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- إتش-ألفا في الفيزياء وعلم الفلك (H-alpha أو Hα) هو أنصع خط من خطوط طيف الهيدروجين. يقع هذا الخط في نطاق اللون الأحمر من الطيف وله طول موجة 656.28 نانومتر ويساعد في رصد الشمس. وتستخدم مرشحات تداخل مثل «مرشح تداخل فابري-بيرو» بغرض السماح بهذا الخط الأحمر الطيفي فقط بالنفاذ في جهاز التصوير لتسجيل شدته. بذلك يمكن دراسة شكلية الطبقة السطحية للشمس المسماة غلاف لوني وما يحدث فيها من بقع شمسية وانفجارات شمسية. الشكل إلى اليسار يبين خطوط طيف الهيدروجين في نطاق الضوء المرئي (توجد نطاقات خطوط أخرى لا تري بالعين في طيف الهيدروجين). هذا النطاق المرئي يسمى مجموعة خطوط بالمر وهو يشمل الخطوط بين الأحمر إلى البنفسجي. الخط الأحمر هو أشدها ويمكن تصويره بوضوح وإجراء الفحوص والتحليلات به بواسطة بسهولة في مجالات دراسة الشمس والنجوم الأخرى، وكذلك دراسة تحمعات غاز الهيدروجين في الكون. ونظرا لأن الهيدروجين هو أكثر العناصر الموجودة في الكون يكون الرصد بواسطة مرشحات تنفذ الخط إتش-ألفا مفيدا جدا عند رصد النجوم والشمس وسحب الغازات والاجرام السماوية الأخرى. الخط إتش-ألفا هو أشد خطوط طيف الهيدروجين لمعانا ـ تلك الخطوط مساماة على اسم مكتشفها يوهان بالمر عام 1885 فسميت مجموعة خطوط بالمر تكريما له. إلى جانب خط إتش ألفا توجد الخطوط Hβ و Hγ ...وهكذا، حيث الخط إتش-بيتا Hβ في حيز اللون الأخضر، وإتش-جاما Hγ في حيز الأزرق البنفسجي، وإتش-دلتا Hδ في حيز اللون البنفسجي من الطيف المرئي. كما توجد خطوط أخرى (Hεو Hζ و...) لا ترى بالعين اكتشفت بعد ذلك. (ar)
- H-alfa (Hα) je specifická červená (viditelná) spektrální čára o vlnové délce 656,28 nm vytvářená vodíkem. Vznikne, když vodíkový elektron klesne ze třetí na druhou nejnižší energetickou hladinu. Pro člověka je obtížné vidět H-alfa v noci, ale vzhledem k množství vodíku ve vesmíru se H-alfa často stává nejjasnější vlnovou délkou viditelného světla ve hvězdné astronomii. (cs)
- En física i astronomia, H-alfa, també escrita Hα, és una línia espectral vermella creada per l'hidrogen amb una longitud d'ona de 6562,8 Å. Segons el Model atòmic de Bohr, els electrons existeixen en nivell d'energia quàntica al voltant del nucli de l'àtom. Aquests nivells d'energia es descriuen pel nombre quàntic principal n = 1, 2, 3, ... . Els electrons podrien tan sols existir en aquests estats, i només podrien transitat entre aquests estats. El conjunt de transicions des de n ≥ 3 a n = 2 s'anomena Sèries de Balmer i els seus membres s'anomenen seqüencialment utilitzant lletres de l'alfabet grec.
