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メガメーザーは、誘導スペクトル線放射の自然発生源である天体物理メーザーの一種です。メガメーザーは、その大きな等方性光度によって他の天体物理メーザーと区別されます。メガメーザーの典型的な光度は10³太陽光度（ L☉ ）であり、これは天の川銀河のメーザーの1億倍明るいため、接頭辞「メガ」が付けられています。同様に、キロメーザーという用語は、天の川銀河外のメーザーで、光度がL☉程度、つまり天の川銀河の平均的なメーザーの数千倍強いものを表すのに使用され、ギガメーザーは、天の川銀河の平均的なメーザーの数十億倍強いメーザーを表すのに使用され、銀河系外メーザーは、天の川銀河外で見つかったすべてのメーザーを包含します。既知の銀河系外メーザーのほとんどはメガメーザーであり、メガメーザーの大部分はヒドロキシル（OH）メガメーザーです。これは、増幅されるスペクトル線がヒドロキシル分子の遷移によるものであることを意味します。他に、水（H₂O ）、ホルムアルデヒド（H₂CO ）、メチン（CH）の3つの分子についてもメガメーザーが知られています。
水メガメーザーは、最初に発見されたタイプのメガメーザーです。最初の水メガメーザーは、1979年に近傍のケンタウルス座A/M83銀河群に属するNGC 4945で発見されました。最初の水酸基メガメーザーは、1982年に天の川銀河に最も近い超高光度赤外線銀河であるArp 220で発見されました。その後発見されたOHメガメーザーもすべて高光度赤外線銀河にあり、低光度赤外線銀河に存在するOHキロメーザーは少数です。ほとんどの高光度赤外線銀河は最近他の銀河と合体または相互作用しており、星形成のバーストを起こしています。水酸基メガメーザーの放射特性の多くは、背景放射の増幅や異なる周波数の水酸基線の比率など、天の川銀河内の水酸基メーザーの放射特性とは異なります。水酸基分子の反転分布は、形成中の星からの光が周囲の星間塵によって吸収・再放出されることで生じる遠赤外線放射によって引き起こされます。水酸基メガメーザー線のゼーマン分裂は、メーザー領域の磁場を測定するために利用でき、今回の応用は、天の川銀河以外の銀河におけるゼーマン分裂の初の検出となります。
水メガメーザーとキロメーザーは主に活動銀河核に関連して発見される一方、銀河系およびそれより弱い銀河系外水メーザーは星形成領域で発見される。環境は異なるものの、銀河系外水メーザーを生成する状況は、銀河系水メーザーを生成する状況とそれほど大きく異ならないようである。水メガメーザーの観測は、ハッブル定数に制約を与えるために、銀河までの距離を正確に測定するために使用されてきた。
メーザーという言葉は、「Microwave Amplification by Stimulated Emission of Radiation 」の頭文字をとったMASERという略語に由来します。メーザーは、光波長で動作するレーザーの前身であり、「マイクロ波」を「光」に置き換えて名付けられました。それぞれ異なるエネルギー状態を持つ原子または分子のシステムが与えられた場合、原子または分子は光子を吸収してより高いエネルギー準位に移動するか、光子が同じエネルギーの別の光子の放出を刺激してより低いエネルギー準位への遷移を引き起こす可能性があります。メーザーを生成するには、システム内でより高いエネルギー準位のメンバーが、より低いエネルギー準位のメンバーよりも多いという反転分布が必要です。このような状況では、吸収されるよりも多くの光子が誘導放出によって生成されます。このようなシステムは熱平衡状態にないため、特別な条件が必要です。具体的には、原子または分子を励起状態に励起できる何らかのエネルギー源が必要です。反転分布が発生すると、 2つの状態間のエネルギー差に対応する光子エネルギーを持つ光子が、同じエネルギーの別の光子の誘導放出を引き起こすことができる。原子または分子はより低いエネルギー準位に遷移し、以前は1つしかなかった同じエネルギーの光子が2つ存在することになる。このプロセスの繰り返しが増幅につながり、すべての光子が同じエネルギーであるため、生成される光は単色光となる。[ 2 ] [ 3 ]
