수소선
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1. 개요
수소선은 중성 수소 원자에서 발생하는 1420.4 MHz의 전파 스펙트럼선으로, 양성자와 전자의 스핀 방향이 반전될 때 방출된다. 이 선은 우주 공간에 널리 분포한 중성 수소를 연구하는 데 사용되며, 특히 전파 망원경을 통해 관측하여 은하의 구조, 회전 곡선, 질량 등을 파악하는 데 기여한다. 또한 우주론에서는 빅뱅 이후 재결합과 재이온화 시대를 연구하는 데 중요한 역할을 하며, 외계 지적 생명체 탐사(SETI) 프로젝트에서도 신호 탐색에 활용된다.
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| 수소선 | |
|---|---|
| 개요 | |
| 명칭 | 21cm 수소선 |
| 설명 | 중성 수소 원자가 방출하는 전자기파의 스펙트럼선 |
| 파장 | 21.106114 cm |
| 주파수 | 1420.40575 MHz |
| 물리적 특성 | |
| 에너지 | 5.8743261841116 μeV |
| 에너지 (줄) | 9.411708152678 × 10^-25 J |
| 상세 정보 | |
| 원인 | 수소 원자의 초미세 구조에서의 스핀 상태 변화 |
| 관측 대상 | 성간 매질의 중성 수소 (H I) |
| 중요성 | 나선 은하의 나선팔 추적 우주론적 적색편이 측정 |
| 기타 | |
| 기호 | H I |
| 활용 분야 | 전파 천문학 |
2. 발생 원리
중성 수소(HI, 1H)는 1개의 양성자와 1개의 전자로 구성된다. 양성자와 전자는 모두 스핀 양자수 1/2를 갖는 페르미 입자이므로 위쪽과 아래쪽의 2가지 스핀 각운동량을 가질 수 있다. 따라서 수소 원자 내에서 양성자와 전자의 스핀 각운동량 벡터의 방향은 평행 또는 반평행, 두 가지 경우가 가능하다. 양성자와 전자의 스핀이 평행인 수소 원자는 반평행인 수소 원자보다 약간 에너지가 높다. 이 때문에 수소 원자의 바닥 상태(1s) 에너지 준위는 이 차이만큼 에너지 차이가 나는 두 개의 준위(초미세 구조)로 분열된다.
이 두 준위 간의 전이는 금지 전이이며, 전이 확률은 매우 작다. 1개의 중성 수소 원자가 이러한 전이를 일으키는 시간 척도는 매우 길어서 지상의 실험실에서 이 전이를 관측하기는 어렵다. 그러나 우주 공간의 성간 물질에 포함된 중성 수소 원자의 총수는 막대하므로, 전파 망원경을 사용하면 이 전이에 해당하는 스펙트럼을 쉽게 관측할 수 있다. 이것이 21cm선이다.
21cm선은 수명이 매우 길기 때문에(전이 확률이 매우 작기 때문에) 스펙트럼선의 자연 폭은 매우 작다. 따라서 21cm선에서 볼 수 있는 선폭의 대부분은 관측자에 대한 방사원의 상대 운동에 의한 도플러 효과에 의한 것이다.
2. 1. 초미세 구조
중성 수소 원자는 전자가 양성자에 묶여 있는 형태이다. 묶여 있는 전자의 가장 낮은 정지 에너지 상태를 바닥 상태라고 한다. 전자와 양성자는 모두 고유 자기 쌍극자 모멘트를 가지는데, 이는 스핀때문이며, 스핀이 평행할 때는 에너지가 증가하고, 반평행일 때는 에너지가 감소한다. 스핀이 평행할 때 자기 쌍극자 모멘트는 반평행하다(전자와 양성자가 반대 전하를 가지고 있기 때문). 따라서 두 자석이 서로의 북극과 남극이 가장 가깝게 정렬되는 것처럼 이 구성이 실제로 "낮은 에너지"를 갖는다고 예상할 수 있다. 이 논리는 전자와 양성자의 파동 함수가 겹치기 때문에 여기에서 실패한다. 즉, 전자는 양성자에서 공간적으로 변위되지 않고 이를 포함한다. 따라서 자기 쌍극자 모멘트는 작은 전류 루프로 생각하는 것이 가장 좋다. 평행 전류가 끌어당기므로 평행 자기 쌍극자 모멘트(즉, 반평행 스핀)는 에너지가 더 낮다.[2]바닥 상태에서, 이러한 정렬된 상태 간의 스핀 반전 전이는 5.87433 μeV의 에너지 차이를 갖는다. 이를 플랑크 관계식에 적용하면 다음과 같다.
