הצגת המקור של הדף "קו המימן"

'''קו המימן''' או '''קו 21 ס"מ''' הוא קו [[ספקטרום פליטה|פליטה ספקטרלי]] המתאים למעבר של [[אלקטרון]] ב[[אטום המימן|אטום מימן]] [[נייטרלי (חשמל)|נייטרלי]]{{הערה|כלומר לא [[יון]] ולא אטום [[דאוטריום]]}} בין שתי תת-רמות הראשונות של {{קישור שפה|2=Ground state|3=רמת היסוד}} (1s). ההפרש בין התת-רמות נובע מ[[המבנה העל-דק]] של אטום המימן, כלומר פיצול של רמה בעקבות אינטראקציה בין [[ספין (פיזיקה)|ספין]] של אלקטרון לבין הספין של [[גרעין האטום|הגרעין]]. כאשר אלקטרון יורד מרמה אנרגטית גבוהה לנמוכה יותר, הוא פולט [[פוטון]] בעל אנרגיה של 5.87433 [[אלקטרון וולט|מיקרו אלקטרון וולט]], המתאימה לתדר של 1420.40575177 [[הרץ|מגה הרץ]], כלומר [[אורך גל]] של 21.10611405413 סנטימטרים. קו זה המתאים לתחום [[גלי מיקרו|קרינת מיקרו]] ב[[הספקטרום האלקטרומגנטי|ספקטרום האלקטרומגנטי]].

קו זה מובהק ומובחן בקלות מקווי פליטה אחרים ולכן יש לו שימוש רב בתצפיות [[אסטרונומיה|אסטרונומיות]]. לדוגמה, איתור קו זה בגלקסיית [[שביל החלב]] ו[[גלקסיה|בגלקסיות]] אחרות מאפשר לקבוע את אחוז המימן מכלל החומר המרכיב את הגלקסיה. [[הסחת דופלר]] של קו זה מאפשרת למדוד מהירות סיבוב של [[גלקסיה ספירלית|גלקסיות ספירליות]] ו[[הרחבות ספקטרליות]] יכולות לעזור בקביעת ה[[טמפרטורה]] של החומר.

==מבנה על-דק ומנגנון הפליטה==
{{ערך מורחב|המבנה העל-דק}}
[[קובץ:Fine hyperfine levels.svg|ממוזער|שמאל|אילוסטרציה של [[המבנה הדק]] והמבנה העל-דק ב[[אטום המימן]].]]
[[קובץ:Hydrogen-SpinFlip.svg|ממוזער|הפרש אנרגטי בין שתי תת-רמות נובע מהיפוך הספין של האלקטרון]]
מצב היסוד של אטום המימן (כלומר [[מצב קוונטי|המצב הקוונטי]] בעל האנרגיה הנמוכה ביותר האפשרית) מורכב מ[[גרעין האטום]] (שהוא [[פרוטון]] בודד) וענן אלקטרון הקשור אליו. הן האלקטרון והן פרוטון הם בעלי [[ספין (פיזיקה)|ספין]], כלומר יש להם [[מומנט מגנטי|מומנט דיפול מגנטי]] פנימי. כאשר הספינים של הפרוטון והאלקטרון פונים לאותו הכיוון המצב נקרא "אנטי-מקביל" וכאשר לכיוונים מנוגדים "מקביל" (מכיוון ש[[מטען חשמלי|המטען החשמלי]] שלהם הפוך בסימנו). שתי האפשרויות הללו נובעות מדיסקרטיזציה של [[תנע זוויתי]] במערכת [[מכניקת הקוונטים|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 [[ניוון (פיזיקה)|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 [[אלקטרון וולט|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 [[ספקטרום פליטה|קו פליטה]]. כאשר פוטונים עוברים בתוך החומר, הפוטונים בעלי אנרגיה המתאימה להפרש אנרגטי זה יבלעו בו, תוך [[עירור]] האטום הבולע. כלומר הקו יהיה [[ספקטרום בליעה|קו בליעה]] ולא פליטה. האנרגיה של פוטון קובעת את אורך הגל והתדר שלו לפי:
:<math>E = h\nu = \frac{h c}{\lambda}</math>
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 [[כללי ברירה|מעבר אסור]] עם זמן חיים של כ-<math>10^7</math> שנים ולכן כמעט שלא נצפה במעבדות. עם זאת, בתצפיות על [[גרם שמיים|גרמי שמיים]] המכילים כמות גדולה של [[מימן]] אטומי כמו למשל [[חומר בין-כוכבי|ענן בין כוכבי]] מסוג [[אזור H I|H I]], קו פליטה זה נפוץ מאוד. הקו הוא חד מאוד והרחבתו נובעת מ[[הרחבת דופלר]] ו[[הרחבת לחץ]], דבר המאפשר לקבוע תכונות פיזיקליות של גרמי שמיים אלה. [[טלסקופ רדיו|טלסקופי רדיו]] מסוגלים לאתר קווי מימן בקלות.

