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]

Referências

  1. De Jager, C.. (1954). "High-energy Microturbulence in the Solar Photosphere". Nature 173 (4406): 680–1. DOI:10.1038/173680b0. Bibcode1954Natur.173..680D.
  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". Reports on Progress in Physics 61 (S239): 77–115. DOI:10.1017/S1743921307000361. Bibcode2007IAUS..239..166M.
  3. Cantiello, M. et al. (2008). . "On the origin of Microturbulence in hot stars".
  4. Cantiello, M. et al. (2009). (2009). "Sub-surface convection zones in hot massive stars and their observable consequences". Astronomy and Astrophysics 499 (1): 279. DOI:10.1051/0004-6361/200911643. Bibcode2009A&A...499..279C.
  5. Briley, Michael (13 de junho de 2006). Stellar Properties from Spectral Lines: Introduction University of Wisconsin. Visitado em 21/05/2007.
  6. Nevins, W.M. (21 de agosto de 2006). The Plasma Microturbulence Project Lawrence Livermore National Laboratory. Visitado em 21/05/2007.

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. Página visitada em 21/05/2007.