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"alt_text": "Three curves with radiation on the y-axis & wavelength on the x-axis. The cooler curves have redder & lower peaks",
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"caption": "The curves of emitted radiation from blackbodies of different temperatures. The x-axis shows wavelength and the y-axis shows the amount of energy emitted every second by a square meter of the surface of that blackbody at each wavelength.\r\n\r\nThe hotter the body, the shorter the wavelength and the bluer the light it emits its maximum amount of energy at. Despite the coolest body in this plot peaking in red light, the other hotter bodies all emit more red light than the coolest body. \r\n\r\nThe dotted line shows the emitted radiation predicted by classical theory prior to modern quantum mechanics. This prediction tends to infinity at shorter wavelengths for any blackbody temperature above zero and was dubbed the ‘ultraviolet catastrophe’.",
"alt_text": "Three curves with radiation on the y-axis & wavelength on the x-axis. The cooler curves have redder & lower peaks",
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"caption": "Die Kurven der emittierten Strahlung von Schwarzen Körpern unterschiedlicher Temperatur. Die x-Achse zeigt die Wellenlänge und die y-Achse die Energiemenge, die pro Sekunde von einem Quadratmeter der Oberfläche dieses Schwarzen Körpers bei jeder Wellenlänge abgegeben wird. Je heißer der Körper ist, desto kürzer ist die Wellenlänge und desto blauer ist das Licht, bei dem er seine maximale Energiemenge abgibt. Obwohl der kühlste Körper in diesem Diagramm ein Maximum im roten Licht aufweist, strahlen die anderen heißeren Körper alle mehr rotes Licht ab als der kälteste Körper. Die gepunktete Linie zeigt die Strahlung, die von der klassischen Theorie vor der modernen Quantenmechanik vorhergesagt wurde. Diese Vorhersage tendiert bei kürzeren Wellenlängen für jede Schwarzkörpertemperatur über Null gegen unendlich und wurde als \"Ultraviolettkatastrophe\" bezeichnet.",
"alt_text": "Strahlungsmenge als Funktion der Wellenlänge mit drei Kurven. Die kühleren Kurven haben rötere und niedrigere Maxima",
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"caption": "Die Kurven der emittierten Strahlung von Schwarzen Körpern unterschiedlicher Temperatur. Die x-Achse zeigt die Wellenlänge und die y-Achse die Energiemenge, die pro Sekunde von einem Quadratmeter der Oberfläche dieses Schwarzen Körpers bei jeder Wellenlänge abgegeben wird. Je heißer der Körper ist, desto kürzer ist die Wellenlänge und desto blauer ist das Licht, bei dem er seine maximale Energiemenge abgibt. Obwohl der kühlste Körper in diesem Diagramm ein Maximum im roten Licht aufweist, strahlen die anderen heißeren Körper alle mehr rotes Licht ab als der kühlste Körper.",
"alt_text": "Strahlungsmenge als Funktion der Wellenlänge mit drei Kurven. Die kühleren Kurven haben rötere und niedrigere Maxima",
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"caption": "As curvas da radiação emitida por corpos negros de diferentes temperaturas. O eixo x mostra o comprimento de onda e o eixo y mostra a quantidade de energia emitida a cada segundo por um metro quadrado da superfície desse corpo negro em cada comprimento de onda.\r\n\r\nQuanto mais quente o corpo, menor o comprimento de onda e mais azul a luz em que ele emite sua quantidade máxima de energia. Apesar de o corpo mais frio nesse gráfico ter um pico de luz vermelha, todos os outros corpos mais quentes emitem mais luz vermelha do que o corpo mais frio.",
"alt_text": "Curvas com radiação no eixo y e comprimento de onda no eixo x. As curvas mais frias têm picos mais vermelhos e mais baixos",
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"caption": "As curvas da radiação emitida por corpos negros de diferentes temperaturas. O eixo x mostra o comprimento de onda e o eixo y mostra a quantidade de energia emitida a cada segundo por um metro quadrado da superfície desse corpo negro em cada comprimento de onda.\r\n\r\nQuanto mais quente o corpo, menor o comprimento de onda e mais azul a luz em que ele emite sua quantidade máxima de energia. Apesar de o corpo mais frio nesse gráfico ter um pico de luz vermelha, todos os outros corpos mais quentes emitem mais luz vermelha do que o corpo mais frio.\r\n\r\nA linha pontilhada mostra a radiação emitida prevista pela teoria clássica antes da mecânica quântica moderna. Essa previsão tende ao infinito em comprimentos de onda mais curtos para qualquer temperatura de corpo negro acima de zero e foi chamada de \"catástrofe do ultravioleta\".",
"alt_text": "Curvas com radiação no eixo y e comprimento de onda no eixo x. As curvas mais frias têm picos mais vermelhos e mais baixos",
