**एच-अल्फा उत्सर्जन**  हाइड्रोजन परमाणु के सरलीकृत **रदरफोर्ड बोह्र मॉडल** में, बामर रेखाएं उन स्तरों से अधिक दूर से नाभिक के निकटतम दूसरे ऊर्जा स्तर तक एक इलेक्ट्रॉन कूद से उत्पन्न होती हैं। {\displaystyle \scriptstyle 3\rightarrow 2} यहां दर्शाया गया संक्रमण एक एच-अल्फा फोटॉन और बामर श्रृंखला की पहली पंक्ति का निर्माण करता है। हाइड्रोजन के लिए ( {\displaystyle Z=1} ) इस संक्रमण का परिणाम 656 एनएम तरंग दैर्ध्य के एक फोटान में होता है  (लाल)।
**एच-अल्फा** ( **Hα** ) बामर श्रृंखला में 656.28 एनएम की तरंग दैर्ध्य के साथ एक विशिष्ट गहरी-लाल दृश्यमान वर्णक्रमीय रेखा है। हवा में यह तब होता है जब एक हाइड्रोजन इलेक्ट्रॉन अपने तीसरे से दूसरे निम्नतम ऊर्जा स्तर पर गिर जाता है। एच-अल्फा प्रकाश दृश्यमान वर्णक्रमीय श्रेणी में सबसे चमकदार हाइड्रोजन रेखा है। यह खगोलविदों के लिए महत्वपूर्ण है क्योंकि यह कई उत्सर्जन नीहारिकाओं द्वारा उत्सर्जित होता है और इसका उपयोग सूर्य के वातावरण की विशेषताओं का निरीक्षण करने के लिए किया जा सकता है, जिसमें सौर प्रमुखता और क्रोमोस्फीयर शामिल हैं ।

बामर श्रृंखला
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परमाणु के बोहर मॉडल के अनुसार, परमाणु के नाभिक के चारों ओर परिमाणित ऊर्जा स्तरों में इलेक्ट्रॉन मौजूद होते हैं। इन ऊर्जा स्तरों का वर्णन प्रमुख क्वांटम संख्या *n* = 1, 2, 3, द्वारा किया गया है।. .. इलेक्ट्रॉन केवल इन स्थितियों में मौजूद हो सकते हैं, और केवल इन स्थितियों के बीच ही पारगमन कर सकते हैं।

*n* 3 से *n* = 2 तक के संक्रमणों के समुच्चय को बामर श्रेणी कहा जाता है और इसके सदस्यों को ग्रीक अक्षरों द्वारा क्रमिक रूप से नामित किया जाता है:

* *n* = 3 से *n* = 2 को बामर-अल्फा या एच-अल्फा कहा जाता है,
* *n* = 4 से *n* = 2 को बामर-बीटा या एच-बीटा कहते हैं,
* *n* = 5 से *n* = 2 को बामर-गामा या एच-गामा आदि कहा जाता है।

लाइमैन श्रृंखला के लिए नामकरण परंपरा है:

* *n* = 2 से *n* = 1 को लाइमन-अल्फा कहा जाता है,
* *n* = 3 से *n* = 1 को लाइमन-बीटा आदि कहते हैं।

**एच-अल्फा** की तरंग दैर्ध्य 656.281 एनएम है, यह  विद्युतचुंबकीय स्पेक्ट्रम के लाल भाग में दिखाई देता है, और खगोलविदों के लिए गैस बादलों की आयनित हाइड्रोजन सामग्री का पता लगाने का सबसे आसान तरीका है। चूंकि हाइड्रोजन परमाणु के इलेक्ट्रॉन को *n* = 1 से *n* = 3 (12.1 eV, राइडबर्ग सूत्र के माध्यम से) उत्तेजित करने में लगभग उतनी ही ऊर्जा लगती है जितनी हाइड्रोजन परमाणु (13.6 eV) को आयनित करने में लगती है, उत्तेजना की तुलना में आयनीकरण कहीं अधिक *n* = 3 के स्तर तक संभावित होता है। आयनीकरण के बाद, इलेक्ट्रॉन और प्रोटॉन एक नया हाइड्रोजन परमाणु बनाने के लिए पुनर्संयोजन करते हैं। नए परमाणु में, इलेक्ट्रॉन किसी भी ऊर्जा स्तर में शुरू हो सकता है, और बाद में प्रत्येक संक्रमण के साथ फोटॉन *उत्सर्जित करते हुए जमीन की स्थिति (एन* = 1) में जुड सकता है। लगभग आधे समय तक, इस योजन में *n* = 3 से *n* = 2 संक्रमण शामिल होगा और परमाणु एच-अल्फा प्रकाश उत्सर्जित करेगा। इसलिए, एच-अल्फा लाइन वहां होती है जहां हाइड्रोजन को आयनित किया जा रहा है।

