Hidrojen alfa

Hidrojen alfa (genellikle H-alfa veya Hα olarak kısaltılır), hidrojen atomunun 656,28 nm dalga boyunda (havada) ve 656,46 nm dalga boyunda (vakumda) görülen koyu kırmızı spektrum çizgisidir. Balmer serisindeki ilk spektral çizgi olan H-alfa, bir hidrojen atomunun elektronu üçüncü en düşük enerji seviyesinden ikinci en düşük enerji seviyesine düştüğünde ortaya çıkar. Astronomide önemli uygulamaları olan H-alfa'nın yaydığı ışık, salma bulutsularında ve Güneş atmosferindeki (güneş fışkırmaları ve kromosfer dahil) çeşitli özelliklerde gözlemlenebilir.

Balmer serisi

Bohr atom modeline göre elektronlar, atom çekirdeğini çevreleyen kuantize enerji seviyelerinde bulunurlar. Bu enerji seviyeleri, ana kuantum sayısı n = 1, 2, 3, ... ile tanımlanır. Elektronlar yalnızca bu seviyelerde bulunabilir ve yalnızca bu seviyeler arasında geçiş yapabilirler.

n ≥ 3'ten n = 2'ye olan geçişler kümesine Balmer serisi denir ve üyeleri sıralı olarak Yunanca harflerle adlandırılır:

n = 3'ten n = 2'ye geçiş Balmer-alfa veya H-alfa,
n = 4'ten n = 2'ye geçiş Balmer-beta veya H-beta,
n = 5'ten n = 2'ye geçiş Balmer-gama veya H-gama, vb.

Lyman serisi için adlandırma kuralı ise şöyledir:

n = 2'den n = 1'e geçiş Lyman-alfa,
n = 3'ten n = 1'e geçiş Lyman-beta, vb.

H-alfa'nın dalga boyu 656,281 nm'dir,^[1] elektromanyetik spektrumun kırmızı bölgesinde görünür ve gök bilimciler için gaz bulutlarındaki iyonize hidrojen miktarını belirlemenin en kolay yoludur. Hidrojen atomunun elektronunu n = 1'den n = 3'e uyarmak (Rydberg formülüyle yaklaşık 12,1 eV enerji gerektirir) neredeyse hidrojen atomunu iyonize etmek kadar (13,6 eV) enerji gerektirdiğinden iyonlaşma, elektronun n = 3 seviyesine çıkmasından çok daha olasıdır. İyonlaşmadan sonra elektron ve proton birleşerek yeni bir hidrojen atomu oluşturur. Bu yeni atomda elektron herhangi bir enerji seviyesinden başlayabilir ve daha sonra temel duruma (n = 1) kademeli olarak geçerken her bir geçişte fotonlar yayar. Bu geçişlerin yaklaşık yarısında n = 3'ten n = 2'ye geçiş gerçekleşir ve atom H-alfa ışığı yayar. Bu nedenle H-alfa çizgisi, hidrojenin iyonize olduğu bölgelerde görülür.

H-alfa çizgisi, bulutsuların ana bileşeni olan hidrojen nedeniyle kolayca doygunluğa ulaşır (kendi kendini soğurur). Bu nedenle bulutun şekli ve kapsamını gösterebilse de, bulutun kütlesini doğru bir şekilde belirlemek için kullanılamaz. Bunun yerine tipik olarak karbondioksit, karbonmonoksit, formaldehit, amonyak veya asetonitril gibi moleküller bulutun kütlesini belirlemek için kullanılır.

Filtre

H-alfa filtresi, genellikle H-alfa dalgaboyu odaklı dar bir ışık bant genişliğini geçirmek üzere tasarlanmış optik filtredir.^[2] Bu filtreler birden fazla (~50) vakumla kaplanmış katmanlardan üretilen çift renkli filtreler (dikroik) olabilir. Bu katmanlar yalnızca gerekli banttaki dalga boylarını geçirecek şekilde seçilir ve diğer tüm dalga boylarını engelleyen girişim etkileri oluşturur.^[3]

H-alfa çift renkli filtreler tek başlarına astrofotoğrafçılıkta ve ışık kirliliği etkilerini azaltmada faydalıdır, fakat Güneş'in atmosferini gözlemlemek için yeterince dar bant genişliğine sahip değillerdir.

Güneş gözlemi için üç parçadan yapılmış çok daha dar bantlı bir filtre kullanılabilir. Genellikle istenmeyen dalga boylarının çoğunu emen kırmızı bir cam parçası olan "enerji söndürme filtresi", H-alfa emisyon çizgisi odaklı olan da dahil olmak üzere birkaç dalga boyunu geçiren Fabry-Pérot etalonu ve etalondan geçen diğer dalga boylarını durdururken H-alfa çizgisini geçiren çift renkli bir filtre olan "engelleme filtresi". Bu kombinasyon yalnızca H-alfa emisyon çizgisine odaklanmış dar (<0,1 nm) bir dalga boyu aralığını geçirir.

Etalon ve çift renkli girişim filtrelerinin fiziği esasen aynıdır (yüzeyler arasında yansıyan ışığın yapıcı/yıkıcı girişimi temel alınır), fakat uygulama farklıdır. Çift renkli bir girişim filtresi iç yansımaların girişimine dayanırken, etalon nispeten büyük bir hava boşluğuna sahiptir. H-alfa ışığında görülebilen özelliklerle ilişkilendirilen (hızlı hareket eden fışkırmalar ve püskürmeler gibi) yüksek hızlar nedeniyle, Güneş H-alfa etalonları genellikle Doppler etkisiyle başa çıkabilmek için ayarlanabilir (eğerek veya sıcaklık ya da hava yoğunluğunu değiştirerek).

Amatör güneş gözlemi için ticari olarak temin edilebilen H-alfa filtreleri genellikle Ångström birimlerinde bant genişliklerini belirtir ve tipik olarak 0,7Å (0,07 nm) civarındadır. İkinci bir etalon kullanılarak bu bant genişliği 0,5Å'ya kadar daraltılabilir, bu da Güneş'in diskinde gözlemlenen detayların kontrastını artırır.

Daha da dar bir bant genişliği için bir Lyot filtresi kullanılabilir.

Ayrıca bakınız

Kaynakça

^ A. N. Cox, (Ed.) (2000). Allen's Astrophysical Quantities. New York: Springer-Verlag. ISBN 0-387-98746-0.
^ "Filters". Astro-Tom.com. 19 Temmuz 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Aralık 2006.
^ D. B. Murphy; K. R. Spring; M. J. Parry-Hill; I. D. Johnson; M. W. Davidson. "Interference Filters". Olympus. 2 Ekim 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Aralık 2006.

Dış bağlantılar

Colin Kaminski tarafından etalon filtresinin açıklaması 24 Şubat 2021 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. (İngilizce)
MCE Membran Filtresi (İngilizce)

[cox2000-1] A. N. Cox, (Ed.) (2000). Allen's Astrophysical Quantities. New York: Springer-Verlag. ISBN 0-387-98746-0.

[astro-tom-2] "Filters". Astro-Tom.com. 19 Temmuz 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Aralık 2006.

[Murphy-3] D. B. Murphy; K. R. Spring; M. J. Parry-Hill; I. D. Johnson; M. W. Davidson. "Interference Filters". Olympus. 2 Ekim 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Aralık 2006.

[1]

[2]

[3]