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"caption": "The spectrum of the O-type star HD 235673 with wavelength in nanometers on the x-axis and flux on the y-axis. The top part of the plot shows the same spectrum but with bright patches for wavelengths with high flux and dark patches for wavelengths with low flux. The colour of the line between 400 nm and 700 nm roughly corresponds to the colour the human eye would see light of that wavelength. Below 400 nm and above 700 nm, where the human eye can see little to no light, the lines are coloured blue and red respectively.\r\n\r\nThe black lines show spectral absorption lines caused by atoms and ions of different elements in the star’s atmosphere. These atoms and ions absorb at specific wavelengths, causing sharp, dark lines in the spectra. How strong these lines are depends on the temperature of the star’s atmosphere. Two stars made from the same mix of elements could have spectra with vastly different sets of lines in their spectra if they have different temperatures in their atmospheres. For O-type stars the most important features are a small number of lines caused by ionized helium. These lines are stronger in O-type stars than in cooler stars. Lines from helium atoms and hydrogen atoms also appear in the spectrum. The spectrum has more flux at the blue end of the spectrum than at the red end of the spectrum.",
"alt_text": "A smooth line declining at longer wavelengths with a few sharp dips.",
"credit_text": "IAU OAE/SDSS/Niall Deacon",
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"caption": "The spectrum of the B-type star HD 258982. The colour of the line between 400 nm and 700 nm roughly corresponds to the colour the human eye would see light of that wavelength. Below 400 nm and above 700 nm, where the human eye can see little to no light, the lines are coloured blue and red respectively.\r\n\r\nThe black lines show spectral absorption lines caused by atoms and ions of different elements in the star’s atmosphere. These atoms and ions absorb at specific wavelengths, causing sharp, dark lines in the spectra. How strong these lines are depends on the temperature of the star’s atmosphere. Two stars made from the same mix of elements could have spectra with vastly different sets of lines in their spectra if they have different temperatures in their atmospheres. For B-type stars the most important lines are caused by helium atoms. These lines are strongest in B-type stars and weaker in hotter and cooler types. Lines from hydrogen atoms are also present but are not as strong as in cooler A-type stars.",
"alt_text": "A smooth line declining at longer wavelengths with a few sharp dips.",
"credit_text": "IAU OAE/SDSS/Niall Deacon",
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"caption": "The spectrum of the A-type star BD-11 1212. The colour of the line between 400 nm and 700 nm roughly corresponds to the colour the human eye would see light of that wavelength. Below 400 nm and above 700 nm, where the human eye can see little to no light, the lines are coloured blue and red respectively.\r\n\r\nThe black lines show spectral absorption lines caused by atoms and ions of different elements in the star’s atmosphere. These atoms and ions absorb at specific wavelengths, causing sharp, dark lines in the spectra. How strong these lines are depends on the temperature of the star’s atmosphere. Two stars made from the same mix of elements could have spectra with vastly different sets of lines in their spectra if they have different temperatures in their atmospheres. Lines from hydrogen atoms dominate the spectra of A-type stars and are strongest at this spectral type.",
"alt_text": "A smooth line peaking about 420 nm then declining at longer wavelengths with a few fairly broad dips.",
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"caption": "The spectrum of the F-type star 2MASS J22243289+4937443. The colour of the line between 400 nm and 700 nm roughly corresponds to the colour the human eye would see light of that wavelength. Below 400 nm and above 700 nm, where the human eye can see little to no light, the lines are coloured blue and red respectively.\r\n\r\nThe black lines show spectral absorption lines caused by atoms and ions of different elements in the star’s atmosphere. These atoms and ions absorb at specific wavelengths, causing sharp, dark lines in the spectra. How strong these lines are depends on the temperature of the star’s atmosphere. Two stars made from the same mix of elements could have spectra with vastly different sets of lines in their spectra if they have different temperatures in their atmospheres. The lines from hydrogen atoms that are strongest in A-type stars are still relatively strong in F-type stars but lines from metals, particularly ionised calcium begin to become strong at this spectral type.",
"alt_text": "A relatively smooth line peaking about 430 nm then declining at longer wavelengths with a few fairly broad dips.",
