Астрофизический мазер - Astrophysical maser

Полярные сияния на северном полюсе Юпитера генерируют циклотронные мазеры ( Хаббл )

Астрофизический мазер является естественным источником стимулированной спектральной линии излучения, как правило , в микроволновой части электромагнитного спектра . Это излучение может возникать в молекулярных облаках , кометах , планетных атмосферах , звездных атмосферах или в различных других условиях межзвездного пространства .

Задний план

Дискретная переходная энергия

Как лазер , излучение от мазера будет стимулироваться (или высевает ) и монохроматическое, имеющую частоту , соответствующую к энергетической разности между двумя квантовыми-механическим энергетическими уровнями вида в усиливающей среде , которые были накачкой в нетепловое население распространение . Однако у естественных мазеров отсутствует резонансная полость, разработанная для наземных лабораторных мазеров. Излучение астрофизического мазера возникает из-за однократного прохождения через усиливающую среду и поэтому обычно не имеет пространственной когерентности и чистоты мод, ожидаемых от лабораторного мазера.

Номенклатура

Из-за различий между разработанными и встречающимися в природе мазерами часто утверждают, что астрофизические мазеры не являются «настоящими» мазерами, потому что в них отсутствуют резонаторы для колебаний. Однако различие между лазерами на основе генераторов и однопроходными лазерами намеренно игнорировалось лазерным сообществом в первые годы существования технологии.

Это фундаментальное несоответствие языка привело к использованию других парадоксальных определений в этой области. Например, если усиливающей средой (смещенного) лазера является испускаемое, но не осциллирующее излучение, говорят, что он испускает усиленное спонтанное излучение или УСИ . Этот ASE считается нежелательным или паразитным (некоторые исследователи добавили бы к этому определению наличие недостаточной обратной связи или неудовлетворенного порога генерации ): то есть пользователи хотят, чтобы система вела себя как лазер. Излучение астрофизических мазеров на самом деле является УСИ, но иногда его называют сверхизлучательным излучением, чтобы отличить его от лабораторного явления. Это просто добавляет путаницы, поскольку оба источника сверхизлучены. В некоторых лабораторных лазерах, например, при однократном прохождении через каскад Ti: Sapph с регенеративным усилением , физика прямо аналогична усиленному лучу в астрофизическом мазере.

Кроме того, практические ограничения использования m для обозначения микроволнового излучения в мазере используются по-разному. Например, когда изначально были разработаны лазеры для видимой части спектра, их называли оптическими мазерами. Чарльз Таунс утверждал, что m обозначает молекулу , поскольку энергетические состояния молекул обычно обеспечивают переход генерации. Некоторые используют термин « лазер» для описания любой системы, в которой используется электронный переход, а термин « мазер» - для описания системы, в которой используется вращательный или колебательный переход, независимо от выходной частоты. Некоторые астрофизики используют термин iraser для описания мазера, излучающего на длине волны в несколько микрометров , хотя в оптическом сообществе аналогичные источники называют лазерами . Термин электрошокер использовался для описания лабораторных мазеров в терагерцовом режиме, хотя астрономы могут называть эти субмиллиметровые мазеры, а лабораторные физики обычно называют эти газовые лазеры или, в частности, спиртовые лазеры в отношении видов усиления. Электротехника сообщество , как правило , ограничивает использование слова микроволновой печи до частот между примерно 1  ГГц до 300 ГГц; то есть длины волн от 30 см до 1 мм соответственно.

Астрофизические условия

Простого существования инверсной населенности с накачкой недостаточно для наблюдения мазера. Например, должна быть согласованность скоростей (свет) вдоль луча зрения, чтобы доплеровский сдвиг не препятствовал радиационному взаимодействию инвертированных состояний в различных частях усиливающей среды. В то время как поляризация в лабораторных лазерах и мазерах может быть достигнута путем избирательной генерации желаемых мод, поляризация в естественных мазерах будет возникать только при наличии накачки, зависящей от состояния поляризации, или магнитного поля в усиливающей среде. Наконец, 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 непрокачиваемых молекул мазеров в окружающем пространстве. Это последнее препятствие можно частично преодолеть за счет разумного использования пространственной фильтрации, присущей интерферометрическим методам, особенно интерферометрии с очень длинной базой (РСДБ).

Изучение мазеров дает ценную информацию об условиях - температуре, плотности, магнитном поле и скорости - в средах рождения и смерти звезд и центрах галактик, содержащих черные дыры , что приводит к уточнению существующих теоретических моделей.

