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21cm線とは?
1940年代初めにはｸﾞﾛｰﾄ･ﾘｰﾊﾞｰがﾊﾟﾗﾎﾞﾗｱﾝﾃﾅを使って全天の電波強度地図を初めて作成し､天の川の部分は電波でも強度が強いことを見出した｡
ｵﾗﾝﾀﾞのﾔﾝ･ｵｰﾙﾄはこれらの論文を読み､もし電波領域に何らかの輝線ｽﾍﾟｸﾄﾙが存在すれば､それを観測することで天文学に大きな発展がもたらされるかもしれないと考えた｡
ｵｰﾙﾄはこのｱｲﾃﾞｱをﾍﾝﾄﾞﾘｸ･ﾌｧﾝ･ﾃﾞ･ﾌﾙｽﾄに伝えた｡
これを受けてﾌｧﾝ･ﾃﾞ･ﾌﾙｽﾄは､水素原子の基底状態に存在する2つの非常に近接したｴﾈﾙｷﾞｰ準位によって､周波数 1420.4058 MHz の電波が中性水素から放射される可能性があることを見出した｡
ﾌｧﾝ･ﾃﾞ･ﾌﾙｽﾄが予言した21cm線は1951年3月25日にｱﾒﾘｶのﾊﾛﾙﾄﾞ･ﾕｰｴﾝとｴﾄﾞﾜｰﾄﾞ･ﾊﾟｰｾﾙによって初めて検出され､5月11日にはｵﾗﾝﾀﾞのﾐｭﾗｰとｵｰﾙﾄも検出に成功した｡
両ｸﾞﾙｰﾌﾟの発見報告はこの年の『ﾈｲﾁｬｰ』の同じ号に掲載された (Ewen and Purcell, Nature, 168, 356, 1951; Muller and Oort, Nature, 168, 357, 1951)｡7月12日にはｵｰｽﾄﾗﾘｱのｸﾘｽﾃﾝｾﾝとﾊｲﾝﾄﾞﾏﾝも21cm線の検出を確認した｡
翌1952年以降には21cm線の線ﾌﾟﾛﾌｧｲﾙ観測に基づいて銀河系内の中性水素分布図が作られ､我々の銀河系が渦巻構造を持つことが初めて明らかにされた｡
21cm線のｽﾍﾟｸﾄﾙは幸いにも電波の波長域にある｡
この波長域の電磁波は地球の大気を容易に透過し､ほとんど干渉を受けずに地上から観測することができる｡
水素は星間物質の中で最も多く存在する元素である（宇宙全体に存在するﾊﾞﾘｵﾝ質量の約80%を占める）ため､禁制線でないｽﾍﾟｸﾄﾙ線は十分に輝度が明るい｡
光の一部は放射源である水素ｶﾞｽ雲の中で吸収される｡
例えば､Hα線はｶﾞｽ雲の比較的密度の薄い外縁部をﾄﾚｰｽするのに役立つ｡
21cm線は分子雲のより高密度な領域の構造を知るために用いられる｡
水素原子が銀河系内に一様に分布していると仮定すると､銀河系を通るどの視線上でも21cm線が観測されることになる｡
この場合､各視線ごとの21cm線の観測ﾃﾞｰﾀに見られる違いは､それぞれの視線上に存在する水素ｶﾞｽのﾄﾞｯﾌﾟﾗｰｼﾌﾄの大きさだけである｡
これを用いると､我々の銀河系の各渦状腕の相対速度を計算することができる｡
我々の銀河系の回転曲線はこの21cm線を使った方法で求められている｡
また､このことから逆に､回転曲線と水素ｶﾞｽの視線速度を使って銀河系内の各点までの距離を求めることもできる｡
21cm線の観測ﾃﾞｰﾀは､銀河の質量や万有引力定数､個々の銀河の運動などを調べる目的にも間接的に用いられている｡
また､ｸｴｰｻｰの構造を説明する際にも用いられる｡
また､21cm線は宇宙空間で最もありふれた電磁波の一つであるため､地球外知的生命探索 (SETI) に用いる受信電波の波長として採用されることも多い｡1970年代に NASA が打ち上げたﾊﾟｲｵﾆｱ惑星探査機には地球の位置や人間の身長などのﾒｯｾｰｼﾞを記した金属板が搭載されたが､このｲﾗｽﾄの中では21cm線の波長と周波数が長さと時間の単位として用いられている｡
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