Microturbulência
Microturbulência é uma forma de turbulência que varia em pequenas escalas de distância. (A turbulência em larga escala é denominada macroturbulência.)
Estelar[editar | editar código-fonte]
A microturbulência é um dos vários mecanismos que podem causar o alargamento das linhas de absorção no espectro estelar. [1] A microturbulência estelar varia de acordo com a temperatura efetiva e a gravidade superficial.[2]
A velocidade microturbulenta é definida como o componente não-térmico em microescala da velocidade do gás na região da formação da linha espectral. [3] Acredita-se que a convecção seja o mecanismo responsável pelo campo da velocidade turbulenta observado, tanto nas estrelas de pouca massa, quanto nas estrelas mais massivas. Quando examinadas por um espectroscópio, a velocidade do gás ao longo da linha visível produz um desvio de Doppler nas linhas de absorção. É a distribuição dessas velocidades ao longo da linha visível que produz o alargamento da microturbulência das linhas de absorção em estrelas de pouca massa que possuem envelopes convectivos. Em estrelas massivas a convecção pode estar presente apenas em pequenas regiões abaixo da superfície; essas zonas de convecção abaixo da superfície podem excitar a turbulência na superfície estelar através da emissão de ondas acústicas e de gravidade.[4] A força da microturbulência (simbolizada por ξ, em unidades por km s-1) pode ser determinada pela comparação do alargamento das linhas fortes versus o alargamento das linhas fracas.[5]
Fusão nuclear magnética[editar | editar código-fonte]
A microturbulência é crucial no transporte de energia durante os experimentos de fusão nuclear magnética, como o Tokamak [6] e o Stellarator.[7]
Referências
- ↑ De Jager, C. (1954). «High-energy Microturbulence in the Solar Photosphere». Nature. 173 (4406): 680–1. Bibcode:1954Natur.173..680D. doi:10.1038/173680b0. Consultado em 21 de maio de 2007
- ↑ Montalban, J.; Nendwich, J.; Heiter, U.; Kupka, F.; Paunzen, E.; Smalley, B. (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 páginas. Bibcode:2009A&A...499..279C. arXiv:0903.2049
. doi:10.1051/0004-6361/200911643
- ↑ Briley, Michael (13 de junho de 2006). «Stellar Properties from Spectral Lines: Introduction». University of Wisconsin. Consultado em 21 de maio de 2007. Arquivado do original em 23 de novembro de 2007
- ↑ Nevins, W.M. (21 de agosto de 2006). «The Plasma Microturbulence Project». Lawrence Livermore National Laboratory. Consultado em 21 de maio de 2007. Arquivado do original em 20 de julho de 2011
- ↑ World News - Vídeo: Wendelstein 7-X - from concept to reality. (em inglês) Página visitada em 3 de fevereiro de 2016.
Ligações externas[editar | editar código-fonte]
- Landstreet, J. D. (21–25 de agosto de 2006). «Observing Atmospheric Convection in Stars». Simpósio no. 239 - Convection in Astrophysics. Praga, República Checa: União Astronômica Internacional. Consultado em 21 de maio de 2007