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"caption": "The spectrum of the G-type star UCAC4 700-069569. The colour of the line between 400 nm and 700 nm roughly corresponds to the colour the human eye would see light of that wavelength. Below 400 nm and above 700 nm, where the human eye can see little to no light, the lines are coloured blue and red respectively.\r\n\r\nThe black lines show spectral absorption lines caused by atoms and ions of different elements in the star’s atmosphere. These atoms and ions absorb at specific wavelengths, causing sharp, dark lines in the spectra. How strong these lines are depends on the temperature of the star’s atmosphere. Two stars made from the same mix of elements could have spectra with vastly different sets of lines in their spectra if they have different temperatures in their atmospheres. In G-type stars lines from hydrogen atoms are weaker than in F-type stars and lines from ionised calcium stronger. Lines from metal atoms such as atoms of iron, sodium and calcium also begin to become prominent.",
"alt_text": "A quite ragged line peaking about 470 nm then declining at longer wavelengths with a few deeper dips.",
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"caption": "The spectrum of the K-type star 2MASS J19554455+4754531. The colour of the line between 400 nm and 700 nm roughly corresponds to the colour the human eye would see light of that wavelength. Below 400 nm and above 700 nm, where the human eye can see little to no light, the lines are coloured blue and red respectively.\r\n\r\nThe black lines show spectral absorption lines caused by atoms and ions of different elements in the star’s atmosphere. These atoms and ions absorb at specific wavelengths, causing sharp, dark lines in the spectra. How strong these lines are depends on the temperature of the star’s atmosphere. Two stars made from the same mix of elements could have spectra with vastly different sets of lines in their spectra if they have different temperatures in their atmospheres. The spectra of K-type stars are dominated by metal atoms such as iron, sodium and calcium atoms. There are so many lines from metal atoms, far too many to mark individually, that the spectrum has a choppy, ragged appearance. The lines of hydrogen atoms and calcium ions are much weaker than in the hotter G-type stars.",
"alt_text": "A ragged line peaking about 580 nm then declining at longer wavelengths with a few deeper dips.",
"credit_text": "IAU OAE/SDSS/Niall Deacon",
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"caption": "The spectrum of the M-type star 2MASS J15581272+8457104. The colour of the line between 400 nm and 700 nm roughly corresponds to the colour the human eye would see light of that wavelength. Below 400 nm and above 700 nm, where the human eye can see little to no light, the lines are coloured blue and red respectively.\r\n\r\nThe black lines show spectral absorption lines caused by atoms, ions and molecules of different elements in the star’s atmosphere. These atoms, ions and molecules absorb at specific wavelengths, causing sharp, dark lines in the spectra. How strong these lines are depends on the temperature of the star’s atmosphere. Two stars made from the same mix of elements could have spectra with vastly different sets of lines in their spectra if they have different temperatures in their atmospheres. The atmospheres of M-type stars are cool enough for some chemical compounds to form. These are often referred to as molecules in astronomy, even if they are not strictly molecules in chemistry. These molecules produce so many lines in an M-type star’s spectrum that the lines appear to merge together in huge bands that remove large chunks from the spectrum. In M-type stars, titanium oxide has a large number of these bands in visible light, dominating huge regions of the spectrum.",
"alt_text": "A choppy line increasing at longer wavelengths with large wide dips and a few sharper dips.",
"credit_text": "IAU OAE/SDSS/Niall Deacon",
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"generated_from_github_repository": "astro4edu/stellar_spectra_plots",
"license": "CC-BY-4.0",
"license_url": "https://creativecommons.org/licenses/by/4.0/deed.en",
"language_code": "en",
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"pdf_file": "http://www.astro4edu.org/media/diagrams/pdf/spectrum-of-an-m-type-star_en.pdf",
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"diagram_label": "Stellar spectral types",
