Водород-альфа , обычно сокращаемый до H-альфа или Hα , представляет собой темно-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 излучается, когда электрон падает с третьего-второго нижнего энергетического уровня атома водорода. H-альфа находит применение в астрономии , где ее излучение можно наблюдать из эмиссионных туманностей и особенностей солнечной атмосферы , включая солнечные протуберанцы и хромосферу .
Согласно модели атома Бора , электроны существуют на 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:
Для серии Lyman соглашение об именах следующее:
H-альфа имеет длину волны 656,281 нм , [1] 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. на уровень n = 3. После ионизации электрон и протон рекомбинируются, образуя новый атом водорода. В новом атоме электрон может начинаться с любого энергетического уровня, а затем каскадно переходить 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 излучать H-альфа-свет. Следовательно, линия H-альфа возникает там, где ионизируется водород.
Линия H-альфа относительно легко насыщается (самопоглощается), поскольку водород является основным компонентом туманностей , поэтому, хотя он и может указывать на форму и протяженность облака, его нельзя использовать для точного определения массы облака. Вместо этого для определения массы облака обычно используются такие молекулы, как диоксид углерода , окись углерода , формальдегид , аммиак или ацетонитрил .
Фильтр H-альфа — это оптический фильтр , предназначенный для передачи узкополосного света , обычно сосредоточенного на длине волны H-альфа. [2] Эти фильтры могут представлять собой дихроичные фильтры , изготовленные из нескольких (~ 50) слоев, нанесенных в вакууме. Эти слои выбраны для создания интерференционных эффектов, которые отфильтровывают любые длины волн, кроме необходимого диапазона. [3]
По отдельности дихроичные фильтры H-альфа полезны в астрофотографии и для уменьшения воздействия светового загрязнения . Они не обладают достаточно узкой полосой пропускания для наблюдения за атмосферой Солнца.
Для наблюдения Солнца фильтр с гораздо более узкой полосой можно сделать из трех частей: «энергетического фильтра», который обычно представляет собой кусок красного стекла, поглощающего большую часть нежелательных длин волн, и эталона Фабри – Перо , который пропускает несколько длин волн, включая одну. сосредоточенный на линии излучения H-альфа, и «блокирующий фильтр» - дихроичный фильтр, который пропускает линию H-альфа, останавливая при этом другие длины волн, прошедшие через эталон. Эта комбинация будет проходить только в узком (<0,1 нм ) диапазоне длин волн света с центром в линии излучения H-альфа.
Физика эталона и дихроичных интерференционных фильтров по существу 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 эталоны H-альфа часто можно настроить (путем наклона или изменения температуры или плотности воздуха), чтобы справиться с соответствующими Эффект Допплера .
Коммерчески доступные H-альфа-фильтры для любительских наблюдений за Солнцем обычно указывают полосу пропускания в единицах Ангстрем и обычно составляют 0,7 Å (0,07 нм). Используя второй эталон, это значение можно уменьшить до 0,5 Å, что приведет к улучшению контраста в деталях, наблюдаемых на солнечном диске.
Еще более узкополосный фильтр можно сделать с помощью фильтра Лио .