地球上で構築されたメーザーやレーザーと宇宙空間で発生するメーザーはどちらも動作するために反転分布を必要としますが、反転分布が発生する条件は両者で大きく異なります。実験室のメーザーは高密度のシステムを備えているため、メーザーに使用できる遷移が制限され、光を何度も往復させるために共振空洞を使用する必要があります。天体物理メーザーは低密度であり、当然ながら非常に長い経路長を持ちます。低密度では、熱平衡は衝突によって維持されるため、熱平衡から外れることがより容易に達成され、反転分布が発生する可能性があります。長い経路長は、媒質を通過する光子に多くの刺激放出の機会を与え、背景放射源の増幅を生み出します。これらの要因が積み重なって、「星間空間はメーザー動作の自然な環境となる」のです。[ 4 ]天体物理メーザーは、放射または衝突のいずれかによって励起される可能性があります。放射ポンピングでは、メーザー遷移光子よりもエネルギーの高い赤外線光子が原子や分子を優先的にメーザーの上位状態に励起し、反転分布を生成します。衝突ポンピングでは、この反転分布は、分子をメーザー上位レベルよりも高いエネルギーレベルに励起する衝突によって生成され、その後、分子は光子を放出してメーザー上位レベルに崩壊します。[ 5 ]
1965年、最初のメーザーが実験室で構築されてから12年後、天の川銀河の平面で水酸基（OH）メーザーが発見された。[ 6 ]その後数年間で、水（H2O）、一酸化ケイ素（SiO）、メタノール（CH3OH）など、他の分子のメーザーが天の川銀河で発見された。 [ 7 ]これらの銀河メーザーの典型的な等方性光度は10⁻⁶ ～10⁻³ L☉である。[ 8 ]銀河外メーザーの最初の証拠は、 1973年にNGC 253で水酸基分子が検出されたことで、銀河メーザーの約10倍の光度であった。[ 9 ]
1982年、最初のメガメーザーが超高輝度赤外線銀河Arp 220で発見されました。[ 10 ]等方的に放射していると仮定すると、この光源の光度は約10 3 L☉です。この光度は、天の川銀河で見られる典型的なメーザーの約1億倍であり、そのためArp 220のメーザー源はメガメーザーと呼ばれました。[ 11 ]この頃には、銀河外の水（H 2 O）メーザーはすでに知られていました。1984年には、 NGC 4258とNGC 1068で、Arp 220の水酸基メーザーと同程度の強度の水メーザー放射が発見され、そのためこれらは水メガメーザーとみなされています。[ 12 ]
次の10年間で、ホルムアルデヒド（H₂CO ）とメチン（CH）のメガメーザーも発見されました。銀河のホルムアルデヒドメーザーは比較的まれで、ホルムアルデヒドメガメーザーは銀河のホルムアルデヒドメーザーよりも多く知られています。一方、メチンメーザーは天の川銀河では非常に一般的です。どちらのタイプのメガメーザーも、ヒドロキシルが検出された銀河で発見されました。メチンはヒドロキシル吸収のある銀河で見られ、ホルムアルデヒドはヒドロキシル吸収のある銀河とヒドロキシルメガメーザー放射のある銀河の両方で見つかります。[ 13 ]
2007年時点で、109個のヒドロキシルメガメーザー源が知られており、赤方偏移は[ 14 ] 100を超える銀河系外水メーザーが知られており、[ 15 ]これらのうち65はメガメーザーと みなされるほど明るい。[ 16 ]
メーザー分子の種類に関わらず、強力なメーザー源が存在するためにはいくつかの要件を満たす必要があります。1つの要件は、メーザーによって増幅される放射を提供する電波連続背景源です。すべてのメーザー遷移は電波波長で発生するためです。メーザー分子は、反転分布を生成するためのポンピング機構と、十分な増幅が発生するのに十分な密度と経路長を備えている必要があります。これらが組み合わさって、特定の分子のメガメーザー放射がいつどこで発生するかを制約します。[ 18 ]メガメーザーを生成することが知られている各分子の具体的な条件は異なり、最も一般的な2つのメガメーザー種であるヒドロキシルと水の両方を宿す既知の銀河が存在しないという事実がその一例です。[ 16 ]そのため、既知のメガメーザーを持つさまざまな分子は個別に扱われます。