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"caption": "The spectra of seven stars ordered by spectral type ranging from the hottest (O-type) at the top to the coolest (M-type at the bottom). The x-axis shows the wavelength of light and the y-axis is a measure of the flux of light received at that wavelength. Each spectrum is normalized (the flux at each wavelength is divided by the maximum flux in that spectrum) and the spectra are then offset from each other along the y-axis to make the plot easier to view. The colour of the lines between 400 nm and 700 nm roughly corresponds to the colour the human eye would see light of that wavelength. Below 400 nm and above 700 nm, where the human eye can see little to no light, the lines are coloured blue and red respectively.\r\n\r\nThe hotter stars have more of their flux at the bluer end of the spectrum and the cooler stars have more of their flux at the redder end. However the total amount of flux a star emits depends on its size and temperature. Due to this, a hot star will emit more red light than a cool star of the same size even if the cool star emits almost all its light in red light but this is not visible in this plot due to the normalization mentioned above. The sharp, narrow drops in the spectra are absorption lines caused by atoms and ions in the stars’ atmospheres. The strength of a spectral line depends on the temperature of a star’s atmosphere. Take the hydrogen line at 656.5 nm as an example. All of the stars in this plot are primarily made of hydrogen, but the 656.5 nm hydrogen line is weak for the hottest and coolest stars but strongest for spectral types A and F. This is because hydrogen absorbs more light at 656.5 nm at the temperatures of A and F stars’ atmospheres than in hotter or cooler stars.\r\n\r\nThe coolest star here, the M-type star, has wide absorption bands in its spectra. This is because this star is cool enough to have compounds such as titanium oxide in its atmosphere. These compounds, often called molecules in astronomy, produce wider spectral absorption features than atoms or ions.",
"alt_text": "Seven lines. The peak of each line moves from short wavelengths for the top line to longer wavelengths for the bottom line.",
"credit_text": "IAU OAE/SDSS/Niall Deacon",
"credit_url": null,
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"license_url": "https://creativecommons.org/licenses/by/4.0/deed.en",
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"diagram_label": "Stellar spectral types - bands",
"diagram_slug": "W970mQ74LZ29",
"diagram_title": "Stellar spectral types - bands",
"glossary_terms": [
325,
328,
382
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"Stars"
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"caption": "The spectra of seven stars ordered by spectral type ranging from the hottest (O-type) at the top to the coolest (M-type at the bottom). The x-axis shows the wavelength of light while the brightness or darkness at each wavelength corresponds to the flux of light received from the star at that wavelength with darker patches having less flux and brighter patches more. Each spectrum is normalized (the flux at each wavelength is divided by the maximum flux for that spectrum) so that the maximum flux should appear with the same brightness for all the spectra. The colour plotted between 400 nm and 700 nm roughly corresponds to the color the human eye would see light of that wavelength. Below 400 nm and above 700 nm, where the human eye can see little to no light, the lines are coloured blue and red respectively.\r\n\r\nThe hotter stars have more of their flux at the bluer end of the spectrum and the cooler stars have more of their flux at the redder end. However the total amount of flux a star emits depends on its size and temperature. Due to this, a hot star will emit more red light than a cool star of the same size even if the cool star emits almost all its light in red light but this is not visible in this plot due to the normalization mentioned above. The dark, narrow patches in the spectra are absorption lines caused by atoms and ions in the stars’ atmospheres. The strength of a spectral line depends on the temperature of a star’s atmosphere. Take the hydrogen line at 656.5 nm as an example. All of the stars in this plot are primarily made of hydrogen, but the 656.5 nm hydrogen line is weak for the hottest and coolest stars but strongest for spectral types A and F. This is because hydrogen absorbs more light at 656.5 nm at the temperatures of A and F stars’ atmospheres than in hotter or cooler stars.\r\n\r\nThe coolest star here, the M-type star, has wide absorption bands in its spectra. This is because this star is cool enough to have compounds such as titanium oxide in its atmosphere. These compounds, often called molecules in astronomy, produce wider spectral absorption features than atoms or ions.",
"alt_text": "Seven bands with bright and dark patches. The brightest part of the band moves from blue in the top band to red at the bottom",
"credit_text": "IAU OAE/SDSS/Niall Deacon",
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"diagram_label": "Blackbody Radiation",
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"diagram_title": "Radiazione di corpo nero",
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"Physics"
