Astrophysikalischer Maser - Astrophysical maser

Ein astrophysikalischer Maser ist eine natürlich vorkommende Quelle stimulierter Spektrallinienemission , typischerweise im Mikrowellenbereich des elektromagnetischen Spektrums . Diese Emission kann entstehen Molekülwolken , Kometen , Planeten- Atmosphären , Sternatmosphären oder verschiedenen anderen Bedingungen in interstellaren Raum .

Hintergrund

Diskrete Übergangsenergie

Wie ein Laser , die Emission von einem Maser wird stimuliert (oder impft ) und monochromatische, die mit Frequenz entsprechend zu dem Energieunterschied zwischen zwei quantenmechanischen Energieniveaus der Spezies in dem Verstärkungsmedium , das wurde gepumpt in eine nicht-thermische Bevölkerung Verteilung . Natürlich vorkommenden Masern fehlt jedoch der Resonanzhohlraum , der für terrestrische Labormaser entwickelt wurde. Die Emission von einem astrophysikalischen Maser ist auf einem einzigen Durchgang durch das Verstärkungsmedium und daher fehlt es im Allgemeinen die räumliche Kohärenz und Modus Reinheit aus einem Labor - Maser erwartet.

Nomenklatur

Aufgrund der Unterschiede zwischen konstruierten und natürlich vorkommenden Masern wird oft behauptet, dass astrophysikalische Maser keine "echten" Maser sind, weil ihnen Schwingungshohlräume fehlen. Die Unterscheidung zwischen oszillatorbasierten Lasern und Single-Pass- Lasern wurde jedoch in den frühen Jahren der Technologie von der Lasergemeinschaft absichtlich vernachlässigt.

Diese grundlegende Inkongruenz in der Sprache hat zur Verwendung anderer paradoxer Definitionen in diesem Bereich geführt. Wenn zum Beispiel das Verstärkungsmedium eines (fehlausgerichteten) Lasers emittierende, aber nicht oszillierende Strahlung ist, wird davon gesprochen, dass es eine verstärkte spontane Emission oder ASE emittiert . Diese ASE wird als unerwünscht oder parasitär angesehen (einige Forscher würden zu dieser Definition das Vorhandensein einer unzureichenden Rückkopplung oder einer nicht erreichten Laserschwelle hinzufügen ): Das heißt, die Benutzer möchten, dass sich das System wie ein Laser verhält. Die Emission von astrophysikalischen Masern ist tatsächlich ASE, wird aber manchmal als superstrahlende Emission bezeichnet , um sie vom Laborphänomen zu unterscheiden. Dies trägt nur zur Verwirrung bei, da beide Quellen superstrahlend sind. Bei einigen Laborlasern , wie beispielsweise einem einzelnen Durchgang durch eine regenerativ verstärkte Ti:Sapph- Stufe, ist die Physik direkt analog zu einem verstärkten Strahl in einem astrophysikalischen Maser.

Darüber hinaus werden die praktischen Grenzen der Verwendung des m für Mikrowellen in Maser unterschiedlich verwendet. Als beispielsweise Laser ursprünglich im sichtbaren Bereich des Spektrums entwickelt wurden, wurden sie optische Maser genannt. Charles Townes plädierte dafür, dass m für Molecule steht , da Energiezustände von Molekülen im Allgemeinen den Masing-Übergang bereitstellen. In diesem Sinne verwenden einige den Begriff Laser , um jedes System zu beschreiben, das einen elektronischen Übergang ausnutzt, und den Begriff Maser , um ein System zu beschreiben, das einen Rotations- oder Schwingungsübergang unabhängig von der Ausgangsfrequenz ausnutzt . Einige Astrophysiker verwenden den Begriff iraser , um einen Maser zu beschreiben , der bei einer Wellenlänge von wenigen Mikrometern emittiert , obwohl die Optikergemeinschaft Laser mit ähnlichen Quellen bezeichnet . Der Begriff Elektorschockwaffe wurde verwendet Labor Maser im beschreiben Terahertz - Regime, obwohl Astronomen könnten diese nennen Submillimeter-Maser und Labor Physiker allgemeinen diesen nennen Gaslaser oder spezifisch Alkohol Laser Spezies in Bezug auf die Verstärkung. Die Fachwelt der Elektrotechnik beschränkt die Verwendung des Wortes Mikrowelle typischerweise auf Frequenzen zwischen ungefähr 1  GHz und 300 GHz; dh Wellenlängen zwischen 30 cm bzw. 1 mm.

