H-alfa ( H α , Balmer-alfa ) es la línea espectral de la serie Balmer del átomo de hidrógeno , la longitud de onda es 656,28 nm . Pertenece a la parte visible del espectro , tiene un color rojo oscuro. La emisión de esta línea se produce cuando un electrón pasa del tercer al segundo nivel de energía . En astronomía , la emisión en la línea Hα se observa en los espectros de las nebulosas de emisión , utilizadas para estudiar las propiedades de los fenómenos de la atmósfera solar (como las prominencias ).
La línea H α corresponde a la transición Balmer-alfa en la serie Balmer - del nivel n = 3 al nivel n = 2. Tiene una longitud de onda de 656,281 nm [1] y es visible en la parte roja del espectro de radiación electromagnética .
Dado que la energía requerida para transferir un electrón del primer al tercer nivel no es mucho menor que la energía de ionización del átomo, la probabilidad de ionización del átomo es mayor que la transición del electrón al tercer nivel. Después de la ionización, el electrón y el protón se recombinan para formar un nuevo átomo de hidrógeno. En un átomo nuevo, inicialmente, un electrón puede estar en cualquier nivel de energía, la transición al primer nivel se realiza en cascada, y en cada transición se emite un fotón . En el caso de que la cascada de transiciones incluya una transición del nivel n = 3 a n = 2, el átomo emite un fotón H α .
El registro de la radiación en la línea H α permite a los astrónomos investigar el contenido de hidrógeno ionizado en las nubes de gas .
Dado que la radiación en la línea H α sufre autoabsorción, entonces, a pesar de la posibilidad de estimar la forma y la extensión de la nube de gas interestelar con su ayuda, es imposible determinar la masa con alta precisión. Por lo tanto, para determinar la masa de una nube, generalmente se usan moléculas: dióxido de carbono , monóxido de carbono , formaldehído , amoníaco , acetonitrilo .
El filtro Hα es un filtro de luz que transmite radiación en una banda estrecha centrada en la línea Hα . Dichos filtros se caracterizan por el ancho de la región de longitud de onda de la radiación que se transmite por dichos filtros [2] y varía de décimas a decenas de nanómetros.
Estos filtros suelen ser dicroicos (interferencia), creados a partir de un gran número (~50) capas; las capas se seleccionan de tal manera que el efecto de interferencia creado por ellas permite que solo se transmita radiación con longitudes de onda en un cierto rango [3] .
Los filtros dicroicos se utilizan ampliamente en astrofotografía y en otros lugares para reducir los efectos de la contaminación lumínica (por ejemplo, "CLS", "UHC"). Pero tales filtros suelen tener amplias ventanas de transmisión espectral, mientras que para observar la atmósfera solar, los filtros se fabrican con un ancho de banda estrecho.
Los filtros de banda más estrecha H α tienen un componente adicional: " resonador Fabry-Perot ". Los filtros de este tipo pueden tener un ancho de banda inferior a 0,1 nm . Dado que la radiación H α a menudo se asocia con regiones del Sol que tienen altas velocidades intrínsecas y, al mismo tiempo, diferentes direcciones del vector de velocidad (por ejemplo, prominencias solares , los bordes izquierdo y derecho del Sol), los resonadores de Fabry-Perot , al ser de banda muy estrecha, generalmente se crean con la capacidad de cambiar el ancho de banda a lo largo del espectro para compensar el efecto Doppler . Se puede lograr un ancho de banda aún más estrecho con un filtro Lyot .
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