H-альфа - H-alpha

Н-альфа Излучение : В упрощенном Резерфорде Бора модель из атома водорода , бальмеровские линии в результате электронного скачка ко второму уровню энергии , ближайшего к ядру из этих уровней более отдаленных. Переход изображен здесь производит Н-альфа фотон, и первую линию серии Бальмера . Для водорода ( ) этот переход приводит к фотону с длиной волны 656  нм (красный).

H-альфа ( Hα ) - специфическая темно-красная видимая спектральная линия из серии Бальмера с длиной волны 656,28  нм в воздухе; это происходит, когда водородный электрон падает со своего третьего на второй самый низкий энергетический уровень. H-альфа-свет - это самая яркая линия водорода в видимом диапазоне спектра. Важно астрономов , как это излучается многими эмиссионных туманностей и может быть использован для наблюдения особенностей в Sun «s атмосферу , в том числе солнечных протуберанцев и хромосферы .

Серия Бальмера

Согласно модели Бора из атома , электроны существуют в квантованных энергетических уровней , окружающих атом в ядро . Эти уровни энергии описываются главным квантовым числом n = 1, 2, 3, .... Электроны могут существовать только в этих состояниях и могут перемещаться только между этими состояниями.

Множество переходов от n ≥ 3 к n = 2 называется серией Бальмера, а ее элементы последовательно именуются греческими буквами:

  • от n = 3 до n = 2 называется Бальмер-альфа или H-альфа,
  • от n = 4 до n = 2 называется Бальмер-бета или H-бета,
  • от n = 5 до n = 2 называется бальмеровской гаммой или H-гаммой и т. д.

Для серии Lyman соглашение об именах:

  • от n = 2 до n = 1 называется Лайман-альфа,
  • от n = 3 до n = 1 называется лайман-бета и т. д.

H-альфа имеет длину волны 656,281  нм , видна в красной части электромагнитного спектра и является самым простым способом для астрономов проследить содержание ионизированного водорода в газовых облаках. Поскольку для возбуждения электрона атома водорода от n = 1 до n = 3 (12,1 эВ по формуле Ридберга ) требуется почти столько же энергии, сколько и для ионизации атома водорода (13,6 эВ), ионизация гораздо более вероятна, чем возбуждение. до уровня n = 3. После ионизации электрон и протон рекомбинируют с образованием нового атома водорода. В новом атоме электрон может начинать с любого энергетического уровня, а затем каскадировать в основное состояние ( n = 1), испуская фотоны при каждом переходе. Примерно в половине случаев этот каскад будет включать переход от n = 3 к n = 2, и атом будет излучать H-альфа-свет. Следовательно, линия H-альфа возникает там, где ионизируется водород.

Линия H-alpha относительно легко насыщается (самопоглощается), потому что водород является основным компонентом туманностей , поэтому, хотя она может указывать на форму и размер облака, ее нельзя использовать для точного определения массы облака. Вместо этого для определения массы облака обычно используются такие молекулы, как диоксид углерода , оксид углерода , формальдегид , аммиак или ацетонитрил .

Четыре линии видимого спектра излучения водорода в серии Бальмера. Красная линия справа - H-альфа.

Фильтр

Солнце, наблюдаемое в оптический телескоп с H-альфа-фильтром
Млечный Путь, сделанный Wisconsin H-Alpha Mapper
Любительское изображение NGC 6888 с использованием H-альфа (3 нм) фильтра.

Н-альфа - фильтр представляет собой оптический фильтр предназначен для передачи узкой полосы пропускания света , как правило центрированного на Н-альфа - волне. Эти фильтры могут быть дихроичными фильтрами, изготовленными из нескольких (~ 50) слоев вакуумного напыления. Эти слои выбраны для создания интерференционных эффектов, которые отфильтровывают любые длины волн, кроме необходимого диапазона.

Взятые по отдельности, дихроичные фильтры H-альфа полезны в астрофотографии и для уменьшения эффектов светового загрязнения . У них нет достаточно узкой полосы пропускания для наблюдения за атмосферой Солнца.

Для наблюдения за солнцем гораздо более узкополосный фильтр может состоять из трех частей: «фильтр подавления энергии», который обычно представляет собой кусок красного стекла, который поглощает большую часть нежелательных длин волн, эталон Фабри – Перо, который пропускает волны нескольких длин, включая одну. с центром на линии излучения H-альфа и «блокирующим фильтром» - дихроичным фильтром, который пропускает линию H-альфа, задерживая волны других длин, которые проходят через эталон. Эта комбинация пропускает только узкий (<0,1  нм ) диапазон длин волн света с центром на линии излучения H-альфа.

Физика эталона и дихроичных интерференционных фильтров по существу одинакова (основанная на конструктивной / деструктивной интерференции света, отражающегося между поверхностями), но реализация отличается (дихроичный интерференционный фильтр полагается на интерференцию внутренних отражений, в то время как эталон имеет относительно большой воздушный зазор). Из-за высоких скоростей, иногда связанных с особенностями, видимыми в H-альфа-свете (такими как быстро движущиеся протуберанцы и выбросы), солнечные H-альфа-эталоны часто можно настроить (наклоняя или изменяя температуру), чтобы справиться со связанным эффектом Доплера .

Коммерчески доступные H-альфа-фильтры для любительских наблюдений за Солнцем обычно указывают ширину полосы в единицах Ангстрема и обычно составляют 0,7Å (0,07 нм). Используя второй эталон, это можно уменьшить до 0,5 Å, что приведет к улучшенному контрасту деталей, наблюдаемых на солнечном диске.

Еще более узкополосный фильтр можно сделать с помощью фильтра Лио .

Смотрите также

Рекомендации

  1. ↑ AN Cox, редактор (2000). Астрофизические величины Аллена . Нью-Йорк: Springer-Verlag . ISBN 0-387-98746-0.
  2. ^ «Фильтры» . Astro-Tom.com . Проверено 9 декабря 2006 .
  3. ^ ДБ Мерфи; KR Spring; MJ Парри-Хилл; ИД Джонсон; М. В. Дэвидсон. «Фильтры помех» . Олимп . Проверено 9 декабря 2006 .

Внешние ссылки