H-alfa - H-alpha
H-alfa ( Hα ) è una specifica riga spettrale visibile di colore rosso intenso nella serie di Balmer con una lunghezza d'onda di 656,28 nm in aria; si verifica quando un elettrone di idrogeno cade dal suo terzo al secondo livello di energia più basso. La luce H-alfa è la riga dell'idrogeno più brillante nell'intervallo spettrale visibile. È importante astronomi come viene emessa da molti nebulose a emissione e può essere usato per osservare funzioni del sole s' atmosfera , tra protuberanze e cromosfera .
serie Balmer
Secondo il modello di Bohr dell'atomo , gli elettroni esistono in livelli di energia quantizzati che circondano il nucleo dell'atomo . Questi livelli di energia sono descritti dal numero quantico principale n = 1, 2, 3, ... . Gli elettroni possono esistere solo in questi stati e possono transitare solo tra questi stati.
L'insieme delle transizioni da n ≥ 3 a n = 2 è chiamato serie di Balmer e i suoi membri sono nominati in sequenza con lettere greche:
- n = 3 a n = 2 è chiamato Balmer-alfa o H-alfa,
- n = 4 a n = 2 è chiamato Balmer-beta o H-beta,
- n = 5 a n = 2 è chiamato Balmer-gamma o H-gamma, ecc.
Per la serie di Lyman la convenzione di denominazione è:
- n = 2 a n = 1 è chiamato Lyman-alfa,
- n = 3 a n = 1 è chiamato Lyman-beta, ecc.
L'H-alfa ha una lunghezza d' onda di 656.281 nm , è visibile nella parte rossa dello spettro elettromagnetico ed è il modo più semplice per gli astronomi di tracciare il contenuto di idrogeno ionizzato delle nubi di gas. Dal momento che per eccitare l' elettrone dell'atomo di idrogeno da n = 1 a n = 3 (12.1 eV, tramite la formula di Rydberg ) occorre quasi la stessa energia necessaria per ionizzare l'atomo di idrogeno (13.6 eV), la ionizzazione è molto più probabile dell'eccitazione al livello n = 3. Dopo la ionizzazione, l'elettrone e il protone si ricombinano per formare un nuovo atomo di idrogeno. Nel nuovo atomo, l'elettrone può iniziare a qualsiasi livello energetico e successivamente precipitare allo stato fondamentale ( n = 1), emettendo fotoni ad ogni transizione. Circa la metà delle volte, questa cascata includerà la transizione da n = 3 a n = 2 e l'atomo emetterà luce H-alfa. Pertanto, la linea H-alfa si verifica dove l'idrogeno viene ionizzato.
La linea H-alfa si satura (autoassorbe) relativamente facilmente perché l'idrogeno è il componente principale delle nebulose , quindi mentre può indicare la forma e l'estensione della nuvola, non può essere utilizzata per determinare con precisione la massa della nuvola. Invece, molecole come anidride carbonica , monossido di carbonio , formaldeide , ammoniaca o acetonitrile vengono generalmente utilizzate per determinare la massa di una nuvola.
Filtro
Un filtro H-alfa è un filtro ottico progettato per trasmettere una larghezza di banda stretta di luce generalmente centrata sulla lunghezza d'onda dell'H-alfa. Questi filtri possono essere filtri dicroici prodotti da strati multipli (~50) depositati sotto vuoto. Questi strati sono selezionati per produrre effetti di interferenza che filtrano qualsiasi lunghezza d'onda tranne che nella banda richiesta.
Presi singolarmente, i filtri dicroici H-alfa sono utili in astrofotografia e per ridurre gli effetti dell'inquinamento luminoso . Non hanno una larghezza di banda sufficientemente stretta per osservare l'atmosfera del sole.
Per osservare il sole, un filtro a banda molto più stretta può essere costituito da tre parti: un "filtro di rifiuto dell'energia" che di solito è un pezzo di vetro rosso che assorbe la maggior parte delle lunghezze d'onda indesiderate, un etalon Fabry-Pérot che trasmette diverse lunghezze d'onda tra cui una centrata sulla linea di emissione dell'H-alfa, e un "filtro di blocco" -un filtro dicroico che trasmette la linea dell'H-alfa mentre blocca quelle altre lunghezze d'onda che sono passate attraverso l'etalon. Questa combinazione passerà solo per un intervallo ristretto (<0,1 nm ) di lunghezze d'onda della luce centrata sulla linea di emissione dell'H-alfa.
La fisica dell'etalon e dei filtri interferenziali dicroici è essenzialmente la stessa (si basa sull'interferenza costruttiva/distruttiva della luce che riflette tra le superfici), ma l'implementazione è diversa (un filtro interferenziale dicroico si basa sull'interferenza delle riflessioni interne mentre l'etalon ha un traferro relativamente ampio). A causa delle alte velocità talvolta associate alle caratteristiche visibili nella luce H-alfa (come protuberanze ed espulsioni in rapido movimento), gli etaloni solari H-alfa possono spesso essere sintonizzati (inclinando o modificando la temperatura) per far fronte all'effetto Doppler associato .
I filtri H-alfa disponibili in commercio per l'osservazione solare amatoriale di solito indicano larghezze di banda in unità Angstrom e sono tipicamente 0,7 (0,07 nm). Usando un secondo etalon, questo può essere ridotto a 0,5Å portando a un migliore contrasto nei dettagli osservati sul disco solare.
Un filtro a banda ancora più stretta può essere realizzato utilizzando un filtro Lyot .
Guarda anche
Riferimenti
- ^ AN Cox, editore (2000). Le grandezze astrofisiche di Allen . New York: Springer-Verlag . ISBN 0-387-98746-0.
- ^ "Filtri" . Astro-Tom.com . Estratto 09-12-2006 .
- ^ DB Murphy; KR Primavera; MJ Parry-Hill; ID Johnson; MW Davidson. "Filtri di interferenza" . Olimpo . Estratto 09-12-2006 .