Водород-альфа

Водород-альфа , обычно сокращаемый до H-альфа или Hα , представляет собой темно-красную видимую спектральную линию атома водорода с длиной волны 656,28 нм в воздухе и 656,46 нм в вакууме. Это первая спектральная линия в серии Бальмера , которая излучается, когда электрон падает с третьего-второго нижнего энергетического уровня атома водорода. H-альфа находит применение в астрономии где ее излучение можно наблюдать из эмиссионных туманностей и особенностей солнечной атмосферы , , включая солнечные протуберанцы и хромосферу .

Серия Бальмера

Согласно Бора модели атома энергетических уровнях , , электроны существуют на квантованных атома окружающих ядро . Эти энергетические уровни описываются главным квантовым числом n = 1, 2, 3,... . Электроны могут существовать только в этих состояниях и могут только переходить между этими состояниями.

Множество переходов от n ≥ 3 к n = 2 называется рядом Бальмера , а его члены именуются последовательно греческими буквами:

от n = 3 до n = 2 называется Бальмер-альфа или H-альфа,
от n = 4 до n = 2 называется бальмеровской 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 следующее:

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 , ^{[ 1 ]} виден в красной части электромагнитного спектра , и это самый простой способ для астрономов отследить содержание ионизированного водорода в газовых облаках. ) требуется почти столько же водорода Поскольку для возбуждения электрона атома от n = 1 до n = 3 (12,1 эВ по формуле Ридберга энергии , сколько и для ионизации атома водорода (13,6 эВ), ионизация гораздо более вероятна, чем возбуждение. на уровень n = 3. После ионизации электрон и протон рекомбинируются, образуя новый атом водорода. В новом атоме электрон может начинаться с любого энергетического уровня, а затем каскадно переходить 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-альфа относительно легко насыщается (самопоглощается), поскольку водород является основным компонентом туманностей , поэтому, хотя он и может указывать на форму и протяженность облака, его нельзя использовать для точного определения массы облака. такие молекулы, как диоксид углерода , окись углерода , формальдегид , аммиак или ацетонитрил Вместо этого для определения массы облака обычно используются .

Фильтр

Фильтр H-альфа — это оптический фильтр, предназначенный для передачи узкой полосы пропускания света, обычно сосредоточенной на длине волны H-альфа. ^{[ 2 ]} Эти фильтры могут представлять собой дихроичные фильтры, изготовленные из нескольких (~ 50) слоев, нанесенных в вакууме. Эти слои выбраны для создания интерференционных эффектов, которые отфильтровывают любые длины волн, кроме необходимого диапазона. ^{[ 3 ]}

По отдельности дихроичные фильтры H-альфа полезны в астрофотографии и для уменьшения воздействия светового загрязнения . Они не обладают достаточно узкой полосой пропускания для наблюдения за атмосферой Солнца.

Для наблюдения Солнца фильтр с гораздо более узкой полосой можно сделать из трех частей: «энергетического фильтра», который обычно представляет собой кусок красного стекла, поглощающего большую часть нежелательных длин волн, эталона Фабри – Перо , который пропускает несколько длин волн, включая одну. сосредоточенный на линии излучения H-альфа, и «блокирующий фильтр» - дихроичный фильтр, который пропускает линию H-альфа, останавливая при этом другие длины волн, прошедшие через эталон. Эта комбинация будет проходить только в узком (<0,1 нм ) диапазоне длин волн света с центром в линии излучения H-альфа.

Физика эталона и дихроичных интерференционных фильтров по существу одинакова (основана на конструктивной/деструктивной интерференции света, отражающегося между поверхностями), но реализация различна (дихроичный интерференционный фильтр основан на интерференции внутренних отражений, в то время как эталон имеет относительно большой воздушный зазор). Из-за высоких скоростей, иногда связанных с особенностями, видимыми в свете H-альфа (такими как быстро движущиеся протуберанцы и выбросы), солнечные эталоны H-альфа часто можно настроить (путем наклона или изменения температуры или плотности воздуха), чтобы справиться с соответствующими Эффект Доплера .

Коммерчески доступные H-альфа-фильтры для любительских наблюдений за Солнцем обычно указывают полосу пропускания в единицах Ангстрем и обычно составляют 0,7 Å (0,07 нм). Используя второй эталон, это расстояние можно уменьшить до 0,5 Å, что приведет к улучшению контраста в деталях, наблюдаемых на солнечном диске.

Еще более узкополосный фильтр можно сделать с помощью фильтра Лио .

См. также

Ссылки

^ А.Н. Кокс, изд. (2000). Астрофизические величины Аллена . Нью-Йорк: Springer-Verlag . ISBN 0-387-98746-0 .
^ «Фильтры» . Астро-Том.com . Проверено 9 декабря 2006 г.
^ Д.Б. Мерфи; КР Весна; MJ Парри-Хилл; И.Д. Джонсон; М.В. Дэвидсон. «Фильтры помех» . Олимп . Архивировано из оригинала 2 октября 2017 г. Проверено 9 декабря 2006 г.

Внешние ссылки

Описание эталонного фильтра Колина Камински. Архивировано 24 февраля 2021 г. на Wayback Machine.
Мембранный фильтр MCE

[cox2000-1] А.Н. Кокс, изд. (2000). Астрофизические величины Аллена . Нью-Йорк: Springer-Verlag . ISBN 0-387-98746-0 .

[2] «Фильтры» . Астро-Том.com . Проверено 9 декабря 2006 г.

[3] Д.Б. Мерфи; КР Весна; MJ Парри-Хилл; И.Д. Джонсон; М.В. Дэвидсон. «Фильтры помех» . Олимп . Архивировано из оригинала 2 октября 2017 г. Проверено 9 декабря 2006 г.

[ 1 ]

[ 2 ]

[ 3 ]