天体物理学的メーザー

天体物理学的メーザーは、電磁スペクトルのマイクロ波領域で通常発生する誘導 スペクトル線放射の自然発生源である。この放射は、分子雲、彗星、惑星の大気、恒星の大気、または星間空間のさまざまな他の条件で発生する可能性がある。

レーザーと同様に、メーザーからの放射は刺激（またはシード）され、単色であり、非熱的人口分布に注入されたゲイン媒体内の種の2つの量子力学的エネルギーレベル間のエネルギー差に対応する周波数 を持ちます。ただし、自然に発生するメーザーには、地上の研究室メーザー用に設計された共鳴空洞がありません。天体物理学的メーザーからの放射は、ゲイン媒体を1回通過することによるため、一般に、研究室メーザーに期待される空間コヒーレンスとモード純度が欠けています。

人工メーザーと自然発生メーザーの違いにより、天体メーザーは振動空洞がないため「真の」メーザーではないとよく言われます^{[1] 。しかし、技術の初期段階では、}発振器ベースの レーザーとシングルパスレーザーの区別はレーザーコミュニティによって意図的に無視されていました。^[2]

この言語の根本的な不一致により、この分野では他の矛盾した定義が使用されるようになりました。たとえば、位置ずれしたレーザーの利得媒体が放出シードではあるが振動しない放射である場合、増幅された自然放出、つまりASE を放出すると言われます。この ASE は不要または寄生と見なされます。一部の研究者は、この定義に不十分なフィードバックの存在または満たされていないレーザーしきい値を追加します。つまり、ユーザーはシステムがレーザーとして動作することを望んでいます。天体物理学的メーザーからの放出は実際には ASE ですが、実験室の現象と区別するために超放射放出と呼ばれることがあります。両方の発生源が超放射であるため、これは混乱を招くだけです。再生増幅Ti:Sapphステージを 1 回通過するなどの一部の実験室レーザーでは、物理的性質は天体物理学的メーザーの増幅光線に直接類似しています。^{[引用が必要]}

さらに、メーザーのマイクロ波を表す「 m」の使用には実際的な限界があり、その使用法は様々です。たとえば、レーザーが最初に可視スペクトル部分で開発されたとき、それらは光メーザーと呼ばれていました。^[3]チャールズ・タウンズは、分子のエネルギー状態が一般にメーシング遷移を提供するため、mは分子を表すことを提唱しました。 ^[4]この考えに沿って、一部の人^{[誰? ]}は、出力周波数に関係なく、電子遷移を利用するシステムを説明するためにレーザーという用語を使用し、回転遷移または振動遷移を利用するシステムを説明するためにメーザーという用語を使用しています。一部の天体物理学者は、数マイクロメートルの波長で放射するメーザーを説明するためにイレーザーという用語を使用していますが、^[5]光学コミュニティでは同様の光源をレーザーと呼んでいます。

テーザーという用語は、テラヘルツ領域の実験室メーザーを説明するために使用されていますが、^[6]天文学者はこれらをサブミリメーザーと呼び、実験室物理学者は一般的にこれらをガスレーザー、または特にアルコールレーザーと呼んでいます。電気工学のコミュニティでは、通常、マイクロ波という言葉の使用を約 1 GHzから 300 GHzの周波数 、つまりそれぞれ 30 cm から 1 mm の波長に限定しています。^{[引用が必要]}

ポンプされた反転分布が存在するだけでは、メーザーを観測するのに十分ではありません。たとえば、視線に沿って速度のコヒーレンスがなければならず、ドップラーシフトによって、増幅媒体のさまざまな部分にある反転状態が放射結合するのを妨げられません。実験室のレーザーやメーザーの偏光は、目的のモードを選択的に振動させることで実現できますが、自然メーザーの偏光は、偏光状態に依存するポンプが存在するか、増幅媒体に 磁場がある場合にのみ発生します。

