1. 여기 및 이온화 :
* 핫 스타 : 뜨거운 별의 온도가 매우 높습니다 (약 10,000k 이상). 이것은 그들의 수소 원자가 매우 흥분하고 종종 이온화되어 있음을 의미합니다. 이온화 된 수소 (양성자)는 Balmer 라인을 생성하지 않습니다. 대신, 뜨거운 별은 헬륨 및 산소와 같은 고도로 이온화 된 원자에서 강한 선을 나타냅니다.
* 중간 온도 별 : 온도가 약 5,000-10,000k (태양과 같은)가있는 별은 Balmer 시리즈를 담당하는 에너지 수준까지 수소 원자를 자극하는 적절한 온도를 가지고 있습니다. 여기와 이온화 사이의 균형은 강한 발머 라인을 생성하는 데 최적입니다.
* 시원한 별 : 시원한 별 (5,000k 미만)에서, 대부분의 수소 원자는지면 상태 (가장 낮은 에너지 수준)에 있습니다. 그들은 여전히 Balmer 수준에 흥분 할 수 있지만 확률은 낮아서 Balmer 라인이 약해집니다.
2. 흡수 및 방출 :
* 흡수선 : Balmer 라인은 일반적으로 항성 스펙트럼에서 흡수 라인으로 관찰됩니다. 이것은 별의 대기의 수소가 Balmer 수준 사이의 에너지 전이에 해당하는 특정 파장에서 빛을 흡수한다는 것을 의미합니다.
* 방출 라인 : 어떤 경우에는 특정 유형의 성운과 마찬가지로 수소는 Balmer 파장에서 빛을 방출 할 수 있습니다. 그러나 별의 스펙트럼에서 흡수가 지배적입니다.
3. 스펙트럼 클래스 :
* 별 : Balmer 라인은 A 형 별에서 특히 강력하며, 표면 온도는 약 7,500-10,000 K입니다. 이것이 별이 Balmer 시리즈를 이해하기위한 기준점으로 종종 사용되는 이유입니다.
요약 : 항성 스펙트럼에서 Balmer 라인의 강도는 별의 온도와 수소 원자의 여기와 이온화 사이의 균형의 직접적인 결과입니다. 중간 온도 별은 강한 발머 라인을 생산하기위한 이상적인 조건을 가지고 있으며, 뜨거운 별은 너무 뜨겁고 시원한 별은 너무 차갑습니다.
