קו המימן

קו המימן או קו 21 ס"מ הוא קו פליטה ספקטרלי המתאים למעבר של אלקטרון באטום מימן נייטרלי בין שתי תת-רמות הראשונות של רמת היסוד (אנ') (1s). ההפרש בין התת-רמות נובע מהמבנה העל-דק של אטום המימן, כלומר פיצול של רמה בעקבות אינטראקציה בין ספין של אלקטרון לבין הספין של הגרעין. כאשר אלקטרון יורד מרמה אנרגטית גבוהה לנמוכה יותר, הוא פולט פוטון בעל אנרגיה של 5.87433 מיקרו אלקטרון וולט, המתאימה לתדר של 1420.40575177 מגה הרץ, כלומר אורך גל של 21.10611405413 סנטימטרים. קו זה המתאים לתחום קרינת מיקרו בספקטרום האלקטרומגנטי. קו זה מובהק ומובחן בקלות מקווי פליטה אחרים ולכן יש לו שימוש רב בתצפיות אסטרונומיות. לדוגמה, איתור קו זה בגלקסיית שביל החלב ובגלקסיות אחרות מאפשר לקבוע את אחוז המימן מכלל החומר המרכיב את הגלקסיה. הסחת דופלר של קו זה מאפשרת למדוד מהירות סיבוב של גלקסיות ספירליות והרחבות ספקטרליות יכולות לעזור בקביעת הטמפרטורה של החומר. ערך מורחב – המבנה העל-דק מצב היסוד של אטום המימן (כלומר המצב הקוונטי בעל האנרגיה הנמוכה ביותר האפשרית) מורכב מגרעין האטום (שהוא פרוטון בודד) וענן אלקטרון הקשור אליו. הן האלקטרון והן פרוטון הם בעלי ספין, כלומר יש להם מומנט דיפול מגנטי פנימי. כאשר הספינים של הפרוטון והאלקטרון פונים לאותו הכיוון המצב נקרא "אנטי-מקביל" וכאשר לכיוונים מנוגדים "מקביל" (מכיוון שהמטען החשמלי שלהם הפוך בסימנו). שתי האפשרויות הללו נובעות מדיסקרטיזציה של תנע זוויתי במערכת קוונטית. אינטראקציה בין הספינים משפיעה על הרמה האנרגטית של האטום. כאשר הספינים מקבילים האנרגיה גבוהה יותר מאשר כאשר הם אנטי-מקבילים. תת-הרמה הגבוהה מבין השתיים מתפצלת לשלושה תת-מצבים מנוונים, כלומר שלושה מצבים בעלי אנרגיה זהה. מתייחסים אליהם כאל רמה בודדת הנקראת טריפלט, וזאת בניגוד לתת-רמה התחתונה שמכילה מצב בודד ונקראת סינגלט. ההפרש האנרגטי בין הטריפלט לסינגלט באטום המימן הוא 5.87433 מיקרו אלקטרון וולט. כאשר האטום דועך מרמת הטריפלט לרמת הסינגלט, הוא פולט את הפרש האנרגיה בצורת פוטון, כלומר, אם נמדוד את עצמת האנרגיה האלקטרומגנטית בתדירות המתאימה נראה קו פליטה. כאשר פוטונים עוברים בתוך החומר, הפוטונים בעלי אנרגיה המתאימה להפרש אנרגטי זה יבלעו בו, תוך עירור האטום הבולע. כלומר הקו יהיה קו בליעה ולא פליטה. האנרגיה של פוטון קובעת את אורך הגל והתדר שלו לפי: E = h ν = h c λ {\displaystyle E=h\nu ={\frac {hc}{\lambda }}} כאשר h הוא קבוע פלאנק, c זו מהירות האור, λ אורך הגל ו-ν התדירות. כך ניתן לאפיין פוטון לפי אורך הגל שלו. מעבר בין שתי תת-רמות אלה הוא מעבר אסור עם זמן חיים של כ- 10 7 {\displaystyle 10^{7}} שנים ולכן כמעט שלא נצפה במעבדות. עם זאת, בתצפיות על גרמי שמיים המכילים כמות גדולה של מימן אטומי כמו למשל ענן בין כוכבי מסוג H I, קו פליטה זה נפוץ מאוד. הקו הוא חד מאוד והרחבתו נובעת מהרחבת דופלר והרחבת לחץ, דבר המאפשר לקבוע תכונות פיזיקליות של גרמי שמיים אלה. טלסקופי רדיו מסוגלים לאתר קווי מימן בקלות. בשנות ה-30 של המאה ה-20 אותרה "לחישה" בתדר הרדיו. "לחישה" זו השתנתה במחזוריות