WikiSort.ru - Не сортированное

H-альфа (H_α, 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

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 (H_α),
• с уровня n = 4 на уровень n = 2 называется Бальмер-бета или H-бета (H_β),
• с уровня n = 5 на уровень n = 2 называется Бальмер-гамма или H-гамма (H_γ), 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 H_α имеет длину волны 656,281 нм,^[1] видна в красной части спектра электромагнитного излучения. Регистрация излучения в линии H_α 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 H_α.

Поскольку излучение в линии H_α 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.

Фильтр H_α

Фильтр H_α — светофильтр, пропускающий излучение в узкой полосе, имеющей центр в линии H_α. 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 H_α имеют дополнительный компонент - «резонатор Фабри — Перо». Фильтры такого типа могут обладать полосой пропускания менее 0,1 нм. Поскольку излучение H_α 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