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c01:a04

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marco
c01:a04 [15/03/2017 11:28] (versione attuale)
marco refuso
Linea 1: Linea 1:
 ====== A1.4 Spettri stellari e tipi spettrali ====== ====== A1.4 Spettri stellari e tipi spettrali ======
  
 +<WRAP justify>
 Abbiamo indicato come lo spettro di una sorgente stellare Abbiamo indicato come lo spettro di una sorgente stellare
-corrisponda ​ in genere ad una distribuzione energetica di corpo +corrisponda ​ in genere ad una distribuzione energetica di  
-nero solcata da righe o bande di assorbimento. La distribuzione di+[[wp.it>​Corpo_nero|corpo ​nero]] solcata da righe o bande di assorbimento. ​ 
 +La distribuzione di
 corpo nero ci assicura che la radiazione proviene da strati corpo nero ci assicura che la radiazione proviene da strati
 stellari in cui le interazioni tra particelle e fotoni sono stellari in cui le interazioni tra particelle e fotoni sono
-sufficienti ad assicurare l'​equilibrio termodinamico tra materia e+sufficienti ad assicurare l'[[wp.it>​Equilibrio_termodinamico|equilibrio termodinamico]] tra materia e
 radiazione. Risulta peraltro ovvio che prima di lasciare la stella radiazione. Risulta peraltro ovvio che prima di lasciare la stella
 tale radiazione debba fatalmente attraversare strati di bassa e tale radiazione debba fatalmente attraversare strati di bassa e
-bassissima densità ove le interazioni radiazione particelle+bassissima densità ove le interazioni ​tra radiazione ​particelle
 finiscono col diventare ​ sporadiche e  l'​equilibrio termico non finiscono col diventare ​ sporadiche e  l'​equilibrio termico non
 può più essere realizzato. A conferma di ciò si consideri può più essere realizzato. A conferma di ciò si consideri
Linea 28: Linea 30:
 quanto di energia per portarsi dal suo livello naturale al livello quanto di energia per portarsi dal suo livello naturale al livello
 eccitato. Si noti che si è in presenza ​ di un assorbimento eccitato. Si noti che si è in presenza ​ di un assorbimento
-transitorio, ​perchè ​l'​elettrone eccitato ritornerà sul suo+transitorio, ​perché ​l'​elettrone eccitato ritornerà sul suo
 stato naturale emettendo nuovamente radiazione. Tale emissione è stato naturale emettendo nuovamente radiazione. Tale emissione è
 peraltro isotropa e alla superficie di una stella tale meccanismo peraltro isotropa e alla superficie di una stella tale meccanismo
Linea 85: Linea 87:
 decrescente,​ i [[wp.it>​Classificazione_stellare|tipi spettrali]] decrescente,​ i [[wp.it>​Classificazione_stellare|tipi spettrali]]
 O, B, A, F, G, K, M, ognuno suddiviso in dieci sottoclassi (B0, B1, B2...B9, A0, A1...). O, B, A, F, G, K, M, ognuno suddiviso in dieci sottoclassi (B0, B1, B2...B9, A0, A1...).
 +</​WRAP>​
 \\ \\
 {{:​c01:​fig1_21.jpg?​400}} {{:​c01:​fig1_21.jpg?​400}}
Linea 90: Linea 93:
 //**Fig. 1.19** Intensità delle righe di assorbimento //**Fig. 1.19** Intensità delle righe di assorbimento
 nel visibile di diversi elemento al variare del tipo spettrale.//​ nel visibile di diversi elemento al variare del tipo spettrale.//​
-\\ +
-\\+
 ^  Spettro ^  B-V  ^  Te  ^ M<​sub>​V</​sub>​ ^  ​ ^  Spettro ^  B-V  ^  Te  ^ M<​sub>​V</​sub>​ ^  ​
 | O5   ​| ​    -0.35 |   ​35500 ​ |   -5.7 | | O5   ​| ​    -0.35 |   ​35500 ​ |   -5.7 |
Linea 109: Linea 111:
 //**Tab. 2** Corrispondenza tra tipo spettrale, indice di colore, //**Tab. 2** Corrispondenza tra tipo spettrale, indice di colore,
 temperatura efficace e magnitudine V assoluta per stelle di disco temperatura efficace e magnitudine V assoluta per stelle di disco
-di Sequenza Principale. +di Sequenza Principale.//​ 
-// +<WRAP justify>
 A basse temperature sono presenti nel visibile gli assorbimenti di A basse temperature sono presenti nel visibile gli assorbimenti di
 molecole e elementi pesanti (i cosiddetti [[wp.it>​Metallicità|metalli]]) neutri, quali, ad molecole e elementi pesanti (i cosiddetti [[wp.it>​Metallicità|metalli]]) neutri, quali, ad
Linea 139: Linea 140:
 comprendono tali differenze notando come a parità di temperatura comprendono tali differenze notando come a parità di temperatura
 stelle intrinsecamente meno luminose debbano avere raggi minori stelle intrinsecamente meno luminose debbano avere raggi minori
-(<m>L = 4 pi R^2 sigma T_e^4</​m>​) cui corrispondono densità+(<m>L = 4 pi R^2 sigma Te^4</​m>​) cui corrispondono densità
 atmosferiche maggiori, atomi più perturbati e righe atmosferiche maggiori, atomi più perturbati e righe
 conseguentemente allargate. Corrispondentemente,​ per ogni tipo conseguentemente allargate. Corrispondentemente,​ per ogni tipo
Linea 154: Linea 155:
 di sequenza principale e la cui luminosità dipende fortemente di sequenza principale e la cui luminosità dipende fortemente
 dalla temperatura. dalla temperatura.
 +</​WRAP>​
 +<fbl>
 \\ \\
-\\ +---- 
-<fbl> +~~DISQUS~~
c01/a04.1282228937.txt · Ultima modifica: 08/09/2014 09:45 (modifica esterna)