اضطراب جزئي: الفرق بين النسختين
[نسخة منشورة] | [نسخة منشورة] |
Thedreammurad (نقاش | مساهمات) أنشأ الصفحة ب''''الاضطراب الجزئي''' هو شكل من أشكال الاضطراب الذي يتغير خلال مقاييس صغيرة من ال...' |
Mr.Ibrahembot (نقاش | مساهمات) ط بوت:صيانة المراجع |
||
(15 مراجعة متوسطة بواسطة 7 مستخدمين غير معروضة) | |||
سطر 1: | سطر 1: | ||
'''الاضطراب الجزئي''' هو شكل من أشكال [[جريان مضطرب|الاضطراب]] الذي يتغير خلال مقاييس صغيرة من المسافة. (الاضطراب الواسع النطاق يسمى الاضطراب الكلي.) |
'''الاضطراب الجزئي''' هو شكل من أشكال [[جريان مضطرب|الاضطراب]] الذي يتغير خلال مقاييس صغيرة من المسافة. (الاضطراب الواسع النطاق يسمى الاضطراب الكلي.) |
||
==النجوم== |
== النجوم == |
||
في [[علم الفلك]] الاضطراب الجزئي هو |
في [[علم الفلك]] الاضطراب الجزئي هو أحد الآليات العديدة التي يمكن أن تسبب اتّساع [[خط طيفي|خطوط الامتصاص]] في [[طيف (فيزياء)|الطيف]] [[نجم|النجمي]].<ref>{{استشهاد بدورية محكمة |
||
| |
| الأخير =De Jager | الأول =C. |
||
| |
| عنوان=High-energy Microturbulence in the Solar Photosphere |
||
| |
| صحيفة=Nature | تاريخ=1954 | المجلد=173 |
||
| |
| العدد =4406 | صفحات=680–1 |
||
| |
| مسار= https://www.nature.com/articles/173680b0 |
||
| |
| تاريخ الوصول=2007-05-21 |
||
| doi=10.1038/173680b0 |bibcode = 1954Natur.173..680D }}</ref> ويتفاوت الاضطراب الجزئي النجمى مع [[درجة الحرارة الفعالة]] و[[جاذبية سطحية|الجاذبية السطحية]].<ref>{{ |
| doi=10.1038/173680b0 |bibcode = 1954Natur.173..680D |مسار أرشيف= https://web.archive.org/web/20160308195128/http://www.nature.com/nature/journal/v173/n4406/abs/173680b0.html|تاريخ أرشيف=2016-03-08}}</ref> ويتفاوت الاضطراب الجزئي النجمى مع [[درجة الحرارة الفعالة]] و[[جاذبية سطحية|الجاذبية السطحية]].<ref>{{استشهاد بدورية محكمة |
||
| |
| مؤلف=Montalban, J. |إظهار المؤلفين=4 |مؤلف2=Nendwich, J. |مؤلف3=Heiter, U. |مؤلف4=Kupka, F. |مؤلف5=Paunzen, E. |مؤلف6=Smalley, B. |
||
| |
| عنوان=The Effect of the microturbulence parameter on the Color-Magnitude Diagram |
||
| |
| صحيفة=Reports on Progress in Physics | تاريخ=1999 | المجلد=61 |
||
| |
| العدد=S239 |
||
| |
| صفحات=77–115 |
||
| bibcode=2007IAUS..239..166M |
| bibcode=2007IAUS..239..166M |
||
| doi=10.1017/S1743921307000361 }}</ref> |
| doi=10.1017/S1743921307000361 }}</ref> |
||
ويتم تعريف السرعة المضطربة الجزئية كمكون غير حراري على نطاق صغير- لسرعة الغاز في منطقة تشكيل الخط الطيفي.<ref>{{ |
ويتم تعريف السرعة المضطربة الجزئية كمكون غير حراري على نطاق صغير- لسرعة الغاز في منطقة تشكيل الخط الطيفي.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة |
||
| |
| الأخير=Cantiello | الأول=M. et al. (2008) |
||
| |
| عنوان= On the origin of Microturbulence in hot stars |
||
| |
| مسار=http://www.astro.uu.nl/~cantiell/articles/liege1.pdf | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20110927083115/http://www.astro.uu.nl/~cantiell/articles/liege1.pdf | تاريخ أرشيف = 27 سبتمبر 2011 }}</ref> |
||
