HI-Linie

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Die HI-Linie (H-Eins-Linie), auch Wasserstofflinie, ist in der Astronomie die Bezeichnung für die charakteristische Radiostrahlung des neutralen Wasserstoffs. Der auch verwendete Ausdruck 21-cm-Linie rührt von der entsprechenden Wellenlänge im Vakuum her. In der Radioastronomie spielt diese Strahlung eine wichtige Rolle, weil ihre Untersuchung Auskunft über die Dichteverteilung, Geschwindigkeit und Temperatur von Wasserstoffatomen im Universum gibt.

Entstehung[Bearbeiten]

Wasserstoffatom mit paralleler (F = 1) und antiparalleler (F = 0) Einstellung des Elektrons. Der Übergang wird als Spin-Flip bezeichnet.

Die Emissions- bzw. Absorptionslinie entsteht durch den Hyperfeinstrukturübergang des neutralen Wasserstoffatoms. Das ist der Energieunterschied zwischen der parallelen und antiparallelen Spin-Orientierung des Elektrons relativ zum Spin des Protons. Die Energiedifferenz beträgt etwa 5,9·10−6 eV, entsprechend einer Radiofrequenz von 1420,405.751.77 MHz und einer Wellenlänge von etwa 21 cm.

Bedeutung[Bearbeiten]

Da die HI-Linie durch interstellare Materie wegen der sehr geringen Wahrscheinlichkeit des Übergangs nur wenig gedämpft wird, ist sie ein bevorzugtes Beobachtungsobjekt der Radioastronomie. Mit ihr lässt sich die Verteilung des Wasserstoffs bestimmen, der insgesamt ca. 90 Prozent der interstellaren Materie ausmacht. Dopplerverschiebungen der Linie geben Auskunft über die Bewegungen von astronomischen Objekten.

1944 berechnete Hendrik Christoffel van de Hulst die 21 cm-Linie. Die Bedeutung der HI-Linie erkannten die Astronomen Colin Stanley Gum, Frank John Kerr und Gart Westerhout im Jahr 1951.

Die Pioneer-Plakette, befestigt an den Raumsonden Pioneer 10 und Pioneer 11, zeigt den Hyperfeinstrukturübergang des neutralen Wasserstoffatoms. Die Wellenlänge wurde als Standard-Längeneinheit und die Periodendauer als Standard-Zeiteinheit benutzt.

Siehe auch[Bearbeiten]

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