H-alfa ( H α , Balmer-alpha ) je spektrální čára Balmerovy řady atomu vodíku , vlnová délka je 656,28 nm . Patří do viditelné části spektra , má tmavě červenou barvu. K emisi této čáry dochází, když elektron přechází ze třetí na druhou energetickou hladinu . V astronomii je emise v linii Hα pozorována ve spektrech emisních mlhovin , používaných ke studiu vlastností jevů ve sluneční atmosféře (jako jsou protuberance ).
Linie H α odpovídá přechodu Balmer-alfa v Balmerově řadě - z úrovně n = 3 do úrovně n = 2. Má vlnovou délku 656,281 nm [1] a je viditelná v červené části spektra elektromagnetického záření .
Protože energie potřebná k přenosu elektronu z první do třetí úrovně není o mnoho menší než ionizační energie atomu, je pravděpodobnost ionizace atomu větší než přechod elektronu na třetí úroveň. Po ionizaci se elektron a proton rekombinují za vzniku nového atomu vodíku. V novém atomu může být elektron zpočátku na jakékoli energetické úrovni, přechod na první úroveň se provádí v kaskádě a při každém přechodu je emitován foton . V případě, že kaskáda přechodů zahrnuje přechod z hladiny n = 3 do n = 2, atom emituje foton H α .
Registrace záření v linii H α umožňuje astronomům zkoumat obsah ionizovaného vodíku v oblacích plynu .
Vzhledem k tomu, že záření v linii H α podléhá samoabsorpci, pak, i přes možnost odhadnout s jeho pomocí tvar a rozsah mezihvězdného plynového oblaku, není možné s vysokou přesností určit hmotnost. Proto se k určení hmotnosti oblaku obvykle používají molekuly: oxid uhličitý , oxid uhelnatý , formaldehyd , amoniak , acetonitril .
H α filtr je světelný filtr , který propouští záření v úzkém pásmu se středem na H α linii . Takové filtry se vyznačují šířkou oblasti vlnových délek záření, které je těmito filtry propuštěno [2] a pohybuje se od desetin do desítek nanometrů.
Tyto filtry jsou obvykle dichroické (interferenční), vytvořené z velkého počtu (~50) vrstev; vrstvy jsou voleny tak, že jimi vytvářený interferenční efekt umožňuje propustit pouze záření o vlnových délkách v určitém rozsahu [3] .
Dichroické filtry jsou široce používány v astrofotografii a jinde ke snížení účinků světelného znečištění (např. "CLS", "UHC"). Ale takové filtry mají obvykle široká spektrální propustnost, zatímco pro pozorování sluneční atmosféry se filtry vyrábějí s úzkou šířkou pásma.
Nejúzkopásmové filtry H α mají další součást - " Fabry-Perotův rezonátor ". Filtry tohoto typu mohou mít šířku pásma menší než 0,1 nm . Vzhledem k tomu, že záření H α je často spojováno s oblastmi na Slunci, které mají vysoké vlastní rychlosti a zároveň různé směry vektoru rychlosti (například sluneční protuberance , levý a pravý okraj Slunce), Fabry-Perotovy rezonátory , které jsou velmi úzkopásmové, jsou obvykle vytvořeny se schopností posunu šířky pásma napříč spektrem, aby se kompenzoval Dopplerův efekt . Ještě užší šířky pásma lze dosáhnout pomocí Lyotova filtru .
| Spektrální čáry | |
|---|---|
| Typy |
|
| Možnosti | |
| Významné čáry | |
| Související pojmy | |