Открытие

Историческое прошлое

В 1965 году Уивер и др. Сделали неожиданное открытие . : эмиссионные линии неизвестного происхождения в космосе на частоте 1665 МГц. В то время многие исследователи все еще думали, что молекулы не могут существовать в космосе, даже несмотря на то, что они были обнаружены Маккелларом в 1940-х годах, и поэтому сначала излучение приписывалось неизвестной форме межзвездной материи, названной Мистериум ; но вскоре это излучение было идентифицировано как линейное излучение молекул гидроксидов в компактных источниках внутри молекулярных облаков. За этим последовали новые открытия: выбросы воды в 1969 году, выбросы метанола в 1970 году и выбросы монооксида кремния в 1974 году, и все это происходило изнутри молекулярных облаков. Их назвали мазерами , поскольку из-за их узкой ширины линии и высоких эффективных температур стало ясно, что эти источники усиливают микроволновое излучение.

Затем мазеры были обнаружены вокруг высокоразвитых звезд поздних типов (названных звездами OH / IR ). Первым был выброс гидроксида в 1968 году, затем выброс воды в 1969 году и выброс окиси кремния в 1974 году. Мазеры также были обнаружены во внешних галактиках в 1973 году и в Солнечной системе в гало комет.

Другое неожиданное открытие было сделано в 1982 году, когда было обнаружено излучение внегалактического источника с непревзойденной светимостью, примерно в 10 6 раз большей, чем у любого предыдущего источника. Его назвали мегамазером из-за его большой светимости; с тех пор было открыто гораздо больше мегамазеров.

Слабый дисковый мазер был обнаружен в 1995 году, исходящий от звезды MWC 349A, с помощью воздушной обсерватории Койпера НАСА .

Доказательства наличия анти-накачиваемой ( дасар ) субтермической популяции при переходе формальдегида (H 2 CO) на частоте 4830 МГц были обнаружены в 1969 году Palmer et al.

Обнаружение

Связь мазерной активности с излучением в дальней инфракрасной области (FIR) использовалась для поиска неба с помощью оптических телескопов (поскольку оптические телескопы легче использовать для поиска такого рода), а затем вероятные объекты проверяются в радиочастотном спектре. Особое внимание уделяется молекулярным облакам, звездам OH-IR и активным галактикам FIR.

Известные межзвездные виды

Следующие виды наблюдались в стимулированном излучении из астрономической среды:

Характеристики мазерного излучения

Усиление или усиление излучения, проходящего через мазерное облако, является экспоненциальным. Это имеет последствия для генерируемого излучения:

Сияющий

Небольшие различия в траектории через мазерное облако неправильной формы сильно искажаются экспоненциальным усилением. Часть облака, имеющая немного большую длину пути, чем остальная часть, будет казаться намного ярче (поскольку значение имеет показатель степени длины пути), поэтому мазерные пятна обычно намного меньше, чем их родительские облака. Большая часть излучения будет выходить по этой линии наибольшей длины пути в «пучке»; это называется сиянием .

Быстрая изменчивость

Поскольку коэффициент усиления мазера экспоненциально зависит от инверсии населенности и длины пути, связанной со скоростью , любое изменение любого из них само по себе приведет к экспоненциальному изменению выходной мощности мазера.

Сужение линии

Экспоненциальное усиление также усиливает центр формы линии ( гауссову или лоренцеву и т. Д.) Больше, чем края или крылья. Это приводит к тому, что форма линии излучения намного выше, но не намного шире. Это делает линию более узкой по сравнению с линией без усиления.

Насыщенность

Экспоненциальный рост интенсивности излучения, проходящего через мазерное облако, продолжается до тех пор, пока процессы накачки могут поддерживать инверсию населенности на фоне растущих потерь из-за вынужденного излучения. При этом мазер считается ненасыщенным . Однако после определенного момента инверсия населенностей больше не может поддерживаться, и мазер становится насыщенным . В насыщенном мазере усиление излучения линейно зависит от величины инверсии населенности и длины пути. Насыщение одного перехода в мазере может повлиять на степень инверсии других переходов в том же мазере, эффект, известный как конкурентный выигрыш .

Высокая яркость

Температура яркости мазера является температура черного тела будет иметь , если производить такую же яркость излучения на длине волны квантового генератора. То есть, если бы объект имел температуру около 10 9 К, он производил бы столько же излучения на частоте 1665 МГц, сколько мощный межзвездный мазер ОН. Конечно, при 10 9 К молекула ОН будет диссоциировать ( kT больше энергии связи ), поэтому яркостная температура не указывает на кинетическую температуру мазерного газа, но, тем не менее, полезна для описания мазерного излучения. Мазеры обладают невероятно эффективными температурами, у многих около 10 9 К, но у некоторых до 10 12 К и даже 10 14 К.

