Astrofotografie :: Glossar - Balmer-Serie

Glossar - Balmer-Serie

Balmer-Serie

Der ionisierte Wasserstoff der meisten » Emissionsnebel strahlt nicht einfach nur im Tiefrot der Hα-Linie, sondern gibt ein ganzes ´Bündel´ an verschieden Spektrallinien ab. Im sichtbaren Licht ist für uns Astrofotografen dabei die Balmer-Serie (Hauptquantenzahl m=2) besonders interessant.

Beim Rekombinieren gibt angeregter (ionisierter) Wasserstoff die aufgenommene Ionisations-Energie als wohldefinierte ´Energiehäppchen´ wieder ab. Dabei wird in diesem Falle Licht mit einer ganz bestimmten Wellenlänge λ abgegeben:

+----|-------+---------------------------+
| H  |   λ   | Farbe                     |
+----|-------+---------------------------+
| Hα | 656,3 | Tiefrot                   |
| Hß | 486,1 | Blau - leicht grünstichig |
| Hγ | 434,1 | Blau                      |
| Hδ | 410,2 | Violett                   |
| Hε | 397,0 | Violett                   |
| Hζ | 388,9 | Violett                   |
| Hη | 383,5 | Violett                   |
| H∞ | 364,6 | Ultraviolett              |
+----|-------+---------------------------|

Je nachdem, aus welcher ´Höhe´ (Anregungszustand) das Elektron wieder auf seine ursprüngliche Bahn (=Grundzustand) zurückfällt, kann die Wellenlänge und damit die Farbe recht unterschiedlich sein. Nach kleineren Wellenlängen rücken diese Spektrallinien immer enger zusammen.

Die für die Astrofotografie wichtigsten Spektrallinien sind die ersten beiden - Hα und Hß, die sich mit entsprechenden Filtern fotografisch sehr gut darstellen lassen. Aber auch die weiteren Linien dieser Serie dürfen nicht ganz vernachlässigt werden.

Es gibt noch weitere Serien, darunter die für die Astronomie wichtige » Lyman-Serie (m=1, Ultraviolett), aber auch die Paschen-(m=3, Infrarot), Brackett-(m=4, Infrarot) und Pfund-Serie(m=5, Infrarot).