Astrophysikalische Bedingungen

Die bloße Existenz einer gepumpten Populationsinversion reicht für die Beobachtung eines Masers nicht aus. Beispielsweise muss entlang der Sichtlinie Geschwindigkeitskohärenz (Licht) vorhanden sein, damit die Doppler-Verschiebung nicht verhindert, dass invertierte Zustände in verschiedenen Teilen des Verstärkungsmediums durch Strahlung gekoppelt werden. Während die Polarisation in Laborlasern und -masern durch selektives Oszillieren der gewünschten Moden erreicht werden kann, entsteht Polarisation in natürlichen Masern nur in Gegenwart einer polarisationszustandsabhängigen Pumpe oder eines Magnetfelds im Verstärkungsmedium. Schließlich kann die Strahlung von astrophysikalischen Masern ziemlich schwach sein und aufgrund der begrenzten Empfindlichkeit (und relativen Entfernung) astronomischer Observatorien und aufgrund der manchmal überwältigenden spektralen Absorption durch ungepumpte Moleküle der Maser-Spezies im umgebenden Weltraum der Entdeckung entgehen. Dieses letztere Hindernis kann teilweise durch den vernünftigen Einsatz der räumlichen Filterung, die interferometrischen Techniken inhärent ist, überwunden werden, insbesondere der Interferometrie mit sehr langer Basislinie (VLBI).

Die Studie von Maser liefert wertvolle Informationen über die Bedingungen Temperatur, Dichte, Magnetfeld und anschlag in Umgebungen von Stern Geburt und Tod und die Zentren von Galaxien enthalten , schwarze Löcher , in bestehenden theoretischen Modellen zu Verfeinerungen führen.

Entdeckung

Historischer Hintergrund

1965 machten Weaver et al. : Emissionslinien im Weltraum unbekannter Herkunft bei einer Frequenz von 1665 MHz. Zu dieser Zeit dachten viele Forscher noch, dass Moleküle im Weltraum nicht existieren könnten, obwohl sie von McKellar in den 1940er Jahren entdeckt worden waren , und so wurde die Emission zunächst einer unbekannten Form interstellarer Materie namens Mysterium zugeschrieben ; aber die Emission wurde bald als Linienemission von Hydroxidmolekülen in kompakten Quellen innerhalb von Molekülwolken identifiziert. Weitere Entdeckungen folgten, mit Wasseremissionen im Jahr 1969, Methanolemissionen im Jahr 1970 und Siliziummonoxid- Emissionen im Jahr 1974, die alle aus Molekülwolken hervorgingen. Diese wurden als Maser bezeichnet , da aufgrund ihrer schmalen Linienbreiten und hohen effektiven Temperaturen deutlich wurde, dass diese Quellen Mikrowellenstrahlung verstärkten.

Maser wurden dann um hochentwickelte späte Sterne (genannt OH/IR-Sterne ) herum entdeckt . Zuerst war die Emission von Hydroxid im Jahr 1968, dann die Emission von Wasser im Jahr 1969 und die Emission von Siliziummonoxid im Jahr 1974. Maser wurden auch in externen Galaxien im Jahr 1973 und im Sonnensystem in Kometenhalos entdeckt.

Eine weitere unerwartete Entdeckung wurde 1982 mit der Entdeckung der Emission einer extragalaktischen Quelle gemacht, die eine unvergleichliche Leuchtkraft hatte, die etwa 10 ⁶ mal größer war als jede vorherige Quelle. Dieser wurde wegen seiner großen Leuchtkraft als Megamaser bezeichnet ; viele weitere Megamaser wurden inzwischen entdeckt.

Ein schwacher Scheibenmaser wurde 1995 mit dem Kuiper Airborne Observatory der NASA entdeckt, der vom Stern MWC 349A ausgeht .

Hinweise auf eine anti-gepumpte ( dasar ) subthermische Population beim 4830-MHz-Übergang von Formaldehyd (H ₂ CO) wurden 1969 von Palmer et al.

Erkennung

Der Zusammenhang von Maseraktivität mit Ferninfrarotstrahlung (FIR) wurde genutzt, um mit optischen Teleskopen den Himmel zu durchsuchen (da optische Teleskope für solche Suchen einfacher zu verwenden sind) und wahrscheinliche Objekte werden dann im Radiospektrum überprüft. Besonders gezielt sind Molekülwolken, OH-IR-Sterne und FIR-aktive Galaxien.

