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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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"diagram_title": "Radiação de corpo negro - Catástrofe do UV",
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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",
"credit_text": "IAU OAE/Niall Deacon",
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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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"diagram_label": "Spectrum of an F-type star",
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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.",
"credit_text": "IAU OAE/SDSS/Niall Deacon",
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"diagram_label": "Spectrum of a K-type star",
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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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"diagram_label": "Spectrum of an M-type star",
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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",
"multimedia_file": "http://astro4edu.org/media/diagrams/multimedia/spectrum-of-an-m-type-star_en.png",
"pdf_file": "http://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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"diagram_title": "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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"diagram_label": "Stellar spectral types - bands",
"diagram_slug": "W970mQ74LZ29",
"diagram_title": "Stellar spectral types - bands",
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325,
328,
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"Stars"
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2
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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",
"diagram_slug": "p90iM23hm85",
"diagram_title": "Radiazione di corpo nero - Catastrofe UV",
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96,
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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_url": "https://creativecommons.org/licenses/by/4.0/deed.en",
"language_code": "it",
"multimedia_file": "http://astro4edu.org/media/diagrams/multimedia/blackbody-radiation-ultraviolet-catastrophe_it.png",
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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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"license_url": "https://creativecommons.org/licenses/by/4.0/deed.en",
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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",
"diagram_slug": "QF74Q764Tb95",
"diagram_title": "Spettro di una stella di tipo B",
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37,
328,
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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_label": "Spectrum of an A-type star",
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"diagram_title": "Spettro di una stella di tipo A",
"glossary_terms": [
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382
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"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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"license_url": "https://creativecommons.org/licenses/by/4.0/deed.en",
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"diagram_label": "Spectrum of an F-type star",
"diagram_slug": "zY580V14PE47",
"diagram_title": "Spettro di una stella di tipo F",
"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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"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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"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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328,
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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",
"language_code": "it",
"multimedia_file": "http://astro4edu.org/media/diagrams/multimedia/spectrum-of-a-g-type-star_it.png",
"pdf_file": "http://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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"Stars"
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"big_ideas_subidea": [],
"big_ideas_subidea_ids": [],
"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",
"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://astro4edu.org/media/diagrams/multimedia/spectrum-of-a-k-type-star_it.png",
"pdf_file": "http://astro4edu.org/media/diagrams/pdf/spectrum-of-a-k-type-star_it.pdf",
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"diagram_label": "Spectrum of an M-type star",
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"diagram_title": "Spettro di una stella di tipo M",
"glossary_terms": [
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"categories": [
"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://astro4edu.org/media/diagrams/multimedia/spectrum-of-an-m-type-star_it.png",
"pdf_file": "http://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"
],
"category_ids": [
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"big_ideas": [],
"big_ideas_subidea": [],
"big_ideas_subidea_ids": [],
"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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"diagram_label": "Stellar spectral types - bands",
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"diagram_title": "Tipi spettrali stellari - bande",
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328,
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"Stars"
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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 mostra la lunghezza d'onda della luce, mentre la luminosità o l'oscurità a ciascuna lunghezza d'onda corrisponde al flusso di luce ricevuto dalla stella a quella lunghezza d'onda, con le macchie più scure che hanno un flusso minore e quelle più luminose maggiore. Ogni spettro è normalizzato (il flusso a ogni lunghezza d'onda è diviso per il flusso massimo per quello spettro) in modo che il flusso massimo appaia con la stessa luminosità per tutti gli spettri. Il colore tracciato 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 macchie scure e strette 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 debole per le stelle più calde e più fredde, mentre è più forte 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 definiti molecole in astronomia, producono righe di assorbimento spettrale più ampie rispetto agli atomi o agli ioni.",
"alt_text": "Sette bande con macchie chiare e scure. La parte più luminosa della banda passa dal blu della banda superiore al rosso della banda inferiore.",
"credit_text": "IAU OAE/SDSS/Niall Deacon",
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"diagram_label": "Blackbody Radiation",
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"diagram_title": "Rayonnement du corps noir",
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"caption": "Courbes du rayonnement émis par des corps noirs de différentes températures. L'axe des x indique la longueur d'onde et l'axe des y indique la quantité d'énergie émise chaque seconde par un mètre carré de la surface de ce corps noir à chaque longueur d'onde.\r\n\r\nPlus le corps est chaud, plus la longueur d'onde est courte et plus la lumière qu'il émet est bleue. Bien que le corps le plus froid de ce diagramme atteigne un pic de lumière rouge, les autres corps plus chauds émettent tous plus de lumière rouge que le corps le plus froid.",
