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天体メーザーとは、電磁スペクトルのマイクロ波領域に典型的に見られる、自然発生的な誘導スペクトル線放射源のことである。この放射は、分子雲、彗星、惑星大気、恒星大気、あるいは星間空間における様々な条件下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誘導（またはシード）され、単色光であり、その周波数は、非熱的分布に励起された利得媒質中の粒子の2つの量子力学的エネルギー準位間のエネルギー差に対応します。しかし、自然界に存在するメーザーには、地上実験室のメーザー用に設計された共振空洞がありません。天体物理メーザーからの放射は、利得媒質を1回通過することによって生じるため、一般的に実験室のメーザーに期待される空間的なコヒーレンスやモード純度を欠いています。
天体物理学メーザーは、これらの発振空洞を持たないため「真の」メーザーではないとよく言われる[ 1 ] 。しかし、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、技術の初期の頃、レーザーコミュニティによって意図的に無視されていた[ 2 ] 。
言語におけるこの根本的な不一致は、この分野で他の逆説的な定義の使用につながっている。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された非振動放射である場合、増幅自発放出（ASE）を放出すると言われる。このASEは望ましくないもの、または寄生的なものと見なされる。一部の研究者は、この定義に不十分なフィードバックまたは満たされていないレーザー発振閾値の存在を加えるだろう。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る。天体物理メーザーからの放出は実際にはASEであるが、実験室現象と区別するために超放射放出と呼ばれることがある。どちらの光源も超放射であるため、これは単に混乱を招くだけである。再生増幅されたTi:サファイアステージを1回通過するなど、一部の実験室レーザーでは、物理は天体物理メーザーの増幅光線と直接類似している。
さらに、メーザーのマイクロ波を表すmの使用の実際的な限界は様々に用いられています。例えば、レーザーが最初に可視光領域で開発されたとき、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的にメーザー遷移を提供するので、mは分子を表すべきだと主張しました。 [ 4 ]この流れで、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する人もいます。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、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。[ 5 ]
テラヘルツ領域の実験室用メーザーを説明するためにテーザーという用語が使われてきましたが、[ 6 ]天文学者はこれらをサブミリ波メーザーと呼ぶことがあり、実験室の物理学者は一般的にこれらをガスレーザー、特に利得種にちなんでアルコールレーザーと呼びます。電気工学コミュニティでは、通常、マイクロ波という言葉の使用を、およそ 1 GHzから 300 GHzの周波数、つまり波長がそれぞれ 30 cm から 1 mm の範囲に限定しています。
励起された反転分布が存在するだけでは、メーザーの観測には不十分である。例えば、視線方向に沿って速度コヒーレンスが存在しなければならず、ドップラーシフトによって利得媒質の異なる部分における反転状態が放射的に結合することが妨げられてはならない。実験室のレーザーやメーザーでは、目的のモードを選択的に振動させることで偏光を実現できるが、自然発生のメーザーでは、偏光状態に依存する励起光、あるいは利得媒質中の磁場が存在する場合にのみ偏光が生じる。
天体メーザーからの放射は非常に微弱な場合があり、天文台の感度の限界や相対的な遠隔性、そして周囲の空間に存在するメーザー分子の非励起分子によるスペクトル吸収が時に圧倒的に強いことから、検出されない可能性がある。後者の障害は、干渉計技術、特に超長基線干渉法（VLBI）に固有の空間フィルタリングを適切に利用することで、部分的に克服できる。
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する。既存の理論モデルの改良につながる。
1965年、ウィーバーらによって予期せぬ発見がなされた。宇宙空間で、起源不明の1665MHzの波長の輝線が観測された 。当時、多くの研究者は、1940年代にマッケラーによって発見されたにもかかわらず、分子は宇宙空間には存在し得ないと考えていたため、この輝線は当初、「ミステリウム」と呼ばれる仮説上の星間物質に起因するものとされたが、すぐに分子雲内のコンパクトな光源にある水酸化物分子からの輝線であることが判明した。その後も発見が続き、 1969年には水蒸気の放出が発見された。1970年のメタノール排出量、1974年のシリコン酸化物の放出、これらはすべて分子雲内部から発せられる電波源であり、その狭い線幅と高い有効温度から、マイクロ波放射を増幅していることが明らかになったため、メーザーと呼ばれた。
