(Translated by https://www.hiragana.jp/)
Garis hidrogen - Wikipedia Bahasa Melayu, ensiklopedia bebas Pergi ke kandungan

Garis hidrogen

Daripada Wikipedia, ensiklopedia bebas.

Garis hidrogen, garis 21 sentimeter atau garis HI merujuk kepada garis spektrum radiasi elektromagnet yang dihasilkan oleh perubahan keadaan tenaga atom hidrogen neutral. Radiasi elektromagnet ini memiliki frekuensi tepat 1420.40575177 MHz yang bersamaan dengan panjang gelombang vakum sepanjang 21.10611405413 cm dalam ruang bebas. Panjang gelombang atau frekuensi ini berada dalam julat radio gelombang mikro dalam spektrum elektromagnet dan kerap dicerap melalui astronomi radio, kerana gelombang-gelombang radio ini mampu menembusi awan-awan debu kosmos antara najam yang legap bagi cahaya nampak.

Gelombang-gelombang mikro garis hidrogen datangnya daripada peralihan atomik antara dua aras hiperhalus keadaan asas 1s hidrogen dengan perbezaan tenaga sebanyak 5.87433 µeV.[1] Frekuensi kuantum yang dipancarkan oleh peralihan antara dua aras tenaga ini boleh dikira melalui persamaan Planck.

Punca

[sunting | sunting sumber]
Maklumat selanjutnya: Struktur hiperhalus

Keadaan asas hidrogen neutral terdiri daripada awan elektron bersimetri sfera yang terikat dengan satu proton. Kedua-dua zarah memiliki momen dwikutub magnet intrinsik sendiri kesan daripada spin masing-masing, dan interaksi kedua-duanya menyebabkan sedikit kenaikan tenaga apabila spin kedua-dua zarah selari, dan penurunan paras tenaga apabila kedua-duanya tidak selari (antiselari). Hanya keadaan selari dan antiselari sahaja yang boleh wujud disebabkan oleh pendiskretan, dalam kuantum mekanik, jumlah keseluruhan momentum sudut dalam sesuatu sistem. Apabila spin kedua-dua zarah selari, momen dwikutub magnet menjadi antiselari (kerana elektron dan proton mempunyai cas yang berbeza), maka jika difikirkan mengikut kebiasaan konfigurasi ini sepatutnya mempunyai tenaga yang lebih rendah, sama seperti keadaan di mana dua magnet akan bergerak supaya kutub utara satu magnet berada hampir dengan kutum selatan magnet yang lain. Logik ini tidak berkesan dalam keadaan ini kerana elektron ini tidak dijarakkan daripada proton, sebaliknya ia menyelubunginya, dan momen dwikutub magnet lebih sesuai dibandingkan dengan gegelung arus yang kecil. Oleh sebab arus selari menarik sesama sendiri, jelaslah mengapa momen dwikutub magnet selari (dengan spin antiselari) mempunyai tenaga yang lebih rendah.[2]

Peralihan ini sangat terlarang dengan kadar kejadian yang sangat rendah iaitu 2.9 × 10-15 s-1, dan hayat selama 10 juta (107) tahun. Agak sukar bagi peralihan ini disaksikan dalam makmal di Bumi, tetapi ia kerap diperhatikan dalam seting astronomikal seperti sebagai awan hidrogen di dalam galaksi kita dan lain-lain. Disebabkan hayatnya yang panjang, garis ini mempunyai lebar semula jadi yang teramat kecil, maka kebanyakan pelebaran berlaku disebabkan anjakan Doppler yang berpunca daripada pergerakan pukal atau suhu bukan sifar dalam kawasan pemancar.

Penemuan

[sunting | sunting sumber]

Pada tahun 1930-an, telah didapati bahawa terdapat desis radio yang berubah-ubah dalam kitaran harian dan ia dilihat muncul daripada angkasa lepas. Sangkaan awal mengatakan ia disebabkan oleh Matahari, namun pemerhatian menunjukkan yang gelombang radio ini nampaknya datang dari Pusat Galaksi. Penemuan ini telah diterbitkan pada 1940 dan telah dilihat oleh Profesor Jan Hendrik Oort yang tahu kemajuan besar boleh dicapai dalam astronomi sekiranya terdapat gegaris pancaran dalam bahagian radio dalam spektrum. Beliau merujukkan ini kepada Dr. Hendrik van de Hulst yang telah meramalkan bahawa hidrogen neutral boleh menghasilkan radiasi pada frekuensi 1420.4058 MHz disebabkan dua aras tenaga yang hampir antara satu sama lain dalam keadaan asas atom hidrogen pada 1944.

Garis 21 cm (1420.4 MHz) telah dikesan buat pertama kali pada 1951 oleh Harold Irving Ewen dan Edward Mills Purcell di Universiti Harvard,[3] dan penemuan ini diterbitkan selepas data mereka telah ditahkikkan oleh ahli astronomi Belanda, Muller dan Oort,[4] serta oleh Christiansen dan Hindman di Australia. Selepas 1952, peta-peta pertama hidrogen nuetral di galaksi ini telah dihasilkan ia mendedahkan, buat kali pertama, struktur pilin Bima Sakti.