"alt_text": "Trois courbes avec le rayonnement sur l'axe y et la longueur d'onde sur l'axe x. Les courbes les plus froides ont des pics plus rouges et plus bas.",
"credit_text": "AIU OAE/Niall Deacon",
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"diagram_label": "Blackbody Radiation - UV Catastrophe",
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"diagram_title": "Rayonnement du corps noir - Catastrophe UV",
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"caption": "Courbes du rayonnement émis par des corps noirs de différentes températures. L'axe des x indique la longueur d'onde et l'axe des y indique la quantité d'énergie émise chaque seconde par un mètre carré de la surface de ce corps noir à chaque longueur d'onde.\r\n\r\nPlus le corps est chaud, plus la longueur d'onde est courte et plus la lumière qu'il émet est bleue. Bien que le corps le plus froid de ce diagramme atteigne un pic de lumière rouge, les autres corps plus chauds émettent tous plus de lumière rouge que le corps le plus froid.\r\n\r\nLa ligne en pointillé montre le rayonnement émis prédit par la théorie classique avant la mécanique quantique moderne. Cette prédiction tend vers l'infini aux courtes longueurs d'onde pour toute température du corps noir supérieure à zéro et a été surnommée la \"catastrophe ultraviolette\".",
"alt_text": "Trois courbes avec le rayonnement sur l'axe y et la longueur d'onde sur l'axe x. Les courbes les plus froides ont des pics plus rouges et plus bas.",
"credit_text": "AIU OAE/Niall Deacon",
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"diagram_label": "Spectrum of an O-type star",
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"diagram_title": "Spectre d'une étoile de type O",
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"caption": "Spectre de l'étoile de type O HD 235673 avec la longueur d'onde en nanomètres sur l'axe des x et le flux sur l'axe des y. La partie supérieure du graphique montre le même spectre, mais avec des taches claires pour les longueurs d'onde à flux élevé et des taches sombres pour les longueurs d'onde à faible flux. La couleur de la ligne entre 400 nm et 700 nm correspond approximativement à la couleur de la lumière de cette longueur d'onde perçue par l'œil humain. En dessous de 400 nm et au-dessus de 700 nm, où l'œil humain ne voit que peu ou pas de lumière, les lignes sont colorées respectivement en bleu et en rouge.\r\n\r\nLes lignes noires montrent les lignes d'absorption spectrale causées par les atomes et les ions de différents éléments présents dans l'atmosphère de l'étoile. Ces atomes et ions absorbent à des longueurs d'onde spécifiques, ce qui provoque des lignes sombres et nettes dans les spectres. L'intensité de ces lignes dépend de la température de l'atmosphère de l'étoile. Deux étoiles composées du même mélange d'éléments peuvent présenter des spectres avec des jeux de raies très différents si leurs atmosphères ont des températures différentes. Pour les étoiles de type O, les caractéristiques les plus importantes sont un petit nombre de raies causées par l'hélium ionisé. Ces raies sont plus intenses dans les étoiles de type O que dans les étoiles plus froides. Des raies provenant d'atomes d'hélium et d'hydrogène apparaissent également dans le spectre. Le spectre présente un flux plus important à l'extrémité bleue du spectre qu'à l'extrémité rouge.",
"alt_text": "Une ligne lisse qui décroît à des longueurs d'onde plus longues avec quelques creux importants.",
"credit_text": "IAU OAE/SDSS/Niall Deacon",
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"diagram_label": "Spectrum of a B-type star",
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"caption": "Le spectre de l'étoile de type B HD 258982. La couleur de la raie entre 400 nm et 700 nm correspond approximativement à la couleur de la lumière que l'œil humain verrait à cette longueur d'onde. En dessous de 400 nm et au-dessus de 700 nm, où l'œil humain ne voit que peu ou pas de lumière, les lignes sont colorées respectivement en bleu et en rouge.\r\n\r\nLes lignes noires montrent les lignes d'absorption spectrale causées par les atomes et les ions de différents éléments présents dans l'atmosphère de l'étoile. Ces atomes et ions absorbent à des longueurs d'onde spécifiques, ce qui provoque des raies sombres et nettes dans les spectres. L'intensité de ces lignes dépend de la température de l'atmosphère de l'étoile. Deux étoiles composées du même mélange d'éléments peuvent présenter des spectres avec des jeux de raies très différents si leurs atmosphères ont des températures différentes. Pour les étoiles de type B, les raies les plus importantes sont causées par les atomes d'hélium. Ces raies sont les plus fortes dans les étoiles de type B et les plus faibles dans les étoiles plus chaudes et plus froides. Les raies dues aux atomes d'hydrogène sont également présentes mais ne sont pas aussi fortes que dans les étoiles de type A plus froides.",
"alt_text": "Une ligne lisse décroissant à des longueurs d'onde plus longues avec quelques creux marqués.",
"credit_text": "IAU OAE/SDSS/Niall Deacon",
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"diagram_title": "Spectre d'une étoile de type A",
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"caption": "Le spectre de l'étoile de type A BD-11 1212. La couleur de la ligne entre 400 nm et 700 nm correspond approximativement à la couleur de la lumière que l'œil humain verrait à cette longueur d'onde. En dessous de 400 nm et au-dessus de 700 nm, où l'œil humain ne voit que peu ou pas de lumière, les lignes sont colorées respectivement en bleu et en rouge.\r\n\r\nLes lignes noires montrent les lignes d'absorption spectrale causées par les atomes et les ions de différents éléments présents dans l'atmosphère de l'étoile. Ces atomes et ions absorbent à des longueurs d'onde spécifiques, ce qui provoque des lignes sombres et nettes dans les spectres. L'intensité de ces lignes dépend de la température de l'atmosphère de l'étoile. Deux étoiles composées du même mélange d'éléments peuvent présenter des spectres avec des jeux de raies très différents si leurs atmosphères ont des températures différentes. Les raies des atomes d'hydrogène dominent les spectres des étoiles de type A et sont les plus intenses dans ce type spectral.",
"alt_text": "Une ligne régulière culminant à environ 420 nm puis diminuant à des longueurs d'onde plus élevées avec quelques creux assez larges.",
"credit_text": "IAU OAE/SDSS/Niall Deacon",
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"caption": "Le spectre de l'étoile de type F 2MASS J22243289+4937443. La couleur de la raie entre 400 nm et 700 nm correspond approximativement à la couleur de la lumière que l'œil humain verrait à cette longueur d'onde. En dessous de 400 nm et au-dessus de 700 nm, où l'œil humain ne voit que peu ou pas de lumière, les lignes sont colorées respectivement en bleu et en rouge.\r\n\r\nLes lignes noires montrent les lignes d'absorption spectrale causées par les atomes et les ions de différents éléments présents dans l'atmosphère de l'étoile. Ces atomes et ions absorbent à des longueurs d'onde spécifiques, ce qui provoque des lignes sombres et nettes dans les spectres. L'intensité de ces lignes dépend de la température de l'atmosphère de l'étoile. Deux étoiles composées du même mélange d'éléments peuvent présenter des spectres avec des jeux de raies très différents si leurs atmosphères ont des températures différentes. Les raies des atomes d'hydrogène, qui sont les plus intenses dans les étoiles de type A, sont encore relativement intenses dans les étoiles de type F, mais les raies des métaux, en particulier du calcium ionisé, commencent à devenir intenses dans ce type de spectre.",
