1. Excitatie en ionisatie:

* hete sterren: Bij zeer hete sterren boeien de hoge temperaturen waterstofatomen op hogere energieniveaus. Deze temperaturen zijn echter ook hoog genoeg om waterstofatomen te ioniseren, ze van hun elektronen te strippen en te voorkomen dat ze balmerlijnen absorberen of uitstoten.

* Gemiddeld-temperatuursterren: Deze sterren hebben temperaturen die ideaal zijn voor opwindende waterstofatomen naar het tweede energieniveau, wat nodig is voor de overgangen van de Balmer -serie. Hoewel sommige waterstof is geïoniseerd, is er nog steeds een aanzienlijke hoeveelheid neutrale waterstof aanwezig, wat leidt tot sterke balmerlijnen.

* coole sterren: In koele sterren zijn de temperaturen niet hoog genoeg om veel waterstofatomen te opwinden tot het tweede energieniveau, wat resulteert in zwakkere balmerlijnen.

2. Elektronenovervloed:

* hete sterren: De ionisatie van waterstof in hete sterren vermindert ook het aantal beschikbare elektronen om fotonen te absorberen bij de golflengten van de Balmer -serie.

* Gemiddeld-temperatuursterren: De juiste balans van ionisatie en elektronenovervloed bestaat in sterren op middellange temperatuur, waardoor sterke balmerlijnen mogelijk zijn.

* coole sterren: Hoewel koele sterren een hogere overvloed aan neutrale waterstof hebben, beperken de lage excitatieniveaus het aantal elektronen dat in staat is om balmer -fotonen te absorberen.

3. Continuumemissie:

* hete sterren: De hoge temperaturen van hete sterren produceren een sterke continuümemissie in het zichtbare spectrum. Dit continue achtergrondlicht kan de balmerlijnen verdunnen, waardoor ze zwakker lijken.

* Gemiddeld-temperatuursterren: De continuümemissie in sterren op middellange temperatuur is zwakker, waardoor de balmerlijnen duidelijker kunnen opvallen.

* coole sterren: De lagere temperaturen van koele sterren resulteren in een zwakkere continuümemissie, maar de algehele zwakte van de balmerlijnen als gevolg van lage excitatie overschrijft dit effect.

Samenvattend: Het samenspel van excitatie, ionisatie, elektronenovervloed en continuümemissie dragen allemaal bij aan de waargenomen sterkte van de balmerlijnen in sterren. Gemiddelde-temperatuursterren hebben de optimale omstandigheden voor sterke balmerlijnen, terwijl hete en koele sterren omstandigheden hebben die waterstof te veel ioniseren of het niet genoeg opwinden.