La raie de l’hydrogène fait généralement référence aux émissions radiofréquences d’hydrogène gazeux froid dans l’espace interstellaire. Il y a de grandes quantités d’hydrogène qui flottent dans notre galaxie et dans d’autres galaxies. Une partie de ce gaz est chauffée par les étoiles voisines, ce qui l’amène à émettre un rayonnement électromagnétique dans le spectre visible, c’est-à-dire de la lumière. Une grande partie, cependant, est loin de toute source de chaleur, mais est néanmoins détectable en raison du fait qu’elle émet un rayonnement électromagnétique à une longueur d’onde de 8.3 pouces (21.1 centimètres), dans la partie radio du spectre. C’est ce qu’on appelle la raie à 21 centimètres, ou raie de l’hydrogène, et son existence a été prédite par l’astronome néerlandais Hendrik van de Hulst en 1944.
Selon la théorie quantique, les électrons d’un atome ne peuvent avoir que certains niveaux d’énergie fixes, sans rien entre les deux. Le niveau d’énergie le plus bas est connu sous le nom de état fondamental. Les électrons peuvent absorber de l’énergie, les faisant « sauter » à un niveau d’énergie plus élevé, mais tôt ou tard, ils retomberont à un niveau inférieur, et éventuellement à l’état fondamental, le temps étant inversement proportionnel à la quantité d’énergie excédentaire. . Lorsqu’un électron descend d’un niveau, l’énergie supplémentaire est libérée sous forme de rayonnement électromagnétique avec une fréquence qui correspond à la différence d’énergie entre les deux niveaux.
La fréquence du rayonnement électromagnétique est proportionnelle à son énergie : plus l’énergie est élevée, plus la fréquence est élevée. Cette relation est décrite par l’équation de Planck : E = hf, où E est l’énergie, f est la fréquence et h est la constante de Planck, qui a une valeur d’environ 6.626 * 10-34 joules-secondes. La longueur d’onde peut être calculée simplement comme la vitesse de la lumière divisée par la fréquence. Ainsi, lorsqu’un électron passe d’un niveau d’énergie supérieur à un niveau d’énergie inférieur, un rayonnement électromagnétique avec une certaine fréquence et longueur d’onde fixes, liée à la différence d’énergie, sera émis. Ce rayonnement apparaît sous forme de raies étroites sur un spectre d’émission.
Chaque élément a un spectre d’émission caractéristique et unique constitué d’une série de raies à des longueurs d’onde spécifiques. La série spectrale de l’hydrogène contient un certain nombre de raies spectrales, dont quatre se trouvent dans la partie visible du spectre. L’une d’elles, une ligne rouge connue sous le nom de H-alpha, est très utilisée en astronomie pour détecter l’hydrogène ionisé dans les nébuleuses. Ces raies d’émission d’hydrogène peuvent chacune être considérées comme une raie d’hydrogène, mais le terme désigne plus généralement l’émission radio produite par l’hydrogène gazeux froid à une longueur d’onde
de 21 centimètres. Cela est dû à un processus physique différent. Cependant, les mêmes règles concernant l’énergie, la fréquence et la longueur d’onde s’appliquent toujours.
Les électrons et les protons ont une propriété quantique appelée spin qui peut avoir deux directions possibles. Étant donné qu’un atome d’hydrogène se compose d’un proton et d’un électron, il peut avoir les deux spins dans la même direction ou dans des directions différentes. Dans le premier cas, l’atome a un peu plus d’énergie et finira par tomber à un état d’énergie inférieur lorsque l’électron change de spin. L’énergie supplémentaire est émise sous forme de rayonnement électromagnétique et comme la différence d’énergie est faible, le rayonnement a une longue longueur d’onde et une basse fréquence : 21 centimètres et 1420.4 MHz, respectivement. La petite différence d’énergie signifie également qu’un atome d’hydrogène donné dans le même état de spin mettra, en moyenne, très longtemps – plusieurs millions d’années – à tomber dans un état de spins opposés ; cependant, il y a tellement d’hydrogène froid dans une galaxie qu’à tout moment, suffisamment d’atomes d’hydrogène émettront des ondes radio de 21 centimètres pour qu’elles soient détectables.
La ligne de 21 centimètres a été détectée en 1951 par Harold Ewen et Edward Purcell. Il s’est avéré être d’une importance cruciale en radioastronomie. Une grande partie de notre galaxie est cachée à la vue par de gros nuages de poussière qui ne permettent pas à la lumière des étoiles de les traverser. Les ondes radio, cependant, ne sont pas obstruées par les nuages de poussière et, comme il y a une grande abondance d’hydrogène froid dans la galaxie, il est possible d’observer et de cartographier la galaxie en utilisant des émissions radio sur la raie de l’hydrogène. La radioastronomie, utilisant la raie de l’hydrogène, nous a permis de déterminer la taille, la forme et la structure de notre galaxie.
La ligne de l’hydrogène a également une grande importance pour la recherche d’intelligence extraterrestre (SETI). On pense très possible qu’une civilisation technologiquement avancée puisse utiliser cette fréquence pour tenter de communiquer avec d’autres civilisations. La fréquence a été utilisée non seulement pour écouter les messages entrants, mais aussi pour les envoyer. Les vaisseaux spatiaux Pioneer 10 et 11, qui sont destinés à dériver indéfiniment dans l’espace interstellaire, contiennent des plaques représentant la raie de l’hydrogène, sa longueur d’onde, sa fréquence et la physique qui la sous-tend. Il représente une unité de mesure que l’on pense que les extraterrestres pourraient comprendre.