Я действительно понимаю, что H линии наиболее заметны у звезд типа А и менее заметны у более экстремальных типов звезд на диаграмме HR. Однако мне было интересно, почему они не заметны в более экстремальных звездах типа, таких как тип O или тип F. Я полагаю, что для звезд типа F (это может быть не так) ни один водород не находится в 4-м возбужденном состоянии (или очень мало) поэтому не так много H бальмеровские линии. Однако я очень не уверен, почему EW H низка у звезд типа О. Может кто-нибудь объяснить это, спасибо!
ЧАС поглощение образуется, когда водород находится на уровне рад .
Чтобы стать сильным H линии поглощения нужно большое количество водорода в первом возбужденном состоянии поле излучения, содержащее большое количество фотонов с энергией, равной разнице между и состояния.
Этим требованиям удовлетворяют звезды с фотосферами примерно от 8000 до 15 000 К, и мы называем их ранними звездами F и А-типа.
При более низких температурах большая часть водорода находится в основном состоянии, фотонов с достаточной энергией (3 эВ) для поглощения мало, а H линия ослабевает. При гораздо более высоких температурах (например, в О-звездах) водород не находится в уровне, и на самом деле большая его часть ионизирована.
ооо