БАЛЬМЕРОВСКИЙ ДЕКРЕМЕНТ

Бальмеровский декремент - БАЛЬМЕРОВСКИЙ ДЕКРЕМЕНТ - отношение интенсивностей эмиссионных спектр. линии Бальмера серии (обычно к интенсивности линии Нb, к-рую принимают за единицу). Сравнение наблюдаемого Б. д. туманностей с расчётным позволяет определить величину межзвёздного поглощения света на пути до туманности. В квазарах и активных ядрах галактик по величине Б. д. и его переменности можно судить о физ. параметрах газа и происходящих там процессах. Наблюдения Б. д. в спектрах звёзд с движущимися оболочками дают информацию о структуре и динамике атмосфер этих звёзд. Б. д. определяется в основном населённостью уровней энергии атомов водорода и условиями выхода фотонов. В туманностях, в к-рых водород ионизован практически только за счёт фото-ноннзации (зоны НII и планетарные туманности), Б. д. определяется рекомбинационным механизмом заселения уровней водорода (см. Рекомбинация). В этих объектах величина Б. д. очень слабо зависит от темп-ры, плотности вещества и оптической толщи туманности в линиях Лаймана серии (см. табл.). Обычно области ионизованного водорода (зоны Н II) непрозрачны для излучения в линиях серии Лаймана, однако в туманностях с большими перепадами скоростей вещества (планетарные туманности, околозвёздные оболочки) может наступить частичное просветление в итих линиях. Б. д. таких объектов отличаются от Б. д. обычных зон Н II. Отношение интенсивностей линий серии Бальмера в оптически тонкой для указанных линий среде при температуре 10 000 К в пределе низкой плотности Линия Номера уровней между к-рыми совершается переход Длина волны, I II среда, прозрачная в линиях серии Лаймана среда, непрозрачная в линиях серии Лаймана Ha 32 6563 2,86 2,87 4,66 Hb 42 4861 1,00 1,00 1,00 Hg 52 4320 0,470 0,466 0,42 Hs 62 4102 0,262 0,256 0,22 He 72 3970 0,159 0,158 0,14 I - туманности, ионизированные излучением (рекомбинационный механизм заселения уровней); II - туманности, ионизованные ударами электронов (заселение уровней электронными ударами и рекомбинациями). Данные приведены для среды, непрозрачной в линиях серии Лаймана. В туманностях, в к-рых газ ионизован преимущественно ударами электронов (напр., в ударных волнах в остатках вспышек сверхновых звёзд), космическими лучами или рентг. излучением (окрестности рентг. источников, активные ядра галактик, квазары), наряду с рекомбинацией на Б. д. влияют переходы на более высокие уровни энергии, обусловленные ударами электронов.Это делает Б. д. более крутым и сильно зависящим от темп-ры. Ещё значительнее [до I(Ha) / I(Hb) > 100] Б. д. может быть при определённых условиях в среде оптически толстой для бальмеровских линий. Оба эффекта, ведущих к увеличению Б. д., имеют место в ядрах сейфертовских галактик и в квазарах. Б. д. ядер активных галактик н квазаров оказываются переменными во времени, разными для разных объектов и могут сильно отличаться от Б. д. зон НII. (Н.Г. Бочкарёв)