של יום והתברר שמקורה הוא מחוץ לכדור הארץ. עד מהרה התברר שמקור הקרינה אינו מהשמש כפי ששיערו, אלא ממרכז הגלקסיה. הממצאים פורסמו על ידי יאן אורט, שהבין את החשיבות של חיפוש אחרי קווי פליטה בתחום הרדיו. ב-1944 הנדריק ואן דה הולסט (Hendrik van de Hulst) חזה קיום של קו פליטה ממימן נייטרלי עם תדירות של 1420.4058 מגה הרץ שבא מהפרש של שתי תת-רמות סמוכות במצב היסוד של אטום מימן. קו ה-21 ס"מ נצפה לראשונה ב-1951 על ידי אדוארד מילס פרסל והרולד אירווינג איוון (Harold Irving Ewen) מאוניברסיטת הרווארד. התצפיות אומתו על ידי אסטרונומים הולנדיים יאן אורט וכרסטיאן אלכסנדר מולר ועל ידי אסטרונומים אוסטרליים וילבור נורמן כריסטיאנסן (Wilbur Norman Christiansen) והינדמן (Hindman). לאחר 1952 החלו למפות את המימן הנייטרלי בשביל החלב ובכך הצליחו להבין את המבנה הספירלי של גלקסיה זו. טמפרטורת הארה (Brightness temperature) היא הטמפרטורה שהייתה אמורה להיות לגוף שחור בשיווי משקל תרמודינמי עם סביבתו, על מנת שעוצמת הקרינה שלו תתאים לעוצמה נצפית של גוף אפור בתדר ν {\displaystyle \nu } . עוצמת שטף הקרינה של גוף שחור נתונה על ידי נוסחת פלאנק: I ν = 2 h ν 3 c 2 1 exp ⁡ h ν k T − 1 {\displaystyle I_{\nu }={\frac {2h\nu ^{3}}{c^{2}}}{\frac {1}{\exp {\frac {h\nu }{kT}}-1}}} כאשר: ν {\displaystyle \nu } - תדר הקרינה h {\displaystyle h} - קבוע פלאנק c {\displaystyle c} - מהירות האור k {\displaystyle k} — קבוע בולצמן ומכאן ש: T b = h ν k ln − 1 ⁡ ( 1 + 2 h ν 3 I ν c 2 ) {\displaystyle T_{b}={\frac {h\nu }{k}}\ln ^{-1}\left(1+{\frac {2h\nu ^{3}}{I_{\nu }c^{2}}}\right)} לטמפרטורת הארה יש שימוש נרחב במדעים פלנטריים ורדיו-אסטרונומיה. ניתן להגדיר טמפרטורה אפקטבית המתארת את ההתפלגות הסטטיסטית של האלקטרונים בין שתי התת-רמות הראשונות, בצבר גדול מספיק של חלקיקי מימן. לטמפרטורה זו קוראים "טמפרטורת ספין". טמפרטורה זו מוגדת על ידי: n 1 n 0 = e − T ∗ / T s {\displaystyle {\frac {n_{1}}{n_{0}}}=e^{-T_{*}/T_{s}}} כאשר: T s {\displaystyle T_{s}} -טמפרטורת הספין. T ∗ = 0.0682 K {\displaystyle T_{*}=0.0682K} -טמפרטורה המתאימה למעבר בין הטריפלט לסינגלט. n 0 {\displaystyle n_{0}} -צפיפות אטומי המימן ברמת הסינגלט. n 1 {\displaystyle n_{1}} -צפיפות אטומי המימן ברמת הטריפלט. ערכה של טמפרטורת הספין מצביע על הרמה האנרגטית בה נמצא הגז ולכן נותנת ביטוי לעצמת הקרינה בתדר המתאים למעבר המדובר. ניתן למדוד את הקו של מימן נייטרלי כסיגנל ביחס לקרינת הרקע הקוסמית. אם טמפרטורת הספין גדולה מטמפרטורת ההארה, אז הסיגנל ייראה בפליטה של 21 ס"מ יחסית לקרינת הרקע הקוסמית. אם טמפרטורת הספין קטנה מטמפרטורת ההארה, אז הסיגנל ייראה בבליעה של קרינת הרקע הקוסמית. לקרינה באורך גל של 21 סנטימטרים יש יכולת חדירה רבה דרך אטמוספירת כדור הארץ ולכן ניתן למדוד קרינה קוסמית זו באמצעות טלסקופי רדיו קרקעיים. בהנחה שהמימן הנייטרלי מפולג יחסית באופן אחיד ביקום, נצפה לקבל מכל כיוון מדידה פוטונים המתאימים לאורך גל זה. ההבדל היחיד נובע מהסחת