1. Excitation et ionisation:
* Stars chaudes: Dans les étoiles très chaudes, les températures élevées excitent les atomes d'hydrogène à des niveaux d'énergie plus élevés. Cependant, ces températures sont également suffisamment élevées pour ioniser les atomes d'hydrogène, les dépouillant de leurs électrons et les empêchant d'absorber ou d'émettre des lignées Balmer.
* étoiles à température moyenne: Ces étoiles ont des températures idéales pour exciter des atomes d'hydrogène au deuxième niveau d'énergie, ce qui est nécessaire pour les transitions de la série Balmer. Bien que certains hydrogène soient ionisés, il y a encore une quantité importante d'hydrogène neutre présent, conduisant à de fortes lignées Balmer.
* Stars cool: Dans les étoiles fraîches, les températures ne sont pas suffisamment élevées pour exciter de nombreux atomes d'hydrogène au deuxième niveau d'énergie, entraînant des lignées Balmer plus faibles.
2. Abondance d'électrons:
* Stars chaudes: L'ionisation de l'hydrogène dans les étoiles chaudes réduit également le nombre d'électrons disponibles pour absorber les photons aux longueurs d'onde de la série Balmer.
* étoiles à température moyenne: Le bon équilibre entre l'ionisation et l'abondance d'électrons existent dans les étoiles à température moyenne, permettant de fortes lignes de balmer.
* Stars cool: Alors que les étoiles fraîches ont une abondance d'hydrogène neutre plus élevée, les faibles niveaux d'excitation limitent le nombre d'électrons capables d'absorber les photons de Balmer.
3. Émission de continuum:
* Stars chaudes: Les températures élevées des étoiles chaudes produisent une forte émission de continuum dans le spectre visible. Cette lumière de fond continue peut diluer les lignes de Balmer, ce qui les rend plus faibles.
* étoiles à température moyenne: L'émission de continuum dans les étoiles à température moyenne est plus faible, permettant aux lignes de Balmer de se démarquer plus clairement.
* Stars cool: Les températures plus basses des étoiles fraîches entraînent une émission de continuum plus faible, mais la faiblesse globale des lignes de Balmer en raison d'une faible excitation remplace cet effet.
en résumé: L'interaction de l'excitation, de l'ionisation, de l'abondance d'électrons et des émissions de continuum contribuent toutes à la force observée des lignées Balmer dans les étoiles. Les étoiles à température moyenne ont les conditions optimales pour de fortes lignées Balmer, tandis que les étoiles chaudes et fraîches ont des conditions qui ionisent trop l'hydrogène ou ne l'excitent pas suffisamment, respectivement.
