Microturbulência

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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

  1. De Jager, C. (1954). «High-energy Microturbulence in the Solar Photosphere»: 680–1. Bibcode:1954Natur.173..680D. doi:10.1038/173680b0. Consultado em 21 de maio de 2007 
  2. Montalban, J.; Nendwich, J.; Heiter, U.; Kupka, F.; Paunzen, E.; Smalley, B. (1999). «The Effect of the microturbulence parameter on the Color-Magnitude Diagram»: 77–115. Bibcode:2007IAUS..239..166M. doi:10.1017/S1743921307000361 
  3. Cantiello, M. et al. (2008). «On the origin of Microturbulence in hot stars» (PDF) 
  4. 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»: 279. arXiv:0903.2049Acessível livremente. Bibcode:2009A&A...499..279C. doi:10.1051/0004-6361/200911643 
  5. Briley, Michael (13 de junho de 2006). «Stellar Properties from Spectral Lines: Introduction». University of Wisconsin. Consultado em 21 de maio de 2007 
  6. Nevins, W.M. (21 de agosto de 2006). «The Plasma Microturbulence Project». Lawrence Livermore National Laboratory. Consultado em 21 de maio de 2007 
  7. 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, 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  Verifique data em: |date= (ajuda)