その後、高度に進化した後期型星の周囲でメーザーが発見され、OH/IR星と名付けられました。最初に発見されたのは1968年の水酸化物輝線でした。そして1969年の水放出そして1974年には一酸化ケイ素の排出量も増加した。メーザーは1973年に外部銀河で発見された。そして太陽系では彗星のハローの中に存在する。
1982年には、銀河系外の天体からの放射が発見され、これまでに観測されたどの天体よりも約10⁶倍も明るいという、他に類を見ない光度を持つ天体が発見されるという、もう一つの予想外の発見があった。これはその非常に高い光度からメガメーザーと呼ばれ、その後さらに多くのメガメーザーが発見された。 [ 7 ]
1995年、NASAのカイパー航空天文台を用いて、星MWC 349Aから発せられる弱い円盤メーザーが発見された。[ 8 ]
ホルムアルデヒド（H 2 CO）の 4830 MHz 遷移における反ポンピング（dasar）サブサーマル集団の証拠は、 1969 年に Palmerらによって観測された。 [ 9 ] [ 10 ] [ 11 ] [ 12 ]
メーザー活動と遠赤外線（FIR）放射との関連性は、光学望遠鏡を用いた天体観測に利用されてきた（光学望遠鏡はこの種の観測に適しているため）。そして、有望な天体は電波スペクトルで確認される。特に、分子雲、OH-IR星、およびFIR活動銀河が観測対象となっている。
天体環境からの誘導放出では、以下の種が観測されている。[ 13 ]
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ある。 [ 17 ]これは、メーザー雲が生成する放射線に影響を与える。
不規則な形状のメーザー雲では、わずかな光路差が指数関数的な利得によって大きく歪められます。光路長が他の部分よりもわずかに長い部分は、光路長の指数が関係するため、はるかに明るく見えます。そのため、メーザースポットは通常、親雲よりもはるかに小さくなります。放射の大部分は、この最も光路長の長い線に沿って「ビーム」状に放出されます。これをビーム形成と呼びます。
メーザーの利得は、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、どちらか一方に変化が生じると、メーザーの出力も指数関数的に変化する。
指数関数的ゲインは、線形状（ガウス分布やローレンツ分布など）の中心部分を、端や翼部よりも大きく増幅します。その結果、発光線は高さは増しますが、幅はそれほど広くなりません。そのため、増幅されていない線に比べて、線幅が狭く見えるのです。
メーザー雲を通過する放射の強度の指数関数的な増加は、誘導放出による損失の増加に対して、ポンピング過程が反転分布を維持できる限り続きます。この間、メーザーは不飽和であると言われます。しかし、ある時点を超えると、反転分布はもはや維持できなくなり、メーザーは飽和状態になります。飽和したメーザーでは、放射の増幅は反転分布の大きさと経路長に線形的に依存します。メーザー内の1つの遷移の飽和は、同じメーザー内の他の遷移の反転の程度に影響を与える可能性があり、この効果は競合利得として知られています。
メーザーの輝度温度は、メーザーの波長で同じ放射輝度を生成する黒体の温度です。つまり、物体の温度が約 10 9 Kであれば、強力な星間 OH メーザーと同じくらいの 1665 MHz の放射を生成します。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) ので、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。メーザーは驚異的な有効温度を持ち、多くは 10 9 K 前後ですが、中には 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の一つは、放射の偏光である。天体メーザーはしばしば非常に高い偏光度を示し、OHメーザーの中には円偏光が100%に達するものもあり、直線偏光もそれより低い程度で存在する。この偏光は、ゼーマン効果、メーザー放射の磁気ビーム効果、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る。
メガメーザー放射の特性の多くは異なっている。
彗星は、水、二酸化炭素、アンモニア、メタンなど の凍結した揮発性物質が地殻状のケイ酸塩物質に埋め込まれた、直径5～15kmの小さな天体で、偏心軌道で太陽の周りを公転しています。太陽に近づくと、揮発性物質が蒸発してハローを形成し、その後、核の周りに尾を形成します。蒸発したこれらの分子は、反転や質量を形成することがあります。
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 、水分子から22GHz帯のメーザー放射が発生した。 [ 18 ]これらの現象は稀であるにもかかわらず、強烈なメーザー放射の観測は系外惑星の検出方法として提案されている。[ 19 ]
太陽からの紫外線は、水分子の一部を分解してメーザーを発する水酸化物を生成します。1997年、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ました。[ 20 ] [ 21 ]
ガス惑星の大気にはメーザーが存在すると予測されている。[ 22 ]このようなメーザーは惑星の自転（木星型惑星の場合は10時間周期）により大きく変動する。木星の北極ではサイクロトロンメーザーが検出されている。