:
여기서 λ는 방출된 광자의 파장이고, ν는 그 진동수이고, E는 광자 에너지이며, h는 플랑크 상수이고, c는 진공에서의 빛의 속도이다. 실험실 환경에서 수소선의 매개변수는 다음과 같이 더 정확하게 측정되었다.
: ''λ'' = 21.106114054160(30) cm
: ''ν'' = 1420405751.768(2) Hz (진공에서).[3]
이 전이는 극도로 금지되어 있으며, 전이율은 2.9 × 10-15 s-1로 매우 작고,[4] 들뜬 상태의 평균 수명은 약 1100만 년이다.[3] 중성 수소 원자와 전자 또는 다른 원자의 충돌은 21 cm 광자의 방출을 촉진하는 데 도움이 될 수 있다.[5] 지상 실험실에서 전이의 자발적 발생은 보기 어렵지만, 수소 메이저를 사용하여 유도 방출을 통해 인위적으로 유도할 수 있다.[6] 우리 은하 및 기타 은하의 수소 구름과 같은 천문학적 환경에서 일반적으로 관찰된다. 불확정성 원리로 인해, 긴 수명은 스펙트럼 선에 매우 작은 자연선 폭을 제공하므로, 대부분의 넓어짐은 방출 영역의 덩어리 운동 또는 0이 아닌 온도에 의해 발생하는 도플러 이동 때문이다.[7]
중성 수소 원자(HI, 1H)는 1개의 양성자와 1개의 전자로 구성된다. 양성자와 전자는 모두 스핀 양자수 1/2를 갖는 페르미 입자이므로 위쪽과 아래쪽의 2가지 스핀 각운동량을 가질 수 있다. 따라서 수소 원자 내에서 양성자와 전자의 스핀 각운동량 벡터의 방향은 평행 또는 반평행의 두 가지가 있다. 양성자와 전자의 스핀이 평행인 수소 원자는 반평행인 수소 원자보다 약간 에너지가 높다. 이 때문에 수소 원자의 바닥 상태 (1s)의 에너지 준위는 이 차이만큼 에너지 차이가 나는 두 개의 준위(초미세 구조)로 분열된다.
이 두 준위 간의 전이는 금지 전이이며, 전이 확률은 약 2.9 × 10-15 s-1로 매우 작다. 즉, 1개의 중성 수소 원자가 이러한 전이를 일으키는 시간 척도는 약 107 년이며, 지상의 실험실에서 이 전이를 관측할 가능성은 거의 없다. 그러나 우주 공간의 성간 물질에 포함된 중성 수소 원자의 총수는 막대하므로, 전파 망원경을 사용하면 이 전이에 해당하는 스펙트럼을 쉽게 관측할 수 있다. 이것이 21cm선이다.
21cm선은 수명이 매우 길기 때문에(전이 확률이 매우 작기 때문에) 스펙트럼선의 자연 폭은 매우 작다. 따라서 21cm선에서 볼 수 있는 선폭의 대부분은 관측자에 대한 방사원의 상대 운동에 의한 도플러 효과에 의한 것이다.
2. 2. 스핀 전이
중성 수소 원자는 전자가 양성자에 묶여 있는 형태이다. 전자와 양성자는 모두 고유의 자기 쌍극자 모멘트를 가지는데, 이는 스핀때문이며, 스핀이 평행할 때는 에너지가 증가하고 반평행일 때는 에너지가 감소한다. 평행 및 반평행 상태만 가능하다는 것은 시스템의 총 각운동량이 양자역학적으로 이산화된 결과이다. 스핀이 평행할 때 자기 쌍극자 모멘트는 반평행인데, 이는 전자와 양성자가 반대 전하를 가지기 때문이다. 두 자석이 서로의 북극과 남극이 가장 가깝게 정렬되는 것처럼 이 구성이 실제로 "낮은 에너지"를 갖는다고 예상할 수 있지만, 전자와 양성자의 파동 함수가 겹치기 때문에 이 논리는 성립하지 않는다. 즉, 전자는 양성자에서 공간적으로 변위되지 않고 이를 포함한다. 따라서 자기 쌍극자 모멘트는 작은 전류 루프로 생각하는 것이 가장 좋다. 평행 전류가 끌어당기므로 평행 자기 쌍극자 모멘트(즉, 반평행 스핀)는 에너지가 더 낮다.[2]바닥 상태에서, 이러한 정렬된 상태 간의 스핀 반전 전이는 의 에너지 차이를 갖는다. 이를 플랑크 관계식에 적용하면 다음과 같다.
