miniatura|Un àtom d'hidrogen amb els espíns del protó i l'electró alineats (a dalt) experimenta una inversió de l'espín de l'electró, que resulta en l'emissió d'un fotó amb unalongitud d'ona de 21 cm (a baix) La línia d'hidrogen, línia de 21 centímetres, o la línia H I és una línia espectral que es crea per un canvi en l'estat energètic d'àtoms d'hidrogen solitaris i elèctricament neutres. Es produeix per una transició d'inversió d' espín, la qual cosa significa que la direcció de l'espín de l'electró s'inverteix respecte a l'espín del protó. Es tracta d'un canvi d'estat quàntic entre els dos nivells hiperfins de l'estat fonamental de l'hidrogen 1s. La radiació electromagnètica que produeix aquesta línia té una freqüència d' (1,42 GHz), que equival a una longitud d'ona de en el buit. Segons la relació de Planck-Einstein , el fotó emès per aquesta transició té una energia de [ ]. La constant de proporcionalitat, , es coneix com a constant de Planck.
La freqüència de la línia d'hidrogen es troba a la banda L, que es troba a l'extrem inferior de la regió de microones de l'espectre electromagnètic. S'observa amb freqüència en radioastronomia perquè aquestes ones de ràdio poden penetrar els grans núvols de pols còsmica interestel·lar que són opacs a la llum visible. L'existència d'aquesta línia va ser predita per l'astrònom neerlandès H. van de Hulst el 1944, i després observada directament per EM Purcell i el seu estudiant HI Ewen el 1951. Les observacions de la línia d'hidrogen s'han utilitzat per revelar la forma espiral de la Via Làctia, per calcular la massa i la dinàmica de galàxies individuals i per provar canvis en la constant d'estructura fina al llarg del temps. És de particular importància per a la cosmologia perquè es pot utilitzar per estudiar l'Univers primerenc. A causa de les seves propietats fonamentals, aquesta línia és d'interès en la recerca d'intel·ligència extraterrestre. Aquesta línia és la base teòrica del màser d'hidrogen.
Causa Un àtom d'hidrogen neutre consisteix en un electró unit a un protó. L'estat d'energia estacionari més baix de l'electró unit s'anomena estat fonamental. Tant l'electró com el protó tenen moments dipolars magnètics intrínsecs atribuïts al seu espín, la interacció del qual resulta en un lleuger augment de l'energia quan els espíns són paral·lels i una disminució quan són antiparal·lels. El fet que només es permetin estats paral·lels i antiparal·lels és el resultat de la discretització mecànica quàntica del moment angular total del sistema. Quan els espíns són paral·lels, els moments dipolars magnètics són antiparal·lels (perquè l'electró i el protó tenen càrrega oposada), per tant, s'esperaria que aquesta configuració tingués una energia més baixa, igual que dos imants s'alinearan de manera que el pol nord d'un estigui més a prop del pol sud de l'altre. Aquesta lògica falla aquí perquè les funcions d'ona de l'electró i el protó se superposen; és a dir, l'electró no està desplaçat espacialment del protó, sinó que l'envolta. Per tant, és millor pensar en els moments dipolars magnètics com a petits bucles de corrent. A mesura que els corrents paral·lels s'atrauen, els moments dipolars magnètics paral·lels (és a dir, espíns antiparal·lels) tenen una energia més baixa.
En l'estat fonamental, la transició d'espín-flip entre aquests estats alineats té una diferència d'energia de . Quan s'aplica a la relació de Planck, això dóna:
on és la longitud d'ona d'un fotó emès, és la seva freqüència, és l'energia del fotó, és la constant de Planck i és la velocitat de la llum en el buit. En un entorn de laboratori, els paràmetres de la línia d'hidrogen s'han mesurat amb més precisió com:
λ = ν =
en el buit.
on — la massa del protó,
—la massa de l'electró, — la constant Planck reduïda, — l'espín de l'electró g-factor (≈2.00), — l'espín del protó g-factor (≈5.59), — la càrrega elemental.
