1. 표면 온도가 낮습니다 : M 별은 우리의 태양보다 훨씬 더 시원합니다. 그들의 표면 온도는 태양의 5,778 켈빈에 비해 약 2,400 ~ 3,700 켈빈입니다. 이 낮은 온도는 대기의 원자가 에너지가 적다는 것을 의미합니다.
2. 덜 흥분된 수소 : 수소 원자는 가시 스펙트럼에서 빛을 방출하기 위해 더 높은 에너지 수준으로 여기되어야합니다. M 스타 온도에서, 수소 원자의 대부분은지면 상태에 있으며, 이는 강한 방출 라인을 생성하는 에너지가 부족하다는 것을 의미합니다. 대신, 에너지 수준은 철, 칼슘, 나트륨 및 티타늄과 같은 중성 금속 원자에 의해 지배되며, 이는 스펙트럼의 두드러진 빨간색과 주황색을 담당합니다.
3. Balmer 시리즈 전환 : 태양과 같은 뜨거운 별에서 두드러지는 Balmer 시리즈의 수소 선은 더 높은 에너지 수준에서 두 번째 에너지 수준으로 전자 전이에 의해 생성됩니다 (n =2). M 스타 온도에서는 이러한 높은 에너지 수준에 흥분된 전자가 거의 없어 Balmer 시리즈 전이를 제한하고 수소 선이 약해집니다.
4. 압력 확장 : M 별의 조밀 한 분위기는 압력 확대를 유발하여 스펙트럼 라인이 약화됩니다. 이 효과는 스펙트럼에서 수소 선의 감소 된 강도에 추가로 기여합니다.
요약하면, M 별의 낮은 표면 온도는 수소 원자의 여기를 제한하여 수소 라인이 약해집니다. 철, 칼슘 및 티타늄과 같은 다른 요소의 유병률은 스펙트럼을 지배하여 특징적인 붉은 오렌지 모양으로 이어집니다.