Kegunaan

[sunting | sunting sumber]

Dalam astronomi radio

[sunting | sunting sumber]

Garis spektrum ini muncul dalam spektrum radio (lebih tepat lagi, dalam julat gelombang mikro). Tenaga elektromagnet dalam julat ini boleh menembusi atmosfera Bumi dengan mudah dan dapat diperhatikan dari Bumi dengan tidak banyak gangguan.

Dengan anggapan bahawa atom-atom hidrogen tersebar secara sekata di seluruh galaksi, setiap garis pandangan merentasi galaks akan mendedahkan garis hidrogen. Satu-satunya beza antara garis-garis ini ialah anjakan Doppler yang setiap garis miliki. Oleh itu, pemerhati boleh mengira kelajuan relatif setiap lengan galaksi kita. Lengkung putaran galaksi kita juga telah dikira dengan garis hidrogen 21 sentimeter. Dengan menggunakan plot lengkung putaran dan halaju, jarak ke satu-satu titik di dalam galaksi ini dapat ditentukan.

Pencerapan garis hidrogen juga telah digunakan secara tidak langsung untuk mengira jisim galasi-galaksi, untuk meletakkan had bagi sebarang perubahan mengikut masa untuk pemalar kegravitan semesta dan untuk mengkaji dinamik galaksi-galaksi tertentu.

Dalam kosmologi

[sunting | sunting sumber]

Garis ini banyak dikaji dalam kosmologi Letupan Besar kerana ia adalah satu-satunya cara untuk mencerap "zaman gelap" daripada penggabungan semula (rekombinasi) hingga pengionan semula. Dengan mengambil kira anjakan merah, garis ini diperhatikan pada frekuensi daripada 200 MHz hingga kira-kira 9 MHz di Bumi. Ia berpotensi digunakan dalam dua aplikasi. Pertama, dengan memetakan keamatan (intensity) radiasi 21 sentimeter yang teranjak merah, ia boleh, pada dasarnya, memberikan gambaran yang amat tepat bagi spektrum kuasa jirim dalam jangka waktu selepas penggabungan semula. Kedua, ia boleh memberikan gambaran bagaimana alam semesta diion semula, kerana hidrogen neutral yang telah diionkan oleh radiasi daripada bintang-bintang atau kuasar-kuasar akan kelihatan sebagai "lubang-lubang" dalam latar belakang garis 21 sentimeter.

Namun, eksperimen-eksperimen 21 sentimeter amat sukar dijalankan. Eksperimen di atas tanah untuk mencerap signal-signal yang kabur diganggu oleh interferens daripada pemancar televisyen dan lapisan ionosfera, oleh itu eksperimen ini perlu dijalankan di tempat yang terpencil dan perlu berhati-hati dalam membuang interferens sekiranya mereka berjaya. Eksperimen di angkasa lepas, walaupun di sebelah jauh bulan (yang sepatutnya tidak menerima interferens daripada signal radio bumi), telah dicadangkan untuk mengatasi hal ini. Tidak banyak yang diketahui tentang kesan-kesan lain, seperti pancaran sinkrotron dan pancaran bebas-bebas pada galaksi. Meskipun masalah-masalah ini, pemerhatian 21 sentimeter bersama-sama dengan pemerhatian gelombang graviti dari angkasa lepas, selalunya dilihat sebagai pencapaian besar seterusnya dalam kosmologi pencerapan, selepas pengutuban sinar latar belakang gelombang mikro kosmik.

Dalam penderiaan jauh di bumi

[sunting | sunting sumber]

Instrumen saintifik utama satelit Soil Moisture and Ocean Salinity (SMOS), Microwave Imaging Radiometer with Aperture Synthesis (MIRAS), menggunakan frekuensi 1400-1427 MHz (termasuk 1420.406 MHz) untuk memantau kemasinan permukaan laut dan kelembapan tanah di Bumi. Pemilihan garis HI disebabkan oleh tanda radiasi kemasinan dan kelembapan yang lebih baik dalam gelombang mikro berbanding dalam gelombang berfrekuensi lebih tinggi, dan disebabkan tidak terdapat interferens elektromagnet lain daripada sumber antropogen (daripada manusia), kerana HI dikhaskan hanya untuk astronomi radio.

