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 | Quelltext 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 im 1s-Grundzustand. 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 1.420,40575177 MHz und einer Wellenlänge von etwa 21 cm.

Bedeutung[Bearbeiten | Quelltext 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.

Durch die Beobachtung des 21-cm-Signals erhofft man sich neue Einblicke in das Ende des Dunklen Zeitalters und die anschließenden Epochen (Reionisierungsepoche und danach). Das Signal ist für diese Epochen heute stark rotverschoben. 2018 wurde von der Edges-Kollaboration (Experiment to Detect the Global Epoch of Reionization Signature)[1][2][3] die Beobachtung eines Absorptionsprofils bei 78 MHz bekanntgegeben, die auf die Reionisierungsepoche deutet. Außerdem gibt es daraus Hinweise, die möglicherweise auf Dunkle Materie deuten. Das Signal war sehr schwierig zu beobachten, da es durch irdische Quellen, der galaktischen Strahlung und anderen astronomische Quellen stark überdeckt ist. Bessere Daten erhofft man sich vom geplanten Square Kilometre Array. Die 21-cm-Wellenlängen-Astronomie kann auch für die Erforschung der weiteren Entwicklung des frühen Universums in anderen Epochen genutzt werden.

Siehe auch[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Weblinks[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Einzelnachweise[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

  1. Edges, MIT Haystack Observatory
  2. Judd Bowman, Alan Rogers, Raul Monsalve, Thomas Mozdzen, Nivedita Mahesh: An absorption profile centered at 78 megahertz in the sky-averaged spectrum, Nature, Band 555, 2018, S. 67–70, Abstract
  3. Joshua Kerrigan, First Detection of the 21cm Cosmic Dawn Signal, Astrobites, 14. März 2018