¿Qué causa la fuerza relativa de las líneas de absorción de hidrógeno en las estrellas?

Las líneas de absorción espectral que se utilizan para clasificar las estrellas están presentes en el espectro de la fotosfera de la estrella. El$H_{\alpha}$línea es un miembro de la serie Balmer de transiciones de hidrógeno, específicamente la$n=3\to n=2$transición. Para tener esta línea debe haber una población de átomos de hidrógeno neutros en la fotósfera en el$n=2$estado que se elevan energéticamente a un estado superior y eventualmente llegan a$n=3$, luego transición a$n=2$.

A medida que aumenta la temperatura de la fotosfera, la fracción de átomos neutros en$n=2$aumenta Por otro lado, si la temperatura es demasiado alta, el número total de átomos de hidrógeno neutros disminuye (se ioniza más hidrógeno). Entonces, hay un pico en la intensidad de la$H_{\alpha}$línea debido a los procesos de temperatura en competencia.

Ese pico está alrededor de 10000 K, y aquellas estrellas que tienen temperaturas fotosféricas alrededor de 9000-11000 K fueron etiquetadas$A$-tipo estrellas porque tenían las más fuertes$H_{\alpha}$líneas. El$O$-las estrellas de tipo, bajo el esquema original de Pickering-Fleming estaban muy por debajo de la clasificación alfabética debido a la extremadamente débil$H_{\alpha}$líneas. Más tarde, Annie J. Cannon reordenó las letras en función de la temperatura, con$O$siendo el más caliente. La temperatura de la fotosfera de$O$estrellas es tan caliente que hay poco hidrógeno neutro presente, por lo que hay muy pocas transiciones de Balmer (u otro hidrógeno para el caso). Pero está presente una gran población de átomos de helio neutro, por lo que las líneas espectrales de helio son fuertes en$O$estrellas.