Kegunaan mungkin untuk SETI

[sunting | sunting sumber]

Plak Pioneer yang dipasang pada kapal angkasa Pioneer 10 dan Pioneer 11 menggambarkan peralihan hiperhalus hidrogen neutral dan menggunakan panjang gelombang tersebut sebagai skala standard ukuran. Misalnya, tinggi wanita dalam gambar tersebut ditunjukkan sebagai lapan darab 21 cm, atau 168 cm. Serupa juga, frekuensi peralihan flip-spin hidrogen digunakan sebagai unit masa dalam peta ke Bumi yang disertakan dalam plak Pioneer serta dalam plak prob Voyager 1 dan Voyager 2. Pada peta ini, kedudukan Matahari digambarkan relativ kepada 14 pulsar yang jangka masa pusingannya pada sekitar 1977 diberikan sebagai gandaan peralihan flip-spin hidrogen. Pembuat-pembuat plak ini berteori bahawa tamadun yang canggih akan boleh menggunakan kedudukan pulsar-pulsar ini untuk mencari Sistem Suria ketika kapal angkasa tersebut dilancarkan.

Garis hidrogen 21 cm dianggap frekuensi yang sesuai bagi program SETI dalam pencarian mereka bagi signal-signal daripada tamadun-tamadun luar angkasa yang berpotensi. Pada 1959, ahli fizik Itali Giuseppe Cocconi dan ahli fizik Amerika Philip Morrison telah menerbitkan "Searching for Interstellar Communications", satu kertas kerja yang mencadangkan garis hidrogen 21 cm dan potensi gelombang mikro dalam pencarian komunikasi antara najam. Menurut George Basalla, kertas kerja oleh Cocconi dan Morrison "memberikan asas teori yang masuk akal" bagi program SETI yang ketika itu masih baru.[5]

Pyotr Makovetsky mencadangkan agar SETI menggunakan frekuensi yang bersamaan dengan pi didarabkan dengan 1420.4 MHz (πぱい darab 1420.40575177 megahertz = 4.46233627 gigahertz; 2πぱい darab 1420.40575177 megahertz = 8.92467255 gigahertz). Disebabkan pi ialah nombor transenden, frekuensi sebegitu tidak mungkin dapat dihasilkan secara semula jadi sebagai satu harmonik, dan akan jelas menunjukkan asal-usul buatannya. Signal sebegitu tidak akan disekat oleh garis HI sendiri ataupun oleh mana-mana harmoniknya.[6]

Lihat juga

[sunting | sunting sumber]

Rujukan

[sunting | sunting sumber]
  1. ^ "The Hydrogen 21-cm Line". Hyperphysics. Georgia State University. 2004-10-30. Dicapai pada 2008-09-20.
  2. ^ D. J. Griffiths, "Hyperfine Splitting in the Ground State of Hydrogen", Am. J. Physics 50, 8 (1982)
  3. ^ Ewan, H.I.; E.M. Purcell (September 1951). "Observation of a line in the galactic radio spectrum" (PDF). Nature. 168 (4270): 356. Bibcode:1951Natur.168..356E. doi:10.1038/168356a0. Dicapai pada 2008-09-21.
  4. ^ Muller, C.A.; J.H. Oort (September 1951). "The Interstellar Hydrogen Line at 1,420 Mc./sec., and an Estimate of Galactic Rotation" (PDF). Nature. 168 (4270): 357–358. Bibcode:1951Natur.168..357M. doi:10.1038/168357a0. Dicapai pada 2008-09-21.
  5. ^ Basalla, George (2006). Civilized Life in the Universe. Oxford University Press. m/s. 133–135. ISBN 0-19-517181-0.
  6. ^ Makovetsky P. Smotri v koren' (dalam bahasa Rusia)

Kosmologi

[sunting | sunting sumber]
  • P. Madau, A. Meiksin and M. J. Rees, "21-cm Tomography of the Intergalactic Medium at High Redshift", Astrophysical Journal 475, 429 (1997) Templat:Arxiv.
  • B. Ciardi, P. Madau, "Probing Beyond the Epoch of Hydrogen Reionization with 21 Centimeter Radiation", Astrophysical Journal 596, 1 (2003) Templat:Arxiv.
  • M. Zaldarriaga, S. Furlanetto and L. Hernquist, "21 Centimeter Fluctuations from Cosmic Gas at High Redshifts", Astrophysical Journal 608, (2004) 608 Templat:Arxiv.
  • X. Chen and J. Miralda-Escudé, "Observing the Reionization Epoch Through 21 Centimeter Radiation", Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 347, 187 (2004) Templat:Arxiv.
  • A. Loeb and M. Zaldarriaga, "Measuring the Small-Scale Power Spectrum of Cosmic Density Fluctuations Through 21 cm Tomography Prior to the Epoch of Structure Formation", Phys. Rev. Lett. 92, 211301 (2004) Templat:Arxiv.
  • M. G. Santos, A. Cooray and L. Knox, "Multifrequency analysis of 21 cm fluctuations from the Era of Reionization", Astrophysical Journal 625, 575 (2005) Templat:Arxiv.
  • R. Barkana and A. Loeb, "Detecting the Earliest Galaxies Through Two New Sources of 21cm Fluctuations", Astrophysical Journal 626, 1 (2005) Templat:Arxiv.

Pautan luar

[sunting | sunting sumber]
Diambil daripada "https://ms.wikipedia.org/w/index.php?title=Garis_hidrogen&oldid=6025059"