Decremento balmer
El decremento de Balmer es la relación mutua de las intensidades de las líneas de emisión de la serie de Balmer . Para regiones H II y nebulosas planetarias , es prácticamente independiente de su temperatura, densidad y profundidad óptica , y para líneas es 2,86: 1: 0,47: 0,26, pero para otros objetos puede diferir mucho. El decremento de Balmer se puede utilizar para estimar la extinción interestelar que afecta al objeto observado [1] [2] [3] .
Física del fenómeno
El decremento de Balmer está determinado principalmente por la población de los niveles de energía de los átomos de hidrógeno , así como por las condiciones para la salida de fotones del medio . En las nebulosas planetarias y las regiones H II, el hidrógeno se ioniza principalmente debido a la interacción con los fotones, por lo que la población de niveles de energía está determinada únicamente por el mecanismo de recombinación. Por lo tanto, el decremento de Balmer en ellos prácticamente no depende de la temperatura del gas, la densidad de la sustancia y su profundidad óptica ; en este caso, a veces se lo denomina decremento nebular [1] [2] [3] .
En otros objetos en los que el gas es ionizado por otros procesos, por ejemplo, rayos cósmicos , rayos X o impactos de electrones , el decremento de Balmer cae mucho más rápido y depende de la temperatura. Además, el decremento de Balmer es significativamente diferente para los medios que son opacos en las líneas de la serie de Balmer. Tales fenómenos tienen lugar, por ejemplo, en los restos de supernovas o en los núcleos activos de las galaxias [1] [2] [3] .
Valores
Por lo general, la unidad se toma como la intensidad de la línea con una longitud de onda de 4861 angstroms [1] . La tabla muestra los valores del decremento de Balmer para varias condiciones: I - en nebulosas ionizadas por radiación, transparentes en las líneas de la serie de Lyman ; II - en nebulosas ionizadas por radiación, opacas en las líneas de la serie de Lyman; III - en nebulosas ionizadas por impactos de electrones y opacas en las líneas de la serie de Lyman [2] .
| Línea | Niveles de energía | Longitud de onda ( Å ) | Valor en condiciones: | ||
|---|---|---|---|---|---|
| yo | II | tercero | |||
| 3 → 2 | 6563 | 2.86 | 2.87 | 4.66 | |
| 4 → 2 | 4861 | una | una | una | |
| 5 → 2 | 4320 | 0.470 | 0.466 | 0.42 | |
| 6 → 2 | 4102 | 0.262 | 0.256 | 0.22 | |
| 7 → 2 | 3970 | 0.159 | 0.158 | 0.14 | |
Uso
El decremento de Balmer observado en cualquier nebulosa está distorsionado por el enrojecimiento interestelar : la radiación de ondas más cortas se absorbe con más fuerza, por lo que el decremento de Balmer se vuelve más pronunciado. Así, comparando el decremento de Balmer observado con el teórico, es posible determinar el valor de la extinción interestelar [3] [4] .
Notas
- ↑ 1 2 3 4 Decremento de Arkhipova V.P. Balmer . Gran Enciclopedia Rusa . Consultado el 5 de mayo de 2021. Archivado desde el original el 27 de febrero de 2021.
- ↑ 1 2 3 4 5 Decremento de Bochkarev N. G. Balmer . Astronet . Consultado el 5 de mayo de 2021. Archivado desde el original el 5 de mayo de 2021.
- ↑ 1 2 3 4 Balmer decremento . Glosario de Astronet . Consultado el 5 de mayo de 2021. Archivado desde el original el 5 de mayo de 2021.
- ↑ Majewski SR ASTR 551 (Majewski) Notas de clase . Universidad de Virginia . Consultado el 5 de mayo de 2021. Archivado desde el original el 24 de abril de 2021.