Você está certo em ficar confuso! Estrelas com temperaturas em torno de 3200 K são realmente muito legais para exibir fortes linhas de Balmer de hidrogênio. Aqui está o porquê:

* Linhas de Balmer são causadas por transições de elétrons em hidrogênio. Especificamente, eles surgem de elétrons em transição de níveis mais altos de energia para o nível de energia N =2.
* temperatura determina os níveis de energia eletrônica em átomos. A temperaturas extremamente altas, os átomos são altamente ionizados e perdem seus elétrons completamente. A temperaturas muito baixas, os elétrons estão principalmente no estado fundamental (n =1).
* Estrelas em torno de 3200 K são consideradas estrelas "legais". Suas temperaturas são muito baixas para excitar muitos átomos de hidrogênio aos níveis mais altos de energia necessários para as transições de Balmer.

Então, por que podemos ver linhas de Balmer de hidrogênio em estrelas mais frias?

* pode haver outros elementos presentes. Enquanto as linhas de Balmer de hidrogênio são proeminentes em estrelas mais quentes, as estrelas mais frias podem exibir outras linhas espectrais de elementos como sódio ou cálcio.
* A presença de um companheiro. Se a estrela mais fria faz parte de um sistema binário com um companheiro mais quente, a luz da estrela mais quente poderá excitar os átomos de hidrogênio da estrela mais fria e produzir linhas de Balmer.
* Outros recursos espectrais. As estrelas mais frias geralmente têm faixas moleculares fortes, especialmente do óxido de titânio (TIO), que podem mascarar as linhas de Balmer.

em resumo: Embora as linhas de Balmer de hidrogênio sejam características das estrelas mais quentes, elas geralmente não são proeminente em estrelas em torno de 3200 K. As características espectrais das estrelas mais frias são dominadas por outros elementos e moléculas.