Co to jest linia H-alfa?
H-alfa (Hα) to najintensywniejsza linia emisyjna wodoru w zakresie widzialnym, o długości fali 656,28 nm (głęboka czerwień). Powstaje gdy elektron w atomie wodoru przeskakuje z trzeciego na drugi poziom energetyczny (przejście Balmera 3→2). Jest kluczową linią widmową w astronomii obserwacyjnej, szczególnie w obserwacjach Słońca i mgławic.
W astrofotografii filtr H-alfa (typowa przepustowość 3-7 nm lub 1-3 nm dla wąskopasmowych) izoluje promieniowanie z zjonizowanego wodoru, umożliwiając fotografowanie mgławic emisyjnych nawet w warunkach silnego zanieczyszczenia świetlnego miast. Większość efektownych czerwono-różowych mgławic na fotografiach astronomicznych to właśnie emisja Hα: Mgławica Oriona, Rozeta, Serce, Dusza, Laguna. Teleskopy słoneczne wyposażone w filtr Hα (etalon Fabry-Perota) pokazują chromosferę, protuberancje i filamenty słoneczne.
W kosmologii przesunięcie Hα ku czerwieni (redshift) jest podstawową metodą wyznaczania odległości i prędkości ucieczki galaktyk: dla galaktyki w odległości 1 miliarda ly linia Hα przesuwa się o ok. 15 nm ku czerwieni. W spektroskopii gwiazdowej szerokość i głębokość linii Hα informuje o temperaturze, aktywności i rotacji gwiazdy. Emisja Hα jest też markerem aktywnych regionów formowania gwiazd w galaktykach.