* n = 3 a n = 2 s'anomena Balmer-alfa o H-alfa,
* n = 4 a n = 2 s'anomena H-beta,
* n = 5 a n = 2 s'anomena H-gamma, etc. Per a les la nomenclatura és la següent:
* n = 2 a n = 1 s'anomena Lyman-alfa,
* n = 3 a n = 1 s'anomena Lyman-beta, etc. H-alfa té una longitud d'ona de 6562,81 Å, és visible en la part vermella de l'espectre electromagnètic, i és la manera més fàcil per als astrònoms d'estudiar el contingut d'hidrogen ionitzat contingut en un núvol de gas. Com que pràcticament li cal tant energia per a excitar l'àtom d'hidrogen des de n = 1 a n = 3 com la necessària per a ionitzar l'àtom d'hidrogen, la probabilitat que un àtom s'exciti a n = 3 sense ser extret de l'àtom és molt petita. En canvi, després de ser ionitzat, l'electró i el protó es recombinen per formar un nou àtom d'hidrogen. Al nou àtom, l'electró pot començar en qualsevol nivell d'energia, i per tant precipitar-se a l'estat inferior (n = 1), emetent otons a cada transició. Aproximadament la meitat del temps, aquest precipitació inclourà la transició n = 3 a n = 2 i l'àtom emetrà llum H-alfa. Per tant, la línia H-alfa succeeix quan l'hidrogen s'ionitza. Les línies H-alfa se saturen (autoabsorció) relativament fàcilment perquè l'hidrogen és el component primari de les nebuloses, per això mentre pot indicar la forma i l'extensió de la nebulosa, no es pot usat per a determinar la massa del núvol. En canvi, les molècules com el diòxid de carboni, monòxid de carboni, formaldehid, amoníac o acetonitril s'usen normalment per a determinar la massa d'un núvol. (ca)
- Als H-alpha oder Hα bezeichnet man in der Astronomie und Physik die hellste Spektrallinie des angeregten Wasserstoffs (chemisches Symbol: H) im sichtbaren Licht. Sie liegt im roten Licht bei einer Wellenlänge von 656,28 Nanometer und ist von besonderer Bedeutung für die Sonnenbeobachtung: spezielle Interferenzfilter (Fabry-Pérot-Interferometer) lassen das Sonnenlicht nur in diesem Bereich passieren, wodurch die genaue Struktur der obersten Sonnenschicht (Chromosphäre) mit den Sonnenfackeln und Filamenten sichtbar wird. Da Wasserstoff das bei weitem häufigste chemische Element im Weltraum ist, sind Beobachtungen mit H-alpha-Filtern nicht nur für Sterne, sondern auch für Gasnebel und andere Himmelsobjekte aufschlussreich. Die Hα-Linie ist die hellste einer ganzen Serie von Linien, die nach ihrem Entdecker Balmer-Serie genannt wird (Jakob Balmer, 1885). Die anderen Linien dieser Serie werden Hβ, Hγ usw. genannt, wobei Hβ im grünblauen Licht liegt, Hγ im blauvioletten und Hδ am violetten Rand des sichtbaren Spektrums. Weitere Linien (Hε, Hζ, …) fallen bereits in den UV-Bereich und wurden erst später entdeckt. Die Wellenlängen dieser Strahlung werden emittiert, wenn ein Elektron von einem höheren zum zweittiefsten Energieniveau seiner Bahn um den Atomkern „hinabspringt“. Umgekehrt werden sie absorbiert (das heißt zu dunklen Linien), wenn ein Elektron aus einfallendem Licht jene Energie nimmt, die es zum Übergang auf ein höheres Energieniveau benötigt. (de)
- Fisikan, H alfa, Hα idatzia, hidrogenoaren espektroaren igortze zerrendetako bat da. Hα zerrenda, 656,3 nanometroko uhin luzera batean zentratua dago, eta espektro elektromagnetikoaren zati gorrian ikusgarri da. Hα hitza, Hα zerrendaren igortze maiztasunean zentratutako iragazki optikoak izendatzeko ere erabiltzen da. Iragazki hauek, beste gauza batzuen artean, eguzkia behatzeko erabiltzen dira, zeintzuekin kromosferaren behaketa on bat lor daitekeen. Bohrren eredu atomikoaren arabera, elektroiak, energia maila kuantikotuetan baino ezin daitezke egon, bere hirugarren arautik ebazten den ondorioa. nagusiak n= 1, 2, 3,... maila hauetako bakoitza identifikatzen du. Hidrogeno atomo batetako elektroi batek, n1 mailatik n2 maila txikiago batetara trantsizioa egiten duenean, n1 eta n2 mailen arteko energia diferentziaren ia berdina den energia fotoi bat igortzen du. n2 = 2 denean, fotoien energiak hain handiak dira, lotutako uhin luzerak, direla, eta honela izendatuak dira:
