Бальмерівський стрибок
Бальмерівський стрибок — стрибкоподібна зміна розподілу енергії в неперервному спектрі астрономічних об'єктів на довжині хвилі 364.6 нм, яка відповідає межі серії Бальмера (у ближньому ультрафіолеті).
Якщо інтенсивність випромінювання в спектрі ліворуч від λ=364.6 позначити як I364.6+0, а інтенсивність праворуч — як I364.6-0, то велична стрибка (D) визначається за формулою[1]:
Фотони з довжиною хвилі менше 364.6 нм здатні іонізувати атоми Гідрогену, в яких електрон перебуває на другому енергетичному рівні, що спричиняє появу додаткового поглинання в спектрі[2].
У спектрах зір амплітуда стрибка залежить від кількості атомів Гідрогену на другому енергетичному рівні та від внеску Гідрогену в загальну непрозорість зоряної атмосфери. Найбільшого значення амплітуда досягає у зір спектральних класів A та F, оскільки в гарячіших зірях водень майже повністю іонізований, а в холодніших зорях температура занадто низька; і в обох випадках кількість атомів Гідрогену на другому енергетичному рівні мала[1]. У холодних зорях на величину стрибка суттєво впливає густина, і це може бути застосовано для класифікації зір на основі їх поверхневої гравітації й, отже, світності[3]. У гарячіших зорях на бальмерівський стрибок температура впливає набагато сильніше, ніж гравітація на поверхні[4].
| Температура зорі, K | Амплітуда стрибка, D[1] |
|---|---|
| 10 500 | 0,49 |
| 15 000 | 0,22 |
| 20 000 | 0,11 |
У деяких випадках бальмерівський стрибок може спостерігатися як неперервний спектр, зазвичай, коли емісійні бальмерівські лінії досить потужні[5][6]. Злиття ліній біля межі серії «замиває» стрибок і призводить до зсуву його в довгохвильовий бік[1].
У спектрах зон H II бальмерівський стрибок має протилежний знак (щодо спектрів зір) і значно більшу амплітуду (D > 5)[1]. У спектрах зір, які оточені газовими оболонками, бальмерівський стрибок може мати будь-який знак, оскільки там діють ефекти, характерні як для зір, так і для туманностей[1].
Поряд із бальмерівським стрибком спостерігаються стрибки на межі інших спектральних серій Гідрогену, а також на межі сильних серій інших елементів[1], однак бальмерівський стрибок найпомітніший[7][8].
- ↑ а б в г д е ж Бальмерівський стрибок // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 48. — ISBN 966-613-263-X.
- ↑ Mihalas, Dimitri (1967). Statistical-Equilibrium Model Atmospheres for Early-Type Stars. I. Hydrogen Continua. Astrophysical Journal. 149: 169. Bibcode:1967ApJ...149..169M. doi:10.1086/149239.
- ↑ Bessell, Michael S. (2007). Measuring the Balmer Jump and the Effective Gravity in FGK Stars. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 119 (856): 605. arXiv:0706.2739. Bibcode:2007PASP..119..605B. doi:10.1086/519981.
- ↑ Crowther, P. A. (1997). The effective temperatures of hot stars. International Astronomical Union Symposium. 189: 137. Bibcode:1997IAUS..189..137C.
- ↑ Slettebak, A.; Stock, J. (1957). Classification of Early Type Stars of High Luminosity with Objective Prism Spectra of Low Dispersion. With 7 figures. Zeitschrift für Astrophysik. 42: 67. Bibcode:1957ZA.....42...67S.
- ↑ Knigge, Christian; Long, Knox S.; Wade, Richard A.; Baptista, Raymundo; Horne, Keith; Hubeny, Ivan; Rutten, Rene G. M. (1998). Hubble Space Telescope Eclipse Observations of the Nova‐like Cataclysmic Variable UX Ursae Majoris. The Astrophysical Journal. 499: 414. arXiv:astro-ph/9801206. Bibcode:1998ApJ...499..414K. doi:10.1086/305617.
- ↑ Liu, X.-W.; Danziger, J. (1993). Electron temperature determination from nebular continuum emission in planetary nebulae and the importance of temperature fluctuations. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 263: 256. Bibcode:1993MNRAS.263..256L. doi:10.1093/mnras/263.1.256.
{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання) - ↑ Scargle, J. D.; Erickson, E. F.; Witteborn, F. C.; Strecker, D. W. (1978). Infrared excesses in early-type stars - Gamma Cassiopeiae. Astrophysical Journal. 224: 527. Bibcode:1978ApJ...224..527S. doi:10.1086/156400.