Перегляд вихідного коду сторінки Радіолінія водню 21 см

[[Файл:Hydrogen-SpinFlip.svg|міні|Перехід атома гідрогену зі стану з паралельними спінами (електрона та протона) у стан з антипаралельними спінами відбувається з випромінюванням електромагнітного кванта з довжиною хвилі 21&nbsp;см.]]
'''Радіолінія водню 21 см (радіолінія гідрогену 21 см)'''&nbsp;— радіовипромінювання [[атом водню|атомарного водню]] на хвилі 21 см (1420 [[МГц]]). Ця лінія лежить у [[Мікрохвильове випромінювання|мікрохвильовому діапазоні]] та є найважливішою для вивчення [[Міжзоряне середовище|міжзоряного середовища]] в [[Радіоастрономія|радіоастрономії]]. Дослідження лінії дає важливу інформацію про розподіл водню в галактиках, оскільки нейтральний водень в основному стані становить більшу частину [[Міжзоряний газ|міжзоряної речовини]], а виявити його можна лише за випромінюванням у цій лінії.

== Механізм ==
Випромінювання в лінії зумовлене [[Надтонка структура|надтонким розщепленням]] [[Основний стан квантовомеханічної системи|основного енергетичного стану]] нейтрального [[Спектр атома водню|атома водню]] на два близькі підрівні: верхній (збуджений) рівень відповідає паралельним [[спін]]ам ядра та електрона, а нижній (основний)&nbsp;— антипаралельним. Перехід атома з верхнього рівня на нижній призводить до випромінювання кванта з частотою  {{nobr|1 420 405 751,7667 ± 0,0009 Гц}}<ref name=PhysRevA_68_052503/>, що еквівалентно [[Довжина хвилі|довжині хвилі]] {{nobr|21,106 114 542 см}} у [[вакуум]]і. Різниця в енергії між рівнями дорівнює енергії фотона, що випромінюється. Зі співвідношення Ейнштейна—Планка: <math>E = h \nu</math>, де ν&nbsp;— частота випромінювання (1420405751,7667&nbsp;Гц), а ''h''&nbsp;— [[стала Планка]], можна визначити, що вона становить {{nobr|~5,874 33 µ[[Електронвольт|eV]]}}<ref name="Hyperphysics">{{cite web|url=http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/quantum/h21.html|title=The Hydrogen 21-cm Line|date=2004-10-30|publisher=Georgia State University|accessdate=2008-09-20|work=Hyperphysics}}</ref>.

Цей перехід є [[Заборонені лінії|забороненим]] (в електродипольному наближенні), однак він дозволений у магнітодипольному наближенні, щоправда, із надзвичайно малим коефіцієнтом&nbsp;— 2,9×10<sup>-15</sup>&nbsp;с<sup>−1</sup>, тобто, середній час існування збудженого стану становить близько 11&nbsp;мільйонів років. Спонтанний перехід у лабораторних умовах має дуже низьку потужність випромінювання, але в астрономічних масштабах, завдяки поширеності атомарного водню в [[Чумацький Шлях|нашій Галактиці]] та в інших [[галактика]]х, радіолінія досить інтенсивна. Завдяки довгому існуванню атома в збудженому стані, лінія має надзвичайно малу [[Природна ширина спектральної лінії|природну ширину]]. Її розширення відбувається внаслідок [[Ефект Доплера|доплерівського зсуву]], зумовленого рухом окремих водневих хмар, ненульову температуру в них та [[Ефект Зеемана|зееманове розщеплення]] лінії в галактичному магнітному полі.

Збудження атомів (тобто, перехід до квантового стану з більшою енергією) відбувається внаслідок зіткнення між ними, якщо [[кінетична енергія]] більша за різницю між енергетичними рівнями. Зі співвідношення <math>T = \Delta E / k </math>, де k&nbsp;— [[стала Больцмана]] (8,617×10<sup>-5</sup>&nbsp;еВ·K<sup>−1</sup>), можна розрахувати [[Температура|температуру]], за якої відбуватиметься збудження. Вона становить ~0,068&nbsp;[[Кельвін|К]]<ref name="msg_1170612"/>. 