"alt_text": "Une ligne relativement lisse culminant à environ 430 nm puis diminuant à des longueurs d'onde plus élevées avec quelques creux assez larges.",
"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": "Spectre d'une étoile de type G",
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"caption": "Le spectre de l'étoile de type G UCAC4 700-069569. La couleur de la ligne entre 400 nm et 700 nm correspond approximativement à la couleur de la lumière que l'œil humain verrait à cette longueur d'onde. En dessous de 400 nm et au-dessus de 700 nm, où l'œil humain ne voit que peu ou pas de lumière, les lignes sont colorées respectivement en bleu et en rouge.\r\n\r\nLes lignes noires montrent les lignes d'absorption spectrale causées par les atomes et les ions de différents éléments présents dans l'atmosphère de l'étoile. Ces atomes et ions absorbent à des longueurs d'onde spécifiques, ce qui provoque des raies sombres et nettes dans les spectres. L'intensité de ces lignes dépend de la température de l'atmosphère de l'étoile. Deux étoiles composées du même mélange d'éléments peuvent présenter des spectres avec des jeux de raies très différents si leurs atmosphères ont des températures différentes. Dans les étoiles de type G, les raies des atomes d'hydrogène sont plus faibles que dans les étoiles de type F et les raies du calcium ionisé plus fortes. Les raies des atomes métalliques tels que les atomes de fer, de sodium et de calcium commencent également à devenir proéminentes.",
"alt_text": "Une ligne assez irrégulière culminant à environ 470 nm puis déclinant à des longueurs d'onde plus grandes avec quelques creux plus profonds.",
"credit_text": "IAU OAE/SDSS/Niall Deacon",
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"diagram_label": "Spectrum of a K-type star",
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"diagram_title": "Spectre d'une étoile de type K",
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"caption": "Le spectre de l'étoile de type K 2MASS J19554455+4754531. La couleur de la raie entre 400 nm et 700 nm correspond approximativement à la couleur de la lumière que l'œil humain verrait à cette longueur d'onde. En dessous de 400 nm et au-dessus de 700 nm, où l'œil humain ne voit que peu ou pas de lumière, les lignes sont colorées respectivement en bleu et en rouge.\r\n\r\nLes lignes noires montrent les lignes d'absorption spectrale causées par les atomes et les ions de différents éléments présents dans l'atmosphère de l'étoile. Ces atomes et ions absorbent à des longueurs d'onde spécifiques, ce qui provoque des lignes sombres et nettes dans les spectres. L'intensité de ces lignes dépend de la température de l'atmosphère de l'étoile. Deux étoiles composées du même mélange d'éléments peuvent présenter des spectres avec des jeux de raies très différents si leurs atmosphères ont des températures différentes. Les spectres des étoiles de type K sont dominés par les atomes métalliques tels que les atomes de fer, de sodium et de calcium. Les atomes métalliques sont à l'origine d'un si grand nombre de raies, bien trop nombreuses pour être marquées individuellement, que le spectre a une apparence hachée et irrégulière. Les raies des atomes d'hydrogène et des ions calcium sont beaucoup plus faibles que dans les étoiles de type G, plus chaudes.",
"alt_text": "Une ligne irrégulière culminant à environ 580 nm puis déclinant à des longueurs d'onde plus grandes avec quelques creux plus profonds.",
"credit_text": "IAU OAE/SDSS/Niall Deacon",
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"language_code": "fr",
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"diagram_label": "Spectrum of an M-type star",
"diagram_slug": "d156Ob46Ih98",
"diagram_title": "Spectre d'une étoile de type M",
"glossary_terms": [
328,
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453
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"Stars"
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"big_ideas": [],
"big_ideas_subidea": [],
"big_ideas_subidea_ids": [],
"caption": "Le spectre de l'étoile de type M 2MASS J15581272+8457104. La couleur de la raie entre 400 nm et 700 nm correspond approximativement à la couleur de la lumière que l'œil humain verrait à cette longueur d'onde. En dessous de 400 nm et au-dessus de 700 nm, où l'œil humain ne voit que peu ou pas de lumière, les lignes sont colorées respectivement en bleu et en rouge.\r\n\r\nLes lignes noires montrent les lignes d'absorption spectrale causées par les atomes, les ions et les molécules de différents éléments présents dans l'atmosphère de l'étoile. Ces atomes, ions et molécules absorbent à des longueurs d'onde spécifiques, ce qui provoque des lignes sombres et nettes dans les spectres. L'intensité de ces raies dépend de la température de l'atmosphère de l'étoile. Deux étoiles composées du même mélange d'éléments peuvent présenter des spectres avec des jeux de raies très différents si leurs atmosphères ont des températures différentes. L'atmosphère des étoiles de type M est suffisamment froide pour permettre la formation de certains composés chimiques. Ceux-ci sont souvent appelés molécules en astronomie, même s'il ne s'agit pas à proprement parler de molécules en chimie. Ces molécules produisent tellement de raies dans le spectre d'une étoile de type M que les raies semblent fusionner en d'immenses bandes qui éliminent de grandes parties du spectre. Dans les étoiles de type M, l'oxyde de titane présente un grand nombre de ces bandes dans la lumière visible, dominant de vastes régions du spectre.",
"alt_text": "Une ligne irrégulière augmentant à de plus grandes longueurs d'onde avec de larges creux et quelques creux plus marqués.",
"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": "fr",
"multimedia_file": "http://astro4edu.org/media/diagrams/multimedia/spectrum-of-an-m-type-star_fr.png",
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"diagram_title": "Types spectraux stellaires",
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328,
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"caption": "Les spectres de sept étoiles classés par type spectral, du plus chaud (type O) en haut au plus froid (type M en bas). L'axe des x indique la longueur d'onde de la lumière et l'axe des y est une mesure du flux de lumière reçu à cette longueur d'onde. Chaque spectre est normalisé (le flux à chaque longueur d'onde est divisé par le flux maximal dans ce spectre) et les spectres sont ensuite décalés les uns par rapport aux autres le long de l'axe des y pour faciliter la visualisation du graphique. La couleur des lignes entre 400 nm et 700 nm correspond approximativement à la couleur de la lumière de cette longueur d'onde perçue par l'œil humain. En dessous de 400 nm et au-dessus de 700 nm, où l'œil humain ne voit que peu ou pas de lumière, les lignes sont colorées respectivement en bleu et en rouge.\r\n\r\nLes étoiles les plus chaudes ont un flux plus important à l'extrémité bleue du spectre et les étoiles les plus froides ont un flux plus important à l'extrémité rouge. Toutefois, la quantité totale de flux émis par une étoile dépend de sa taille et de sa température. Ainsi, une étoile chaude émettra plus de lumière rouge qu'une étoile froide de même taille, même si l'étoile froide émet presque toute sa lumière dans le rouge, mais cela n'est pas visible sur ce graphique en raison de la normalisation mentionnée ci-dessus. Les gouttes étroites et nettes dans les spectres sont des raies d'absorption causées par les atomes et les ions dans l'atmosphère des étoiles. L'intensité d'une raie spectrale dépend de la température de l'atmosphère de l'étoile. Prenons par exemple la raie de l'hydrogène à 656,5 nm. Toutes les étoiles de ce graphique sont principalement composées d'hydrogène, mais la raie de l'hydrogène à 656,5 nm est faible pour les étoiles les plus chaudes et les plus froides, mais plus forte pour les types spectraux A et F. Cela s'explique par le fait que l'hydrogène absorbe plus de lumière à 656,5 nm aux températures de l'atmosphère des étoiles A et F que dans les étoiles les plus chaudes ou les plus froides.\r\n\r\nL'étoile la plus froide, l'étoile de type M, présente de larges bandes d'absorption dans ses spectres. Cela s'explique par le fait que cette étoile est suffisamment froide pour que son atmosphère contienne des composés tels que l'oxyde de titane. Ces composés, souvent appelés molécules en astronomie, produisent des caractéristiques d'absorption spectrale plus larges que les atomes ou les ions.",
