H-alfa - H-alpha

H-alfa emise : Ve zjednodušeném Rutherford Bohr modelu z atomu vodíku , se Balmer linie vyplývají z elektronového skok na druhé energetické hladiny nejblíže k jádru z těchto úrovních vzdálených. Zde znázorněný přechod produkuje H-alfa foton a první linii řady Balmer . U vodíku ( ) má tento přechod za následek foton o vlnové délce 656  nm (červený).

H-alfa ( Hα ) je specifická tmavě červená viditelná spektrální čára v Balmerově sérii s vlnovou délkou 656,28  nm ve vzduchu; nastává, když elektron vodíku spadne ze své třetí na druhou nejnižší energetickou hladinu. H-alfa světlo je nejjasnější vodíková linie ve viditelném spektrálním rozsahu. Je důležité, astronomy , neboť je emitováno mnoha emisních mlhovin a mohou být použity pozorovat vlastnosti v Sun ‚s atmosférou , včetně slunečních protuberancí a chromosféře .

Série Balmer

Podle modelu Bohr na atomu , elektrony existují v kvantovaných energetických hladinách kolem atomu je jádro . Tyto energetické úrovně jsou popsány hlavním kvantovým číslem n = 1, 2, 3, .... Elektrony mohou existovat pouze v těchto státech a mohou tranzitovat pouze mezi těmito státy.

Sada přechodů od n ≥ 3 do n = 2 se nazývá Balmerova řada a její členové jsou pojmenováni postupně řeckými písmeny:

  • n = 3 až n = 2 se nazývá Balmer-alfa nebo H-alfa,
  • n = 4 až n = 2 se nazývá Balmer-beta nebo H-beta,
  • n = 5 až n = 2 se nazývá Balmerova gama nebo H-gama atd.

U řady Lyman je konvence pojmenování:

  • n = 2 až n = 1 se nazývá Lyman-alfa,
  • n = 3 až n = 1 se nazývá Lyman-beta atd.

H-alfa má vlnovou délku 656,281  nm , je viditelný v červené části elektromagnetického spektra a je pro astronomy nejjednodušší cestou ke sledování obsahu ionizovaného vodíku v oblacích plynu. Vzhledem k tomu, že k excitaci elektronu atomu vodíku z n = 1 na n = 3 (12,1 eV, podle Rydbergova vzorce ) je zapotřebí téměř tolik energie jako k ionizaci atomu vodíku (13,6 eV), je ionizace mnohem pravděpodobnější než excitace na úroveň n = 3. Po ionizaci se elektron a proton rekombinují a vytvoří nový atom vodíku. V novém atomu může elektron začít v jakékoli energetické úrovni a následně kaskádovat do základního stavu ( n = 1), přičemž při každém přechodu emituje fotony . Přibližně v polovině času bude tato kaskáda zahrnovat přechod n = 3 až n = 2 a atom bude vyzařovat světlo H-alfa. Proto dochází k linii H-alfa tam, kde je vodík ionizován.

H-alfa čára se relativně snadno nasytí (absorbuje), protože vodík je primární složkou mlhovin , takže i když může naznačovat tvar a rozsah oblaku, nelze jej použít k přesnému určení hmotnosti oblaku. Místo toho se ke stanovení hmotnosti mraku obvykle používají molekuly, jako je oxid uhličitý , oxid uhelnatý , formaldehyd , amoniak nebo acetonitril .

Čtyři viditelné čáry spektra emise vodíku v sérii Balmer. Červená čára zcela vpravo je H-alfa

Filtr

Slunce pozorováno optickým dalekohledem s filtrem H-alfa
Pohled na Mléčnou dráhu průzkumem Wisconsin H-Alpha Mapper
Amatérský snímek NGC 6888 pomocí filtru H-alfa (3 nm)

H-alfa filtr je optický filtr určeny pro přenos úzkou šířku pásma a světlo obecně se středem na H-alfa vlnové délce. Tyto filtry mohou být dichroické filtry vyráběné několika (~ 50) vakuově nanášenými vrstvami. Tyto vrstvy jsou vybrány tak, aby vytvářely interferenční efekty, které odfiltrují jakékoli vlnové délky s výjimkou požadovaného pásma.

Izolované H-alfa dichroické filtry jsou užitečné v astrofotografii a ke snížení účinků světelného znečištění . Nemají dostatečně úzkou šířku pásma pro pozorování sluneční atmosféry.

Pro pozorování slunce lze vyrobit mnohem užší pásový filtr ze tří částí: „filtr pro odmítnutí energie“, což je obvykle kousek červeného skla, který absorbuje většinu nežádoucích vlnových délek, etalon Fabry – Pérot, který přenáší několik vlnových délek, včetně jedné soustředěný na emisní linii H-alfa a „blokovací filtr“ - dichroický filtr, který přenáší linii H-alfa při zastavení ostatních vlnových délek, které prošly etalonem. Tato kombinace projde pouze úzkým (<0,1  nm ) rozsahem vlnových délek světla se středem na emisní linii H-alfa.

Fyzika etalonu a dichroické interferenční filtry jsou v zásadě stejné (spoléhající se na konstruktivní / destruktivní interferenci světla odrážejícího se mezi povrchy), ale implementace je odlišná (dichroický interferenční filtr se spoléhá na interferenci vnitřních odrazů, zatímco etalon má relativně velká vzduchová mezera). Vzhledem k vysokým rychlostem, které jsou někdy spojeny s vlastnostmi viditelnými v H-alfa světle (jako jsou rychle se pohybující protuberance a ejekce), lze solární H-alfa etalony často vyladit (nakloněním nebo změnou teploty), aby se vyrovnaly s přidruženým Dopplerovým jevem .

Komerčně dostupné filtry H-alfa pro amatérské pozorování slunce obvykle uvádějí šířku pásma v jednotkách Angstrom a jsou obvykle 0,7 Á (0,07 nm). Použitím druhého etalonu to lze snížit na 0,5 Á, což vede ke zlepšenému kontrastu v detailech pozorovaných na slunečním disku.

Ještě úzkopásmový filtr lze vytvořit pomocí Lyotova filtru .

Viz také

Reference

  1. ^ AN Cox, editor (2000). Allenovy astrofyzikální veličiny . New York: Springer-Verlag . ISBN 0-387-98746-0.
  2. ^ „Filtry“ . Astro-Tom.com . Citováno 2006-12-09 .
  3. ^ DB Murphy; KR pružina; MJ Parry-Hill; ID Johnson; MW Davidson. "Interferenční filtry" . Olympus . Citováno 2006-12-09 .

externí odkazy