Водоникова линија на 21 цм
Водоникова линија на 21 цм јесте линија из електромагнетног спектра атома водоника на таласној дужини од 21,10611405413 центиметара. Ова спектрална линија је први пут детектована у нашој галаксији, у спектру облака неутралног галактичког водоника. Њен проналазак није био случајан, већ је примећена тек након што је теоријски предвиђено њено постојање у овим облацима.
Водоникова линија на 21 цм не може се детектовати у спектру зрачења ниједног од тела и извора које постоје на Земљи, зато што ова спектрална линија припада хиперфином спектру водониковог атома и настаје услед магнетне интеракције спина електрона са спином протона.[1]
Посматрања линије на 21 цм допринела су мерењу ротације наше галаксије, а преко тога и мерењу галактичких растојања.
Предвиђање линије и механизам зрачења
[уреди | уреди извор]Развој радио-астрономије започео је двадесетих и тридесетих година 20. века. Холандски астроном Јан Орт је започео са посматрањем структуре и динамике Млечног пута у радио-спектру. Централне области галаксије су због огромних облака гаса и прашине који леже у галактичкој равни врло неприступачне за посматрање у видљивом делу спектра. Ови облаци у том делу спектра апсорбују и расејавају зрачење. Орт је схватио да због великих таласних дужина у радио спектру, радио-зрачење не би било ни расејано ни апсорбовано у овим облацима, те да би се тако могла посматрати централна област Галаксије која нам је до тада невидљива. Методе анализе спектралних линија у другим деловима спектра су тада већ биле добро развијене и представљале су најважнији извор информација за астрономе о астрофизичким процесима на звездама и другим објектима.[2]
Јан Орт је тражио карактеристичну таласну линију коју би у радио-спектру зрачили сви галактички објекти или међузвездана материја. Ако би таква некаква спектрална линија била позната у систему који мирује, у астрономским посматрањима када се посматрају објекти у кретању, на основу Доплеровог помака могла би се одредити брзина објекта који зрачи линију у односу на Земљу. На тај начин се може мерити динамика Галаксије, тј. њена ротација. На основу ширине спектралне линије може се одредити температура, а познавањем карактеристичне спектралне линије могли би се добити и други подаци о систему који је зрачи.[2]
Јан Орт је своје истраживање водио у условима немачке окупације Холандије током Другог светског рата, што је отежавало набављање инструмената и актуелне стручне литературе, те се он оријентисао на теоријска разматрања. На предвиђању саме карактеристичне спектралне линије коју би галактички објекти могли зрачити у радио делу спектра радио је његов студент Хандрик ван де Хулст. Знајући да је водоник најзаступљенији елемент у свемиру, Ван де Хулст је могућу линију потражио у хиперфином спектру атома водоника.[2] Хиперфини спектар атома настаје услед интеракције магнетног момента електрона и магнетног момента језгра. Пре Ван де Хулстовг истраживања експериментално су откривене и теоријски објашњене многе линије из хиперфиних структура. Међутим линија која би настала услед интеракције магнетног момента који потиче од спина електрона у основном стању водониковог атома и магнетног момента спина протона није детектована нити теоријски разматрана.[2] Како електрон атома водоника у основном стању (1с) нема орбитални угаони момент, па тиме ни орбитални магнетни момент, то целокупни магнетни момент електрона потиче од његовог спина. Целокупни магнетни момент језгра потиче од спина језгра. Ови магнетни моменти интереагују, али је јачина њихове интеракције неколико редова величине мање од електростатичке интеракције електрона и протона у атому водоника, што значи да карактеристична енергија интеракције одговара зрачењу таласних дужина из радио дела спектра у којем је Ван де Хулст управо и тражио линију. Иако до таквих реакција долази врло ретко, због врло великих количина водоника, линија се може детектовати довољно често.[2]
