Co to jest linia Lymana?
Seria Lymana (linie Lymana) to rodzina linii widmowych neutralnego atomu wodoru emitowanych lub pochłanianych w zakresie ultrafioletowym (90-122 nm), powstających przy przejściach elektronów między stanem podstawowym (n=1) a wyższymi poziomami energetycznymi (n=2, 3, 4…). Seria nazwana została od Theodora Lymana, który odkrył ją w latach 1906-1914.
Najważniejsze linie serii Lymana: Lyman-alfa (Ly-alfa) – przejście n=2 do n=1, długość fali 121,567 nm – najsilniejsza linia emisyjna i absorpcyjna wodoru w UV, kluczowa dla badania ISM i kosmologii; Lyman-beta – 102,572 nm (n=3 do n=1); Lyman-gamma – 97,253 nm; granica Lymana (Lyman break) – 91,2 nm – fotony krótszej fali jonizują wodór i są całkowicie pochłaniane przez neutralny wodór. Z powodu przesunięcia ku czerwieni, linie Lymana odległych kwazarów i galaktyk (z > 2-3) przesunięte są do zakresu optycznego i są łatwo obserwowalne z Ziemi za pomocą teleskopów optycznych. Las Lymana-alfa (setki linii absorpcyjnych w widmach kwazarów) jest jednym z najważniejszych narzędzi kosmologicznych.
Lyman-alfa jest dominującą linią emisyjną we wczesnym Wszechświecie – galaktyki emisyjne Lymana-alfa (LAE, Lyman Alpha Emitters) są jednymi z najodleglejszych znanych galaktyk (z > 7). JWST bada LAE w epoce rejonizacji z ~ 6-12, by zrozumieć jak pierwsze galaktyki jonizowały Wszechświat. Linia Ly-alfa jest też używana do pomiaru prędkości wiatrów z aktywnych jąder galaktyk (AGN) przez tzw. broad absorption line quasars (BAL QSO).