天体物理学的メーザーからの放射は非常に弱く、天文台の感度の限界と相対的な遠隔性、および周囲の空間にあるメーザー種の励起されていない分子による圧倒的なスペクトル吸収のために、検出されない場合があります。この後者の障害は、干渉技術、特に超長基線干渉法(VLBI) に固有の空間フィルタリングを賢明に使用することで部分的に克服できます。^{[引用が必要]}

メーザーの研究は、恒星の誕生と死の環境やブラックホールを含む銀河の中心における温度、密度、磁場、速度などの条件に関する貴重な情報を提供し、^{[1] [2]}既存の理論モデルの改良につながっています。

1965 年、ウィーバーらは予期せぬ発見をした。^[3]宇宙空間に、周波数 1665 MHz の未知の起源の輝線が見つかった。当時、マッケラーが1940年代に発見していたにもかかわらず、多くの研究者は宇宙空間に分子が存在するはずがないと考えていたため、この輝線は当初「ミステリウム」という仮説上の星間物質によるものと考えられていたが、すぐに分子雲内の密集源にある水酸化物分子からの輝線であることが確認された。^[4]その後も、1969 年に水の輝線、^[5] 1970 年にメタノールの輝線、^[6] 1974 年に一酸化ケイ素の輝線^{[7]が発見され、すべて分子雲内から発せられた。これらは}メーザーと呼ばれ、その狭い輝線幅と高い有効温度から、これらの源がマイクロ波放射を増幅していることが明らかになった。^[要出典]

その後、高度に進化した晩期型星の周囲にメーザーが発見され、OH/IR星と名付けられました。最初は1968年に水酸化物の放射で、^[8]続いて1969年に水の放射で、 ^[9] 1974年に一酸化ケイ素の放射でした。 ^[10]メーザーは1973年に外部銀河で発見され、^[11]太陽系では彗星のハローで発見されました。^[要出典]

1982年には、銀河系外から、これまでのどの光源よりも約10の⁶倍という比類のない明るさの放射が発見され、予想外の発見もありました。^{[12]これはその明るさから}メガメーザーと名付けられ、その後も多くのメガメーザーが発見されています。^[7]

1995年、NASAのカイパー航空天文台によって、MWC 349Aという恒星から放射される弱いディスクメーザーが発見されました。^[8]

ホルムアルデヒド（H ₂ CO）の4830MHz遷移における反ポンプ（ダサール）サブサーマル集団の証拠は、1969年にパーマーらによって観測されました。^{[9] [10] [11] [12]}

メーザー活動と遠赤外線(FIR) 放射との関連は、光学望遠鏡による天空の探索に利用され (この種の探索には光学望遠鏡の方が使いやすいため)、その後、可能性のある天体が電波スペクトルでチェックされます。特にターゲットとされているのは、分子雲、OH-IR 星、および FIR 活動銀河です。

天文環境からの誘導放出で観測された種は以下のとおりである: ^[13]

• おお
• 中国語
• 水素_​​
• 水_​​
• NH ₃ , ¹⁵ NH ₃
• CH3OH ₃メチルエチルケトン
• ヘンクNH ^{[14] [15]}
• シス
• HC3N_​​
• SiO、²⁹ SiO、³⁰ SiO
• HCN、^H13CN​
• H ( MWC 349内)
• CS ^[16]

メーザー雲を通過する放射線の 増幅または利得は指数関数的です。これは、メーザー雲が生成する放射線に影響を及ぼします。

不規則な形状のメーザー雲を横切る小さな経路差は、指数関数的ゲインによって大きく歪む。他の部分よりもわずかに長い経路長を持つ雲の部分は、はるかに明るく見える (経路長の指数が関係するため) ため、メーザースポットは通常、親雲よりもはるかに小さくなる。放射の大部分は、この最大経路長の線に沿って「ビーム」として出現する。これをビーミングと呼ぶ。

メーザーのゲインは反転分布と速度コヒーレント経路長に指数関数的に依存するため、どちらかが変化すると、メーザー出力が指数関数的に変化します。

指数関数的ゲインは、線の形状（ガウス分布やローレンツ分布など）の中心を、端や翼よりも増幅します。これにより、放出線の形状ははるかに高くなりますが、幅はそれほど広くありません。これにより、増幅されていない線に比べて、線が狭く見えるようになります。