:
여기서 는 방출된 광자의 파장이고, 는 그 진동수이고, 는 광자 에너지이며, 는 플랑크 상수이고, 는 진공에서의 빛의 속도이다. 실험실 환경에서 수소선의 매개변수는 다음과 같이 더 정확하게 측정되었다.
: ''λ'' =
: ''ν'' = (진공에서).[3]
이 전이는 극도로 금지되어 있으며, 전이율은 로 매우 작고,[4] 들뜬 상태의 평균 수명은 약 1100만 년이다.[3] 중성 수소 원자와 전자 또는 다른 원자의 충돌은 21 cm 광자의 방출을 촉진하는 데 도움이 될 수 있다.[5] 지상 실험실에서 전이의 자발적 발생은 보기 어렵지만, 수소 메이저를 사용하여 유도 방출을 통해 인위적으로 유도할 수 있다.[6] 우리 은하 및 기타 은하의 수소 구름과 같은 천문학적 환경에서 일반적으로 관찰된다. 불확정성 원리로 인해, 긴 수명은 스펙트럼 선에 매우 작은 자연선 폭을 제공하므로, 대부분의 넓어짐은 방출 영역의 덩어리 운동 또는 0이 아닌 온도에 의해 발생하는 도플러 이동 때문이다.[7]
중성 수소 원자(HI, 1H)는 1개의 양성자와 1개의 전자로 구성된다. 양성자와 전자는 모두 스핀 양자수 1/2를 갖는 페르미 입자이므로 위쪽과 아래쪽의 2가지 스핀 각운동량을 가질 수 있다. 따라서 수소 원자 내에서 양성자와 전자의 스핀 각운동량 벡터의 방향은 평행 또는 반평행의 두 가지가 있다. 양성자와 전자의 스핀이 평행인 수소 원자는 반평행인 수소 원자보다 약간 에너지가 높다. 이 때문에 수소 원자의 바닥 상태 (1s)의 에너지 준위는 이 차이만큼 에너지 차이가 나는 두 개의 준위(초미세 구조)로 분열된다.
이 두 준위 간의 전이는 금지 전이이며, 전이 확률은 약 로 매우 작다. 즉, 1개의 중성 수소 원자가 이러한 전이를 일으키는 시간 척도는 약 이며, 지상의 실험실에서 이 전이를 관측할 가능성은 거의 없다. 그러나 우주 공간의 성간 물질에 포함된 중성 수소 원자의 총수는 막대하므로, 전파 망원경을 사용하면 이 전이에 해당하는 스펙트럼을 쉽게 관측할 수 있다. 이것이 21cm선이다.
21cm선은 수명이 매우 길기 때문에(전이 확률이 매우 작기 때문에) 스펙트럼선의 자연 폭은 매우 작다. 따라서 21cm선에서 볼 수 있는 선폭의 대부분은 관측자에 대한 방사원의 상대 운동에 의한 도플러 효과에 의한 것이다.
