Астрофизический мазер — это естественный источник стимулированного спектрального излучения, обычно в микроволновой части электромагнитного спектра . Это излучение может возникать в молекулярных облаках , кометах , планетарных атмосферах , звездных атмосферах или различных других условиях в межзвездном пространстве .
Подобно лазеру , излучение мазера является стимулированным (или затравленным ) и монохроматичным, имея частоту, соответствующую разнице энергий между двумя квантово-механическими уровнями энергии вида в среде усиления, которые были накачаны в нетепловое распределение популяции . Однако у естественных мазеров отсутствует резонансная полость, разработанная для земных лабораторных мазеров. Излучение астрофизического мазера происходит из-за одного прохода через среду усиления и, следовательно, обычно не имеет пространственной когерентности и чистоты мод, ожидаемых от лабораторного мазера.
Из-за различий между искусственными и естественными мазерами часто утверждается [1] , что астрофизические мазеры не являются «истинными» мазерами, поскольку у них отсутствуют колебательные полости. Однако лазерное сообщество намеренно игнорировало различие между лазерами на основе осцилляторов и однопроходными лазерами в ранние годы развития технологии. [2]
Это фундаментальное несоответствие в языке привело к использованию других парадоксальных определений в этой области. Например, если среда усиления невыровненного лазера является эмиссионно-затравленным, но не осциллирующим излучением, говорят, что он испускает усиленное спонтанное излучение или ASE . Это ASE считается нежелательным или паразитным. Некоторые исследователи добавили бы к этому определению наличие недостаточной обратной связи или невыполненного порога лазерной генерации : то есть пользователи хотят, чтобы система вела себя как лазер. Излучение от астрофизических мазеров, по сути, является ASE, но иногда его называют сверхизлучающим излучением , чтобы отличить его от лабораторного явления. Это просто добавляет путаницы, поскольку оба источника являются сверхизлучающими. В некоторых лабораторных лазерах, таких как один проход через регенеративно усиленную ступень Ti:Sapph , физика напрямую аналогична усиленному лучу в астрофизическом мазере. [ необходима цитата ]
Кроме того, практические ограничения использования m для обозначения микроволн в слове mazer используются по-разному. Например, когда лазеры изначально разрабатывались в видимой части спектра, их называли оптическими мазерами. [3] Чарльз Таунс выступал за то , чтобы m обозначало молекулу , поскольку энергетические состояния молекул обычно обеспечивают переход мазера. [4] В этом направлении некоторые [ кто? ] используют термин лазер для описания любой системы, которая использует электронный переход, а термин мазер для описания системы, которая использует вращательный или колебательный переход, независимо от выходной частоты. Некоторые астрофизики используют термин иразер для описания мазера, излучающего на длине волны в несколько микрометров , [5] хотя оптическое сообщество называет подобные источники лазерами .
Термин «тазер» использовался для описания лабораторных мазеров в терагерцовом режиме [6], хотя астрономы могли бы называть их субмиллиметровыми мазерами , а физики -лаборанты обычно называют их газовыми лазерами или, в частности, спиртовыми лазерами в зависимости от вида усиления. Электротехническое сообщество обычно ограничивает использование слова « микроволна» частотами примерно от 1 ГГц до 300 ГГц; то есть длинами волн от 30 см до 1 мм соответственно. [ необходима цитата ]
Простого существования накачанной инверсии населенности недостаточно для наблюдения мазера. Например, должна быть когерентность скорости вдоль линии визирования, чтобы доплеровское смещение не мешало инвертированным состояниям в различных частях усиливающей среды излучательно связываться. В то время как поляризация в лабораторных лазерах и мазерах может быть достигнута путем селективной генерации желаемых мод, поляризация в естественных мазерах возникнет только при наличии накачки, зависящей от состояния поляризации, или магнитного поля в усиливающей среде.