メーザー雲を通過する放射の強度の指数関数的増加は、誘導放出による損失の増加に対して反転分布を維持できる限り、ポンピング プロセスによって継続します。この間、メーザーは不飽和であると言われます。ただし、ある時点を超えると、反転分布を維持できなくなり、メーザーは飽和します。飽和メーザーでは、放射の増幅は反転分布のサイズと経路長に比例します。メーザー内の 1 つの遷移が飽和すると、同じメーザー内の他の遷移の反転の程度に影響する可能性があります。この効果は競合利得と呼ばれます。

メーザーの輝度温度は、メーザーの波長で同じ輝度の放射を発する場合の黒体の温度です。つまり、物体の温度が約 10 ⁹ Kであれば、強力な星間 OH メーザーと同じ量の 1665 MHz 放射を発します。もちろん、10 ⁹ K では OH 分子は解離します( kTは結合エネルギーよりも大きい)。したがって、輝度温度はメーザー ガスの運動温度を示すものではありませんが、メーザー放射を説明するのに役立ちます。メーザーの有効温度は非常に高く、多くは 10 ^{9 K 前後ですが、10 12} K や 10 ¹⁴ K に達するものもあります。

メーザー研究の重要な側面は、放射の偏光です。天文メーザーは多くの場合、非常に高度に偏光しており、円形の場合は 100% (一部の OH メーザーの場合)、線形の場合はそれより程度は低いものの偏光しています。この偏光は、ゼーマン効果、メーザー放射の磁気ビーム、および特定の磁気状態遷移を促進する異方性ポンピングの組み合わせによって生じます。

メガメーザー放射の特性の多くは異なります。

彗星は、太陽の周りを偏心軌道で周回する、固体の揮発性物質（水、二酸化炭素、アンモニア、メタンなど）からなる小天体（直径 5 ～ 15 km）である。太陽に近づくと、揮発性物質は蒸発してハローを形成し、その後、核の周りに尾を形成する。蒸発すると、これらの分子は反転して渦巻を形成することがある。^[要出典]

1994年にシューメーカー・レヴィ第9彗星が木星に衝突した際に、水分子から22GHz領域のメーザー放射が観測された。^{[17]これらの現象は明らかに稀であるにもかかわらず、強力なメーザー放射の観測は}太陽系外惑星の検出方法として提案されている。^[18]

太陽からの紫外線は水分子を分解して水酸化物を形成し、メーザーとなる。1997年にはヘール・ボップ彗星から水酸化物に特徴的な1667MHzのメーザー放射が観測された。^{[19] [20]}

巨大ガス惑星の大気中にはメーザーが存在すると予測されている。^[21]このようなメーザーは惑星の自転（木星系惑星の場合は10時間周期）により大きく変化する。サイクロトロンメーザーは木星の北極で検出されている。

2009年、SVポグレベンコら^[22]は、土星の衛星ヒュペリオン、タイタン、エンケラドゥス、アトラスに関連する水の噴出物の中に水メーザーが検出されたと報告した。

晩期型恒星の大気の状態は、恒星から異なる距離にある異なるメーザー種のポンピングをサポートする。恒星の核燃焼部内の不安定性により、恒星はエネルギー放出が増加する期間を経験する。これらのパルスは衝撃波を生み出し、大気を外側に押し出す。ヒドロキシルメーザーは約1,000～10,000天文単位（AU）の距離で発生し、水メーザーは約100～400 AUの距離で発生し、一酸化ケイ素メーザーは約5～10 AUの距離で発生する。^[23]

衝撃波から生じる放射ポンピングと衝突ポンピングの両方が、一酸化ケイ素メーザーのポンピング機構として提案されている。^[24]これらのメーザーは、ガス状の一酸化ケイ素が凝縮して塵になり、利用可能なメーザー分子が枯渇するにつれて、半径が大きくなるにつれて減少する。水メーザーの場合、内側と外側の半径の限界は、メーザー動作の密度限界にほぼ対応している。内側の境界では、分子間の衝突で反転分布が除去される。外側の境界では、密度と光学的深さが十分に低いため、メーザーのゲインが減少する。ヒドロキシルメーザーは化学ポンピングによってサポートされている。これらのメーザーが見つかる距離では、水分子は紫外線によって解離している。

