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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は、水素のバルマー系列の限界（約364.5 nm）の両側での恒星連続スペクトルの強度の差です。これは、電子が水素原子の2番目のエネルギーレベルから直接完全にイオン化される（束縛自由吸収）ことによって発生し、364.5 nmより短い波長で連続吸収を生成します。[1]
場合によっては、バルマー不連続面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ときに起こります。[2] [3]他の水素スペクトル系列も境界自由吸収を示し、したがって連続不連続を示しますが、近紫外線 でのバルマージャンプが最もよく観測されています。[4] [5]
連続吸収の強さ、したがって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。より低温の恒星では、密度が不連続性の強さに最も強く影響し、これは表面重力、したがって光度に基づいて恒星を分類するために使用できます。[6] この効果はAクラスの恒星で最も強くなりますが、より高温の恒星では、温度が表面重力よりもバルマージャンプに大きな影響を与えます。[2] [7]
参照
参考文献
- ^ミハラス、ディミトリ (1967)。 「初期型星の統計的平衡モデル大気。I. 水素連続体」。天体物理学ジャーナル。149 :169。Bibcode : 1967ApJ ...149..169M。doi : 10.1086/149239。
- ^ ab Slettebak, A.; Stock, J. (1957). 「低分散の対物プリズムスペクトルによる高輝度初期型星の分類。7つの図付き」。Zeitschrift für Astrophysik . 42:67 . Bibcode :1957ZA.....42...67S.
- ^ クニッゲ、クリスチャン;ロング、ノックス S.ウェイド、リチャード A.バプティスタ、ライムンド。ホーン、キース。ヒューベニー、イワン。ルッテン、ルネ GM (1998)。 「ハッブル宇宙望遠鏡による新星様大変動変数UX おおぐま座の食観測」天体物理学ジャーナル。499 (1): 414–428。arXiv : astro-ph/9801206。Bibcode :1998ApJ...499..414K。土井：10.1086/305617。
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- ^ Crowther, PA (1997). 「高温星の有効温度」.国際天文学連合シンポジウム. 189 : 137–146. Bibcode :1997IAUS..189..137C. doi : 10.1017/S0074180900116614 .