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 svolta conoscitiva nello studio dell'Universo: dalla [[wp.it>Astronomia]],
 intesa come semplice analisi delle posizioni e dei movimenti
-apparenti delle stelle sulla volta celeste, si apriva la strada
+apparenti delle stelle sulla [[wp.it>/Sfera_celeste|volta celeste]], si apriva la strada
 all' [[wp.it>Astrofisica]] ed allo  studio delle proprietà fisiche degli
 [[wp.it>Stella|oggetti stellari]].
 Tale studio non può peraltro che essere basato sull'analisi
-della radiazione elettromagnetica che da tali oggetti ci giunge e
+della [[wp.it>Radiazione_elettromagnetica|radiazione elettromagnetica]]
+che da tali oggetti ci giunge e
 quindi, in termini operativi, sulla analisi dei [[wp.it>fotoni]] raccolti da
-telescopi e focalizzati su opportuni rivelatori. In linea
+[[wp.it>telescopi]] e focalizzati su opportuni rivelatori. In linea
 generale, ci attendiamo che una sorgente stellare sia
 caratterizzata dalla quantità di energia luminosa emessa
 nell'unità di tempo sotto forma di fotoni e dalla  distribuzione
 dei fotoni stessi alle varie frequenze o lunghezze d'onda
-(//"distribuzione spettrale" o "spettro" della radiazione//).
+(//"distribuzione spettrale" o [[wp.it>Spettro_visibile|spettro]] della radiazione//).
 Fortunatamente, si trova che nella grande maggioranza dei casi
 tale distribuzione risulta con buona approssimazione assimilabile
-a quella attesa da un //corpo nero// (vedi A1.1) di
+a quella attesa da un [[wp.it>Corpo_nero|corpo nero]] ([[c01:a01|vedi A1.1]]) di
 opportuna temperatura. Potremo dunque parlare  di una
 //temperatura della sorgente//, e caratterizzare tali temperature
-attraverso opportune definizioni delle "magnitudini" stellari e
+attraverso opportune definizioni delle [[wp.it>Magnitudine_apparente|magnitudini]] stellari e
-dei relativi "indici di colore" (vedi A1.2). Le
+dei relativi [[wp.it>Indice_di_colore|indici di colore]] ([[c01:a02|vedi A1.2]]). Le
 osservazioni mostrano che le temperature stellari risultano
 tipicamente contenute in un intervallo non molto esteso,
-orientativamente tra i 3.000 ed i 30.000 gradi Kelvin (K).
+orientativamente tra i 3.000 ed i 30.000 gradi [[wp.it>Kelvin]] (K).
 {{ :c01:telescope-937871_640.jpg?nolink |}}
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 (//luminosità intrinseca//) da una sorgente di cui sovente è
 difficile valutare con precisione la distanza. Metodi diretti
-(parallassi trigonometriche, vedi A1.3) applicati sia da
+(parallassi trigonometriche, vedi [[c01:a03|A1.3]]) applicati sia da
-terra che da veicoli spaziali consentono oggi di conoscere con
+terra che da [[wp.it>Satellite_artificiale|veicoli spaziali]] consentono oggi di conoscere con
 buona precisione la distanza degli oggetti più vicini al nostro
-sistema solare, che rappresentano peraltro una frazione minimale
+[[wp.it>Sistema_solare|sistema solare]], che rappresentano peraltro una frazione minimale
-dell'Universo osservato. Al di là di tale campione locale, la
+dell'[[wp.it>universo osservabile]]. Al di là di tale campione locale, la
 valutazione delle distanze riposa sulla disponibilità di
-opportune //candele standard//, cioè sull'utilizzo di
+opportune [[wp.it>candele standard]], cioè sull'utilizzo di
 particolari sorgenti stellari di cui si ritiene di poter conoscere
 a priori la luminosità intrinseca della struttura.
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 infatti  da attribuirsi in larga misura  alla presenza di righe e
 bande oscure variamente distribuite lungo lo spettro, causate
-dall'assorbimento selettivo di radiazione (vedi A1.4) da
+dall'assorbimento selettivo di radiazione ([[c01:a04|vedi A1.4]]) da
-parte degli atomi o molecole di cui è composta la porzione
+parte degli [[wp.it>atomi]] o [[wp.it>molecole]] di cui è composta la porzione
 più superficiale di una struttura stellare (//atmosfera
-stellare//). La teoria delle atmosfere stellari consente oggi di
+stellare//). La teoria delle [[wp.it>atmosfere stellari]] consente oggi di
 risalire con buona precisione dagli assorbimenti osservati
 all'abbondanza delle varie specie atomiche, fornendoci la preziosa
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 informazioni sulla composizione chimica di tali atmosfere.
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-<fbl>
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 ~~DISQUS~~