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]:
Механізм
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].