Ван де Хулст је квантномеханички разматрао интеракцију магнетних момената електрона и протона у основном стању атома водоника и израчунао је да се услед ове интеракције енергетски ниво основног стања цепа на два поднивоа. Нижи ниво одговара антипаралелној оријентацији спинова електрона и протона која је енергијски повољнија, а виши ниво одговара паралелној. Израчунато је да енергијска разлика између нивоа износи 5,87 μеВ.[1] Уколико је у водониковом атому спин електрона оријентисан паралелно спину протона, постојаће вероватноћа да систем пређе у стање са антипаралелним спиновима. Приликом овог преласка, емитоваће се фотон енергије која одговара енергијској разлици између нивоа, што према Планковом закону даје за таласну дужину фотона управо 21,1 цм.[2]
Чињеница да електрон и протон од свих могућих међусобних односа оријентација спина имају само паралелну и антипаралелну, последица је закона квантне механике. Разлог због кога је стање са антипаралелним спином стабилније је такође квантномеханички, али могуће је размотрити и аналогију са класичним системима. Наиме, како је магнетни момент честице датог спина пропорциналан спину и наелектрисању честице, те како су електрон и протон супротних наелектрисања, то стање са антипаралелним спиновима одговара паралелно оријентисаним магнетним моментима протона и електрона. Из макроскопског електромагнетизма је познато да се паралелни магнетни моменти привлаче, као што се привлаче две паралелне струјне контуре кроз које теку струје у истим смеровима, а овај ефекат се на квантном нивоу манифестује нижом енергијом стања са паралелним магнетним мометима.[1]
Методама квантне механике могуће је израчунати и вероватноћу прелаза из паралелног у антипаралелно стање спинова у јединици времена. Добија се да вероватноћа да се прелаз деси после протекле једне секунде износи 2,9×10−15 с−1, тј. да просечно време да би један водоников атом у паралелном спинском стању прешао у стање са супротним спином износи 107 година. С обзиром да на Земљи нема водоника у великим количинама, потребно је превише времена да би се ова линија детектовала и због тога није очекивано да ова водоникова линија буде откривена на Земљи, те до Ван де Хулстовог предвиђања није била позната.[3] Ако би макроскопске количине водоника, где у једном граму атома водоника има Авогадров број атома, реда величине 1023 честица, и поред дугог времена живота на овој таласној дужини могле зрачити довољно често за детекцију, долазило би до такозване "нерадијационе деексцитације". У условима густина и температура на Земљи просечно време између судара два атома јесте реда величине 10−6 с, што значи да би се атоми водоника у ексцитованом паралелном спинском стању много пута сударили са околним атомима пре него што би емитовали фотон. Приликом сваког судара постоји вероватноћа да се атом деексцитује у антипаралелно спинско стање претварајући разлику у енергијама у кинетичку енергију, тј. топлоту. Како ова линија никада није детектована на Земљи, она назива забрањена линија на Земљи.[2] Међутим у условима који владају у галактичким облацима атомског водоника, то јест на температурама од око 10 К при концентрацијама од свега неколико атома по цм 3 што је десетак редова величине мање од најбољег постигнутог вакуума на Земљи, просечно време између судара је реда величине 109 с. Одавде се налази да је вероватноћа да један атом деексцитује између два судара, реда величине 109 с × 2,9×10−15 с−1, тј. реда величине 10−6.[4][5] Иако је ова вероватноћа и даље мала, тј. само један у милион ексцитованих атома водоника ће успети да се деексцитује између два судара, огроман број атома, тј. огромне димензије галактичких облака водоника чине да зрачење на 21 цм буде релативно великог интензитета.[3]
Квантна механика пружа и могућност израчунавања природне ширине спектралне линије. Свака спектрална линија емитована чак и од атома у мировању, услед квантно-механичких релација неодређености, има неку ненулту ширину. То значи да се ниједно зрачење не дешава на тачно одређеној дискретној таласној дужини, већ да се дешава у неком интервалу таласних дужина око ње. Овај интервал одређен је неодређеношћу енергије датог квантног прелаза која је по релацијама неодређености обрнуто сразмерна карактеристичном времену зрачења система, то јест времену живота у ексцитованом стању.[1] Одавде се за водоников прелаз који је посматрао Ван де Хулст због његовог дугог средњег времена живота у ексцитованом стању, добија да он има изузетно малу ширину спектралне линије и било какво ширење спектралне линије би одговарало астрофизичким процесима у облаку водоника, а не природној ширини. Ова случајност оштрине линије би на тај начин олакшавала астрофизичка истраживања. Ван де Хулст је свој рад у ком је предвидео линију водоника на 21 цм и њене особине објавио 1945. године, а након тога су уследили покушаји њене детекције.[6]
