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HI-Linie

Die HI-Linie, auch 21-cm Linie, ist in der Astronomie die Bezeichnung für die charakteristische Radiostrahlung des atomaren und molekularen neutralen Wasserstoffs.

Die Emissions- bzw. Absorptionslinie entsteht durch den Hyperfeinstrukturübergang des neutralen Wasserstoffatoms. Das ist der Energieunterschied zwischen der parallelen und antiparallelen Spin-Orientierung des Elektrons relativ zum Spin des Protons. Die Energiedifferenz beträgt etwa 10-5 eV, entsprechend einer Radiofrequenz von 1,42 GHz und einer Wellenlänge von 21cm.

Da sie durch die Erdatmosphäre nur wenig gedämpft wird, ist die HI-Linie ein bevorzugtes Beobachtungsobjekt der Radioastronomie. Mit ihr läßt sich die Verteilung des Wasserstoffs bestimmen, der insgesamt ca. 90 Prozent der interstellaren Materie ausmacht. Dopplerverschiebungen der Linie geben Auskunft über die Bewegungen von astronomischen Objekten.

Die Bedeutung der HI-Linie erkannten die Astronomen Colin Stanley Gum, Frank John Kerr und Gart Westerhout im Jahr 1951.

Siehe auch: H-I-Gebiet, H-II-Gebiet, Dezimeterwelle