Arp 220は最初に発見されたメガメーザーを宿しており、最も近い超高光度赤外線銀河であり、多くの波長で詳細に研究されてきた。このため、水酸基メガメーザー宿主銀河のプロトタイプであり、他の水酸基メガメーザーとその宿主を解釈するためのガイドとしてよく使用される。[ 19 ]
ヒドロキシルメガメーザーは、1000億太陽光度を超える遠赤外線光度を持つ高光度赤外線銀河（LIRG）と呼ばれる銀河の核領域、または L FIR > 10 11 L ☉の超高光度赤外線銀河（ULIRG）で発見されることが多い。[ 20 ]これらの赤外線光度は非常に大きいが、多くの場合、LIRG は可視光では特に明るくない。たとえば、メガメーザーが最初に観測された Arp 220 では、赤外線光度と青色光の光度の比は約80である。[ 21 ]
LIRGの大部分は、他の銀河との相互作用や最近の銀河合体を起こした証拠を示しており、[ 22 ]水酸メガメーザーを宿すLIRGについても同様である。[ 23 ]メガメーザーの宿主は、渦巻銀河に比べて分子ガスが豊富で、分子水素の質量は10億太陽質量を超え、H 2 > 10 9 M ☉である。[ 24 ]合体は、LIRGの核領域に分子ガスを集中させ、高い分子密度を生み出し、LIRGに特徴的な高い星形成率を刺激する。星の光は、塵を加熱し、塵は遠赤外線で再放射し、水酸メガメーザーの宿主で観測される高いL FIRを生成する。[ 24 ] [ 25 ] [ 26 ]遠赤外線フラックスから得られたダスト温度は、渦巻に比べて暖かく、40～90 K の範囲である。[ 27 ]
LIRGの遠赤外線光度とダスト温度は、ダスト温度と遠赤外線光度の相関関係を通じて、ヒドロキシルメガメーザーを宿す可能性に影響を与えるため、観測だけでは、それぞれがヒドロキシルメガメーザーの生成にどのような役割を果たしているかは不明である。ダスト温度が高いLIRGは、ULIRGと同様に、ヒドロキシルメガメーザーを宿す可能性が高く、L FIR > 10 12 L ☉である。ULIRGの少なくとも3分の1はヒドロキシルメガメーザーを宿しているのに対し、LIRGでは約6分の1である。[ 28 ]ヒドロキシルメガメーザーの初期の観測では、等方性ヒドロキシル光度と遠赤外線光度の間に相関関係があることが示され、L OHは L FIR 2。[ 29 ]ヒドロキシルメガメーザーがさらに発見され、マルムクイストバイアスを考慮するよう注意が払われるにつれて、この観察された関係はより平坦であることがわかりました。L OHL FIR 1.20.1 . [ 30 ]
水酸メガメーザーを宿すLIRGの核の初期スペクトル分類では、水酸メガメーザーを宿すLIRGの特性はLIRG全体の特性と区別できないことが示されました。メガメーザー宿主の約3分の1はスターバースト銀河に分類され、4分の1はセイファート2型銀河に分類され、残りは低電離核輝線領域（LINER）に分類されます。水酸メガメーザー宿主と非宿主の光学的特性は大きく異なりません。[ 31 ]しかし、スピッツァー宇宙望遠鏡を使用した最近の赤外線観測では、水酸メガメーザー宿主銀河を非メーザーLIRGから区別することが可能です。水酸メガメーザー宿主の10～25%は活動銀河核の証拠を示していますが、非メーザーLIRGでは50～95%です。[ 32 ]
水酸メガメーザーを宿すLIRGは、その分子ガス含有量によって一般的なLIRGとは区別される可能性がある。分子ガスの大部分は分子水素であり、典型的な水酸メガメーザーの宿主は1000 cm −3を超える分子ガス密度を持つ。これらの密度は、LIRGの中で分子ガスの平均密度が最も高い部類に入る。水酸メガメーザーを宿すLIRGは、典型的なLIRGに比べて高密度ガスの割合も高い。高密度ガスの割合は、シアン化水素（HCN）によって生成される光度と一酸化炭素（CO）の光度の比によって測定される。[ 33 ]