Излучение астрофизических мазеров может быть довольно слабым и может не обнаруживаться из-за ограниченной чувствительности и относительной удаленности астрономических обсерваторий, а также из-за иногда подавляющего спектрального поглощения ненакачанными молекулами мазерного вида в окружающем пространстве. Это последнее препятствие может быть частично преодолено посредством разумного использования пространственной фильтрации, присущей интерферометрическим методам, особенно интерферометрии со сверхдлинной базой (VLBI). [ необходима цитата ]
Изучение мазеров дает ценную информацию об условиях — температуре, плотности, магнитном поле и скорости — в средах звездного рождения и смерти , а также в центрах галактик , содержащих черные дыры [1] [2] , что приводит к уточнению существующих теоретических моделей.
В 1965 году Уивер и др. сделали неожиданное открытие : [3] линии излучения в космосе неизвестного происхождения на частоте 1665 МГц. В то время многие исследователи все еще думали, что молекулы не могут существовать в космосе, хотя они были открыты Маккелларом в 1940-х годах, и поэтому излучение сначала было приписано гипотетической форме межзвездной материи под названием «мистерий», но вскоре излучение было идентифицировано как линейное излучение молекул гидроксида в компактных источниках внутри молекулярных облаков. [4] Последовали другие открытия: излучение воды в 1969 году, [5] излучение метанола в 1970 году, [6] и излучение монооксида кремния в 1974 году, [7] все они исходили из молекулярных облаков. Их назвали мазерами , так как из-за их узкой ширины линий и высоких эффективных температур стало ясно, что эти источники усиливают микроволновое излучение. [ необходима цитата ]
Затем мазеры были обнаружены вокруг высокоразвитых поздних звезд , названных звездами OH/IR . Сначала было излучение гидроксида в 1968 году, [8] затем излучение воды в 1969 году [9] и излучение оксида кремния в 1974 году. [10] Мазеры были обнаружены во внешних галактиках в 1973 году, [11] и в Солнечной системе в гало комет. [ требуется ссылка ]
Еще одно неожиданное открытие было сделано в 1982 году, когда было обнаружено излучение внегалактического источника с непревзойденной светимостью, примерно в 10 6 раз превышающей светимость любого предыдущего источника. [12] Это было названо мегамазером из-за его большой светимости; с тех пор было обнаружено гораздо больше мегамазеров. [7]
В 1995 году с помощью воздушной обсерватории Койпера НАСА был обнаружен слабый дисковый мазер, исходящий от звезды MWC 349A . [8]
Доказательства наличия антинакачанной ( дасар ) субтермальной популяции в переходе формальдегида (H 2 CO) на частоте 4830 МГц были обнаружены в 1969 году Палмером и др. [9] [10] [11] [12]
Связи активности мазера с излучением в дальнем инфракрасном диапазоне (FIR) использовались для проведения поисков неба с помощью оптических телескопов (потому что оптические телескопы проще использовать для поисков такого рода), а затем вероятные объекты проверяются в радиоспектре. Особое внимание уделяется молекулярным облакам, звездам OH-IR и активным галактикам в дальнем инфракрасном диапазоне.
Следующие виды были обнаружены в стимулированном излучении из астрономических сред: [13]
Усиление или усиление излучения, проходящего через облако мазера, является экспоненциальным. Это имеет последствия для производимого им излучения:
Небольшие различия в путях через нерегулярно сформированное мазерное облако сильно искажаются экспоненциальным усилением. Часть облака, которая имеет немного большую длину пути, чем остальная часть, будет казаться намного ярче (поскольку важна экспонента длины пути), и поэтому пятна мазера обычно намного меньше своих родительских облаков. Большая часть излучения будет выходить вдоль этой линии наибольшей длины пути в «луче»; это называется излучением .
Поскольку коэффициент усиления мазера экспоненциально зависит от инверсии населенности и длины пути, когерентного по скорости , любое изменение любого из этих параметров само по себе приведет к экспоненциальному изменению выходного сигнала мазера.
Экспоненциальное усиление также усиливает центр формы линии ( гауссовой или лоренцевой и т. д.) больше, чем края или крылья. Это приводит к форме линии излучения, которая намного выше, но не намного шире. Это делает линию более узкой по сравнению с неусиленной линией.
