Меню Главная Случайная статья Настройки Бальмеровский декремент Материал из https://ru.wikipedia.org 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 ${\displaystyle H_{\alpha },~H_{\beta },~H_{\gamma },~H_{\delta }}$ 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[1][2][3]. Содержание 1 Физика явления 2 Значения 3 Использование 4 Примечания 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 ${\displaystyle H_{\beta }}$ 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 Энергетические уровни Длина волны () Значение в условиях: I II III ${\displaystyle H_{\alpha }}$ 3 2 6563 2,86 2,87 4,66 ${\displaystyle H_{\beta }}$ 4 2 4861 1 1 1 ${\displaystyle H_{\gamma }}$ 5 2 4320 0,470 0,466 0,42 ${\displaystyle H_{\delta }}$ 6 2 4102 0,262 0,256 0,22 ${\displaystyle H_{\varepsilon }}$ 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 2 3 4 БАЛЬМЕРОВСКИЙ ДЕКРЕМЕНТ : [арх. 27 февраля 2021] / Архипова В. П. // Анкилоз — Банка. — М. : Большая российская энциклопедия, 2005. — С. 730. — (Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 2). — ISBN 5-85270-330-3. 1 2 3 4 5 Бочкарёв Н. Г. Бальмеровский декремент  (неопр.). Астронет. Дата обращения: 5 мая 2021. Архивировано 5 мая 2021 года. 1 2 3 4 Бальмеровский декремент  (неопр.). Глоссарий Астронет. Дата обращения: 5 мая 2021. Архивировано 5 мая 2021 года. Majewski S. R. ASTR 551 (Majewski) Lecture Notes  (неопр.). University of Virginia. Дата обращения: 5 мая 2021. Архивировано 24 апреля 2021 года.