Línea de hidrógeno - Hydrogen line

Para las líneas de hidrógeno en general, consulte las series espectrales de hidrógeno .

Línea de hidrógeno de 21 centímetros

La línea de hidrógeno , la línea de 21 centímetros o la línea H I es la línea espectral de radiación electromagnética que se crea por un cambio en el estado energético de los átomos de hidrógeno neutros . Esta radiación electromagnética tiene una frecuencia precisa de1 420 405 751 0,768 (2)  Hz , que es equivalente a la longitud de onda de vacío de21.106 114 054 160 (30) cm de espacio libre . Esta longitud de onda cae dentro de la región de microondas del espectro electromagnético , y se observa con frecuencia en radioastronomía porque esas ondas de radio pueden penetrar las grandes nubes de polvo cósmico interestelar que son opacas a la luz visible . Esta línea también es la base teórica del máser de hidrógeno .

Las microondas de la línea del hidrógeno provienen de la transición atómica de un electrón entre los dos niveles hiperfinos del estado fundamental del hidrógeno 1 s que tienen una diferencia de energía de5,874 326 184 1116 (81) μ eV [9,411 708 152 678 (13) × 10 -25  J ]. Se llama transición spin-flip . La frecuencia, ν , de los cuantos emitidos por esta transición entre dos niveles de energía diferentes viene dada por la relación de Planck-Einstein E = hν . Según esa relación, la energía fotónica de un fotón con una frecuencia de1 420 405 751 0,768 (2)  Hz es5,874 326 184 1116 (81) μ eV [9,411 708 152 678 (13) × 10 -25  J ]. La constante de proporcionalidad , h , se conoce como constante de Planck .

Porque

Más información: estructura hiperfina

El estado fundamental del hidrógeno neutro consiste en un electrón unido a un protón . Tanto el electrón como el protón tienen momentos dipolares magnéticos intrínsecos atribuidos a su espín , cuya interacción da como resultado un ligero aumento de energía cuando los espines son paralelos y una disminución cuando son antiparalelos. El hecho de que solo se permitan estados paralelos y antiparalelos es el resultado de la discretización mecánica cuántica del momento angular total del sistema. Cuando los espines son paralelos, los momentos dipolares magnéticos son antiparalelos (porque el electrón y el protón tienen carga opuesta), por lo tanto, uno esperaría que esta configuración tenga una energía más baja justo cuando dos imanes se alinearán de modo que el polo norte de uno esté más cerca de el polo sur del otro. Esta lógica falla aquí porque las funciones de onda del electrón y el protón se superponen; es decir, el electrón no se desplaza espacialmente del protón, sino que lo abarca. Por lo tanto, es mejor pensar en los momentos dipolares magnéticos como pequeños bucles de corriente. A medida que se atraen corrientes paralelas, los momentos dipolares magnéticos paralelos (es decir, espines antiparalelos) tienen menor energía. La transición tiene una diferencia energética de5.874 33  μeV que cuando se aplica en la ecuación de Planck da:

donde h es la constante de Planck y c es la velocidad de la luz.

Esta transición está muy prohibida con una tasa de transición extremadamente pequeña de2,9 × 10 −15  s −1 , y una vida media del estado excitado de alrededor de 10 millones de años. Es poco probable que se observe una ocurrencia espontánea de la transición en un laboratorio en la Tierra, pero se puede inducir artificialmente usando un máser de hidrógeno . Se observa comúnmente en entornos astronómicos como las nubes de hidrógeno en nuestra galaxia y otras. Debido a su larga vida útil, la línea tiene un ancho natural extremadamente pequeño , por lo que la mayor parte del ensanchamiento se debe a los cambios Doppler causados ​​por el movimiento masivo o la temperatura distinta de cero de las regiones emisoras.

Descubrimiento

Durante la década de 1930, se notó que había un 'siseo' de radio que variaba en un ciclo diario y parecía ser de origen extraterrestre. Después de las sugerencias iniciales de que esto se debía al Sol, se observó que las ondas de radio parecían propagarse desde el centro de la Galaxia . Estos descubrimientos se publicaron en 1940 y fueron anotados por Jan Oort, quien sabía que se podrían lograr avances significativos en astronomía si hubiera líneas de emisión en la parte de radio del espectro. Refirió esto a Hendrik van de Hulst quien, en 1944, predijo que el hidrógeno neutro podría producir radiación a una frecuencia de1 420 0.4058 MHz debido a dos niveles de energía muy próximas entre sí en el estado fundamental del átomo de hidrógeno .

La línea de 21 cm (1420,4 MHz) fue detectada por primera vez en 1951 por Ewen  [ de ] y Purcell en la Universidad de Harvard , y publicada después de que sus datos fueran corroborados por los astrónomos holandeses Muller y Oort, y por Christiansen y Hindman en Australia. Después de 1952 se elaboraron los primeros mapas del hidrógeno neutro en la Galaxia, que revelaron por primera vez la estructura en espiral de la Vía Láctea .