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"caption": "Le curve della radiazione emessa da corpi neri di diversa temperatura. L'asse delle ascisse indica la lunghezza d'onda e l'asse delle ordinate la quantità di energia emessa ogni secondo da un metro quadrato della superficie di quel corpo nero a ciascuna lunghezza d'onda.\r\n\r\nQuanto più caldo è il corpo, tanto più corta è la lunghezza d'onda e tanto più blu è la luce a cui emette la massima quantità di energia. Nonostante il corpo più freddo in questo grafico abbia un picco di luce rossa, gli altri corpi più caldi emettono tutti più luce rossa rispetto al corpo più freddo.",
"alt_text": "Tre curve con radiazione sull'asse y e lunghezza d'onda sull'asse x. Le curve più fredde hanno picchi più rossi e più bassi.",
"credit_text": "IAU OAE/Niall Deacon",
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"diagram_label": "Blackbody Radiation - UV Catastrophe",
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"diagram_title": "Radiazione di corpo nero - Catastrofe UV",
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"Physics"
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"category_ids": [
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"caption": "Le curve della radiazione emessa da corpi neri di diversa temperatura. L'asse delle ascisse indica la lunghezza d'onda e l'asse delle ordinate la quantità di energia emessa ogni secondo da un metro quadrato della superficie di quel corpo nero a ciascuna lunghezza d'onda.\r\n\r\nQuanto più caldo è il corpo, tanto più corta è la lunghezza d'onda e tanto più blu è la luce a cui emette la massima quantità di energia. Nonostante il corpo più freddo in questo grafico abbia un picco di luce rossa, gli altri corpi più caldi emettono tutti più luce rossa rispetto al corpo più freddo.\r\n\r\nLa linea tratteggiata mostra la radiazione emessa prevista dalla teoria classica prima della moderna meccanica quantistica. Questa previsione tende all'infinito alle lunghezze d'onda più corte per qualsiasi temperatura del corpo nero superiore allo zero ed è stata soprannominata \"catastrofe ultravioletta\".",
"alt_text": "Tre curve con radiazione sull'asse y e lunghezza d'onda sull'asse x. Le curve più fredde hanno picchi più rossi e più bassi.",
"credit_text": "IAU OAE/Niall Deacon",
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"license": "CC-BY-4.0",
"license_url": "https://creativecommons.org/licenses/by/4.0/deed.en",
"language_code": "it",
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"diagram_url": "https://astro4edu.org/it/resources/diagram/p90iM23hm85/"
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"diagram_label": "Spectrum of an O-type star",
"diagram_slug": "m5801x5SA50",
"diagram_title": "Spettro di una stella di tipo O",
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"caption": "Spettro della stella di tipo O HD 235673 con lunghezza d'onda in nanometri sull'asse x e flusso sull'asse y. La parte superiore del grafico mostra lo stesso spettro, ma con macchie chiare per le lunghezze d'onda ad alto flusso e macchie scure per le lunghezze d'onda a basso flusso. Il colore della linea tra 400 e 700 nm corrisponde approssimativamente al colore con cui l'occhio umano vede la luce di quella lunghezza d'onda. Al di sotto dei 400 nm e al di sopra dei 700 nm, dove l'occhio umano può vedere poca o nessuna luce, le linee sono colorate rispettivamente di blu e di rosso.\r\n\r\nLe righe nere mostrano le linee di assorbimento spettrale causate da atomi e ioni di diversi elementi presenti nell'atmosfera della stella. Questi atomi e ioni assorbono a lunghezze d'onda specifiche, causando linee scure e nitide nello spettro. La densità di queste righe dipende dalla temperatura dell'atmosfera della stella. Due stelle composte dalla stessa miscela di elementi potrebbero avere spettri con serie di righe molto diverse se le loro atmosfere hanno temperature diverse. Per le stelle di tipo O le caratteristiche più importanti sono un piccolo numero di linee causate dall'elio ionizzato. Queste righe sono più marcate nelle stelle di tipo O che in quelle più fredde. Nello spettro compaiono anche linee di atomi di elio e di idrogeno. Lo spettro presenta un flusso maggiore all'estremità blu dello spettro rispetto a quella rossa.",
"alt_text": "Una linea liscia che declina a lunghezze d'onda maggiori con alcuni bruschi avvallamenti.",
"credit_text": "IAU OAE/SDSS/Niall Deacon",
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"diagram_url": "https://astro4edu.org/it/resources/diagram/m5801x5SA50/"
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"diagram_label": "Spectrum of a B-type star",
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"diagram_title": "Spettro di una stella di tipo B",
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"Stars"