== Історія ==
Можливість випромінювання атомом водню радіохвиль на частоті 1420,4058 МГц (внаслідок переходу між двома близькими енергетичними підрівнями основного стану) теоретично передбачив 1945 року [[Гендрік ван де Гулст|Хендрік Ван де Хюлст]]<ref name="Prediction"/>, однак він сумнівався, що таке випромінювання може бути виявлено<ref name="hist_ewenpurcell"/>. 1949 року [[Шкловський Йосип Самуїлович|Й.&nbsp;С.&nbsp;Шкловський]] розрахував інтенсивність випромінювання міжзоряного водню й показав, що її достатньо для виявлення лінії засобами [[Радіоастрономія|радіоастрономії]]<ref name="shkl_1949"/><ref name="enc_physics_4449"/>.

Випромінювання на хвилі 21&nbsp;см виявили 1951 року. Майже одночасно це зробили Х. Ювен та [[Едвард Перселл|Е. Перселл]] із [[Гарвардський університет|Гарвардського університету]]<ref name="Ewan_1951"/> і голландські астрономи К. Мюллер та [[Ян Гендрик Оорт|Я. Оорт]]<ref name="Muller_1951"/>, а згодом&nbsp;— Крістіансен та Хіндман з Австралії<ref name="Christiansen_1952"/>.

== Застосування ==
Радіолінія 21&nbsp;см лежить у мікрохвильовому діапазоні, в якому земна атмосфера майже прозора, тому її можна спостерігати безпосередньо з поверхні Землі.
Спостереження в цій лінії є ефективним засобом вивчення Всесвіту<ref name="aes_392"/>.

=== Галактична астрономія ===

Атомарний водень в основному енергетичному стані становить близько половини [[Міжзоряний газ|міжзоряної речовини]] в нашій Галактиці. Ніяким іншим випромінюванням він себе не виявляє, тому радіолінія 21&nbsp;см дає дуже цінну, здебільшого унікальну інформацію про речовину в [[Міжзоряне середовище|міжзоряному просторі]]. Фактично, інтенсивність випромінювання показує кількість атомів водню на промені зору (за винятком напрямків, де розташовані найщільніші хмари, які непрозорі для випромінювання). Профіль лінії дозволяє визначити швидкість окремих хмар (за доплерівським зсувом у лінії) та кінетичну температуру в них (за шириною кожного піку), яка становить близько 100 K<ref name="msg_1170612"/>.

Нейтральний водень зосереджений у доволі рівному й порівняно тонкому шарі (≈ 220 [[парсек|пк]]) поблизу [[галактична площина|галактичної площини]]. На периферії (на відстані понад 10–12 кпк від [[Галактичний центр|галактичного центру]]) товщина шару збільшується (до 1000 пк) і він може відхилятися від площини. У розподілі водню доволі чітко вирізняються [[галактичний рукав|спіральні рукави]]. У рукавах водень розподілений нерівномірно&nbsp;— водневі хмари утворюють комплекси розміром 200×50 пк, витягнуті в галактичній площині<ref name="enc_physics_4449"/>. [[Крива обертання галактики|Криву обертання]] нашої [[Галактика|Галактики]] було розраховано із застосуванням радіолінії 21&nbsp;см<ref name="enc_physics_4449"/>.

Якщо хмара водню підсвічується [[Астрономічні радіоджерела|радіоджерелом]] значно більшої інтенсивності, ніж її радіолінія випромінювання, то в спектрі радіоджерела спостерігається [[Спектральна лінія поглинання|лінія поглинання]]. За [[Ефект Зеемана|зеемановим розщепленням]] ліній поглинання у спектрах від потужних радіоджерел можна оцінити магнітне поле всередині хмар<ref name="msg_1170612"/>.