Экспоненциальный рост интенсивности излучения, проходящего через облако мазера, продолжается до тех пор, пока процессы накачки могут поддерживать инверсию населенности против растущих потерь на стимулированное излучение. Пока это так, мазер называется ненасыщенным . Однако после некоторой точки инверсия населенности больше не может поддерживаться, и мазер становится насыщенным . В насыщенном мазере усиление излучения линейно зависит от размера инверсии населенности и длины пути. Насыщение одного перехода в мазере может влиять на степень инверсии в других переходах в том же мазере, эффект, известный как конкурентное усиление .
Яркостная температура мазера — это температура, которую имело бы черное тело , если бы оно производило такую же яркость излучения на длине волны мазера. То есть, если бы объект имел температуру около 10 9 К, он производил бы столько же излучения на частоте 1665 МГц, сколько и сильный межзвездный мазер OH. Конечно, при 10 9 К молекула OH диссоциирует ( kT больше энергии связи ), поэтому яркостная температура не является показателем кинетической температуры газа мазера, но тем не менее полезна для описания мазерного излучения. Мазеры имеют невероятные эффективные температуры, многие около 10 9 К, но некоторые до 10 12 К и даже 10 14 К.
Важным аспектом изучения мазера является поляризация излучения. Астрономические мазеры часто очень сильно поляризованы, иногда на 100% (в случае некоторых мазеров OH) в круговой форме , и в меньшей степени в линейной форме . Эта поляризация обусловлена некоторой комбинацией эффекта Зеемана , магнитного излучения мазерного излучения и анизотропной накачки, которая благоприятствует определенным переходам магнитного состояния .
Многие характеристики излучения мегамазера различны.
Кометы — это небольшие тела (диаметром от 5 до 15 км) из замороженных летучих веществ ( например , воды, углекислого газа, аммиака и метана ), заключенных в корковом силикатном наполнителе, которые вращаются вокруг Солнца по эксцентричным орбитам. По мере приближения к Солнцу летучие вещества испаряются, образуя гало, а затем хвост вокруг ядра. После испарения эти молекулы могут образовывать инверсии и мазеобразования. [ требуется цитата ]
Столкновение кометы Шумейкера-Леви 9 с Юпитером в 1994 году привело к появлению мазерного излучения в диапазоне 22 ГГц от молекулы воды. [17] Несмотря на кажущуюся редкость этих событий, наблюдение интенсивного мазерного излучения было предложено в качестве схемы обнаружения экзопланет . [18]
Ультрафиолетовый свет Солнца расщепляет некоторые молекулы воды, образуя гидроксиды , которые могут образовывать мазеры. В 1997 году мазерное излучение на частоте 1667 МГц, характерное для гидроксидов, наблюдалось у кометы Хейла-Боппа . [19] [20]
Предполагается, что мазеры существуют в атмосферах газовых гигантов. [21] Такие мазеры будут сильно изменчивы из-за вращения планеты (10-часовой период для планет-гигантов). Циклотронные мазеры были обнаружены на северном полюсе Юпитера.
В 2009 году С.В. Погребенко и др. [22] сообщили об обнаружении водяных мазеров в струях воды, связанных со спутниками Сатурна Гиперионом, Титаном, Энцеладом и Атласом.
Условия в атмосферах звезд позднего типа поддерживают накачку различных видов мазеров на разных расстояниях от звезды. Из-за нестабильности в секциях ядерного горения звезды звезда испытывает периоды повышенного высвобождения энергии. Эти импульсы создают ударную волну, которая выталкивает атмосферу наружу. Гидроксильные мазеры встречаются на расстоянии около 1000–10 000 астрономических единиц (а.е.), водные мазеры — на расстоянии около 100–400 а.е., а мазеры на оксиде кремния — на расстоянии около 5–10 а.е. [23]
Как радиационная, так и столкновительная накачка, возникающая в результате ударной волны, были предложены в качестве механизма накачки для мазеров на основе оксида кремния. [24] Эти мазеры уменьшаются для больших радиусов, поскольку газообразный оксид кремния конденсируется в пыль, истощая доступные молекулы мазера. Для водных мазеров внутренние и внешние пределы радиусов примерно соответствуют пределам плотности для работы мазера. На внутренней границе столкновений между молекулами достаточно, чтобы удалить инверсию населенности. На внешней границе плотность и оптическая глубина достаточно низки, поэтому усиление мазера уменьшается. Гидроксильные мазеры поддерживаются химической накачкой. На расстояниях, где находятся эти мазеры, молекулы воды диссоциируют под действием УФ-излучения.