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"caption": "Lo spettro della stella di tipo B HD 258982. Il colore della linea tra 400 e 700 nm corrisponde approssimativamente al colore con cui l'occhio umano vede la luce di quella lunghezza d'onda. Al di sotto dei 400 nm e al di sopra dei 700 nm, dove l'occhio umano può vedere poca o nessuna luce, le linee sono colorate rispettivamente di blu e di rosso.\r\n\r\nLe righe nere mostrano le linee di assorbimento spettrale causate da atomi e ioni di diversi elementi presenti nell'atmosfera della stella. Questi atomi e ioni assorbono a lunghezze d'onda specifiche, ingenerando linee scure e nitide nello spettro. La densità di queste righe dipende dalla temperatura dell'atmosfera della stella. Due stelle composte dalla stessa miscela di elementi potrebbero avere spettri con serie di linee molto diverse se le loro atmosfere hanno temperature diverse. Per le stelle di tipo B le linee più importanti sono causate dagli atomi di elio. Queste righe sono più marcate nelle stelle di tipo B e più deboli nei tipi più caldi e più freddi. Ci sono anche le righe degli atomi di idrogeno, ma non sono così marcate come nelle stelle di tipo A più fredde.",
"alt_text": "Una linea liscia che declina a lunghezze d'onda maggiori con qualche brusco calo.",
"credit_text": "IAU OAE/SDSS/Niall Deacon",
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"diagram_url": "https://astro4edu.org/it/resources/diagram/QF74Q764Tb95/"
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"diagram_label": "Spectrum of an A-type star",
"diagram_slug": "2149RS77wy92",
"diagram_title": "Spettro di una stella di tipo A",
"glossary_terms": [
1,
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382
],
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"Stars"
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"big_ideas_subidea_ids": [],
"caption": "Lo spettro della stella di tipo A BD-11 1212. Il colore della linea tra 400 e 700 nm corrisponde approssimativamente al colore con cui l'occhio umano vede la luce di quella lunghezza d'onda. Al di sotto dei 400 nm e al di sopra dei 700 nm, dove l'occhio umano può vedere poca o nessuna luce, le linee sono colorate rispettivamente di blu e di rosso.\r\n\r\nLe righe nere mostrano le linee di assorbimento spettrale causate da atomi e ioni di diversi elementi presenti nell'atmosfera della stella. Questi atomi e ioni assorbono a lunghezze d'onda specifiche, ingenerando linee scure e nitide nello spettro. La densità di queste righe dipende dalla temperatura dell'atmosfera della stella. Due stelle composte dalla stessa miscela di elementi potrebbero avere spettri con serie di linee molto diverse se le loro atmosfere hanno temperature diverse. Le linee degli atomi di idrogeno dominano gli spettri delle stelle di tipo A e sono le più forti in questo tipo di spettro.",
"alt_text": "Una linea liscia che raggiunge un picco a circa 420 nm e poi diminuisce a lunghezze d'onda maggiori con alcuni avvallamenti piuttosto ampi.",
"credit_text": "IAU OAE/SDSS/Niall Deacon",
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"diagram_label": "Spectrum of an F-type star",
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"glossary_terms": [
110,
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"Stars"
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"caption": "Lo spettro della stella di tipo F 2MASS J22243289+4937443. Il colore della linea tra 400 e 700 nm corrisponde approssimativamente al colore con cui l'occhio umano vede la luce di quella lunghezza d'onda. Al di sotto dei 400 nm e al di sopra dei 700 nm, dove l'occhio umano può vedere poca o nessuna luce, le linee sono colorate rispettivamente di blu e di rosso.\r\n\r\nLe righe nere mostrano le linee di assorbimento spettrale causate da atomi e ioni di diversi elementi presenti nell'atmosfera della stella. Questi atomi e ioni assorbono a lunghezze d'onda specifiche, causando linee scure e nitide nello spettro. La densità di queste righe dipende dalla temperatura dell'atmosfera della stella. Due stelle composte dalla stessa miscela di elementi potrebbero avere spettri con serie di linee molto diverse se le loro atmosfere hanno temperature diverse. Le linee degli atomi di idrogeno, più forti nelle stelle di tipo A, sono ancora relativamente forti nelle stelle di tipo F, ma le linee dei metalli, in particolare del calcio ionizzato, iniziano a diventare forti a questo tipo di spettro.",
"alt_text": "Una linea relativamente liscia che raggiunge un picco a circa 430 nm e poi diminuisce a lunghezze d'onda maggiori con avvallamenti piuttosto ampi.",
"credit_text": "IAU OAE/SDSS/Niall Deacon",
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"diagram_label": "Spectrum of a G-type star",
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"diagram_title": "Spettro di una stella di tipo G",
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"Stars"
