Olhando para os espectros de nebulosas de emissão como a Nebulosa da Lagoa, as linhas $ [\ text {O III}] $ são proeminentes em intensidade. No entanto, a abundância de oxigênio é minúscula em comparação com o hidrogênio. Como então as linhas espectrais $ [\ text {O III}] $ são de tal alta intensidade?
Esta é uma excelente pergunta. Pense na forma como ocorre a emissão. A $ \ text {H} \ alpha $ emissão ocorre quando um elétron faz uma transição do terceiro nível de energia para o segundo, emitindo um fóton no processo com energia equivalente à diferença das energias de os dois estados, aproximadamente $ 1,9 \ text {eV} $. Há muito hidrogênio nas nebulosas de emissão - e nas nebulosas em geral - e por isso desempenha um papel importante no espectro de emissão.
A emissão de $ [\ text {O III}] $ vem de um diferente processo: colisões. Elétrons livres com energias de $ \ sim1 \ text {eV} $ - sobre a quantidade de baixo potencial de excitação do oxigênio - colidem com átomos de oxigênio. Isso produz linhas proibidas que, de outra forma, dificilmente seriam criadas, pois os fótons ionizantes normalmente não teriam as energias certas. Portanto, o oxigênio duplamente ionizado (em particular) torna-se extremamente importante nos espectros, geralmente perdendo apenas em intensidade para $ \ text {H} \ alpha $.
Dado que $ [\ text {O III}] $ emissão é baseada em colisões, faz sentido que haja uma dependência da temperatura - que existe, como é o caso de $ [\ text {N II}] $ linhas e é responsável por suas altas intensidades. Condições em muitas nebulosas quentes (neste caso, $ >10,000 \ text {K} $) são adequadas para tais colisões e, portanto, emissão de linha proibida. Às vezes, estrelas hospedeiras quentes podem ajudar a atingir altas temperaturas de elétrons.