H-alpha: Unterschied zwischen den Versionen
imported>Acky69 K (Link korrigiert) |
2003:c3:671a:d600:adbe:ddbd:6a5d:5622 (Diskussion) |
||
| Zeile 1: | Zeile 1: | ||
[[Datei:Sonne Wasserstoff-alpha-Filter.jpg| | [[Datei:Sonne Wasserstoff-alpha-Filter.jpg|mini|Die Sonne, aufgenommen mit einem H-alpha-Teleskop]] | ||
Als '''H-alpha''' oder '''Hα''' | Als '''H-alpha''' oder '''Hα''' bezeichnet man in der Astronomie und Physik die hellste [[Spektrallinie]] des [[Angeregter Zustand|angeregten]] [[Wasserstoff]]s (chemisches Symbol: H) im sichtbaren Licht. Sie liegt im roten Licht bei einer Wellenlänge von 656,28 [[Meter#nm|Nanometer]] und ist von besonderer Bedeutung für die [[Sonnenbeobachtung]]: spezielle [[Interferenzfilter]] ([[Fabry-Pérot-Interferometer]]) lassen das [[Sonnenstrahlung|Sonnenlicht]] nur in diesem Bereich passieren, wodurch die genaue Struktur der obersten Sonnenschicht ([[Chromosphäre]]) mit den [[Sonnenfackel]]n und [[Protuberanz|Filamenten]] sichtbar wird. | ||
[[Datei:visible spectrum of hydrogen.jpg| | [[Datei:visible spectrum of hydrogen.jpg|mini|1000x60px|Sichtbarer Bereich des Wasserstoff-Spektrums mit den Linien Hα (rechts) bis Hζ (links). Zwei Linien links sind mit dem Auge nicht mehr sichtbar, sondern wurden mit UV-empfindlichen Sensoren aufgenommen]] | ||
Da Wasserstoff das bei weitem häufigste [[chemisches Element|chemische Element]] im [[Weltraum]] ist, sind Beobachtungen mit H-alpha-Filtern nicht nur für [[Stern]]e, sondern auch für [[Gasnebel]] und andere Himmelsobjekte aufschlussreich. | Da Wasserstoff das bei weitem häufigste [[chemisches Element|chemische Element]] im [[Weltraum]] ist, sind Beobachtungen mit H-alpha-Filtern nicht nur für [[Stern]]e, sondern auch für [[Nebel (Astronomie)|Gasnebel]] und andere Himmelsobjekte aufschlussreich. | ||
Die Hα-Linie ist die hellste einer ganzen Serie von Linien, die nach ihrem Entdecker [[Balmer-Serie]] genannt wird ([[Johann Jakob Balmer|Jakob Balmer]], 1885). Die anderen Linien dieser Serie werden Hβ, Hγ usw. genannt, wobei Hβ im grünblauen Licht liegt, Hγ im blauvioletten und Hδ am violetten Rand des sichtbaren [[ | Die Hα-Linie ist die hellste einer ganzen Serie von Linien, die nach ihrem Entdecker [[Balmer-Serie]] genannt wird ([[Johann Jakob Balmer|Jakob Balmer]], 1885). Die anderen Linien dieser Serie werden Hβ, Hγ usw. genannt, wobei Hβ im grünblauen Licht liegt, Hγ im blauvioletten und Hδ am violetten Rand des sichtbaren [[Elektromagnetisches Spektrum|Spektrums]]. Weitere Linien (Hε, Hζ, …) fallen bereits in den [[Ultraviolettstrahlung|UV]]-Bereich und wurden erst später entdeckt. Die Wellenlängen dieser [[Strahlung]] werden [[Spektrallinie|emittiert]], wenn ein [[Elektron]] von einem höheren zum zweittiefsten<ref group="Anm." name="UV" /> [[Energieniveau]] seiner Bahn um den [[Atomkern]] „hinabspringt“. Umgekehrt werden sie [[Absorption (Physik)|absorbiert]] (das heißt zu [[Spektrallinie|dunklen]] Linien), wenn ein Elektron aus einfallendem Licht jene Energie nimmt, die es zum [[Energieniveau #Übergänge zwischen Energieniveaus|Übergang auf ein höheres Energieniveau]] benötigt. | ||