"alt_text": "Sept lignes. Le pic de chaque ligne passe des courtes longueurs d'onde pour la ligne supérieure aux grandes longueurs d'onde pour la ligne inférieure.",
"credit_text": "IAU OAE/SDSS/Niall Deacon",
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"diagram_label": "Stellar spectral types - bands",
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"diagram_title": "Types spectraux stellaires - bandes",
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"caption": "Les spectres de sept étoiles classés par type spectral, du plus chaud (type O) en haut au plus froid (type M en bas). L'axe des x indique la longueur d'onde de la lumière, tandis que la luminosité ou l'obscurité à chaque longueur d'onde correspond au flux de lumière reçu de l'étoile à cette longueur d'onde, les taches plus sombres ayant un flux plus faible et les taches plus lumineuses un flux plus important. Chaque spectre est normalisé (le flux à chaque longueur d'onde est divisé par le flux maximal pour ce spectre) afin que le flux maximal apparaisse avec la même luminosité pour tous les spectres. La couleur représentée entre 400 nm et 700 nm correspond approximativement à la couleur que l'œil humain verrait pour la lumière de cette longueur d'onde. En dessous de 400 nm et au-dessus de 700 nm, où l'œil humain ne voit que peu ou pas de lumière, les lignes sont colorées respectivement en bleu et en rouge.\r\n\r\nLes étoiles les plus chaudes ont un flux plus important à l'extrémité bleue du spectre et les étoiles les plus froides ont un flux plus important à l'extrémité rouge. Toutefois, la quantité totale de flux émis par une étoile dépend de sa taille et de sa température. Ainsi, une étoile chaude émettra plus de lumière rouge qu'une étoile froide de même taille, même si l'étoile froide émet presque toute sa lumière dans le rouge, mais cela n'est pas visible sur ce graphique en raison de la normalisation mentionnée ci-dessus. Les taches sombres et étroites dans les spectres sont des lignes d'absorption causées par les atomes et les ions dans l'atmosphère des étoiles. L'intensité d'une raie spectrale dépend de la température de l'atmosphère de l'étoile. Prenons par exemple la raie de l'hydrogène à 656,5 nm. Toutes les étoiles de ce graphique sont principalement composées d'hydrogène, mais la raie de l'hydrogène à 656,5 nm est faible pour les étoiles les plus chaudes et les plus froides, mais plus forte pour les types spectraux A et F. Cela s'explique par le fait que l'hydrogène absorbe plus de lumière à 656,5 nm aux températures de l'atmosphère des étoiles A et F que dans les étoiles les plus chaudes ou les plus froides.\r\n\r\nL'étoile la plus froide, l'étoile de type M, présente de larges bandes d'absorption dans ses spectres. Cela s'explique par le fait que cette étoile est suffisamment froide pour que son atmosphère contienne des composés tels que l'oxyde de titane. Ces composés, souvent appelés molécules en astronomie, produisent des caractéristiques d'absorption spectrale plus larges que les atomes ou les ions.",
"alt_text": "Sept bandes avec des zones lumineuses et sombres. La partie la plus brillante du bandeau passe du bleu dans le haut au rouge en bas.",
"credit_text": "IAU OAE/SDSS/Niall Deacon",
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"caption": "Espectro de la estrella tipo O HD 235673 con la longitud de onda en nanómetros en el eje de abscisas y el flujo en el eje de ordenadas. La parte superior del gráfico muestra el mismo espectro, pero con zonas brillantes para las longitudes de onda de alto flujo y zonas oscuras para las longitudes de onda de bajo flujo. El color de la línea entre 400 nm y 700 nm corresponde aproximadamente al color en que el ojo humano vería la luz de esa longitud de onda. Por debajo de 400 nm y por encima de 700 nm, donde el ojo humano puede ver poca o ninguna luz, las líneas son de color azul y rojo, respectivamente.\r\n\r\nLas líneas negras muestran las líneas de absorción espectral causadas por átomos e iones de diferentes elementos de la atmósfera de la estrella. Estos átomos e iones absorben en longitudes de onda específicas, provocando líneas nítidas y oscuras en el espectro. La intensidad de estas líneas depende de la temperatura de la atmósfera de la estrella. Dos estrellas formadas por la misma mezcla de elementos pueden tener espectros con conjuntos de líneas muy diferentes si sus atmósferas tienen temperaturas distintas. En las estrellas tipo O, la característica más importante es un pequeño número de líneas causadas por el helio ionizado. Estas líneas son más intensas en las estrellas tipo O que en las estrellas más frías. Las líneas de los átomos de helio y de hidrógeno también aparecen en el espectro. El espectro tiene más flujo en el extremo azul que en el extremo rojo del espectro.",
"alt_text": "Una línea suave que declina a longitudes de onda más largas con algunas caídas bruscas.",
"credit_text": "IAU OAE/SDSS/Niall Deacon",
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"caption": "Espectro de la estrella tipo B HD 258982. El color de la línea entre 400 nm y 700 nm corresponde aproximadamente al color en que el ojo humano vería la luz de esa longitud de onda. Por debajo de 400 nm y por encima de 700 nm, donde el ojo humano puede ver poca o ninguna luz, las líneas son de color azul y rojo, respectivamente.\r\n\r\nLas líneas negras muestran las líneas de absorción espectral causadas por átomos e iones de diferentes elementos de la atmósfera de la estrella. Estos átomos e iones absorben en longitudes de onda específicas, provocando líneas nítidas y oscuras en el espectro. La intensidad de estas líneas depende de la temperatura de la atmósfera de la estrella. Dos estrellas formadas por la misma mezcla de elementos pueden tener espectros con conjuntos de líneas muy diferentes si sus atmósferas tienen temperaturas distintas. En las estrellas tipo B, las líneas más importantes son las causadas por los átomos de helio. Estas líneas son más intensas en las estrellas tipo B y más débiles en los tipos más calientes y más fríos. Las líneas de los átomos de hidrógeno también están presentes, pero no son tan intensas como en las estrellas tipo A más frías.",
"alt_text": "Una línea suave que declina a longitudes de onda más largas con algunas caídas bruscas.",
"credit_text": "IAU OAE/SDSS/Niall Deacon",