Bekannte interstellare Spezies

Die folgenden Arten wurden in stimulierter Emission aus astronomischen Umgebungen beobachtet:

• OH
• CH
• H ₂ CO
• H ₂ O
• NH ₃ , ¹⁵ NH ₃
• CH ₃ OH
• HNCNH
• SiS
• HC ₃ N
• SiO , ²⁹ SiO, ³⁰ SiO
• HCN , H ¹³ CN
• H (im MWC 349 )
• CS

Eigenschaften der Maserstrahlung

Die Verstärkung oder Zunahme der Strahlung, die durch eine Maserwolke geht, ist exponentiell. Dies hat Konsequenzen für die erzeugte Strahlung:

Strahlend

Kleine Wegunterschiede über die unregelmäßig geformte Maserwolke werden durch exponentielle Verstärkung stark verzerrt. Ein Teil der Wolke, der eine etwas längere Pfadlänge hat als der Rest, wird viel heller erscheinen (da der Exponent der Pfadlänge relevant ist), und daher sind Maserpunkte normalerweise viel kleiner als ihre Elternwolken. Der größte Teil der Strahlung wird entlang dieser Linie der größten Weglänge in einem "Strahl" austreten; dies wird als Beamen bezeichnet .

Schnelle Variabilität

Da die Verstärkung eines Masers exponentiell von der Besetzungsinversion und der geschwindigkeitskohärenten Weglänge abhängt, führt jede Variation von beiden selbst zu einer exponentiellen Änderung der Maser-Ausgabe.

Linienverengung

Die exponentielle Verstärkung verstärkt auch die Mitte der Linienform ( Gauß- oder Lorentz-Funktion usw.) mehr als die Kanten oder Flügel. Dies führt zu einer viel höheren, aber nicht viel breiteren Emissionslinienform. Dadurch erscheint die Linie im Vergleich zur unverstärkten Linie schmaler.

Sättigung

Das exponentielle Wachstum der Strahlungsintensität durch eine Maserwolke geht weiter, solange Pumpprozesse die Populationsinversion gegen die wachsenden Verluste durch stimulierte Emission aufrechterhalten können. Während dies so ist, wird der Maser als ungesättigt bezeichnet . Nach einem gewissen Punkt kann die Populationsinversion jedoch nicht mehr aufrechterhalten werden und der Maser wird gesättigt . In einem gesättigten Maser hängt die Strahlungsverstärkung linear von der Größe der Besetzungsinversion und der Weglänge ab. Die Sättigung eines Übergangs in einem Maser kann den Inversionsgrad in anderen Übergängen desselben Masers beeinflussen, ein Effekt, der als Wettbewerbsgewinn bekannt ist .

Hohe Helligkeit

Die Helligkeitstemperatur eines Masers ist die Temperatur, die ein schwarzer Körper haben würde, wenn er die gleiche Emissionshelligkeit bei der Wellenlänge des Masers erzeugt. Das heißt, wenn ein Objekt eine Temperatur von etwa 10 ⁹ K hätte, würde es genauso viel 1665-MHz-Strahlung erzeugen wie ein starker interstellarer OH-Maser. Natürlich würde das OH-Molekül bei 10 ⁹ K dissoziieren ( kT ist größer als die Bindungsenergie ), so dass die Helligkeitstemperatur keinen Hinweis auf die kinetische Temperatur des Masergases gibt, aber dennoch nützlich zur Beschreibung der Maseremission ist. Maser haben unglaubliche effektive Temperaturen, viele um 10 ⁹ K, aber einige von bis zu 10 ¹² K und sogar 10 ¹⁴ K.

Polarisation

Ein wichtiger Aspekt der Maser-Studie ist die Polarisation der Emission. Astronomische Maser sind oft sehr stark polarisiert, manchmal zu 100 % (bei einigen OH-Masern) zirkular und in geringerem Maße linear . Diese Polarisation ist auf eine Kombination des Zeeman-Effekts , des magnetischen Strahlens der Maserstrahlung und des anisotropen Pumpens zurückzuführen, das bestimmte magnetische Zustandsübergänge begünstigt .

Viele der Eigenschaften der Megamaser- Emission sind unterschiedlich.