* n = 3 a n = 2 H-alfa deitzen da, edo Hα
* n = 4 a n = 2 H-beta deitzen da, edo Hβ
* n = 5 a n = 2 H-gamma deitzen da, edo Hγ, etab... (eu)
- H-alpha (Hα) is a specific deep-red visible spectral line in the Balmer series with a wavelength of 656.28 nm in air and 656.46 nm in vacuum; it occurs when a hydrogen electron falls from its third to second lowest energy level. H-alpha light is the brightest hydrogen line in the visible spectral range. It is important to astronomers as it is emitted by many emission nebulae and can be used to observe features in the Sun's atmosphere, including solar prominences and the chromosphere. (en)
- En física se denomina H-alfa, escrito como Hα, a una de las líneas de emisión del espectro del hidrógeno. La línea de Hα se encuentra centrada en una longitud de onda de 656,3 nanómetros y es visible en la parte roja del espectro electromagnético. El término Hα se utiliza también para designar los filtros ópticos estrechos centrados en la frecuencia de emisión de la línea de Hα. Estos filtros se emplean, entre otras cosas, para la observación solar, con los que se consigue una buena observación de la cromósfera. De acuerdo con el modelo atómico de Bohr, los electrones solo pueden existir en niveles cuantizados de energía, conclusión que deriva de su tercer postulado. El número cuántico principal n = 1, 2, 3, ... identifica a cada uno de estos niveles. Cuando un electrón de un átomo de hidrógeno hace una transición de un nivel n1 a uno menor, n2, emite un fotón de energía aproximadamente igual a la diferencia de energías entre los niveles n1 y n2. Cuando n2 = 2, las energías de los fotones son tales que las longitudes de onda asociadas pertenecen a la serie de Balmer, y son designadas de la siguiente manera:
* n = 3 a n = 2 se llama H-alfa, o Hα
* n = 4 a n = 2 se llama H-beta, o Hβ
* n = 5 a n = 2 se llama H-gamma, o Hγ, etc. (es)
- En physique et en astronomie, Hα, notée aussi H alpha, est une raie d’émission particulière de l’atome d’hydrogène située dans le spectre visible à 656,3 nanomètres. Elle correspond à une transition entre les niveaux d’énergie principaux n = 3 et n = 2. (fr)
- In fisica e in astronomia, H-alfa, scritta spesso come Hα, è una particolare riga di emissione (o di assorbimento) dell'idrogeno alla lunghezza d'onda di 6562,81 Å, equivalente a 656,281 nm che è un'unità del Sistema internazionale (SI). (it)
- H-alfa (ang. Hydrogen-alpha, Hα) – lina spektralna o czerwonej barwie, o długości fali 656,28 nm, jest pierwszą linią serii Balmera wodoru. Linia powstaje gdy elektron w atomie wodoru spada z trzeciego na drugi poziom energii. Światło H-alfa jest istotne dla astronomów, ponieważ jest ono emitowane przez wiele mgławic emisyjnych i można je wykorzystać w celu obserwacji atmosfery Słońca, a także protuberancji. H-alfa jest w czerwonej części widma przez co jest łatwa w rejestracji, jej intensywność jest łatwym sposobem na prześledzenie zawartości zjonizowanego wodoru w obłokach gazowych. Elektron na 3 poziomie energetycznym może znaleźć się bezpośrednio przez wzbudzenie atomu z poziomu podstawowego, albo w wyniku rekombinacji jonu. Szansa zajścia pierwszego zdarzenia jest znacznie mniejsza niż drugiego. W rekombinacji wodoru elektrony mogą zająć dowolny początkowy poziom energii, po czym stopniowo „przeskakują” do stanu początkowego (n = 1), emitując fotony przy każdym przejściu. Średnio w połowie przypadków następuje przejście z n = 3 do n = 2, wówczas atom wyemituje wiązkę światła H-alfa. Zatem linia H-alfa występuje podczas procesu jonizowania wodoru. Linia H-alfa nasyca się relatywnie łatwo, ponieważ wodór jest podstawowym składnikiem mgławic, więc może on określać kształt i wymiary chmury, nie można go jednak użyć jako precyzyjnego wskaźnika jej masy. Zamiast wodoru, do oszacowania masy chmury używane są zazwyczaj molekuły takich związków, jak np. dwutlenek węgla, tlenek węgla, formaldehyd, amoniak lub Acetonitryl. (pl)
