H-альфа - H-alpha

H-альфа Эмиссия: В упрощенном Модель Резерфорда Бора из атом водорода, линии Бальмера возникают в результате прыжка электрона на второй энергетический уровень, ближайший к ядру, с более удаленных уровней. В изображенный здесь переход производит H-альфа-фотон, и первая линия Серия Бальмера. Для водорода () этот переход приводит к фотону длина волны 656 нм (красный).

H-альфа (Hα) представляет собой специфический темно-красный видимый спектральная линия в Серия Бальмера с длиной волны 656,28нм в воздухе; это происходит, когда водород электрон падает со своего третьего на второй самый низкий энергетический уровень. H-альфа-свет - это самая яркая линия водорода в видимом диапазоне спектра. Это важно астрономы как это испускается многими эмиссионные туманности и может использоваться для наблюдения за функциями в солнце с атмосфера, включая солнечные протуберанцы и хромосфера.

Серия Бальмера

Согласно Модель Бора из атом, электроны существовать в квантованный уровни энергии, окружающие атом ядро. Эти уровни энергии описываются главное квантовое число п = 1, 2, 3, .... Электроны могут существовать только в этих состояниях и могут перемещаться только между этими состояниями.

Набор переходов из п ≥ 3 до п = 2 называется Серия Бальмера а его члены последовательно именуются греческими буквами:

  • п = От 3 до п = 2 называется Бальмер-альфа или H-альфа,
  • п = От 4 до п = 2 называется Бальмер-бета или H-бета,
  • п = От 5 до п = 2 называется бальмеровской гаммой или H-гаммой и т. Д.

Для Серия Лайман соглашение об именах:

  • п = От 2 до п = 1 называется Лайман-альфа,
  • п = От 3 до п = 1 называется Лайман-бета и т. Д.

H-альфа имеет длина волны из 656281нм,[1] виден в красной части электромагнитный спектр, и это самый простой способ для астрономов проследить содержание ионизированного водорода в газовых облаках. Поскольку это занимает почти столько же энергия для возбуждения водорода электрон атома из п = От 1 до п = 3 (12,1 эВ, через Формула Ридберга ), поскольку он ионизирует атом водорода (13,6 эВ), ионизация гораздо более вероятна, чем возбуждение п = 3 уровень. После ионизации электрон и протон рекомбинируют с образованием нового атома водорода. В новом атоме электрон может начинаться с любого энергетического уровня, а затем каскадно переходить в основное состояние (п = 1), испуская фотоны с каждым переходом. Примерно в половине случаев этот каскад будет включать п = От 3 до п = 2, и атом будет излучать свет H-альфа. Следовательно, линия H-альфа возникает там, где ионизируется водород.

Линия H-альфа относительно легко насыщается (самопоглощается), потому что водород является основным компонентом туманности, поэтому, хотя он может указывать на форму и размер облака, его нельзя использовать для точного определения массы облака. Вместо этого молекулы, такие как углекислый газ, монооксид углерода, формальдегид, аммиак, или же ацетонитрил обычно используются для определения массы облака.

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
Любительский образ NGC 6888, используя фильтр H-alpha (3 нм)

An H-альфа фильтр является оптический фильтр предназначен для передачи узкого пропускная способность света обычно сосредоточен на длине волны H-альфа.[2] Эти фильтры могут быть дихроичные фильтры изготавливается из нескольких (~ 50) слоев вакуумного напыления. Эти слои выбираются для создания вмешательство эффекты, которые отфильтровывают любые длины волн за исключением необходимого диапазона.[3]

Взятые по отдельности, дихроичные фильтры H-альфа полезны в астрофотография и для уменьшения эффектов световое загрязнение. 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, поглощающего большую часть нежелательных длин волн, и Эталон Фабри – Перо который пропускает несколько длин волн, в том числе одну с центром на линии излучения H-альфа, и «блокирующий фильтр» - дихроичный фильтр, который пропускает линию H-альфа, задерживая те другие длины волн, которые прошли через эталон. Эта комбинация пройдет только узкую (<0,1нм ) диапазон длин волн света с центром на линии излучения H-альфа.

Физика эталона и дихроичных интерференционных фильтров по существу одинакова (полагаясь на конструктивную / деструктивную интерференцию 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, которые иногда связаны 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 с соответствующими Эффект Допплера.

Имеющиеся в продаже H-альфа-фильтры для любительских наблюдений за Солнцем обычно указывают полосу пропускания в Единицы Ангстрема и обычно составляют 0,7 Å (0,07 нм). Используя второй эталон, это можно уменьшить до 0,5 Å, что приведет к улучшению контраста деталей, наблюдаемых на солнечном диске.

Еще более узкополосный фильтр можно сделать, используя Фильтр Лио.

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ А. Н. Кокс, редактор (2000). Астрофизические величины Аллена. Нью-Йорк: Springer-Verlag. ISBN  0-387-98746-0.
  2. ^ «Фильтры». Astro-Tom.com. Получено 2006-12-09.
  3. ^ Д. Б. Мерфи; К. Р. Спринг; М. Дж. Парри-Хилл; И. Д. Джонсон; М. В. Дэвидсон. «Фильтры помех». Олимп. Получено 2006-12-09.

внешняя ссылка