H–ալֆա
H–ալֆա (Hα, Բալմեր–ալֆա), Բալմերի շարքի ջրածնի ատոմի սպեկտրալ գիծ, որի ալիքի երկարությունը կազմում է 656,28 նմ։ Պատկանում է սպեկտրի տեսանելի մասին, ունի մուգ կարմիր գույն։ Տվյալ գծի ճառագայթյումը առաջանում է էլեկտրոնի երրորդ էներգիական մակարդակից դեպի երկրորդ անցնելու ժամանակ։ Աստղագիտության մեջ Hα գծում ճառագայքումը դիտվում է արտաճառագայթող միգամածությունների սպեկտրներում և օգտագործվում է Արեգակի մթնոլորտում երևույթների հատկությունների ուսումնասիրությունների համար (օրինակ՝ հրավիժակների)։
Ճառագայթման մեխանիզմ
[խմբագրել | խմբագրել կոդը]Hα գիծը համապատասխանում է Բալմերի շարքի Բալմեր–ալֆայի n = 3 մակարդակից n = 2 մակարդակ անցմանը։ Այն ունի 656,281 նմ ալիքի երկարություն[1] և տեսանելի է էլեկտրամագնիսական ճառագայթման սեպկտրի կարմիր մասում։
Քանի որ այն էներգիան, որն անհրաժեշտ է էլեկտրոնին առաջին մակարդակից անցնել երրորդին, համեմատաբար ավելի քիչ է ատոմի իոնացման էներգիայից, ապա ատոմի իոնացման հավանականությունը ավելի շատ է քան էլեկտրոնի անցումը դեպի երրորդ մակարդակ։ Իոնացումից հետո էլեկտրոնը և պրոտոնը վերամիավորվում են՝ կազմավորելով ջրածնի նոր ատոմ։ Նոր ատոմում էլեկտրոնը կարող է գտնվել ցանկացած էներգիական մակարդակում։ Առաջին մակարդակին անցումը իրականանում է կասկադով և յուրաքանչյուր անցման ժամանակ տեղի է ունենում ֆոտոնի ճառագայթում։ Այն դեպքում, երբ անցումների կասկադ ներառում է անցումը n = 3 մակարդակից դեպի n = 2, ատոմը ճառագայթում է Hα ֆոտոնը։
Կիրառում աստղագիտական սպեկտրոսկոպիայում
[խմբագրել | խմբագրել կոդը]
Hα գծում ճառագայթման հայտնաբերումը թույլ է տալիս աստղագետներին ուսումնասիրել գազի ամպերում իոնացված ջրածնի բաղադրությունը։
Քանի որ Hα գծում ճառագայթումը ենթարկվում է ինքնակլանման, ապա չնայած այն հնարավորությանը, որ դրա միջոցով կարելի է գնահատել միջաստղային գազի ամպի ձևը և երկարությունը, զանգվածը ճշգրտորեն անհնար կլինի որոշել։ Այդ պատճառով ամպի զանգվածը սահմանելու համար օգտագործում են մոլեկուլներ․ ացետոնիտրիլ, մրջնալդեհիդ, ամոնիակ, ածխաթթու գազ, ածխածնի մոնօքսիդ։
Hα լուսաֆիլտր
[խմբագրել | խմբագրել կոդը] |
 |
Hα ֆիլտրը լուսաֆիլտր է, որը ճառագայթ է փոխանցում նեղ շերտով և Hα գծում կենտրոն ունի։ Նմանատիպ ֆիլտրերը բնութագրվում են ճառագայթման ալիքի երկարության տիրույթի լայնությամբ, որը փոխանցվում է այդպիսի ֆիլտրերով և տատանվում է մինչև տասնյակ նանոմետրեր[2]։
Այս ֆիլտրերը սովորաբար երկխրոնիկ (ինտերֆրերենցիոն) են, որոնք ստեղծված են մեծ թվով (~50) շերտերից։ Շերտերը ընտրվում են այնպես, որ նրանց ստեղծած ինտերֆրերենցիոն էֆեկտը թույլ է տալիս փոխանցել ճառագայթումը միայն որոշակի տիրույթում[3]։
Երկխրոնիկ ֆիլտրերը լայնորեն գործածվում են աստղալուսանկարչության և այլ ոլորտում՝ քչացնելու համար լույսի աղտոտման էֆեկտները (օրինակ՝ «CLS», «UHC»)։ Սակայն այդպիսի ֆիլտրերը սովորաբար ունեն լայն սպեկտրալ փոխանցման պատուհաններ, մինչդեռ արեգակնային մթնոլորտը դիտարկելու համար ֆիլտրերը պատրաստվում են փոխանցման նեղ շերտով։
Նեղ շերտով Hα ֆիլտրերի մեծ մասը ունեն լրացուցիչ բաղադրամաս՝ «Ֆաբրի–Պերոյի ռեզոնատոր»։ Այս տեսակի ֆիլտրերը կարող են ունենալ 0,1 նմ անցողունակություն։ Քանի որ Hα ճառագայթումը հիմնականում կապված է Արեգակի այն շրջանների հետ, որոնք ունեն բարձր ներքին սեփական արագություններ և դրա հետ մեկտեղ ունեն տարատեսակ արագության վեկտորի տարբեր ուղղություններ (օրինակ՝ արեգակնային հրավիժակներ, Արեգակի աջ և ձախ եզրեր), Ֆաբրի–Պերոյի ռեզոնատորը՝ լինելով նեղ շերտով, սովորաբար ստեղծվում է սպեկտրով փոխանցման շերտը շարժելու հնարավորությամբ՝ Դոպլերի էֆեկտի կոմպենսացիայի համար։ Էլ ավելի նեղ փոխանցման շերտի կարելի է հասնել Լիո ֆիլտրի օգնությամբ (անգլ՝ «Lyot filter»)
Տես նաև
[խմբագրել | խմբագրել կոդը]Ծանոթագրություններ
[խմբագրել | խմբագրել կոդը]- ↑ A. N. Cox, editor Allen's Astrophysical Quantities. — New York: Springer-Verlag, 2000. — ISBN 0-387-98746-0
- ↑ «Filters». Astro-Tom.com. Արխիվացված օրիգինալից 2018 թ․ հուլիսի 19-ին. Վերցված է 2006 թ․ դեկտեմբերի 9-ին.
- ↑ D. B. Murphy; K. R. Spring; M. J. Parry-Hill; I. D. Johnson; M. W. Davidson. «Interference Filters». Olympus. Արխիվացված է օրիգինալից 2017 թ․ հոկտեմբերի 2-ին. Վերցված է 2006 թ․ դեկտեմբերի 9-ին.
{{cite web}}: CS1 սպաս․ բազմաթիվ անուններ: authors list (link)