- H-альфа (Hα, Бальмер-альфа) — спектральная линия серии Бальмера атома водорода, длина волны составляет 656,28 нм. Принадлежит видимой части спектра, имеет тёмно-красный цвет. Излучение данной линии возникает при переходе электрона с третьего на второй энергетический уровень. В астрономии излучение в линии Hα наблюдается в спектрах эмиссионных туманностей, используется для исследования свойств явлений в атмосфере Солнца (например, протуберанцев). (ru)
- H-α，在天文學和物理學上是氫的一條具體可見的紅色發射譜線，波長為6562.8 Å。依據原子的波耳模型，電子是存在於量子化能階的軌道上繞著原子的原子核。這些能階以主量子數 n = 1、2、3、... .來描述，電子只能存在於這些狀態中，並且也只能在這些狀態中轉移。 這一組從 n ≥ 3 轉換至 n = 2 的譜線稱為巴耳末系，並以連續的希臘字母依序為成員命名：
* n = 3 至 n = 2稱為巴耳末-α或H-α，
* n = 4 至 n = 2稱為H-β，
* n = 5 至 n = 2稱為H-γ，依此類推。 在來曼系，命名的慣例是：
* n = 2至 n = 1稱為來曼-α,
* n = 3至 n = 1稱為來曼-β，依此類推。 H-α的波長是656.281 奈米，是在可見電磁頻譜的紅色部分，並且是天文學家追蹤氣體雲氣中被電離的氫含量最容易的方法。因為將氫原子的電子從 n = 1激發到n = 3，與將他游離的能量幾乎相同，因此電子被激發到n = 3而不被游離的機率是非常小的。反而是，在被電離之後的氫核再與新的電子再結合成氫原子時，在新的原子，電子可以先存在於任何一個能階上，然後再落至基態（n=1）並輻射出光子來轉換。幾乎有一半的時間，這些能階會包括n=3至n=2的轉換，因此原子將輻射出H-α。所以，H-α發生在氫被電離的區域內。 因為氫是星雲的主要部份，相對的H-α很容易自吸收而飽和，因此他可能顯示雲氣的形狀和範圍，但不能用來確定雲氣的質量。替代的，二氧化碳、一氧化碳、甲醛、氨或乙腈是典型的用於測定雲氣的質量。 (zh)
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- H-alfa (Hα) je specifická červená (viditelná) spektrální čára o vlnové délce 656,28 nm vytvářená vodíkem. Vznikne, když vodíkový elektron klesne ze třetí na druhou nejnižší energetickou hladinu. Pro člověka je obtížné vidět H-alfa v noci, ale vzhledem k množství vodíku ve vesmíru se H-alfa často stává nejjasnější vlnovou délkou viditelného světla ve hvězdné astronomii. (cs)
- H-alpha (Hα) is a specific deep-red visible spectral line in the Balmer series with a wavelength of 656.28 nm in air and 656.46 nm in vacuum; it occurs when a hydrogen electron falls from its third to second lowest energy level. H-alpha light is the brightest hydrogen line in the visible spectral range. It is important to astronomers as it is emitted by many emission nebulae and can be used to observe features in the Sun's atmosphere, including solar prominences and the chromosphere. (en)
- En physique et en astronomie, Hα, notée aussi H alpha, est une raie d’émission particulière de l’atome d’hydrogène située dans le spectre visible à 656,3 nanomètres. Elle correspond à une transition entre les niveaux d’énergie principaux n = 3 et n = 2. (fr)
- In fisica e in astronomia, H-alfa, scritta spesso come Hα, è una particolare riga di emissione (o di assorbimento) dell'idrogeno alla lunghezza d'onda di 6562,81 Å, equivalente a 656,281 nm che è un'unità del Sistema internazionale (SI). (it)
- H-альфа (Hα, Бальмер-альфа) — спектральная линия серии Бальмера атома водорода, длина волны составляет 656,28 нм. Принадлежит видимой части спектра, имеет тёмно-красный цвет. Излучение данной линии возникает при переходе электрона с третьего на второй энергетический уровень. В астрономии излучение в линии Hα наблюдается в спектрах эмиссионных туманностей, используется для исследования свойств явлений в атмосфере Солнца (например, протуберанцев). (ru)
- إتش-ألفا في الفيزياء وعلم الفلك (H-alpha أو Hα) هو أنصع خط من خطوط طيف الهيدروجين. يقع هذا الخط في نطاق اللون الأحمر من الطيف وله طول موجة 656.28 نانومتر ويساعد في رصد الشمس. وتستخدم مرشحات تداخل مثل «مرشح تداخل فابري-بيرو» بغرض السماح بهذا الخط الأحمر الطيفي فقط بالنفاذ في جهاز التصوير لتسجيل شدته. بذلك يمكن دراسة شكلية الطبقة السطحية للشمس المسماة غلاف لوني وما يحدث فيها من بقع شمسية وانفجارات شمسية. ونظرا لأن الهيدروجين هو أكثر العناصر الموجودة في الكون يكون الرصد بواسطة مرشحات تنفذ الخط إتش-ألفا مفيدا جدا عند رصد النجوم والشمس وسحب الغازات والاجرام السماوية الأخرى. (ar)
- En física i astronomia, H-alfa, també escrita Hα, és una línia espectral vermella creada per l'hidrogen amb una longitud d'ona de 6562,8 Å. Segons el Model atòmic de Bohr, els electrons existeixen en nivell d'energia quàntica al voltant del nucli de l'àtom. Aquests nivells d'energia es descriuen pel nombre quàntic principal n = 1, 2, 3, ... . Els electrons podrien tan sols existir en aquests estats, i només podrien transitat entre aquests estats.
