Linee di assorbimento:
* Formazione: Quando la luce di una stella calda e densa passa attraverso una nuvola di gas più fredda e meno densa, gli atomi nella nuvola assorbono le lunghezze d'onda specifiche della luce corrispondenti ai loro livelli di energia unici. Queste lunghezze d'onda assorbite appaiono come linee scure nello spettro continuo della stella.
* Spiegazione: Gli elettroni negli atomi della nuvola assorbono fotoni di luce con energie che corrispondono alla differenza tra il loro stato fondamentale e uno stato eccitato. Questo assorbimento lascia uno "gap" nello spettro, risultando in una linea scura.
Linee di emissione:
* Formazione: Quando una nuvola di gas viene riscaldata, gli atomi nella nuvola si eccitano e quindi rilasciano energia emettendo fotoni a lunghezze d'onda specifiche mentre passano al loro stato fondamentale. Queste lunghezze d'onda emettete appaiono come linee luminose su uno sfondo scuro.
* Spiegazione: Gli atomi eccitati emettono fotoni di luce con energie corrispondenti alla differenza di energia tra il loro stato eccitato e lo stato fondamentale. Questa emissione crea linee luminose nello spettro.
L'analisi delle linee di assorbimento e di emissione in uno spettro stellare può rivelare preziose informazioni sulle nuvole di gas fresche che giacciono tra noi e la stella.
1. Composizione:
* Linee di assorbimento: Le lunghezze d'onda delle linee di assorbimento identificano gli elementi presenti nella nuvola di gas.
* Linee di emissione: Le lunghezze d'onda delle linee di emissione indicano anche gli elementi presenti nella nuvola, ma rivelano la presenza di atomi eccitati, indicando una temperatura più elevata o altri processi energetici all'interno della nuvola.
2. Temperatura:
* Linee di assorbimento: La forza delle linee di assorbimento può essere utilizzata per stimare la temperatura della nuvola. Le linee più forti indicano una nuvola più densa o più fredda.
* Linee di emissione: La presenza e l'intensità delle linee di emissione forniscono anche informazioni sulla temperatura della nuvola di gas.
3. Velocità:
* Doppler Shift: Le lunghezze d'onda delle linee di assorbimento e di emissione vengono leggermente spostate dai valori previsti a causa del movimento relativo tra la nuvola e l'osservatore. Questo spostamento Doppler ci consente di determinare la velocità radiale della nuvola di gas rispetto a noi.
4. Densità:
* Linee di assorbimento: La larghezza delle linee di assorbimento può essere correlata alla densità della nuvola di gas. Linee più ampie indicano una maggiore densità.
* Linee di emissione: L'intensità delle linee di emissione può anche fornire informazioni sulla densità della nuvola.
5. Campo magnetico:
* Effetto Zeeman: L'interazione tra campi magnetici e atomi può dividere le linee spettrali, creando più linee. Questa scissione di Zeeman ci consente di misurare la forza e la direzione dei campi magnetici all'interno della nuvola.
Nel complesso, l'analisi delle linee di assorbimento ed emissione negli spettri stellari fornisce un potente strumento per comprendere le proprietà delle nuvole di gas fresco nel mezzo interstellare.
