* Las líneas de Balmer son causadas por transiciones de electrones en hidrógeno. Específicamente, surgen de la transición de electrones desde niveles de energía más altos hasta el nivel de energía N =2.
* La temperatura dicta los niveles de energía de electrones en los átomos. A temperaturas extremadamente altas, los átomos son altamente ionizados y pierden sus electrones por completo. A temperaturas muy bajas, los electrones están principalmente en estado fundamental (n =1).
* Las estrellas alrededor de 3200 K se consideran estrellas "geniales". Sus temperaturas son demasiado bajas para excitar muchos átomos de hidrógeno a los niveles de energía más altos necesarios para las transiciones de Balmer.
Entonces, ¿por qué podríamos ver líneas de balmor de hidrógeno en estrellas más frías?
* Puede haber otros elementos presentes. Si bien las líneas de balmor de hidrógeno son prominentes en estrellas más calientes, las estrellas más frías pueden exhibir otras líneas espectrales de elementos como sodio o calcio.
* La presencia de un compañero. Si la estrella más fría es parte de un sistema binario con un compañero más caliente, la luz de la estrella más caliente podría excitar los átomos de hidrógeno de la estrella más fría y producir líneas de balmor.
* Otras características espectrales. Las estrellas más frías a menudo tienen bandas moleculares fuertes, especialmente del óxido de titanio (TIO), que pueden enmascarar las líneas Balmer.
En resumen: Si bien las líneas de balmor de hidrógeno son características de las estrellas más calientes, generalmente son no prominente en estrellas alrededor de 3200 K. Las características espectrales de las estrellas más frías están dominadas por otros elementos y moléculas.