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"caption": "Espectro de la estrella tipo A BD-11 1212. El color de la línea entre 400 nm y 700 nm corresponde aproximadamente al color en que el ojo humano vería la luz de esa longitud de onda. Por debajo de 400 nm y por encima de 700 nm, donde el ojo humano puede ver poca o ninguna luz, las líneas son de color azul y rojo, respectivamente.\r\n\r\nLas líneas negras muestran las líneas de absorción espectral causadas por átomos e iones de diferentes elementos de la atmósfera de la estrella. Estos átomos e iones absorben en longitudes de onda específicas, provocando líneas nítidas y oscuras en el espectro. La intensidad de estas líneas depende de la temperatura de la atmósfera de la estrella. Dos estrellas formadas por la misma mezcla de elementos pueden tener espectros con conjuntos de líneas muy diferentes si sus atmósferas tienen temperaturas distintas. Las líneas de los átomos de hidrógeno dominan los espectros de las estrellas tipo A y son más intensas en este tipo espectral.",
"alt_text": "Una línea suave que alcanza su punto máximo en torno a 420 nm y luego disminuye a longitudes de onda más largas con algunas caídas bastante amplias.",
"credit_text": "IAU OAE/SDSS/Niall Deacon",
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"caption": "Espectro de la estrella tipo F 2MASS J22243289+4937443. El color de la línea entre 400 nm y 700 nm corresponde aproximadamente al color en que el ojo humano vería la luz de esa longitud de onda. Por debajo de 400 nm y por encima de 700 nm, donde el ojo humano puede ver poca o ninguna luz, las líneas son de color azul y rojo, respectivamente.\r\n\r\nLas líneas negras muestran las líneas de absorción espectral causadas por átomos e iones de diferentes elementos de la atmósfera de la estrella. Estos átomos e iones absorben en longitudes de onda específicas, provocando líneas nítidas y oscuras en el espectro. La intensidad de estas líneas depende de la temperatura de la atmósfera de la estrella. Dos estrellas formadas por la misma mezcla de elementos pueden tener espectros con conjuntos de líneas muy diferentes si sus atmósferas tienen temperaturas distintas. Las líneas de los átomos de hidrógeno, que son las más intensas en las estrellas tipo A, siguen siendo relativamente intensas en las estrellas tipo F, pero las líneas de los metales, especialmente del calcio ionizado, empiezan a ser más intensas en este tipo espectral.",
"alt_text": "Una línea relativamente suave con un máximo a los 430 nm que luego disminuye a longitudes de onda más largas con algunas caídas bastante amplias.",
"credit_text": "IAU OAE/SDSS/Niall Deacon",
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"Stars"
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"caption": "Espectro de la estrella tipo G UCAC4 700-069569. El color de la línea entre 400 nm y 700 nm corresponde aproximadamente al color en que el ojo humano vería la luz de esa longitud de onda. Por debajo de 400 nm y por encima de 700 nm, donde el ojo humano puede ver poca o ninguna luz, las líneas son de color azul y rojo, respectivamente.\r\n\r\nLas líneas negras muestran las líneas de absorción espectral causadas por átomos e iones de diferentes elementos de la atmósfera de la estrella. Estos átomos e iones absorben en longitudes de onda específicas, provocando líneas nítidas y oscuras en el espectro. La intensidad de estas líneas depende de la temperatura de la atmósfera de la estrella. Dos estrellas formadas por la misma mezcla de elementos pueden tener espectros con conjuntos de líneas muy diferentes si sus atmósferas tienen temperaturas distintas. En las estrellas tipo G, las líneas de los átomos de hidrógeno son más débiles que en las estrellas tipo F y las líneas del calcio ionizado son más intensas. Las líneas de los átomos metálicos, como los átomos de hierro, sodio y calcio, también empiezan a ser prominentes.",
"alt_text": "Una línea bastante irregular con un máximo en torno a los 470 nm que luego disminuye a longitudes de onda más largas con algunas caídas más profundas.",
"credit_text": "IAU OAE/SDSS/Niall Deacon",
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"caption": "Espectro de la estrella tipo K 2MASS J19554455+4754531. El color de la línea entre 400 nm y 700 nm corresponde aproximadamente al color en que el ojo humano vería la luz de esa longitud de onda. Por debajo de 400 nm y por encima de 700 nm, donde el ojo humano puede ver poca o ninguna luz, las líneas son de color azul y rojo, respectivamente.\r\n\r\nLas líneas negras muestran las líneas de absorción espectral causadas por átomos e iones de diferentes elementos de la atmósfera de la estrella. Estos átomos e iones absorben en longitudes de onda específicas, provocando líneas nítidas y oscuras en el espectro. La intensidad de estas líneas depende de la temperatura de la atmósfera de la estrella. Dos estrellas formadas por la misma mezcla de elementos pueden tener espectros con conjuntos de líneas muy diferentes si sus atmósferas tienen temperaturas distintas. En los espectros de las estrellas tipo K predominan los átomos metálicos, como los de hierro, sodio y calcio. Hay tantas líneas de átomos metálicos, demasiadas para marcarlas individualmente, que el espectro tiene un aspecto entrecortado y desigual. Las líneas de los átomos de hidrógeno y los iones de calcio son mucho más débiles que en las estrellas tipo G, más calientes.",
"alt_text": "Una línea irregular que alcanza un máximo a 580 nm y luego disminuye a longitudes de onda más largas con algunas caídas más profundas.",
"credit_text": "IAU OAE/SDSS/Niall Deacon",
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"diagram_label": "Spectrum of an M-type star",
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"diagram_title": "Espectro de una estrella tipo M",
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"caption": "Espectro de la estrella tipo M 2MASS J15581272+8457104. El color de la línea entre 400 nm y 700 nm corresponde aproximadamente al color en que el ojo humano vería la luz de esa longitud de onda. Por debajo de 400 nm y por encima de 700 nm, donde el ojo humano puede ver poca o ninguna luz, las líneas son de color azul y rojo, respectivamente.\r\n\r\nLas líneas negras muestran las líneas de absorción espectral causadas por átomos, iones y moléculas de diferentes elementos de la atmósfera de la estrella. Estos átomos, iones y moléculas absorben en longitudes de onda específicas, provocando líneas nítidas y oscuras en el espectro. La intensidad de estas líneas depende de la temperatura de la atmósfera de la estrella. Dos estrellas formadas por la misma mezcla de elementos pueden tener espectros con conjuntos de líneas muy diferentes si sus atmósferas tienen temperaturas distintas. Las atmósferas de las estrellas tipo M son lo suficientemente frías como para que se formen algunos compuestos químicos. En astronomía, estos compuestos suelen denominarse moléculas, aunque no lo sean estrictamente en química. Estas moléculas producen tantas líneas en el espectro de una estrella tipo M que las líneas parecen fusionarse en enormes bandas que suprimen grandes trozos del espectro. En las estrellas tipo M, el óxido de titanio presenta un gran número de estas bandas en la luz visible, dominando enormes regiones del espectro.",
"alt_text": "Una línea entrecortada que aumenta a longitudes de onda más largas con grandes caídas anchas y algunas caídas más pronunciadas.",
"credit_text": "IAU OAE/SDSS/Niall Deacon",
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{
"diagram_label": "Stellar spectral types",
"diagram_slug": "Tt35DR10iI63",
"diagram_title": "Tipos espectrales estelares",