ヒドロキシルメガメーザーの放射は、主に1665 MHzと1667 MHzのいわゆる「主線」で発生します。ヒドロキシル分子には、1612 MHzと1720 MHzで放射する2つの「サテライト線」もありますが、サテライト線が検出されたヒドロキシルメガメーザーはほとんどありません。既知のすべてのヒドロキシルメガメーザーの放射は、1667 MHz線でより強く、1667 MHz線と1665 MHz線 のフラックスの典型的な比（超微細構造比と呼ばれる）は、最小で2から20を超える範囲に及びます。[ 34 ]熱力学的平衡で放射するヒドロキシルの場合、この比は光学的深さに応じて1.8から1の範囲に及ぶため、2を超える線比は熱平衡から外れた集団を示しています。[ 35 ]これは、星形成領域の銀河水酸基メーザーと比較できます。銀河水酸基メーザーでは、1665 MHz 線が通常最も強く、進化した星の周りの水酸基メーザーでは、1612 MHz 線がしばしば最も強く、主線の中では、1667 MHz 放射が 1612 MHz よりも強いことがよくあります。[ 36 ]特定の周波数での放射の全幅は通常、毎秒数百キロメートルであり、全放射プロファイルを構成する個々の特徴の幅は、毎秒数十キロメートルから数百キロメートルに及びます。[ 34 ]これらはまた、通常、線幅が毎秒 1 キロメートル程度かそれ以下で、毎秒数キロメートルから数十キロメートルの速度に広がっている銀河水酸基メーザーと比較することもできます。[ 35 ]
水酸基メーザーによって増幅される放射は、その宿主の電波連続波である。この連続波は主にII型超新星によって生成されるシンクロトロン放射で構成されている。[ 37 ]この背景放射の増幅は低く、増幅率、つまりゲインは数パーセントから数百パーセントの範囲であり、ハイパーファイン比が大きい光源は通常、より大きなゲインを示す。ゲインが高い光源は通常、より狭い輝線を持つ。これは、ゲイン前の線幅がすべてほぼ同じであれば予想されることであり、線の中心は翼よりも増幅され、線幅が狭くなる。[ 38 ]
Arp 220 を含むいくつかの水酸基メガメーザーは、超長基線干渉法(VLBI)で観測されており、これにより、より高い角度分解能で光源を研究することができます。VLBI 観測によると、水酸基メガメーザーの放射は、拡散成分とコンパクト成分の 2 つの成分から構成されています。拡散成分は、1 倍未満のゲインと、毎秒数百キロメートル程度の線幅を示します。これらの特性は、個々のメーザー成分を分解できない水酸基メガメーザーの単一アンテナ観測で見られる特性と似ています。コンパクト成分は、数十から数百の範囲の高いゲイン、1667 MHz でのフラックスと 1665 MHz でのフラックスの比率の高さ、および毎秒数キロメートル程度の線幅を持ちます。[ 39 ] [ 40 ]これらの一般的な特徴は、拡散放射が発生する狭い核周縁物質リングと、コンパクト放射が発生する 1パーセク程度のサイズの個々のメーザー雲によって説明されています。[ 41 ]天の川銀河で観測される水酸基メーザーは、コンパクトな水酸基メガメーザー成分により近い。しかし、水酸基メガメーザーの拡散成分に似た、他の分子からの広範囲にわたる銀河メーザー放射領域もいくつか存在する。[ 42 ]
水酸基線と遠赤外線の光度の間に観測された関係は、水酸基メガメーザーが放射励起されていることを示唆している。[ 29 ]近傍の水酸基メガメーザーの初期VLBI測定では、水酸基メガメーザーのコンパクト放射成分に関するこのモデルに問題があるように見えた。これは、非常に高い割合の赤外線光子が水酸基に吸収されてメーザー光子が放出される必要があり、衝突励起の方がより妥当な励起メカニズムであると考えられたためである。[ 43 ]しかし、塊状のメーザー媒質を用いたメーザー放射モデルは、コンパクトで拡散した水酸基放射の観測された特性を再現できると思われる。[ 44 ]最近の詳細な処理では、波長53マイクロメートルの光子が主線メーザー放射の主要なポンプであり、すべての水酸基メーザーに適用されることがわかった。この波長で十分な光子を供給するためには、恒星放射を赤外線波長に再処理する星間塵の温度が少なくとも45ケルビンでなければならない。[ 45 ]スピッツァー宇宙望遠鏡による最近の観測はこの基本的な図を裏付けているが、メガメーザー放射に必要な塵の不透明度など、モデルの詳細と水酸基メガメーザー宿主銀河の観測との間にはまだいくつかの不一致がある。[ 32 ]
