ESPECTROSCOPIA: LOS - Cida
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En equilibrio<br />
Termodinámico<br />
(ET):<br />
Opacidad de<br />
linea<br />
Radiación:<br />
.- Ley de Kirchhoff (e=a)<br />
.- Ley de Planck (Wien and Stefan Boltzmann)<br />
Materia<br />
.- Maxwell-Boltzmann (distribución de velocidades)<br />
.- Boltzmann (distribución de niveles de energía)<br />
.- Saha (distribución de estados de ionización)<br />
.- Abundancia del elemento<br />
.- proporción de átomos en el nivel de excitación (Boltzmann)<br />
.- proporción de átomos en el estado de ionización (Saha)<br />
.- probabilidad de transición. Función de Partición, reglas de<br />
selección, pesos estadístico de los niveles (gi), coeficientes<br />
de Einsteins.<br />
Existe una gran diversidad de estrellas cuyos espectros reflejan un<br />
amplio rango de fenómenos físicos de la fotosfera estelar. Sin embargo,<br />
la mayoría de espectros estelares se pueden aproximar con dos<br />
variables físicas: La temperatura efectiva (el tipo espectral) y la presión<br />
del gas (gravitación superficial o Luminosidad), esto define el sistema<br />
de clasificación bidimensional MKK (1943)
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