微視的乱流

微視的乱流（microturbulence）とは、気体や液体などの流体中に生じる、微小なスケールでの不規則かつ無秩序な運動、すなわち乱流の一種を指します。これに対し、より大きなスケールで観測される、渦構造などが比較的はっきり見て取れる乱流は巨視的乱流（macroturbulence）と呼ばれ、区別されます。

天文学の分野では、この微視的乱流という言葉が特に重要な意味を持っています。工業分野などで『マイクロタービュランス』とカタカナ表記されることもありますが、英語名が同じであっても、天文学分野では一般的に漢字で『微視的乱流』と表記されることが多いです。

恒星と微視的乱流

恒星の物理状態を調べる上で欠かせないのが、恒星から届く光を分光して得られるスペクトルです。このスペクトルには、恒星大気の成分が特定の波長の光を吸収することで生じる暗い線（吸収線）が多数現れます。微視的乱流は、この吸収線の線幅を拡大させる主要な原因の一つとして知られています。

吸収線の線幅は、その元素が持つ本来の波長からのズレ（ドップラー効果）や、吸収する原子やイオンの熱運動など、様々な要因によって広がります。微視的乱流による線幅拡大は、これらの要因とは別に、吸収線が形成される領域における気体の微小な不規則運動（熱運動以外の速度成分）によって引き起こされるものです。この微視的乱流の速度成分が視線方向にランダムに分布しているため、吸収線全体が広がって観測されるのです。

微視的乱流の強さは、恒星の実効温度や表面重力といった基本的な物理量に依存することがわかっています。また、恒星内部で発生する対流も、微視的乱流の速度や性質に影響を与えると考えられています。

恒星の質量によって、対流と微視的乱流の関係には違いが見られます。

小質量恒星: 太陽のような比較的質量の小さな恒星では、恒星大気の比較的浅い部分まで対流層が広がっています。この対流層における物質の不規則な上下運動や水平運動が、視線方向への速度分布を生み出し、これが微視的乱流による吸収線の線幅拡大に寄与していると考えられています。分光観測では、対流に伴う視線方向速度は吸収線のドップラーシフトとして捉えられますが、微視的乱流による線幅拡大は、この速度分布のばらつきによって生じる現象です。

大質量恒星: 一方、質量の大きな恒星では、対流領域は恒星内部の比較的深い部分に限られ、表面近くには対流層がありません。しかし、この内部の対流領域で発生したエネルギー（例えば、音波や重力波）が恒星の表面まで伝播し、表面近くの層で微視的な不規則運動、すなわち乱流を引き起こすと考えられています。このように、大質量星の表面に見られる微視的乱流は、内部対流の活動と間接的に関連していると推測されています。

微視的乱流の強さは、通常 ξ（クシー）という記号で表され、単位はkm/s（キロメートル毎秒）です。このξの値は、同じ恒星のスペクトル中に現れる複数の吸収線、特に比較的強い吸収線と弱い吸収線の線幅拡大の度合いを比較することで、観測的に決定することが可能です。線の強さによって線幅拡大への微視的乱流の寄与の仕方が異なるため、この比較によってξの値を導き出すことができます。

磁気核融合と微視的乱流

天文学の分野だけでなく、物理学の他の分野、特に磁気核融合の研究においても微視的乱流は重要な現象です。例えば、高温のプラズマを磁場によって閉じ込めるトカマク型装置を用いた核融合実験では、プラズマ中に微視的なスケールでの不規則な運動、すなわち微視的乱流が発生します。

この微視的乱流は、閉じ込められた高温プラズマ中におけるエネルギーや粒子の輸送に大きな影響を与えます。乱流によってプラズマ中の熱や粒子が外部へ運ばれてしまうと、核融合反応を持続させるために必要な高温・高密度の状態を維持することが難しくなります。そのため、磁気核融合研究においては、微視的乱流の発生メカニズムやそのプラズマ輸送への影響を理解し、これを抑制または制御することが、効率的な核融合炉を実現するための重要な課題の一つとなっています。

このように、微視的乱流は、恒星大気の構造理解から将来のエネルギー源としての核融合研究まで、様々な分野でその現象と影響が詳細に研究されている重要な物理現象です。

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