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Articulo de referencia

Salto de Balmer

Discontinuidad de Balmer en el espectro observacional de la estrella Ícaro . El salto en este gráfico aparece alrededor de 920 nm (en lugar de los 364,5 nm intrínsecos) debido a...

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Discontinuidad de Balmer en el espectro observacional de la estrella Ícaro . El salto en este gráfico aparece alrededor de 920 nm (en lugar de los 364,5 nm intrínsecos) debido al corrimiento al rojo cosmológico .
Salto de Balmer de dos estrellas: Epsilon Orionis (O9.7 V) en la parte superior y Beta Tauri (B7 III) en la inferior. La línea azul vertical representa el límite de la serie de Balmer.

El salto de Balmer , discontinuidad de Balmer o ruptura de Balmer es la diferencia de intensidad del espectro del continuo estelar a ambos lados del límite de la serie de Balmer del hidrógeno , aproximadamente a 364,5 nm . Se produce cuando los electrones se ionizan completamente directamente desde el segundo nivel de energía de un átomo de hidrógeno (absorción ligada-libre), lo que crea una absorción continua en longitudes de onda menores que 364,5 nm. [ 1 ] 

En algunos casos, la discontinuidad de Balmer puede mostrar emisión continua , generalmente cuando las líneas de Balmer mismas están fuertemente en emisión. [ 2 ] [ 3 ] Otras series espectrales de hidrógeno también muestran absorción ligada-libre y, por lo tanto, una discontinuidad continua, pero el salto de Balmer en el UV cercano ha sido el más observado. [ 4 ] [ 5 ]

La intensidad de la absorción del continuo, y por lo tanto el tamaño del salto de Balmer, depende de la temperatura y la densidad en la región responsable de la absorción. A temperaturas estelares más frías, la densidad afecta más fuertemente la intensidad de la discontinuidad y esto puede usarse para clasificar las estrellas en función de su gravedad superficial y, por lo tanto, de su luminosidad . [ 6 ] Este efecto es más fuerte en las estrellas de clase A , pero en las estrellas más calientes la temperatura tiene un efecto mucho mayor en el salto de Balmer que la gravedad superficial. [ 2 ] [ 7 ]

Véase también

Referencias

  1. ↑ Mihalas, Dimitri (1967). "Atmósferas modelo de equilibrio estadístico para estrellas de tipo temprano. I. Continuos de hidrógeno" . Astrophysical Journal . 149 : 169. Bibcode : 1967ApJ...149..169M . doi : 10.1086/149239 .
  2. 1 2 Slettebak, A.; Stock, J. (1957). "Clasificación de estrellas de tipo temprano de alta luminosidad con espectros de prisma objetivo de baja dispersión. Con 7 figuras". Zeitschrift für Astrophysik . 42 : 67. Bibcode : 1957ZA.....42...67S .
  3. ^ Knigge, cristiano; Largo, Knox S.; Wade, Richard A.; Bautista, Raymundo; Horne, Keith; Hubeny, Iván; Rutten, René GM (1998). "Observaciones del eclipse del telescopio espacial Hubble de la variable cataclísmica similar a una nova UX Ursae Majoris". La revista astrofísica . 499 (1): 414– 428. arXiv : astro-ph/9801206 . Código Bib : 1998ApJ...499..414K . doi : 10.1086/305617 .
  4. ↑ Liu, X.-W.; Danziger, J. (1993). "Determinación de la temperatura electrónica a partir de la emisión continua nebular en nebulosas planetarias y la importancia de las fluctuaciones de temperatura" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 263 : 256–266 . Bibcode : 1993MNRAS.263..256L . doi : 10.1093/mnras/263.1.256 .
  5. ↑ Scargle, JD; Erickson, EF; Witteborn, FC; Strecker, DW (1978). "Excesos infrarrojos en estrellas de tipo temprano - Gamma Cassiopeiae". Astrophysical Journal . 224 : 527. Bibcode : 1978ApJ...224..527S . doi : 10.1086/156400 .
  6. ↑ Bessell, Michael S. (2007). "Medición del salto de Balmer y la gravedad efectiva en estrellas FGK". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 119 (856): 605– 615. arXiv : 0706.2739 . Bibcode : 2007PASP..119..605B . doi : 10.1086/519981 .
  7. ↑ Crowther, PA (1997). "Las temperaturas efectivas de las estrellas calientes" . Simposio de la Unión Astronómica Internacional . 189 : 137–146 . Bibcode : 1997IAUS..189..137C . doi : 10.1017/S0074180900116614 .