H-alfa

H-alfa (Hα) es una línea espectral visible de color rojo intenso 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 puede observarse 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 cuantificados que rodean el núcleo del átomo. Estos niveles de energía se describen mediante el número cuántico principal n = 1, 2, 3,.... Los electrones sólo pueden existir en estos estados y sólo 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-alpha o H-alpha,
• 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-alpha,
• n = 3 a n = 1 se llama Lyman-beta, etc.

H-alfa tiene una longitud de onda de 656,281 nm, es visible en la parte roja del espectro electromagnético y es la forma más fácil 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, según la fórmula de Rydberg) que hace 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 caer en cascada hasta el estado fundamental (n = 1), emitiendo fotones con cada transición. Aproximadamente la mitad del tiempo, esta cascada incluirá la transición 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 (autoabsorbe) con relativa facilidad porque el hidrógeno es el componente principal de las nebulosas, por lo que, si bien puede indicar la forma y extensión de la nube, no se puede utilizar para determinar con precisión la densidad de la nube. masa. En cambio, para determinar la masa de una nube se suelen utilizar moléculas como dióxido de carbono, monóxido de carbono, formaldehído, amoníaco o acetonitrilo.

Filtro

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. Estos filtros pueden ser filtros dicroicos fabricados por múltiples (~50) capas depositadas al vacío. Estas capas se seleccionan para producir efectos de interferencia que filtran cualquier longitud de onda excepto en la banda requerida.

Tomados de forma aislada, los filtros dicroicos H-alfa 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 de 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 mientras detiene aquellas otras longitudes de onda que pasaron a través del etalón. Esta combinación pasará solo por un rango estrecho (<0,1 nm) de longitudes de onda de luz centrado en la línea de emisión H-alfa.

La física del etalon y los filtros de interferencia dicroica son esencialmente la misma (se basan en la interferencia constructiva/destructiva de la luz que se refleja entre las superficies), pero la implementación es diferente (un filtro de interferencia dicroico se basa en la interferencia de reflexiones internas mientras que el etalon tiene un espacio de aire relativamente grande). Debido a las altas velocidades asociadas a veces con características visibles en la luz H-alfa (como prominencias y eyecciones que se mueven rápidamente), los etalones solares H-alfa a menudo se pueden sintonizar (inclinando o cambiando la temperatura o la densidad del aire) para hacer frente a las velocidades asociadas. Efecto Doppler.

Los filtros H-alfa disponibles comercialmente para la observación solar de aficionados suelen indicar anchos de banda en unidades Angstrom y suelen ser de 0,7 Å (0,07 nm). Al utilizar un segundo etalon, esto se puede reducir a 0,5 Å, lo que mejora el contraste en los detalles observados en el disco solar.

Se puede crear un filtro de banda aún más estrecha utilizando un filtro Lyot.