Просмотр кода страницы H-альфа

[[Файл:Bohr atom model.svg|thumb|right|210px|Излучение H<sub>α</sub>: в рамках упрощенной [[Боровская модель атома|модели Бора-Резерфорда]] атома водорода линии [[Серия Бальмера|серии Бальмера]] возникают при переходе [[электрон]]а между вторым энергетическим уровнем и более высокими. Переход  <math>\scriptstyle 3 \rightarrow 2</math>, изображённый на схеме, создает [[фотон]] H<sub>α</sub> (первая линия серии Бальмера). Для атома [[водород]]а (<math>Z = 1</math>) образующийся в данном переходе фотон имеет длину волны  656&nbsp;[[Нанометр|нм]] (красная область [[спектр]]а).]]

'''H-альфа''' ('''H<sub>α</sub>''', '''Бальмер-альфа''') — [[спектральная линия]] [[Серия Бальмера|серии Бальмера]] атома [[водород]]а, длина волны составляет 656,28 [[Нанометр|нм]]. Принадлежит [[Видимое излучение|видимой]] части [[спектр]]а, имеет тёмно-красный цвет. Излучение данной линии возникает при переходе [[электрон]]а с третьего на второй [[энергетический уровень]].  В [[астрономия|астрономии]] излучение в линии Hα наблюдается в спектрах [[Эмиссионная туманность|эмиссионных туманностей]], используется для исследования свойств явлений в атмосфере [[Солнце|Солнца]] (например, [[Протуберанец|протуберанцев]]).

== Механизм излучения ==
Линия H<sub>α</sub> соответствует переходу Бальмер-альфа в [[Серия Бальмера|серии Бальмера]] — с уровня ''[[Главное квантовое число|n]]'' = 3 на уровень ''n'' = 2. Она имеет [[Длина волны|длину волны]] 656,281 [[нм]]<ref name="cox2000">{{книга
|заглавие=Allen's Astrophysical Quantities
|ссылка=https://archive.org/details/allensastrophysi0004alle
|год=2000
|издательство=[[Springer Science+Business Media|Springer-Verlag]]
|место=New York
|isbn=0-387-98746-0
|язык=und
|автор=A. N. Cox, editor
}}</ref>, видна в красной части спектра [[Электромагнитное излучение|электромагнитного излучения]].

Поскольку энергия, необходимая для перевода электрона с первого на третий уровень, ненамного меньше энергии [[Ионизация|ионизации]] атома, то вероятность ионизации атома больше, чем перехода электрона на третий уровень. После ионизации электрон и [[протон]] рекомбинируют с образованием нового атома водорода. В новом атоме изначально электрон может находиться на любом энергетическом уровне, переход к первому уровню  осуществляется каскадом, и при каждом переходе происходит излучение [[Фотон|фотона]]. В том случае, когда каскад переходов включает переход с уровня ''n'' = 3 на ''n'' = 2, атом излучает фотон  H<sub>α</sub>.

[[Файл:Emission spectrum-H labeled.svg|800px|thumb|center| Четыре линии излучения серии Бальмера водорода в видимой части спектра. Красная линия справа — линия  H<sub>α</sub>.]]

== Применение в астрономической спектроскопии ==
[[Файл:WHAM survey.png|thumb|right|
Изображение [[Млечный Путь|Млечного Пути]] в диапазоне  H<sub>α</sub>. Показывает распространение [[Ион|ионизированного]] водорода [[межзвёздная среда|межзвёздной среды]] в различных частях  нашей [[Галактика|Галактики]].
Получено в рамках обзора «Wisconsin H-Alpha Mapper survey» («WHAM»). ]]
Регистрация излучения в линии  H<sub>α</sub> позволяет астрономам исследовать содержание ионизованного [[Водород|водорода]] в [[Межзвёздная среда|облаках газа]]. 

