7.26: Efecto Stark
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El primer punto se refiere a la serie Balmer de\(\text{H}_\text{ I}\). Los detalles del patrón de Stark varían de línea a línea en la serie, pero sucede que en cada miembro par de la serie, es decir\(\text{H}\beta\),\(\text{H}\delta\), etc., no hay un componente Stark central, no desplazado. En algunas circunstancias, incluso si las líneas de hidrógeno son anchas y los componentes de Stark no están resueltos, esto puede resultar en una pequeña caída en la parte superior de una línea de emisión, o una pequeña protuberancia en la parte inferior de una línea de emisión. Hay otros efectos (ver el capítulo sobre perfiles de línea) que pueden resultar en una caída en la parte superior de una línea de emisión o un bache en la parte inferior de una línea de absorción, pero si la causa es la división de Stark, esto puede reconocerse en que afecta solo a los miembros pares de la serie Balmer, y no a los miembros impares ( \(\text{H}\alpha\),\(\text{H}\gamma\), etc.).
El segundo punto es que, aunque una atmósfera estelar no puede sostener un gran campo eléctrico macroscópico, cuando dos átomos se acercan entre sí en una colisión cercana, cada uno induce un dipolo eléctrico temporal en el otro. (Este es el origen de las fuerzas de van der Waals, que caen inversamente como el sexto poder de la distancia interatómica). El campo eléctrico resultante de un átomo sobre el otro, y el otro en el uno, da como resultado un ensanchamiento general de las líneas, a menudo asimétricamente, como resultado del efecto Stark, y este efecto obviamente aumenta con la presión y es uno de los componentes del fenómeno de ensanchamiento de presión, para ser discutido en un capítulo posterior.