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c01:a04

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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>+
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 ~~DISQUS~~ ~~DISQUS~~
c01/a04.1410162344.txt · Ultima modifica: 14/06/2021 14:05 (modifica esterna)

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