La línea de hidrógeno generalmente se refiere a las emisiones de radiofrecuencia de gas hidrógeno frío en el espacio interestelar. Hay grandes cantidades de hidrógeno flotando en nuestra galaxia y en otras galaxias. Parte de este gas es calentado por estrellas cercanas, lo que hace que emita radiación electromagnética en el espectro visible, en otras palabras, luz. Gran parte de ella, sin embargo, está lejos de cualquier fuente de calor, pero sin embargo es detectable debido al hecho de que emite radiación electromagnética en una longitud de onda de 8.3 pulgadas (21.1 centímetros), dentro de la porción de radio del espectro. Esto se conoce como la línea de 21 centímetros, o la línea del hidrógeno, y su existencia fue predicha por el astrónomo holandés Hendrik van de Hulst en 1944.
Según la teoría cuántica, los electrones de un átomo solo pueden tener ciertos niveles de energía fijos, sin nada intermedio. El nivel de energía más bajo se conoce como el «estado fundamental». Los electrones pueden absorber energía, lo que hace que «salten» a un nivel de energía más alto, pero tarde o temprano, volverán a caer a un nivel más bajo y, finalmente, al estado fundamental, con el tiempo invertido en proporción a la cantidad de energía en exceso. . Cuando un electrón desciende un nivel, la energía extra se libera como radiación electromagnética con una frecuencia que corresponde a la diferencia de energía entre los dos niveles.
La frecuencia de la radiación electromagnética es proporcional a su energía: cuanto mayor es la energía, mayor es la frecuencia. Esta relación se describe mediante la ecuación de Planck: E = hf, donde E es la energía, f es la frecuencia y h es la constante de Planck, que tiene un valor de aproximadamente 6.626 * 10-34 julios-segundos. La longitud de onda se puede calcular simplemente como la velocidad de la luz dividida por la frecuencia. Así, cuando un electrón cae de un nivel de energía más alto a uno más bajo, se emitirá radiación electromagnética con una determinada frecuencia y longitud de onda fija, relacionada con la diferencia de energía. Esta radiación se muestra como líneas estrechas en un espectro de emisión.
Cada elemento tiene un espectro de emisión único y característico que consta de una serie de líneas en longitudes de onda específicas. La serie espectral de hidrógeno contiene varias líneas espectrales, cuatro de las cuales están dentro de la parte visible del espectro. Una de ellas, una línea roja conocida como H-alfa, se usa mucho en astronomía para detectar hidrógeno ionizado en nebulosas. Estas líneas de emisión de hidrógeno pueden considerarse cada una como una línea de hidrógeno, pero el término se refiere más a menudo a la emisión de radio producida por gas hidrógeno frío en una longitud de onda
de 21 centímetros. Esto se debe a un proceso físico diferente. Sin embargo, se siguen aplicando las mismas reglas con respecto a la energía, la frecuencia y la longitud de onda.
Los electrones y protones tienen una propiedad cuántica conocida como «espín» que puede tener dos direcciones posibles. Dado que un átomo de hidrógeno consta de un protón y un electrón, puede tener los dos giros en la misma dirección o en direcciones diferentes. En el primer caso, el átomo tiene un poco más de energía y eventualmente caerá a un estado de menor energía cuando el electrón cambie su espín. La energía extra se emite como radiación electromagnética y dado que la diferencia de energía es pequeña, la radiación tiene una longitud de onda larga y baja frecuencia: 21 centímetros y 1420.4 MHz, respectivamente. La pequeña diferencia de energía también significa que cualquier átomo de hidrógeno en el mismo estado de espín tardará, en promedio, mucho tiempo (varios millones de años) en caer a un estado de espines opuestos; sin embargo, hay tanto hidrógeno frío en una galaxia que, en cualquier momento, suficientes átomos de hidrógeno emitirán ondas de radio de 21 centímetros para que sean detectables.
La línea de 21 centímetros fue detectada en 1951 por Harold Ewen y Edward Purcell. Ha demostrado tener una importancia crucial en radioastronomía. Gran parte de nuestra galaxia está oculta a la vista por grandes nubes de polvo que no permiten que la luz de las estrellas pase a través de ellas. Las ondas de radio, sin embargo, no están obstruidas por nubes de polvo y, dado que hay una gran abundancia de hidrógeno frío en la galaxia, es posible observar y mapear la galaxia utilizando emisiones de radio en la línea del hidrógeno. La radioastronomía, utilizando la línea del hidrógeno, nos ha permitido determinar el tamaño, la forma y la estructura de nuestra galaxia.
La línea del hidrógeno también tiene una gran importancia para la búsqueda de inteligencia extraterrestre (SETI). Se cree que es muy posible que una civilización tecnológicamente avanzada pueda usar esta frecuencia para intentar comunicarse con otras civilizaciones. La frecuencia se ha utilizado no solo para escuchar los mensajes entrantes, sino también para enviarlos. Las naves espaciales Pioneer 10 y 11, que están destinadas a desplazarse indefinidamente a través del espacio interestelar, contienen placas que representan la línea de hidrógeno, su longitud de onda, su frecuencia y la física detrás de ella. Representa una unidad de medida que se cree que los extraterrestres pueden entender.