Co to jest skok Balmera w spektroskopii?
Skok Balmera (ang. Balmer break lub Balmer jump) to nagłe obniżenie strumienia promieniowania w widmie gwiazdy lub galaktyki po stronie fioletowej serii Balmera, przy długości fali ok. 364,6 nm. Wynika z pochłaniania promieniowania przez wodór atmosferyczny gwiazdy – fotony o tej energii jonizują atomy wodoru z poziomu n=2. Jest ważnym narzędziem do szacowania odległości galaktyk i temperatur gwiazd.
Seria Balmera to przejścia elektronów w atomie wodoru zakończone na poziomie n=2, dające linie Halfa (656 nm, czerwona), Hbeta (486 nm, niebieska-zielona), Hgamma i dalej aż do granicy serii przy 364,6 nm. Fotony krótszej fali niż 364,6 nm jonizują wodór z poziomu n=2 i są absorbowane – stąd skok jasności w tym miejscu widma. Im więcej wodoru w atmosferze gwiazdy i im niższa temperatura (bo więcej atomów jest w stanie n=2 dla chłodniejszych gwiazd klasy A-F), tym głębszy skok. Galaktyki o starych populacjach gwiazd (eliptyczne) mają wyraźny skok Balmera przy 4000 A (Balmer/4000A break), co jest wskaźnikiem tempa formowania gwiazd i wieku populacji gwiazdowej.
Skok Balmera przy 4000 angstremach (D4000) jest powszechnie stosowanym wskaznikiem spektroskopowym w kosmologii – im większe przesunięcie ku czerwieni galaktyki, tym bardziej przesunięty jest ten skok w obserwowanym widmie. Teleskop JWST i wcześniej HST z grantem specjalnym CLASH używaly skoku Balmera do fotometrycznego szacowania przesunięcia ku czerwieni galaktyk do z>10, umożliwiajac badanie wczesnych etapów formowania się galaktyk.