Die 21 cm-Wasserstofflinie

Durch die Beobachtung der 21 cm-Wellenlängenlinie von Wasserstoffgas, kann das gesamte Wasserstoffvorkommen unserer Galaxie beobachtet werden. Diese Strahlung des Wasserstoffs hat eine Frequenz von 1420 MHz und kann die Staubwolken besser als das Licht der Sterne durchdringen. Dadurch erhalten wir eine vollständigere Kartografie von Wasserstoff, als von den Sternen selber!

Die 1420 MHz-Strahlung stammt von dem Übergang zwischen den zwei Niveaus im 1s-Grundzustand des Wasserstoffs. Der Grundzustand spaltet sich aufgrund der Wechselwirkung zwischen Elektronenspin und Kernspin auf, auch bekannt als Hyperfeinstruktur. Aufgrund der Quanteneigenschaften der Strahlung, absorbiert Wasserstoff im unteren Niveau 1420 MHz und emittert im angeregten, oberen Zustand ebenfalls 1420 MHz.

Diese Aufspaltung des Grundzustandes ist extrem klein im Vergleich mit der Grundzustandsenergie von -13,6 eV – sie beträgt gerade mal zwei Millionstel davon. Die zwei Niveaus entstehen dadurch, dass Elektronen und Protonen einen Spin 1/2 haben, so dass es zwei mögliche Einstellmöglichkeiten gibt: Paralleler und antiparalleler Spin. Der Zustand mit parallelen Spins besitzt ein wenig mehr Energie und ist somit auch schwächer gebunden.

Veranschaulicht man den Übergang als ein Umklappen des Spins, so sollte man beachten, dass der Spin eine quantenmechanische Eigenschaft ist und nicht wörtlich als eine klassische, sich drehende Ladungskugel angesehen werden kann. Der Spin beschreibt den quantenmechanischen Drehimpuls und hat kein klassisches Analogon.

Die Entdeckung der 21 cm-Wasserstofflinie war die Geburt der Spektrallinien-Radioastronomie. Sie wurde 1951 zum ersten Mal von Harold Ewen und Edward M. Purcell in Harvard beobachtet und bald danach auch durch Beobachter in Holland und Australien. Die Vorhersage, dass die 21 cm-Linie in Emission beobachtbar sein müsste, wurde 1944 von dem holländischen Astronom H.C. van de Hulst gemacht.

Index

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Literatur
Harwit
 
HyperPhysics***** QuantenphysikR Nave
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