1. Excitation och jonisering:
* heta stjärnor: I mycket heta stjärnor väcker de höga temperaturerna väteatomer till högre energinivåer. Dessa temperaturer är emellertid också tillräckligt höga för att jonisera väteatomer, strippa dem från sina elektroner och förhindra dem från att absorbera eller avge Balmer -linjer.
* Medium-temperaturstjärnor: Dessa stjärnor har temperaturer som är idealiska för spännande väteatomer till den andra energinivån, vilket är nödvändigt för Balmer -seriens övergångar. Medan en del väte är joniserad, finns det fortfarande en betydande mängd neutralt väte närvarande, vilket leder till starka balmerlinjer.
* coola stjärnor: I svala stjärnor är temperaturen inte tillräckligt höga för att locka många väteatomer till den andra energinivån, vilket resulterar i svagare balmerlinjer.
2. Elektronöverflöd:
* heta stjärnor: Joniseringen av väte i heta stjärnor minskar också antalet tillgängliga elektroner för att absorbera fotoner vid Balmer -seriens våglängder.
* Medium-temperaturstjärnor: Den högra balansen mellan jonisering och elektronöverflöd finns i stjärnor med medeltemperatur, vilket möjliggör starka Balmer-linjer.
* coola stjärnor: Medan coola stjärnor har ett högre överflöd av neutralt väte, begränsar de låga exciteringsnivåerna antalet elektroner som kan absorbera Balmer -fotoner.
3. Continuum Emission:
* heta stjärnor: De höga temperaturerna för heta stjärnor ger en stark kontinuumutsläpp i det synliga spektrumet. Detta kontinuerliga bakgrundsljus kan späda Balmer -linjerna, vilket gör att de verkar svagare.
* Medium-temperaturstjärnor: Kontinuumutsläppet i medelstora temperaturstjärnor är svagare, vilket gör att Balmer-linjerna kan sticka ut tydligare.
* coola stjärnor: De lägre temperaturerna hos svala stjärnor resulterar i en svagare kontinuumutsläpp, men den totala svagheten i Balmer -linjerna på grund av låg excitation åsidosätter denna effekt.
Sammanfattningsvis: Samspelet mellan excitation, jonisering, elektronöverflöd och kontinuumutsläpp bidrar alla till den observerade styrkan hos Balmer -linjerna i stjärnor. Medeltemperaturstjärnor har de optimala förhållandena för starka Balmer-linjer, medan varma och coola stjärnor har förhållanden som antingen joniserar väte för mycket eller inte uppmanar det tillräckligt.
