H-alfa

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Przejdź do nawigacji Przejdź do wyszukiwania
Promieniowanie H α : w ramach uproszczonego modelu atomu wodoru Bohra-Rutherforda linie serii Balmera powstają, gdy elektron przechodzi między drugim i wyższym poziomem energii. Przemiana , pokazany na schemacie, tworzy foton H α (pierwsza linia serii Balmera). Dla atomu wodoru ( ) foton powstały w tym przejściu ma długość fali 656 nm (czerwony obszar widma ).

H-alfa ( H α , Balmer-alfa ) - linia widmowa serii Balmer atomu wodoru , długość fali wynosi 656,28 nm . Należy do widocznej części widma , ma ciemnoczerwony kolor. Promieniowanie tej linii powstaje, gdy elektron przechodzi z trzeciego na drugi poziom energii. W astronomii promieniowanie w linii Hα obserwuje się w widmach mgławic emisyjnych i służy do badania właściwości zjawisk w atmosferze słonecznej (np. protuberancji ).

Mechanizm promieniowania

Linia H α odpowiada przejściu Balmer-alfa w serii Balmer – od poziomu n =3 do poziomu n =2. Ma długość fali 656.281 nm [1] i jest widoczna w czerwonej części promieniowania elektromagnetycznego widmo.

Ponieważ energia potrzebna do przeniesienia elektronu z pierwszego na trzeci poziom jest niewiele mniejsza niż energia jonizacji atomu, prawdopodobieństwo jonizacji atomu jest większe niż przejście elektronu na trzeci poziom. Po jonizacji elektron i proton rekombinują, tworząc nowy atom wodoru. W nowym atomie początkowo elektron może znajdować się na dowolnym poziomie energetycznym, przejście do pierwszego poziomu odbywa się kaskadowo, a przy każdym przejściu emitowany jest foton. W przypadku, gdy kaskada przejść obejmuje przejście z poziomu n = 3 do n = 2, atom emituje foton H α .

Cztery linie emisyjne serii Balmer wodoru w widzialnej części widma. Czerwona linia po prawej stronie to linia H α .

Zastosowania w spektroskopii astronomicznej

Obraz Drogi Mlecznej w zakresie H α . Pokazuje propagację zjonizowanego wodoru w ośrodku międzygwiazdowym w różnych częściach naszej Galaktyki . Pobrane jako część badania Wisconsin H-Alpha Mapper (WHAM).

Rejestracja promieniowania w linii H α pozwala astronomom badać zawartość zjonizowanego wodoru w obłokach gazu .

Ponieważ promieniowanie w linii H α ulega samopochłanianiu, to mimo możliwości wykorzystania go do oszacowania kształtu i zasięgu obłoku gazu międzygwiazdowego, nie da się określić masy z dużą dokładnością. Dlatego do wyznaczenia masy chmury używa się zwykle molekuł: dwutlenku węgla , tlenku węgla , formaldehydu , amoniaku , acetonitrylu .

Filtr H α

Obraz Słońca obserwowany przez teleskop z filtrem H α wyraźnie pokazuje jego chromosferę . Zdjęcie wykonane przez NASA.
Mgławica emisyjna Półksiężyc w gwiazdozbiorze Łabędzia ( NGC 6888 ) widoczna przez filtr (pasmo filtru 3 nm ).

Filtr H α jest filtrem świetlnym, który przepuszcza promieniowanie w wąskim paśmie wyśrodkowanym na linii H α . Filtry takie charakteryzują się szerokością zakresu długości fal promieniowania, które są przez nie przepuszczane [2] i waha się od dziesiątych do kilkudziesięciu nanometrów.

Filtry te są zwykle dichroiczne (zakłócenia), tworzone z dużej liczby (~50) warstw; warstwy dobierane są w taki sposób, aby wywołany przez nie efekt interferencyjny umożliwiał przepuszczanie tylko promieniowania o długościach fal w określonym zakresie [3] .

Filtry dichroiczne są szeroko stosowane w astrofotografii i innych dziedzinach do ograniczania skutków zanieczyszczenia światłem (np. „CLS”, „UHC”). Ale takie filtry mają zwykle szerokie okna transmisji spektralnej, podczas gdy do obserwacji atmosfery słonecznej wykonuje się filtry o wąskim paśmie.

Najbardziej wąskopasmowe filtry H α mają dodatkowy element - " rezonator Fabry - Perot ". Filtry tego typu mogą mieć szerokość pasma mniejszą niż 0,1 nm . Ponieważ promieniowanie H α jest często związane z obszarami na Słońcu o dużych prędkościach własnych, a jednocześnie z różnymi kierunkami wektora prędkości (na przykład protuberancje słoneczne, lewa i prawa krawędź Słońca), Fabry - Perot rezonatory, które są bardzo wąskopasmowe, są zwykle tworzone z możliwością przesunięcia szerokości pasma w całym widmie w celu skompensowania efektu Dopplera . Jeszcze węższe pasmo można osiągnąć za pomocą „ filtra Lyota ”.

Notatki (edytuj)

  1. AN Cox, redaktor. Ilości astrofizyczne Allena (nieokreślone) . - Nowy Jork: Springer-Verlag , 2000 .-- ISBN 0-387-98746-0 .
  2. Filtry . Astro-Tom.pl. Data leczenia: 9 grudnia 2006.
  3. DB Murphy; KR Wiosna; MJ Parry-Hill; ID Johnsona; MW Davidson. Filtry zakłóceń (link niedostępny) . Olimp. Pobrane 9 grudnia 2006. Zarchiwizowane 2 października 2017.