1. Excitation och jonisering:
* heta stjärnor: Heta stjärnor har mycket höga temperaturer (cirka 10 000 K och högre). Detta innebär att deras väteatomer är mycket upphetsade och ofta joniserade. Joniserat väte (protoner) producerar inte Balmer -linjerna. Istället visar heta stjärnor starka linjer från mycket joniserade atomer som helium och syre.
* Medium-temperaturstjärnor: Stjärnor med temperaturer runt 5 000-10 000 K (som solen) har rätt temperatur för att väcka väteatomer till energinivåerna som är ansvariga för Balmer-serien. Balansen mellan excitation och jonisering är optimal för att producera starka Balmer -linjer.
* coola stjärnor: I svala stjärnor (under 5 000 K) är de flesta väteatomer i marktillstånd (lägsta energinivå). Även om de fortfarande kan vara glada över Balmer -nivåerna, är sannolikheten lägre, vilket leder till svagare Balmer -linjer.
2. Absorption och utsläpp:
* Absorptionslinjer: Balmer -linjerna observeras vanligtvis som absorptionslinjer i stjärnspektra. Detta innebär att väte i stjärnans atmosfär absorberar ljus vid specifika våglängder som motsvarar energiövergångarna mellan Balmer -nivåerna.
* utsläppslinjer: I vissa fall, som i vissa typer av nebulor, kan väte avge ljus vid Balmer -våglängderna. I spektra av stjärnor dominerar emellertid absorptionen.
3. Spektralklass:
* a stjärnor: Balmer-linjerna är särskilt starka i stjärnor av A-typ, som har yttemperaturer runt 7 500-10 000 K. Det är därför en stjärnor ofta används som referenspunkt för att förstå Balmer-serien.
Sammanfattningsvis: Styrkan hos Balmer -linjerna i stjärnspektra är en direkt konsekvens av stjärnans temperatur och balansen mellan excitation och jonisering av väteatomer. Medeltemperaturstjärnor har de perfekta förhållandena för att producera starka Balmer-linjer, medan heta stjärnor är för varma och coola stjärnor är för kalla.
