Бальмеровский декремент

Бальмеровский декремент — взаимное отношение интенсивностей эмиссионных линий серии Бальмера. Для областей H II и планетарных туманностей он практически не зависит от их температуры, плотности и оптической толщины, и для линий ${\displaystyle H_{\alpha },~H_{\beta },~H_{\gamma },~H_{\delta }}$ составляет 2,86 : 1 : 0,47 : 0,26, но для других объектов может сильно отличаться. Бальмеровский декремент может использоваться для оценки межзвёздного поглощения, которое влияет на наблюдаемый объект^[1][2][3].

Бальмеровский декремент определяется в первую очередь населённостью энергетических уровней атомов водорода, а также условиями выхода из среды фотонов. В планетарных туманностях и областях H II водород ионизован в основном за счёт взаимодействия с фотонами, поэтому заселение энергетических уровней определяется только механизмом рекомбинации. Поэтому бальмеровский декремент в них практически не зависит от температуры газа, плотности вещества и его оптической толщины — в этом случае он иногда называется небулярным декрементом^[1][2][3].

В других объектах, в которых газ ионизуется другими процессами — например, космическими лучами, рентгеновским излучением или ударами электронов — бальмеровский декремент спадает сильно быстрее и зависит от температуры. Также бальмеровский декремент значительно отличается для сред, непрозрачных в линиях серии Бальмера. Такие явления имеют место, например, в остатках сверхновых звёзд или в активных ядрах галактик^[1][2][3].

Обычно за единицу принимают интенсивность линии ${\displaystyle H_{\beta }}$ с длиной волны 4861 ангстрем^[1]. В таблице приведены значения бальмеровского декремента для различных условий: I — в туманностях, ионизованных излучением, прозрачных в линиях серии Лаймана; II — в туманностях, ионизованных излучением, непрозрачных в линиях серии Лаймана; III — в туманностях, ионизованных ударами электронов и непрозрачных в линиях серии Лаймана^[2].

Бальмеровский декремент для прозрачной в бальмеровских линиях среды с низкой плотностью и температурой 10000 K^[2]:

Линия	Энергетические уровни	Длина волны (Å)	Значение в условиях:
			I	II	III
${\displaystyle H_{\alpha }}$	3 → 2	6563	2,86	2,87	4,66
${\displaystyle H_{\beta }}$	4 → 2	4861	1	1	1
${\displaystyle H_{\gamma }}$	5 → 2	4320	0,470	0,466	0,42
${\displaystyle H_{\delta }}$	6 → 2	4102	0,262	0,256	0,22
${\displaystyle H_{\varepsilon }}$	7 → 2	3970	0,159	0,158	0,14

Бальмеровский декремент, наблюдаемый в какой-либо туманности, искажается межзвёздным покраснением: излучение более коротких волн поглощается сильнее, поэтому бальмеровский декремент становится более крутым. Таким образом, сравнивая наблюдаемый бальмеровский декремент с теоретическим, можно определять величину межзвёздного поглощения^[3][4].