Դիտել H–ալֆա էջի վիքիկոդը

[[Պատկեր:Bohr_atom_model.svg|աջից|մինի|210x210փքս|H<sub>α</sub> ճառագայթում։ [[Բորի մոդել|Բորի պարզեցված մոդելի]] սահմաններում Բալմերի շարքի ջրածնի ատոմի գիծը առաջանում է, երբ [[էլեկտրոն]]ը անցում է կատարում երկրորդ և ավելի բարձր էներգիական մակարդակների միջև։ <math>\scriptstyle 3 \rightarrow 2</math> անցումը, որը պատկերված է սխեմայում, ստեղծում է H<sub>α</sub> [[ֆոտոն]]ը (Բալմերի շարքի առաջին գիծը)։ [[Ջրածին|Ջրածնի]] ատոմի համար (<math>Z = 1</math>), որը ձևավորվում է այս անցումի ժամանակ, ֆոտոնը ունի 656 [[Նանոմետր|նմ]] [[ալիքի երկարություն]] ([[սպեկտր]]ի կարմիր հատվածը)։]]
'''H–ալֆա''' ('''H<sub>α</sub>, Բալմեր–ալֆա'''), Բալմերի շարքի [[Ջրածին|ջրածնի]] [[ատոմ]]ի [[սպեկտրալ գիծ]], որի ալիքի երկարությունը կազմում է  656,28 [[Նանոմետր|նմ]]։ Պատկանում է [[սպեկտր]]ի [[Տեսանելի ճառագայթում|տեսանելի]] մասին, ունի մուգ կարմիր գույն։ Տվյալ գծի ճառագայթյումը առաջանում է [[էլեկտրոն]]ի երրորդ էներգիական մակարդակից դեպի երկրորդ անցնելու ժամանակ։ [[Աստղագիտություն|Աստղագիտության]] մեջ H<sub>α</sub> գծում ճառագայքումը դիտվում է [[արտաճառագայթող միգամածություն]]ների սպեկտրներում և օգտագործվում է [[Արեգակ]]ի մթնոլորտում երևույթների հատկությունների ուսումնասիրությունների համար (օրինակ՝ [[հրավիժակ]]ների)։

== Ճառագայթման մեխանիզմ ==
H<sub>α</sub> գիծը համապատասխանում է Բալմերի շարքի Բալմեր–ալֆայի ''n'' = 3 մակարդակից ''n'' = 2 մակարդակ անցմանը։ Այն ունի 656,281 [[Նանոմետր|նմ]] [[ալիքի երկարություն]]<ref name="cox2000">{{Ռուսերեն գիրք |ссылка=https://archive.org/details/allensastrophysi0004alle |автор=A. N. Cox, editor |заглавие=Allen's Astrophysical Quantities |год=2000 |язык=und |место=New York |издательство=[[Springer Science+Business Media|Springer-Verlag]] |isbn=0-387-98746-0}}</ref> և տեսանելի է [[Էլեկտրամագնիսական ճառագայթում|էլեկտրամագնիսական ճառագայթման]] սեպկտրի կարմիր մասում։

Քանի որ այն էներգիան, որն անհրաժեշտ է էլեկտրոնին առաջին մակարդակից անցնել երրորդին, համեմատաբար ավելի քիչ է ատոմի [[Իոնացում|իոնացման]] [[Իոնացման էներգիա|էներգիայից]], ապա ատոմի իոնացման հավանականությունը ավելի շատ է քան էլեկտրոնի անցումը դեպի երրորդ մակարդակ։ Իոնացումից հետո էլեկտրոնը և պրոտոնը վերամիավորվում են՝ կազմավորելով [[Ջրածին|ջրածնի]] նոր ատոմ։ Նոր ատոմում էլեկտրոնը կարող է գտնվել ցանկացած էներգիական մակարդակում։ Առաջին մակարդակին անցումը իրականանում է կասկադով և յուրաքանչյուր անցման ժամանակ տեղի է ունենում [[ֆոտոն]]ի ճառագայթում։ Այն դեպքում, երբ անցումների կասկադ ներառում է անցումը ''n'' = 3 մակարդակից դեպի ''n'' = 2, ատոմը ճառագայթում է H<sub>α</sub> ֆոտոնը։
[[Պատկեր:Emission_spectrum-H_labeled.svg|կենտրոն|մինի|800x800փքս|Բալմերի շարքի ջրածնի արտանետման չորս գծերը սպեկտրի տեսանելի մասում։ Կարմիր գիծը աջից H<sub>α</sub> գիծն է։]]

