انتقل إلى المحتوى

اضطراب جزئي: الفرق بين النسختين

من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة
تصفح التاريخ تفاعلياً
[نسخة منشورة][نسخة منشورة]
→ التعديل السابق
تم حذف المحتوى تمت إضافة المحتوى
مرئينص الويكي
ط clean up، استبدل: {{نجم}} ← {{نجوم}} باستخدام أوب
ط بوت:صيانة المراجع
 
(9 مراجعات متوسطة بواسطة 4 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 احد الآليات العديدة التي يمكن أن تسبب اتّساع [[خط طيفي|خطوط الامتصاص]] في [[طيف (فيزياء)|الطيف]] [[نجم|النجمي]].<ref>{{cite journal
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.
| الأخير =De Jager | الأول =C.
| العنوان=High-energy Microturbulence in the Solar Photosphere
| عنوان=High-energy Microturbulence in the Solar Photosphere
| journal=Nature | التاريخ=1954 | volume=173
| صحيفة=Nature | تاريخ=1954 | المجلد=173
| issue =4406 | الصفحات=680–1
| العدد =4406 | صفحات=680–1
| المسار=http://www.nature.com/nature/journal/v173/n4406/abs/173680b0.html
| مسار= https://www.nature.com/articles/173680b0
| تاريخ الوصول=2007-05-21
| 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>{{cite journal
| 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
| المؤلف=Montalban, J. |display-authors=4 |المؤلف2=Nendwich, J. |المؤلف3=Heiter, U. |المؤلف4=Kupka, F. |المؤلف5=Paunzen, E. |author6=Smalley, B.
| مؤلف=Montalban, J. |إظهار المؤلفين=4 |مؤلف2=Nendwich, J. |مؤلف3=Heiter, U. |مؤلف4=Kupka, F. |مؤلف5=Paunzen, E. |مؤلف6=Smalley, B.
| العنوان=The Effect of the microturbulence parameter on the Color-Magnitude Diagram
| عنوان=The Effect of the microturbulence parameter on the Color-Magnitude Diagram
| journal=Reports on Progress in Physics | التاريخ=1999 | volume=61
| صحيفة=Reports on Progress in Physics | تاريخ=1999 | المجلد=61
| issue=S239
| العدد=S239
| الصفحات=77–115
| 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>{{cite journal
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)
| الأخير=Cantiello | الأول=M. et al. (2008)
| العنوان= On the origin of Microturbulence in hot stars
| عنوان= On the origin of Microturbulence in hot stars
| المسار=http://www.astro.uu.nl/~cantiell/articles/liege1.pdf }}</ref>
| 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>{{cite journal
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)
| الأخير=Cantiello | الأول=M. et al. (2009)
| العنوان= Sub-surface convection zones in hot massive stars and their observable consequences
| 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
| التاريخ=2009
| تاريخ=2009
| الأخير2=Langer
| الأخير2=Langer
| الأول2=N.
| الأول2=N.
سطر 36: سطر 36:
| الأخير5=Shore
| الأخير5=Shore
| الأول5=S. N.
| الأول5=S. N.
| last6=Vink
| الأخير6=Vink
| first6=J. S.
| الأول6=J. S.
| last7=Voegler
| الأخير7=Voegler
| first7=A.
| الأول7=A.
| last8=Lennon
| الأخير8=Lennon
| first8=D. J.
| الأول8=D. J.
| last9=Yoon
| الأخير9=Yoon
| first9=S.-C.
| الأول9=S.-C.
| journal=Astronomy and Astrophysics
| صحيفة=Astronomy and Astrophysics
| volume=499
| المجلد=499
| issue=1
| العدد=1
| الصفحات=279
| صفحات=279
| arxiv=0903.2049
| arxiv=0903.2049
}}</ref> ويمكن تحديد قوة الاضطراب الجزئي (الذي يرمز إليه [[ساي (حرف)|ξ]], بوحدات [[متر في الثانية|كم&nbsp;ث<sup>−1</sup>]]) عن طريق مقارنة اتساع الخطوط القوية مقابل الخطوط الضعيفة.<ref>{{مرجع ويب
}}</ref> ويمكن تحديد قوة الاضطراب الجزئي (الذي يرمز إليه [[ساي (حرف)|ξ]], بوحدات [[متر في الثانية|كم&nbsp;ث<sup>−1</sup>]]) عن طريق مقارنة اتساع الخطوط القوية مقابل الخطوط الضعيفة.<ref>{{استشهاد ويب
| الأخير =Briley | الأول =Michael | التاريخ = July 13, 2006
| الأخير =Briley | الأول =Michael | تاريخ = July 13, 2006
| المسار =http://www.phys.uwosh.edu/mike/exercises/lines/lines.html
| مسار =http://www.phys.uwosh.edu/mike/exercises/lines/lines.html
| العنوان =Stellar Properties from Spectral Lines: Introduction
| 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>
| الناشر =University of Wisconsin }}</ref>
==مصادر==
== مصادر ==
{{مراجع}}
{{مراجع}}


سطر 60: سطر 60:
{{الشمس}}
{{الشمس}}
{{شريط بوابات|علم الفلك|الفيزياء|نجوم}}
{{شريط بوابات|علم الفلك|الفيزياء|نجوم}}

{{بذرة علم الفلك}}


[[تصنيف:علم الفلك النجمي]]
[[تصنيف:علم الفلك النجمي]]

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]
  1. ^ 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.
  2. ^ 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.
  3. ^ 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)
  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". 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)
  5. ^ Briley، Michael (13 يوليو 2006). "Stellar Properties from Spectral Lines: Introduction". University of Wisconsin. مؤرشف من الأصل في 2012-02-07.
أيقونة بذرة

هذه بذرة مقالة عن علم الفلك بحاجة للتوسيع. فضلًا شارك في تحريرها.

مجلوبة من «https://ar.wikipedia.org/w/index.php?title=اضطراب_جزئي&oldid=61113933»