Γιατί τα αστέρια της φασματικής κατηγορίας M δεν δείχνουν ισχυρές γραμμές υδρογόνο στα φάσματα τους;
1. χαμηλότερη θερμοκρασία επιφάνειας: Τα αστέρια είναι πολύ πιο δροσερά από τον ήλιο μας. Οι επιφανειακές θερμοκρασίες τους κυμαίνονται από περίπου 2.400 έως 3.700 Kelvin, σε σύγκριση με το 5.778 Kelvin του ήλιου. Αυτή η χαμηλότερη θερμοκρασία σημαίνει ότι τα άτομα στις ατμόσφαιρες τους είναι λιγότερο ενεργοποιημένες.
2. Λιγότερο διεγερμένο υδρογόνο: Τα άτομα υδρογόνου πρέπει να είναι ενθουσιασμένοι με υψηλότερο επίπεδο ενέργειας για να εκπέμπουν φως στο ορατό φάσμα. Στις θερμοκρασίες των αστέρων M, η πλειονότητα των ατόμων υδρογόνου βρίσκονται στην κατάσταση του εδάφους τους, πράγμα που σημαίνει ότι δεν έχουν την ενέργεια για να παράγουν ισχυρές γραμμές εκπομπών. Αντ 'αυτού, τα επίπεδα ενέργειας κυριαρχούνται από άτομα ουδέτερα μετάλλων όπως το σίδηρο, το ασβέστιο, το νάτριο και το τιτάνιο, τα οποία είναι υπεύθυνα για τα προεξέχοντα κόκκινα και πορτοκαλί χρώματα στα φάσματα τους.
3. Μεταβάσεις σειράς Balmer: Η σειρά Balmer των γραμμών υδρογόνου, οι οποίες είναι εμφανείς σε θερμότερα αστέρια όπως ο ήλιος, παράγονται από μεταβάσεις ηλεκτρονίων από υψηλότερα επίπεδα ενέργειας στο δεύτερο επίπεδο ενέργειας (n =2). Σε θερμοκρασίες αστέρων M, υπάρχουν λίγα ηλεκτρόνια ενθουσιασμένα σε αυτά τα υψηλότερα επίπεδα ενέργειας, περιορίζοντας τις μεταβάσεις της σειράς Balmer και με αποτέλεσμα τις αδύναμες γραμμές υδρογόνου.
4. Διεύρυνση πίεσης: Οι πυκνές ατμόσφαιρες των αστέρων M προκαλούν διεύρυνση της πίεσης, η οποία αποδυναμώνει τις φασματικές γραμμές. Αυτό το αποτέλεσμα συμβάλλει περαιτέρω στη μειωμένη ένταση των γραμμών υδρογόνου στα φάσματα τους.
Συνοπτικά, η χαμηλότερη θερμοκρασία επιφάνειας των αστεριών M περιορίζει τη διέγερση των ατόμων υδρογόνου, με αποτέλεσμα ασθενέστερες γραμμές υδρογόνου. Ο επιπολασμός άλλων στοιχείων όπως ο σίδηρος, το ασβέστιο και το τιτάνιο κυριαρχούν στα φάσματα, οδηγώντας στη χαρακτηριστική εμφάνιση του κόκκινου-πορτοκαλιού.
