¿Qué es la línea de hidrógeno?
La línea de hidrógeno generalmente se refiere a las emisiones de radiofrecuencia del gas de hidrógeno frío en el espacio interestelar. Hay grandes cantidades de hidrógeno flotando en nuestra galaxia y en otras galaxias. Parte de este gas es calentado por estrellas cercanas, lo que hace que emita radiación electromagnética en el espectro visible, en otras palabras, la luz. Sin embargo, gran parte de ella está lejos de cualquier fuente de calor, pero es detectable debido al hecho de que emite radiación electromagnética a una longitud de onda de 8,3 pulgadas (21,1 centímetros), dentro de la porción de radio del espectro. Esto se conoce como la línea de 21 centímetros, o la línea de hidrógeno, y su existencia fue predicha por el astrónomo holandés Hendrik van de Hulst en 1944.
Según la teoría cuántica, los electrones en un átomo solo pueden tener ciertos niveles de energía fijos, sin nada en el medio. El nivel de energía más bajo se conoce como el "estado fundamental". Los electrones pueden absorber energía, haciendo que "salten" a un nivel de energía más alto, pero tarde o temprano caerán de nuevo a un nivel más bajo y eventualmente al estado fundamental. , con el tiempo invertido inversamente proporcional a la cantidad de exceso de energía. Cuando un electrón baja un nivel, la energía adicional se libera como radiación electromagnética con una frecuencia que corresponde a la diferencia de energía entre los dos niveles.
La frecuencia de la radiación electromagnética es proporcional a su energía: cuanto mayor es la energía, mayor es la frecuencia. Esta relación se describe mediante la ecuación de Planck: E = hf, donde E es la energía, f es la frecuencia y h es la constante de Planck, que tiene un valor de aproximadamente 6.626 * 10 -34 joule-segundos. La longitud de onda se puede calcular simplemente como la velocidad de la luz dividida por la frecuencia. Por lo tanto, cuando un electrón cae de un nivel de energía más alto a uno más bajo, se emitirá radiación electromagnética con cierta frecuencia fija y longitud de onda, relacionada con la diferencia de energía. Esta radiación se muestra como líneas estrechas en un espectro de emisión.
Cada elemento tiene un espectro de emisión único y característico que consiste en una serie de líneas en longitudes de onda específicas. La serie espectral de hidrógeno contiene varias líneas espectrales, cuatro de las cuales están dentro de la parte visible del espectro. Una de ellas, una línea roja conocida como H-alfa, se usa mucho en astronomía para detectar hidrógeno ionizado en nebulosas. Estas líneas de emisión para el hidrógeno pueden considerarse cada una como una línea de hidrógeno, pero el término más generalmente se refiere a la emisión de radio producida por el gas de hidrógeno frío a una longitud de onda de 21 centímetros. Esto se debe a un proceso físico diferente. Sin embargo, las mismas reglas con respecto a la energía, frecuencia y longitud de onda todavía se aplican.
Los electrones y los protones tienen una propiedad cuántica conocida como "giro" que puede tener dos direcciones posibles. Dado que un átomo de hidrógeno consiste en un protón y un electrón, puede tener los dos espines en la misma dirección o en direcciones diferentes. En el primer caso, el átomo tiene un poco más de energía y eventualmente caerá a un estado de energía más bajo cuando el electrón cambie su giro. La energía extra se emite como radiación electromagnética y, dado que la diferencia de energía es pequeña, la radiación tiene una longitud de onda larga y baja frecuencia: 21 centímetros y 1420.4 MHz, respectivamente. La pequeña diferencia de energía también significa que cualquier átomo de hidrógeno dado en el mismo estado de giro, en promedio, tardará mucho tiempo, varios millones de años, en caer a un estado de giro opuesto; sin embargo, hay tanto hidrógeno frío en una galaxia que en cualquier momento suficientes átomos de hidrógeno emitirán ondas de radio de 21 centímetros para que sean detectables.
La línea de 21 centímetros fue detectada en 1951 por Harold Ewen y Edward Purcell. Ha demostrado ser de crucial importancia en radioastronomía. Gran parte de nuestra galaxia está oculta a la vista por grandes nubes de polvo que no permiten que la luz de las estrellas pase a través de ellas. Sin embargo, las ondas de radio no están obstruidas por nubes de polvo y, dado que hay una gran abundancia de hidrógeno frío en la galaxia, es posible observar y mapear la galaxia utilizando emisiones de radio en la línea de hidrógeno. La radioastronomía, utilizando la línea de hidrógeno, nos ha permitido determinar el tamaño, la forma y la estructura de nuestra galaxia.
La línea de hidrógeno también tiene una gran importancia para la búsqueda de inteligencia extraterrestre (SETI). Se cree muy posible que una civilización tecnológicamente avanzada pueda usar esta frecuencia para intentar comunicarse con otras civilizaciones. La frecuencia se ha utilizado no solo para escuchar los mensajes entrantes, sino también para enviarlos. Las naves espaciales Pioneer 10 y 11, que están destinadas a desplazarse indefinidamente a través del espacio interestelar, contienen placas que representan la línea de hidrógeno, su longitud de onda, su frecuencia y la física detrás de ella. Representa una unidad de medida que se cree que los extraterrestres podrían entender.