Hidrógeno-alfa
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El hidrógeno-alfa , normalmente abreviado como H-alfa o Hα , es una línea espectral visible de color rojo oscuro del átomo de hidrógeno con una longitud de onda de 656,28 nm en el aire y 656,46 nm en el vacío. Es la primera línea espectral de la serie de Balmer y se emite cuando un electrón cae del tercer al segundo nivel de energía más bajo de un átomo de hidrógeno. H-alfa tiene aplicaciones en astronomía , donde su emisión se puede observar desde nebulosas de emisión y desde características de la atmósfera del Sol , incluidas las prominencias solares y la cromosfera .
Serie Balmer
Según el modelo atómico de Bohr , los electrones existen en niveles de energía cuantizados que rodean el núcleo del átomo . Estos niveles de energía se describen mediante el número cuántico principal n = 1, 2, 3, ... Los electrones solo pueden existir en estos estados y solo pueden transitar entre ellos.
El conjunto de transiciones de n ≥ 3 a n = 2 se llama serie de Balmer y sus miembros se nombran secuencialmente con letras griegas:
- n = 3 a n = 2 se llama Balmer-alfa o H-alfa,
- n = 4 a n = 2 se llama Balmer-beta o H-beta,
- n = 5 a n = 2 se llama Balmer-gamma o H-gamma, etc.
Para la serie Lyman la convención de nomenclatura es:
- n = 2 a n = 1 se llama Lyman-alfa,
- n = 3 a n = 1 se llama Lyman-beta, etc.
H-alfa tiene una longitud de onda de 656,281 nm , [1] es visible en la parte roja del espectro electromagnético y es la forma más sencilla para los astrónomos de rastrear el contenido de hidrógeno ionizado de las nubes de gas. Dado que se necesita casi tanta energía para excitar el electrón del átomo de hidrógeno de n = 1 a n = 3 (12,1 eV, a través de la fórmula de Rydberg ) como para ionizar el átomo de hidrógeno (13,6 eV), la ionización es mucho más probable que la excitación al nivel n = 3. Después de la ionización, el electrón y el protón se recombinan para formar un nuevo átomo de hidrógeno. En el nuevo átomo, el electrón puede comenzar en cualquier nivel de energía y, posteriormente, cae en cascada al estado fundamental ( n = 1), emitiendo fotones con cada transición. Aproximadamente la mitad de las veces, esta cascada incluirá la transición de n = 3 a n = 2 y el átomo emitirá luz H-alfa. Por lo tanto, la línea H-alfa se produce donde se ioniza el hidrógeno.
La línea H-alfa se satura (se autoabsorbe) con relativa facilidad porque el hidrógeno es el componente principal de las nebulosas , por lo que, si bien puede indicar la forma y la extensión de la nube, no se puede utilizar para determinar con precisión la masa de la nube. En cambio, se utilizan normalmente moléculas como el dióxido de carbono , el monóxido de carbono , el formaldehído , el amoníaco o el acetonitrilo para determinar la masa de una nube.
Filtrar
Un filtro H-alfa es un filtro óptico diseñado para transmitir un ancho de banda estrecho de luz, generalmente centrado en la longitud de onda H-alfa. [2] Estos filtros pueden ser filtros dicroicos fabricados con múltiples (~50) capas depositadas al vacío. Estas capas se seleccionan para producir efectos de interferencia que filtren cualquier longitud de onda excepto en la banda requerida. [3]
Los filtros dicroicos H-alfa, considerados de forma aislada, son útiles en astrofotografía y para reducir los efectos de la contaminación lumínica . No tienen un ancho de banda lo suficientemente estrecho para observar la atmósfera del Sol.
Para observar el Sol, se puede fabricar un filtro de banda mucho más estrecha a partir de tres partes: un "filtro de rechazo de energía", que suele ser un trozo de vidrio rojo que absorbe la mayoría de las longitudes de onda no deseadas, un etalón Fabry-Pérot que transmite varias longitudes de onda, incluida una centrada en la línea de emisión H-alfa, y un "filtro de bloqueo", un filtro dicroico que transmite la línea H-alfa y detiene las otras longitudes de onda que pasan a través del etalón. Esta combinación dejará pasar solo un rango estrecho (<0,1 nm ) de longitudes de onda de luz centradas en la línea de emisión H-alfa.
La física del etalón y de los filtros de interferencia dicroicos son esencialmente iguales (se basan en la interferencia constructiva/destructiva de la luz que se refleja entre superficies), pero la implementación es diferente (un filtro de interferencia dicroico se basa en la interferencia de reflexiones internas mientras que el etalón tiene un espacio de aire relativamente grande). Debido a las altas velocidades a veces asociadas con las características visibles en la luz H-alfa (como prominencias y eyecciones de rápido movimiento), los etalones solares H-alfa a menudo se pueden ajustar (inclinando o cambiando la temperatura o la densidad del aire) para hacer frente al efecto Doppler asociado .
Los filtros H-alfa disponibles comercialmente para la observación solar amateur suelen indicar los anchos de banda en unidades Angstrom y suelen ser de 0,7 Å (0,07 nm). Si se utiliza un segundo etalón, se puede reducir a 0,5 Å, lo que mejora el contraste en los detalles observados en el disco solar.
Se puede realizar un filtro de banda aún más estrecha utilizando un filtro Lyot .
Véase también
Referencias
- ^ AN Cox, ed. (2000). Allen's Astrophysical Quantities . Nueva York: Springer-Verlag . ISBN. 0-387-98746-0.
- ^ "Filtros". Astro-Tom.com . Consultado el 9 de diciembre de 2006 .
- ^ DB Murphy; KR Spring; MJ Parry-Hill; ID Johnson; MW Davidson. «Filtros de interferencia». Olympus . Archivado desde el original el 2017-10-02 . Consultado el 2006-12-09 .
Enlaces externos
- Descripción del filtro etalon por Colin Kaminski Archivado el 24 de febrero de 2021 en Wayback Machine.
- Filtro de membrana MCE
