Кіріспе

UHF радиожиіліктеріндегі сутек атомының күйінің өзгеруінің спектрлік сызығы, сутек сызықтары түгелдей.

Сутек сызығы, 21 сантиметрлік сызық немесе H I сызығы – жалғыз, электрлік бейтарап сутек атомдарының энергия күйінің өзгеруінен туындайтын спектрлік сызық. Ол спиндік ауысу арқылы пайда болады, яғни электронның спинінің бағыты протонның спиніне қатысты кері өзгереді. Бұл сутек атомының негізгі күйінің екі гиперфина деңгейі арасындағы кванттық күйдің өзгеруі. Осы сызықтың электромагниттік сәулеленуінің жиілігі 1420.405751768 (1,42 ГГц) құрайды, бұл вакуумде 21.106114054160 толқын ұзындығына тең. Планк-Эйнштейн қатынасына сәйкес, бұл ауысу кезінде шығарылатын фотонның энергиясы 5.8743261841116 [9.411708152678] тең. Пропорционалдық тұрақтысы h – Планк тұрақтысы деп аталады. Сутек сызығының жиілігі электромагниттік спектрдің микротолқындық аймағының төменгі бөлігінде орналасқан L жолағында жатыр. Бұл сызық радиоастрономияда жиі байқалады, себебі бұл радио толқындары көзге көрінетін жарыққа өткір емес, ғарыштық шаңның үлкен бұлттарынан өте алады. Бұл сызықтың бар екендігін 1944 жылы голланд астрономы Х. ван де Хюльст болжаған, ал 1951 жылы Э.М. Перселл және оның шәкірті Х.Э. Эвен тікелей байқаған. Сутек сызығының байқаулары Құс жолының спиральдік пішінін анықтауға, жеке галактикалардың массасы мен динамикасын есептеуге, сондай-ақ уақыт өте келе ірі құрылым тұрақтысының өзгеруін тексеруге пайдаланылды. Бұл сызық космология үшін маңызды, өйткені оны ерте ғаламды зерттеу үшін қолдануға болады. Оның негізгі қасиеттеріне байланысты, бұл сызық сыртқы әлемдегі интеллектіні іздеуде де қызығушылық тудырады. Бұл сызық сутек мазерінің теориялық негізін құрайды.

Себеп

Бейтарап сутек атомы протонға байланған электроннан тұрады. Байланысты электронның ең төменгі тұрақты энергиясы оның негізгі күйі деп аталады. Электрон мен протонның екеуі де спинге байланысты ішкі магниттік дипольдық моменттерге ие, олардың өзара әрекеттесуі спиндер қатарлас болғанда энергияның сәл өсуіне, ал антипараллель болғанда төмендеуіне әкеледі. Тек қатарлас және антипараллель күйлерге ғана рұқсат етілуі – жүйедегі жалпы бұрыштық импульстің кванттық механикалық дискреттелуінің нәтижесі. Спиндер қатарлас болғанда, магниттік дипольдық моменттер антипараллель болады (электрон мен протонның заряды қарама-қарсы болғандықтан), сондықтан бұл конфигурация екі магниттің солтүстік полюсі екіншісінің оңтүстік полюсіне жақын орналасуы сияқты, төменгі энергияға ие болады деп күтуге болады. Алайда, бұл логика мұнда дұрыс келмейді, себебі электрон мен протонның толқындық функциялары үстіне жатады; яғни электрон протоннан кеңістікте орын ауыстыруға емес, оны қамтиды. Сондықтан магниттік дипольдық моменттерді шағын ток тізбектері ретінде қарастыру дұрыс. Параллель токтар тартылғандықтан, параллель магниттік дипольдық моменттер (яғни, антипараллель спиндер) төменгі энергияға ие. Негізгі күйде, осы реттелген күйлер арасындағы спин-флип ауысуының энергия айырмасы 5.87433-ке тең. Планк қатынасына қолданғанда, мына теңдеу шығады: мұнда λ – сәулеленген фотонның толқын ұзындығы, ν – оның жиілігі, E – фотон энергиясы, h – Планк тұрақтысы, ал c – жарық жылдамдығы. Зертхана жағдайында сутек сызығының параметрлері мынадай дәлдікпен өлшенді: λ = 21.106114054160 ν = 1420405751.768 вакуумде. Бұл ауысу өте сирек кездеседі, өте кішкентай ауысу жылдамдығы 2,9-ға тең, ал қозған күйдің орташа өмір сүру мерзімі шамамен 11 миллион жылды құрайды. Жердегі зертханада осы ауысудың өздігінен пайда болуы ықтимал емес, бірақ оны сутек мазерін пайдалана отырып, күшті эмиссия арқылы жасанды түрде тудыруға болады. Ол біздің галактикамыздағы және басқа галактикалардағы сутек бұлттары сияқты астрономиялық жағдайларда жиі байқалады. Белгісіздік принципіне байланысты оның ұзақ өмір сүру мерзімі спектральдық сызыққа өте кішкентай табиғи енді береді, сондықтан кеңеюдің көп бөлігі эмиссиялық аймақтардың көлемді қозғалысы немесе нөлден жоғары температурасынан туындаған Доплер эффектісіне байланысты.