=== Позагалактична астрономія ===
{{Main|Позагалактична астрономія}}
Випромінювання на лінії 21&nbsp;см зареєстровано більше ніж від сотні галактик. Його [[червоний зсув]] відповідає червоному зсуву оптичних ліній. Зокрема, лінія від [[квазар]]а {{нп|3C 286}} виявилася зсунутою з частоти 1420,4 МГц до 839,4 Мгц<ref name="enc_physics_4449"/>. <br/>Спостереження дозволили встановити відношення маси нейтрального атомарного водню до загальної маси галактики залежно від [[Морфологічна класифікація галактик|її типу]]. Мінімальна кількість нейтрального водню&nbsp;— в [[Еліптичні галактики|еліптичних галактиках]]. Для переважної більшості з них його частка не перевищує 0,1&nbsp;%<ref name="Физика_космоса_1986"/>. У [[спіральні галактики|спіральних галактиках]] вона становить кілька відсотків<ref name=aes>{{А-Е-С|Галактики спіральні|93|g}}</ref> (мінімальна кількість&nbsp;— у галактиках типу Sa). У [[Неправильні галактики|неправильних галактиках]] (Ir) може досягати кількадесят відсотків. <br/>Для кількох найближчих галактик ([[Галактика Андромеди|галактики Андромеди]], [[Галактика Трикутника|галактики Трикутника]]) визначено внутрішній розподіл атомарного водню<ref name="Физика_космоса_1986"/>.

=== Космологія ===
Радіолінія становить великий інтерес для космології [[Великий вибух|Великого вибуху]], тому що це єдиний відомий спосіб вивчення «<nowiki/>[[Темний період в історії Всесвіту|темних віків]]<nowiki/>»: часів від рекомбінації до [[Реіонізація|реіонізації]]. Враховуючи [[червоний зсув]], у наші часи випромінювання буде спостерігатися на частотах від 200 МГц до 9 МГц. Потенційно це має два застосування. По-перше, шляхом дослідження червоного зсуву радіолінії можна, в принципі, дізнатися дуже точний розподіл у спектрі випромінювання речовини в період після рекомбінації<ref name="PAST" group=cosmology/>. По-друге, реіонізація Всесвіту (випромінюванням зір чи квазарів) виглядатиме прогалинами на тлі основної радіолінії<ref name="astro-ph/9608010" group=cosmology/><ref name="astro-ph/0303249" group=cosmology/><ref name="astro-ph/0311514" group=cosmology/><ref name="astro-ph/0305065" group=cosmology/><ref name="astro-ph/0312134" group=cosmology/><ref name="astro-ph/0408515" group=cosmology/><ref name="astro-ph/0410129" group=cosmology/>.

=== Пропозиції про застосування для контакту з позаземними цивілізаціями ===
На [[Пластинки «Піонера»|пластинках Піонера]] зображено перехід атома водню між двома підрівнями [[Надтонка структура|надтонкої структури]]. Довжина хвилі такого переходу (21 см) призначена для того, щоб можна було обчислити масштаб зображення. Наприклад, висота жіночої фігури на малюнку ввосьмеро більша довжини хвилі (тобто, вона становить {{nobr|21 × 8 ≈ 168 см}}). Аналогічно, частота такого переходу є одиницею вимірювання часу на цьому малюнку (а також на малюнках пластинок [[Вояджер-1]] та [[Вояджер-2]]). На цих малюнках зображено розташування Сонця відносно 14 [[пульсар]]ів, періоди обертання яких (станом на 1977 рік) подано в одиницях частоти цієї лінії. За задумом розробників пластинок, розвинені цивілізації спроможні за даними спостереження цих квазарів обчислити розташування [[Сонячна система|Сонячної системи]] на час запуску апаратів.