ويعتقد أن [[حمل (فيزياء)|الحمل]] هو الآلية المسؤولة عن مجال السرعة المضطربة المرصودة، سواء في نجوم الكتلة المنخفضة والنجوم الضخمة. عند فحصها بواسطة [[مطياف بصري]]، وسرعة الغاز الحملي على طول خط البصر تنتج [[تأثير دوبلر]] في نطاقات الامتصاص.هو توزع هذه السرعات على طول خط البصر التي تنتج الاضطراب الجزئي الذي يسبب اتّساع خطوط الامتصاص في النجوم المنخفضة الكتلة التي لديها مغلفات حمل .في النجوم الضخمة يمكن أن يكون الحمل موجود فقط في مناطق صغيرة تحت السطح. يمكن [[منطقة الحمل الحراري|لمناطق الحمل الحراري]] هذه أن تثير الاضطراب على سطح النجم من خلال انبعاث الموجات الصوتية والجاذبية.<ref>{{ |
ويعتقد أن [[حمل (فيزياء)|الحمل]] هو الآلية المسؤولة عن مجال السرعة المضطربة المرصودة، سواء في نجوم الكتلة المنخفضة والنجوم الضخمة. عند فحصها بواسطة [[مطياف بصري]]، وسرعة الغاز الحملي على طول خط البصر تنتج [[تأثير دوبلر]] في نطاقات الامتصاص.هو توزع هذه السرعات على طول خط البصر التي تنتج الاضطراب الجزئي الذي يسبب اتّساع خطوط الامتصاص في النجوم المنخفضة الكتلة التي لديها مغلفات حمل .في النجوم الضخمة يمكن أن يكون الحمل موجود فقط في مناطق صغيرة تحت السطح. يمكن [[منطقة الحمل الحراري|لمناطق الحمل الحراري]] هذه أن تثير الاضطراب على سطح النجم من خلال انبعاث الموجات الصوتية والجاذبية.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة |
||
| |
| الأخير=Cantiello | الأول=M. et al. (2009) |
||
| |
| عنوان= Sub-surface convection zones in hot massive stars and their observable consequences |
||
| bibcode=2009A&A...499..279C |
| bibcode=2009A&A...499..279C |
||
| doi=10.1051/0004-6361/200911643 |
| doi=10.1051/0004-6361/200911643 |
||
| |
| تاريخ=2009 |
||
| |
| الأخير2=Langer |
||
| |
| الأول2=N. |
||
| |
| الأخير3=Brott |
||
| |
| الأول3=I. |
||
| |
| الأخير4=De Koter |
||
| |
| الأول4=A. |
||
| |
| الأخير5=Shore |
||
| |
| الأول5=S. N. |
||
| |
| الأخير6=Vink |
||
| |
| الأول6=J. S. |
||
| |
| الأخير7=Voegler |
||
| |
| الأول7=A. |
||
| |
| الأخير8=Lennon |
||
| |
| الأول8=D. J. |
||
| |
| الأخير9=Yoon |
||
| |
| الأول9=S.-C. |
||
| |
| صحيفة=Astronomy and Astrophysics |
||
| |
| المجلد=499 |
||
| |
| العدد=1 |
||
| |
| صفحات=279 |
||
| arxiv=0903.2049 |
| arxiv=0903.2049 |
||
}}</ref>ويمكن تحديد قوة الاضطراب الجزئي (الذي يرمز إليه [[ساي (حرف)| |
}}</ref> ويمكن تحديد قوة الاضطراب الجزئي (الذي يرمز إليه [[ساي (حرف)|ξ]], بوحدات [[متر في الثانية|كم ث<sup>−1</sup>]]) عن طريق مقارنة اتساع الخطوط القوية مقابل الخطوط الضعيفة.<ref>{{استشهاد ويب |
||
| |
| الأخير =Briley | الأول =Michael | تاريخ = July 13, 2006 |
||
| |
| مسار =http://www.phys.uwosh.edu/mike/exercises/lines/lines.html |
||
| |
| عنوان =Stellar Properties from Spectral Lines: Introduction |
||
| ناشر =University of Wisconsin | مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20120207062529/http://www.phys.uwosh.edu/mike/exercises/lines/lines.html | تاريخ أرشيف = 07 فبراير 2012 | وصلة مكسورة = yes }}</ref> |
|||
| publisher =University of Wisconsin }}</ref> |
|||
==مصادر== |
== مصادر == |
||
{{مراجع}} |
{{مراجع}} |
||
{{ |
{{نجوم}} |
||
{{الشمس}} |
{{الشمس}} |
||
{{شريط بوابات|علم الفلك|الفيزياء|نجوم}} |
|||
{{ |
{{بذرة علم الفلك}} |
||
⚫ | |||
[[تصنيف:علم الفلك النجمي]] |
[[تصنيف:علم الفلك النجمي]] |
||
[[تصنيف:علم المحيطات الفيزيائي]] |
|||
⚫ |
النسخة الحالية 00:59، 9 فبراير 2023
الاضطراب الجزئي هو شكل من أشكال الاضطراب الذي يتغير خلال مقاييس صغيرة من المسافة. (الاضطراب الواسع النطاق يسمى الاضطراب الكلي.)
