H-알파
H-alpha |
H-알파(Hα)는 발머 계열의 특정 깊이 적색 가시 스펙트럼 라인으로 공기 중에 656.28nm의 파장을 가지고 있으며, 수소 전자가 세 번째에서 두 번째 가장 낮은 에너지 수준에서 떨어질 때 발생한다. H-알파 빛은 가시 스펙트럼 범위에서 가장 밝은 수소선이다. 그것은 많은 방출 성운에 의해 방출되고 태양 명성과 색권을 포함한 태양의 대기에서 특징들을 관찰하는데 사용될 수 있기 때문에 천문학자들에게 중요하다.
발머 시리즈
원자의 보어 모델에 따르면, 전자는 원자의 핵을 둘러싼 정량화된 에너지 수준에 존재한다. 이러한 에너지 수준은 주 양자수 n = 1, 2, 3, ...로 설명된다. 전자는 이러한 상태에서만 존재할 수 있으며, 이들 상태들 사이에서만 전달될 수 있다.
n ≥ 3에서 n = 2로의 전환 세트를 발머 시리즈라고 하며, 그 멤버는 그리스 문자로 순차적으로 명명된다.
- n = 3 ~ n = 2는 발머-알파 또는 H-알파,
- n = 4 ~ n = 2는 발머-베타 또는 H-베타,
- n = 5 ~ n = 2를 발머-감마 또는 H-감마 등으로 부른다.
Lyman 시리즈의 경우 명명 규칙은 다음과 같다.
- n = 2 ~ n = 1을 Lyman-alpha라고 하며,
- n = 3 ~ n = 1을 Lyman-beta 등으로 부른다.
H-알파는 656.281nm의 파장을 [1]가지며 전자기 스펙트럼의 적색 부분에서 볼 수 있으며, 천문학자들이 가스 구름의 이온화된 수소 함량을 추적하는 가장 쉬운 방법이다. 수소 원자의 전자를 n = 1에서 n = 3까지(Rydberg 공식으로 12.1 eV, Rydberg 공식으로) 자극하려면 수소 원자(13.6 eV)의 이온화보다 n = 3 수준으로 흥분시키는 데 거의 많은 에너지가 필요하기 때문에 이온화가 훨씬 더 가능성이 높다. 이온화 후 전자와 양성자가 재결합하여 새로운 수소 원자를 형성한다. 새로운 원자에서는 전자가 어떤 에너지 레벨에서 시작되며, 그 후 지면 상태(n = 1)까지 계단식으로 진행되어 각 전환과 함께 광자를 방출할 수 있다. 대략 절반의 시간 동안, 이 계단식 배열은 n = 3 - n = 2 변환을 포함할 것이고 원자는 H-알파 빛을 방출할 것이다. 따라서 수소가 이온화되는 곳에서 H-알파선이 발생한다.
H-알파 라인은 수소가 성운의 1차 성분이기 때문에 비교적 쉽게 포화(자체 흡수)되기 때문에 구름의 모양과 정도를 나타낼 수 있지만, 구름의 질량을 정확하게 결정하는 데 사용할 수는 없다. 대신, 이산화탄소, 일산화탄소, 포름알데히드, 암모니아 또는 아세토나이트릴과 같은 분자가 구름의 질량을 결정하는 데 사용된다.
필터
H-알파 필터는 일반적으로 H-알파 파장을 중심으로 빛의 좁은 대역폭을 전송하도록 설계된 광학 필터다.[2] 이러한 필터는 진공에서 퇴적된 여러 층(~50)에 의해 제조된 이분법 필터일 수 있다. 이 층들은 필수 대역을 제외한 어떤 파장을 걸러내는 간섭 효과를 생성하기 위해 선택된다.[3]
따로 떼어 놓고 보면, H-알파 이분법 필터는 천체사진술에 유용하고 빛 공해의 영향을 줄이는 데 유용하다. 그들은 태양의 대기를 관측하기에 충분한 대역폭을 가지고 있지 않다.
태양을 관측하기 위해서는 일반적으로 원하지 않는 파장의 대부분을 흡수하는 "에너지 거부 필터"와 H-알파 방출선의 1센트를 포함한 여러 파장을 전달하는 Fabry-Pérote etalon, 그리고 "차단 필터" - 이분법 필터 - 휘의 세 부분으로 훨씬 좁은 밴드 필터를 만들 수 있다.ch는 에탈론을 통과하는 다른 파장을 멈추면서 H-알파선을 전송한다. 이 조합은 H-알파 방출선에 집중된 좁은 범위의 (<0.1 nm)의 빛 파장만을 통과한다.
에탈론과 이분법 간섭 필터의 물리학은 본질적으로 동일하지만(표면 간 반사광의 건설적/파괴적 간섭에 근거함), 구현은 다르다(이분법 간섭 필터는 내부 반사의 간섭에 의존하는 반면 에탈론은 상대적으로 공극이 크다). 때로는 H-알파 빛에서 보이는 특징과 관련된 높은 속도 때문에(빠르게 움직이는 중요성과 방출 등), 관련 도플러 효과에 대처하기 위해 태양 H-알파 에탈론을 조정(기울이거나 온도를 변경)할 수 있다.
아마추어 태양 관측을 위해 상업적으로 이용할 수 있는 H-알파 필터는 대개 Angstrom 단위로 대역폭을 명시하고 있으며 일반적으로 0.7 ((0.07nm)이다. 두 번째 에탈론을 사용하면 0.5˚로 줄일 수 있어 태양의 디스크에서 관찰된 세부 사항의 대비가 개선된다.
훨씬 더 좁은 밴드 필터는 Lyot 필터를 사용하여 만들 수 있다.
참고 항목
참조
- ^ A. N. Cox, ed. (2000). Allen's Astrophysical Quantities. New York: Springer-Verlag. ISBN 0-387-98746-0.
- ^ "Filters". Astro-Tom.com. Retrieved 2006-12-09.
- ^ D. B. Murphy; K. R. Spring; M. J. Parry-Hill; I. D. Johnson; M. W. Davidson. "Interference Filters". Olympus. Retrieved 2006-12-09.
