Die Wasserstofflinie bezieht sich im Allgemeinen auf die Hochfrequenzemissionen von kaltem Wasserstoffgas im interstellaren Raum. In unserer Galaxie und in anderen Galaxien schweben riesige Mengen an Wasserstoff. Ein Teil dieses Gases wird von nahen Sternen erhitzt, wodurch es elektromagnetische Strahlung im sichtbaren Spektrum emittiert – also Licht. Vieles davon ist jedoch weit von jeder Wärmequelle entfernt, aber dennoch nachweisbar, da es elektromagnetische Strahlung mit einer Wellenlänge von 8.3 Zentimetern im Radiobereich des Spektrums aussendet. Dies ist als 21.1-Zentimeter-Linie oder Wasserstofflinie bekannt, und ihre Existenz wurde 21 vom niederländischen Astronomen Hendrik van de Hulst vorhergesagt.
Nach der Quantentheorie können die Elektronen in einem Atom nur bestimmte feste Energieniveaus haben, ohne dazwischen. Das niedrigste Energieniveau wird als „Grundzustand“ bezeichnet. Elektronen können Energie absorbieren, wodurch sie auf ein höheres Energieniveau „springen“, aber früher oder später fallen sie auf ein niedrigeres Niveau und schließlich in den Grundzustand zurück, wobei die Zeit umgekehrt proportional zur Menge der überschüssigen Energie ist . Wenn ein Elektron ein Niveau herabfällt, wird die zusätzliche Energie als elektromagnetische Strahlung mit einer Frequenz freigesetzt, die der Energiedifferenz zwischen den beiden Niveaus entspricht.
Die Frequenz elektromagnetischer Strahlung ist proportional zu ihrer Energie: Je höher die Energie, desto höher die Frequenz. Diese Beziehung wird durch die Planck-Gleichung beschrieben: E = hf, wobei E die Energie ist, f die Frequenz und h die Planck-Konstante ist, die einen Wert von ungefähr 6.626 * 10-34 Joule-Sekunden hat. Die Wellenlänge lässt sich einfach als Lichtgeschwindigkeit dividiert durch die Frequenz berechnen. Wenn also ein Elektron von einem höheren auf ein niedrigeres Energieniveau abfällt, wird elektromagnetische Strahlung mit einer bestimmten, festen Frequenz und Wellenlänge, bezogen auf die Energiedifferenz, emittiert. Diese Strahlung zeigt sich als schmale Linien auf einem Emissionsspektrum.
Jedes Element hat ein charakteristisches, einzigartiges Emissionsspektrum, das aus einer Reihe von Linien bei bestimmten Wellenlängen besteht. Die Wasserstoffspektralreihe enthält eine Reihe von Spektrallinien, von denen vier im sichtbaren Teil des Spektrums liegen. Eine davon, eine rote Linie, die als H-Alpha bekannt ist, wird in der Astronomie häufig zum Nachweis von ionisiertem Wasserstoff in Nebeln verwendet. Diese Emissionslinien für Wasserstoff können jeweils als Wasserstofflinie betrachtet werden, aber der Begriff bezieht sich häufiger auf die Radioemission, die von kaltem Wasserstoffgas bei einer Wellenlänge . erzeugt wird
von 21 Zentimetern. Dies ist auf einen anderen physikalischen Prozess zurückzuführen. Es gelten jedoch weiterhin die gleichen Regeln bezüglich Energie, Frequenz und Wellenlänge.
Elektronen und Protonen haben eine als „Spin“ bekannte Quanteneigenschaft, die zwei mögliche Richtungen haben kann. Da ein Wasserstoffatom aus einem Proton und einem Elektron besteht, kann es die beiden Spins in die gleiche Richtung oder in verschiedene Richtungen haben. Im ersteren Fall hat das Atom etwas mehr Energie und fällt schließlich in einen niedrigeren Energiezustand, indem das Elektron seinen Spin wechselt. Die zusätzliche Energie wird als elektromagnetische Strahlung abgegeben und da der Energieunterschied gering ist, hat die Strahlung eine lange Wellenlänge und eine niedrige Frequenz: 21 Zentimeter bzw. 1420.4 MHz. Der geringe Energieunterschied bedeutet auch, dass jedes beliebige Wasserstoffatom im gleichen Spin-Zustand im Durchschnitt sehr lange braucht – mehrere Millionen Jahre –, um in einen entgegengesetzten Spin-Zustand zu fallen; Es gibt jedoch so viel kalten Wasserstoff in einer Galaxie, dass zu jedem Zeitpunkt genügend Wasserstoffatome 21 Zentimeter große Radiowellen aussenden, damit diese nachweisbar sind.
Die 21-Zentimeter-Linie wurde 1951 von Harold Ewen und Edward Purcell entdeckt. Es hat sich in der Radioastronomie als von entscheidender Bedeutung erwiesen. Ein Großteil unserer Galaxie ist durch große Staubwolken vor dem Blick verborgen, die das Licht der Sterne nicht durchdringen lassen. Radiowellen werden jedoch nicht durch Staubwolken behindert, und da es in der Galaxie eine große Menge an kaltem Wasserstoff gibt, ist es möglich, die Galaxie mithilfe von Radioemissionen an der Wasserstofflinie zu beobachten und zu kartieren. Die Radioastronomie unter Verwendung der Wasserstofflinie hat es uns ermöglicht, die Größe, Form und Struktur unserer Galaxie zu bestimmen.
Auch für die Suche nach Extraterrestrischer Intelligenz (SETI) hat die Wasserstoffleitung eine große Bedeutung. Es wird für sehr wahrscheinlich gehalten, dass eine technologisch fortgeschrittene Zivilisation diese Frequenz nutzen könnte, um zu versuchen, mit anderen Zivilisationen zu kommunizieren. Die Frequenz wurde nicht nur verwendet, um auf eingehende Nachrichten zu hören, sondern sie auch zu senden. Die Raumsonden Pioneer 10 und 11, die auf unbestimmte Zeit durch den interstellaren Raum treiben sollen, enthalten Plaketten, die die Wasserstofflinie, ihre Wellenlänge, ihre Frequenz und die dahinter liegende Physik darstellen. Es stellt eine Maßeinheit dar, von der angenommen wird, dass Außerirdische sie verstehen könnten.