* Les lignes Balmer sont causées par des transitions d'électrons dans l'hydrogène. Plus précisément, ils proviennent de l'électrons en transition des niveaux d'énergie plus élevés jusqu'au niveau d'énergie N =2.
* La température dicte les niveaux d'énergie électronique dans les atomes. À des températures extrêmement élevées, les atomes sont hautement ionisés et perdent complètement leurs électrons. À des températures très basses, les électrons sont principalement à l'état fondamental (n =1).
* Les étoiles autour de 3200 K sont considérées comme des étoiles "cool". Leurs températures sont trop faibles pour exciter de nombreux atomes d'hydrogène aux niveaux d'énergie plus élevés nécessaires aux transitions de Balmer.
Alors, pourquoi pourrions-nous voir des lignées d'hydrogène Balmer dans des étoiles plus fraîches?
* il pourrait y avoir d'autres éléments présents. Alors que les lignées d'hydrogène Balmer sont importantes dans les étoiles plus chaudes, les étoiles plus fraîches peuvent présenter d'autres lignes spectrales à partir d'éléments comme le sodium ou le calcium.
* la présence d'un compagnon. Si l'étoile plus froide fait partie d'un système binaire avec un compagnon plus chaud, la lumière de l'étoile plus chaude pourrait exciter les atomes d'hydrogène de l'étoile plus froide et produire des lignes de balmer.
* Autres caractéristiques spectrales. Les étoiles plus fraîches ont souvent de fortes bandes moléculaires, en particulier à partir de l'oxyde de titane (TIO), qui peuvent masquer les lignes de Balmer.
en résumé: Bien que les lignées d'hydrogène Balmer soient caractéristiques des étoiles plus chaudes, elles sont généralement pas proéminent dans les étoiles autour de 3200 K. Les caractéristiques spectrales des étoiles plus fraîches sont dominées par d'autres éléments et molécules.
