H-альфа

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Излучение Hα: в рамках упрощенной модели Бора-Резерфорда атома водорода линии серии Бальмера возникают при переходе электрона между вторым энергетическим уровнем и более высокими. Переход , изображённый на схеме, создает фотон Hα (первая линия серии Бальмера). Для атома водорода () образующийся в данном переходе фотон имеет длину волны 656 нм (красная область спектра).

H-альфа (Hα, Бальмер-альфа) — спектральная линия серии Бальмера атома водорода, длина волны составляет 656,28 нм. Принадлежит видимой части спектра, имеет тёмно-красный цвет. Излучение данной линии возникает при переходе электрона с третьего на второй энергетический уровень. В астрономии излучение в линии Hα наблюдается в спектрах эмиссионных туманностей, используется для исследования свойств явлений в атмосфере Солнца (например, протуберанцев).

Серия Бальмера[править | править код]

Согласно модели атома Бора электроны существуют на энергетических уровнях с дискретным значением энергии. Уровни энергии определяются главным квантовым числом n = 1, 2, 3, ... . Между различными уровнями могут осуществляться переходы.

Набор переходов с уровня n ≥ 3 на уровень n = 2 называется серией Бальмера. Переходы данной серии носят следующие обозначения:

  • с уровня n = 3 на уровень n = 2 называется Бальмер-альфа или H-альфа (Hα),
  • с уровня n = 4 на уровень n = 2 называется Бальмер-бета или H-бета (Hβ),
  • с уровня n = 5 на уровень n = 2 называется Бальмер-гамма или H-гамма (Hγ), и т.д.

Для серии Лаймана существуют аналогичные обозначения:

  • с уровня n = 2 на уровень n = 1 называется Лайман-альфа,
  • с уровня n = 3 на уровень n = 1 называется Лайман-бета, и т.д.

Линия Hα имеет длину волны 656,281 нм,[1] видна в красной части спектра электромагнитного излучения. Регистрация излучения в линии Hα позволяет астрономам исследовать содержание ионизованного водорода в облаках газа. Поскольку энергия, необходимая для перевода электрона с первого на третий уровень, ненамного меньше энергии ионизации атома, то вероятность перехода электрона на третий уровень вместо ионизации атома мала. После ионизации электрон и протон рекомбинируют с образованием нового атома водорода. В новом атоме изначально электрон может находиться на любом энергетическом уровне, переход к первому уровню осуществляется каскадом, при каждом переходе происходит излучение фотона. В том случае, когда каскад переходов включает переход с уровня n = 3 на n = 2, атом излучает фотон Hα.

Поскольку излучение в линии Hα испытывает самопоглощение, то, несмотря на то что форму и протяженность облака межзвёздного газа с его помощью можно оценить, массу с высокой точностью оценить невозможно. Для определения массы облака обычно используют молекулы диоксида углерода, монооксида углерода, формальдегида, аммиака, ацетонитрила.

Четыре линии излучения серии Бальмера водорода в видимой части спектра. Красная линия справа — линия Hα.


Фильтр Hα[править | править код]

Изображение Солнца, полученное при наблюдении в телескоп с фильтром Hα, отчётливо показывает его хромосферу. Фотография NASA.
Изображение Млечного Пути в диапазоне Hα. Показывает распространение ионизированного водорода межзвёздной среды в различных частях нашей Галактики. Получено в рамках обзора «Wisconsin H-Alpha Mapper survey» («WHAM»).
Эмиссионная туманность «Полумесяц» в созвездии «Лебедь» (NGC 6888) видимая через фильтр Hα (ширина полосы пропускания фильтра - 3 нм).

Фильтр Hαсветофильтр, пропускающий излучение в узкой полосе, имеющей центр в линии Hα. Подобные фильтры характеризуются шириной области длин волн излучения, которое пропускается такими фильтрами[2] и варьируется от десятых долей до десятков нанометров.

Данные фильтры обычно являются дихроичными (интерференционными), создаваемыми из большого количества (~50) слоёв; слои подбираются таким образом, чтобы создаваемый ими интерференционный эффект позволял пропускать только излучение с длинами волн в определенном диапазоне.[3]

Дихроичные фильтры широко используются в астрофотографии и в другой области - для уменьшения эффектов светового загрязнения (например «CLS», «UHC»). Но такие фильтры обычно обладают широкими спектральными окнами пропускания, тогда-как для наблюдения солнечной атмосферы фильтры делают с узкой полосой пропускания.

Наиболее узкополосные фильтры Hα имеют дополнительный компонент - «резонатор Фабри — Перо». Фильтры такого типа могут обладать полосой пропускания менее 0,1 нм. Поскольку излучение Hα зачастую связано с областями на Солнце, обладающими высокими собственными скоростями, и при этом различными направлениями вектора скорости (например, солнечные протуберанцы, левый и правый края Солнца), то резонаторы Фабри — Перо, будучи очень узкополосными, обычно создаются с возможностью сдвига полосы пропускания по спектру для компенсации эффекта Доплера. Ещё более узкая полоса пропускания может быть достигнута с помощью «фильтра Лио» (англ. «Lyot filter»).

Примечания[править | править код]

  1. A. N. Cox, editor. Allen's Astrophysical Quantities. — New York : Springer-Verlag, 2000. — ISBN 0-387-98746-0.
  2. Filters. Astro-Tom.com. Дата обращения 9 декабря 2006.
  3. Interference Filters. Olympus. Дата обращения 9 декабря 2006.