1。表面の低下： M星は私たちの太陽よりもはるかに涼しいです。それらの表面温度は、太陽の5,778ケルビンと比較して、約2,400〜3,700ケルビンの範囲です。この低い温度は、大気中の原子があまり活性化されていないことを意味します。
2。あまり興奮していない水素： 水素原子は、可視スペクトルで光を放出するために、より高いエネルギーレベルに励まされる必要があります。 M星温度では、水素原子の大部分は基底状態にあります。つまり、強力な排出ラインを生成するエネルギーが不足しています。代わりに、エネルギーレベルは、鉄、カルシウム、ナトリウム、チタンなどの中性金属原子によって支配されています。これらは、スペクトルの顕著な赤とオレンジ色の色の原因となっています。
3。バルマーシリーズの移行： 太陽のようなより熱い星で顕著な水素系統のバルマーシリーズは、より高いエネルギーレベルから2番目のエネルギーレベルへの電子遷移によって生成されます（n =2）。 M星温度では、これらの高いエネルギーレベルに興奮する電子はほとんどなく、バルマーシリーズの遷移を制限し、その結果、水素系統が弱くなります。
4。圧力の拡大： M星の密な雰囲気は圧力の広がりを引き起こし、スペクトルラインを弱めます。この効果は、スペクトルの水素系統の強度の低下にさらに寄与します。
要約すると、M星の表面温度が低いため、水素原子の励起が制限され、水素系統が弱くなります。鉄、カルシウム、チタンなどの他の元素の有病率がスペクトルを支配し、その特徴的な赤みを帯びたオレンジ色の外観につながります。
