Бальмеровский декремент

Бальмеровский декремент — взаимное отношение интенсивностей эмиссионных линий серии Бальмера. Для областей H II и планетарных туманностей он практически не зависит от их температуры, плотности и оптической толщины, и для линий $H_{\mathrm{\alpha <!--\; \alpha \; -->}},H_{\mathrm{\beta <!--\; \beta \; -->}},H_{\mathrm{\gamma <!--\; \gamma \; -->}},H_{\mathrm{\delta <!--\; \delta \; -->}}$$H_{\alpha },~H_{\beta },~H_{\gamma },~H_{\delta }$ составляет 2,86 : 1 : 0,47 : 0,26, но для других объектов может сильно отличаться. Бальмеровский декремент может использоваться для оценки межзвёздного поглощения, которое влияет на наблюдаемый объект.

Часть спектра атома водорода, видимая в оптическом диапазоне: линии$H_{\mathrm{\delta <!--\; \delta \; -->}},H_{\mathrm{\gamma <!--\; \gamma \; -->}},H_{\mathrm{\beta <!--\; \beta \; -->}},H_{\mathrm{\alpha <!--\; \alpha \; -->}}$$H_{\delta },~H_{\gamma },~H_{\beta },~H_{\alpha }$

Физика явленияПравить

Бальмеровский декремент определяется в первую очередь населённостью энергетических уровней атомов водорода, а также условиями выхода из среды фотонов. В планетарных туманностях и областях H II водород ионизован в основном за счёт взаимодействия с фотонами, поэтому заселение энергетических уровней определяется только механизмом рекомбинации. Поэтому бальмеровский декремент в них практически не зависит от температуры газа, плотности вещества и его оптической толщины — в этом случае он иногда называется небулярным декрементом.

В других объектах, в которых газ ионизуется другими процессами — например, космическими лучами, рентгеновским излучением или ударами электронов — бальмеровский декремент спадает сильно быстрее и зависит от температуры. Также бальмеровский декремент значительно отличается для сред, непрозрачных в линиях серии Бальмера. Такие явления имеют место, например, в остатках сверхновых звёзд или в активных ядрах галактик.

ЗначенияПравить

Обычно за единицу принимают интенсивность линии $H_{\mathrm{\beta <!--\; \beta \; -->}}$$H_\beta$  с длиной волны 4861 ангстрем. В таблице приведены значения бальмеровского декремента для различных условий: I — в туманностях, ионизованных излучением, прозрачных в линиях серии Лаймана; II — в туманностях, ионизованных излучением, непрозрачных в линиях серии Лаймана; III — в туманностях, ионизованных ударами электронов и непрозрачных в линиях серии Лаймана.

Бальмеровский декремент для прозрачной в бальмеровских линиях среды с низкой плотностью и температурой 10000 K:

Линия	Энергитические уровни	Длина волны (Å)	Значение в условиях:
I	II	III
$H_{\mathrm{\alpha <!--\; \alpha \; -->}}$$H_{\alpha }$	3 → 2	6563	2,86	2,87	4,66
$H_{\mathrm{\beta <!--\; \beta \; -->}}$$H_\beta$	4 → 2	4861	1	1	1
$H_{\mathrm{\gamma <!--\; \gamma \; -->}}$$H_{\gamma }$	5 → 2	4320	0,470	0,466	0,42
$H_{\mathrm{\delta <!--\; \delta \; -->}}$$H_{\delta }$	6 → 2	4102	0,262	0,256	0,22
$H_{\mathrm{\epsilon <!--\; \epsilon \; -->}}$$H_{\varepsilon }$	7 → 2	3970	0,159	0,158	0,14

ИспользованиеПравить

Бальмеровский декремент, наблюдаемый в какой-либо туманности, искажается межзвёздным покраснением: излучение более коротких волн поглощается сильнее, поэтому бальмеровский декремент становится более крутым. Таким образом, сравнивая наблюдаемый бальмеровский декремент с теоретическим, можно определять величину межзвёздного поглощения.