Введение

Спектральная линия перехода состояния водорода в УВЧ-диапазоне радиочастот. Водородные линии в целом.

Водородная линия, 21-сантиметровая линия или линия H I — это спектральная линия, возникающая при изменении энергетического состояния одиночных, электрически нейтральных атомов водорода. Она образуется в результате спин-флип-перехода, то есть изменения направления спина электрона относительно спина протона. Это квантовый переход между двумя гиперфиновыми уровнями основного состояния водорода 1s. Электромагнитное излучение, создающее эту линию, имеет частоту 1420,405751768 (1,42 ГГц), что эквивалентно длине волны 21,106114054160 в вакууме. Согласно соотношению Планка — Эйнштейна, фотон, испускаемый при этом переходе, имеет энергию 5,8743261841116 [9,411708152678]. Постоянная пропорциональности, h, известна как постоянная Планка. Частота водородной линии лежит в диапазоне L, который находится в нижней части микроволновой области электромагнитного спектра. Она часто наблюдается в радиоастрономии, поскольку эти радиоволны могут проникать сквозь большие облака межзвездной космической пыли, непрозрачные для видимого света. Существование этой линии было предсказано голландским астрономом Х. ван де Хюльстом в 1944 году, а затем непосредственно обнаружено Э.М. Перселлом и его учеником Х.Э. Эвеном в 1951 году. Наблюдения водородной линии использовались для установления спиральной структуры Млечного Пути, для расчета массы и динамики отдельных галактик, а также для проверки изменений постоянной тонкой структуры со временем. Она имеет особое значение для космологии, поскольку позволяет изучать раннюю Вселенную. Благодаря своим фундаментальным свойствам эта линия представляет интерес при поиске внеземного разума. Эта линия является теоретической основой водородного мазера.

Причина

Атом нейтрального водорода состоит из электрона, связанного с протоном. Наименьшее стационарное энергетическое состояние связанного электрона называется основным состоянием. И электрон, и протон обладают собственными магнитными дипольными моментами, обусловленными их спином, взаимодействие которых приводит к небольшому увеличению энергии при параллельном направлении спинов и к уменьшению – при антипараллельном. Тот факт, что разрешены только параллельные и антипараллельные состояния, является следствием квантовомеханической дискретизации полного углового момента системы. Когда спины параллельны, магнитные дипольные моменты антипараллельны (поскольку электрон и протон имеют противоположные заряды), поэтому можно было бы ожидать, что эта конфигурация будет иметь более низкую энергию, подобно тому, как два магнита выравниваются так, чтобы северный полюс одного был ближе к южному полюсу другого. Однако эта логика здесь не работает, поскольку волновые функции электрона и протона перекрываются; то есть, электрон не пространственно отделен от протона, а охватывает его. Поэтому магнитные дипольные моменты лучше рассматривать как крошечные контуры тока. Поскольку параллельные токи притягиваются, параллельные магнитные дипольные моменты (то есть антипараллельные спины) имеют более низкую энергию. В основном состоянии переход между этими выровненными состояниями, связанный с инверсией спина, имеет разность энергий, равную 5.87433. Применив это к соотношению Планка, получим: где λ – длина волны излучаемого фотона, ν – его частота, E – энергия фотона, h – постоянная Планка, а c – скорость света. В лабораторных условиях параметры водородной линии были измерены более точно: λ = 21.106114054160 ν = 1420405751.768 в вакууме. Этот переход сильно запрещен и характеризуется чрезвычайно малой вероятностью перехода, равной 2,9, а среднее время жизни возбужденного состояния составляет около 11 миллионов лет. Спонтанное возникновение этого перехода вряд ли можно наблюдать в земной лаборатории, но его можно искусственно индуцировать посредством вынужденного излучения с использованием водородного мазера. Он обычно наблюдается в астрономических условиях, например, в водородных облаках нашей и других галактик. Благодаря принципу неопределенности, его длительное время жизни обуславливает чрезвычайно малую естественную ширину спектральной линии, поэтому основное расширение связано с доплеровским сдвигом, вызванным оптовым движением или ненулевой температурой излучающих областей.