== Կիրառում աստղագիտական սպեկտրոսկոպիայում ==
[[Պատկեր:WHAM_survey.png|աջից|մինի|H<sub>α</sub> դիապազոնում [[Ծիր Կաթին]]ի պատկերը։Այն ցույց է տալիս [[Իոնացում|իոնացված]] [[Ջրածին|ջրածնի]] տարածումը [[միջաստղային միջավայր]]ում մեր գալակտիկայի տարբեր հատվածներում։ Պատկերը ստացվել է «''Wisconsin H-Alpha Mapper survey''»–ից («''WHAM''»)։]]
H<sub>α</sub> գծում ճառագայթման հայտնաբերումը թույլ է տալիս աստղագետներին ուսումնասիրել [[Միջաստղային միջավայր|գազի ամպերում]] իոնացված ջրածնի բաղադրությունը։

Քանի որ H<sub>α</sub> գծում ճառագայթումը ենթարկվում է ինքնակլանման, ապա չնայած այն հնարավորությանը, որ դրա միջոցով կարելի է գնահատել միջաստղային գազի ամպի ձևը և երկարությունը, զանգվածը ճշգրտորեն անհնար կլինի որոշել։ Այդ պատճառով ամպի զանգվածը սահմանելու համար օգտագործում են մոլեկուլներ․ ացետոնիտրիլ, [[մրջնալդեհիդ]], [[ամոնիակ]], [[ածխաթթու գազ]], [[ածխածնի մոնօքսիդ]]։

== H<sub>α</sub> լուսաֆիլտր ==
{| align="left" cellpadding="0" cellspacing="0" style="margin-right:1em"
|[[Պատկեր:HI6563_fulldisk.jpg|մինի|[[Արեգակ]]ի պատկերը՝ ստացված H<sub>α</sub> ֆիլտրով [[աստղադիտակ]]ի միջոցով դիտելիս։ Այն հստակ ցույց է տալիս նրա [[քրոմոսֆերա]]ն։ [[ՆԱՍԱ|NASA]]–ի կողմից արված լուսանկար։]]
|[[Պատկեր:NGC6888_Ha_JeffJohnson.jpg|մինի|[[Արտաճառագայթող միգամածություն]] «Կիսալուսին» [[Կարապ (համաստեղություն)|Կարապ համաստեղությունում]] (''NGC 6888''), որը տեսանելի է H<sub>α</sub> ֆիլտրով (ֆիլտրի անցողունակության լայնությունը՝ 3 [[Նանոմետր|նմ]])։]]
|}
H<sub>α</sub> ֆիլտրը [[լուսաֆիլտր]] է, որը ճառագայթ է փոխանցում նեղ շերտով և H<sub>α</sub> գծում կենտրոն ունի։  Նմանատիպ ֆիլտրերը բնութագրվում են ճառագայթման ալիքի երկարության տիրույթի լայնությամբ, որը փոխանցվում է այդպիսի ֆիլտրերով և տատանվում է մինչև տասնյակ նանոմետրեր<ref>{{Cite web |title=Filters |url=http://www.astro-tom.com/technical_data/filters.htm |url-status=live |archive-url=https://web.archive.org/web/20180719175720/http://www.astro-tom.com/technical_data/filters.htm |archive-date=2018 թ․ հուլիսի 19 |accessdate=2006 թ․ դեկտեմբերի 9 |publisher=Astro-Tom.com}}</ref>։

