1. 여기 및 이온화 :
* 핫 스타 : 매우 뜨거운 별에서, 고온은 수소 원자를 더 높은 에너지 수준으로 자극합니다. 그러나,이 온도는 또한 수소 원자를 이온화하여 전자를 벗겨 내고 발머 라인을 흡수하거나 방출하는 것을 방지 할 수있을 정도로 높다.
* 중간 온도 별 : 이 별들은 흥미 진진한 수소 원자가 2 차 에너지 수준까지 이상적인 온도를 가지고 있으며, 이는 Balmer 시리즈 전환에 필요합니다. 일부 수소는 이온화되지만 여전히 상당한 양의 중성 수소가 존재하여 강한 발머 라인을 초래합니다.
* 시원한 별 : 시원한 별에서 온도는 많은 수소 원자를 제 2 에너지 수준으로 자극 할 정도로 높지 않아 발머 라인이 약 해집니다.
2. 전자 풍부 :
* 핫 스타 : 뜨거운 별에서 수소의 이온화는 또한 Balmer 시리즈 파장에서 광자를 흡수하기 위해 이용 가능한 전자의 수를 감소시킨다.
* 중간 온도 별 : 이온화 및 전자 풍부의 올바른 균형은 중간 온도 별에 존재하여 강한 발머 라인을 허용합니다.
* 시원한 별 : 시원한 별은 풍부한 중성 수소를 가지지 만, 낮은 여기 수준은 Balmer 광자를 흡수 할 수있는 전자의 수를 제한합니다.
3. 연속체 방출 :
* 핫 스타 : 뜨거운 별의 고온은 가시 스펙트럼에서 강한 연속체 방출을 생성합니다. 이 연속적인 배경 조명은 Balmer 라인을 희석시켜 약해 보입니다.
* 중간 온도 별 : 중간 온도 별의 연속 방출은 약해서 Balmer 라인이 더 명확하게 눈에 띄게 가능합니다.
* 시원한 별 : 시원한 별의 온도가 낮 으면 연속체 방출이 약해 지지만 흥분이 낮아 Balmer 라인의 전반적인 약점은이 효과를 무시합니다.
요약 : 여기, 이온화, 전자 풍부 및 연속 방출의 상호 작용은 모두 별에서 Balmer 라인의 관찰 된 강도에 기여합니다. 중간 온도 별은 강한 Balmer 라인에 대한 최적의 조건을 가지고 있으며, 뜨겁고 시원한 별은 수소를 너무 많이 이온화하거나 충분히 흥분하지 않는 조건을 가지고 있습니다.