Детекција линије
[уреди | уреди извор]Линија водоника на 21 цм први пут је детектована 25. марта 1951. на Универзитету Харвард. Детектовали су ју физичари Едвард Милс Пурсел и Харолд Ирвинг Јуен у склопу Јуенове докторске тезе на којој му је Пурсел био ментор.[7]
Њих двојица су дизајнирали антену-детектор у облику рога уз финанскијску подршку у износу од 500 долара од Румфордовог Фонда Америчке академије уметности и наука. Радове на антени су изводили викендима и од тренутка почетка рада до детекције прошло је годину дана. Антена коју су дизајнирали имала је иновативан систем за отклањање шума што је значајно олакшало детекцију, међутим због свог облика у њој су се скупљали кишница и птичији измет, што је стварало значајне проблеме.[7]
Систем отклањања шума који су Јуен и Пурсел дизајнирали примењен је одмах и у истраживачким тимовима у Холандији и Аустралији. Холандски тим предводио је управо Јан Орт, зачетник идеје о карактеристичној линији, а његов тим је Пурселову и Јуенову детекцију потврдио већ око 2 месеца касније, у мају 1951. године. Едвард Милс Пурсел је 1952. био један од добитника Нобелове награде за физику, али Нобелову награду није добио за откриће водоникове линије на 21 цм. А[7]
Астрономска посматрања
[уреди | уреди извор]Динамика галаксија
[уреди | уреди извор]Одмах након прве детекције од стране Јуена и Пурсела почело је мапирање радио зрачења на 21 цм у разним областима наше галаксије. Како се та линија налази у радио спектру, она готово нимало не подлеже атмосферској апсорпцији, што додатно олакшава посматрања. Први резултати добијени помоћу водоникове линије односили су се на физику облака неутралног водоника и њихов распоред у галаксији.[3]
Из ширења линије на 21 цм услед хаотичног термалног кретања атома и молекула водоника одређена је температура за различите типове облака водоника у галаксији. Добијене температуре за облаке неутралног водоника близу галактичког биле су 10 К, што је објаснило зашто ови облаци не зраче у другим областима спектра, осим у радио-области. Посматрања су омогућила одређивање расподеле и величине облака водоника, те процену њихове масе. Утврђено је да су облаци концентрисани близу галактичког центра. Ово је потврдило да Ортове тешкоће у посматрању центра галаксије у видљивом спектру потичу од појачане апсорпције и расејања у облацима. Помоћу информација добијених о величини облака било је могуће и проценити апсорпцију у облацима у разним смеровима у галаксији и тиме поправити раније мање прецизне резултате о апсолутној величини звезда у галаксији. Овим је побољшан метод одређивања галактичких удаљености на основу односа привидне и апсолутне величине звезда.[3]
Један од најважнијих резултата добијених из посматрања линије на 21 цм представља мапирање спиралних грана наше галаксије и одређивање брзине ротације различитих делова галаксије. Спиралне гране мапиране су помоћу тога што представљају повећану концентрацију не само звезд,а већ и међузвездане материје, па и гигантских молекулских облака водоника у односу на околни простор. Због тога је линија на 21 цм која је детектована у смеру спиралне гране интензивнија у односу на линије из других смерова. Овакво одређивање ротације појединих спиралних грана и облака водоника релативно у односу на Земљу представљало је управо почетну замисао Јана Орта и он је са својим тимом и одговоран за прво одређивање галактичке ротације. Преко Доплеровог помака детектовано је и зрачење облака који се креће релативно у односу на Земљу. Детектована линија на 21 цм померена је у односу на теоријски предвиђену линију и експерименталну средњу вредност линије по свим галактичким правцима.[3] Преко овог податка је израчуната и релативна радијална брзина облака у односу на Земљу.