1959 року італійський фізик Джузеппе Коццоні й американський фізик Філіп Моррісон опублікували статтю «Пошук міжзоряних комунікацій». У цій статті було запропоновано шукати контакт із позаземними цивілізаціями саме на лінії 21&nbsp;см. Стаття Коццоні й Моррісона надала теоретичну основу для появи програми SETI<ref>{{Cite book|title=Civilized Life in the Universe|url=https://archive.org/details/civilizedlifeuni00basa|last=Basalla|first=George|date=2006|publisher=[[Oxford University Press]]|pages=[https://archive.org/details/civilizedlifeuni00basa/page/n147 133]–135|isbn=0-19-517181-0}}</ref>. У програмі [[SETI]] частота радіолінії 21&nbsp;см вважається сприятливою для пошуку сигналів від позаземних цивілізацій. <br/>{{нп|Петро Васильович Маковецький|Петро Маковецький|ru|Маковецкий, Пётр Васильевич}} запропонував застосувати для пошуку частоту радіолінії, помножену на [[число пі|число π]] (або на 2π)<ref name="Маковецкий_1976"/>: 
: {{Pi}} × 1420,40575177&nbsp;МГц = 4,46233627&nbsp;ГГц
: 2{{Pi}} × 1420,40575177&nbsp;МГц = 8,92467255&nbsp;ГГц
Оскільки π є [[Ірраціональні числа|ірраціональним]] та [[Трансцендентне число|трансцедентним числом]], то такі частоти не можуть утворитися природним шляхом, як [[гармоніки]], що, вочевидь, означатиме штучне походження сигналу. До того ж, такий сигнал не перекриватиметься з самою радіолінією водню чи якоюсь її гармонікою<ref>{{Cite book|chapterurl=http://n-t.ru/ri/mk/sk109-4.htm|title=Смотри в корень|last=Маковецкий|first=Пётр|
url=http://n-t.ru/ri/mk/sk.htm|видання=4 |place=М. |publisher=«Наука» |year=1979| chapter=Задача 109. Пароль разума|type= Сборник любопытных задач и вопросов}}{{ref-ru}}</ref>.

=== Квантовий водневий генератор ===
[[Файл:ESA Galileo Passive Hydrogen Maser.jpg|міні|200пкс|Пасивний квантовий водневий генератор, що встановлюється на космічних апаратах [[Галілео (супутникова навігація)|Galileo]] як основний атомний годинник.]]
Випромінювання водню на лінії 21&nbsp;см застосовується для побудови {{нп|Гідрогеновий мазер|гідрогенового мазера||Hydrogen maser}} (квантового генератора частоти), що має досить високу точність (~10<sup>−13</sup>)<ref name="enc_physics_4449"/><ref name="Гайгеров_1972"/>. Зокрема, їх застосовують у [[Радіоінтерферометрія з наддовгою базою|радіоінтерферометрії з наддовгими базами]] як [[гетеродин]]и<ref name="enc_physics_4449"/> та на [[Штучний супутник|штучних супутниках]] як [[Атомний годинник|атомні годинники]].

== Див. також ==
* [[Спектр атома водню]]
* [[Ліс Лайман-альфа]]
* [[Ефект Ваутгайзена — Філда]]
* [[HIPASS]]