Com que la decadència implica una inversió d'espín, està prohibida per les transicions dipolars elèctriques. Requereix una transició dipolar magnètica, que té una taxa de transició espontània extremadament petita de , i un temps de vida mitjà de l'estat excitat d'uns 11 milions d'anys. Les col·lisions d'àtoms d'hidrogen neutres amb electrons o altres àtoms poden ajudar a promoure l'emissió de 21 fotons cm. És poc probable que es pugui veure una ocurrència espontània de la transició en un laboratori a la Terra, però es pot induir artificialment mitjançant emissió estimulada utilitzant un màser d'hidrogen. S'observa habitualment en entorns astronòmics com ara núvols d'hidrogen a la nostra galàxia i altres.
A causa del principi d'incertesa, la seva llarga vida útil dóna una incertesa energètica de l'ordre de . Comparat amb el valor de , produeix una línia espectral amb una amplada natural extremadament petita de l'ordre de , de manera que la major part de l'eixamplament es deu als desplaçaments Doppler causats pel moviment global o la temperatura diferent de zero de les regions emissores.
Descobriment miniatura|Antena de banya utilitzada per Ewen i Purcell per a la primera detecció de l'emissió de línies d'hidrogen de la Via Làctia Durant la dècada del 1930, es va notar que hi havia un "xiuxiueig" de ràdio que variava en un cicle diari i semblava ser d'origen extraterrestre. Després de suggeriments inicials que això era degut al Sol, es va observar que les ones de ràdio semblaven propagar-se des del Centre Galàctic. Aquests descobriments es van publicar el 1940 i van ser observats per Jan Oort, que sabia que es podien fer avenços significatius en astronomia si hi havia línies d'emissió a la part de ràdio de l'espectre. Va referir això a Hendrik van de Hulst, qui, el 1944, va predir que l'hidrogen neutre podia produir radiació a una freqüència d' a causa de dos nivells d'energia propers a l'espai en l'estat fonamental de l'àtom d'hidrogen.
El 21 línia de cm (1420,4 MHz) va ser detectada per primera vegada el 1951 per Ewen i Purcell a la Universitat Harvard, i publicada després que les seves dades fossin corroborades pels astrònoms holandesos Muller i Oort, i per Christiansen i Hindman a Austràlia. Després de 1952 es van fer els primers mapes de l'hidrogen neutre a la Galàxia, i es va revelar per primera vegada l'estructura espiral de la Via Làctia.
Usos En radioastronomia
La línia espectral de 21 cm apareix dins de l'espectre radioelèctric (a banda L de la banda UHF de la finestra de microones). L'energia electromagnètica en aquest rang passa fàcilment a través de l'atmosfera terrestre i es pot observar des de la Terra amb poca interferència. La línia d'hidrogen penetra fàcilment els núvols de pols còsmica interestel·lar que són opacs a la llum visible. Suposant que els àtoms d'hidrogen estan distribuïts uniformement per tota la galàxia, cada línia de visió a través de la galàxia revelarà una línia d'hidrogen. L'única diferència entre cadascuna d'aquestes línies és el desplaçament Doppler que té cadascuna d'aquestes línies. Per tant, assumint un moviment circular, es pot calcular la velocitat relativa de cada braç de la nostra galàxia. La corba de rotació de la nostra galàxia s'ha calculat utilitzant el línia d'hidrogen . Aleshores és possible utilitzar el gràfic de la corba de rotació i la velocitat per determinar la distància a un cert punt dins la galàxia. Tanmateix, una limitació d'aquest mètode és que s'observen desviacions del moviment circular a diverses escales.
Les observacions de línies d'hidrogen s'han utilitzat indirectament per calcular la massa de les galàxies, per posar límits a qualsevol canvi al llarg del temps de la constant d'estructura fina, i per estudiar la dinàmica de galàxies individuals. La intensitat del camp magnètic de l'espai interestel·lar es pot mesurar observant l'efecte Zeeman a la línia de 21 cm; una tasca que va ser realitzada per primera vegada per GL Verschuur el 1968. En teoria, pot ser possible buscar àtoms d'antihidrogen mesurant la polarització de la línia de 21 cm en un camp magnètic extern.