النجوم
[عدل]في علم الفلك الاضطراب الجزئي هو أحد الآليات العديدة التي يمكن أن تسبب اتّساع خطوط الامتصاص في الطيف النجمي.[1] ويتفاوت الاضطراب الجزئي النجمى مع درجة الحرارة الفعالة والجاذبية السطحية.[2] ويتم تعريف السرعة المضطربة الجزئية كمكون غير حراري على نطاق صغير- لسرعة الغاز في منطقة تشكيل الخط الطيفي.[3]
ويعتقد أن الحمل هو الآلية المسؤولة عن مجال السرعة المضطربة المرصودة، سواء في نجوم الكتلة المنخفضة والنجوم الضخمة. عند فحصها بواسطة مطياف بصري، وسرعة الغاز الحملي على طول خط البصر تنتج تأثير دوبلر في نطاقات الامتصاص.هو توزع هذه السرعات على طول خط البصر التي تنتج الاضطراب الجزئي الذي يسبب اتّساع خطوط الامتصاص في النجوم المنخفضة الكتلة التي لديها مغلفات حمل .في النجوم الضخمة يمكن أن يكون الحمل موجود فقط في مناطق صغيرة تحت السطح. يمكن لمناطق الحمل الحراري هذه أن تثير الاضطراب على سطح النجم من خلال انبعاث الموجات الصوتية والجاذبية.[4] ويمكن تحديد قوة الاضطراب الجزئي (الذي يرمز إليه ξ, بوحدات كم ث−1) عن طريق مقارنة اتساع الخطوط القوية مقابل الخطوط الضعيفة.[5]
مصادر
[عدل]- ^ De Jager، C. (1954). "High-energy Microturbulence in the Solar Photosphere". Nature. ج. 173 ع. 4406: 680–1. Bibcode:1954Natur.173..680D. DOI:10.1038/173680b0. مؤرشف من الأصل في 2016-03-08. اطلع عليه بتاريخ 2007-05-21.
- ^ Montalban, J.؛ Nendwich, J.؛ Heiter, U.؛ Kupka, F.؛ وآخرون (1999). "The Effect of the microturbulence parameter on the Color-Magnitude Diagram". Reports on Progress in Physics. ج. 61 ع. 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). مؤرشف من الأصل (PDF) في 2011-09-27.
{{استشهاد بدورية محكمة}}
: الاستشهاد بدورية محكمة يطلب|دورية محكمة=
(مساعدة)صيانة الاستشهاد: أسماء عددية: قائمة المؤلفين (link) - ^ 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. ج. 499 ع. 1: 279. arXiv:0903.2049. Bibcode:2009A&A...499..279C. DOI:10.1051/0004-6361/200911643.
{{استشهاد بدورية محكمة}}
: صيانة الاستشهاد: أسماء عددية: قائمة المؤلفين (link) - ^ Briley، Michael (13 يوليو 2006). "Stellar Properties from Spectral Lines: Introduction". University of Wisconsin. مؤرشف من الأصل في 2012-02-07.