דופלר של קווים אלו עקב תנועה של החומר ביחס למודד (כלומר כדור הארץ). כך ניתן למצוא את המהירות היחסית לכל זרוע ספירלית בגלקסיה שלנו. עקומת סיבוב גלקטית ניתנת למדידה בשיטה זו, כאשר מודדים את מהירות הסיבוב של החומר בגלקסיה כפונקציה של מרחקו מהמרכז. בנוסף, ניתן להשתמש בקווי הפליטה של מימן על מנת להעריך באופן עקיף את מסתה של גלקסיה ואת הדינמיקה הפנימית שלה ולתת חסם עליון לקבוע הכבידה העולמי (קבוע ניוטון). לקו המימן ישנה חשיבות בקוסמולוגיה, בחקר המפץ הגדול. בתקופות הראשונות של היקום הקדום, שררו תהליכים של רקומבינציה (תהליך בו פלזמה של פוטונים, אלקטרונים ופרוטונים החלה להתגבש לגז מימן נייטרלי) וריוניזציה (כלומר יצירה מחדש של יונים). הודות להסחת דופלר לאדום, הקו ניתן לצפייה מכדור הארץ בתדרים של 9–200 מגה הרץ. לתופעה ישנם שני שימושים מרכזיים: מיפוי עוצמה של הסחת דופלר לקו המימן, יכולה לתת תמונה מדויקת למדי של ספקטרום עוצמת החומר (Matter power spectrum) בתקופה שלאחר תקופת הרקומבינציה. ניתן למפות את הריוניזציה, כיוון שמימן שעבר יינון יראה כ"חורים" בספקטרום של 21 ס"מ. הקרינה המדוברת חלשה בערך פי מיליון משאר קרינת הרקע הקוסמית. אבל מאחר שקרינה זו מופיעה כקו ספקטרלי בודד, ניתן להפריד אותה ממקורות הרעש. ניסויים בקרינה של קו המימן בתנאי מעבדה מסובכים למדי. המעבדה צריכה להיות מבודדת היטב מרעשים אחרים פרי ייצור האדם (כמו קרינת רדיו המשמשת לתקשורת) ומקרינה של יונוספירה שיכולים לגרום להתאבכות עם הסיגנל. קיים רעיון של לבצע ניסויים אלו בחלל החיצון, לרבות הירח, בו הפרעות אלו אינן מורגשות. לתצפיות על קו המימן יש חשיבות גובהה מאוד במחקר הקוסמולוגי, יחד עם ניסיון לאתר גלי כבידה, שיכולים לשפוך אור על החוקי הפיזיקה ששלטו ביקום בשלביו הראשונים. לקו המימן יש חשיבות בשיטות חישה מרחוק. הלוויין SMOS (קיצור של Soil Moisture and Ocean Salinity) של סוכנות החלל האירופאית משתמש בכלי ייחודי בשם MIRAS (קיצור של Microwave Imaging Radiometer with Aperture Synthesis) למדידת מליחות פני האוקיינוסים ולחות הקרקע של כדור הארץ. כלי מדידה זה משתמש בקרינה אלקטרומגנטית בתחום של 1400–1427 מגה הרץ, כלומר תחום המכיל את התדר של קו המימן הנייטרלי. לקו המימן יש חתימה ייחודית ומובהקת שעוזרת לאתר את המימן בקלות. בתוכנית SETI, המחפשת אחר חיים מחוץ לכדור הארץ קיימת התעניינות בקו ה-21 ס"מ. לדוגמה, מספר חוקרים הטוענים שציוויליזציות חוצניות ניתנות לאיתור באמצעות תצפיות בתחום המיקרו. הצעה אחרת היא חיפוש אחר קו בתדרים שהם כפלות שלמות של פאי כפול תדירות קו המימן. מכיוון שפאי הוא מספר טרנסצנדנטי, תדירות כזאת אינה יכולה להיות מושגת בתופעה טבעית ואיתורה יצביע על מקור מלאכותי של הקרינה. קווי פראונהופר ספקטרוסקופיית בליעה אטומית מדיה וקבצים בנושא קו המימן בוויקישיתוף הערך "קו ה-21 ס"מ של מימן נייטרלי", באתר אסטרופדיה הערך "ריוניזציה", באתר אסטרופדיה קו המימן, באתר אנציקלופדיה בריטניקה (באנגלית) כלומר לא יון ולא אטום דאוטריום Basalla, George (2006). Civilized Life in the Universe. Oxford University Press.