Поляризация

Важным аспектом мазерных исследований является поляризация излучения. Астрономические мазеры часто очень сильно поляризованы, иногда 100% (в случае некоторых мазеров OH) по круговой форме и в меньшей степени по линейной . Эта поляризация возникает из-за некоторой комбинации эффекта Зеемана , магнитного пучка мазерного излучения и анизотропной накачки, которая способствует определенным переходам в магнитное состояние .

Многие характеристики мегамазерного излучения различны.

Мазерные среды

Кометы

Кометы - это небольшие тела (от 5 до 15 км в диаметре) из замороженных летучих веществ ( например , воды, углекислого газа, аммиака и метана ), заключенные в твердый силикатный наполнитель, которые вращаются вокруг Солнца по эксцентрическим орбитам. По мере приближения к Солнцу летучие вещества испаряются, образуя ореол, а затем и хвост вокруг ядра. После испарения эти молекулы могут образовывать инверсии и мазь.

Столкновение кометы Шумейкера-Леви 9 с Юпитером в 1994 году привело к мазерному излучению молекулы воды в диапазоне 22 ГГц. Несмотря на кажущуюся редкость этих событий, наблюдение интенсивного мазерного излучения было предложено в качестве схемы обнаружения внесолнечных планет .

Ультрафиолетовый свет от Солнца разрушает некоторые молекулы воды с образованием гидроксидов, которые могут образовываться. В 1997 г. наблюдалось характерное для гидроксида мазерное излучение на частоте 1667 МГц от кометы Хейла-Боппа .

Планетарные атмосферы

Предполагается, что мазеры существуют в атмосферах газовых планет-гигантов, например [13] . Такие мазеры будут сильно изменяться из-за вращения планет (10-часовой период для планет Юпитера). Циклотронные мазеры обнаружены на северном полюсе Юпитера.

Планетные системы

В 2009 г. С.В. Погребенко и соавт. сообщили об обнаружении водяных мазеров в шлейфах воды, связанных с сатурнианскими лунами Гиперионом, Титаном, Энцеладом и Атласом.

Звездные атмосферы

Пульсации переменной Mira S Orionis , показывающие образование пыли и мазеры (ESO)

Условия в атмосферах звезд поздних типов поддерживают накачку мазеров разных видов на разных расстояниях от звезды. Из-за нестабильности ядерных горящих участков звезды, звезда испытывает периоды повышенного выделения энергии. Эти импульсы создают ударную волну, которая выталкивает атмосферу наружу. Гидроксильные мазеры встречаются на расстоянии примерно от 1000 до 10000 астрономических единиц (а.е.), водяные мазеры - на расстоянии примерно от 100 до 400 а.е., а мазеры из монооксида кремния - на расстоянии примерно от 5 до 10 а.е. Как радиационная, так и столкновительная накачка, возникающая в результате ударной волны, были предложены в качестве механизма накачки для мазеров из монооксида кремния. Эти мазеры уменьшаются с увеличением радиуса по мере того, как газообразный монооксид кремния конденсируется в пыль, истощая доступные мазерные молекулы. Для водных мазеров пределы внутреннего и внешнего радиусов примерно соответствуют пределам плотности для мазеров. На внутренней границе столкновений между молекулами достаточно, чтобы убрать инверсию населенностей. На внешней границе плотность и оптическая толщина достаточно малы, чтобы уменьшить усиление мазера. Кроме того, мазеры гидроксила поддерживаются химической перекачкой. На расстояниях, где находятся эти мазеры, молекулы воды диссоциируют под действием УФ-излучения.

Области звездообразования

Молодые звездные объекты и (ультра) компактные области H II, заключенные в молекулярные облака и гигантские молекулярные облака , поддерживают большинство астрофизических мазеров. Различные схемы накачки - как радиационные, так и столкновительные, а также их комбинации - приводят к мазерному излучению множественных переходов многих видов. Например, молекула ОН обнаруживает генерацию на частотах 1612, 1665, 1667, 1720, 4660, 4750, 4765, 6031, 6035 и 13441 МГц. Мазеры на воде и метаноле также типичны для этих сред. Относительно редкие мазеры, такие как аммиак и формальдегид, также можно найти в областях звездообразования.

