Dies ist eine ausgezeichnete Frage. Denken Sie darüber nach, wie Emissionen auftreten. $ \ text {H} \ alpha $ -Emission tritt auf, wenn ein Elektron vom dritten zum zweiten Energieniveau übergeht und dabei ein Photon emittiert, dessen Energie der Differenz der Energien von entspricht die beiden Staaten, ungefähr $ 1.9 \ text {eV} $. Es gibt viel Wasserstoff in Emissionsnebeln - und in Nebeln im Allgemeinen - und spielt daher eine wichtige Rolle im Emissionsspektrum.
Die Emission von $ [\ text {O III}] $ kommt von einem anderen Prozess: Kollisionen. Freie Elektronen mit Energien von $ \ sim1 \ text {eV} $ - ungefähr der Menge des niedrigen Anregungspotentials des Sauerstoffs - kollidieren mit Sauerstoffatomen. Dies erzeugt verbotene Linien, die sonst wahrscheinlich nicht erzeugt worden wären, da die ionisierenden Photonen typischerweise nicht die richtigen Energien haben würden. Daher wird doppelt ionisierter Sauerstoff (insbesondere) in Spektren extrem wichtig, im Allgemeinen nur an zweiter Stelle in der Intensität nach $ \ text {H} \ alpha $.
Angesichts der Tatsache, dass $ [\ text {O III}] $ Emission ist kollisionsbasiert, es ist sinnvoll, dass es eine Temperaturabhängigkeit gibt - die es gibt, wie es bei $ [\ text {N II}] $ -Linien der Fall ist und für deren hohe Intensität verantwortlich ist. Die Bedingungen in vielen heißen Nebeln (in diesem Fall $ >10,000 \ text {K} $) sind für solche Kollisionen und damit verbotene Linienemission richtig. Heiße Wirtssterne können manchmal dazu beitragen, hohe Elektronentemperaturen zu erreichen.