Открытие

В 1930-х годах было замечено, что радио "шипит" с суточной периодичностью и, по-видимому, имело внеземное происхождение. После первоначальных предположений о солнечной природе этого явления, было установлено, что радиоволны распространяются из центра Галактики. Эти открытия были опубликованы в 1940 году и привлекли внимание Яна Оорта, который понимал, что значительный прогресс в астрономии станет возможен при наличии линий излучения в радиодиапазоне спектра. Он обратился к Хендрику ван де Хюльсту, который в 1944 году предсказал, что нейтральный водород может излучать на частоте 1420.4058 благодаря двум близким энергетическим уровням в основном состоянии атома водорода. Линия 21 см (1420,4 МГц) была впервые зарегистрирована в 1951 году Эвеном и Перселем в Гарвардском университете, а публикация результатов состоялась после подтверждения их данных голландскими астрономами Мюллером и Оортом, а также Кристиансеном и Хиндманом в Австралии. После 1952 года были созданы первые карты распределения нейтрального водорода в Галактике, которые впервые позволили увидеть спиральную структуру Млечного Пути.

В радиоастрономии

Спектральная линия 21 см наблюдается в радиодиапазоне (в частности, в полосе L частотного диапазона UHF микроволнового окна). Электромагнитное излучение в этом диапазоне легко проходит через атмосферу Земли и может наблюдаться с Земли с минимальными помехами. Водородная линия способна проникать сквозь облака межзвездной космической пыли, непрозрачные для видимого света. Если предположить, что атомы водорода равномерно распределены по всей галактике, то любая линия взгляда, проходящая через галактику, обнаружит водородную линию. Единственное различие между этими линиями – эффект Доплера. Следовательно, при допущении кругового движения можно вычислить относительную скорость каждого рукава нашей галактики. Кривая вращения нашей галактики была построена на основе 21-сантиметровой водородной линии. Затем, используя график кривой вращения и скорости, можно определить расстояние до определенной точки внутри галактики. Однако ограничением этого метода является то, что отклонения от кругового движения наблюдаются в различных масштабах. Наблюдения водородной линии косвенно использовались для расчета массы галактик, для установления ограничений на возможные изменения постоянной тонкой структуры со временем и для изучения динамики отдельных галактик. Напряженность магнитного поля межзвездного пространства можно измерить, наблюдая эффект Зеемана на 21-сантиметровой линии; эта задача была впервые решена Г. Л. Вершюром в 1968 году. В теории, возможно осуществлять поиск атомов антиводорода, измеряя поляризацию 21-сантиметровой линии во внешнем магнитном поле. Деутерий имеет схожую сверхтонкую спектральную линию на длине волны 91,6 см (327 МГц), и относительная интенсивность 21-сантиметровой линии по отношению к 91,6-сантиметровой линии может быть использована для измерения отношения дейтерия к водороду (D/H). В 2007 году одна группа исследователей сообщила о значении D/H в галактическом антицентре, равном 21 ± 7 частей на миллион.

В космологии

Эта линия представляет большой интерес для космологии Большого взрыва, поскольку это единственный известный способ исследовать космологические «тёмные века» от рекомбинации (когда впервые образовались стабильные атомы водорода) до реионизации. С учетом красного смещения, эта линия будет наблюдаться на Земле в диапазоне частот от 200 МГц до примерно 15 МГц. Она имеет потенциально два применения. Во-первых, путём картирования интенсивности излучения на длине волны 21 сантиметр, она в принципе может предоставить очень точную картину спектра мощности материи в период после рекомбинации. Во-вторых, она может дать представление о процессе реионизации Вселенной, поскольку нейтральный водород, ионизированный излучением звёзд или квазаров, будет проявляться как области пониженной яркости на фоне излучения на 21 см. О других помехах, таких как синхротронное и свободное-свободное излучение в галактике, известно немного. Несмотря на эти трудности, наблюдения на длине волны 21 см, вместе с наблюдениями гравитационных волн из космоса, обычно рассматриваются как следующий крупный прорыв в наблюдательной космологии после изучения поляризации космического микроволнового фона.