Остатки сверхновой

WISE- изображение IC 443 , остатка сверхновой с мазерным излучением

Известно, что мазерный переход гидроксида на частоте 1720 МГц связан с остатками сверхновой, которые взаимодействуют с молекулярными облаками .

Внегалактические источники

В то время как некоторые мазеры в областях звездообразования могут достигать светимости, достаточной для обнаружения от внешних галактик (таких как близлежащие Магеллановы Облака ), мазеры, наблюдаемые от далеких галактик, обычно возникают в совершенно других условиях. В некоторых галактиках есть центральные черные дыры, в которые падает диск из молекулярного материала (размером около 0,5 парсек ). Возбуждение этих молекул в диске или в струе может привести к мегамазерам большой светимости. Известно, что в этих условиях существуют мазеры гидроксила, воды и формальдегида.

Текущее исследование

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 могут ускользнуть от строгих количественных исследований, а также потому, что они могут облегчить изучение условий, которые недоступны. в наземных лабораториях.

Изменчивость

Под изменчивостью мазера обычно понимается изменение видимой для наблюдателя яркости. Изменения интенсивности могут происходить во временных масштабах от дней до лет, что указывает на ограничения на размер мазера и схему возбуждения. Однако мазеры меняются по-разному в разные периоды времени.

Определение расстояния

Известно, что мазеры в областях звездообразования движутся по небу вместе с материалом, истекающим из формирующейся звезды (звезд). Кроме того, поскольку излучение представляет собой узкую спектральную линию, лучевая скорость может быть определена по вариации доплеровского сдвига наблюдаемой частоты мазера, что позволяет составить трехмерное отображение динамики среды мазера. Возможно, наиболее впечатляющим успехом этого метода является динамическое определение расстояния до галактики NGC 4258 на основе анализа движения мазеров в диске черной дыры. Кроме того, водные мазеры использовались для оценки расстояния и собственного движения галактик в Местной группе , включая галактику Треугольник .

РСДБ- наблюдения мазерных источников в звездах поздних типов и областях звездообразования позволяют определить их тригонометрический параллакс и, следовательно, расстояние до них. Этот метод намного более точен, чем другие определения расстояний, и дает нам информацию о масштабе галактических расстояний (например, расстояние до спиральных рукавов).

Открытые вопросы

В отличие от земных лазеров и мазеров, для которых известен и разработан механизм возбуждения, для астрофизических мазеров верно обратное. В общем, астрофизические мазеры открываются эмпирически, а затем изучаются дальше, чтобы разработать правдоподобные предположения о возможных схемах накачки. Количественная оценка поперечного размера, пространственных и временных вариаций, а также состояния поляризации (обычно требующая РСДБ-телеметрии) - все это полезно при разработке теории накачки. Мазирование галактического формальдегида - один из таких примеров, который остается проблематичным.

С другой стороны, теоретически было предсказано появление некоторых мазеров, но их еще предстоит наблюдать в природе. Например, ожидается , что магнитные дипольные переходы молекулы ОН вблизи 53 МГц будут происходить, но их еще предстоит наблюдать, возможно, из-за отсутствия чувствительного оборудования.

Смотрите также

Рекомендации

  • Перейти ↑ Weaver H., Dieter NH, Williams DRW, Lum WT. 1965Nature208 29–31
  • ^ Дэвис Р.Д., Роусон Б., Бут Р.С., Купер А.Дж., Гент Х., Эджи Р.Л., Кроутер Дж. Х.Природа,1967,213, 1109–10
  • Cheung AC, Rank DM, Townes CH, Thornton DD, Welch WJ, Crowther JH 1969Nature221 626–8
  • ^ Снайдер Л. Е., Буль Д. 1974Astrophys. J.189 L31–33
  • Ball JA, Gottlieb CA, Lilley AE, Radford HE 1970Astrophys. J.162 L203–10
  • ^ Wilson WJ, Darrett AH 1968Science161 778-9
  • ^ Ноулз SH, Mayer CH, Cheung AE, Rank DM, Townes CH 1969Science163 1055–57
  • Перейти ↑ Buhl D., Snyder LE, Lovas FJ, Johnson DR 1974Astrophys. J.192 L97–100
  • ^ Whiteoak JB, Гарднер FF 1973Astrophys. Lett. 15 211–5
  • ^ Баан WA, Wood PAD, Haschick AD 1982Astrophys. J.260 L49–52
  • ^ Коэн RJ Rep.Prog. Phys. 1989 52 881–943
  • ^ Элицур М. Анну. Rev. Astron. Astrophys. 1992 30 75–112

Сноски