H-альфа - H-alpha

H-альфа-эмиссиясы: Жеңілдетілген Резерфорд Бор моделі туралы сутегі атомы, Бальмер сызықтары электрондардың секіруі нәтижесінде ядроға жақын екінші деңгейге дейін, сол деңгейлерден анағұрлым алыс орналасқан. The Бұл жерде бейнеленген ауысу Н-альфа фотонын шығарады, ал бірінші қатарда Балмер сериясы. Сутегі үшін () бұл ауысу нәтижесінде толқын ұзындығы 656 нм (қызыл).

H-альфа () белгілі бір қызыл-қызыл көрінеді спектрлік сызық ішінде Балмер сериясы толқын ұзындығы 656,28нм ауада; ол а болған кезде пайда болады сутегі электрон энергетикалық деңгейдің үшіншіден екінші деңгейге дейін төмендейді. H-альфа жарығы - көрінетін спектрлік диапазондағы ең жарқын сутек сызығы. Бұл маңызды астрономдар өйткені оны көптеген адамдар шығарады эмиссиялық тұмандар ерекшеліктерін байқау үшін қолдануға болады Күн Келіңіздер атмосфера, оның ішінде күн сәулелері және хромосфера.

Балмер сериясы

Сәйкес Бор моделі туралы атом, электрондар бар квантталған атомды қоршаған энергетикалық деңгейлер ядро. Бұл энергия деңгейлері негізгі кванттық сан n = 1, 2, 3, .... Электрондар тек осы күйлерде болуы мүмкін, және тек осы күйлер арасында транзиттік болуы мүмкін.

-Дан ауысулар жиынтығы n To 3-тен n = 2 деп аталады Балмер сериясы және оның мүшелері ретімен грек әріптерімен аталады:

  • n = 3-тен n = 2 Балмер-альфа немесе Н-альфа деп аталады,
  • n = 4-тен n = 2 Балмер-бета немесе Н-бета деп аталады,
  • n = 5-тен n = 2 Балмер-гамма немесе Н-гамма және т.б.

Үшін Лайман сериясы атау конвенциясы:

  • n = 2-ден n = 1 Лиман-альфа деп аталады,
  • n = 3-тен n = 1 Лайман-бета деп аталады және т.б.

H-альфа бар толқын ұзындығы 656.281 жнм,[1] қызыл бөлігінде көрінеді электромагниттік спектр және бұл астрономдар үшін газ бұлттарының иондалған сутегінің құрамын анықтаудың ең оңай әдісі. Бұл шамамен көп қажет болғандықтан сутекті қоздыратын энергия атомның электроны n = 1-ден n = 3 (12,1 эВ, арқылы Ридберг формуласы ) сутегі атомын (13,6 эВ) иондандыратындай, иондану атомның қозуына қарағанда әлдеқайда ықтимал. n = 3 деңгей. Ионданғаннан кейін электрон мен протон қайта қосылып, жаңа сутек атомын құрайды. Жаңа атомда электрон кез-келген энергетикалық деңгейден басталып, кейін негізгі күйге ауысуы мүмкін (n = 1), шығаратын фотондар әр ауысқан сайын. Бұл каскад шамамен жарты уақытты қамтиды n = 3-тен n = 2 ауысу және атом Н-альфа сәулесін шығарады. Сондықтан Н-альфа сызығы сутегі иондалатын жерде пайда болады.

Н-альфа сызығы салыстырмалы түрде оңай қанықтырады (өзін-өзі сіңіреді), себебі сутегі бастапқы компонент болып табылады тұман, сондықтан ол бұлттың пішіні мен мөлшерін көрсете алады, бірақ оны бұлт массасын дәл анықтау үшін қолдануға болмайды. Орнына, сияқты молекулалар Көмір қышқыл газы, көміртегі тотығы, формальдегид, аммиак, немесе ацетонитрил әдетте бұлттың массасын анықтау үшін қолданылады.