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"caption": "Espectros de siete estrellas ordenados por tipo espectral, desde las más calientes (tipo O) hasta las más frías (tipo M). El eje x muestra la longitud de onda de la luz y el eje y es una medida del flujo de luz recibida en esa longitud de onda. Cada espectro está normalizado (el flujo en cada longitud de onda se divide por el flujo máximo en ese espectro) y los espectros están desplazados entre sí a lo largo del eje y para facilitar la visualización del gráfico. El color de las líneas entre 400 nm y 700 nm corresponde aproximadamente al color en que el ojo humano vería la luz de esa longitud de onda. Por debajo de 400 nm y por encima de 700 nm, donde el ojo humano puede ver poca o ninguna luz, las líneas son de color azul y rojo, respectivamente.\r\n\r\nLas estrellas más calientes tienen más flujo en el extremo azul del espectro y las estrellas más frías tienen más flujo en el extremo rojo. Sin embargo, la cantidad total de flujo que emite una estrella depende de su tamaño y temperatura. Debido a esto, una estrella caliente emitirá más luz roja que una estrella fría del mismo tamaño, incluso si la estrella fría emite casi toda su luz en luz roja, pero esto no es visible en este gráfico debido a la normalización mencionada anteriormente. Las caídas agudas y estrechas en los espectros son líneas de absorción causadas por átomos e iones en las atmósferas de las estrellas. La intensidad de una línea espectral depende de la temperatura de la atmósfera de la estrella. Tomemos como ejemplo la línea de hidrógeno a 656,5 nm. Todas las estrellas de este gráfico están formadas principalmente por hidrógeno, sin embargo, la línea de hidrógeno a 656,5 nm es débil en las estrellas más calientes y más frías, pero más fuerte en los tipos espectrales A y F. Esto se debe a que el hidrógeno absorbe más luz a 656,5 nm a las temperaturas de las atmósferas de las estrellas A y F que en las estrellas más calientes o más frías.\r\n\r\nLa estrella más fría aquí, la de tipo M, tiene bandas de absorción anchas en su espectro. Esto se debe a que esta estrella es lo suficientemente fría como para tener compuestos como el óxido de titanio en su atmósfera. Estos compuestos, a menudo llamados moléculas en astronomía, producen características de absorción espectral más amplias que los átomos o los iones.",
"alt_text": "Siete líneas. El pico de cada línea va de longitudes de onda cortas en la línea superior hasta longitudes de onda más largas en la línea inferior.",
"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": "es",
"multimedia_file": "http://astro4edu.org/media/diagrams/multimedia/spectra-lines_es.png",
"pdf_file": "http://astro4edu.org/media/diagrams/pdf/spectra-lines_es.pdf",
"diagram_url": "https://astro4edu.org/es/resources/diagram/Tt35DR10iI63/"
},
{
"diagram_label": "Stellar spectral types - bands",
"diagram_slug": "W970mQ74LZ29",
"diagram_title": "Tipos espectrales estelares - bandas",
"glossary_terms": [
325,
328,
382
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"caption": "Espectros de siete estrellas ordenados por tipo espectral, desde las más calientes (tipo O) hasta las más frías (tipo M). El eje x muestra la longitud de onda de la luz, mientras que el brillo o la oscuridad en cada longitud de onda corresponde al flujo de luz recibido de la estrella en esa longitud de onda, teniendo las zonas más oscuras menos flujo y las más brillantes más. Cada espectro está normalizado (el flujo en cada longitud de onda se divide por el flujo máximo para ese espectro) de modo que el flujo máximo aparece con el mismo brillo en todos los espectros. El color trazado entre 400 nm y 700 nm corresponde aproximadamente al color en que el ojo humano vería la luz de esa longitud de onda. Por debajo de 400 nm y por encima de 700 nm, donde el ojo humano puede ver poca o ninguna luz, las líneas son de color azul y rojo, respectivamente.\r\n\r\nLas estrellas más calientes tienen más flujo en el extremo azul del espectro y las estrellas más frías tienen más flujo en el extremo rojo. Sin embargo, la cantidad total de flujo que emite una estrella depende de su tamaño y temperatura. Debido a esto, una estrella caliente emitirá más luz roja que una estrella fría del mismo tamaño, incluso si la estrella fría emite casi toda su luz en luz roja, pero esto no es visible en este gráfico debido a la normalización mencionada anteriormente. Las manchas oscuras y estrechas en los espectros son líneas de absorción causadas por átomos e iones en las atmósferas de las estrellas. La intensidad de una línea espectral depende de la temperatura de la atmósfera de la estrella. Tomemos como ejemplo la línea de hidrógeno a 656,5 nm. Todas las estrellas de este gráfico están formadas principalmente por hidrógeno, sin embargo, la línea de hidrógeno a 656,5 nm es débil en las estrellas más calientes y más frías, pero más fuerte en los tipos espectrales A y F. Esto se debe a que el hidrógeno absorbe más luz a 656,5 nm a las temperaturas de las atmósferas de las estrellas A y F que en las estrellas más calientes o más frías.\r\n\r\nLa estrella más fría aquí, la de tipo M, tiene bandas de absorción anchas en su espectro. Esto se debe a que esta estrella es lo suficientemente fría como para tener compuestos como el óxido de titanio en su atmósfera. Estos compuestos, a menudo llamados moléculas en astronomía, producen características de absorción espectral más amplias que los átomos o los iones.",
"alt_text": "Siete bandas con manchas brillantes y oscuras. La parte más brillante de la banda pasa del azul en la banda superior al rojo en la inferior",
"credit_text": "IAU OAE/SDSS/Niall Deacon",
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"diagram_title": "إشعاع الجسم الأسود",
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"caption": "منحنيات الإشعاع المنبعث من الأجسام السوداء ذات درجات الحرارة المختلفة. يُمثل المحور الأفقي (محور السينات) الطول الموجي، بينما يُمثل المحور العامودي (محور الصادات) كمية الطاقة المنبعثة كل ثانية بواسطة متر مربع واحد من سطح الجسم الأسود عند كل طول موجي. \r\nكلما كان الجسم أكثر سخونة، كان الطول الموجي أقصر والضوء الذي يصدره اكثر زرقة كلما انبعثت منه أقصى كمية من الطاقة. على الرغم من أن الجسم الأكثر برودة في هذا الرسم البياني يبلغ ذروته في الضوء الأحمر، إلا أن الأجسام الأخرى الأكثر سخونة تبعث جميعها ضوءاً أحمر أكثر من الجسم الأكثر برودة.",
"alt_text": "ثلاثة منحنيات تُبين الإشعاع على المحور الصادي والطول الموجي على المحور السيني. المنحنيات الأكثر برودة لها قمم اكثر احمراراً واقل ارتفاعاً.",
"credit_text": "مكتب الاتحاد الفلكي الدولي للتعليم / نايال ديكون",
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"diagram_title": "إشعاع الجسم الأسود - كارثة الأشعة فوق البنفسجية",
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"Physics"
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"caption": "منحنيات الإشعاع المنبعث من الأجسام السوداء ذات درجات الحرارة المختلفة. يُمثل المحور الأفقي (محور السينات) الطول الموجي، بينما يُمثل المحور العامودي (محور الصادات) كمية الطاقة المنبعثة كل ثانية بواسطة متر مربع واحد من سطح الجسم الأسود عند كل طول موجي. \r\nكلما كان الجسم أكثر سخونة، كان الطول الموجي أقصر والضوء الذي يصدره اكثر زرقة كلما انبعثت منه أقصى كمية من الطاقة. على الرغم من أن الجسم الأكثر برودة في هذا الرسم البياني يبلغ ذروته في الضوء الأحمر، إلا أن الأجسام الأخرى الأكثر سخونة تبعث جميعها ضوءاً أحمر أكثر من الجسم الأكثر برودة. يوضح الخط المنقط الإشعاع المنبعث الذي تنبأت به النظرية الكلاسيكية قبل ميكانيكا الكم الحديثة. يميل هذا التنبؤ إلى اللانهاية عند الأطوال الموجية الأقصر لأي درجة حرارة للجسم الأسود أعلى من الصفر، وقد أُطلق عليها اسم \"كارثة الأشعة فوق البنفسجية\".",
"alt_text": "ثلاثة منحنيات تُبين الإشعاع على المحور الصادي والطول الموجي على المحور السيني. المنحنيات الأكثر برودة لها قمم اكثر احمراراً واقل ارتفاعاً.",