== Джерела ==
{{reflist|refs=
<ref name="aes_392">{{А-Е-С|Радіолінія водню 21 см|392|r}}</ref>
<ref name=PhysRevA_68_052503>{{cite journal|title=Proton Zemach radius from measurements of the hyperfine splitting of hydrogen and muonic hydrogen|first1=Arnaud|last1=Dupays|first2=Alberto|last2=Beswick|first3=Bruno|last3=Lepetit|first4=Carlo|last4=Rizzo|journal=Physical Review A|volume=68|issue=5|date=August 2003|doi=10.1103/PhysRevA.68.052503|url=https://hal.archives-ouvertes.fr/file/index/docid/561/filename/hfspra.pdf|arxiv=quant-ph/0308136|bibcode=2003PhRvA..68e2503D}}</ref>
<ref name="msg_1170612">{{cite book|last=Постнов|first=К.А.|title=Лекции по общей астрофизике для физиков|date=2001|publisher=Физический факультет МГУ|location=Астронет|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1170612/index.html|accessdate=20 вересня 2017|chapterurl=http://www.astronet.ru/db/msg/1170612/4lec/node3.html|archivedate=20 вересня 2017|chapter=4.2 Радиолиния нейтрального водорода 21 см}}</ref>
<ref name="Маковецкий_1976">{{cite journal|last=Маковецкий|first=П.В.|title=О структуре позывных внеземных цивилизаций|journal=Астрономический журнал|date=1976|volume=53|issue=1|page=221}}</ref>
<ref name="enc_physics_4449">{{cite book|last=Сороченко,|first=Р. Л.|title=Физическая энциклопедия|date=1988|publisher=Советская энциклопедия|location=М|url=http://dic.academic.ru/dic.nsf/enc_physics/4449/РАДИОЛИНИЯ|editor=Главный редактор А. М. Прохоров|accessdate=20 вересня 2017|chapter=Радиолиния водорода}}</ref>
<ref name="Prediction">{{cite web|url=http://www.nrao.edu/whatisra/hist_oortvandehulst.shtml|title=Prediction of 21cm Line Radiation|date=11-Mar-2003 16:06:09 EST|work=National Radio Astronomy Observatory|accessdate=2017-09-20}}{{ref-en}}</ref>
<ref name="shkl_1949">{{cite journal|last=Шкловский|first=И.С.|journal=Астрономический журнал|date=1949|volume=26|issue=10}}</ref>
<ref name="Ewan_1951">{{cite journal|last=Ewan|first=H. I.|first2=E. M.|last2=Purcell|date=September 1951|title=Observation of a Line in the Galactic Radio Spectrum: Radiation from Galactic Hydrogen at 1,420 Mc./sec|journal=Nature|volume=168|issue=4270|page=356|url=http://www.nature.com/physics/looking-back/ewen/index.html|accessdate=2008-09-21|doi=10.1038/168356a0|bibcode=1951Natur.168..356E}}</ref>
<ref name="Muller_1951">{{cite journal|last=Muller|first=C. A.|first2=J. H.|last2=Oort|date=September 1951|title=The Interstellar Hydrogen Line at 1,420 Mc./sec., and an Estimate of Galactic Rotation|journal=Nature|volume=168|issue=4270|pages=357–358|url=https://www.nature.com/physics/looking-back/ewen/muller.pdf|accessdate=2008-09-21|doi=10.1038/168357a0|bibcode=1951Natur.168..357M}}</ref>
<ref name="Christiansen_1952">{{cite journal|last=Christiansen W.N., Hindman J.V.|title=A Preliminary Survey of 1420 Mc/s. Line Emission from Galactic Hydrogen|journal=Australian J. Sci. Res.|date=1952|volume=5|pages=437—455|doi=10.1071/CH9520437|url=http://www.publish.csiro.au/paper/CH9520437|accessdate=2017-09-20}}</ref>
<ref name="Физика_космоса_1986">{{cite book|author=Р. Л. Сороченко|chapterurl=http://www.astronet.ru/db/msg/1188602 |chapter=Радиолиния водорода 21 см|title=Физика космоса. Маленькая энциклопедия|date=1986|publisher=Советская энциклопедия|location=Москва|url=http://www.astronet.ru/db/msg/eid/FK86/outdata|edition=Издание второе, переработанное и дополненное|editor=Главный редактор: Р.А. Сюняев. Редакционная коллегия: Ю.Н. Дрожжин-Лабинский, Я.Б. Зельдович, В.Г. Курт, Р.3. Сагдеев|language=російською|layurl=http://www.astronet.ru/db/msg/1201809|laysource=Предисловие к электронной версии 2-го издания энциклопедии «Физика космоса»|laydate=6 июля 2004 года}}</ref>
<ref name="hist_ewenpurcell">{{cite web|url=http://www.nrao.edu/whatisra/hist_ewenpurcell.shtml|title=The Discovery of Hydrogen Radio emission by Ewen and Purcell|accessdate=2017-09-20|date=20-Jul-2011 10:01:33 EDT}}</ref>
<ref name="Гайгеров_1972">{{cite journal|last=Гайгеров Б. А. и др.|title=Квантовая мера частоты на водородном генераторе|journal=Измерительная техника|date=1972|issue=11|url=http://femto.com.ua/articles/part_1/0535.html|accessdate=2017-09-22}}</ref>
}}

