БАЛЬМЕРОВСКИЙ СКАЧОК

Бальмеровский скачок - БАЛЬМЕРОВСКИЙ СКАЧОК - резкое изменение интенсивности непрерывного излучения водорода в газообразном состоянии на малом интервале длин волн вблизи границы Бальмера серии (l = 3646 ). Наряду с Б. с. существуют скачки у границ др. спектральных серий водорода и сильных спектр. серий др. элементов. Наиболее изучен Б. с., т. к. он попадает в диапазон длин волн, доступный астрономич. наблюдениям с Земли. Б. с. возникает из-за скачкообразного уменьшения коэфф. поглощения атомами водорода непрерывного излучения при увеличении длины волны вблизи границы серии Бальмера (см. рис. 4 в ст. Атмосферы звёзд). Уменьшение коэфф. поглощения c объясняется тем, что фотоны с l > 3646 уже не могут ионизовать атом водорода со 2-го уровня энергии н, т. о., не могут поглотиться за счёт этого процесса. Регистрограмма спектра звезды g Близнецов спектрального класса A0V. Вертикальная линия показывает место границы серии Бальмера (3646 ). Длины волн l возрастают слева направо. В спектрах звёзд интенсивность излучения на длинах волн, немного превышающих 3646 , больше, чем на длинах волн, несколько меньших 3646 (см. рис.). Это обусловлено ростом темп-ры с глубиной. На длинах волн, где c меньше (l > 3646 ), наблюдается излучение, выходящее из более глубоких и, следовательно, более горячих слоев атмосферы. Более горячие слои светят сильнее холодных, чем и объясняется характер скачка интенсивности излучения в спектре звёзд. Б. с. в спектрах звёзд немного сдвинут от 3646   в сторону более длинных волн и размыт по шкале длин волн на десятки (для белых карликов - на сотни) ангстрем. Это связано с тем, что в звёздных атмосферах спектральные линии уширены тем сильнее, чем плотнее атмосфера (эффект обусловлен давлением газа). Вблизи границы спектр. серии линии сливаются, продолжая непрерывный спектр звезды и отодвигая положение Б. с. к большим длинам волн. По положению и размытию Б. с., а также по перепаду интенсивности излучения в ней можно судить о светимости классе и др. параметрах звезды. На основе измерения этих трёх характеристик Б. с. разработана классификация звёзд. Наиболее сильно выражен Б. с. у звёзд спектр. классов А и F. В атмосферах звёзд др. классов 2-й уровень энергии водорода заселён мало - у более горячих из-за сильной ионизации водорода, у более холодных - из-за недостаточной темп-ры газа (см. Саха формула, Больцмана распределение). Б. с. наблюдается также в спектрах газовых туманностей (см. рис. 4 в ст. Зоны НII), ядер галактик, квазаров и т. д. Б. с. в зонах НII характеризуется значит. перепадом интенсивности ( 5 раз) и имеет противоположный по отношению к Б. с. в атмосферах звёзд знак: при l < 3646 интенсивность излучения больше, чем при l > 3646 . Это связано с тем, что прозрачный газ туманностей (зон НII) сильнее светит на тех длинах волн, где c больше, а также с тем, что в отличие от фотосфер звёзд излучение туманностей наблюдается на тёмном фоне неба, а не на фоне излучения более глубоких и горячих слоев звёзд. У звёзд, окружённых газовыми оболочками, действуют эффекты, характерные как для звёзд, так и для туманностей, и Б. с. может быть любого знака. Лит.: Мартынов Д. Я., Курс общей астрофизики, 3 изд., М., 1979; Грей Д., Наблюдения и анализ звездных фотосфер, пер. с англ., М., 1980; Аллер Л., Лиллер У., Планетарные туманности, пер. с англ., М., 1971; Каплан С. Л., Пикельнер С. В., Межзвездная среда, М., 1963. (Н.Г. Бочкарёв)