Die Linie im galaktischen Radio
Vor 75 Jahren wurde die 21cm-Linie des Wasserstoffs nachgewiesen, die ein neues Bild der Milchstraße ermöglichte.
Astron / Alexander Pawlak
Selten war wohl eine einzelne Spektrallinie so bedeutend für die Astronomie wie die HI-Linie des neutralen Wasserstoffs. Sie gehört zum Hyperfeinstrukturübergang des neutralen Wasserstoffatoms im 1s-Grundzustand. Dabei ändert sich die Spinorientierung des Elektrons zum Spin des Protons von parallel zu antiparallel. Der winzige Energieunterschied von rund 5,87 · 10−6 Elektronenvolt entspricht einer Wellenlänge von 21 Zentimetern, die im Bereich der Radiostrahlung liegt.
Damit wurde es möglich, die Dichte, Geschwindigkeit und Temperatur von kalter interstellarer Materie zu untersuchen, die zum größten Teil aus neutralem Wasserstoff besteht. Der HI-Übergang hat sich so zu einem der wichtigsten Werkzeuge der modernen Astronomie entwickelt. Obwohl er nur schwer anzuregen und daher selten ist, ließ sich damit eine erstmal die Spiralstruktur unserer Milchstraße kartieren.
Der erste Nachweis der interstellaren HI-Linie gelang Astronomen im US-amerikanischen Harvard aus am 28. Februar 1951, der zweite von Australien aus am 25. März 1951. In Europa gelang die Beobachtung der 21-cm-Linie des neutralen Wasserstoffs erstmals am 11. Mai 1951 durch die Niederländische Stiftung für Radioastronomie (NFRA oder SRZM), die Vorgängerin von ASTRON, dem heutigen Niederländischen Institut für Radioastronomie.
Der Ursprung der theoretischen Vorhersage der Wasserstofflinie liegt ebenfalls in den Niederlanden und gelang dem niederländischen Astronom Henk van de Hulst. Unter der Leitung des Leidener Astronomen Jan Oort begann mit umgebauten Radargeräten in Kootwijk die Suche nach dem 21-cm-Signal. Der Nachweis im Mai 1951 markiert den Beginn einer besonderen niederländischen Tradition in der Radioastronomie, die weltweit führend werden sollte.
Die Entdeckung der Wasserstofflinie ermöglichte es, das kalte Wasserstoffgas – den Rohstoff, aus dem Sterne entstehen – in der Milchstraße zu kartieren. Um dieses Gas im Detail zu untersuchen, wurde 1956 das 25-Meter-Radioteleskop von Dwingeloo gebaut, damals das größte steuerbare Radioteleskop der Welt. Damit kartierten niederländische Astronomen das Wasserstoffgas in unserer Galaxie systematisch, was 1957 zu einer der ersten Karten der Milchstraße führte, die ihre Spiralstruktur deutlich zeigte.
Der nächste große Schritt erfolgte 1970 mit der Einweihung des Westerbork Synthesis Radio Telescope (WSRT). Dieses besteht aus 14 Antennen, die sich über eine Strecke von 2,7 Kilometern erstrecken. Das WSRT entwickelte sich zu einem der weltweit führenden Radioteleskope.
Auch in technischer Hinsicht war Westerbork ein Vorreiter. Die außergewöhnliche Stabilität und Präzision des Teleskops ermöglichte extrem tiefgehende Beobachtungen und trug dazu bei, den Grundstein für spätere Vorzeigeinstrumente wie LOFAR und das geplante internationale Square Kilometre Array (SKA) zu legen.
Radioastronomie
Radioquellen im Katalog
Ein Teleskop mit 100 000 Antennen
75 Jahre nach der ersten niederländischen Entdeckung der Wasserstofflinie baut ASTRON derzeit neue, hochmoderne, stromsparende Empfänger, um sich erneut auf die neutrale Wasserstofflinie zu konzentrieren, wobei die Beobachtungen auf eine empfindliche Abbildung des dynamischen Radiohimmels abzielen.
Mit der Beobachtung des 21-cm-Signals erhofft man sich neue Einblicke in die Epoche der kosmischen Reionisation etwa eine Milliarde Jahre nach dem Urknall, mit der das Universum transparatn für Licht wurde.
Für diesen Zeitpunkt ist die HI-Linie so stark rotverschoben, dass sie im Bereich von 230 bis 71 MHz nachweisbar sein sollte. Dafür gibt es erste Hinweise. Von SKA erhofft man sich aber verlässlichere Messungen.
Weitere Informationen
- Astron: 75 years of the hydrogen line in the Netherlands (11. Mai 2026)
- With the 21 cm hydrogen line from Kootwijk to Dwingeloo (28. Februar 2021)
- H. Wendt, W. Orchiston und B. Slee, W. N. Christiansen and the Initial Australian Investigation of the 21cm Hydrogen Line, Journal of Astronomical History and Heritage 11(3), 185 (2008) PDF
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