Поскольку излучение в линии H<sub>α</sub> испытывает самопоглощение, то, несмотря на возможность оценить с его помощью форму и протяженность облака межзвёздного газа, массу с высокой точностью определить невозможно. Поэтому для определения массы облака обычно используют молекулы: [[Диоксид углерода|диоксида углерода]], [[Монооксид углерода|монооксида углерода]], [[формальдегид]]а, [[аммиак]]а, [[ацетонитрил]]а.

== Фильтр H<sub>α</sub> ==
{|align="left" cellpadding="0" cellspacing="0" style="margin-right:1em"
 |-valign="center"
 |[[Файл:HI6563 fulldisk.jpg|мини|200пкс|Изображение [[Солнце|Солнца]], полученное при наблюдении в [[телескоп]] 
с фильтром H<sub>α</sub>, отчётливо показывает его [[Хромосфера|хромосферу]]. Фотография NASA.]]
 |[[Файл:NGC6888 Ha JeffJohnson.jpg|мини|200пкс|[[Эмиссионная туманность]] «Полумесяц» в созвездии «[[Лебедь (созвездие)|Лебедь]]» ([[NGC 6888]]) видимая через фильтр  H<sub>α</sub> (ширина полосы пропускания фильтра — 3 [[Нанометр|нм]]).]]
 |}

Фильтр  H<sub>α</sub> — [[светофильтр]], пропускающий излучение в узкой [[Полоса пропускания|полосе]], имеющей центр в линии H<sub>α</sub>. Подобные фильтры характеризуются шириной области длин волн излучения, которое пропускается такими фильтрами<ref>{{cite web | url = http://www.astro-tom.com/technical_data/filters.htm | title = Filters | publisher = Astro-Tom.com | accessdate = 2006-12-09 | archive-date = 2018-07-19 | archive-url = https://web.archive.org/web/20180719175720/http://www.astro-tom.com/technical_data/filters.htm | deadlink = no }}</ref> и варьируется от десятых долей до десятков нанометров.

Данные фильтры обычно являются [[Дихроичный фильтр|дихроичными]] (интерференционными), создаваемыми из большого количества  (~50) слоёв; слои подбираются таким образом, чтобы создаваемый ими [[Интерференция волн|интерференционный эффект]] позволял пропускать только излучение с длинами волн в определенном диапазоне<ref>{{cite web |author=D. B. Murphy |coauthors=K. R. Spring; M. J. Parry-Hill; I. D. Johnson; M. W. Davidson |url=http://www.olympusmicro.com/primer/java/filters/interference/index.html |title=Interference Filters |publisher=Olympus |accessdate=2006-12-09 |archive-date=2017-10-02 |archive-url=https://web.archive.org/web/20171002045951/http://olympusmicro.com/primer/java/filters/interference/index.html |deadlink=yes }}</ref>.

Дихроичные фильтры широко используются в [[Астрофотография|астрофотографии]] и в другой области — для уменьшения эффектов [[Световое загрязнение|светового загрязнения]] (например «CLS», «UHC»). Но такие фильтры обычно обладают широкими спектральными окнами пропускания, тогда-как для наблюдения солнечной атмосферы фильтры делают с узкой полосой пропускания.

Наиболее узкополосные фильтры  H<sub>α</sub> имеют дополнительный компонент — «[[резонатор Фабри — Перо]]». Фильтры такого типа могут обладать полосой пропускания менее 0,1 [[нм]]. Поскольку излучение H<sub>α</sub> зачастую связано с областями на Солнце, обладающими высокими собственными скоростями, и при этом различными направлениями вектора скорости (например, солнечные [[Протуберанец|протуберанцы]], левый и правый края Солнца), то резонаторы Фабри — Перо, будучи очень узкополосными, обычно создаются с возможностью сдвига полосы пропускания по спектру для компенсации [[Эффект Доплера|эффекта Доплера]].
Ещё более узкая полоса пропускания может быть достигнута с помощью «фильтра Лио» (англ. «[[:en:Lyot filter|Lyot filter]]»).

== Примечания ==
{{примечания}}

{{Спектральные линии}}


<!--- Категории --->

[[Категория:Атомная физика]]
[[Категория:Астрономическая спектроскопия]]