La linea dell’idrogeno si riferisce generalmente alle emissioni a radiofrequenza del gas idrogeno freddo nello spazio interstellare. Ci sono grandi quantità di idrogeno che fluttuano nella nostra galassia e in altre galassie. Parte di questo gas viene riscaldato dalle stelle vicine, causando l’emissione di radiazioni elettromagnetiche nello spettro visibile, in altre parole luce. Gran parte di esso, tuttavia, è lontano da qualsiasi fonte di calore, ma è comunque rilevabile a causa del fatto che emette radiazioni elettromagnetiche a una lunghezza d’onda di 8.3 pollici (21.1 centimetri), all’interno della porzione radio dello spettro. Questa è nota come linea dei 21 centimetri, o linea dell’idrogeno, e la sua esistenza è stata prevista dall’astronomo olandese Hendrik van de Hulst nel 1944.
Secondo la teoria quantistica, gli elettroni in un atomo possono avere solo determinati livelli di energia fissi, senza niente in mezzo. Il livello di energia più basso è noto come “stato fondamentale”. Gli elettroni possono assorbire energia, facendoli “saltare” a un livello energetico superiore, ma prima o poi ricadranno a un livello inferiore, e infine allo stato fondamentale, con il tempo impiegato in modo inversamente proporzionale alla quantità di energia in eccesso . Quando un elettrone scende di un livello, l’energia extra viene rilasciata come radiazione elettromagnetica con una frequenza che corrisponde alla differenza di energia tra i due livelli.
La frequenza della radiazione elettromagnetica è proporzionale alla sua energia: maggiore è l’energia, maggiore è la frequenza. Questa relazione è descritta dall’equazione di Planck: E = hf, dove E è l’energia, f è la frequenza e h è la costante di Planck, che ha un valore di circa 6.626 * 10-34 joule-secondo. La lunghezza d’onda può essere calcolata semplicemente come la velocità della luce divisa per la frequenza. Pertanto, quando un elettrone scende da un livello energetico superiore a uno inferiore, verrà emessa una radiazione elettromagnetica con una determinata frequenza e lunghezza d’onda fissa, correlata alla differenza di energia. Questa radiazione mostra come linee strette su uno spettro di emissione.
Ogni elemento ha uno spettro di emissione caratteristico e unico costituito da una serie di righe a lunghezze d’onda specifiche. La serie spettrale dell’idrogeno contiene un numero di righe spettrali, quattro delle quali sono all’interno della parte visibile dello spettro. Una di queste, una linea rossa nota come H-alfa, è molto usata in astronomia per rilevare l’idrogeno ionizzato nelle nebulose. Queste linee di emissione per l’idrogeno possono essere considerate ciascuna come una linea di idrogeno, ma il termine più comunemente si riferisce all’emissione radio prodotta dal gas idrogeno freddo a una lunghezza d’onda
di 21 centimetri. Ciò è dovuto a un diverso processo fisico. Tuttavia, si applicano ancora le stesse regole relative a energia, frequenza e lunghezza d’onda.
Elettroni e protoni hanno una proprietà quantistica nota come “spin” che può avere due possibili direzioni. Poiché un atomo di idrogeno è costituito da un protone e un elettrone, può avere i due spin nella stessa direzione o in direzioni diverse. Nel primo caso, l’atomo ha un po’ più di energia e alla fine scenderà a uno stato energetico inferiore dall’elettrone che cambia il suo spin. L’energia extra viene emessa come radiazione elettromagnetica e poiché la differenza di energia è piccola, la radiazione ha una lunghezza d’onda lunga e una bassa frequenza: 21 centimetri e 1420.4 MHz, rispettivamente. La piccola differenza di energia significa anche che un dato atomo di idrogeno nello stesso stato di spin impiegherà, in media, molto tempo – diversi milioni di anni – per scendere a uno stato di spin opposto; tuttavia, c’è così tanto idrogeno freddo in una galassia che in qualsiasi momento un numero sufficiente di atomi di idrogeno emetterà onde radio di 21 centimetri per essere rilevabili.
La linea di 21 centimetri è stata rilevata nel 1951 da Harold Ewen e Edward Purcell. Si è rivelato di importanza cruciale nella radioastronomia. Gran parte della nostra galassia è nascosta alla vista da grandi nuvole di polvere che non consentono alla luce delle stelle di attraversarle. Le onde radio, tuttavia, non sono ostruite da nubi di polvere e, poiché nella galassia c’è una grande abbondanza di idrogeno freddo, è possibile osservare e mappare la galassia utilizzando le emissioni radio sulla linea dell’idrogeno. La radioastronomia, utilizzando la linea dell’idrogeno, ci ha permesso di determinare le dimensioni, la forma e la struttura della nostra galassia.
La linea dell’idrogeno ha anche un grande significato per la Ricerca di Intelligenza Extra Terrestre (SETI). Si ritiene molto possibile che una civiltà tecnologicamente avanzata possa utilizzare questa frequenza per tentare di comunicare con altre civiltà. La frequenza è stata utilizzata non solo per ascoltare i messaggi in arrivo, ma anche per inviarli. I veicoli spaziali Pioneer 10 e 11, destinati a spostarsi indefinitamente nello spazio interstellare, contengono placche raffiguranti la linea dell’idrogeno, la sua lunghezza d’onda, la sua frequenza e la fisica dietro di essa. Rappresenta un’unità di misura che si ritiene possano comprendere gli alieni.