3. 발견
1930년대에 매일 주기로 변동하며 외계에서 기원한 것으로 보이는 전파 "잡음"이 감지되었다. 처음에는 이것이 태양 때문이라고 생각했지만, 이후 관측 결과 전파가 은하 중심에서 방출되는 것으로 밝혀졌다. 1933년 칼 잰스키는 20.5MHz 주파수의 단파 관측을 통해 은하수 중심이 잡음원임을 발견했다. 1940년대 초 그로테 리버는 파라볼라 안테나를 사용하여 전천의 전파 강도 지도를 작성했고, 은하수 부분이 전파에서도 강도가 강하다는 것을 발견했다.[8]
이러한 발견은 1940년에 발표되었고, 얀 오르트는 이를 보고 전파 영역에 방출선이 있다면 천문학 발전에 크게 기여할 것이라고 생각했다. 그는 이 아이디어를 헨드릭 반 데 훌스트에게 전달했고, 훌스트는 1944년에 중성 수소가 수소 원자의 바닥 상태에 있는 두 개의 매우 근접한 에너지 준위로 인해 1420.4058 MHz 주파수의 전파를 방출할 수 있음을 예측했다.[8]
반 데 훌스트가 예측한 21cm선은 1951년 3월 25일 하버드 대학교의 유언과 퍼셀에 의해 처음으로 감지되었다.[9] 5월 11일에는 네덜란드의 뮐러와 오르트도 검출에 성공했다. 양쪽 그룹의 발견 보고는 같은 해 『네이처』에 게재되었다(Ewen and Purcell, ''Nature'', '''168''', 356, 1951; Muller and Oort, ''Nature'', '''168''', 357, 1951영어).[10] 7월 12일에는 호주의 크리스찬센과 힌드만도 21cm선 검출을 확인했다.[10]
1952년 이후, 은하 내 중성 수소에 대한 첫 번째 지도가 만들어졌고, 은하수의 나선 구조가 처음으로 드러났다.[11][12]
4. 전파 천문학에서의 활용
21cm 수소선은 전파 스펙트럼의 L 대역(극초단파 대역)에 속하며, 지구 대기를 잘 통과하므로 지상에서 관측하기 용이하다.[13] 가시광선 영역에서는 불투명한 우주 먼지 구름도 쉽게 통과한다.[14]
21cm 수소선은 우리 은하 내 수소 가스 분포와 운동을 연구하여 은하의 회전 곡선을 계산하고, 은하 내 특정 지점까지의 거리를 추정하는 데 활용된다. 또한 은하의 질량, 미세 구조 상수의 시간 변화, 개별 은하의 역학 연구 등에도 사용된다.[16][17]
1968년 G. L. 베르슈어는 21cm 선에 대한 제만 효과를 관측하여 성간 공간의 자기장 세기를 측정했다.[18]
국제 전기 통신 연합의 무선 통신 규칙에 따르면, 21cm선의 정지 주파수를 포함한 1400-1427 MHz는 전파 천문학, 위성에 의한 지구 관측(수동), 우주 연구(수동)에 할당되어 있으며, 이 주파수 대역에서는 어떠한 전파 발신도 금지된다.[32]
4. 1. 은하 회전 곡선 연구
수소는 우주 전체에 존재하는 바리온 질량의 약 80%를 차지할 정도로 성간 물질 중에서 가장 많이 존재하는 원소이기에, 21cm선은 충분히 밝다. 21cm선의 스펙트럼은 전파의 파장대에 있으며, 이 파장대의 전자기파는 지구의 대기를 쉽게 통과하며, 거의 간섭을 받지 않고 지상에서 관측할 수 있다.[32]수소 원자가 은하계 내에 균일하게 분포한다고 가정하면, 은하계를 통과하는 어느 시선에서도 21cm선이 관측될 것이다. 이 경우, 각 시선별 21cm선 관측 데이터에서 보이는 차이는 각 시선상에 존재하는 수소 가스의 도플러 이동 크기뿐이다. 이를 이용하면, 우리 은하의 각 나선 팔의 상대 속도를 계산할 수 있다. 우리 은하의 회전 곡선은 이 21cm선을 사용한 방법으로 구해졌다. 또한, 이로부터 반대로 회전 곡선과 수소 가스의 시선 속도를 이용하여 은하계 내 각 지점까지의 거리를 구할 수도 있다.
