H-alfa

Fra Wikipedia, den frie encyklopedi
Gå til: navigasjon, søk

I fysikk og astronomi er H-alfa eller en spesiell emisjonslinje for hydrogen.

I følge Bohrs atommodell, går elektroner i kvantiserte energinivåer rundt atomets kjerne. Disse energinivåene er beskrevet ved kvantetallet n = 1, 2, 3, ... . Elektroner kan bare befinne seg i disse nivåene, og kan bare ha overganger mellom disse.

Overganger fra n ≥ 3 til n = 2 er kjent som Balmer serien og har sekvensielle navn med greske bokstaver:

  • n = 3 til n = 2 kalles Balmer-alfa eller H-alfa
  • n = 4 til n = 2 kalles H-beta
  • n = 5 til n = 2 kalles H-gamma, osv.

For Lyman serien er navn-konvensjonen:

  • n = 2 til n = 1 kalles Lyman-alfa
  • n = 3 til n = 1 kalles Lyman-beta, osv.

H-alfa har en bølgelengde på 656.3 nanometer, er synlig i den røde delen av det elektromagnetiske spektrum, og er den letteste måten for astronomer å spore ionisert hydrogen i gass-skyer. Fordi det tar nesten like mye energi å ionisere hydrogenatomet som å det tar å direkte eksitere elektronet fra n = 1 til n = 3, er sannsynligheten for at elektronet blir eksitert fra n = 3 uten at det fjernes fra atomet veldig liten. Istedet så rekombinerer elektronet og protonet etter at atomet har blitt ionisert, og danner ett nytt hydrogenatom. I det nye atomet kan elektronet begynne i hvilket som helst energinivå for så å falle ned til grunnivået (n = 1). For hver overgang vil atomet sende ut et foton. Omtrent halvparten av gangene vil denne rekombinasjonen gi en overgang fra n = 3 til n = 2, og atomet vil sende ut H-alfa-lys. Derfor vil H-alfa-linjen befinne seg der hydrogen blir ionisert.

H-alfa-linjen selv-absorberes relativt lett fordi hydrogen er hovedbestanddelen i tåker (nebulae). Dette gjør at linjen kan indikere formen og utstrekningen til skyen, men den kan ikke brukes til å nøyaktig bestemme tåkens masse. Istedet brukes molekyler som karbondioksid, karbonmonoksid, formaldehyd, ammonium eller metylcyanid.

Se også[rediger | rediger kilde]