneas fuertes con las líneas débiles.
Fusión nuclear magnética
La microturbulencia juega un papel fundamental en el transporte de energía durante los experimentos de fusión nuclear magnética, como el Tokamak .
Referencias
- ^ De Jager, C. (1954). "Microturbulencia de alta energía en la fotosfera solar". Naturaleza . 173 (4406): 680–1. Código bibliográfico : 1954Natur.173..680D . doi : 10.1038 / 173680b0 . S2CID 4188420 .
- ↑ Montalban, J .; Nendwich, J .; Heiter, U .; Kupka, F .; et al. (1999). "El efecto del parámetro de microturbulencia en el diagrama de color-magnitud" . Informes sobre avances en física . 61 (S239): 77-115. Código bibliográfico : 2007IAUS..239..166M . doi : 10.1017 / S1743921307000361 .
-
^ Cantiello, M. et al. (2008). "Sobre el origen de la microturbulencia en estrellas calientes" (PDF) . Citar diario requiere
|journal=( ayuda ) - ^ Cantiello, M. et al. (2009); Langer, N .; Brott, I .; De Koter, A .; Shore, SN; Vink, JS; Voegler, A .; Lennon, DJ; Yoon, S.-C. (2009). "Zonas de convección subterránea 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 de líneas espectrales: Introducción" . Universidad de Wisconsin . Archivado desde el original el 23 de noviembre de 2007 . Consultado el 21 de mayo de 2007 .
- ^ Nevins, WM (21 de agosto de 2006). "El Proyecto de Microturbulencia de Plasma" . Laboratorio Nacional Lawrence Livermore . Archivado desde el original el 20 de julio de 2011 . Consultado el 21 de mayo de 2007 .
enlaces externos
- Landstreet, JD (21 al 25 de agosto de 2006). "Observación de la convección atmosférica en estrellas". Simposio no. 239 - Convección en Astrofísica . Praga, República Checa: Unión Astronómica Internacional . Código bibliográfico : 2006IAUS..239E ... 7L .
 |
Este artículo relacionado con la astronomía es un fragmento . Puedes ayudar a Wikipedia expandiéndolo . |
 |
Este artículo de oceanografía es un fragmento . Puedes ayudar a Wikipedia expandiéndolo . |