バルマージャンプ

星イカロスの観測スペクトルにおけるバルマー不連続性。この図のジャンプは、宇宙論的赤方偏移により、約920 nm付近（本来の364.5 nmではなく）に現れている。

2つの恒星のバルマー系列のジャンプ：上はオリオン座ε星（O9.7 V）、下はおうし座β星（B7 III）。垂直の青い線はバルマー系列の限界を表しています。

バルマージャンプ、バルマー不連続、またはバルマーブレークとは、水素のバルマー系列の限界である約364.5 nmの両側で恒星連続スペクトルの強度が異なっている現象です。これは、水素原子の第2エネルギー準位から電子が完全に電離されること（束縛自由吸収）によって引き起こされ、364.5 nmより短い波長で連続吸収が生じます。^[¹^]

場合によっては、バルマー不連続性が連続放射を示すことがあり、通常はバルマー線自体が強く放射している場合である。^{[ 2 ]}^{[ 3 ]}他の水素スペクトル系列も束縛自由吸収を示し、したがって連続不連続性を示すが、近紫外域のバルマージャンプが最も多く観測されている。^{[ 4 ]}^{[ 5 ]}

連続吸収の強さ、ひいてはバルマージャンプの大きさは、吸収の原因となる領域の温度と密度に依存します。恒星の温度が低い場合、密度が不連続の強さに最も強く影響し、これを利用して表面重力、ひいては光度に基づいて恒星を分類することができます。^{[ 6 ]}この効果はA型星で最も強く現れますが、高温の恒星では、表面重力よりも温度の方がバルマージャンプに大きな影響を与えます。^{[ 2 ]}^{[ 7 ]}

参考文献

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関連項目

参考文献