En la transición de un nivel de energía de electrones más alto a uno más bajo, digamos m ↦ n, un átomo de hidrógeno emite un fotón de longitud de onda λ satisfactorio
1λ=R∞[1norte2-1metro2] ,
dónde
R∞= 1.09737315685metro- 1es la constante de Rydberg por
n = 1, es decir, el nivel de energía de destino es el estado fundamental, que varía
metroforma la
serie de Lyman :
Lyα (
2 ↦ 1),
Lyβ (
3 ↦ 1),
Lyγ (
4 ↦ 1), etc. El
n = 2El nivel de energía de destino forma la
serie Balmer :
Licenciado en Letrasα (
3 ↦ 2),
Licenciado en Letrasβ (
5 ↦ 2), etc., que en realidad fue la primera serie que se descubrió, y con frecuencia se etiqueta simplemente con hidrógeno.
¿Qué se puede interpretar todo a partir de esto? ¿Es porque la energía de la radiación contenida por la llamarada se encuentra alrededor de esta longitud de onda? ¿Y por qué la cromosfera?
Una llamarada solar es un evento muy caliente y violento que irradia energía a través del espectro electromagnético. La importancia de la línea H-α se debe a las conveniencias de la observación.
Las líneas espectrales de hidrógeno están fuera de la banda visible, excepto los primeros cuatro de la serie Balmer, desde la línea roja H-α hasta la línea violeta H-δ. Cuando un ion de hidrógeno y un electrón se recombinan en un átomo, el resultado es generalmente un átomo de hidrógeno en un estado excitado. Eventualmente, decae al estado fundamental, pero no tiene que hacer la transición directamente allí, y generalmente lo hace en una secuencia aleatoria de transiciones. Sin embargo, una fracción muy considerable de esas transiciones incluye el3 ↦ 2 salto que produce la línea H-α.
Por lo tanto, la presencia de la línea H-α es una forma fácil de identificar hidrógeno ionizado, y en particular, un brillo repentino de la línea H-α en un espectro de línea de emisión es un indicador de que algo energético está sucediendo para ionizar el hidrógeno. (Más de lo habitual, eso es). Y ahí es donde entra la cromosfera, la "atmósfera" de baja densidad que rodea al Sol: tiene un espectro de línea de emisión, es decir, su espectro es brillante en bandas estrechas que corresponden a su composición atómica o molecular. Esto es diferente a la fotosfera, que tiene un espectro de línea de absorción en su lugar.