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).
Механизм излучения
Линия Hα соответствует переходу Бальмер-альфа в серии Бальмера — с уровня n = 3 на уровень n = 2. Она имеет длину волны 656,281 нм[1], видна в красной части спектра электромагнитного излучения.
Поскольку энергия, необходимая для перевода электрона с первого на третий уровень, ненамного меньше энергии ионизации атома, то вероятность ионизации атома больше, чем перехода электрона на третий уровень. 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, и 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.
Применение в астрономической спектроскопии
Регистрация излучения в линии Hα позволяет астрономам исследовать содержание ионизованного водорода в облаках газа.
Поскольку излучение в линии Hα испытывает самопоглощение, то, несмотря на возможность оценить с его помощью форму и протяженность облака межзвёздного газа, массу с высокой точностью определить невозможно. Поэтому для определения массы облака обычно используют молекулы: диоксида углерода, монооксида углерода, формальдегида, аммиака, ацетонитрила.
Фильтр Hα
 |
 |
Фильтр Hα — светофильтр, 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
- ↑ A. N. Cox, editor. Allen's Astrophysical Quantities (неопр.). — New York: Springer-Verlag, 2000. — ISBN 0-387-98746-0.
- ↑ Filters. Astro-Tom.com. Дата обращения: 9 декабря 2006. Архивировано 19 июля 2018 года.
- ↑ D. B. Murphy; K. R. Spring; M. J. Parry-Hill; I. D. Johnson; M. W. Davidson.: Interference Filters. Olympus. Дата обращения: 9 декабря 2006. Архивировано из оригинала 2 октября 2017 года.
| Типы |
|
|---|---|
| Параметры | |
| Значимые линии | |
| Смежные понятия | |
Эта страница в последний раз была отредактирована 24 мая 2022 в 02:16.
Обычно почти сразу, изредка в течении часа.