==גילוי==
בשנות ה-30 של [[המאה ה-20]] אותרה "לחישה" בתדר הרדיו. "לחישה" זו השתנתה במחזוריות של יום והתברר שמקורה הוא מחוץ ל[[כדור הארץ]]. עד מהרה התברר שמקור הקרינה אינו מ[[השמש]] כפי ששיערו, אלא מ[[מרכז 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 [[הרץ|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]] ו[[הרולד אירווינג איוון]] (Harold Irving Ewen) מ[[אוניברסיטת הרווארד]]. התצפיות אומתו על ידי [[אסטרונום|אסטרונומים]] הולנדיים [[יאן אורט]] [[כרסטיאן אלכסנדר מולר|וכרסטיאן אלכסנדר מולר]] ועל ידי אסטרונומים אוסטרליים [[וילבור נורמן כריסטיאנסן]] (Wilbur Norman Christiansen) והינדמן (Hindman). לאחר 1952 החלו למפות את המימן הנייטרלי ב[[שביל החלב]] ובכך הצליחו להבין את [[גלקסיה ספירלית|המבנה הספירלי]] של גלקסיה זו.
==טמפרטורת הארה==
[[טמפרטורת הארה]] {{אנג|Brightness temperature}} היא הטמפרטורה שהייתה אמורה להיות ל[[גוף שחור]] ב[[שיווי משקל תרמודינמי]] עם סביבתו, על מנת שעוצמת הקרינה שלו תתאים לעוצמה נצפית של גוף אפור בתדר <math>\nu</math>. עוצמת שטף הקרינה של גוף שחור נתונה על ידי [[נוסחת פלאנק]]:{{ש}}
<math>I_{\nu}=\frac{2h\nu^3}{c^2} \frac{1}{\exp{\frac{h\nu}{kT}}-1}</math>{{ש}}
כאשר:
*<math>\nu</math> - תדר הקרינה
*<math>h</math> - קבוע פלאנק
* <math>c</math> - מהירות האור
* <math>k</math> — קבוע בולצמן
ומכאן ש:

<math>T_b=\frac{h\nu}{k} \ln^{-1}\left( 1 + \frac{2h\nu^3}{I_{\nu}c^2} \right)</math>

לטמפרטורת הארה יש שימוש נרחב ב[[מדעים פלנטריים]] ו[[רדיו-אסטרונומיה]].

==טמפרטורת הספין==
ניתן להגדיר טמפרטורה אפקטבית המתארת את ההתפלגות הסטטיסטית של האלקטרונים בין שתי התת-רמות הראשונות, [[צבר (פיזיקה סטטיסטית)|בצבר]] גדול מספיק של חלקיקי מימן. לטמפרטורה זו קוראים "טמפרטורת ספין". טמפרטורה זו מוגדת על ידי:

<math>\frac{n_1}{n_0}=e^{-T_* /T_s}</math>

כאשר:
* <math>T_s</math> -טמפרטורת הספין.
* <math>T_*=0.0682K</math> -טמפרטורה המתאימה למעבר בין הטריפלט לסינגלט.
* <math>n_0</math> -צפיפות אטומי המימן ברמת הסינגלט.
* <math>n_1</math> -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 ל[[קרינת 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.

==שימושים במחקר==
===ברדיו-אסטרונומיה===
[[קובץ:M33 rotation curve HI.gif|ממוזער|עקומת סיבוב של [[גלקסיית המשולש]] (M33). חלק מהעקומה נמדד על ידי הסחת דופלר של קו ה-21 ס"מ]]
לקרינה באורך גל של 21 סנטימטרים יש יכולת חדירה רבה דרך [[אטמוספירת כדור הארץ]] ולכן ניתן למדוד [[קרינה קוסמית]] זו באמצעות [[טלסקופ רדיו|טלסקופי רדיו]] קרקעיים.

בהנחה שהמימן הנייטרלי מפולג יחסית באופן אחיד ב[[יקום]], 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 ל[[קבוע הכבידה העולמי]] (קבוע ניוטון).

===קוסמולוגיה===
לקו המימן ישנה חשיבות ב[[קוסמולוגיה]], בחקר [[המפץ הגדול]]. בתקופות הראשונות של היקום הקדום, שררו תהליכים של [[רקומבינציה (חשמל)|רקומבינציה]] (תהליך בו [[פלזמה (מצב צבירה)|פלזמה]] של פוטונים, אלקטרונים ופרוטונים החלה להתגבש לגז מימן נייטרלי) ו[[ריוניזציה]] (כלומר יצירה מחדש של [[יון|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 {{אנג|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 ב[[תנאי מעבדה]] מסובכים למדי. המעבדה צריכה להיות מבודדת היטב מרעשים אחרים פרי ייצור האדם (כמו קרינת רדיו המשמשת לתקשורת) ומקרינה של [[יונוספירה]] שיכולים לגרום ל[[התאבכות]] עם הסיגנל. קיים רעיון של לבצע ניסויים אלו ב[[חלל 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.
===חישה מרחוק בכדור הארץ===
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 [[אוקיינוס|האוקיינוסים]] ולחות הקרקע של כדור הארץ. כלי מדידה זה משתמש ב[[קרינה 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.

===חיפוש חיים מחוץ לכדור הארץ===
[[קובץ:Pioneer plaque.svg|ממוזער|תחריט על [[דיסקית פיוניר]]. השרטוט של שני העיגולים בפינה שמאלית עליונה מייצגת מעבר אנרגטי בין הסינגלט לטריפלט באטום המימן. הוא מופיע בשביל לתת קנה מידה אוניברסלי בייקום.]]
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{{הערה|Basalla, George (2006). Civilized Life in the Universe. Oxford University Press.}}.

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.
==ראו גם==
* [[קווי פראונהופר]]
* [[ספקטרוסקופיית בליעה אטומית]]

==קישורים חיצוניים==
{{ויקישיתוף בשורה}}
* {{אסטרופדיה|קו ה-21 ס"מ של מימן נייטרלי}}
* {{אסטרופדיה|ריוניזציה}}
* {{בריטניקה}}

==הערות שוליים==
{{הערות שוליים}}

[[קטגוריה:מכניקת הקוונטים]]
[[קטגוריה:מימן]]
[[קטגוריה:ספקטרוסקופיה]]
[[קטגוריה:קוסמולוגיה]]