Балмер сериясындағы төрт көрінетін сутегі шығарындыларының спектрі. Оң жақтағы қызыл сызық - H-альфа

Сүзгі

Күн H-альфа-сүзгісі бар оптикалық телескоп арқылы бақыланды
Висконсиндегі H-Alpha Mapper сауалнамасының Milky Way көрінісі
-Ның әуесқой бейнесі NGC 6888, H-альфа (3 нм) сүзгісін қолдану арқылы

Ан H-альфа сүзгісі болып табылады оптикалық сүзгі тар таратуға арналған өткізу қабілеттілігі әдетте H-альфа толқын ұзындығына бағытталған жарық.[2] Бұл сүзгілер болуы мүмкін дихроикалық сүзгілер бірнеше (~ 50) вакуумды қабаттармен жасалған. Бұл қабаттар өндіру үшін таңдалады кедергі қажетті диапазоннан басқа кез-келген толқын ұзындығын сүзетін эффектілер.[3]

Оқшауланған түрде алынған H-альфа дихроикалық сүзгілер пайдалы астрофотография және әсерін азайту үшін жарықтың ластануы. Оларда күн атмосферасын бақылауға болатын тар өткізу қабілеті жоқ.

Күнді бақылау үшін үш бөліктен әлдеқайда тар диапазонды сүзгіні жасауға болады: «энергияны қабылдамау сүзгісі», бұл әдетте қажет емес толқын ұзындығының көп бөлігін сіңіретін қызыл әйнектің бөлігі. Fabry – Pérot etalon ол бірнеше толқын ұзындығын, соның ішінде H-альфа-сәулелену сызығында орналасқанды және «блоктау сүзгісін» - эталоннан өткен басқа толқын ұзындығын тоқтатқанда, H-альфа сызығын өткізетін дихроикалық сүзгіні береді. Бұл комбинация тек тар болады (<0,1)нм ) H-альфа-сәулелену сызығына центрленген жарықтың толқын ұзындықтарының диапазоны.

Эталонның физикасы мен дихроикалық интерференция сүзгілері мәні жағынан бірдей (беттер арасындағы шағылыстыратын жарықтың конструктивті / деструктивті интерференциясына сүйенеді), бірақ іске асыру әр түрлі (дихроикалық интерференция сүзгісі ішкі шағылыстың интерференциясына сүйенеді, ал эталонда салыстырмалы түрде үлкен ауа аралығы). Кейде H-альфа жарығында көрінетін ерекшеліктермен (мысалы, жылдам қозғалатын белгілер мен лақтырылымдармен) байланысты жоғары жылдамдықтардың арқасында, күн H-альфа эталондарын байланысты күйге түсу үшін (температураны еңкейту немесе өзгерту арқылы) жиі реттеуге болады Доплерлік әсер.

Әуесқой күн сәулесін бақылау үшін сатылатын H-альфа-сүзгілері әдетте өткізу қабілеттілігін көрсетеді Ангстром бірліктері және әдетте 0,7Å (0,07 нм) құрайды. Екінші эталонды қолдану арқылы оны 0,5Å дейін азайтуға болады, бұл күн дискісінде байқалатын детальдардың қарама-қайшылығын жақсартуға әкеледі.

А-ны қолдану арқылы одан да тар жолақты сүзгіні жасауға болады Сұңғыла сүзгісі.

Сондай-ақ қараңыз

Әдебиеттер тізімі

  1. ^ Кокс, редактор (2000). Алленнің астрофизикалық шамалары. Нью Йорк: Шпрингер-Верлаг. ISBN  0-387-98746-0.
  2. ^ «Сүзгілер». Astro-Tom.com. Алынған 2006-12-09.
  3. ^ Д.Б Мерфи; К.Р. Көктем; М. Дж. Парри-Хилл; Дж. Джонсон; Дэвидсон. «Кедергі сүзгілері». Олимп. Алынған 2006-12-09.

Сыртқы сілтемелер