Astrofyzikální maser - Astrophysical maser

Aurorae na severním pólu Jupiteru generují cyklotronové masery ( Hubble )

Astrofyzikální maser je přirozeně se vyskytující zdrojem stimulované spektrální čáry emise, typicky v mikrovlnné části elektromagnetického spektra . Tato emise může vznikat v molekulárních mracích , kometách , planetárních atmosférách , hvězdných atmosférách nebo různých jiných podmínkách v mezihvězdném prostoru .

Pozadí

Diskrétní přechodová energie

Jako laser , emise z maser je stimulována (nebo naočkovány ) a jednobarevný, má frekvenci odpovídající k energetické rozdíl mezi dvěma kvantově mechanické energetickými hladinami druhu v zesilovacího prostředku, které byly čerpaného do netermického populace distribuce . Přirozeně se vyskytujícím maserům však chybí rezonanční dutina vytvořená pro pozemské laboratorní masery. Emise z astrofyzikálního maseru je způsobena jediným průchodem ziskovým médiem, a proto obecně postrádá prostorovou koherenci a čistotu režimu očekávanou od laboratorního maséra.

Nomenklatura

Kvůli rozdílům mezi vytvořenými a přirozeně se vyskytujícími masery se často uvádí, že astrofyzikální masery nejsou „skutečnými“ masery, protože jim chybí oscilační dutiny. Rozdíl mezi lasery založenými na oscilátorech a jednoprůchodovými lasery však laserová komunita v prvních letech této technologie záměrně ignorovala.

Tato zásadní nesrovnalost v jazyce vyústila v použití dalších paradoxních definic v této oblasti. Například pokud je ziskové médium (špatně zarovnaného) laseru emisně nasazené, ale neoscilační záření, říká se, že emituje zesílenou spontánní emisi nebo ASE . Tento ASE je považován za nežádoucí nebo parazitický (někteří vědci by k této definici přidali přítomnost nedostatečné zpětné vazby nebo nesplněného prahu lasingu ): to znamená, že uživatelé si přejí, aby se systém choval jako laser. Emise od astrofyzikálních masérů je ve skutečnosti ASE, ale někdy se nazývá superradiantní emise, aby se odlišila od laboratorního jevu. To jednoduše přispívá ke zmatku, protože oba zdroje jsou superradiantní. V některých laboratorních laserech, jako je jeden průchod regenerativně zesíleným stadiem Ti: Sapph , je fyzika přímo analogická zesílenému paprsku v astrofyzikálním maseru.

Dále se různě využívají praktické limity použití m ke stání pro mikrovlnnou troubu v maseru . Například, když byly lasery původně vyvinuty ve viditelné části spektra, byly nazývány optické masery. Charles Townes obhajoval, že m znamená molekulu , protože energetické stavy molekul obecně zajišťují přechod masingu. V těchto liniích někteří používají termín laser k popisu jakéhokoli systému, který využívá elektronický přechod, a výraz maser k popisu systému, který využívá rotační nebo vibrační přechod, bez ohledu na výstupní frekvenci. Někteří astrofyzici používají termín iraser k popisu maseru vyzařujícího na vlnové délce několika mikrometrů , přestože optická komunita označuje podobné zdroje lasery . Termín taser byl používán k popisu laboratorních maserů v terahertzovém režimu, ačkoli astronomové by mohli tyto sub-milimetrové masery nazývat a laboratorní fyzici obecně nazývají tyto plynové lasery nebo konkrétně alkoholové lasery ve vztahu k druhům zisku. Elektrotechnika komunita typicky omezuje použití slova mikrovlnné kmitočty mezi asi 1  GHz a 300 GHz; tj. vlnové délky mezi 30 cm a 1 mm.

Astrofyzikální podmínky

Jednoduchá existence inverze čerpané populace nestačí pro pozorování masera. Například musí existovat rychlostní koherence (světlo) podél zorného pole, aby Dopplerův posun nezabránil invertovaným stavům v různých částech ziskového média v radiačním spojení. Zatímco polarizace v laboratorních laserech a maserech lze dosáhnout selektivním oscilováním požadovaných režimů, polarizace v přírodních maserech nastane pouze v přítomnosti pumpy závislé na polarizačním stavu nebo magnetického pole v médiu zisku. Konečně může být záření astrofyzikálních masérů poměrně slabé a může uniknout detekci kvůli omezené citlivosti (a relativní odlehlosti) astronomických observatoří a kvůli někdy ohromující spektrální absorpci z nečerpaných molekul maserů v okolním prostoru. Tato druhá překážka může být částečně překonána uvážlivým využitím prostorového filtrování, které je vlastní interferometrickým technikám, zejména velmi dlouhé základní interferometrii (VLBI).