2009年、SV Pogrebenkoら[ 23 ]は、土星の衛星ハイペリオン、タイタン、エンケラドゥス、アトラスに関連する水の噴煙の中で水メーザーを検出したと報告した。
晩期型星の大気の状態は、星からの距離によって異なる種類のメーザーの励起を支えています。星の核燃焼部分における不安定性により、星はエネルギー放出が増加する期間を経験します。これらのパルスは衝撃波を生成し、大気を外側に押し出します。水酸基メーザーは約 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 の距離で発生します。[ 24 ]
衝撃波によ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。[ 25 ]これらのメーザーは、気体状の一酸化ケイ素がダストに凝縮し、利用可能なメーザー分子が枯渇するため、半径が大きくなるにつれて弱まる。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とほぼ一致する。内側の境界では、分子間の衝突が、反転分布を解消するのに十分である。外側の境界では、密度と光学的深さが十分に低いため、メーザーの利得が減少する。水酸基メーザーは化学ポンピングによって支えられている。これらのメーザーが見られる距離では、水分子は紫外線によって解離する。
若い恒星状天体や、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。放射性および衝突性、そしてそれらの組み合わせによるさまざまなポンピング方式により、多くの種類の複数の遷移のメーザー放出が生じます。たとえば、OH 分子は 1612、1665、1667、1720、4660、4750、4765、6031、6035、および 13441 MHz でメーザーを発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、これらの環境に典型的です。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。[ 26 ]
星形成領域のメーザーの中には、外部銀河（近傍のマゼラン雲など）から検出できるほどの光度を持つものもあるが、遠方の銀河から観測されるメーザーは一般的に全く異なる条件下で発生する。銀河の中には、中心にブラックホールがあり、そこに分子物質の円盤（約0.5パーセクの大きさ）が落下しているものもある。円盤内またはジェット内のこれらの分子の励起により、大きな光度を持つメガメーザーが発生することがある。ヒドロキシル、水、ホルムアルデヒドのメーザーは、このような条件下で存在することが知られている。[ 28 ]
天体メーザーは、電波天文学や実験室天体物理学において活発な研究分野であり続けている。その理由の一つは、天体メーザーが、厳密な定量的研究が困難な天体物理環境の貴重な診断ツールとなること、そして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ことである。メーザーモニタリング機構（通称M2O ） [ 29 ]と呼ばれる国際的な協力組織は、この分野における著名な研究者グループの一つである。
メーザーの変動性とは、一般的に観測者から見た見かけの明るさの変化を指す。強度の変動は数日から数年という時間スケールで起こり、メーザーのサイズや励起方式に限界があることを示唆している。しかし、メーザーは様々な時間スケールで様々な変化を示す。
星形成領域のメーザーは、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ます。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ります。この技術の最も目覚ましい成功は、ブラックホール円盤内のメーザーの動きの分析から銀河NGC 4258までの距離を力学的に決定したことでしょう。 [ 30 ]また、水メーザーは、さんかく座銀河を含む局所銀河群の銀河の 距離と固有運動を推定するために使用されてきました。[ 31 ]
晩期型星や星形成領域におけるメーザー源のVLBI観測は、それらの三角視差、ひいてはその距離を決定する。この方法は他の距離決定方法よりもはるかに正確であり、銀河の距離スケール、例えば渦状腕の距離などに関する情報を提供してくれる。
励起メカニズムが既知で設計されている地上のレーザーやメーザーとは異なり、天体物理メーザーの場合はその逆である。一般的に、天体物理メーザーは経験的に発見され、その後、可能なポンピング方式に関するもっともらしい提案を開発するためにさらに研究される。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テレメトリを必要とするが、すべてポンプ理論の開発に役立つ。銀河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つである。[ 32 ]
一方、理論的には発生すると予測されているものの、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、OH分子の53MHz付近の磁気双極子 遷移は発生すると予想されているが、感度の高い機器が不足しているためか、まだ観測されていない。[ 33 ]