бальмеровский декремент

БАЛЬМЕРОВСКИЙ ДЕКРЕМЕНТ - отношение интенсивностей I водородных эмиссионных спектральных линий Бальмера серии в спектрах газовых туманностей и др. астрофиз. объектов. Обычно интенсивность линии принимают за единицу и сравнивают интенсивности др. линий с ней.

Б. д. определяется в осн. населённостью уровней энергии атомов водорода и условиями выхода фотонов. В зонах HII заселение уровней водорода происходит гл. обр. при радиац. рекомбинациях ионов и электронов. Зоны HII обычно являются оптически толстыми для изучения в линиях Лаймана серии, но оптически тонкими для др. линий водорода и в непрерывном спектре. В этом случае величина Б. д. очень слабо зависит от темп-ры, плотности вещества и оптической толщины туманности в линиях серии Лаймана. При параметрах, типичных для зон HII: : : : :... = 2,81 : 1 : 0,47 : 0,26 : 0,16... Обычно наблюдаемые значения Б. д. искажены из-за селективного межзвёздного поглощения света, делающего наблюдаемый Б. д. более крутым. Сравнение теоретич. Б. д. с наблюдаемым используют для измерения межзвёздного поглощения света.

В др. астрофиз. объектах с эмиссионными спектрами, напр. в остатках вспышек сверхновых звёзд, активных ядрах галактик, квазарах, звёздах Вольфа - Райе, величина Б. д. определяется большим набором процессов, таких, как возбуждение и деактивация уровней ударами частиц, многократное рассеяние в спектральных линиях водорода (в случае, если изучающие газовые образования оптически толсты в этих линиях) и т. д. В этих объектах Б. д. может сильно отличаться от Б. д. для зон HII и быть более крутым и переменным во времени. Наблюдаемые значения Б. д. в совокупности с др. данными наблюдений можно использовать для определения физ. условий в этих объектах.

Лит.: Каплан С. А., Пикельнер С. Б., Межзвездная среда, M., 1963; MathewsW. G.. Blumenthаl G. В., Grandi S. A., Hydrogen line intensities from dense plasmas-application to quasar spectra, "Astrophys. J.", 1980, v. 235, p. 971. H. Г. Бочкарёв.

   <<      Предметный указатель      >>