1. Excitación e ionización:
* Estrellas calientes: En estrellas muy calientes, las altas temperaturas excitan los átomos de hidrógeno a niveles de energía más altos. Sin embargo, estas temperaturas también son lo suficientemente altas como para ionizar los átomos de hidrógeno, despojándolos de sus electrones y evitando que absorban o emitan líneas de balmor.
* Estrellas de temperatura media: Estas estrellas tienen temperaturas que son ideales para los átomos de hidrógeno emocionantes al segundo nivel de energía, lo cual es necesario para las transiciones de la serie Balmer. Si bien se ioniza algo de hidrógeno, todavía hay una cantidad significativa de hidrógeno neutro presente, lo que lleva a fuertes líneas de balmor.
* estrellas geniales: En estrellas frías, las temperaturas no son lo suficientemente altas como para excitar muchos átomos de hidrógeno al segundo nivel de energía, lo que resulta en líneas de balmor más débiles.
2. Abundancia de electrones:
* Estrellas calientes: La ionización de hidrógeno en estrellas calientes también reduce el número de electrones disponibles para absorber fotones en las longitudes de onda de la serie Balmer.
* Estrellas de temperatura media: El equilibrio correcto de ionización y abundancia de electrones existe en estrellas de temperatura media, lo que permite fuertes líneas de balmor.
* estrellas geniales: Mientras que las estrellas frías tienen una mayor abundancia de hidrógeno neutro, los bajos niveles de excitación limitan el número de electrones capaces de absorber fotones de balmer.
3. Emisión continua:
* Estrellas calientes: Las altas temperaturas de las estrellas calientes producen una fuerte emisión continua en el espectro visible. Esta luz de fondo continua puede diluir las líneas de Balmer, haciéndolas parecer más débiles.
* Estrellas de temperatura media: La emisión continua en estrellas de temperatura media es más débil, lo que permite que las líneas de Balmer se destaquen más claramente.
* estrellas geniales: Las temperaturas más bajas de las estrellas frías dan como resultado una emisión continua más débil, pero la debilidad general de las líneas de Balmer debido a la baja excitación anula este efecto.
En resumen: La interacción de la excitación, la ionización, la abundancia de electrones y la emisión continua contribuyen a la resistencia observada de las líneas de Balmer en las estrellas. Las estrellas de temperatura media tienen las condiciones óptimas para líneas de balmor fuertes, mientras que las estrellas calientes y frías tienen condiciones que ionizan demasiado el hidrógeno o no lo excitan lo suficiente, respectivamente.