若い恒星や分子雲や巨大分子雲に埋め込まれた（超）コンパクトなH II 領域は、天体物理学的メーザーの大部分を支えています。放射と衝突の両方、およびその組み合わせなど、さまざまなポンピングスキームにより、多くの種の複数の遷移のメーザー放射が発生します。たとえば、OH 分子は、1612、1665、1667、1720、4660、4750、4765、6031、6035、および 13441 MHz でメーザーを形成することが観測されています。水とメタノールのメーザーもこれらの環境の典型です。アンモニアやホルムアルデヒドなどの比較的まれなメーザーも、星形成領域で見つかることがあります。^[25]

水酸化物の1720MHzメーザー遷移は、分子雲と相互作用する超新星残骸と関連していることが知られている。^[26]

星形成領域にあるメーザーの中には、外部銀河（近くのマゼラン雲など）から検出できるほどの明るさに達するものもありますが、遠方の銀河から観測されるメーザーは、通常、まったく異なる条件で発生します。一部の銀河には、分子物質の円盤（約0.5パーセクの大きさ）が落ち込んでいる中心ブラックホールがあります。円盤内またはジェット内のこれらの分子の励起により、大きな明るさのメガメーザーが発生する可能性があります。これらの条件では、ヒドロキシル、水、ホルムアルデヒドメーザーが存在することが知られています。^[27]

天文メーザーは、厳密な定量的研究が困難な天体環境の​​診断に有用なツールであることや、地上の実験室ではアクセスできない条件の研究を容易にする可能性があるため、電波天文学や実験室天体物理学の分野で活発な研究分野であり続けています。通称M2Oとして知られるメーザー監視機構^[28]と呼ばれる世界的な協力は、この分野の著名な研究者グループの1つです。

メーザーの変動は、一般的に、観測者にとっての見かけの明るさの変化を意味すると理解されています。強度の変動は、数日から数年のタイムスケールで発生する可能性があり、メーザーのサイズと励起スキームの制限を示しています。ただし、メーザーはさまざまなタイムスケールでさまざまな方法で変化します。

星形成領域にあるメーザーは、形成中の星から流れ出る物質とともに空を横切って移動することが知られている。また、放射は狭いスペクトル線であるため、観測されたメーザーの周波数のドップラーシフトの変化から視線速度を決定することができ、メーザー環境のダイナミクスの3次元マッピングが可能になる。おそらくこの技術の最も目覚ましい成功は、ブラックホールディスク内のメーザーの動きの分析から銀河NGC 4258までの距離を動的に決定したことだろう。 ^{[29]また、水メーザーは、}さんかく座銀河を含む局部銀河群の銀河の 距離と固有運動を推定するために使用されてきた。^[30]

後期型星および星形成領域におけるメーザー源のVLBI観測により、三角視差が決定され、その結果、距離が決定されます。この方法は他の距離決定法よりもはるかに正確で、渦巻き腕の距離など、銀河の距離スケールに関する情報が得られます。

励起メカニズムがわかっていて設計されている地上のレーザーやメーザーとは異なり、天体物理学的メーザーの場合は逆のことが当てはまります。一般的に、天体物理学的メーザーは経験的に発見され、その後さらに研究されて、可能なポンピングスキームに関するもっともらしい提案が開発されます。横方向のサイズ、空間的および時間的変動、偏光状態の定量化は、通常VLBIテレメトリーを必要としますが、これらはすべてポンプ理論の開発に役立ちます。銀河のホルムアルデヒドメーザーは、問題が残っているそのような例の1つです。^[31]

一方、理論的には発生すると予測されているが、自然界ではまだ観測されていないメーザーもある。例えば、 53MHz付近のOH分子の磁気双極子遷移は発生すると予想されているが、おそらく感度の高い機器が不足しているため、まだ観測されていない。^[32]

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