关于天文摄影中窄带Hα(有人称Ha)的解释

2016年07月14日 21:14:18
H-α,在天文学和物理学上是氢的一条具体可见的红色发射谱线,波长为6562.8 Å。依据原子的波耳模型,电子是存在于量子化能阶的轨道上绕着原子的原子核。这些能阶以主量子数= 1、2、3、… .来描述,电子只能存在于这些状态中,并且也只能在这些状态中转移。Hα辐射:在简化的氢原子拉塞佛波耳模型,巴耳末线起因于在距离核心第二个能阶的电子与那些更外侧的能阶之间的电子跃迁。的跃迁产生Hα的光子,并且是巴耳末系的第一条谱线。对氢(= 1)而言,跃迁的结果产生一条波长为656nm(红色)的谱线
这一组从 n ≥ 3 转换至 n = 2 的谱线称为巴耳末系,并以连续的希腊字母依序为成员命名:
在来曼系,命名的惯例是:
H-α的波长是656.281 纳米,是在可见电磁频谱的红色部分,并且是天文学家追踪气体云气中被电离的氢含量最容易的方法。因为将氢原子的电子从 n = 1激发到n = 3,与将他游离的能量几乎相同,因此电子被激发到n = 3而不被游离的机率是非常小的。反而是,在被电离之后的氢核再与新的电子再结合成氢原子时,在新的原子,电子可以先存在于任何一个能阶上,然后再落至基态(n=1)并辐射出光子来转换。几乎有一半的时间,这些能阶会包括n=3至n=2的转换,因此原子将辐射出H-α。所以,H-α发生在氢被电离的区域内。
因为氢是星云的主要部份,相对的H-α很容易自吸收而饱和,因此他可能显示云气的形状和范围,但不能用来确定云气的质量。替代的,二氧化碳、一氧化碳、甲醛、氨或甲基氰化物是典型的用于测定云气的质量。
H-α的波长是656.281 纳米,是在可见电磁频谱的红色部分,并且是天文学家追踪气体云气中被电离的氢含量最容易的方法。因为将氢原子的电子从 n = 1激发到n = 3,与将他游离的能量几乎相同,因此电子被激发到n = 3而不被游离的机率是非常小的。反而是,在被电离之后的氢核再与新的电子再结合成氢原子时,在新的原子,电子可以先存在于任何一个能阶上,然后再落至基态(n=1)并辐射出光子来转换。几乎有一半的时间,这些能阶会包括n=3至n=2的转换,因此原子将辐射出H-α。所以,H-α发生在氢被电离的区域内。
因为氢是星云的主要部份,相对的H-α很容易自吸收而饱和,因此他可能显示云气的形状和范围,但不能用来确定云气的质量。替代的,二氧化碳、一氧化碳、甲醛、氨或甲基氰化物是典型的用于测定云气的质量。

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