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"big_ideas_subidea": [],
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"caption": "Lo spettro della stella di tipo G UCAC4 700-069569. Il colore della linea tra 400 e 700 nm corrisponde approssimativamente al colore con cui l'occhio umano vede la luce di quella lunghezza d'onda. Al di sotto dei 400 nm e al di sopra dei 700 nm, dove l'occhio umano può vedere poca o nessuna luce, le linee sono colorate rispettivamente di blu e di rosso.\r\n\r\nLe righe nere mostrano le linee di assorbimento spettrale causate da atomi e ioni di diversi elementi presenti nell'atmosfera della stella. Questi atomi e ioni assorbono a lunghezze d'onda specifiche, causando linee scure e nitide nello spettro. La densità di queste righe dipende dalla temperatura dell'atmosfera della stella. Due stelle composte dalla stessa miscela di elementi potrebbero avere spettri con serie di linee molto diverse se le loro atmosfere hanno temperature diverse. Nelle stelle di tipo G le linee degli atomi di idrogeno sono più deboli rispetto alle stelle di tipo F, mentre quelle del calcio ionizzato sono più forti. Anche le linee degli atomi metallici, come gli atomi di ferro, sodio e calcio, iniziano a diventare prominenti.",
"alt_text": "Una linea piuttosto irregolare che raggiunge un picco a circa 470 nm e poi diminuisce a lunghezze d'onda maggiori con alcuni profondi cali.",
"credit_text": "IAU OAE/SDSS/Niall Deacon",
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"generated_from_github_repository": "astro4edu/stellar_spectra_plots",
"license": "CC-BY-4.0",
"license_url": "https://creativecommons.org/licenses/by/4.0/deed.en",
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"pdf_file": "http://www.astro4edu.org/media/diagrams/pdf/spectrum-of-a-g-type-star_it.pdf",
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"diagram_label": "Spectrum of a K-type star",
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"diagram_title": "Spettro di una stella di tipo K",
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168,
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"big_ideas_subidea": [],
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"caption": "Lo spettro della stella di tipo K 2MASS J19554455+4754531. Il colore della linea tra 400 e 700 nm corrisponde approssimativamente al colore con cui l'occhio umano vede la luce di quella lunghezza d'onda. Al di sotto dei 400 nm e al di sopra dei 700 nm, dove l'occhio umano può vedere poca o nessuna luce, le linee sono colorate rispettivamente di blu e di rosso.\r\n\r\nLe righe nere mostrano le linee di assorbimento spettrale causate da atomi e ioni di diversi elementi presenti nell'atmosfera della stella. Questi atomi e ioni assorbono a lunghezze d'onda specifiche, causando linee scure e nitide nello spettro. La densità di queste righe dipende dalla temperatura dell'atmosfera della stella. Due stelle composte dalla stessa miscela di elementi potrebbero avere spettri con serie di linee molto diverse se le loro atmosfere hanno temperature diverse. Gli spettri delle stelle di tipo K sono dominati da atomi metallici come quelli di ferro, sodio e calcio. Le righe degli atomi metallici sono talmente tante, troppe da poter essere marcate singolarmente, che lo spettro ha un aspetto irregolare e disordinato. Le linee degli atomi di idrogeno e degli ioni di calcio sono molto più deboli rispetto alle stelle di tipo G, più calde.",
"alt_text": "Una linea irregolare che raggiunge un picco a circa 580 nm e poi diminuisce a lunghezze d'onda maggiori con qualche avvallamento più profondo.",
"credit_text": "IAU OAE/SDSS/Niall Deacon",
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"generated_from_github_repository": "astro4edu/stellar_spectra_plots",
"license": "CC-BY-4.0",
"license_url": "https://creativecommons.org/licenses/by/4.0/deed.en",
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"pdf_file": "http://www.astro4edu.org/media/diagrams/pdf/spectrum-of-a-k-type-star_it.pdf",
"diagram_url": "https://astro4edu.org/it/resources/diagram/lH42QC364e69/"
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"diagram_label": "Spectrum of an M-type star",
"diagram_slug": "d156Ob46Ih98",
"diagram_title": "Spettro di una stella di tipo M",
"glossary_terms": [
328,
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453
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"Stars"
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"category_ids": [
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"big_ideas_subidea": [],
"big_ideas_subidea_ids": [],
