rayonnement de 21 centimètres, rayonnement électromagnétique de longueur d’onde radio émis par des atomes d’hydrogène interstellaires froids, neutres. L’atome d’hydrogène est composé d’une particule chargée positivement, le proton, et d’une particule chargée négativement, l’électron. Ces particules ont un moment angulaire intrinsèque appelé spin. (Cependant, ce spin n’est pas une rotation physique réelle; c’est plutôt un effet mécanique quantique.) Lorsque les spins des deux particules sont antiparallèles, alors l’atome est dans son état d’énergie le plus bas. Lorsque les spins sont parallèles, l’atome a une petite quantité d’énergie supplémentaire. Dans l’espace très froid entre les étoiles, les atomes d’hydrogène interstellaires sont à un état d’énergie la plus faible possible. Les collisions entre particules, cependant, peuvent parfois exciter certains atomes (ce qui rend le spin des particules parallèle), leur donnant une infime quantité d’énergie. Selon les règles de la mécanique quantique, de tels atomes rayonnent leur énergie acquise sous la forme de photons de basse énergie qui correspondent à une longueur d’onde de 21 centimètres, soit une fréquence de 1 420 mégahertz. Cette transition, appelée transition hyperfine, se produit environ tous les 10 millions d’années. Ce rayonnement radio a été théoriquement prédit par l’astronome néerlandais H.C. van de Hulstin en 1944 et a été détecté expérimentalement par les physiciens américains Harold Ewen et Edward Purcell à l’Université Harvard en 1951. Bien que la transition se produise très rarement, il y a tellement d’hydrogène dans la Galaxie de la Voie Lactée qu’une émission d’hydrogène de 21 centimètres est facilement observable. Le rayonnement de 21 centimètres pénètre facilement dans les nuages de particules de poussière interstellaire qui obstruent les observations optiques profondément dans le centre galactique et permet ainsi de cartographier la structure en spirale de la galaxie.