H-альфа

H-альфа (H_α, Бальмер-альфа) — спектральна лінія серії Бальмера атома водню, довжина хвилі якої становить 656,28 нм. Належить видимій частині спектра, має темно-червоний колір. Випромінювання цієї лінії виникає при переході електрона з третього на другий енергетичний рівень. В астрономії випромінювання в лінії Hα спостерігається в спектрах емісійних туманностей, що використовується для дослідження властивостей явищ в атмосфері Сонця (наприклад, протуберанців).

Випромінювання H_α: в межах спрощеної моделі Бора атома водню лінії серії Бальмера виникають при переході електрона між другим енергетичним рівнем та вищими. Перехід ${\displaystyle \scriptstyle 3\rightarrow 2}$, Зображений на схемі, створює фотон H_α (перша лінія серії Бальмера). Утворений в даному переході фотон має довжину хвилі 656 нм (червона область спектру).

Механізм випромінювання

Лінія H_α відповідає переходу Бальмер-альфа в серії Бальмера — з рівня n = 3 на рівень n = 2. Вона має довжину хвилі 656,281 нм^[1], що припадає на червону частину спектра електромагнітного випромінювання.

Оскільки енергія, необхідна для переходу електрона з першого на третій рівень, ненабагато менша за енергію іонізації атома, то ймовірність іонізації атома більша, ніж ймовірність переходу електрона на третій рівень. Після іонізації електрон та протон рекомбінують з утворенням нового атома водню. У новому атомі спочатку електрон може опинитись на будь-якому енергетичному рівні, і перехід до першого рівня здійснюється каскадом, на кожному етапі якого відбувається випромінювання фотона. У тому випадку, коли каскад переходів включає перехід з рівня n = 3 на n = 2, атом випромінює фотон H_α.

Чотири лінії випромінювання серії Бальмера водню у видимій частині спектру. Червона лінія праворуч — H_α.

Застосування в астрономічній спектроскопії

Зображення Чумацького Шляху в діапазоні H_α. Показує поширення іонізованого водню в міжзоряному середовищі в різних частинах нашої Галактики.

Реєстрація випромінювання в лінії H_α дозволяє астрономам досліджувати вміст іонізованого водню в хмарах міжзоряного газу.

Оскільки випромінювання лінії H_α відчуває самопоглинання, то, попри можливість оцінити з його допомогою форму і протяжність хмари міжзоряного газу, неможливо точно визначити масу. Тому для визначення маси хмари зазвичай використовують лінії інших молекул — діоксиду вуглецю, монооксиду вуглецю, формальдегіду, аміаку, ацетонітрилу.

Фільтр Hα

Зображення Сонця, отримане під час спостереження в телескоп з фільтром Hα, виразно показує його хромосферу. Світлина NASA.

Емісійна туманність «Півмісяць» у сузір'ї " Лебідь " (NGC 6888) видима через фільтр Hα (ширина смуги пропускання фільтра — 3 нм).

Фільтр H_α — світлофільтр, що пропускає випромінювання у вузькій смузі, центрованій на лінію H_α. Подібні фільтри характеризують за шириною діапазону пропускання^[2], який варіюється від кількох десятих до десятків нанометрів.

Такі фільтри зазвичай є дихроїчними (інтерференційними), складеними з великої кількості (~50) шарів. Шари підбирають таким чином, щоб створюваний ними інтерференційний ефект дозволяв пропускати тільки випромінювання з довжинами хвиль у певному діапазоні^[3].

Дихроїчні фільтри широко використовують в астрофотографії та для зменшення ефектів світлового забруднення (наприклад, «CLS», «UHC»). Але такі фільтри зазвичай мають широкі спектральні вікна пропускання, тоді як для спостереження сонячної атмосфери фільтри роблять з вузькою смугою пропускання.

Найбільш вузькосмугові фільтри H_α мають додатковий компонент — резонатор Фабрі — Перо. Фільтри такого типу можуть мати смугу пропускання менше 0,1 нм. Оскільки випромінювання H_α часто пов'язане з регіонами на Сонці, що мають високі власні швидкості й при цьому різні напрямки вектора швидкості (наприклад, сонячні протуберанці, лівий і правий краї Сонця), то резонатори Фабрі — Перо зазвичай створюють з можливістю зсуву частоти смуги пропускання для можливості компенсації ефекту Допплера. Ще вужчої смуги пропускання можна досягти за допомогою фільтра Ліо^[en].