Hα ճառագայթում։ Բորի պարզեցված մոդելի սահմաններում Բալմերի շարքի ջրածնի ատոմի գիծը առաջանում է, երբ էլեկտրոնը անցում է կատարում երկրորդ և ավելի բարձր էներգիական մակարդակների միջև։ {\displaystyle \scriptstyle 3\rightarrow 2} անցումը, որը պատկերված է սխեմայում, ստեղծում է Hα ֆոտոնը (Բալմերի շարքի առաջին գիծը)։ Ջրածնի ատոմի համար ({\displaystyle Z=1}), որը ձևավորվում է այս անցումի ժամանակ, ֆոտոնը ունի 656 նմ ալիքի երկարություն (սպեկտրի կարմիր հատվածը)։
**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
--------------------

Hα գիծը համապատասխանում է Բալմերի շարքի Բալմեր–ալֆայի *n* = 3 մակարդակից *n* = 2 մակարդակ անցմանը։ Այն ունի 656,281 նմ ալիքի երկարություն 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։

Բալմերի շարքի ջրածնի արտանետման չորս գծերը սպեկտրի տեսանելի մասում։ Կարմիր գիծը աջից Hα գիծն է։

Կիրառում աստղագիտական սպեկտրոսկոպիայում
---------------------------------------

Hα դիապազոնում Ծիր Կաթինի պատկերը։Այն ցույց է տալիս իոնացված ջրածնի տարածումը միջաստղային միջավայրում մեր գալակտիկայի տարբեր հատվածներում։ Պատկերը ստացվել է «*Wisconsin H-Alpha Mapper survey*»–ից («*WHAM*»)։
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
-------------

|  |  |
| --- | --- |
| Արեգակի պատկերը՝ ստացված Hα ֆիլտրով աստղադիտակի միջոցով դիտելիս։ Այն հստակ ցույց է տալիս նրա քրոմոսֆերան։ NASA–ի կողմից արված լուսանկար։ | Արտաճառագայթող միգամածություն «Կիսալուսին» Կարապ համաստեղությունում (*NGC 6888*), որը տեսանելի է Hα ֆիլտրով (ֆիլտրի անցողունակության լայնությունը՝ 3 նմ)։ |

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։

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։

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
-------

* Ռիդբերգի բանաձև
* Սպեկտրոհելիոսկոպ

Ծանոթագրություններ
------------------

1. ↑  *A. N. Cox, editor* Allen's Astrophysical Quantities. — New York: Springer-Verlag, 2000. — ISBN 0-387-98746-0
2. ↑  «Filters». Astro-Tom.com. Արխիվացված օրիգինալից 2018 թ․ հուլիսի 19-ին. Վերցված է 2006 թ․ դեկտեմբերի 9-ին.
3. ↑  D. B. Murphy. «Interference Filters». Olympus. Արխիվացված է օրիգինալից 2017 թ․ հոկտեմբերի 2-ին. Վերցված է 2006 թ․ դեկտեմբերի 9-ին. `{{cite web}}`: Unknown parameter `|coauthors=` ignored (`|author=` suggested) (օգնություն)