Hidrógeno alfa

La línea de hidrógeno alfa , generalmente abreviada como H-alfa o Hα , es una línea espectral visible de color rojo intenso del átomo de hidrógeno con una longitud de onda de 656,28 nm en el aire y 656,46 nm en el vacío. Es la primera línea espectral de la serie de Balmer y se emite cuando un electrón cae del tercer al segundo nivel de energía más bajo de un átomo de hidrógeno. La línea H-alfa tiene aplicaciones en astronomía , donde su emisión puede observarse en nebulosas de emisión y en características de la atmósfera del Sol , incluyendo prominencias solares y la cromosfera . 

Según el modelo atómico de Bohr , los electrones existen en niveles de energía cuantizados que rodean el núcleo del átomo . Estos niveles de energía se describen mediante el número cuántico principal n = 1, 2, 3, ... . Los electrones solo pueden existir en estos estados y solo pueden transitar entre ellos.

El conjunto de transiciones de n ≥ 3 a n = 2 se llama serie de Balmer y sus miembros se nombran secuencialmente con letras griegas:

• n = 3 a n = 2 se denomina Balmer-alfa o H-alfa,
• El intervalo n = 4 a n = 2 se denomina beta de Balmer o beta H.
• El rango de n = 5 a n = 2 se denomina Balmer-gamma o H-gamma, etc.

Para la serie Lyman, la convención de nomenclatura es la siguiente:

• n = 2 a n = 1 se denomina Lyman-alfa,
• El intervalo de n = 3 a n = 1 se denomina Lyman-beta, etc.

H-alfa tiene una longitud de onda de 656,281 nm , ^{[ 1 ]} es visible en la parte roja del espectro electromagnético y es la forma más sencilla para que los astrónomos rastreen el contenido de hidrógeno ionizado de las nubes de gas. Dado que se necesita casi la misma energía para excitar el electrón del átomo de hidrógeno de n = 1 a n = 3 (12,1 eV, mediante la fórmula de Rydberg ) que para ionizar el átomo de hidrógeno (13,6 eV), la ionización es mucho más probable que la excitación al nivel n = 3. Después de la ionización, el electrón y el protón se recombinan para formar un nuevo átomo de hidrógeno. En el nuevo átomo, el electrón puede comenzar en cualquier nivel de energía y posteriormente cae en cascada al estado fundamental ( n = 1), emitiendo fotones con cada transición. Aproximadamente la mitad de las veces, esta cascada incluirá la transición de n = 3 a n = 2 y el átomo emitirá luz H-alfa. Por lo tanto, la línea H-alfa aparece donde el hidrógeno se está ionizando. 

La línea H-alfa se satura (autoabsorbe) con relativa facilidad debido a que el hidrógeno es el componente principal de las nebulosas ; por lo tanto, si bien puede indicar la forma y la extensión de la nube, no se puede utilizar para determinar con precisión su masa. En cambio, para determinar la masa de una nube se suelen utilizar moléculas como el dióxido de carbono , el monóxido de carbono , el formaldehído , el amoníaco o el acetonitrilo .

Un filtro H-alfa es un filtro óptico diseñado para transmitir un ancho de banda estrecho de luz, generalmente centrado en la longitud de onda H-alfa. ^{[ 2 ]} Estos filtros pueden ser filtros dicroicos fabricados mediante múltiples (~50) capas depositadas al vacío. Estas capas se seleccionan para producir efectos de interferencia que filtran cualquier longitud de onda excepto la de la banda requerida. ^{[ 3 ]}

Considerados de forma aislada, los filtros dicroicos H-alfa son útiles en astrofotografía y para reducir los efectos de la contaminación lumínica . Sin embargo, su ancho de banda no es lo suficientemente estrecho como para observar la atmósfera solar.

Para observar el Sol, se puede construir un filtro de banda mucho más estrecha a partir de tres partes: un filtro de rechazo de energía, que suele ser un trozo de vidrio rojo que absorbe la mayoría de las longitudes de onda no deseadas; un etalón Fabry-Pérot, que transmite varias longitudes de onda, incluida una centrada en la línea de emisión H-alfa; y un filtro de bloqueo, un filtro dicroico que transmite la línea H-alfa y bloquea las demás longitudes de onda que pasaron a través del etalón. Esta combinación solo deja pasar un rango estrecho (<0,1 nm ) de longitudes de onda de luz centrado en la línea de emisión H-alfa. 

La física del etalón y de los filtros de interferencia dicroicos es esencialmente la misma (se basa en la interferencia constructiva/destructiva de la luz que se refleja entre superficies), pero la implementación es diferente (un filtro de interferencia dicroico se basa en la interferencia de reflexiones internas, mientras que el etalón tiene un espacio de aire relativamente grande). Debido a las altas velocidades que a veces se asocian con las características visibles en la luz H-alfa (como prominencias y eyecciones de rápido movimiento), los etalones solares H-alfa a menudo se pueden ajustar (inclinándolos o cambiando la temperatura o la densidad del aire) para hacer frente al efecto Doppler asociado .

Los filtros H-alfa disponibles comercialmente para la observación solar amateur suelen indicar su ancho de banda en angstroms y, por lo general, son de 0,7 Å (0,07  nm). Mediante el uso de un segundo etalón, este valor se puede reducir a 0,5 Å, lo que mejora el contraste en los detalles observados en el disco solar.

Se puede crear un filtro de banda aún más estrecha utilizando un filtro de Lyot .

• Serie espectral de hidrógeno
• Fórmula de Rydberg
• Espectrohelioscopio

• Descripción del filtro etalon por Colin Kaminski. Archivado el 24/02/2021 en Wayback Machine.
• Filtro de membrana MCE