Usos

En radioastronomía

La línea espectral de 21 cm aparece dentro del espectro de radio (en la banda L de la banda UHF de la ventana de microondas para ser exactos). La energía electromagnética en este rango puede pasar fácilmente a través de la atmósfera terrestre y ser observada desde la Tierra con poca interferencia.

Suponiendo que los átomos de hidrógeno se distribuyan uniformemente por toda la galaxia, cada línea de visión a través de la galaxia revelará una línea de hidrógeno. La única diferencia entre cada una de estas líneas es el desplazamiento Doppler que tiene cada una de estas líneas. Por tanto, se puede calcular la velocidad relativa de cada brazo de nuestra galaxia. La curva de rotación de nuestra galaxia se ha calculado utilizando elLínea de hidrógeno de 21 cm . Entonces es posible usar el gráfico de la curva de rotación y la velocidad para determinar la distancia a un cierto punto dentro de la galaxia.

Las observaciones de la línea de hidrógeno también se han utilizado indirectamente para calcular la masa de las galaxias, para poner límites a cualquier cambio en el tiempo de la constante gravitacional universal y para estudiar la dinámica de las galaxias individuales.

En cosmología

La línea es de gran interés en la cosmología del Big Bang porque es la única forma conocida de investigar las "edades oscuras" desde la recombinación hasta la reionización . Incluyendo el corrimiento al rojo , esta línea se observará en frecuencias de 200 MHz a aproximadamente 9 MHz en la Tierra. Potencialmente tiene dos aplicaciones. Primero, mapeando la intensidad de la radiación de 21 centímetros corrida al rojo puede, en principio, proporcionar una imagen muy precisa del espectro de potencia de la materia en el período posterior a la recombinación. En segundo lugar, puede proporcionar una imagen de cómo se reionizó el universo, ya que el hidrógeno neutro que ha sido ionizado por la radiación de estrellas o cuásares aparecerá como agujeros en el fondo de 21 cm.

Sin embargo, las observaciones de 21 cm son muy difíciles de realizar. Los experimentos en tierra para observar la señal débil están plagados de interferencias de los transmisores de televisión y la ionosfera , por lo que deben realizarse desde sitios muy apartados con cuidado para eliminar la interferencia. Se han propuesto experimentos basados ​​en el espacio, incluso en el lado lejano de la Luna (donde estarían protegidos de la interferencia de las señales de radio terrestres) para compensar esto. Se sabe poco sobre otros efectos, como la emisión de sincrotrón y la emisión libre libre en la galaxia. A pesar de estos problemas, las observaciones de 21 cm, junto con las observaciones de ondas gravitacionales basadas en el espacio, generalmente se consideran la próxima gran frontera en la cosmología observacional, después de la polarización de fondo de microondas cósmico .

Relevancia para la búsqueda de vida inteligente no humana

La transición hiperfina del hidrógeno, como se muestra en las naves espaciales Pioneer y Voyager.

La placa Pioneer , unida a las naves espaciales Pioneer 10 y Pioneer 11 , retrata la transición hiperfina del hidrógeno neutro y utilizó la longitud de onda como una escala estándar de medición. Por ejemplo, la altura de la mujer en la imagen se muestra como ocho veces 21 cm o 168 cm. De manera similar, la frecuencia de la transición de giro-giro del hidrógeno se usó durante una unidad de tiempo en un mapa de la Tierra incluido en las placas Pioneer y también en las sondas Voyager 1 y Voyager 2 . En este mapa, la posición del Sol se representa en relación con 14 púlsares cuyo período de rotación alrededor de 1977 se da como un múltiplo de la frecuencia de la transición de giro de giro de hidrógeno. Los creadores de la placa teorizan que una civilización avanzada podría utilizar las ubicaciones de estos púlsares para localizar el Sistema Solar en el momento en que se lanzó la nave espacial.

La línea de hidrógeno de 21 cm es considerada una frecuencia favorable por el programa SETI en su búsqueda de señales de posibles civilizaciones extraterrestres. En 1959, el físico italiano Giuseppe Cocconi y el físico estadounidense Philip Morrison publicaron "Buscando comunicaciones interestelares", un artículo que proponía la línea de hidrógeno de 21 cm y el potencial de las microondas en la búsqueda de comunicaciones interestelares. Según George Basalla, el artículo de Cocconi y Morrison "proporcionó una base teórica razonable" para el entonces naciente programa SETI. De manera similar, Pyotr Makovetsky propuso que SETI use una frecuencia que sea igual a

0π ×1 420 0.405 751 77  MHz ≈4,462 336 27  GHz

o

2 π ×1 420 0.405 751 77  MHz ≈8,924 672 55  GHz

Dado que π es un número irracional , tal frecuencia no podría producirse de forma natural como armónico , y significaría claramente su origen artificial. Tal señal no se vería abrumada por la línea H I en sí, ni por ninguno de sus armónicos.

Ver también

Referencias

Cosmología

enlaces externos