=== Джерела для розділу «космологія» ===
{{reflist|group=cosmology|refs=<ref name="astro-ph/9608010">{{cite journal|first1=P.|last1=Madau|first2=A.|last2=Meiksin|first3=M. J.|last3=Rees|title=21-cm Tomography of the Intergalactic Medium at High Redshift|journal=Astrophys. J.|volume=475|pages=429–444|date=1997|arxiv=astro-ph/9608010|doi=10.1086/303549|bibcode=1997ApJ...475..429M}}</ref>
<ref name="astro-ph/0303249">{{cite journal|first1=B.|last1=Ciardi|first2=P.|last2=Madau|title=Probing Beyond the Epoch of Hydrogen Reionization with 21 Centimeter Radiation|journal=Astrophys. J.|volume=596|pages=1–8|date=2003|arxiv=astro-ph/0303249|doi=10.1086/377634|bibcode=2003ApJ...596....1C}}</ref>
<ref name="astro-ph/0311514">{{cite journal|first1=M.|last1=Zaldarriaga|first2=S.|last2=Furlanetto|first3=L.|last3=Hernquist|title=21 Centimeter Fluctuations from Cosmic Gas at High Redshifts|journal=Astrophys. J.|volume=608|date=2004|pages=622–635|arxiv=astro-ph/0311514|doi=10.1086/386327|bibcode=2004ApJ...608..622Z}}</ref>
<ref name="astro-ph/0305065">{{cite journal|first1=S.|last1=Furlanetto|first2=A.|last2=Sokasian|first3=L.|last3=Hernquist|title=Observing the Reionization Epoch Through 21 Centimeter Radiation|journal=Mon. Not. Roy. Astron. Soc.|volume=347|pages=187–195|date=2004|arxiv=astro-ph/0305065|doi=10.1111/j.1365-2966.2004.07187.x|bibcode=2004MNRAS.347..187F}}</ref>
<ref name="astro-ph/0312134">{{cite journal|first1=A.|last1=Loeb|first2=M.|last2=Zaldarriaga|title=Measuring the Small-Scale Power Spectrum of Cosmic Density Fluctuations Through 21 cm Tomography Prior to the Epoch of Structure Formation|journal=Phys. Rev. Lett.|volume=92|page=211301|date=2004|arxiv=astro-ph/0312134|doi=	10.1103/PhysRevLett.92.211301|pmid=15245272|bibcode = 2004PhRvL..92u1301L }}</ref>
<ref name="astro-ph/0408515">{{cite journal|first1=M. G.|last1=Santos|first2=A.|last2=Cooray|first3=L.|last3=Knox|title=Multifrequency analysis of 21 cm fluctuations from the Era of Reionization|journal=Astrophys. J.|volume=625|pages=575–587|date=2005|arxiv=astro-ph/0408515|doi=10.1086/429857|bibcode=2005ApJ...625..575S}}</ref>
<ref name="astro-ph/0410129">{{cite journal|first1=R.|last1=Barkana|first2=A.|last2=Loeb|title=Detecting the Earliest Galaxies Through Two New Sources of 21cm Fluctuations|journal=Astrophys. J.|volume=626|pages=1–11|date=2005|arxiv=astro-ph/0410129|doi=10.1086/429954|bibcode=2005ApJ...626....1B}}</ref>
<ref name="PAST">Forecast for Epoch-of-Reionization as viewable by the PrimevAl Structure Telescope (PAST) {{Arxiv|astro-ph/0404083}}.</ref>
}}

[[Категорія:Водень]]
[[Категорія:Фізична космологія]]
[[Категорія:Радіоастрономія]]