Línea de hidrógeno
Línea espectral de transición del estado del hidrógeno en frecuencias de radio UHF

Un átomo de hidrógeno con espines de protón y electrón alineados (arriba) sufre una inversión del espín del electrón, lo que da como resultado la emisión de un fotón con una longitud de onda de 21 cm (abajo).

La línea de hidrógeno , línea de 21 centímetros o línea HI [a] es una línea espectral que se crea por un cambio en el estado energético de átomos de hidrógeno solitarios y eléctricamente neutros . Se produce por una transición de giro , lo que significa que la dirección del giro del electrón se invierte en relación con el giro del protón. Este es un cambio de estado cuántico entre los dos niveles hiperfinos del estado fundamental del hidrógeno . La radiación electromagnética que produce esta línea tiene una frecuencia de 1 420 .405 751 768 (2)  MHz (1,42 GHz), [1] lo que equivale a una longitud de onda de21.106 114 054 160 (30) cm en el vacío . Según la relación de Planck-Einstein E = hν , el fotón emitido por esta transición tiene una energía de5,874 326 184 1116 (81) µ eV [9.411 708 152 678 (13) × 10 −25  J ]. La constante de proporcionalidad , h , se conoce como constante de Planck .

La frecuencia de la línea de hidrógeno se encuentra en la banda L , que se encuentra en el extremo inferior de la región de microondas del espectro electromagnético . 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 . La existencia de esta línea fue predicha por el astrónomo holandés H. van de Hulst en 1944, luego observada directamente por EM Purcell y su estudiante HE Ewen en 1951. Las observaciones de la línea de hidrógeno se han utilizado para revelar la forma espiral de la Vía Láctea , para calcular la masa y la dinámica de galaxias individuales y para probar cambios en la constante de estructura fina a lo largo del tiempo. Es de particular importancia para la cosmología porque se puede utilizar para estudiar el Universo primitivo. Debido a sus propiedades fundamentales, esta línea es de interés en la búsqueda de inteligencia extraterrestre . Esta línea es la base teórica del máser de hidrógeno .

Causa

Un átomo de hidrógeno neutro consiste en un electrón unido a un protón . El estado de energía estacionario más bajo del electrón unido se llama su estado fundamental . 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 que uno esperaría que esta configuración tuviera en realidad una energía menor , tal como dos imanes se alinearán de modo que el polo norte de uno esté más cerca del 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 está desplazado 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 las corrientes paralelas se atraen, los momentos dipolares magnéticos paralelos (es decir, los espines antiparalelos) tienen menor energía. [2]

En el estado fundamental, la transición de giro entre estos estados alineados tiene una diferencia de energía de5,874 33  μeV . Cuando se aplica a la relación de Planck , esto da:

la = 1 no ⋅ do = yo mi ⋅ do ≈ 4.135 67 ⋅ 10 − 15   mi V ⋅ s 5.874 33 ⋅ 10 − 6   mi V ⋅ 2.997 92 ⋅ 10 8   metro ⋅ s − 1 ≈ 0,211 06   metro = 21.106   do metro {\displaystyle \lambda ={\frac {1}{\nu }}\cdot c={\frac {h}{E}}\cdot c\approx {\frac {\;4.135\,67\cdot 10^{-15}\ \mathrm {eV} \cdot {\text{s}}\;}{5.874\,33\cdot 10^{-6}\ \mathrm {eV} }}\,\cdot \,2.997\,92\cdot 10^{8}\ \mathrm {m} \cdot \mathrm {s} ^{-1}\approx 0.211\,06\ \mathrm {m} =21.106\ \mathrm {cm} \;}

donde λ es la longitud de onda de un fotón emitido, ν es su frecuencia , E es la energía del fotón, h es la constante de Planck y c es la velocidad de la luz . En un entorno de laboratorio, los parámetros de la línea de hidrógeno se han medido con mayor precisión como:

λ =21.106 114 054 160 (30) centímetros
ν =1 420 405 751 .768(2) Hz

en el vacío. [3]

Esta transición está estrictamente prohibida con una tasa de transición extremadamente pequeña.2,9 × 10 −15  s −1 , [4] y una vida media del estado excitado de alrededor de 11 millones de años. [3] Las colisiones de átomos de hidrógeno neutros con electrones u otros átomos pueden ayudar a promover la emisión de fotones de 21 cm. [5] Es poco probable que se observe una ocurrencia espontánea de la transición en un laboratorio en la Tierra, pero se puede inducir artificialmente a través de la emisión estimulada utilizando un máser de hidrógeno . [6] Se observa comúnmente en entornos astronómicos como las nubes de hidrógeno en nuestra galaxia y otras. Debido al principio de incertidumbre , su larga vida útil le da a la línea espectral un ancho natural extremadamente pequeño , por lo que la mayor parte del ensanchamiento se debe a los desplazamientos Doppler causados ​​por el movimiento en masa o la temperatura distinta de cero de las regiones emisoras. [7]

Descubrimiento

Antena de bocina utilizada por Ewen y Purcell para la primera detección de la emisión de líneas de hidrógeno de la Vía Láctea

