Водород-альфа
Темно-красная спектральная линия водорода

В модели атома водорода Бора переход электрона с энергетического уровня на приводит к испусканию фотона H-альфа. н = 3 {\displaystyle n=3} н = 2 {\displaystyle n=2}

Водород-альфа , обычно сокращаемый до H-альфа или Hα , представляет собой тёмно-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 испускается , когда электрон падает с третьего на второй самый низкий энергетический уровень атома водорода. H-альфа имеет применение в астрономии , где его излучение можно наблюдать из эмиссионных туманностей и из особенностей в атмосфере Солнца , включая солнечные протуберанцы и хромосферу .

серия Бальмера

Согласно модели атома Бора , электроны существуют в квантованных энергетических уровнях, окружающих ядро ​​атома . 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:

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

Для серии Лаймана соглашение об именовании следующее:

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

Длина волны H-альфа составляет 656,281  нм , [1] она видна в красной части электромагнитного спектра и является самым простым способом для астрономов отслеживать 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, образуя новый атом водорода. В новом атоме электрон может начать с любого энергетического уровня, а затем каскадно перейти 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 испускать свет H-альфа. Следовательно, линия H-альфа возникает там, где водород ионизуется.

Линия H-альфа насыщается (самопоглощается) относительно легко, поскольку водород является основным компонентом туманностей , поэтому, хотя она может указывать на форму и протяженность облака, ее нельзя использовать для точного определения массы облака. Вместо этого для определения массы облака обычно используются такие молекулы, как углекислый газ , окись углерода , формальдегид , аммиак или ацетонитрил .

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

Фильтр

Солнце, наблюдаемое через оптический телескоп с фильтром H-альфа.
Вид Млечного Пути, полученный с помощью обзора Wisconsin H-Alpha Mapper
Любительское изображение NGC 6888 , полученное с использованием фильтра H-альфа (3 нм)

Фильтр H-альфа — это оптический фильтр, предназначенный для пропускания узкой полосы пропускания света, обычно центрированной на длине волны H-альфа. [2] Эти фильтры могут быть дихроичными фильтрами, изготовленными из нескольких (~50) вакуумно-напыленных слоев. Эти слои выбираются для создания интерференционных эффектов, которые отфильтровывают любые длины волн, кроме требуемой полосы. [3]

Взятые отдельно, дихроичные фильтры H-альфа полезны в астрофотографии и для уменьшения эффектов светового загрязнения . Они не имеют достаточно узкой полосы пропускания для наблюдения за атмосферой Солнца.

Для наблюдения за Солнцем можно сделать гораздо более узкий полосовой фильтр из трех частей: «фильтра подавления энергии», который обычно представляет собой кусок красного стекла, поглощающий большую часть нежелательных длин волн, эталона Фабри–Перо , который пропускает несколько длин волн, включая одну, центрированную на линии излучения H-альфа, и «блокирующего фильтра» — дихроичного фильтра, который пропускает линию H-альфа, задерживая другие длины волн, прошедшие через эталон. Эта комбинация будет пропускать только узкий (<0,1  нм ) диапазон длин волн света, центрированный на линии излучения H-альфа.

Физика эталона и дихроичных интерференционных фильтров по сути 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 H-альфа эталоны часто можно настроить (наклоном или изменением температуры или плотности воздуха), чтобы справиться с сопутствующим эффектом Доплера .

Коммерчески доступные фильтры H-альфа для любительских солнечных наблюдений обычно указывают полосы пропускания в единицах Ангстрем и обычно составляют 0,7Å (0,07 нм). Используя второй эталон, это может быть уменьшено до 0,5Å, что приводит к улучшению контраста в деталях, наблюдаемых на диске Солнца.

Еще более узкополосный фильтр можно сделать с помощью фильтра Лио .

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ AN Cox, ред. (2000). Астрофизические величины Аллена . Нью-Йорк: Springer-Verlag . ISBN 0-387-98746-0.
  2. ^ "Фильтры". Astro-Tom.com . Получено 2006-12-09 .
  3. ^ DB Murphy; KR Spring; MJ Parry-Hill; ID Johnson; MW Davidson. "Interference Filters". Olympus . Архивировано из оригинала 2017-10-02 . Получено 2006-12-09 .
  • Описание эталонного фильтра Колина Камински. Архивировано 24.02.2021 на Wayback Machine.
  • Мембранный фильтр MCE
Взято с "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Hydrogen-alpha&oldid=1217726497"