एच-अल्फा लाइन अपेक्षाकृत आसानी से संतृप्त (स्व-अवशोषित) होती है क्योंकि हाइड्रोजन नीहारिकाओं का प्राथमिक घटक है, इसलिए यह बादल के आकार और सीमा को इंगित कर सकता है, लेकिन इसका उपयोग बादल के द्रव्यमान को सटीक रूप से निर्धारित करने के लिए नहीं किया जा सकता है। इसके बजाय, कार्बन डाइऑक्साइड, कार्बन मोनोऑक्साइड, फॉर्मलाडेहाइड, अमोनिया या एसीटोनिट्राइल जैसे अणुओं का उपयोग आमतौर पर बादल के द्रव्यमान को निर्धारित करने के लिए किया जाता है।

 बामर श्रृंखला में चार दृश्यमान हाइड्रोजन उत्सर्जन स्पेक्ट्रम रेखाएं। दूर दाईं ओर लाल रेखा एच-अल्फा है

छननी
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 सूर्य एक एच-अल्फा फिल्टर के साथ एक ऑप्टिकल टेलीस्कोप के माध्यम से देखा गया
 विस्कॉन्सिन एच-अल्फा मैपर सर्वेक्षण द्वारा आकाशगंगा का एक दृश्य
 एच-अल्फा (3 एनएम) फिल्टर का उपयोग करते हुए एनजीसी 6888 की एक शौकिया छवि।
**एच-अल्फा छननी** एक प्रकाशीय छननी (फिल्टर) है जिसे आमतौर पर एच-अल्फा तरंग दैर्ध्य पर केंद्रित प्रकाश की एक संकीर्ण बैंडविथ को प्रसारित करने के लिए बनाया गया है।  ये फिल्टर कई (~ 50) वैक्यूम-जमा परतों द्वारा निर्मित डाइक्रोइक फिल्टर हो सकते हैं। इन परतों को हस्तक्षेप प्रभाव उत्पन्न करने के लिए चुना जाता है जो अपेक्षित बैंड को छोड़कर किसी भी तरंग दैर्ध्य को फ़िल्टर करते हैं। 

अलग से लेने पर, एच-अल्फा डाइक्रोइक फिल्टर एस्ट्रोफोटोग्राफी में और प्रकाश प्रदूषण के प्रभाव को कम करने के लिए उपयोगी होते हैं। उनके पास सूर्य के वातावरण को देखने के लिए पर्याप्त संकीर्ण बैंडविथ नहीं है।

सूर्य को देखने के लिए, तीन भागों से एक बहुत संकरा बैंड छननी बनाई जा सकती है: एक "ऊर्जा अस्वीकृति छननी "जो आमतौर पर लाल कांच का एक टुकड़ा होती है जो अधिकांश अवांछित तरंग दैर्ध्य को अवशोषित करती है, एक फैब्री-पेरोट एटलॉन जो एक सहित कई तरंग दैर्ध्य को प्रसारित करता है और एच-अल्फा उत्सर्जन लाइन पर केंद्रित होता है, और एक "रोकने वाली छननी" -एक डाइक्रोइक छननी जो एच-अल्फा लाइन को प्रसारित करती है, जबकि उन अन्य तरंग दैर्ध्य को रोकता है जो एटलॉन से गुजरते हैं। यह संयोजन केवल एक संकीर्ण (<0.1एनएम) एच-अल्फा उत्सर्जन रेखा पर केंद्रित प्रकाश की तरंग दैर्ध्य की सीमा से गुजरेगा ।

शौकिया सौर अवलोकन के लिए व्यावसायिक रूप से उपलब्ध एच-अल्फा फिल्टर आमतौर पर एंगस्ट्रॉम इकाइयों में लिखते हैं और आमतौर पर 0.7Å (0.07  एनएम) होते हैं। एक दूसरे एटलॉन का उपयोग करके, इसे 0.5Å तक कम किया जा सकता है जिससे सूर्य की डिस्क पर देखे गए विवरणों में बेहतर अंतर दिख सकता है।

यह भी देखें
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| * खगोलशास्त्र प्रवेशद्वार
* भौतिकी प्रवेशद्वार
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* हाइड्रोजन वर्णक्रमीय श्रृंखला
* रिडबर्ग प्रमेय
* स्पेक्ट्रोहेलियोस्कोप

संदर्भ
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1. ↑  A. N. Cox, editor (2000). *Allen's Astrophysical Quantities*. New York: Springer-Verlag. आई॰ऍस॰बी॰ऍन॰ 0-387-98746-0.
2. ↑  "Filters". Astro-Tom.com. अभिगमन तिथि 2006-12-09.
3. ↑  D. B. Murphy; K. R. Spring; M. J. Parry-Hill; I. D. Johnson; M. W. Davidson. "Interference Filters". Olympus. मूल से 2 अक्तूबर 2017 को पुरालेखित. अभिगमन तिथि 2006-12-09.

बाहरी संबंध
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* कॉलिन कमिंसकी द्वारा एटलॉन फ़िल्टर का विवरण Archived 2021-02-24 at the Wayback Machine
* एमसीई झिल्ली फ़िल्टर