H-α
H-α，在天文学和物理学上是氢的一条具体可见的红色发射谱线，波长为6562.8 Å。依据原子的波耳模型，电子是存在于量子化能阶的轨道上绕着原子的原子核。这些能阶以主量子数 n = 1、2、3、... .来描述，电子只能存在于这些状态中，并且也只能在这些状态中转移。
这一组从 n ≥ 3 转换至 n = 2 的谱线称为巴耳末系，并以连续的希腊字母依序为成员命名：
- n = 3 至 n = 2称为巴耳末-α或H-α，
- n = 4 至 n = 2称为H-β，
- n = 5 至 n = 2称为H-γ，依此类推。
在来曼系，命名的惯例是：
- n = 2至 n = 1称为来曼-α,
- n = 3至 n = 1称为来曼-β，依此类推。
H-α的波长是656.281 奈米，是在可见电磁频谱的红色部分，并且是天文学家追踪气体云气中被电离的氢含量最容易的方法。因为将氢原子的电子从 n = 1激发到n = 3，与将他游离的能量几乎相同，因此电子被激发到n = 3而不被游离的几率是非常小的。反而是，在被电离之后的氢核再与新的电子再结合成氢原子时，在新的原子，电子可以先存在于任何一个能阶上，然后再落至基态（n=1）并辐射出光子来转换。几乎有一半的时间，这些能阶会包括n=3至n=2的转换，因此原子将辐射出H-α。所以，H-α发生在氢被电离的区域内。
因为氢是星云的主要部分，相对的H-α很容易自吸收而饱和，因此他可能显示云气的形状和范围，但不能用来确定云气的质量。替代的，二氧化碳、一氧化碳、甲醛、氨或乙腈是典型的用于测定云气的质量。
滤镜[编辑]
H-α滤镜是以H-α的波长为中心设计的一种窄频带宽的光学滤镜，它们以能通过滤镜的波长带宽来描述其特性[1]。这些滤镜由多层（～50）的真空喷涂来镀镜，这些层次都选择能导致干涉效应以过滤掉除了需要的波长以外的所有波长[2]。
另一种选择是使用光标准具（etalon）做为窄频滤镜（以阻拦过滤器或能量阻绝过滤器），以H-α发射线的波长为中心只让很窄的波长通过（<1 Å）。光标准具和二向色性干涉滤波器的物理在本质上是相同的（依靠在表面之间的建设性或破坏性干涉反射），但执行的方法不同（干扰滤波器依靠内部反射的干涉）。由于可见的H-α特征有时会与高速度结合（像是高速移动的日珥和喷发物），太阳H-α光标准具通常都能调整（经由倾斜或改变温度）来应付伴生的多普勒效应。