"credit_text": "مكتب الاتحاد الفلكي الدولي للتعليم / نايال ديكون",
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"diagram_title": "طيف لنجم من النوع O",
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"caption": "شكل يوضح طيف النجم HD 235673 وهو من النوع O، المحور السيني (الافقي) يمثل الطول الموجي بالنانومتر، بينما المحور الصادي ( العامودي) يمثل الفيض. يُظهر الجزء العلوي من المخطط نفس الطيف ولكن مع وجود بقع ساطعة للأطوال الموجية ذات الفيض العالي وبقع داكنة للأطوال الموجية ذات الفيض المنخفض. لون الخط بين 400 نانومتر و 700 نانومتر يتوافق تقريباً مع اللون الذي تراه العين البشرية للضوء بهذا الطول الموجي. أقل من 400 نانومتر وما فوق 700 نانومتر، حيث يمكن للعين البشرية أن ترى القليل من الضوء أو لا ترى أي ضوء، تكون الخطوط ملونة باللونين الأزرق والأحمر على التوالي. تُظهر الخطوط السوداء خطوط امتصاص طيفية ناتجة عن ذرات وأيونات العناصر المختلفة الموجودة في الغلاف الجوي للنجم. تمتص هذه الذرات والأيونات عند أطوال موجية محددة، مما يسبب خطوطاً حادة ومظلمة في الأطياف. وتعتمد مدى قوة هذه الخطوط على درجة حرارة الغلاف الجوي للنجم. يمكن لنجمين متكونين من نفس العناصر أن يكون لهما أطياف بمجموعات خطوط مختلفة تماماً إذا كانت درجات الحرارة في غلافهما الجوي مختلفة. اهم الخصائص الطيفية للنجوم من النوع O هي وجود عدد صغير من الخطوط الناتجة عن الهيليوم المتأين. تكون هذه الخطوط أقوى في النجوم من النوع O مقارنة بالنجوم الباردة. تظهر أيضاً خطوط من ذرات الهيليوم وذرات الهيدروجين في الطيف. الطيف له فيض أكثر في الطرف الأزرق مقارنة بالطرف الأحمر منه.",
"alt_text": "ينحدر الخط بسلاسة عند الأطوال الموجية الطويلة مع بعض الانخفاضات الحادة",
"credit_text": "مكتب الاتحاد الفلكي الدولي للتعليم / مسح سلووان الرقمي للسماء/ نايال ديكون",
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"caption": "شكل يوضح طيف النجم HD258982 وهو من النوع B. يتوافق لون الخط الواقع بين 400 نانومتر و700 نانومتر تقريباً مع اللون الذي تراه العين البشرية من هذا الطول الموجي. تحت 400 نانومتر وفوق 700 نانومتر، حيث يمكن للعين البشرية أن ترى ضوءاً ضئيلاً أو لا ترى أي ضوء، تكون الخطوط ملونة باللونين الأزرق والأحمر على التوالي.\r\nتُظهر الخطوط السوداء خطوط الامتصاص الطيفي الناتجة عن ذرات وأيونات العناصر المختلفة في الغلاف الجوي للنجم. تمتص هذه الذرات والأيونات عند أطوال موجية محددة، مسببة خطوطاً حادة داكنة في الأطياف. وتعتمد قوة هذه الخطوط على درجة حرارة الغلاف الجوي للنجم. يمكن لنجمين متكونين من نفس العناصر أن يكون لهما أطياف بمجموعات خطوط مختلفة تماماً إذا كانت درجات الحرارة في غلافهما الجوي مختلفة. أما بالنسبة للنجوم من النوع B، فإن أهم الخطوط تنتج عن ذرات الهيليوم. وتكون هذه الخطوط أقوى في النجوم من النوع B وأضعف في الأنواع الأكثر حرارة والأكثر برودة. توجد أيضاً خطوط من ذرات الهايدروجين ولكنها ليست بقوة تلك الموجودة في النجوم الأبرد من النوع A.",
"alt_text": "ينحدر الخط بسلاسة عند الأطوال الموجية الطويلة مع بعض الانخفاضات الحادة",
"credit_text": "مكتب الاتحاد الفلكي الدولي للتعليم / مسح سلووان الرقمي للسماء/ نايال ديكون",
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"caption": "شكل يوضح طيف النجم BD-11 1212 وهو من النوع A. يتوافق لون الخط الواقع بين 400 نانومتر و700 نانومتر تقريباً مع اللون الذي تراه العين البشرية من هذا الطول الموجي. تحت 400 نانومتر وفوق 700 نانومتر، حيث يمكن للعين البشرية أن ترى ضوءاً ضئيلاً أو لا ترى أي ضوء، تكون الخطوط ملونة باللونين الأزرق والأحمر على التوالي.\r\nتُظهر الخطوط السوداء خطوط الامتصاص الطيفي الناتجة عن ذرات وأيونات العناصر المختلفة في الغلاف الجوي للنجم. تمتص هذه الذرات والأيونات عند أطوال موجية محددة، مسببة خطوطاً حادة داكنة في الأطياف. وتعتمد قوة هذه الخطوط على درجة حرارة الغلاف الجوي للنجم. يمكن لنجمين متكونين من نفس العناصر أن يكون لهما أطياف بمجموعات خطوط مختلفة تماماً إذا كانت درجات الحرارة في غلافهما الجوي مختلفة. تهيمن الخطوط الناتجة عن ذرات الهايدروجين على أطياف النجوم من النوع A وهي الأقوى في هذا النوع الطيفي.",
"alt_text": "يرتفع الخط بسلاسة ويصل الى ذروته عند حوالي 420 نانومتر ثم ينخفض عند الأطوال الموجية الأطول مع وجود بعض الانخفاضات العميقة نسبياً.",
"credit_text": "مكتب الاتحاد الفلكي الدولي للتعليم / مسح سلووان الرقمي للسماء/ نايال ديكون",
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"caption": "شكل يوضح طيف النجم 2MASS J22243289+4937443 وهو من النوع F. يتوافق لون الخط الواقع بين 400 نانومتر و700 نانومتر تقريباً مع اللون الذي تراه العين البشرية من هذا الطول الموجي. تحت 400 نانومتر وفوق 700 نانومتر، حيث يمكن للعين البشرية أن ترى ضوءاً ضئيلاً أو لا ترى أي ضوء، تكون الخطوط ملونة باللونين الأزرق والأحمر على التوالي.\r\nتُظهر الخطوط السوداء خطوط الامتصاص الطيفي الناتجة عن ذرات وأيونات العناصر المختلفة في الغلاف الجوي للنجم. تمتص هذه الذرات والأيونات عند أطوال موجية محددة، مسببة خطوطاً حادة داكنة في الأطياف. وتعتمد قوة هذه الخطوط على درجة حرارة الغلاف الجوي للنجم. يمكن لنجمين متكونين من نفس العناصر أن يكون لهما أطياف بمجموعات خطوط مختلفة تماماً إذا كانت درجات الحرارة في غلافهما الجوي مختلفة. لا تزال الخطوط الناتجة عن ذرات الهايدروجين والتي تعتبر الأقوى في النجوم من النوع A قوية نسبياً في النجوم من النوع F، لكن الخطوط الناتجة عن المعادن، وخاصة الكالسيوم المتأين تبدأ بأحتلال الصدارة (اي تكون هي الاقوى) في هذا النوع الطيفي.",
"alt_text": "يرتفع الخط بسلاسة نسبياً ويبلغ ذروته عند 430 نانومتر ثم ينخفض عند الاطوال الموجية الطويلة مع بعض الانخفاضات العميقة نسبياً.",
"credit_text": "مكتب الاتحاد الفلكي الدولي للتعليم / مسح سلووان الرقمي للسماء/ نايال ديكون",
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"caption": "شكل يوضح طيف النجم UCAC4 700-069569 وهو من النوع G. يتوافق لون الخط الواقع بين 400 نانومتر و700 نانومتر تقريباً مع اللون الذي تراه العين البشرية من هذا الطول الموجي. تحت 400 نانومتر وفوق 700 نانومتر، حيث يمكن للعين البشرية أن ترى ضوءاً ضئيلاً أو لا ترى أي ضوء، تكون الخطوط ملونة باللونين الأزرق والأحمر على التوالي.\r\nتُظهر الخطوط السوداء خطوط الامتصاص الطيفي الناتجة عن ذرات وأيونات العناصر المختلفة في الغلاف الجوي للنجم. تمتص هذه الذرات والأيونات عند أطوال موجية محددة، مسببة خطوطاً حادة داكنة في الأطياف. وتعتمد قوة هذه الخطوط على درجة حرارة الغلاف الجوي للنجم. يمكن لنجمين متكونين من نفس العناصر أن يكون لهما أطياف بمجموعات خطوط مختلفة تماماً إذا كانت درجات الحرارة في غلافهما الجوي مختلفة. في النجوم من النوع G تكون الخطوط الناتجة من ذرات الهايدروجين أضعف من النجوم من النوع F بينما الخطوط الناتجة من الكالسيوم المتأين تكون أقوى. كما تبدأ تبرز الخطوط الناتجة من ذرات المعادن مثل ذرات الحديد والصوديوم والكالسيوم.",
"alt_text": "خط متعرج للغاية يبلغ ذروته في 470 نانومتر تقريباً ثم يبدأ بالانخفاض عند الاطوال الموجية الطويلة مع بعض الانخفاضات العميقة.",
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"caption": "شكل يوضح طيف النجم 2MASS J19554455+4754531 وهو من النوع K. يتوافق لون الخط الواقع بين 400 نانومتر و700 نانومتر تقريباً مع اللون الذي تراه العين البشرية من هذا الطول الموجي. تحت 400 نانومتر وفوق 700 نانومتر، حيث يمكن للعين البشرية أن ترى ضوءاً ضئيلاً أو لا ترى أي ضوء، تكون الخطوط ملونة باللونين الأزرق والأحمر على التوالي.\r\nتُظهر الخطوط السوداء خطوط الامتصاص الطيفي الناتجة عن ذرات وأيونات العناصر المختلفة في الغلاف الجوي للنجم. تمتص هذه الذرات والأيونات عند أطوال موجية محددة، مسببة خطوطاً حادة داكنة في الأطياف. وتعتمد قوة هذه الخطوط على درجة حرارة الغلاف الجوي للنجم. يمكن لنجمين متكونين من نفس العناصر أن يكون لهما أطياف بمجموعات خطوط مختلفة تماماً إذا كانت درجات الحرارة في غلافهما الجوي مختلفة. تهيمن ذرات المعادن مثل ذرات الحديد والصوديوم والكالسيوم على أطياف النجوم من النوع K. هناك العديد من الخطوط الناتجة من ذرات المعادن ، وهي كثيرة جدا لدرجة انه لا يمكن تمييزها بشكل فردي ، بحيث يكون للطيف مظهر متقطع وخشن. خطوط ذرات الهايدروجين وأيونات الكالسيوم أضعف بكثير من النجوم الأكثر حرارة من النوع G.",
"alt_text": "خط متعرج يبلغ ذروته عند 580 نانومتر تقريباً ثم يبدأ بالانخفاض عند الاطوال الموجية الاطول مع بعض الانخفاضات العميقة.",
