Hvorfor er brintbalmerlinjerne stærke i spektre af mellemstemperaturstjerner og svage varme seje stjerner?

1. Excitation og ionisering:

* hot stjerner: I meget varme stjerner ophidser de høje temperaturer hydrogenatomer til højere energiniveau. Imidlertid er disse temperaturer også høje nok til at ionisere hydrogenatomer, fjerne dem fra deres elektroner og forhindre dem i at absorbere eller udsende balmerlinjer.

* medium-temperaturstjerner: Disse stjerner har temperaturer, der er ideelle til spændende hydrogenatomer til det andet energiniveau, hvilket er nødvendigt for Balmer Series -overgange. Mens noget brint er ioniseret, er der stadig en betydelig mængde neutralt brint til stede, hvilket fører til stærke balmerlinjer.

* seje stjerner: I seje stjerner er temperaturerne ikke høje nok til at begejstre mange hydrogenatomer til det andet energiniveau, hvilket resulterer i svagere balmerlinjer.

2. Elektronforekomst:

* hot stjerner: Ioniseringen af ​​brint i varme stjerner reducerer også antallet af tilgængelige elektroner til at absorbere fotoner ved Balmer -serien bølgelængder.

* medium-temperaturstjerner: Den rigtige balance mellem ionisering og elektronforekomst findes i medium-temperaturstjerner, hvilket muliggør stærke balmerlinjer.

* seje stjerner: Mens seje stjerner har en højere forekomst af neutralt brint, begrænser de lave excitationsniveauer antallet af elektroner, der er i stand til at absorbere balmerfotoner.

3. Kontinuumemission:

* hot stjerner: De høje temperaturer af varme stjerner producerer en stærk kontinuumemission i det synlige spektrum. Dette kontinuerlige baggrundslys kan fortynde Balmer -linjerne, hvilket får dem til at virke svagere.

* medium-temperaturstjerner: Kontinuumemissionen i medium-temperaturstjerner er svagere, hvilket gør det muligt for balmerlinjerne at skille sig ud mere tydeligt.

* seje stjerner: De lavere temperaturer af seje stjerner resulterer i en svagere kontinuumemission, men den samlede svaghed ved balmerlinjerne på grund af lav excitation tilsidesætter denne effekt.

Kortfattet: Samspillet mellem excitation, ionisering, elektronforekomst og kontinuumemission bidrager alle til den observerede styrke af balmerlinjerne i stjerner. Stjerner i mellemtemperaturer har de optimale betingelser for stærke balmerlinjer, mens varme og seje stjerner har tilstande, der enten ioniserer brint for meget eller ikke begejstrer det henholdsvis nok.