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HI-Linie



Die HI-Linie in der Astronomie bezeichnet die 21-cm Linie (entspricht 1420,4 MHz) im Radiospektrum von neutralem Wasserstoff (HI, ionisierter Wasserstoff wird HII genannt). Die 21-cm Linie ist eine Emissionslinie, während Absorption bei anderen Frequenzen stattfindet.

Die Linie wird verwendet, um Wasserstoff und seine Konzentration im interstellaren Raum zu entdecken, der insgesamt ca. 90 Prozent der interstellaren Materie ausmacht. Erstmals wurde sie im Jahr 1951 von Radioteleskopen entdeckt und spielt seitdem in der Radioastronomie eine große Rolle. Mithilfe von Dopplerverschiebungen der Linie lassen sich Bewegungen von astronomischen Strukturen wie anderen Teilen der Milchstraße und deren Spiralnebel-Charakter untersuchen.

Ihren Ursprung hat die 21-cm-Linie im Hyperfeinstrukturübergang des Wasserstoffgrundzustands zwischen den Quantenzahlen des Gesamtdrehimpuls F=0 und F=1.

Die präzise Bestimmung der HI-Linie gelang den Astronomen Colin Stanley Gum, Frank John Kerr und Gart Westerhout.

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

 
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