21cm선 관측 데이터는 은하의 질량이나 만유인력 상수, 개별 은하의 운동 등을 조사하는 데 간접적으로 사용되고 있다.[32]
4. 2. 한계점
21cm선 관측 데이터는 은하의 질량, 만유인력 상수, 개별 은하의 운동 등을 조사하는 데 간접적으로 사용된다.[32] 또한 퀘이사의 구조를 설명할 때에도 사용된다.[32]5. 우주론에서의 활용
21cm 수소선은 빅뱅 우주론에서 재결합 시기부터 재이온화 시대까지의 우주론적 "암흑기"를 연구하는 데 중요한 도구이다. 적색편이된 21cm 수소선 관측을 통해 초기 우주의 물질 분포와 재이온화 과정을 연구할 수 있다. 지구에서는 200MHz에서 약 15MHz 사이의 주파수에서 관측될 것으로 예상된다.[21]
5. 1. 재이온화 시대 연구
빅뱅 우주론에서 수소선은 재결합(안정적인 수소 원자가 처음 형성되었을 때)부터 재이온화 시대까지의 우주론적 "암흑기"를 탐구할 수 있는 유일한 방법이기 때문에 매우 중요하다. 이 기간에 대한 적색편이 범위를 포함하면, 이 선은 지구에서 200MHz에서 약 15MHz 사이의 주파수에서 관찰될 것이다.[21] 이는 잠재적으로 두 가지 응용 분야가 있다. 첫째, 적색편이된 21cm 복사의 강도 지도를 통해, 원칙적으로 재결합 이후 기간의 물질 스펙트럼에 대한 매우 정확한 그림을 제공할 수 있다.[22] 둘째, 별이나 퀘이사에서 방출되는 복사에 의해 이온화된 중성 수소가 21cm 배경에서 구멍으로 나타나기 때문에, 우주가 어떻게 재이온화되었는지에 대한 그림을 제공할 수 있다.[23][24][7]5. 2. 관측의 어려움
21cm 수소선 관측은 매우 어렵다. 희미한 신호를 관측하기 위한 지상 기반 실험은 텔레비전 송신기 및 전리층의 간섭으로 인해 문제가 발생하므로,[23] 간섭을 제거하기 위해 매우 외딴 지역에서 관측을 수행해야 한다. 이 문제를 보완하기 위해 달의 뒷면(지구 전파 신호의 간섭으로부터 보호되는 곳)에서 우주 기반 실험을 하는 방안도 제안되었다.[25] 싱크로트론 복사 및 제동 복사와 같은 은하에서 발생하는 다른 전경 효과에 대해서는 알려진 바가 거의 없다.[26] 이러한 문제에도 불구하고, 21cm 관측은 우주 마이크로파 배경 편광 이후 관측 우주론의 다음 주요 개척지로 일반적으로 여겨지며, 우주 기반 중력파 관측과 함께 주목받고 있다.[27]6. 외계 지적 생명체 탐색 (SETI)
21cm 수소선은 우주에서 가장 흔한 전자기파 중 하나이므로, 외계 지적 생명체 탐색(SETI) 프로젝트에서 신호를 찾는 데 사용된다. 1959년 이탈리아 물리학자 주세페 코코니와 미국 물리학자 필립 모리슨은 "성간 통신 탐색"이라는 논문을 발표하여 21cm 수소선과 성간 통신 탐색에서 마이크로파의 가능성을 제안했다. 이 논문은 초창기 SETI 프로그램에 "합리적인 이론적 근거"를 제공했다.[30]
파이오니어 10호와 파이오니어 11호에 부착된 파이오니어 명판과 보이저 1호, 보이저 2호 탐사선에 포함된 지구 지도에는 21cm 수소선을 기준으로 한 지구의 위치와 시간 정보가 기록되어 있다. 예를 들어, 명판에 묘사된 여성의 키는 21cm의 8배인 168cm로 표시되어 있다. 또한, 태양의 위치는 1977년경 회전 주기가 수소 스핀 플립 전이 주파수의 배수로 주어진 14개의 펄서를 기준으로 묘사되었다. 명판 제작자들은 진보된 문명이 이 펄서의 위치를 사용하여 우주선이 발사되었을 당시의 태양계를 찾을 수 있을 것이라고 생각했다.[28][29]
SETI는 21cm 수소선 주파수 또는 그 배수에 해당하는 전파 신호를 탐색하여, 인공적인 기원의 신호를 찾는다. π는 무리수이므로, 이러한 주파수는 고조파로 자연적으로 생성될 수 없으며, 명백히 인공적인 기원을 나타낼 것이다. 이러한 신호는 H I 선 자체 또는 그 고조파에 압도되지 않을 것이다.[31]
국제 전기 통신 연합의 무선 통신 규칙에서는 21cm선의 정지 주파수를 포함한 1400-1427 MHz가 전파 천문학 및 위성에 의한 지구 관측(수동), 우주 연구(수동)에 할당되어 있으며, 이 주파수 대역에서는 어떠한 전파 발신도 금지되어 있다.[32]
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