El deuteri té una línia espectral hiperfina similar a 91,6 cm (327 MHz), i la força relativa de la línia de 21 cm respecte a la línia de 91,6 cm es pot utilitzar per mesurar la relació deuteri-hidrogen (D/H). Un grup va informar el 2007 que la relació D/H a l'anticentre galàctic era de 21 ± 7 parts per milió.
En cosmologia La línia és de gran interès en la cosmologia del Big Bang perquè és l'única manera coneguda d'investigar les "edats fosques" cosmològiques des de la recombinació (quan es van formar per primera vegada àtoms d'hidrogen estables) fins a l'època de reionització. Després d'incloure el rang de desplaçament cap al vermell per a aquest període, aquesta línia s'observarà a freqüències de 200 MHz a uns 15 MHz a la Terra. Potencialment té dues aplicacions. Primer, mapejant la intensitat es desplaçada cap al vermell la radiació de 21 centímetres, pot, en principi, proporcionar una imatge molt precisa de l'espectre de potència de la matèria en el període posterior a la recombinació. En segon lloc, pot proporcionar una imatge de com es va reionitzar l'univers, ja que l'hidrogen neutre que ha estat ionitzat per la radiació d'estrelles o quàsars apareixerà com a forats al 21 cm de fons.
No obstant això, les observacions de 21 cm són molt difícils de fer. Els experiments terrestres per observar el senyal feble estan afectats per les interferències dels transmissors de televisió i la ionosfera, per la qual cosa s'han de fer des de llocs molt aïllats amb cura per eliminar les interferències. S'han proposat experiments espacials, inclosa la cara oculta de la Lluna (on estarien protegits de les interferències dels senyals de ràdio terrestres), per compensar això. Se sap poc sobre altres efectes de primer pla, com ara l'emissió de sincrotró i l'emissió lliure a la galàxia. Malgrat aquests problemes, les observacions de 21 cm, juntament amb les observacions d'ones gravitacionals basades en l'espai, es consideren generalment com la propera gran frontera en la cosmologia observacional, després de la polarització del fons còsmic de microones.
Rellevància per a la recerca de vida intel·ligent no humana miniatura|La transició hiperfina de l'hidrogen, tal com es representa a les naus espacials Pioneer i Voyager La placa Pioneer, adherida a les naus espacials Pioneer 10 i Pioneer 11, representa la transició hiperfina de l'hidrogen neutre i utilitza la longitud d'ona com a escala estàndard de mesura. Per exemple, l'alçada de la dona a la imatge es mostra com a vuit vegades 21 cm, o 168 cm. De la mateixa manera, la freqüència de la transició d'espín-flip d'hidrogen es va utilitzar per a una unitat de temps en un mapa de la Terra inclòs a les plaques Pioneer i també a les sondes Voyager 1 i Voyager 2. En aquest mapa, la posició del Sol es representa en relació amb 14 púlsars el període de rotació dels quals, al voltant de 1977, es dóna com un múltiple de la freqüència de la transició d'espín-flip d'hidrogen. Els creadors de la placa teoritzen que una civilització avançada podria utilitzar les ubicacions d'aquests púlsars per localitzar el Sistema Solar en el moment del llançament de la nau espacial.
El 21 La línia d'hidrogen cm es considera una freqüència favorable pel programa SETI en la seva cerca de senyals de possibles civilitzacions extraterrestres. El 1959, el físic italià Giuseppe Cocconi i el físic estatunidenc Philip Morrison van publicar "Searching for interestellar communications", un article que proposava la línia d'hidrogen de 21 cm i el potencial de les microones en la recerca de comunicacions interestel·lars. Segons George Basalla, l'article de Cocconi i Morrison "va proporcionar una base teòrica raonable" per al programa SETI, que aleshores estava naixent. De la mateixa manera, Pyotr Makovetsky va proposar que SETI utilitzés una freqüència igual a
× ≈
o
2 × ≈