1。励起とイオン化：
* ホットスター： 熱い星は非常に高温（約10,000 k以上）です。 これは、それらの水素原子が非常に励起され、しばしばイオン化されていることを意味します。イオン化された水素（プロトン）は、バルマーラインを生成しません。代わりに、ホットスターは、ヘリウムや酸素などの高度にイオン化された原子から強い系統を示しています。
* 中火星： 約5,000〜10,000 k（太陽のような）の温度がある星は、バルマーシリーズの原因となるエネルギーレベルに水素原子を励起する適切な温度を持っています。 励起とイオン化のバランスは、強力なバルマーラインの生成に最適です。
* クールな星： クールな星（5,000 K未満）では、ほとんどの水素原子は基底状態（最低のエネルギーレベル）にあります。彼らはまだバルマーレベルに興奮することができますが、確率は低く、バルマーラインが弱くなります。
2。吸収と放出：
* 吸収ライン： バルマーラインは通常、恒星スペクトルの吸収ラインとして観察されます。これは、星の大気中の水素が、バルマーレベル間のエネルギー遷移に対応する特定の波長で光を吸収することを意味します。
* 排出ライン： 場合によっては、特定の種類の星雲と同様に、水素はバルマーの波長で光を放出する可能性があります。ただし、星のスペクトルでは、吸収が支配的です。
3。スペクトルクラス：
* 星： バルマーラインは、表面温度が約7,500〜10,000 KのA型星で特に強いです。これが、星がバルマーシリーズを理解するための基準点としてよく使用される理由です。
要約： 恒星スペクトルのバルマーラインの強度は、星の温度と水素原子のイオン化のバランスの直接的な結果です。中程度の星の星には、強力なバルマーラインを生産するのに理想的な条件がありますが、ホットスターはあまりにも熱く、クールな星は寒すぎます。