水酸基メガメーザーはLIRGの核領域で発生し、銀河形成段階のマーカーであると考えられている。水酸基の放射は宿主LIRGの星間塵による消光を受けないため、水酸基メーザーはLIRGにおける星形成の条件を調べるための有用なプローブとなる可能性がある。[ 46 ]赤方偏移z～2には、近傍宇宙の銀河よりも明るいLIRGのような銀河が存在する。観測された水酸基光度と遠赤外線光度の関係から、そのような銀河の水酸基メガメーザーは、観測された水酸基メガメーザーよりも数十倍から数百倍明るい可能性があることが示唆される。[ 47 ]そのような銀河の水酸基メガメーザーを検出することで、赤方偏移を正確に決定することができ、これらの天体における星形成の理解に役立つだろう。[ 48 ]
別の銀河におけるゼーマン効果の最初の検出は、水酸基メガメーザーの観測によって行われた。[ 49 ]ゼーマン効果とは、磁場の存在によってスペクトル線が分裂する現象であり、分裂の大きさは視線方向の磁場強度に比例する。ゼーマン分裂は5つの水酸基メガメーザーで検出されており、検出された磁場の典型的な強度は数ミリガウス程度で、銀河の水酸基メーザーで測定された磁場強度と同程度である。[ 50 ]
水酸メガメーザーは銀河水酸メーザーとは根本的に異なる点があるように見えるが、水メガメーザーは銀河水メーザーとそれほど異なる条件を必要としないようだ。銀河水メーザーよりも強い水メーザー（中には「メガ」メーザーに分類されるほど強いものもある）は、銀河水メーザーと同じ光度関数で記述できる。銀河水メーザーと同様に、銀河外水メーザーの中には星形成領域に存在するものもあるが、より強い水メーザーは活動銀河核（AGN）の周囲核領域に存在する。これらの等方光度は1から数百L☉の範囲に及び、メシエ51（0.8 L☉ ）のような近傍銀河やNGC 4258（120 L☉ ）のような遠方の銀河に存在する。[ 51 ]
水メーザー放射は、主に22GHzで観測され、これは水分子の回転エネルギー準位 間の遷移によるものです。上準位は基底状態から約643ケルビンのエネルギーを持ち、この上準位メーザーを占有するには、分子水素の数密度が10⁸ cm⁻³以上、温度が少なくとも300ケルビン必要です。水分子は分子水素の数密度が約10¹¹ cm⁻³で熱平衡に達するため、これは水メーザー領域の数密度の上限となります。 [ 52 ]水メーザー放射は、星間物質中の高密度領域を伝播する衝撃波の後ろで発生するメーザーによってうまくモデル化されています。これらの衝撃波は、メーザー放射に必要な高い数密度と温度（星間物質の典型的な条件と比較して）を生成し、観測されたメーザーを説明するのに成功しています。[ 53 ]
水メガメーザーは、遠方の銀河までの距離を正確に決定するために使用できます。ケプラー軌道を仮定すると、水メーザースポットの向心加速度と速度を測定することで、メーザースポットが張る物理的な直径が得られます。次に、物理的な半径を空で測定された角直径と比較することで、メーザーまでの距離を決定できます。この方法は、水メガメーザーがAGNの周りの小さな領域で発生し、線幅が狭いため、水メガメーザーに有効です。 [ 54 ]この距離測定方法は、標準光源の使用に依存しないハッブル定数の独立した測定値を提供するために使用されています。ただし、この方法は、ハッブルフロー内の距離で知られている水メガメーザーの数が少ないことによって制限されます。[ 55 ]この距離測定は、中心天体の質量の測定値も提供します。この場合、それは超大質量ブラックホールです。水メガメーザーを用いたブラックホール質量測定は、天の川銀河以外の銀河におけるブラックホールの質量決定において最も正確な方法である。測定されたブラックホール質量は、銀河バルジにおける恒星速度分散と中心超大質量ブラックホールの質量との間の経験的相関関係であるM-σ関係と一致する。 [ 56 ]
