stringtranslate.com

прыжок Балмера

Бальмеровский разрыв на наблюдаемом спектре звезды Икар . Скачок на этом графике появляется около 920 нм (вместо собственных 364,5 нм) из-за космологического красного смещения .
Бальмеровский скачок двух звезд: Эпсилон Ориона (O9.7 V) вверху и Бета Тельца (B7 III) внизу. Вертикальная синяя линия представляет собой предел серии Бальмера.

Бальмеровский скачок , бальмеровский разрыв или бальмеровский излом — это разница интенсивности спектра звездного континуума по обе стороны от предела бальмеровского ряда водорода , приблизительно на 364,5 нм . Она вызвана полной ионизацией электронов непосредственно со второго энергетического уровня атома водорода (связанно-свободное поглощение), что создает континуальное поглощение на длинах волн короче 364,5 нм. [1]

В некоторых случаях бальмеровский скачок может показывать непрерывное излучение , обычно когда сами бальмеровские линии сильно испускают излучение. [2] [3] Другие спектральные серии водорода также показывают связанно-свободное поглощение и, следовательно, континуальный скачок, но бальмеровский скачок в ближнем УФ- диапазоне наблюдается чаще всего. [4] [5]

Сила континуального поглощения, а следовательно, и размер скачка Бальмера, зависят от температуры и плотности в области, ответственной за поглощение. При более низких температурах звезд плотность сильнее всего влияет на силу разрыва, и это можно использовать для классификации звезд на основе их поверхностной гравитации и, следовательно, светимости . [6] Этот эффект сильнее всего проявляется в звездах класса А, но в более горячих звездах температура оказывает гораздо большее влияние на скачок Бальмера, чем поверхностная гравитация. [2] [7]

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ Михалас, Димитрий (1967). "Статистически-равновесные модели атмосфер для звезд раннего типа. I. Водородные континуумы". Astrophysical Journal . 149 : 169. Bibcode :1967ApJ...149..169M. doi : 10.1086/149239 .
  2. ^ ab Slettebak, A.; Stock, J. (1957). "Классификация звезд раннего типа высокой светимости с объективными призматическими спектрами низкой дисперсии. С 7 рисунками". Zeitschrift für Astrophysik . 42 : 67. Bibcode :1957ZA.....42...67S.
  3. ^ Книгге, Кристиан; Лонг, Нокс С.; Уэйд, Ричард А.; Баптиста, Раймундо; Хорн, Кейт; Губени, Иван; Руттен, Рене GM (1998). « Наблюдения затмения катаклизмической переменной UX Ursae Majoris, подобной новой, с помощью космического телескопа Хаббл». Астрофизический журнал . 499 (1): 414–428. arXiv : astro-ph/9801206 . Бибкод : 1998ApJ...499..414K. дои : 10.1086/305617.
  4. ^ Liu, X.-W.; Danziger, J. (1993). «Определение температуры электронов по излучению небулярного континуума в планетарных туманностях и важность температурных колебаний». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 263 : 256–266. Bibcode : 1993MNRAS.263..256L. doi : 10.1093/mnras/263.1.256 .
  5. ^ Scargle, JD; Erickson, EF; Witteborn, FC; Strecker, DW (1978). "Инфракрасные избытки в звездах раннего типа - Гамма Кассиопеи". Astrophysical Journal . 224 : 527. Bibcode : 1978ApJ...224..527S. doi : 10.1086/156400.
  6. ^ Бесселл, Майкл С. (2007). «Измерение скачка Бальмера и эффективной силы тяжести в звездах FGK». Публикации Астрономического общества Тихого океана . 119 (856): 605–615. arXiv : 0706.2739 . Bibcode : 2007PASP..119..605B. doi : 10.1086/519981.
  7. ^ Crowther, PA (1997). "Эффективные температуры горячих звезд". Симпозиум Международного астрономического союза . 189 : 137–146. Bibcode : 1997IAUS..189..137C. doi : 10.1017/S0074180900116614 .