Бальмерский прыжок - Balmer jump

Бальмеровский прыжок двух звезд: Эпсилон Орионис (O9,7 В) сверху и Бета Таури (B7 III) внизу. Вертикальная синяя линия представляет собой предел ряда Бальмера.

В Бальмерский прыжок или Бальмеровский разрыв разница интенсивность из звездный непрерывный спектр по обе стороны от границы Серия Бальмера из водород при 364,6 нм. Это вызвано электроны будучи полностью ионизированный прямо со второго уровень энергии атома водорода (связанно-свободное поглощение), что создает континуум поглощение в длины волн короче 364,6 нм.[1]

В некоторых случаях разрыв Бальмера может показывать континуум выброс, обычно, когда сами линии Бальмера сильно излучают.[2][3] Другие спектральные серии водорода также демонстрируют связанно-свободное поглощение и, следовательно, разрыв непрерывности, но бальмеровский скачок в ближней УФ был самым наблюдаемым.[4][5]

Сила континуального поглощения и, следовательно, размер бальмеровского скачка зависит от температура и плотность в области, ответственной за поглощение. При более низких температурах звезд плотность наиболее сильно влияет на силу разрыва, и это может быть использовано для классификации звезд на основе их поверхностная сила тяжести и, следовательно яркость.[6] Этот эффект сильнее всего у звезд класса A, но у более горячих звезд температура оказывает гораздо большее влияние на прыжок Бальмера, чем поверхностная гравитация.[2][7]

Рекомендации

  1. ^ Михалас, Дмитрий (1967). "Статистически-равновесные модели атмосферы для звезд ранних типов. I. Водородные континуумы". Астрофизический журнал. 149: 169. Bibcode:1967ApJ ... 149..169M. Дои:10.1086/149239.
  2. ^ а б Slettebak, A .; Сток, Дж. (1957). «Классификация звезд раннего типа высокой светимости с объективными призменными спектрами низкой дисперсии. С 7 цифрами». Zeitschrift für Astrophysik. 42: 67. Bibcode:1957ЗА ..... 42 ... 67С.
  3. ^ Книгге, Кристиан; Long, Knox S .; Уэйд, Ричард А .; Баптиста, Раймундо; Хорн, Кейт; Хубени, Иван; Руттен, Рене Г. М. (1998). "Космический телескоп Хаббла" Затмение Наблюдения за новой катаклизмической переменной UX Ursae Majoris ». Астрофизический журнал. 499 (1): 414–428. arXiv:Astro-ph / 9801206. Bibcode:1998ApJ ... 499..414K. Дои:10.1086/305617.
  4. ^ Лю, X.-W .; Данцигер, Дж. (1993). «Определение температуры электронов на основе излучения континуума в планетарных туманностях и важность температурных колебаний». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 263: 256–266. Bibcode:1993МНРАС.263..256Л. Дои:10.1093 / mnras / 263.1.256.
  5. ^ Scargle, J.D .; Эриксон, Э. Ф .; Witteborn, F.C .; Strecker, D. W. (1978). «Инфракрасные избытки в звездах ранних типов - Гамма Кассиопеи». Астрофизический журнал. 224: 527. Bibcode:1978ApJ ... 224..527S. Дои:10.1086/156400.
  6. ^ Бесселл, Майкл С. (2007). «Измерение бальмеровского прыжка и эффективной силы тяжести в звездах ФГК». Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 119 (856): 605–615. arXiv:0706.2739. Bibcode:2007PASP..119..605B. Дои:10.1086/519981.
  7. ^ Кроутер, П. А. (1997). «Эффективные температуры горячих звезд». Симпозиум Международного астрономического союза. 189: 137–146. Bibcode:1997IAUS..189..137C. Дои:10.1017 / S0074180900116614.