1. Excitación e ionización:
* Estrellas calientes: Las estrellas calientes tienen temperaturas muy altas (alrededor de 10,000 K y más). Esto significa que sus átomos de hidrógeno están muy excitados y a menudo ionizados. El hidrógeno ionizado (protones) no produce las líneas Balmer. En cambio, las estrellas calientes muestran líneas fuertes de átomos altamente ionizados como el helio y el oxígeno.
* Estrellas de temperatura media: Las estrellas con temperaturas de alrededor de 5,000-10,000 K (como el sol) tienen la temperatura adecuada para excitar los átomos de hidrógeno a los niveles de energía responsables de la serie Balmer. El equilibrio entre excitación y ionización es óptimo para producir líneas de balmor fuertes.
* estrellas geniales: En estrellas frías (por debajo de 5,000 k), la mayoría de los átomos de hidrógeno están en el estado fundamental (nivel de energía más bajo). Si bien aún pueden estar entusiasmados con los niveles de Balmer, la probabilidad es más baja, lo que lleva a líneas de balmer más débiles.
2. Absorción y emisión:
* Líneas de absorción: Las líneas Balmer se observan típicamente como líneas de absorción en espectros estelares. Esto significa que el hidrógeno en la atmósfera de la estrella absorbe la luz a longitudes de onda específicas correspondientes a las transiciones de energía entre los niveles de balmer.
* Líneas de emisión: En algunos casos, como en ciertos tipos de nebulosas, el hidrógeno puede emitir luz en las longitudes de onda de Balmer. Sin embargo, en los espectros de las estrellas, la absorción domina.
3. Clase espectral:
* A Stars: Las líneas de Balmer son particularmente fuertes en las estrellas de tipo A, que tienen temperaturas superficiales de alrededor de 7,500-10,000 K. Esta es la razón por la cual las estrellas a menudo se usan como punto de referencia para comprender la serie Balmer.
En resumen: La fuerza de las líneas de balmer en los espectros estelares es una consecuencia directa de la temperatura de la estrella y el equilibrio entre la excitación y la ionización de los átomos de hidrógeno. Las estrellas de temperatura media tienen las condiciones ideales para producir líneas de balmer fuertes, mientras que las estrellas calientes son demasiado calientes y las estrellas frías son demasiado frías.
