Balmerov skok i Pasenov kontinum

U prethodnom poglavlju smo videli kako iz sirine i oblika apsorpcionih i emisionih linije u spektru, mozemo izvesti zakljucke o temperaturi, pritisku, gustini i kinematickim osobinama regiona u kojem nastaju linije.
Kontinum astronomskog spektra takodje nam moze pruziti vazne podatke o fizickim uslovima koji vladaju u objektu i to najcesce preko Balmerovog skoka i Pasenovog kontinuma, iz kojih mozemo saznati korisne informacije o temperaturi i pritisku.

Balmerov skok je naglo povecanje inteziteta kontinuma na granici vodonikaove Balmerove serije, na talasnoj duzini od 364.6 nm. Do ove pojave dolazi jer fotoni talasne duzine 364.6 nm imaju minimalnu energiju da fotojonizuju vodonikov atom sa drugog energetskog nivoa. Fotoni kracih talasnih duzina imaju jos vecu energiju i takodje ce moci da jonizuju vodonikov atom, dok fotoni sa talasnim duzinama vecim od 364.6 nm, nece imati dovoljno energije da izvrse jonizaciju. Pri fotojonizaciji, foton biva zauvek izgubljen, tj. apsorbovan, jer svu svoju energiju trosi na izbacivanje elektrona iz atoma i na njegovu kineticku energiju. Posto samo fotoni talasne duzine manje od 364.6 nm mogu da jonizuju atom, koeficijent apsorpcije na tim talasnim duzinama ce biti veci, a samim tim fluks zracenja manji, nego za talasne duzine vece od 364.6 nm, sto ce za posledicu imati skok, tj. naglo povecanje intenziteta kontinuma na toj talasnoj duzini. Na talasnim duzinama manjim od 364.6 nm, gde je veci koeficijent apsorpcije, zracenje potice iz plicih slojeva, jer su fotoni iz dubljih slojeva apsorbovani, dok fotoni za talasne duzine vece od date, poticu iz dubljih slojeva.



slika 7. Primer Balmerovog skoka


slika 8. Zavisnost Balmerovog skoka od koeficijenta apsorpcije

Velicina Balmerovog skoka se menja u zavisnosti od temperature i pritiska koji vladaju u toj sredini.
U slucaju zvezda, Balmerov skok je najveci za zvezde cija je Teff=10000K. To je posledica toga sto u sastavu tih zvezda dominira neutralni vodonik, koji biva jonizovan. Medjutim, kod vrelijih zvezda, u njihovom sastavu vec dominiraju joni vodonika, jer na visokim temperaturama neutrali ne mogu da se odrze. Fotoni ne mogu da izvrse jonizaciju, jer je veliki broj atoma vec jonizovan i Balmerov skok se smanjuje. U sastavu hladnih zvezda dominira negativni jon vodonika H-. Posto se valentni elektron sada nalazi dalje od jezgra nego kod neutrala, bice potrebna manja energija da bi doslo do jonizacije, tako da je granicna talasna duzina 870 nm, sto je znatno pomereno ka crvenom u odnosu na Balmerov skok (364.6 nm). Posledica toga je, takodje, smanjenje Balmerovog skoka.



slika 9. Zavisnost Balmerovog skoka od temperature

Pri povecanju pritiska dolazi do smanjenja Balmerovog skoka. Naime, Povecanjem pritiska, povecava se i elektronski pritisak, povrsinska gravitacija, kao i koncentracija H- jona, sto uzrokuje pad Balmerovog skoka.

Pasenov kontinum se nalazi u podrucju Pasenove serije i on nam takodje daje podatke o pritisku i temperaturi. Povecanjem temperature menja se fluks i nagib Pasenovog kontinuma. Kod hladnijih zvezda nagib linearno raste sa porastom temperature, a kod zvezda ranijih spektralnih klasa od AO, nagib je manje osetljiv na temperaturu zvezde.(slika) Pomocu Pasenovog kontinuma temperatura se moze odrediti do tacnosti od 2-3%, s tim sto ta temperatura potice iz dubljih slojeva fotosfere (T=1), nego efektivna temperatura(T=2/3).
Pasenov kontinum je slabo osetljiv na povrsinsku gravitaciju i pritisak.


slika 10. Zavisnost Pasenovog kontinuma od temperature

Pocetna strana