Hvorfor ser de brintbalmerlinjer i spektre af stjerner med temperaturer 3200 K?

* Balmer -linjer er forårsaget af elektronovergange i brint. Specifikt opstår de fra elektroner, der skifter fra højere energiniveau ned til N =2 energiniveauet.

* Temperatur dikterer elektronenerginiveauet i atomer. Ved ekstremt høje temperaturer ioniseres atomer meget og mister deres elektroner fuldstændigt. Ved meget lave temperaturer er elektroner for det meste i jordtilstanden (n =1).

* Stjerner omkring 3200 K betragtes som "seje" stjerner. Deres temperaturer er for lave til at begejstre mange hydrogenatomer til de højere energiniveau, der er nødvendige for balmerovergange.

Så hvorfor kan vi se brintbalmerlinjer i køligere stjerner?

* der kan være andre elementer til stede. Mens brintbalmerlinjer er fremtrædende i varmere stjerner, kan køligere stjerner muligvis udvise andre spektrale linjer fra elementer som natrium eller calcium.

* tilstedeværelsen af ​​en ledsager. Hvis den køligere stjerne er en del af et binært system med en varmere ledsager, kunne den varmere stjernes lys begejstre Cooler -stjernens brintatomer og producere balmerlinjer.

* Andre spektrale funktioner. Køligere stjerner har ofte stærke molekylære bånd, især fra titaniumoxid (TIO), som kan maskere balmerlinjerne.

Kortfattet: Mens brintbalmerlinjer er karakteristiske for varmere stjerner, er de generelt ikke Fremtrædende i stjerner omkring 3200 K. De spektrale træk ved køligere stjerner domineres af andre elementer og molekyler.