== Siehe auch == | == Siehe auch == | ||
* [[H-alpha-Teleskop]] | * [[H-alpha-Teleskop]] | ||
* [[HI-Linie]] (andere charakteristische Linie des Wasserstoffs) | |||
== Anmerkungen == | == Anmerkungen == | ||
<references group="Anm."> | <references group="Anm."> | ||
<ref group="Anm." name="UV"> | <ref group="Anm." name="UV"> | ||
Die Elektronenübergänge vom/zum ''tiefsten'' Energieniveau des Wasserstoffatoms werden [[Lyman-Serie]] genannt und liegen im sehr kurzwelligen UV (121 → 91 nm). Die Übergänge vom/zum ''dritten'' Elektronenniveau ([[Paschen-Serie]]) liegen hingegen im nahen [[Infrarot]]. <!-- αβγδεζ --></ref> | Die Elektronenübergänge vom/zum ''tiefsten'' Energieniveau des Wasserstoffatoms werden [[Lyman-Serie]] genannt und liegen im sehr kurzwelligen UV (121 → 91 nm). Die Übergänge vom/zum ''dritten'' Elektronenniveau ([[Paschen-Serie]]) liegen hingegen im nahen [[Infrarotstrahlung|Infrarot]]. <!-- αβγδεζ --></ref> | ||
</references> | </references> | ||
Aktuelle Version vom 11. August 2020, 20:46 Uhr
Als H-alpha oder Hα bezeichnet man in der Astronomie und Physik die hellste Spektrallinie des angeregten Wasserstoffs (chemisches Symbol: H) im sichtbaren Licht. Sie liegt im roten Licht bei einer Wellenlänge von 656,28 Nanometer und ist von besonderer Bedeutung für die Sonnenbeobachtung: spezielle Interferenzfilter (Fabry-Pérot-Interferometer) lassen das Sonnenlicht nur in diesem Bereich passieren, wodurch die genaue Struktur der obersten Sonnenschicht (Chromosphäre) mit den Sonnenfackeln und Filamenten sichtbar wird.
Da Wasserstoff das bei weitem häufigste chemische Element im Weltraum ist, sind Beobachtungen mit H-alpha-Filtern nicht nur für Sterne, sondern auch für Gasnebel und andere Himmelsobjekte aufschlussreich.
Die Hα-Linie ist die hellste einer ganzen Serie von Linien, die nach ihrem Entdecker Balmer-Serie genannt wird (Jakob Balmer, 1885). Die anderen Linien dieser Serie werden Hβ, Hγ usw. genannt, wobei Hβ im grünblauen Licht liegt, Hγ im blauvioletten und Hδ am violetten Rand des sichtbaren Spektrums. Weitere Linien (Hε, Hζ, …) fallen bereits in den UV-Bereich und wurden erst später entdeckt. Die Wellenlängen dieser Strahlung werden emittiert, wenn ein Elektron von einem höheren zum zweittiefsten[Anm. 1] Energieniveau seiner Bahn um den Atomkern „hinabspringt“. Umgekehrt werden sie absorbiert (das heißt zu dunklen Linien), wenn ein Elektron aus einfallendem Licht jene Energie nimmt, die es zum Übergang auf ein höheres Energieniveau benötigt.
Siehe auch
- H-alpha-Teleskop
- HI-Linie (andere charakteristische Linie des Wasserstoffs)
Anmerkungen
- ↑ Die Elektronenübergänge vom/zum tiefsten Energieniveau des Wasserstoffatoms werden Lyman-Serie genannt und liegen im sehr kurzwelligen UV (121 → 91 nm). Die Übergänge vom/zum dritten Elektronenniveau (Paschen-Serie) liegen hingegen im nahen Infrarot.