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"caption": "شكل يوضح طيف النجم 2MASS J15581272+8457104 وهو من النوع M. يتوافق لون الخط الواقع بين 400 نانومتر و700 نانومتر تقريباً مع اللون الذي تراه العين البشرية من هذا الطول الموجي. تحت 400 نانومتر وفوق 700 نانومتر، حيث يمكن للعين البشرية أن ترى ضوءاً ضئيلاً أو لا ترى أي ضوء، تكون الخطوط ملونة باللونين الأزرق والأحمر على التوالي.\r\nتُظهر الخطوط السوداء خطوط الامتصاص الطيفي الناتجة عن ذرات وأيونات العناصر المختلفة في الغلاف الجوي للنجم. تمتص هذه الذرات والأيونات عند أطوال موجية محددة، مسببة خطوطاً حادة داكنة في الأطياف. وتعتمد قوة هذه الخطوط على درجة حرارة الغلاف الجوي للنجم. يمكن لنجمين متكونين من نفس العناصر أن يكون لهما أطياف بمجموعات خطوط مختلفة تماماً إذا كانت درجات الحرارة في غلافهما الجوي مختلفة. تكون الأغلفة الجوية للنجوم من النوع M باردة بما يكفي لتكوين بعض المركبات الكيميائية. وغالباً ما يُشار إليها بالجزيئات في علم الفلك، حتى لو لم تكن جزيئات بالمعنى الكيميائي الدقيق. وتنتج هذه الجزيئات العديد من الخطوط في طيف نجم من النوع M بحيث تبدو الخطوط وكأنها تندمج معاً في نطاقات ضخمة تزيل أجزاء كبيرة من الطيف. في النجوم من النوع M، يحتوي أوكسيد التيتانيوم على عدد كبير من هذه النطاقات في الضوء المرئي، مهيمناً على مناطق ضخمة من الطيف.",
"alt_text": "خط متقطع يتزايد عند الأطوال الموجية الأطول مع انخفاضات كبيرة واسعة وبعض الانخفاضات الحادة.",
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"diagram_label": "Stellar spectral types",
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"diagram_title": "الأنواع الطيفية النجمية",
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"caption": "أطياف سبعة نجوم مرتبة حسب النوع الطيفي بدءاً من الأكثر سخونة (النوع O) في الأعلى إلى الأكثر برودة (النوع M في الأسفل). يمثل المحور الأفقي (السيني) الطول الموجي للضوء بينما المحور العامودي (الصادي) يمثل مقياس فيض الضوء المستلم عند هذا الطول الموجي. يتم تطبيع كل طيف (يتم قسمة الفيض عند كل طول موجي على الحد الأقصى للفيض في هذا الطيف) ثم يتم إزاحة الأطياف عن بعضها البعض على طول المحور العامودي (الصادي) لتسهيل عرض الرسم البياني. يتطابق لون الخطوط بين 400 نانومتر و700 نانومتر تقريباً مع اللون الذي تراه العين البشرية من هذا الطول الموجي. أقل من 400 نانومتر وأعلى من 700 نانومتر، حيث يمكن للعين البشرية أن ترى ضوءاً ضئيلاً أو لا ترى أي ضوء، فإن الخطوط ملونة باللونين الأزرق والأحمر على التوالي.\r\nيكون معظم الفيض الضوئي للنجوم الأكثر حرارة في الطرف الأكثر زرقة من الطيف، بينما يكون معظم الفيض الضوئي للنجوم الأكثر برودة في الطرف الأكثر احمراراً منه. لكن كمية الفيض الكلية التي يبعثها النجم تعتمد على حجمه ودرجة حرارته. ونتيجة لذلك، يبعث النجم الساخن ضوءاً أحمر أكثر من النجم البارد من نفس الحجم حتى لو كان النجم البارد يبعث كل ضوءه تقريباً في في مدى الضوء الأحمر، لكن هذا لايظهر في هذا الرسم البياني بسبب التطبيع المذكور أعلاه. إن الانخفاضات الحادة والضيقة في الأطياف هي خطوط امتصاص ناتجة عن الذرات والأيونات في الغلاف الجوي للنجوم. تعتمد قوة الخط الطيفي على درجة حرارة الغلاف الجوي للنجم. لنأخذ خط الهايدروجين عند 656.5 نانومتر كمثال. جميع خطوط النجوم في هذا الرسم البياني ناتجة من الهايدروجين بشكل رئيسي، لكن خط الهايدروجين عند 656.5 نانومتر يكون ضعيفاً في النجوم الأكثر حرارة والأكثر برودة ولكنه أقوى في النوعين الطيفيين A و F. وذلك لأن الهايدروجين يمتص ضوءاً عند 656.5 نانومتر عند درجة حرارة الغلاف الجوي للنجوم A و F أكثر من النجوم الأكثر حرارة أو برودة.\r\nالنجم الأكثر برودة هنا هو النجم من النوع M، لديه نطاقات امتصاص واسعة في أطيافه. هذا لأن هذا النجم بارد بما يكفي ليكون لديه مركبات مثل أوكسيد التيتانيوم في غلافه الجوي. وتنتج هذه المركبات، التي غالباً ما تسمى جزيئات في علم الفلك، سمات امتصاص طيفي أوسع من الذرات أو الأيونات.",
"alt_text": "سبعة خطوط. تنتقل قمة كل خط من الأطوال الموجية القصيرة للخط العلوي إلى الأطوال الموجية الأطول للخط السفلي.",
"credit_text": "مكتب الاتحاد الفلكي الدولي للتعليم / مسح سلووان الرقمي للسماء/ نايال ديكون",
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"diagram_title": "الأنواع الطيفية النجمية - النطاقات",
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"caption": "أطياف سبعة نجوم مرتبة حسب النوع الطيفي بدءاً من الأكثر سخونة (النوع O) في الأعلى إلى الأكثر برودة (النوع M في الأسفل). يمثل المحور الأفقي (السيني) الطول الموجي للضوء بينما المحور العامودي (الصادي) يمثل مقياس فيض الضوء المستلم عند هذا الطول الموجي. يتم تطبيع كل طيف (يتم قسمة الفيض عند كل طول موجي على الحد الأقصى للفيض في هذا الطيف) ثم يتم إزاحة الأطياف عن بعضها البعض على طول المحور العامودي (الصادي) لتسهيل عرض الرسم البياني. يتطابق لون الخطوط بين 400 نانومتر و700 نانومتر تقريباً مع اللون الذي تراه العين البشرية من هذا الطول الموجي. أقل من 400 نانومتر وأعلى من 700 نانومتر، حيث يمكن للعين البشرية أن ترى ضوءاً ضئيلاً أو لا ترى أي ضوء، فإن الخطوط ملونة باللونين الأزرق والأحمر على التوالي.\r\nيكون معظم الفيض الضوئي للنجوم الأكثر حرارة في الطرف الأكثر زرقة من الطيف، بينما يكون معظم الفيض الضوئي للنجوم الأكثر برودة في الطرف الأكثر احمراراً منه. لكن كمية الفيض الكلية التي يبعثها النجم تعتمد على حجمه ودرجة حرارته. ونتيجة لذلك، يبعث النجم الساخن ضوءاً أحمر أكثر من النجم البارد من نفس الحجم حتى لو كان النجم البارد يبعث كل ضوءه تقريباً في في مدى الضوء الأحمر، لكن هذا لايظهر في هذا الرسم البياني بسبب التطبيع المذكور أعلاه. إن الانخفاضات الحادة والضيقة في الأطياف هي خطوط امتصاص ناتجة عن الذرات والأيونات في الغلاف الجوي للنجوم. تعتمد قوة الخط الطيفي على درجة حرارة الغلاف الجوي للنجم. لنأخذ خط الهايدروجين عند 656.5 نانومتر كمثال. جميع خطوط النجوم في هذا الرسم البياني ناتجة من الهايدروجين بشكل رئيسي، لكن خط الهايدروجين عند 656.5 نانومتر يكون ضعيفاً في النجوم الأكثر حرارة والأكثر برودة ولكنه أقوى في النوعين الطيفيين A و F. وذلك لأن الهايدروجين يمتص ضوءاً عند 656.5 نانومتر عند درجة حرارة الغلاف الجوي للنجوم A و F أكثر من النجوم الأكثر حرارة أو برودة.\r\nالنجم الأكثر برودة هنا هو النجم من النوع M، لديه نطاقات امتصاص واسعة في أطيافه. هذا لأن هذا النجم بارد بما يكفي ليكون لديه مركبات مثل أوكسيد التيتانيوم في غلافه الجوي. وتنتج هذه المركبات، التي غالباً ما تسمى جزيئات في علم الفلك، سمات امتصاص طيفي أوسع من الذرات أو الأيونات.",
"alt_text": "سبعة نطاقات ذات بقع مضيئة وداكنة. ينتقل الجزء الأكثر سطوعاً من النطاق من الأزرق في النطاق العلوي إلى الأحمر في النطاق الأسفل",
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"caption": "वेगवेगळ्या तापमानाच्या ब्लॅकबॉडीजमधून उत्सर्जित रेडिएशनचे वक्र. x-अक्ष तरंगलांबी दर्शवतो आणि y-अक्ष प्रत्येक तरंगलांबीवर त्या ब्लॅकबॉडीच्या पृष्ठभागाच्या चौरस मीटरने प्रत्येक सेकंदाला उत्सर्जित होणारी ऊर्जा दर्शवितो. शरीर जितके गरम असेल तितकी तरंगलांबी कमी आणि निळा प्रकाश जास्तीत जास्त ऊर्जा उत्सर्जित करते. या प्लॉटमधील सर्वात थंड शरीर लाल प्रकाशात शिखरावर असूनही, इतर गरम शरीरे सर्वांत थंड शरीरापेक्षा जास्त लाल प्रकाश उत्सर्जित करतात.",
"alt_text": "y-अक्षावर रेडिएशन आणि x-अक्षावर तरंगलांबी असलेले तीन वक्र. थंड वक्रांमध्ये लालसर आणि खालची शिखरे असतात.",
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"diagram_title": "कृष्णिका प्रारण अतिनील आपत्ती",
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"caption": "वेगवेगळ्या तापमानाच्या ब्लॅकबॉडीजमधून उत्सर्जित रेडिएशनचे वक्र. x-अक्ष तरंगलांबी दर्शवतो आणि y-अक्ष प्रत्येक तरंगलांबीवर त्या ब्लॅकबॉडीच्या पृष्ठभागाच्या चौरस मीटरने प्रत्येक सेकंदाला उत्सर्जित होणारी ऊर्जा दर्शवितो. शरीर जितके गरम असेल तितकी तरंगलांबी कमी आणि निळा प्रकाश जास्तीत जास्त ऊर्जा उत्सर्जित करते. या प्लॉटमधील सर्वात थंड शरीर लाल प्रकाशात शिखरावर असूनही, इतर गरम शरीरे सर्वांत थंड शरीरापेक्षा जास्त लाल प्रकाश उत्सर्जित करतात. ठिपके असलेली रेषा आधुनिक क्वांटम मेकॅनिक्सच्या अगोदर शास्त्रीय सिद्धांतानुसार उत्सर्जित रेडिएशन दर्शवते. ही भविष्यवाणी शून्यापेक्षा जास्त ब्लॅकबॉडी तापमानासाठी कमी तरंगलांबीमध्ये अनंततेकडे झुकते आणि त्याला 'अतिनील (अल्ट्राव्हायोलेट) आपत्ती' असे नाव देण्यात आले.",
"alt_text": "y-अक्षावर रेडिएशन आणि x-अक्षावर तरंगलांबी असलेले तीन वक्र. थंड वक्रांमध्ये लालसर आणि खालची शिखरे असतात.",
"credit_text": "अंतर्राष्ट्रीय खगोलीय संघ खगोलशास्त्र शिक्षण कार्यालय (IAU-OAE) - नियाल डिकॉन",
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