Бальмера серия

БАЛЬМЕРА СЕРИЯ - совокупность спектральных линий атома водорода, расположенных в видимой и ближней УФ-областях спектра.

Липпи Б. с. могут наблюдаться как в излучении, так и и поглощении. Длины воли l_n, соответствующие спектральной серии Бальмера, удовлетворяют соотношению:

где n > 2 - целое число, n₀ = 2, а R = 109677,59 см^-1 - т. н. Ридберга постоянная для водорода. Каждой линии Б. с. соответствует определённое значение n, характеризующее уровень энергии атома, переход с к-рого на первый возбуждённый уровень (n₀ = 2) определяет квант излучения Б. с. Первая линия Б. с. Н_a (6563 ) соответствует переходу атома из состояния с n = 3. Следующие линии Б. с. (Н_b, H_g, Н_d и т. д.) имеют меньшие длины волн: l = 4861, 4340, 4102 н т. д. Предел Б. с. (l = 3646 ) соответствует захвату протоном свободного электрона (n = _) с нулевой начальной энергией на первый возбуждённый уровень.

В астрономии исследование линий Б. с. имеет большое значение, поскольку водород - наиболее обильный элемент во Вселенной, а линии Б. с. расположены в удобной для исследования области спектра. Однако, несмотря на обилие и космич. телах водорода, Б. с. наблюдается не у всех тел. Для образования достаточно сильных линий поглощения Б. с. в спектре небесного тела необходимо присутствие достаточного количества атомов водорода в неионизованном возбуждённом состоянии (на уровне с n₀ = 2). Лучше всего эти условия выполняются в атмосферах звёзд спектрального класса А (с эффективной температурой Т_э > 10⁴К), поэтому линии поглощения Б. с. у них наиболее интенсивны. В более холодных звёздных атмосферах ( Т_э < 6000 К, звёзды классов М, К) мало возбуждённых атомов (см. Больцмана распределение), а в более горячих (Т_э > 3^.10⁴K, звёзды класса О) почти все атомы ионизованы (см. Ионизация). В связи с этим в спектрах холодных и горячих звёзд линии Б. с. слабее.

Т. о., анализ пнтенснвностей линий поглощения Б. с. позволяет определять темп-ры звёздных атмосфер. На состояние ионизации атомов водорода влияет также и плотность вещества: чем больше плотность, тем больше при данной темп-ре нейтральных атомов. Кроме того, большая плотность вещества приводит к уширению линий Б. с. и появлению у них развитых крыльев (см. Спектральные линии). Поэтому на основе сравнения профилей линий Б. с. у звёзд с одинаковой темп-рой поверхности изучают различия в плотности звёздных атмосфер. Плотность атмосферы тесно связана с ускорением силы тяжести g на поверхности звезды, что позволяет определять g по ширине профиля линий Б. с.

В спектрах звёзд с протяжёнными атмосферами и околозвёздными оболочками, а также в спектрах эмиссионных туманностей (см. Зоны HII), активных ядер галактик и квазаров линии Б. с. видны в излучении и явл. очень сильными. По отношению интенсивностей этих линий можно судить о ряде св-в этих объектов (см. Бальмеровский декремент).

(А.М. Черепащук)