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vendredi 15 mars 2013

Qu'est-ce que la ligne de l'hydrogène?

La raie de l'hydrogène se réfère généralement aux émissions de radiofréquences de gaz hydrogène froid dans l'espace interstellaire. Il y a de grandes quantités d'hydrogène circulent dans notre galaxie et d'autres galaxies. Une partie de ce gaz est chauffé par des étoiles proches, l'amenant à émettre un rayonnement électromagnétique dans le spectre visible - en d'autres termes, la lumière. En grande partie, toutefois, est loin d'une source de chaleur, mais il est néanmoins détectable par le fait qu’ 'il émet un rayonnement électromagnétique à une longueur d'onde de 8,3 pouces (21,1 cm), à l'intérieur de la partie radio du spectre. C'est ce qu'on appelle la ligne 21 centimètre, ou la raie de l'hydrogène, et son existence a été prédite par l'astronome hollandais Hendrik van Hulst de en 1944.

Selon la théorie quantique, les électrons d'un atome ne peuvent avoir certains niveaux d'énergie fixes, avec rien entre les deux. Le niveau de plus basse énergie est connue sous le nom «état fondamental». Électrons peuvent absorber de l'énergie, les obligeant à «sauter» à un niveau d'énergie supérieur, mais tôt ou tard, ils vont retomber à un niveau inférieur, et éventuellement à l'état fondamental, avec le temps inversement proportionnel à la quantité d'énergie excédentaire. Quand un électron d'un niveau descend, le surplus d'énergie est libéré sous forme de rayonnement électromagnétique à une fréquence qui correspond à la différence d'énergie entre les deux niveaux.

 La fréquence du rayonnement électromagnétique est proportionnelle à l'énergie: plus l’énergie n’est élevée, plus la fréquence. 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 à 34 joules-seconde. La longueur d'onde peut être calculée simplement comme la vitesse de la lumière divisée par la fréquence. Ainsi, quand un électron à partir d'une baisse supérieure à un niveau d'énergie plus faible, avec un rayonnement électromagnétique d'une certaine longueur d'onde et de fréquence fixe, liée à la différence d'énergie, est émis. Ce rayonnement présente sous forme de lignes étroites sur un spectre d'émission.

Chaque élément a une caractéristique, spectre d'émission unique, constitué par une série de lignes de longueurs d'onde spécifiques. La série hydrogène spectral contient un certain nombre de raies spectrales, dont quatre sont dans la partie visible du spectre. L'une d'elles, une ligne rouge connu sous le nom H-alpha, est très utilisée en astronomie pour détecter l'hydrogène ionisé dans les nébuleuses. Ces raies d'émission pour chaque atome d'hydrogène peut être considérée comme une ligne de l'hydrogène, mais plus généralement le terme se réfère à 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. Les mêmes règles en matière d'énergie, la fréquence et la longueur d'onde s'appliquent toujours, cependant.

Les électrons et les protons ont une propriété quantique connue sous le nom «spin» qui peut avoir deux orientations possibles. Depuis un atome d'hydrogène est constitué 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 une énergie un peu plus et finira par tomber à un état d'énergie inférieur par l'électron changeant son spin. L'énergie supplémentaire est émise sous forme de rayonnement électromagnétique et que la différence d'énergie est faible, le rayonnement a une longueur d'onde longue et basse fréquence: 21 centimètres et 1420,4 MHz, respectivement. Le faible écart d'énergie signifie également que tout atome d'hydrogène donnée dans le même état de spin sera, en moyenne, de prendre un temps très long - plusieurs millions d'années - pour tomber à un état opposé tours, mais il ya tellement d'hydrogène froid une galaxie qui à un moment donné suffisamment d'atomes d'hydrogène sera émettant des ondes radio centimétriques 21 pour ceux-ci soient détectables.

La ligne 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 caché à la vue par de grands nuages de poussière qui ne permettent pas la lumière des étoiles pour passer à travers eux. Les ondes radio, cependant, ne sont pas obstruées par des nuages de poussière et, puisqu'il ya une grande abondance de l'hydrogène froid dans la galaxie, il est possible d'observer et cartographier la galaxie en utilisant des émissions radio sur la ligne de l'hydrogène. Radioastronomie, en utilisant la raie de l'hydrogène, nous a permis de déterminer la taille, la forme et la structure de notre galaxie.

La raie de l'hydrogène possède également une grande importance pour la recherche d'intelligence extraterrestre (SETI). On pense très possible qu'une civilisation technologiquement avancée pourrait utiliser cette fréquence pour tenter de communiquer avec d'autres civilisations. La fréquence a été utilisé non seulement pour écouter les messages entrants, mais aussi de les envoyer. Le vaisseau spatial Pioneer 10 et 11, qui sont destinés à dériver indéfiniment dans l'espace interstellaire, contiennent plaques représentant la raie de l'hydrogène, sa longueur d'onde, sa fréquence et la physique derrière elle. Elle représente une unité de mesure que l'on croit étrangers pourraient comprendre.