"caption": "Lo spettro della stella di tipo M 2MASS J15581272+8457104. Il colore della linea tra 400 e 700 nm corrisponde approssimativamente al colore con cui l'occhio umano vede la luce di quella lunghezza d'onda. Al di sotto dei 400 nm e al di sopra dei 700 nm, dove l'occhio umano può vedere poca o nessuna luce, le linee sono colorate rispettivamente di blu e di rosso.\r\n\r\nLe righe nere mostrano le linee di assorbimento spettrale causate da atomi, ioni e molecole di diversi elementi presenti nell'atmosfera della stella. Questi atomi, ioni e molecole assorbono a lunghezze d'onda specifiche, ingenerando linee scure e nitide nello spettro. La densità di queste linee dipende dalla temperatura dell'atmosfera della stella. Due stelle composte dalla stessa miscela di elementi potrebbero avere spettri con serie di linee molto diverse se le loro atmosfere hanno temperature diverse. Le atmosfere delle stelle di tipo M sono abbastanza fredde da permettere la formazione di alcuni composti chimici. In astronomia si parla spesso di molecole, anche se non si tratta di molecole propriamente chimiche. Queste molecole producono così tante linee nello spettro di una stella di tipo M che le linee sembrano fondersi insieme in bande enormi che eliminano grandi porzioni dallo spettro. Nelle stelle di tipo M, l'ossido di titanio presenta un gran numero di queste bande nella luce visibile, dominando vaste regioni dello spettro.",
"alt_text": "Una linea irregolare che aumenta a lunghezze d'onda maggiori, con ampi avvallamenti e alcuni avvallamenti più netti.",
"credit_text": "IAU OAE/SDSS/Niall Deacon",
"credit_url": null,
"generated_from_github_repository": "astro4edu/stellar_spectra_plots",
"license": "CC-BY-4.0",
"license_url": "https://creativecommons.org/licenses/by/4.0/deed.en",
"language_code": "it",
"multimedia_file": "http://www.astro4edu.org/media/diagrams/multimedia/spectrum-of-an-m-type-star_it.png",
"pdf_file": "http://www.astro4edu.org/media/diagrams/pdf/spectrum-of-an-m-type-star_it.pdf",
"diagram_url": "https://astro4edu.org/it/resources/diagram/d156Ob46Ih98/"
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{
"diagram_label": "Stellar spectral types",
"diagram_slug": "Tt35DR10iI63",
"diagram_title": "Tipi spettrali stellari",
"glossary_terms": [
325,
328,
382
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"categories": [
"Stars"
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"big_ideas": [],
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"caption": "Gli spettri di sette stelle ordinati per tipo spettrale, dal più caldo (tipo O) in alto al più freddo (tipo M in basso). L'asse delle ascisse indica la lunghezza d'onda della luce e l'asse delle ordinate misura il flusso di luce ricevuto a quella lunghezza d'onda. Ogni spettro viene normalizzato (il flusso a ciascuna lunghezza d'onda viene diviso per il flusso massimo in quello spettro) e gli spettri vengono poi sfalsati l'uno dall'altro lungo l'asse y per rendere il grafico più facile da visualizzare. Il colore delle linee tra 400 e 700 nm corrisponde approssimativamente al colore con cui l'occhio umano vede la luce di quella lunghezza d'onda. Al di sotto dei 400 nm e al di sopra dei 700 nm, dove l'occhio umano può vedere poca o nessuna luce, le linee sono colorate rispettivamente di blu e di rosso.\r\n\r\nLe stelle più calde hanno un flusso maggiore all'estremità blu dello spettro, mentre quelle più fredde hanno un flusso maggiore all'estremità rossa. Tuttavia, la quantità totale di flusso emesso da una stella dipende dalle sue dimensioni e dalla sua temperatura. Per questo motivo, una stella calda emetterà più luce rossa di una stella fredda della stessa dimensione, anche se la stella fredda emette quasi tutta la sua luce in rosso, ma questo non è visibile in questo grafico a causa della normalizzazione di cui sopra. Le gocce strette e nette negli spettri sono linee di assorbimento causate da atomi e ioni nell'atmosfera delle stelle. L'intensità di una linea spettrale dipende dalla temperatura dell'atmosfera di una stella. Prendiamo ad esempio la linea dell'idrogeno a 656,5 nm. Tutte le stelle in questo grafico sono costituite principalmente da idrogeno, ma la linea dell'idrogeno a 656,5 nm è sottile per le stelle più calde e più fredde, mentre è più marcata per i tipi spettrali A e F. Questo perché l'idrogeno assorbe più luce a 656,5 nm alle temperature delle atmosfere delle stelle A e F rispetto alle stelle più calde o più fredde.\r\n\r\nLa stella più fredda, quella di tipo M, presenta ampie bande di assorbimento nel suo spettro. Ciò è dovuto al fatto che questa stella è abbastanza fredda da avere composti come l'ossido di titanio nella sua atmosfera. Questi composti, spesso chiamati molecole in astronomia, producono righe di assorbimento spettrale più ampie rispetto agli atomi o agli ioni.",
"alt_text": "Sette linee. Il picco di ciascuna linea passa da lunghezze d'onda brevi per la linea superiore a lunghezze d'onda maggiori per la linea inferiore.",
"credit_text": "IAU OAE/SDSS/Niall Deacon",
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"generated_from_github_repository": "astro4edu/stellar_spectra_plots",
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