I fysikk og astronomi er H-alfa eller Hα en spesiell emisjonslinje for hydrogen.

Ifølge Bohrs atommodell, går elektroner i kvantiserte energinivåer rundt atomkjernen. Disse energinivåene er beskrevet ved kvantetallet n = 1, 2, 3, ... . Elektroner kan bare befinne seg i disse nivåene, og kan bare ha overganger mellom disse.

Overganger fra n ≥ 3 til n = 2 er kjent som Balmer-serien og har sekvensielle navn med greske bokstaver:

  • n = 3 til n = 2 kalles Balmer-alfa eller Hα
  • n = 4 til n = 2 kalles Balmer-beta eller Hβ
  • n = 5 til n = 2 kalles Balmer-gamma eller Hγ osv.

For Lyman-serien er navnekonvensjonen:

  • n = 2 til n = 1 kalles Lyman-alfa
  • n = 3 til n = 1 kalles Lyman-beta, osv.

Hα har en bølgelengde på 656,28 nanometer i luft, og er synlig i den røde delen av det elektromagnetiske spektrum. Å isolere Hα er den letteste måten for astronomer å spore ionisert hydrogen i gass-skyer på.

Fordi det krever nesten like mye energi å ionisere hydrogenatomet som å det tar å direkte eksitere elektronet fra n = 1 til n = 3, er sannsynligheten for at elektronet blir eksitert fra n = 3 uten at det fjernes fra atomet veldig liten. I stedet så rekombineres elektronet og protonet etter at atomet har blitt ionisert, og danner ett nytt hydrogenatom. I det nye atomet kan elektronet begynne i et hvilket som helst energinivå, for så å falle ned til grunnivået (n = 1). For hver overgang vil atomet sende ut et foton. Omtrent halvparten av gangene vil denne rekombinasjonen gi en overgang fra n = 3 til n = 2, og atomet vil sende ut Hα-lys. Derfor vil Hα-linjen befinne seg der hydrogen blir ionisert.

Hα-linjen selv-absorberes relativt lett fordi hydrogen er hovedbestanddelen i stjernetåker. Dette gjør at linjen kan indikere formen og utstrekningen til skyen, men den kan ikke brukes til å nøyaktig bestemme tåkens masse. I stedet brukes molekyler som karbondioksid, karbonmonoksid, formaldehyd, ammonium eller metylcyanid.

Se ogsåRediger