Studie maserů poskytuje cenné informace o podmínkách - teplotě, hustotě, magnetickém poli a rychlosti - v prostředích hvězdného narození a smrti a centrech galaxií obsahujících černé díry , což vede k vylepšení stávajících teoretických modelů.

Objev

Historické pozadí

V roce 1965 nečekaný objev učinili Weaver et al. : emisní čáry ve vesmíru, neznámého původu, na frekvenci 1665 MHz. V této době si mnoho vědců stále myslelo, že molekuly nemohou existovat ve vesmíru, i když byly objeveny McKellarem ve 40. letech 20. století, a tak byla emise nejprve připisována neznámé formě mezihvězdné hmoty jménem Mysterium ; ale emise byla brzy identifikována jako liniová emise z molekul hydroxidu v kompaktních zdrojích v molekulárních oblacích. Následovaly další objevy, emise vody v roce 1969, emise methanolu v roce 1970 a emise oxidu křemičitého v roce 1974, vše vyzařované z molekulárních mraků. Tito byli nazýváni masery , protože z jejich úzkých šířek čar a vysokých účinných teplot bylo jasné, že tyto zdroje zesilují mikrovlnné záření.

Masery pak byly objeveny kolem vysoce vyvinutých hvězd pozdního typu (pojmenovaných OH / IR hvězdy ). Nejprve to byla emise hydroxidu v roce 1968, poté emise vody v roce 1969 a emise oxidu křemičitého v roce 1974. Masery byly objeveny také ve vnějších galaxiích v roce 1973 a ve sluneční soustavě v kometárních haloch.

Dalším neočekávaným objev byl učiněn v roce 1982 s objevem záření ze zdroje extra galaktická s bezkonkurenční světelnosti asi 10 6 krát větší než předchozí zdroje. Toto bylo nazýváno megamaser kvůli jeho velké světelnosti; Od té doby bylo objeveno mnohem více megamaserů.

Slabý diskový maser byl objeven v roce 1995 vyzařujícím z hvězdy MWC 349A pomocí Kuiper Airborne Observatory NASA .

Důkaz pro anti-čerpána ( Dasar ) nižší tepelnou populace v přechodu na 4830 MHz formaldehydu (H 2 CO) byla pozorována v roce 1969 Palmer et al.

Detekce

Spojení aktivity maserů s vyzařováním ve vzdálené infračervené oblasti (FIR) bylo použito k vyhledávání oblohy pomocí optických dalekohledů (protože optické dalekohledy se při hledání tohoto druhu používají snadněji) a pravděpodobné objekty se poté kontrolují v rádiovém spektru. Obzvláště cílené jsou molekulární mraky, hvězdy OH-IR a aktivní galaxie FIR.

Známý mezihvězdný druh

Ve stimulované emisi z astronomického prostředí byly pozorovány následující druhy:

Charakteristika záření Masera

Zesílení nebo zisk záření procházejícího maserovým mrakem je exponenciální. To má důsledky pro záření, které produkuje:

Paprskování

Malé rozdíly v dráze napříč nepravidelně tvarovaným maserovým mrakem jsou silně narušeny exponenciálním ziskem. Část mraku, která má o něco delší délku cesty než zbytek, se bude jevit mnohem jasnější (protože jde o exponenta délky cesty, který je relevantní), a proto jsou skvrny maseru obvykle mnohem menší než jejich nadřazené mraky. Většina záření vychází podél této linie největší délky dráhy v „paprsku“; toto se nazývá paprskování .

Rychlá variabilita

Jelikož zisk maseru exponenciálně závisí na inverzi populace a délce dráhy koherentní rychlosti , jakákoli variace kteréhokoli z nich bude sama o sobě mít za následek exponenciální změnu výstupu maseru.

Zúžení čáry

Exponenciální zisk také více než hrany nebo křídla zesiluje střed tvaru čáry ( Gaussian nebo Lorentzian atd.). Výsledkem je tvar emisní čáry, který je mnohem vyšší, ale ne mnohem širší. To způsobí, že se čára zobrazí užší vzhledem k nezesílené čáře.

Nasycení

Exponenciální růst intenzity záření procházejícího maserovým mrakem pokračuje, pokud čerpací procesy mohou udržovat inverzi populace proti rostoucím ztrátám stimulovanou emisí. I když je to tak, říká se, že maser je nenasycený . Po bodě však populační inverze již nemůže být udržována a maser je nasycen . V nasyceném maseru závisí zesílení záření lineárně na velikosti inverze populace a délce dráhy. Nasycení jednoho přechodu v maseru může ovlivnit stupeň inverze v jiných přechodech ve stejném maseru, což je účinek známý jako konkurenční zisk .

