H-alfa
Z Wikipedii, wolnej encyclopedia
H-alfa (ang. Hydrogen-alpha, Hα) – lina spektralna o czerwonej barwie, o długości fali 656,28 nm, jest pierwszą linią serii Balmera wodoru[1].
Linia powstaje gdy elektron w atomie wodoru spada z trzeciego na drugi poziom energii. Światło H-alfa jest istotne dla astronomów, ponieważ jest ono emitowane przez wiele mgławic emisyjnych i można je wykorzystać w celu obserwacji atmosfery Słońca, a także protuberancji.
H-alfa jest w czerwonej części widma przez co jest łatwa w rejestracji, jej intensywność jest łatwym sposobem na prześledzenie zawartości zjonizowanego wodoru w obłokach gazowych. Elektron na 3 poziomie energetycznym może znaleźć się bezpośrednio przez wzbudzenie atomu z poziomu podstawowego, albo w wyniku rekombinacji jonu. Szansa zajścia pierwszego zdarzenia jest znacznie mniejsza niż drugiego. W rekombinacji wodoru elektrony mogą zająć dowolny początkowy poziom energii, po czym stopniowo „przeskakują” do stanu początkowego (n = 1), emitując fotony przy każdym przejściu. Średnio w połowie przypadków następuje przejście z n = 3 do n = 2, wówczas atom wyemituje wiązkę światła H-alfa. Zatem linia H-alfa występuje podczas procesu jonizowania wodoru.
Linia H-alfa nasyca się relatywnie łatwo, ponieważ wodór jest podstawowym składnikiem mgławic, więc może on określać kształt i wymiary chmury, nie można go jednak użyć jako precyzyjnego wskaźnika jej masy. Zamiast wodoru, do oszacowania masy chmury używane są zazwyczaj molekuły takich związków, jak np. dwutlenek węgla, tlenek węgla, formaldehyd, amoniak lub Acetonitryl.