H-alfa - H-alpha

H-alfa Emisyon : basitleştirilmiş olarak Rutherford Bohr modeli arasında hidrojen atomu , Balmer hatları daha uzak olan seviyelerinden çekirdeğe en yakın ikinci enerji düzeyine bir elektron atlama kaynaklanmaktadır. Geçiş burada tasvir edilen bir H-alfa foton ve ilk satırı üreten Balmer serisi . Hidrojen ( ) için bu geçiş, 656  nm (kırmızı) dalga boyunda bir fotonla sonuçlanır .

H-alfa ( nın Ha ), belirli bir derin kırmızı görünür spektral çizgi içerisinde Balmer serisi 656,28 bir dalga boyuna sahip  nm havada; bir hidrojen elektronu üçüncü en düşük enerji seviyesinden ikinci en düşük enerji seviyesine düştüğünde meydana gelir . H-alfa ışığı, görünür spektral aralıktaki en parlak hidrojen çizgisidir. Bu önemlidir gökbilimcilerin birçok yaydığı gibi yansıma bulutsuları ve özellikleri gözlemlemek için kullanılabilir Güneş 'in atmosfere dahil güneş çıkıntılarının ve kromosferin .

Balmer serisi

Göre Bohr modeli arasında atomu , elektronları mevcut nicelenmiş atom çevreleyen enerji seviyeleri çekirdeği . Bu enerji seviyeleri, temel kuantum sayısı n = 1, 2, 3, ... ile tanımlanır. Elektronlar sadece bu hallerde bulunabilirler ve sadece bu haller arasında geçiş yapabilirler.

n ≥ 3'ten n = 2'ye geçiş kümesine Balmer serisi denir ve üyeleri sırayla Yunan harfleriyle adlandırılır:

  • n = 3 ila n = 2, Balmer-alfa veya H-alfa olarak adlandırılır,
  • n = 4 ila n = 2, Balmer-beta veya H-beta olarak adlandırılır,
  • n = 5 ila n = 2, Balmer-gamma veya H-gamma, vb. olarak adlandırılır.

İçin Lyman serisinin adlandırma kuralı geçerli:

  • n = 2'den n = 1'e Lyman-alfa denir,
  • n = 3 ila n = 1, Lyman-beta, vb. olarak adlandırılır.

H-alfa 656.281  nm dalga boyuna sahiptir , elektromanyetik spektrumun kırmızı kısmında görülebilir ve gökbilimcilerin gaz bulutlarının iyonize hidrojen içeriğini izlemesinin en kolay yoludur. Hidrojen atomunun elektronunu n = 1'den n = 3'e (12.1 eV, Rydberg formülü aracılığıyla ) uyarmak, hidrojen atomunu (13.6 eV) iyonize etmek kadar neredeyse daha fazla enerji gerektirdiğinden , iyonlaşma uyarmadan çok daha olasıdır. için , n = 3 seviyesine. İyonizasyondan sonra elektron ve proton yeniden birleşerek yeni bir hidrojen atomu oluşturur. Yeni atomda, elektron herhangi bir enerji seviyesinde başlayabilir ve ardından her geçişte fotonlar yayarak temel duruma ( n = 1) kademeli olarak geçebilir . Yaklaşık olarak zamanın yarısında, bu kaskad n = 3'ten n = 2'ye geçişi içerecek ve atom H-alfa ışığı yayacaktır. Bu nedenle, H-alfa çizgisi, hidrojenin iyonize olduğu yerde oluşur.

H-alfa çizgisi nispeten kolay bir şekilde doygun hale gelir (kendi kendini emer), çünkü hidrojen bulutsuların birincil bileşenidir , bu nedenle bulutun şeklini ve kapsamını gösterebilse de, bulutun kütlesini doğru bir şekilde belirlemek için kullanılamaz. Bunun yerine, bir bulutun kütlesini belirlemek için tipik olarak karbon dioksit , karbon monoksit , formaldehit , amonyak veya asetonitril gibi moleküller kullanılır.

Balmer serisindeki dört görünür hidrojen emisyon spektrum çizgisi. En sağdaki kırmızı çizgi H-alfa

Filtre

Güneş, H-alfa filtreli optik bir teleskopla gözlemlendi
Wisconsin H-Alpha Mapper araştırması ile Samanyolu görünümü
Bir H-alfa (3 nm) filtresi kullanan NGC 6888'in amatör bir görüntüsü

Bir H-alfa filtresi , genellikle H-alfa dalga boyunda ortalanmış dar bir ışık bant genişliğini iletmek için tasarlanmış bir optik filtredir . Bu filtreler, çoklu (~50) vakumla biriktirilmiş katmanlar tarafından üretilen dikroik filtreler olabilir . Bu katmanlar , gerekli bant dışında herhangi bir dalga boyunu filtreleyen girişim efektleri üretecek şekilde seçilir .

İzole alındığında, H-alfa dikroik filtreler, astrofotografide ve ışık kirliliğinin etkilerini azaltmak için faydalıdır . Güneşin atmosferini gözlemlemek için yeterince dar bant genişliğine sahip değiller.

Güneşi gözlemlemek için, üç bölümden çok daha dar bir bant filtresi yapılabilir: genellikle istenmeyen dalga boylarının çoğunu emen bir kırmızı cam parçası olan bir "enerji reddetme filtresi", bir tane dahil olmak üzere birkaç dalga boyunu ileten bir Fabry-Pérot etalon H-alfa emisyon hattı üzerinde merkezlenmiş ve bir "blokaj filtresi" - etalondan geçen diğer dalga boylarını durdururken H-alfa hattını ileten bir dikroik filtre. Bu kombinasyon , H-alfa emisyon hattında ortalanmış ışığın yalnızca dar bir (<0,1 nm ) dalgaboyu aralığını geçecektir  .

Etalon'un fiziği ve dikroik girişim filtreleri esasen aynıdır (yüzeyler arasında yansıyan ışığın yapıcı/yıkıcı girişimine dayanır), ancak uygulama farklıdır (dikroik girişim filtresi, etalonun bir nispeten büyük hava boşluğu). Bazen H-alfa ışığında görülebilen özelliklerle (hızlı hareket eden çıkıntılar ve fırlatmalar gibi) ilişkilendirilen yüksek hızlar nedeniyle, güneş H-alfa etalonları, ilişkili Doppler etkisi ile başa çıkmak için genellikle (sıcaklığı eğerek veya değiştirerek) ayarlanabilir .

Amatör güneş gözlemi için ticari olarak temin edilebilen H-alfa filtreleri, genellikle bant genişliklerini Angstrom birimlerinde belirtir ve tipik olarak 0.7Â (0.07 nm)'dir. İkinci bir etalon kullanılarak, bu, güneş diskinde gözlemlenen ayrıntılarda geliştirilmiş kontrasta yol açan 0,5Â'ye düşürülebilir.

Lyot filtresi kullanılarak daha da dar bantlı bir filtre yapılabilir .

Ayrıca bakınız

Referanslar

  1. ^ AN Cox, editör (2000). Allen'ın Astrofiziksel Miktarları . New York: Springer-Verlag . ISBN'si 0-387-98746-0.
  2. ^ "Filtreler" . Astro-Tom.com . 2006-12-09 alındı .
  3. ^ DB Murphy; KR Yay; MJ Parry-Hill; kimliği Johnson; MW Davidson. "Girişim Filtreleri" . Olimpos . 2006-12-09 alındı .

Dış bağlantılar