Ашылу

1930 жылдары күн сайын өзгеретін және ғарыштан келгендей сезілетін радиолық "шу" байқалды. Бастапқыда бұл Күннің әсерінен туындаған деген болжамдар айтылғаннан кейін, радио толқындары Галактика ортасынан таралатыны анықталды. Осы жаңалықтар 1940 жылы жарияланды және Ян Оорт оған назар аударды, егер спектрдің радиолық бөлігінде эмиссиялық сызықтар болса, астрономияда маңызды прогресс жасауға болатынын білді. Ол бұл туралы 1944 жылы бейтарап сутегінің сутек атомының негізгі күйіндегі екі жақын энергия деңгейлерінің нәтижесінде 1420.4058 жиілігінде сәуле шығаруға болатынын болжаған Хендрик ван де Хюльстке сілтеме жасады. 21 см сызық (1420.4 МГц) алғаш рет 1951 жылы Гарвард университетінде Эвен мен Перселл анықтады, ал олардың деректері голланд астрономдары Мюллер мен Оорт, сондай-ақ Австралиялық Кристиансен мен Хиндман растағаннан кейін жарияланды. 1952 жылдан бастап Галактикадағы бейтарап сутегінің алғашқы карталары жасалды, олар алғаш рет Көше жолының спиральдық құрылымын көрсетті.

Радиоастрономияда

21 см спектральдық сызық радиоспектрде (микротолқын терезесінің УВЧ жолағының L жолағында) пайда болады. Бұл диапазондағы электромагниттік энергия Жер атмосферасы арқылы оңай өтеді және Жер бетінен аз кедергімен байқалуы мүмкін. Сутек сызығы көзге көрінетін жарыққа өткір емес жұлдызаралық ғарыш шаңының бұлттарынан оңай өтеді. Егер сутек атомдары галактика бойынша біркелкі таратылған болса, галактика арқылығы әр бағыт сутек сызығын көрсетеді. Бұл сызықтардың арасындағы жалғыз айырмашылық – Доплер жылжуы. Осылайша, айналма қозғалысты ескере отырып, галактикамыздың әр спираль қолдарының салыстырмалы жылдамдығын есептеуге болады. Біздің галактикамыздың айналу қисығы 21 см сутек сызығын пайдалана отырып есептелді. Содан кейін айналу қисығының графигі мен жылдамдық арқылы галактика ішіндегі белгілі бір нүктеге дейінгі қашықтықты анықтауға болады. Дегенмен, бұл әдістің шектеуі – әртүрлі масштабтарда айналма қозғалыстан ауытқулар байқалады. Сутек сызығының байқаулары галактикалардың массасын есептеу, ұсақ құрылым тұрақтысының уақыт өте келе өзгеруіне шектеулер қою және жеке галактикалардың динамикасын зерттеу үшін жанама түрде қолданылған. Жұлдызаралық кеңістіктің магнит өрісінің күшін 21 см сызықтағы Земан эффектісін байқау арқылы өлшеуге болады; бұл міндетті алғаш рет 1968 жылы Г. Л. Вершюр орындады. Теориялық тұрғыдан алғанда, сыртқы магнит өрісіндегі 21 см сызығының поляризациясын өлшеу арқылы антисутек атомдарын іздеу мүмкін. Деутерийдің 91,6 см (327 МГц) ұзындығында ұқсас жоғары ажыратымдылық спектральдық сызығы бар, ал 21 см сызығының 91,6 см сызығына қатысты күші деутерий мен сутек (D/H) арақатынасын өлшеу үшін пайдаланылуы мүмкін. 2007 жылы бір топ галактикалық антиорталықтағы D/H арақатынасы 21 ± 7 миллионнан бір бөлік екенін хабарлады.

Космологияда

Бұл сызық Ұлы жарылыс космологиясында зор қызығушылық тудырады, себебі бұл космологиялық "қара дәуірлерді" рекомбинациядан (тұрақты сутегі атомдарының алғаш рет пайда болуы) реионизацияға дейін зерттеудің жалғыз белгілі жолы. Қызыл жылжуды ескергенде, бұл сызық Жерде 200 МГц-ден шамамен 15 МГц-ке дейінгі жиіліктерде байқалады. Оның екі маңызды қолданысы бар. Біріншіден, 21 сантиметрлік қызыл жылған сәулеленудің қарқындылығын картографиялау арқылы, ол рекомбинациядан кейінгі кезеңдегі материяның қуат спектрінің өте нақты суретін бере алады. Екіншіден, ол ғаламның қалай реионизацияланғанын көрсетеді, себебі жұлдыздар немесе квазарлардың сәулесімен иондалған бейтарап сутек 21 см фонындағы бос кеңістіктер ретінде көрінеді. Галактикадағы синхротрондық эмиссия және еркін-еркін эмиссия сияқты басқа да алдыңғы жол эффекттері туралы мәлімет аз. Осы қиындықтарға қарамастан, 21 см байқаулары, ғарыштағы гравитациялық толқын байқауларымен бірге, ғарыштық микротолқындық фондық поляризациядан кейін байқау космологиясындағы келесі маңызды шекара деп есептеледі.