Redigerer Hydrogenlinjen

'''Hydrogenlinjen''' er en [[spektrallinje]] i emisjonsspekteret for nøytralt [[hydrogen]]. Den har en frekvens på 1420.40575 MHz og en bølgelende på ca. 21 cm. Den er spesielt viktig for [[radioastronomi]] ettersom den ligger innenfor det [[elektromagnetisk spekter|elektromagnetiske spekter]] for [[radiobølger]]. Hydrogenlinjen er brukt som målestokk for menneskenes høyde på plaketten på [[Pioneer 10|Pioneer romsondene]]

==Årsak==
Absorpsjons- og emisjonslinjer oppstår når [[hydrogen]]atomet endrer energitilstand. Energitilstandene er kvantifiert og forskjellen mellom to tilstander vil tilsvare energien for den elektromagnetiske stråling som absorberes eller sendes ut. Nøytralt hydrogen består av et [[proton]] og et [[elektron]]. En av kvantetilstandene for disse partiklene er [[spinn]], et indre angulært moment, som antar verdien -1/2 eller +1/2. På grunn av magnetisk vekselvirkning mellom protonet og elektronet vil energitilstanden for atomet være noe lavere dersom spinnene er motrettet en hvis de er likerettet, såkalt hyperfin struktur. Denne energiforskjellen er omkring 5,87•10<sup>-6</sup> eV, og gir opphav til hydrogenlinjen når et elektron eller proton skifter spinn.<ref>{{Kilde www |url= http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/quantum/h21.html |tittel= The Hydrogen 21-cm Line |besøksdato= 21.10.2007 |forfatter= R. Nave |verk= Hyperphysics |utgiver= Georgia State University |språk= Engelsk}}</ref> Energien er i området en milliondel av den energien som opptrer ved sprang i orbital (ioniseringsenergien for hydrogen er 13.6 eV). Disse kvantesprangene gir opphav til fotoner i og omkring det synlige spekteret.

Denne overgangen er ''strengt forbudt'', dvs. at tilstandene er metastabile og at overgangen derfor ikke kan foregå spontant. Men for eksiterte atomer er det allikevel en meget lav sannsynlighet for at overgangen kan inntreffe, 2.9•10<sup>-7</sup>s<sup>-1</sup> eller en gang på ca. 10 millioner år for et enkelt atom. Normalt vil en andre overganger med mye høyere sannsynlighet for å inntreffe de-eksitere hydrogenet før dette kan skje, men i gasser med meget lav tetthet, som i det instellare rom, vil overgangen kunne skje.

Siden antall hydrogenatomer er meget stort (omkring 5•10<sup>79</sup> i universet) er allikevel hydrogenlinjen lett observerbar med [[teleskop#radioteleskop|radioteleskop]]. Linjen er svært skarp og avvik i frekvens skyldes i stor grad relativ bevegelse mellom kilde og observatør som følge av hastighet eller universets ekspansjon.

==Praktisk anvendelse==

Ettersom hydrogenlinjen ligger i mikrobølgeområdet passerer den lett jordatmosfæren og kan oppfanges av [[radioteleskop]]. Da linjen er skarp, kan man foreta svært presise beregninger av hastigheten til hydrogengass i [[Melkeveien]] og kartlegge rotasjon. Spiralstrukturen og rotasjonshastigheten til [[galakse]]n ble kartlagt på denne måten på [[1950-tallet]].

Innen [[kosmologi]] kan hydrogenlinjens nivå og frekvensskift forårsaket av universets ekspansjon brukes til å kartlegge konsentrasjonen av hydrogen gjennom universets utvikling. Ca. 400 000 år etter [[big bang]] var universet kjølt ned nok til at hydrogen ikke lenger var ionsiert som plasma. Fordi nøytralt hydrogen ikke er gjennomsiktig for synlig lys kan ikke universet observeres tidligere enn ca. 450 millioner år etter big bang. På dette tidspunktet var det dannet nok stjerner og andre objekter som stråler energi til å reionisere instellart hydrogen til plasma.<ref>{{ Kilde artikkel | forfatter= Abraham Loeb | utgivelsesår= 2006 | tittel= The Dark Ages of the Universe | publikasjon= Scientific American | url= http://www.sciam.com/article.cfm?chanID=sa006&articleID=0002BE5A-D608-152F-960883414B7F0123&pageNumber=1&catID=2 }}{{Død lenke|dato=april 2019 |bot=InternetArchiveBot }}</ref> Hydrogenlinjen gir mulighet for å observere universet før denne reioniseringen fant sted.

==Se også==
*[[Emisjon]]

==Referanser==
<references/>

{{universet}}
{{Autoritetsdata}}

[[Kategori:Astrofysikk]]
[[Kategori:Artikler i astronomiprosjektet]]
[[Kategori:Big Bang]]