Quelle est la ligne d'hydrogène?
La ligne hydrogène désigne généralement les émissions radiofréquences d'hydrogène gazeux froid dans l'espace interstellaire. De grandes quantités d'hydrogène flottent dans notre galaxie et dans d'autres galaxies. Une partie de ce gaz est chauffée par les étoiles voisines, ce qui lui permet d'émettre un rayonnement électromagnétique dans le spectre visible - autrement dit, la lumière. Cependant, une grande partie de celle-ci est loin de toute source de chaleur, mais elle est néanmoins détectable du fait qu’elle émet un rayonnement électromagnétique à une longueur d’onde de 21,1 cm (8,3 pouces) dans la partie radio du spectre. C'est ce que l'on appelle la ligne de 21 centimètres, ou la ligne de l'hydrogène, et son existence a été prédite par l'astronome néerlandais Hendrik van de Hulst en 1944.
Selon la théorie quantique, les électrons d'un atome ne peuvent avoir que certains niveaux d'énergie fixes, sans rien entre les deux. Le niveau d'énergie le plus bas est appelé «état fondamental». Les électrons peuvent absorber de l'énergie, ce qui les pousse à «passer» à un niveau d'énergie supérieur, mais tôt ou tard, ils retomberont à un niveau inférieur, puis à l'état fondamental. , le temps pris étant inversement proportionnel à la quantité d’énergie excédentaire. Lorsqu'un électron baisse d'un niveau, l'énergie supplémentaire est libérée sous forme de rayonnement électromagnétique avec une fréquence correspondant à la différence d'énergie entre les deux niveaux.
La fréquence du rayonnement électromagnétique est proportionnelle à son énergie: plus l'énergie est importante, plus la fréquence est élevée. Cette relation est décrite par l'équation de Planck: E = hf, où E est l'énergie, f la fréquence et h la constante de Planck, qui a une valeur d'environ 6,626 * 10 -34 joule-seconde. La longueur d'onde peut être calculée simplement comme la vitesse de la lumière divisée par la fréquence. Ainsi, lorsqu'un électron passe d'un niveau d'énergie élevé à un niveau d'énergie inférieur, un rayonnement électromagnétique d'une certaine fréquence fixe et d'une longueur d'onde liée à la différence d'énergie est émis. Ce rayonnement montre des lignes étroites sur un spectre d'émission.
Chaque élément possède un spectre d’émission caractéristique unique composé d’une série de raies à des longueurs d’ondes spécifiques. La série spectrale de l’hydrogène contient un certain nombre de raies spectrales, dont quatre font partie de la partie visible du spectre. L'une d'elles, une ligne rouge appelée H-alpha, est très utilisée en astronomie pour détecter l'hydrogène ionisé dans les nébuleuses. Ces lignes d'émission d'hydrogène peuvent chacune être considérées comme des lignes d'hydrogène, mais le terme désigne plus généralement l'émission radio produite par l'hydrogène froid à une longueur d'onde de 21 centimètres. Cela est dû à un processus physique différent. Les mêmes règles concernant l'énergie, la fréquence et la longueur d'onde restent toutefois d'application.
Les électrons et les protons ont une propriété quantique appelée «spin» qui peut avoir deux directions possibles. Puisqu'un atome d'hydrogène est constitué d'un proton et d'un électron, il peut avoir les deux spins dans la même direction ou dans des directions différentes. Dans le premier cas, l’atome a légèrement plus d’énergie et finira par tomber dans un état d’énergie plus faible par la commutation de spin de l’électron. L'énergie supplémentaire est émise sous forme de rayonnement électromagnétique et, étant donné que la différence d'énergie est faible, le rayonnement a une longue longueur d'onde et une fréquence basse: 21 centimètres et 1420,4 MHz, respectivement. La petite différence d'énergie signifie également que tout atome d'hydrogène donné dans le même état de spin mettra, en moyenne, un temps très long - plusieurs millions d'années - pour passer à un état de spin opposé; Cependant, il y a tellement d'hydrogène froid dans une galaxie que, à un moment donné, un nombre suffisant d'atomes d'hydrogène émettront des ondes radioélectriques de 21 cm pour que celles-ci soient détectables.
La ligne de 21 centimètres a été détectée en 1951 par Harold Ewen et Edward Purcell. Il s’est avéré d’une importance cruciale en radioastronomie. Une grande partie de notre galaxie est cachée à la vue par de grands nuages de poussière qui empêchent la lumière des étoiles de les traverser. Cependant, les nuages de poussière ne gênent pas les ondes radio et, comme il existe une grande quantité d'hydrogène froid dans la galaxie, il est possible d'observer et de cartographier la galaxie en utilisant des émissions radio au niveau de la ligne d'hydrogène. La radioastronomie, utilisant la ligne hydrogène, nous a permis de déterminer la taille, la forme et la structure de notre galaxie.
La ligne hydrogène a également une grande importance pour la recherche d’intelligence extra-terrestre (SETI). On pense fort possible qu'une civilisation à la pointe de la technologie utilise cette fréquence pour tenter de communiquer avec d'autres civilisations. La fréquence a été utilisée non seulement pour écouter les messages entrants, mais aussi pour les envoyer. Les engins spatiaux Pioneer 10 et 11, qui sont destinés à dériver indéfiniment dans l’espace interstellaire, contiennent des plaques décrivant la raie hydrogène, sa longueur d’onde, sa fréquence et la physique qui la sous-tend. Il représente une unité de mesure que les extraterrestres pourraient comprendre.