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'''湍动致宽'''( turbulence broadening ),由湍动运动引起的谱线致宽。这种机制是罗斯兰德于1928年提出的。湍动是比原子的尺度大得多而比恒星的半径小得多的气体团的运动。通常把比光子自由程大的湍动称为宏观湍动,比光子自由程小的湍动称为微观湍动。在许多恒星中,都存在因湍动而出现的谱线致宽,特别是在超巨星中更加明显。恒星大气内的原子同时参与两种完全杂乱的运动──热运动和湍动。若视向速度在(ζ,ζ+dζ)内的相对原子数为: <center> [[文件:视向速度.gif]] </center> 式中ζ D 2=ζ 0 2+ζ t 2+,ζ 0为原子热运动的最或然速度,ζ t为湍动的最或然速度(都指视向速度),则辐射按频率分布的形式为: <center> [[文件:相对原子数.gif]] </center> [[Category:天文学]] [[Category:天体物理学]] [[Category:恒星大气理论]] [[Category:中文百科元宇宙]] [[Category:中文字典]] [[Category:T音词语]] [[Category:湍]]
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