Այս ֆիլտրերը սովորաբար երկխրոնիկ ([[Ալիքների ինտերֆերենցիա|ինտերֆրերենցիոն]]) են, որոնք ստեղծված են մեծ թվով (~50) շերտերից։ Շերտերը ընտրվում են այնպես, որ նրանց ստեղծած ինտերֆրերենցիոն էֆեկտը թույլ է տալիս փոխանցել ճառագայթումը միայն որոշակի տիրույթում<ref>{{Cite web |author=D. B. Murphy |author2=K. R. Spring; M. J. Parry-Hill; I. D. Johnson; M. W. Davidson |title=Interference Filters |url=http://www.olympusmicro.com/primer/java/filters/interference/index.html |url-status=dead |archive-url=https://web.archive.org/web/20171002045951/http://olympusmicro.com/primer/java/filters/interference/index.html |archive-date=2017 թ․ հոկտեմբերի 2 |accessdate=2006 թ․ դեկտեմբերի 9 |publisher=Olympus}}</ref>։

Երկխրոնիկ ֆիլտրերը լայնորեն գործածվում են [[Աստղալուսանկարչություն|աստղալուսանկարչության]] և այլ ոլորտում՝ քչացնելու համար [[Լույսի աղտոտում|լույսի աղտոտման]] էֆեկտները (օրինակ՝ «CLS», «UHC»)։ Սակայն այդպիսի ֆիլտրերը սովորաբար ունեն լայն սպեկտրալ փոխանցման պատուհաններ, մինչդեռ արեգակնային մթնոլորտը դիտարկելու համար ֆիլտրերը պատրաստվում են փոխանցման նեղ շերտով։

Նեղ շերտով H<sub>α</sub> ֆիլտրերի մեծ մասը ունեն լրացուցիչ բաղադրամաս՝ «Ֆաբրի–Պերոյի ռեզոնատոր»։ Այս տեսակի ֆիլտրերը կարող են ունենալ 0,1 [[Նանոմետր|նմ]] անցողունակություն։ Քանի որ H<sub>α</sub> ճառագայթումը հիմնականում կապված է [[Արեգակ]]ի այն շրջանների հետ, որոնք ունեն բարձր ներքին սեփական արագություններ և դրա հետ մեկտեղ ունեն տարատեսակ արագության [[վեկտոր]]ի տարբեր ուղղություններ (օրինակ՝ արեգակնային [[հրավիժակ]]ներ, Արեգակի աջ և ձախ եզրեր), Ֆաբրի–Պերոյի ռեզոնատորը՝ լինելով նեղ շերտով, սովորաբար ստեղծվում է սպեկտրով փոխանցման շերտը շարժելու հնարավորությամբ՝ [[Դոպլերի էֆեկտ]]ի կոմպենսացիայի համար։ Էլ ավելի նեղ փոխանցման շերտի կարելի է հասնել Լիո ֆիլտրի օգնությամբ (անգլ՝ [[:en:Lyot filter|«Lyot filter»]])

== Տես նաև ==
* [[Ռիդբերգի բանաձև]]
* [[Սպեկտրոհելիոսկոպ]]

== Ծանոթագրություններ ==
{{ծանցանկ}}

[[Կատեգորիա:Ատոմային ֆիզիկա]]
[[Կատեգորիա:Սպեկտրասկոպիա]]
[[Կատեգորիա:Արեգակ]]
[[Կատեգորիա:Աստղագիտություն]]
[[Կատեգորիա:Ջրածին]]
[[Կատեգորիա:Աստղաֆիզիկա]]
[[Կատեգորիա:Ֆիզիկա]]
[[Կատեգորիա:Աստղագիտական գործիքներ]]
[[Կատեգորիա:Ալիքներ]]
[[Կատեգորիա:Քվանտային մեխանիկա]]
[[Կատեգորիա:Աստղագիտական երևույթներ]]
[[Կատեգորիա:Էլեկտրամագնիսականություն]]