Durante la década de 1930, se observó que había un "silbido" de radio que variaba en un ciclo diario y que 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 notados 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. Se lo comunicó a Hendrik van de Hulst , quien, en 1944, predijo que el hidrógeno neutro podría producir radiación a una frecuencia de1 420 .4058 MHz debido a dos niveles de energía estrechamente espaciados en el estado fundamental del átomo de hidrógeno . [8]

La línea de 21 cm (1420,4 MHz) fue detectada por primera vez en 1951 por Ewen y Purcell en la Universidad de Harvard , [9] y publicada después de que sus datos fueran corroborados por los astrónomos holandeses Muller y Oort, [10] y por Christiansen y Hindman en Australia. Después de 1952 se realizaron los primeros mapas del hidrógeno neutro en la Galaxia, y revelaron por primera vez la estructura espiral de la Vía Láctea . [11] [12]

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 de la Tierra y ser observada desde la Tierra con poca interferencia. [13] La línea de hidrógeno puede penetrar fácilmente nubes de polvo cósmico interestelar que son opacas a la luz visible . [14] Suponiendo que los átomos de hidrógeno están distribuidos 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 lo tanto, al suponer un movimiento circular , se puede calcular la velocidad relativa de cada brazo de nuestra galaxia. La curva de rotación de nuestra galaxia se ha calculado utilizando laLínea de hidrógeno de 21 cm . Luego es posible utilizar el gráfico de la curva de rotación y la velocidad para determinar la distancia a un punto determinado dentro de la galaxia. Sin embargo, una limitación de este método es que se observan desviaciones del movimiento circular a varias escalas. [15]

Las observaciones de la línea de hidrógeno se han utilizado indirectamente para calcular la masa de las galaxias, [16] para poner límites a cualquier cambio a lo largo del tiempo de la constante de estructura fina [17] y para estudiar la dinámica de las galaxias individuales. La intensidad del campo magnético del espacio interestelar se puede medir observando el efecto Zeeman en la línea de 21 cm; una tarea que fue realizada por primera vez por GL Verschuur en 1968. [18] En teoría, puede ser posible buscar átomos de antihidrógeno midiendo la polarización de la línea de 21 cm en un campo magnético externo. [19]

El deuterio tiene una línea espectral hiperfina similar a 91,6 cm (327 MHz), y la intensidad relativa de la línea de 21 cm con respecto a la de 91,6 cm se puede utilizar para medir la relación deuterio-hidrógeno (D/H). Un grupo en 2007 informó que la relación D/H en el anticentro galáctico era de 21 ± 7 partes por millón. [20]

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 " cosmológicas desde la recombinación (cuando se formaron por primera vez los átomos de hidrógeno estables) hasta la reionización . Incluyendo el corrimiento al rojo , esta línea se observará en frecuencias de 200 MHz a aproximadamente 15 MHz en la Tierra. [21] Potencialmente tiene dos aplicaciones. Primero, al mapear la intensidad de la radiación desplazada al rojo de 21 centímetros puede, en principio, proporcionar una imagen muy precisa del espectro de potencia de la materia en el período posterior a la recombinación. [22] Segundo, puede proporcionar una imagen de cómo se reionizó el universo, [23] 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. [24] [7]

Sin embargo, las observaciones a 21 cm son muy difíciles de hacer. Los experimentos terrestres para observar la débil señal están plagados de interferencias de los transmisores de televisión y la ionosfera , [23] por lo que deben realizarse desde sitios muy apartados con cuidado de eliminar las interferencias. 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. [25] Poco se sabe sobre otros efectos de primer plano, como la emisión de sincrotrón y la emisión libre-libre en la galaxia. [26] A pesar de estos problemas, las observaciones a 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 del fondo cósmico de microondas . [27]

Relevancia para la búsqueda de vida inteligente no humana

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

La placa Pioneer , colocada en las naves espaciales Pioneer 10 y Pioneer 11 , representa la transición hiperfina del hidrógeno neutro y utiliza la longitud de onda como escala estándar de medición. Por ejemplo, la altura de la mujer de la imagen se muestra como ocho veces 21 cm, o 168 cm. De manera similar, la frecuencia de la transición de giro del hidrógeno se utilizó como 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 del 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 lanzaron las naves espaciales. [28] [29]

La línea de hidrógeno de 21 cm se considera una frecuencia favorable para 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 "Searching for interstellar communications", 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. [30] De manera similar, Pyotr Makovetsky propuso que SETI usara una frecuencia que fuera igual a

0π ×​1 420 .405 751 77  MHz ≈4.462 336 27  GHz

o

2π ×​1 420 .405 751 77  MHz ≈8.924 672 55  GHz

Como π es un número irracional , no es posible que dicha frecuencia se produzca de forma natural como un armónico , y esto indicaría claramente su origen artificial. Una señal de este tipo no se vería superada por la propia línea HI ni por ninguno de sus armónicos. [31]

Véase también

Notas al pie

  1. ^ La "I" en H I es un número romano , por lo que se pronuncia "H uno". También se la llama línea de "hidrógeno neutro", y el oyente debe inferir del contexto que se refiere a "hidrógeno neutro frío" a 1420,4 MHz o 0,211 m.

Referencias

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Lectura adicional

Cosmología

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  • "Experimento de matriz de kilómetros cuadrados" (sitio web principal).
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