1. **Lettura dei parametri dal file di configurazione**:
   - La funzione `read_config()` legge  i parametri dal file `config.txt` e li restituisce in un dizionario.

2. **Calcolo della luminosità stellare e del flusso radiante ricevuto dal pianeta**:
   - Il calcolo della luminosità della stella `Stellar_L` utilizza la formula corretta basata sulla legge di Stefan-Boltzmann.
   - Il calcolo del flusso radiante ricevuto dal pianeta `stellar_flux` tiene conto dell'albedo del pianeta, usando la formula `(1 - Albedo) * Stellar_L / (4 * np.pi * Planet_distance_m**2)`.

3. **Calcolo del profilo di peso molecolare medio (`mu`)**:
   - La funzione `calculate_mean_molecular_weight()` stima il peso molecolare medio di uno strato atmosferico.
   - La normalizzazione dei mixing ratio per garantire che la somma sia 1 in ogni strato è un'aggiunta importante per il corretto calcolo di `mu`.

4. **Calcolo del profilo di densità**:
   - La funzione `get_density_initial()` calcola  il profilo di densità barometrico iniziale, utilizzando la legge di scala barometrica.
   - La funzione `get_density_profile()` utilizza un algoritmo più complesso che tiene conto del profilo di temperatura, risultando in un calcolo più accurato della densità.

5. **Calcolo del profilo di temperatura**:
   - La funzione `get_temperature_profile()` calcola la temperatura di equilibrio del pianeta e applica il gradiente adiabatico.

6. **Applicazione del mixing verticale**:
   - La funzione `vertical_mixing()` implementa  l'algoritmo di mixing verticale, utilizzando i profili di densità e temperatura calcolati in precedenza.

7. **Generazione dei grafici**:
   - I grafici di densità, peso molecolare medio, temperatura e flusso verticale totale vengono generati e salvati in formato PDF.
   
8. **Struttura di species**
	Prima colonna in nome della specie chimica, seconda colonna il peso atomico / molecolare in kg/moli
	terza colonna il coefficiente di assorbimento molare epsilon in cm^2/mol
	
	
                                            Appendice e approfondimenti:
                                    -------------------------------------------
         RADIANZA
    Come lavora la funzione che calcola la radianza media:
    Segue una logica simile a calculate_mean_molecular_weight, ma invece di calcolare il peso molecolare medio per ogni strato,
    calcola l'epsilon medio di ogni strato pesato ai mixing ratio delle specie chimiche.
	Accetta due parametri: atmo_data (l'array dei mixing ratio delle specie chimiche) e species_list il dizionario contenente
	i pesi molecolari e gli epsilon delle specie).
    Viene creato un array epsilon di dimensione pari al numero di strati atmosferici, inizializzato a zero.
    Per ogni strato atmosferico i, viene calcolato il mixing ratio totale, se maggiore di zero, vengono normalizzati
    i mixing ratio delle specie chimiche. Per ogni specie chimica j, viene ottenuto l'epsilon dalla lista species_list.
    Il valore di layer_epsilon viene calcolato come la somma pesata degli epsilon delle specie chimiche, utilizzando i
    mixing ratio normalizzati come pesi.
    Il valore di layer_epsilon viene assegnato all'elemento corrispondente nell'array epsilon.
    Se la somma dei mixing ratio è zero per uno strato, l'epsilon medio per quello strato viene impostato a zero.
    Infine, l'array epsilon viene restituito. Restituirà un array epsilon contenente l'epsilon medio di ogni strato atmosferico,
	calcolato come media pesata degli epsilon delle specie chimiche presenti in quel strato, utilizzando i mixing ratio come pesi.
	
