Сравнивайте с английским: нажмите на абзац — оригинал откроется в окне. Кнопка EN под абзацем показывает его прямо в тексте.
Введение
Глубокая красная спектральная линия водорода
Deep red spectral line of hydrogen
Альфа-водород, обычно сокращенно H альфа или Hα, — это глубокая красная видимая спектральная линия атома водорода с длиной волны 656,28 нм в воздухе и 656,46 нм в вакууме. Это первая спектральная линия в серии Бальмера, возникающая при переходе электрона из третьего в второй по величине энергетический уровень атома водорода. H альфа находит применение в астрономии, где его излучение можно наблюдать в эмиссионных туманностях и в структурах атмосферы Солнца, таких как солнечные протуберанцы и хромосфера.
Hydrogen alpha, typically shortened to H alpha or Hα, is a deep red visible spectral line of the hydrogen atom with a wavelength of 656.28 nm in air and 656.46 nm in vacuum. It is the first spectral line in the Balmer series and is emitted when an electron falls from a hydrogen atom's third to second lowest energy level. H alpha has applications in astronomy where its emission can be observed from emission nebulae and from features in the Sun's atmosphere, including solar prominences and the chromosphere.
Фильтр
H-альфа-фильтр — это оптический фильтр, предназначенный для пропускания узкой полосы спектра света, обычно центрированной на длине волны H-альфа. Эти фильтры могут быть дихроическими, изготовленными из множества (~50) слоев, нанесенных в вакууме. Эти слои подбираются для создания интерференционных эффектов, которые отфильтровывают все длины волн, кроме требуемой полосы. Сами по себе H-альфа-дихроические фильтры полезны в астрофотографии и для уменьшения влияния светового загрязнения. Они не обладают достаточной узкой полосой пропускания для наблюдения атмосферы Солнца. Для наблюдения за Солнцем фильтр с гораздо более узкой полосой пропускания можно создать из трех компонентов: "фильтр подавления энергии", который обычно представляет собой кусок красного стекла, поглощающего большую часть нежелательных длин волн, эталон Фабри-Перо, пропускающий несколько длин волн, включая одну, центрированную на линии излучения H-альфа, и "блокирующий фильтр" — дихроический фильтр, пропускающий линию H-альфа и блокирующий другие длины волн, прошедшие через эталон. Эта комбинация пропускает только узкий (<0,1 нм) диапазон длин волн света, центрированный на линии излучения H-альфа. Физика эталона и дихроических интерференционных фильтров в основе своей одинакова (основана на конструктивной и деструктивной интерференции света, отражающегося от поверхностей), но реализация различна (дихроический интерференционный фильтр опирается на интерференцию внутренних отражений, в то время как эталон имеет относительно большой воздушный зазор). Из-за высоких скоростей, часто связанных с деталями, видимыми в H-альфа-свете (например, быстродвижущимися протуберанцами и выбросами), солнечные H-альфа-эталоны часто можно настроить (путем наклона или изменения температуры или плотности воздуха) для компенсации связанного эффекта Доплера. Коммерчески доступные H-альфа-фильтры для любительских наблюдений Солнца обычно указывают полосу пропускания в ангстремах и обычно составляют 0,7 Å (0,07 нм). Использование второго эталона позволяет уменьшить это значение до 0,5 Å, что приводит к улучшению контраста деталей, наблюдаемых на диске Солнца. Еще более узкополосный фильтр можно создать с помощью фильтра Лио.
An H alpha filter is an optical filter designed to transmit a narrow bandwidth of light generally centred on the H alpha wavelength. These filters can be dichroic filters manufactured by multiple (~50) vacuum deposited layers. These layers are selected to produce interference effects that filter out any wavelengths except at the requisite band. Taken in isolation, H alpha dichroic filters are useful in astrophotography and for reducing the effects of light pollution. They do not have narrow enough bandwidth for observing the Sun's atmosphere. For observing the Sun, a much narrower band filter can be made from three parts: an "energy rejection filter" which is usually a piece of red glass that absorbs most of the unwanted wavelengths, a Fabry–Pérot etalon which transmits several wavelengths including one centred on the H alpha emission line, and a "blocking filter" a dichroic filter which transmits the H alpha line while stopping those other wavelengths that passed through the etalon. This combination will pass only a narrow (<0.1 nm) range of wavelengths of light centred on the H alpha emission line. The physics of the etalon and the dichroic interference filters are essentially the same (relying on constructive/destructive interference of light reflecting between surfaces), but the implementation is different (a dichroic interference filter relies on the interference of internal reflections while the etalon has a relatively large air gap). Due to the high velocities sometimes associated with features visible in H alpha light (such as fast moving prominences and ejections), solar H alpha etalons can often be tuned (by tilting or changing the temperature or air density) to cope with the associated Doppler effect. Commercially available H alpha filters for amateur solar observing usually state bandwidths in Angstrom units and are typically 0.7Å (0.07 nm). By using a second etalon, this can be reduced to 0.5Å leading to improved contrast in details observed on the Sun's disc. An even more narrow band filter can be made using a Lyot filter.