Complimenti per quest'altra bella osservazione Tonino!
Rispetto a Bet Uma mi sembra che le righe di Balmer siano più accentuate. Che significa?
Che la stella e' piu' calda. Le righe della serie di Balmer hanno la massima intensita' in stelle di classe A0 la cui temperatura superficiale misura poco meno di 10000 gradi Kelvin. Attenzione perche' salendo ancora di temperatura (spostandosi verso le classi B e O), la loro intensita' comincia nuovamente a scendere.
Ogni elemento presente nel gas, in base alla sua struttura atomica, ha una temperatura che massimizza la "forza" delle righe. Nel grafico sotto puoi vedere, per una serie di elementi/stati (tra cui l'idrogeno H), come cambia l'intensita' delle righe con la temperatura del gas.
https://sites.ualberta.ca/~pogosyan/tea ... g17_12.jpgSe vuoi approfondire un po', devi tenere in considerazione la struttura atomica dell'idrogeno e il principio secondo cui avvengono gli assorbimenti (o le emissioni) della serie di Balmer.
https://en.wikipedia.org/wiki/Hydrogen_ ... itions.svgNell'atmosfera stellare, quando gli atomi di idrogeno assorbono un fotone (proveniente dagli strati sottostanti), gli elettroni devono essere nel secondo livello energetico per produrre una riga di assorbimento nel visibile (hai visto dal modello sopra che le altre serie, Lyman e Paschen, assorbono nell'UV e nell'IR). Qui entra in gioco la temperatura che in un gas, parlando in generale, ha influenza su quanti elettroni si trovano in determinati livelli energetici.
Nel caso dell'idrogeno, il numero di atomi con elettroni che si trovano nel secondo livello energetico e' massimo (non il totale, si tratta di una frazione) alla temperatura di circa 10000K. Se l'atmosfera si trova a temperatura piu' bassa, gli elettroni sono meno "eccitati" e una grande frazione di atomi ha l'elettrone nel livello energetico fondamentale (non producono righe della serie di Balmer). Se la temperatura e' piu' alta, molti elettroni occupano un livello superiore al secondo (anche da questi atomi niente Balmer). Incrementando ancora la temperatura, gli atomi di idrogeno arrivano a perdere l'elettrone diventando cosi' ionizzati.
Ricapitolando, classe A0 e temperatura vicina a 10000K -> massima intensita' delle righe di Balmer. Classi F,G,K... e conseguenti temperature inferiori -> diminuzione progressiva dell'intensita' delle Balmer per atomi non eccitati. Classi B, O e conseguenti temperature superiori -> diminuzione progressiva dell'intensita' delle Balmer per atomi eccessivamente eccitati o ionizzati.
Ti ho riportato un quadro estremamente semplificato. Non sono un astrofisico e non sono in grado di approfondire ulteriormente. So solamente che per quanto ho descritto ci sono delle formule, le equazioni di Boltzmann e Saha, per calcolare il numero di atomi che si trovano un un determinato stato di eccitazione e ionizzazione rispettivamente.
Ultima cosa, visto che siamo in tema... la temperatura delle fotosfere stellari oggi si misura sulla base delle righe spettrali (non sul massimo del continuo), utilizzando i rapporti di intensita' fra righe di diversi elementi. Servono pero' spettrografi a fenditura di un certo potere risolvente. Nota che la tua delta Cas e' troppo calda per poter usare il metodo dello spostamento di Wien (la formuletta che abbiamo visto con beta Cas). Alla temperatura di una A5 il massimo cade nell'ultravioletto, dove la luce e' pesantemente filtrata dall'idrogeno neutro. Mettiamoci anche che la nostra atmosfera, i normali vetri che deve attraversare la luce per giungere sul sensore e l'efficienza UV bassa o nulla dei nostri sensori, fanno si' che in queste regioni spettrali non venga registrato alcun segnale.
Paolo