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 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[1][2][3].

Физика явления

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[1][2][3].

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[1][2][3].

Значения

Обычно за единицу принимают интенсивность линии с длиной волны 4861 ангстрем[1]. 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[2].

Бальмеровский декремент для прозрачной в бальмеровских линиях среды с низкой плотностью и температурой 10000 K[2]:
Линия Энергитические уровни Длина волны (Å) Значение в условиях:
I II III
3 → 2 6563 2,86 2,87 4,66
4 → 2 4861 1 1 1
5 → 2 4320 0,470 0,466 0,42
6 → 2 4102 0,262 0,256 0,22
7 → 2 3970 0,159 0,158 0,14

Использование

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[3][4].

Примечания

  1. Архипова В. П. Бальмеровский декремент. Большая российская энциклопедия. Дата обращения: 5 мая 2021.
  2. Бочкарёв Н. Г. Бальмеровский декремент. Астронет. Дата обращения: 5 мая 2021.
  3. Бальмеровский декремент. Глоссарий Астронет. Дата обращения: 5 мая 2021.
  4. Majewski S. R. ASTR 551 (Majewski) Lecture Notes. University of Virginia. Дата обращения: 5 мая 2021.
This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.