Vysoký jas

Teplota jasu maseru je teplota, kterou by mělo černé těleso, kdyby produkovalo stejnou emisní jasnost na vlnové délce maseru. To znamená, že pokud by měl objekt teplotu přibližně 10 9 K , vyprodukoval by tolik záření 1665-MHz jako silný mezihvězdný OH maser. Samozřejmě, při 10 9 K by se molekula OH disociovala ( kT je větší než energie vazby ), takže teplota jasu není ukazatelem kinetické teploty plynu Maser, ale je přesto užitečná při popisu emise Maser. Masery mají neuvěřitelně efektivní teploty, mnoho kolem 10 9 K, ale některé až 10 12 K a dokonce 10 14 K.

Polarizace

Důležitým aspektem maserovy studie je polarizace emise. Astronomické masery jsou často velmi vysoce polarizované, někdy 100% (v případě některých OH masérů) kruhově a v menší míře lineárně . Tato polarizace je způsobena nějakou kombinací Zeemanova jevu , magnetického paprsku maserova záření a anizotropního čerpání, které upřednostňuje určité přechody v magnetickém stavu .

Mnoho charakteristik emise megamaseru se liší.

Maser prostředí

Komety

Komety jsou malá tělesa (průměr 5 až 15 km) zmrzlých těkavých látek ( např . Vody, oxidu uhličitého, amoniaku a metanu ) uložených v křupavém křemičitém plnivu, které obíhá kolem Slunce na excentrických drahách. Když se blíží ke Slunci, těkavé látky se odpařují a vytvoří kolem jádra svatozář a později ocas. Po odpaření mohou tyto molekuly vytvářet inverze a mase.

Dopad komety Shoemaker-Levy 9 na Jupiter v roce 1994 vyústil v masivnější emise v oblasti 22 GHz z molekuly vody. Navzdory zjevné vzácnosti těchto událostí bylo pozorování intenzivní emise maseru navrženo jako detekční schéma extrasolárních planet .

Ultrafialové světlo ze Slunce rozkládá některé molekuly vody za vzniku hydroxidů, které se mohou hromadit. V roce 1997 byla z komety Hale-Bopp pozorována maserova emisní charakteristika hydroxidu 1667 MHz .

Planetární atmosféry

Předpokládá se, že masery existují v atmosférách plynných obřích planet, např. [13] . Takové masery by byly velmi variabilní kvůli planetární rotaci (10hodinová perioda pro Jovianské planety). Na severním pólu Jupiteru byly detekovány cyklotronové masery.

Planetární systémy

V roce 2009 SV Pogrebenko a kol. hlásil detekci masérů vody v oblacích vody spojených se saturnskými měsíci Hyperion, Titan, Enceladus a Atlas.

Hvězdné atmosféry

Pulzování proměnné Mira S Orionis , ukazující produkci prachu a masery (ESO)

Podmínky v atmosférách hvězd pozdního typu podporují čerpání různých druhů maserů v různých vzdálenostech od hvězdy. Kvůli nestabilitám v částech hvězdy spalujících jaderné palivo prochází hvězda obdobím zvýšeného uvolňování energie. Tyto impulsy produkují rázovou vlnu, která tlačí atmosféru ven. Hydroxylové masery se vyskytují ve vzdálenosti asi 1 000 až 10 000 astronomických jednotek (AU), vodní masery ve vzdálenosti asi 100 až 400 AU a maséry s oxidem křemičitým ve vzdálenosti asi 5 až 10 AU. Radiační i kolizní čerpání, které je výsledkem rázové vlny, bylo navrženo jako čerpací mechanismus pro masery s oxidem křemičitým. Tyto masery se zmenšují pro větší poloměry, protože plynný oxid křemičitý kondenzuje na prach a vyčerpává dostupné molekuly maseru. V případě maserů vody mezní hodnoty vnitřního a vnějšího poloměru zhruba odpovídají limitům hustoty pro provoz maseru. Na vnitřní hranici jsou srážky mezi molekulami dostatečné k odstranění populační inverze. Na vnější hranici je hustota a optická hloubka dostatečně nízké, aby se snížil zisk maseru. Kromě toho jsou hydroxylové masery podporovány chemickým čerpáním. Na vzdálenosti, kde se tyto masery nacházejí, jsou molekuly vody disociovány UV zářením.

Oblasti tvořící hvězdy

Mladé hvězdné objekty a (ultra) kompaktní oblasti H II vložené do molekulárních mraků a obrovských molekulárních mraků podporují většinu astrofyzikálních maserů. Různá čerpací schémata - radiační i kolizní a jejich kombinace - vedou k masernější emisi mnoha přechodů mnoha druhů. Například bylo pozorováno, že molekula OH mase při 1612, 1665, 1667, 1720, 4660, 4750, 4765, 6031, 6035 a 13441 MHz. Pro tato prostředí jsou také typické masery na bázi vody a methanolu . Relativně vzácné masery, jako je amoniak a formaldehyd, lze nalézt také v oblastech vytvářejících hvězdy.