Упоређивањем овако одређених релативних радијалних брзина у различитим правцима могуће је одредити релативне угаоне брзине ротације за свака два посматрна облака водоника, а тиме је одређена и ротациона крива Галаксије.[8]
Побољшањем детекционих техника било је могуће посматрати зрачење на 21 цм како из водоничних облака у нашој, тако и из облака водоника из других галаксија. Ова посматрања омогућавају одређивање ротационих крива галаксија у којима се налазе, као и процену маса тих галаксија на основу величине и заступљености облака водоника. Процене масе галаксија важне су за утврђивање граница временске непромењивости универзалне гравитационе константе.[8]
Космологија
[уреди | уреди извор]Линија водоника на 21 цм је од значаја и за проучавање ране фазе настанка Универзума. У једној од фаза након Великог праска познатој као "мрачно доба", у добу између рекомбинације и рејонизације, линија на 21 цм била је можда и једина спектрална линија у којој је материја значајно зрачила.[9]
Преко црвеног помака помоћу Доплеровог ефекта за посматрање раног свемира, претпоставља се да би тамо водоникова линија била померена са фреквенције 1420 MХз на фреквенције које се крећу чак од 9 до 200 МХз. Интензитет водоникове линије израчене у "мрачном добу" одредио би густине материје у појединим областима свемира. Такође, изостанак линије из неке области раног свемира значио би да је у датој области дошло до рејонизације услед настанка звезда и квазара. Тиме би било могуће утврдити динамику настајања првих космичких објеката из примордијалног гаса.[9]
Посматрања зрачења из раног свемира отежана су у односу на стандардна посматрања, јер су фреквенције на које је линија померена коришћене за телевизијске и радио преносе на Земљи. Због овога је отежано посматрање не само са Земље већ и са Земљине орбите. Постоје предлози за опсерваторију на тамној страни Месеца која би била у геометријској сенци и тиме слободна од интерференција са Земље. Сматра се да ће радио-посматрања на водоникове линије бити следећи велики напредак у обсервационој космологији.[9]
Занимљивости
[уреди | уреди извор]Линија на 21 цм је коришћена као универзална мера на Пионировој плакети монтираној на свемирксим летилицама Пионир 10 и Пионир 11 са намером да представља поруку могућој ванземаљској цивилизацији, пошто се претпоставља да би била добро позната техолошки развијеној цивилизацији. Тиме је висина жене на плакети од 168 цм представљена у умножцима од 21 цм, док је сама линија представљена шемом паралелних и антипаралелних спинова у атому водоника.[10]
Радио подручје у околини линије од 21 цм заштићено је као подручје за радио-астрономска посматрања, то јест нису дозвољени телекомуникациони предајници и пријемници који раде на овим таласним дужинама. Управо због ових ограничења, посматрање на таласној дужини од 21 цм искоришћено је за микроталасно мапирање салинитета океана и влажности тла сателитом МИРАС, јер би мапирање у другим областима таласних дужина било онемогућено због интерференције телекомуникационих сигнала.[11]
Постоје предлози да би сателит СЕТИ требало да емитује поруке могућим ванземаљским цивилизацијама на фреквенцији која одговара умношку фреквенције водоникове линије и броја пи. Претпоставља се да би фреквенција водоникове линије вероватно била позната технолошки развијеној другој цивилизацији, а будући да је број пи трансценденталан број, умножак с њим значио би да је сигнал вештачког порекла јер су сви виши хармоници неке спектралне линије њени рационални умношци.[12]
Види још
[уреди | уреди извор]Референце
[уреди | уреди извор]- ^ а б в г д Линија водоника на 21 цм приступљено: 21. јануар 2014.
- ^ а б в г д ђ е Теоријско предвиђање линије на 21 цм приступљено: 21. јануар 2014.
- ^ а б в г д Посматрање линије водоника на 21 цм у спектру међугалактичке материје приступљено: 21. јануар 2014.
- ^ Средњи слободни пут и молекуларни судари приступљено: 21. јануар 2014.
- ^ Рачунање молекуларних брзина приступљено: 21. јануар 2014.
- ^ Хендрик ван де Хулст, приступљено: 21. јануар 2014.
- ^ а б в Јуен-Пурселово откриће водоникове радио-линије, приступљено: 21. јануар 2014.
- ^ а б Ротационе криве галаксија приступљено: 21. јануар 2014.
- ^ а б в Притцхард, Јонатхан Р.; Лоеб, Абрахам (2012). „21 цм цосмологy ин тхе 21ст центурy”. Репортс он Прогресс ин Пхyсицс. 75 (8): 086901. Бибцоде:2012РППх...75х6901П. ПМИД 22828208. С2ЦИД 41341641. арXив:1109.6012
. дои:10.1088/0034-4885/75/8/086901.
- ^ Пионирова плакета приступљено: 21. јануар 2014.
- ^ Заштићене радио-астрономске фреквенције, приступљено: 21. јануар 2014.
- ^ Сети и фреквенција водоникове линије, приступљено: 21. јануар 2014.
Литература
[уреди | уреди извор]- Вукићевић-Карабин, Мирјана; Атанацковић, Олга (2010). Општа астрофизика. Завод за уџбенике и наставна средства. стр. 72—74. ИСБН 978-86-17-16947-1.
Додатна литература
[уреди | уреди извор]- Петерсон, Уе-Ли Пен Xианг-Пинг Wу Јефф (2004). „Форецаст фор Епоцх-оф-Реионизатион ас виеwабле бy тхе ПримевАл Струцтуре Телесцопе (ПАСТ)”. Бибцоде:2004астро.пх..4083П. арXив:астро-пх/0404083 .
