H-アルファ

H-α （ Hα ）は、バルマーシリーズの特定の深赤色可視スペクトル線で、空気中の波長は656.28 nmです。水素電子が3番目から2番目に低いエネルギーレベルに落ちるときに発生します。 H-アルファ光は、多くの放射星雲から放射され、太陽のプロミネンスや彩層を含む太陽の大気の特徴を観測するために使用できるため、天文学者にとって重要です。

バルマーシリーズ

原子のボーアモデルによると、電子は原子の核を囲む量子化されたエネルギーレベルで存在します。これらのエネルギーレベルは、主量子数n = 1、2、3、...によって記述されます。電子はこれらの状態でのみ存在し、これらの状態間を通過するだけです。

N≥3 のn = 2〜からの遷移のセットは、バルマー系列と呼ばれ、そのメンバーはギリシャ文字で順次名前が付けられています。

• N = 3、N = 2、バルマーアルファ又はH-αと呼ばれています
• N =バルマー-ベータ又はH-βと呼ばれ、N = 2~4、
• n = 5からn = 2は、バルマーガンマまたはHガンマなどと呼ばれます。

ライマンシリーズの命名規則は次のとおりです。

• n = 2からn = 1はライマンアルファと呼ばれ、
• n = 3からn = 1は、ライマンベータなどと呼ばれます。

H-alphaの波長は656.281 nmであり、電磁スペクトルの赤色部分に表示され、天文学者がガス雲のイオン化された水素含有量を追跡する最も簡単な方法です。水素原子の電子をn = 1からn = 3（Rydberg式を介して12.1 eV）に励起するには、水素原子のイオン化（13.6 eV）とほぼ同じエネルギーが必要なので、イオン化は励起よりもはるかに可能性が高いn = 3レベルに。イオン化の後、電子とプロトンは再結合して新しい水素原子を形成します。新しい原子では、電子は任意のエネルギーレベルで始まり、その後基底状態（ n = 1）にカスケードし、各遷移で光子を放出します。約半分の時間で、このカスケードにはn = 3からn = 2への遷移が含まれ、原子はH-α光を放射します。したがって、水素がイオン化されている場所でH-アルファ線が発生します。

H-アルファ線は、水素が星雲の主要な成分であるため、比較的簡単に飽和（自己吸収）します。したがって、雲の形状と範囲を示すことはできますが、雲の質量を正確に決定するために使用することはできません。代わりに、二酸化炭素、一酸化炭素、ホルムアルデヒド、アンモニア、またはアセトニトリルなどの分子が通常、雲の質量を決定するために使用されます。

フィルタ

H-alphaフィルターは、H-alpha波長を中心とした狭い帯域幅の光を透過するように設計された光学フィルターです。これらのフィルターは、複数の（〜50）真空蒸着層で製造されたダイクロイックフィルターにすることができます。これらのレイヤーは、必要な帯域以外の波長を除外する干渉効果を生成するために選択されます。

単独で撮影すると、Hアルファダイクロイックフィルターは、天体写真や光害の影響を軽減するのに役立ちます。彼らは太陽の大気を観察するのに十分な狭い帯域幅を持っていません。

太陽を観察するために、3つの部分から非常に狭い帯域のフィルターを作成できます。通常、不要な波長のほとんどを吸収する赤いガラスである「エネルギー除去フィルター」、1つを含む複数の波長を透過するファブリーペローエタロンH-α放射ラインと「エタロンを通過した他の波長を停止しながらH-αラインを透過するダイクロイックフィルター」を中心とする「ブロッキングフィルター」。この組み合わせは、Hアルファ輝線を中心とした狭い範囲の光（0.1 nm）の範囲のみを通過させます。

エタロンとダイクロイック干渉フィルターの物理的性質は本質的に同じです（表面間で反射する光の建設的/破壊的干渉に依存）が、実装は異なります（ダイクロイック干渉フィルターは、内部反射の干渉に依存しますが、エタロンには比較的大きなエアギャップ）。 Hアルファ光で見られる特徴（高速で移動するプロミネンスや放出など）に関連付けられることがあるため、太陽Hアルファエタロンは、関連するドップラー効果に対処するために（傾斜または温度を変更することによって）しばしば調整できます。

アマチュア太陽観測用の市販のH-alphaフィルターは、通常オングストローム単位の帯域幅を示し、通常は0.7Å（0.07 nm）です。 2番目のエタロンを使用すると、これを0.5Åに減らすことができ、太陽の円盤で観察される細部のコントラストが向上します。

Lyotフィルターを使用すると、さらに狭帯域フィルターを作成できます。