	Come vengono integrati questi dati nella funzione che calcola il profilo di temperatura?
	Si calcola il flusso radiativo entrante F_in inizialmente uguale al flusso stellare stellar_flux.
    All'interno del ciclo for, calcoliamo l'opacità radiativa kappa per ogni strato atmosferico moltiplicando 
	l'epsilon medio epsilon[i] per la densità rho[i]. L'opacità radiativa è una misura dell'assorbimento 
	e dell'emissione di radiazione da parte del gas in quello strato.
    Calcoliamo il flusso radiativo uscente F_out utilizzando la legge di Stefan-Boltzmann: F_out = kappa * S_B * T[i-1]**4. 
	Questo rappresenta la radiazione emessa dallo strato atmosferico a causa della sua temperatura.
    Calcoliamo il flusso radiativo netto F_net sottraendo il flusso uscente dal flusso entrante.
    Aggiungiamo un termine aggiuntivo all'equazione per il calcolo della temperatura T[i]. 
	Questo termine considera il contributo del flusso radiativo netto F_net al riscaldamento o al raffreddamento del gas nello strato atmosferico.
    Aggiorniamo il flusso radiativo entrante F_in per il livello successivo impostandolo uguale al flusso uscente F_out del livello corrente.
    In questo modo, il profilo di temperatura calcolato tiene conto sia del gradiente adiabatico e della densità (come prima), 
	ma anche degli effetti radiativi dovuti alla presenza di specie chimiche assorbenti. 
	Il flusso radiativo netto influenza la temperatura di ogni strato atmosferico, riscaldandolo o raffreddandolo 
	a seconda del segno del flusso netto.


        Criticità:
    L'integrazione del modello radiativo comporta una grossa approssimazione dovuta al fatto che di ogni specie abbiamo soltanto
	l'epsilon che è un coefficiente che ci dice quanto una molecola assorbe calore, in realtà per un calcolo corretto ci servirebbero
	gli spettri di assorbimento di tutte le specie chimiche che incrociati con lo spettro della stella ci darebbero l'assorbimento
	in funzione dello spettro di emissione della stella che può cambiare notevolmente rispetto a quello assunto in questo codice, 
	che è quello solare BB.
	
	
		MOTI CONVETTIVI
		
	Ecco come funziona la funzione convective_mixing:

    La funzione prende come input i dati atmosferici (atmo_data), l'altitudine (z), il profilo di temperatura (T_profile),
	il peso molecolare medio (mu), il profilo di densità (rho), il calore specifico a pressione costante (c_p),
	l'accelerazione di gravità locale (g_local), il passo temporale (delta_t) e il tempo totale di simulazione (time).

    La funzione calcola il gradiente adiabatico gamma utilizzando la formula gamma = mu * g_local / (R * c_p), dove R è 
	la costante dei gas ideali.

    La funzione crea una copia dei dati atmosferici (atmo_data_convected) per poter apportare modifiche 
	senza alterare i dati originali.

    Viene calcolato il numero di iterazioni necessarie (num_iterations) dividendo il tempo totale di simulazione per
	il passo temporale (delta_t).

    Viene creato un array vuoto (convective_displacements) della stessa dimensione dei dati atmosferici per memorizzare 
	gli spostamenti convettivi.

    La funzione update_convection è una funzione ricorsiva che calcola gli spostamenti convettivi a ogni livello atmosferico. 
	All'interno di questa funzione: a. Viene calcolato il gradiente di temperatura dT_dz tra i livelli atmosferici adiacenti. 
	b. Se dT_dz è minore del gradiente adiabatico negativo (-gamma), si verifica una convezione instabile, quindi i valori 
	delle concentrazioni atmosferiche del livello superiore vengono uguagliati a quelli del livello inferiore, e lo spostamento 
	convettivo viene registrato in convective_displacements. c. Se dT_dz è maggiore di -gamma, non si verifica convezione, 
	quindi i valori delle concentrazioni atmosferiche rimangono invariati. d. La funzione update_convection viene chiamata 
	ricorsivamente per il livello successivo finché non vengono esaminati tutti i livelli atmosferici.

    Il ciclo esterno chiama la funzione update_convection per ogni iterazione temporale.

    Infine, gli spostamenti convettivi vengono salvati in un file di testo (convective_displacements.txt), 
	e la funzione restituisce i dati atmosferici modificati (atmo_data_convected) con gli effetti della convezione.

    Il criterio utilizzato per determinare se si verifica la convezione instabile è basato sul confronto tra il gradiente di 
	temperatura reale e il gradiente adiabatico. Se il gradiente di temperatura reale è più ripido del gradiente adiabatico 
	(cioè dT_dz < -gamma), significa che l'atmosfera è instabile, e si verifica la convezione per ristabilire l'equilibrio.
	E' sicuramente un approccio molto semplificato del processo convettivo reale.