* n = 3 a n = 2 s'anomena Balmer-alfa o H-alfa,
* n = 4 a n = 2 s'anomena H-beta,
* n = 5 a n = 2 s'anomena H-gamma, etc. (ca)
- Als H-alpha oder Hα bezeichnet man in der Astronomie und Physik die hellste Spektrallinie des angeregten Wasserstoffs (chemisches Symbol: H) im sichtbaren Licht. Sie liegt im roten Licht bei einer Wellenlänge von 656,28 Nanometer und ist von besonderer Bedeutung für die Sonnenbeobachtung: spezielle Interferenzfilter (Fabry-Pérot-Interferometer) lassen das Sonnenlicht nur in diesem Bereich passieren, wodurch die genaue Struktur der obersten Sonnenschicht (Chromosphäre) mit den Sonnenfackeln und Filamenten sichtbar wird. (de)
- Fisikan, H alfa, Hα idatzia, hidrogenoaren espektroaren igortze zerrendetako bat da. Hα zerrenda, 656,3 nanometroko uhin luzera batean zentratua dago, eta espektro elektromagnetikoaren zati gorrian ikusgarri da. Hα hitza, Hα zerrendaren igortze maiztasunean zentratutako iragazki optikoak izendatzeko ere erabiltzen da. Iragazki hauek, beste gauza batzuen artean, eguzkia behatzeko erabiltzen dira, zeintzuekin kromosferaren behaketa on bat lor daitekeen.
* n = 3 a n = 2 H-alfa deitzen da, edo Hα
* n = 4 a n = 2 H-beta deitzen da, edo Hβ
* n = 5 a n = 2 H-gamma deitzen da, edo Hγ, etab... (eu)
- En física se denomina H-alfa, escrito como Hα, a una de las líneas de emisión del espectro del hidrógeno. La línea de Hα se encuentra centrada en una longitud de onda de 656,3 nanómetros y es visible en la parte roja del espectro electromagnético. El término Hα se utiliza también para designar los filtros ópticos estrechos centrados en la frecuencia de emisión de la línea de Hα. Estos filtros se emplean, entre otras cosas, para la observación solar, con los que se consigue una buena observación de la cromósfera. (es)
- H-alfa (ang. Hydrogen-alpha, Hα) – lina spektralna o czerwonej barwie, o długości fali 656,28 nm, jest pierwszą linią serii Balmera wodoru. Linia powstaje gdy elektron w atomie wodoru spada z trzeciego na drugi poziom energii. Światło H-alfa jest istotne dla astronomów, ponieważ jest ono emitowane przez wiele mgławic emisyjnych i można je wykorzystać w celu obserwacji atmosfery Słońca, a także protuberancji. (pl)
- H-α，在天文學和物理學上是氫的一條具體可見的紅色發射譜線，波長為6562.8 Å。依據原子的波耳模型，電子是存在於量子化能階的軌道上繞著原子的原子核。這些能階以主量子數 n = 1、2、3、... .來描述，電子只能存在於這些狀態中，並且也只能在這些狀態中轉移。 這一組從 n ≥ 3 轉換至 n = 2 的譜線稱為巴耳末系，並以連續的希臘字母依序為成員命名：
* n = 3 至 n = 2稱為巴耳末-α或H-α，
* n = 4 至 n = 2稱為H-β，
* n = 5 至 n = 2稱為H-γ，依此類推。 在來曼系，命名的慣例是：
* n = 2至 n = 1稱為來曼-α,
* n = 3至 n = 1稱為來曼-β，依此類推。 H-α的波長是656.281 奈米，是在可見電磁頻譜的紅色部分，並且是天文學家追蹤氣體雲氣中被電離的氫含量最容易的方法。因為將氫原子的電子從 n = 1激發到n = 3，與將他游離的能量幾乎相同，因此電子被激發到n = 3而不被游離的機率是非常小的。反而是，在被電離之後的氫核再與新的電子再結合成氫原子時，在新的原子，電子可以先存在於任何一個能階上，然後再落至基態（n=1）並輻射出光子來轉換。幾乎有一半的時間，這些能階會包括n=3至n=2的轉換，因此原子將輻射出H-α。所以，H-α發生在氫被電離的區域內。 (zh)
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