Zbytky supernovy

WISE obrázek IC 443 , zbytku supernovy s maserovou emisí

Je známo, že přechod hydroxidu hydroxidu 1720 MHz je spojen se zbytky supernovy, které interagují s molekulárními mraky .

Extragalaktické zdroje

Zatímco někteří z maserů v hvězdotvorných oblastech mohou dosáhnout světelnosti dostatečné pro detekci z vnějších galaxií (jako jsou blízké Magellanova mračna ), masery pozorované ze vzdálených galaxií obecně vznikají za zcela odlišných podmínek. Některé galaxie mají centrální černé díry, do kterých padá disk molekulárního materiálu (asi 0,5 parseků ). Excitace těchto molekul na disku nebo v paprsku může mít za následek megamasery s velkou svítivostí. Je známo, že za těchto podmínek existují hydroxylové, vodní a formaldehydové masery.

Probíhající výzkum

Astronomičtí masaři zůstávají aktivní oblastí výzkumu v radioastronomii a laboratorní astrofyzice, částečně kvůli skutečnosti, že jsou cennými diagnostickými nástroji pro astrofyzikální prostředí, která by jinak mohla uniknout přísnému kvantitativnímu studiu a protože mohou usnadnit studium podmínek, které jsou nepřístupné v pozemských laboratořích.

Variabilita

Maserovou variabilitou se obecně rozumí změna ve zjevné jasnosti pozorovatele. Ke změnám intenzity může dojít na časových stupnicích od dnů do let, což naznačuje limity na velikost masera a excitační schéma. Masers se však v různých časových horizontech mění různými způsoby.

Určení vzdálenosti

Je známo, že masery v oblastech formujících hvězdy se pohybují po obloze spolu s materiálem, který proudí z formující se hvězdy (hvězd). Vzhledem k tomu, že emise je úzká spektrální čára, lze rychlost zorného pole určit z Dopplerova posunu variace pozorované frekvence maser, což umožňuje trojrozměrné mapování dynamiky prostředí maser. Snad nejpozoruhodnějším úspěchem této techniky je dynamické stanovení vzdálenosti od galaxie NGC 4258 z analýzy pohybu maserů v disku černé díry. K odhadu vzdálenosti a správného pohybu galaxií v místní skupině , včetně pohybu galaxie Triangulum, byly také použity vodní maséry .

Pozorování VLBI maserových zdrojů ve hvězdách pozdního typu a v oblastech vytvářejících hvězdy poskytují stanovení jejich trigonometrické paralaxy a tedy jejich vzdálenosti. Tato metoda je mnohem přesnější než jiná stanovení vzdálenosti a poskytuje nám informace o stupnici galaktické vzdálenosti (např. Vzdálenost spirálních ramen).

Otevřené problémy

Na rozdíl od pozemských laserů a maserů, pro které je budicí mechanismus znám a konstruován, platí u astrofyzikálních maserů naopak. Obecně platí, že astrofyzikální masery jsou objevovány empiricky a poté studovány dále, aby bylo možné vyvinout věrohodné návrhy možných čerpacích schémat. Při vývoji teorie pumpy jsou užitečné kvantifikace příčné velikosti, prostorové a časové variace a stav polarizace (obvykle vyžadující telemetrii VLBI). Galaktický formaldehyd je jedním z příkladů, který zůstává problematický.

Na druhou stranu bylo předpovězeno, že u některých maserů dochází teoreticky, ale je třeba je ještě pozorovat v přírodě. Očekává se například, že dojde k magnetickým dipólovým přechodům molekuly OH blízko 53 MHz, ale je třeba je ještě pozorovat, snad kvůli nedostatku citlivého vybavení.

Viz také

Reference

  • ^ Weaver H., Dieter NH, Williams DRW, Lum WT 1965Nature208 29–31
  • ^ Davis RD, Rowson B., Booth RS, Cooper AJ, Gent H., Adgie RL, Crowther JH 1967Nature213 1109–10
  • ^ Cheung AC, hodnost DM, Townes CH, Thornton DD, Welch WJ, Crowther JH 1969příroda221 626–8
  • ^ Snyder LE, Buhl D. 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
  • ^ Knowles SH, Mayer CH, Cheung AE, hodnost DM, Townes CH 1969Science163 1055–57
  • ^ Buhl D., Snyder LE, Lovas FJ, Johnson DR 1974Astrophys. J.192 L97–100
  • ^ Whiteoak JB, Gardner FF 1973Astrophys. Lett. 15 211–5
  • ^ Baan WA, Wood PAD, Haschick AD 1982Astrophys. J.260 L49–52
  • ^ Cohen RJ Rep.Prog. Phys. 1989 52 881–943
  • ^ Elitzur M. Annu. Rev. Astron. Astrophys. 1992 30 75–112

Poznámky pod čarou