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 ====== 10.2 Pulsatori radiali ======
+<WRAP justify>
 La moderna ricerca astronomica ha portato alla luce un gran numero
 di forme di variabilità intrinseca presenti, con maggiore o
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 Cefeidi Classiche. Ambedue queste classi prendono il nome dalla
 prima variabile della classe scoperta e  studiata in qualche
-dettaglio, rispettivamente RR Lyrae e <tex>$\delta$</tex> Cephei per le due
+dettaglio, rispettivamente RR Lyrae e $\delta$ Cephei per le due
 popolazioni.
@@ Linea 73: / Linea 74: @@
 //striscia di instabilità//, schematizzata in Fig. 10.2,
 all'interno della quale tutte le strutture
-risultano instabili per pulsazioni radiali, cioé per ripetitive
+risultano instabili per pulsazioni radiali, cioè per ripetitive
  e  periodiche variazioni di raggio accompagnate da corrispondenti
 variazioni di luminosità. Risulta innanzitutto che la pulsazione
 é un fenomeno che coinvolge essenzialmente solo gli strati più
 esterni di una struttura. Si comprende così la correlazione
-tra pulsazione e diagrama HR: la modellistica stellare ci assicura
+tra pulsazione e diagramma HR: la modellistica stellare ci assicura
 infatti che per ogni assunta composizione chimica originaria un
 punto del diagramma HR determina completamente la struttura degli
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 limite blu, la ionizzazione diviene invece troppo superficiale,
 coinvolgendo una frazione troppo piccola di massa. La pulsazione
-si instaura cioé quando le zone di ionizzazione si vengono a
+si instaura cioè quando le zone di ionizzazione si vengono a
 trovare abbastanza, ma non troppo, al di sotto dell'atmosfera
 stellare. I meccanismi fisici che producono e sostengono
 l'instabilità risiedono principalmente nella risposta
 dell'opacità radiativa (meccanismo K) e dell'esponente
-adiabatico (meccanismo <tex>$\Gamma$</tex>) a fluttuazioni delle condizioni
+adiabatico (meccanismo $\Gamma$) a fluttuazioni delle condizioni
 locali.
@@ Linea 103: / Linea 104: @@
 all'aumentare della gravità debbano diminuire i periodi.
 Possiamo trasferire questa constatazione in termini di parametri
-stellari ricordando che <tex>$R^2 \propto$ L/T$_e^4$</tex> e quindi, a
+stellari ricordando che $R^2 \propto$ L/T$_e^4$ e quindi, a
-parità di massa, aumentando L o diminuendo <tex>T$_e$</tex> diminuisce la
+parità di massa, aumentando L o diminuendo T$_e$ diminuisce la
 gravità. Ne concludiamo, ancor prima di un qualunque calcolo
 dettagliato, che ci attendiamo
 \\
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-<tex>
 $$ P\uparrow \ \ \ quando \ \ \ M\downarrow  \ L\uparrow \  T_e\downarrow$$
-</tex>
 \\
 \\
@@ Linea 131: / Linea 130: @@
 delle RR Lyrae discende essenzialmente dalla maggior gravità
 superficiale.
+</WRAP>
-\\
-<fbl>
-\\
-\\
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 ~~DISQUS~~