Classificazione spettrale delle stelle - il ruolo fondamentale della temperatura

In Astrofisica spesso si cerca di schematizzare un'osservazione, in modo da avere una visione più chiara di ogni suo aspetto. Fin dall'Antica Grecia, Ipparco da Nicea (Nicea200 a.C - Rodi 120 a.C) classificò le stelle osservate in base a quanto intensamente esse brillassero nel cielo, utilizzando l'unico rivelatore ottico in suo possesso, l'occhio umano. Creò la ben nota scala delle magnitudini, perfezionata in seguito da Tolomeo e matematicamente formalizzata da Pogson nel XIX sec. L'avvento della spettroscopia e della fotometria permise a Henry Draper di scattare la prima lastra fotografica; Wollaston, nel 1802, osservò per primo lo spettro del Sole (costituito da bande continue solcate da righe scure) del quale Joseph Fraunhofer, nel 1814, ne identificò 600 righe calcolando la lunghezza d'onda di metà di esse. Huggins, nel 1864, scoprì la corrispondenza delle righe di Fraunhofer con quelle di alcuni elementi chimici noti. Scoprirono così che da stelle diverse si ottenevano spettri diversi con i quali il padre gesuita Pietro Angelo Secchi per primo ed in seguito Pickering con le sue assistenti Fleming e Cannon ad Harvard e Morgan e Keenan allo Yerkes Observatory redassero i primi cataloghi stellari. Dopo aver illustrato le caratteristiche delle classificazioni, descriveremo le grandezze fisiche e le principali equazioni in gioco nella formazione degli spettri stellari, introducendo dunque il concetto di transizione elettronica, riga di assorbimento e scrivendo le equazioni di Saha e Boltzmann. Concentreremo l'attenzione su un peculiare caso astrofisico, le stelle di classe A0, che prenderemo come esempio per chiarire il ruolo determinante della temperatura delle fotosfere stellari.