Молодые звездные объекты и (ультра)компактные области H II, встроенные в молекулярные облака и гигантские молекулярные облака , поддерживают большую часть астрофизических мазеров. Различные схемы накачки — как радиационные, так и столкновительные и их комбинации — приводят к излучению мазера множественных переходов многих видов. Например, молекула OH наблюдалась в мазере на частотах 1612, 1665, 1667, 1720, 4660, 4750, 4765, 6031, 6035 и 13441 МГц. Водные и метанольные мазеры также типичны для этих сред. Относительно редкие мазеры, такие как аммиак и формальдегид, также могут быть обнаружены в областях звездообразования. [25]
Известно, что мазерный переход гидроксида на частоте 1720 МГц связан с остатками сверхновых , которые взаимодействуют с молекулярными облаками . [26]
В то время как некоторые мазеры в областях звездообразования могут достигать светимости, достаточной для обнаружения из внешних галактик (например, близлежащих Магеллановых Облаков ), мазеры, наблюдаемые из далеких галактик, обычно возникают в совершенно других условиях. Некоторые галактики обладают центральными черными дырами , в которые падает диск молекулярного материала ( размером около 0,5 парсека ). Возбуждения этих молекул в диске или в струе могут привести к появлению мегамазеров с большой светимостью. Известно, что в этих условиях существуют гидроксильные, водные и формальдегидные мазеры. [27]
Астрономические мазеры остаются активной областью исследований в радиоастрономии и лабораторной астрофизике, отчасти из-за того, что они являются ценными диагностическими инструментами для астрофизических сред, которые в противном случае могли бы ускользнуть от строгого количественного изучения, и потому, что они могут облегчить изучение условий, которые недоступны в земных лабораториях. Глобальное сотрудничество под названием Maser Monitoring Organisation, в просторечии известное как M2O, [28] является одной из видных групп исследователей в этой дисциплине.
Под переменностью мазера обычно понимают изменение видимой для наблюдателя яркости. Изменения интенсивности могут происходить в масштабах времени от нескольких дней до нескольких лет, что указывает на ограничения размера мазера и схемы возбуждения. Однако мазеры изменяются по-разному в различных временных масштабах.
Известно, что мазеры в областях звездообразования перемещаются по небу вместе с материалом, который вытекает из формирующейся звезды (звезд). Кроме того, поскольку излучение представляет собой узкую спектральную линию, скорость луча зрения может быть определена из изменения доплеровского сдвига наблюдаемой частоты мазера, что позволяет составить трехмерное отображение динамики мазерной среды. Возможно, наиболее впечатляющим успехом этой техники является динамическое определение расстояния до галактики NGC 4258 из анализа движения мазеров в диске черной дыры. [29] Кроме того, водные мазеры использовались для оценки расстояния и собственного движения галактик в Местной группе , включая галактику Треугольника . [30]
Наблюдения VLBI мазерных источников в звездах позднего типа и областях звездообразования позволяют определить их тригонометрический параллакс и, следовательно, расстояние до них. Этот метод намного точнее других методов определения расстояний и дает нам информацию о шкале галактических расстояний, например, расстояние спиральных рукавов.
В отличие от земных лазеров и мазеров, для которых механизм возбуждения известен и разработан, для астрофизических мазеров верно обратное. В целом, астрофизические мазеры открываются эмпирически, а затем изучаются далее, чтобы разработать правдоподобные предложения о возможных схемах накачки. Количественная оценка поперечного размера, пространственных и временных вариаций и состояния поляризации, обычно требующая телеметрии VLBI, полезна для разработки теории накачки. Галактическое формальдегидное мазирование является одним из таких примеров, который остается проблематичным. [31]
С другой стороны, некоторые мазеры теоретически предсказывались, но их еще предстоит наблюдать в природе. Например, ожидается, что магнитные дипольные переходы молекулы OH вблизи 53 МГц произойдут, но их еще предстоит наблюдать, возможно, из-за отсутствия чувствительного оборудования. [32]