Maser-Umgebungen

Kometen

Kometen sind kleine Körper (5 bis 15 km Durchmesser) aus gefrorenen flüchtigen Stoffen ( zB Wasser, Kohlendioxid, Ammoniak und Methan ), die in einen krustigen Silikatfüllstoff eingebettet sind und die Sonne in exzentrischen Bahnen umkreisen. Wenn sie sich der Sonne nähern, verdampfen die flüchtigen Stoffe, um einen Halo und später einen Schweif um den Kern zu bilden. Sobald sie verdampft sind, können diese Moleküle Inversionen und Masen bilden.

Der Einschlag des Kometen Shoemaker-Levy 9 mit Jupiter im Jahr 1994 führte zu Maser-Emissionen im 22-GHz-Bereich des Wassermoleküls. Trotz der scheinbaren Seltenheit dieser Ereignisse wurde die Beobachtung der intensiven Maser-Emission als Nachweisschema für extrasolare Planeten vorgeschlagen .

Ultraviolettes Licht der Sonne zersetzt einige Wassermoleküle, um Hydroxide zu bilden , die masieren können. Im Jahr 1997 wurde eine 1667-MHz-Maseremissionscharakteristik von Hydroxid vom Kometen Hale-Bopp beobachtet .

Planetare Atmosphären

Es wird vorhergesagt, dass Maser in der Atmosphäre von Gasriesenplaneten existieren, zB [13] . Solche Maser wären aufgrund der Planetenrotation sehr variabel (10-Stunden-Periode für Jupiterplaneten). Am Nordpol des Jupiter wurden Zyklotron-Maser entdeckt.

Planetensysteme

Im Jahr 2009 haben SV Pogrebenko et al. berichteten über den Nachweis von Wassermasern in den Wasserfahnen der Saturnmonde Hyperion, Titan, Enceladus und Atlas.

Sternenatmosphären

Die Bedingungen in der Atmosphäre von Sternen des späten Typs unterstützen das Pumpen verschiedener Maser-Spezies in unterschiedlichen Entfernungen vom Stern. Aufgrund von Instabilitäten innerhalb der nuklear brennenden Abschnitte des Sterns erfährt der Stern Perioden erhöhter Energiefreisetzung. Diese Impulse erzeugen eine Stoßwelle, die die Atmosphäre nach außen drängt. Hydroxyl-Maser treten in einer Entfernung von etwa 1000 bis 10000 Astronomischen Einheiten (AE), Wasser-Maser in einer Entfernung von etwa 100 bis 400 AE und Siliziummonoxid-Maser in einer Entfernung von etwa 5 bis 10 AE auf. Als Pumpmechanismus für die Siliziummonoxid-Maser wurden sowohl Strahlungs- als auch Kollisionspumpen als Folge der Stoßwelle vorgeschlagen. Diese Maser verkleinern sich für größere Radien, da das gasförmige Siliziummonoxid zu Staub kondensiert und die verfügbaren Masermoleküle erschöpft. Bei den Wassermasern entsprechen die inneren und äußeren Radiengrenzen in etwa den Dichtegrenzen für den Maserbetrieb. An der inneren Grenze reichen die Kollisionen zwischen Molekülen aus, um eine Besetzungsinversion zu beseitigen. An der äußeren Grenze ist die Dichte und optische Tiefe so gering, dass die Verstärkung des Masers verringert wird. Zusätzlich werden die Hydroxyl-Maser beim chemischen Pumpen unterstützt. In den Abständen, in denen diese Maser gefunden werden, werden Wassermoleküle durch UV-Strahlung dissoziiert.

Sternentstehungsregionen

Junge Sternobjekte und (ultra)kompakte H II -Regionen, eingebettet in Molekülwolken und riesige Molekülwolken , unterstützen den Großteil der astrophysikalischen Maser. Verschiedene Pumpschemata – sowohl Strahlung als auch Kollision und Kombinationen davon – führen zur Maseremission mehrerer Übergänge vieler Spezies. Zum Beispiel wurde beobachtet, dass das OH-Molekül bei 1612, 1665, 1667, 1720, 4660, 4750, 4765, 6031, 6035 und 13441 MHz mase. Auch Wasser- und Methanol- Maser sind typisch für diese Umgebungen. Relativ seltene Maser wie Ammoniak und Formaldehyd können auch in Sternentstehungsgebieten gefunden werden.

Supernova-Überreste

Es ist bekannt, dass der 1720-MHz-Maser-Übergang von Hydroxid mit Supernova-Überresten in Zusammenhang steht, die mit Molekülwolken wechselwirken .

Extragalaktische Quellen

Während einige der Maser in Sternentstehungsregionen Leuchtkräfte erreichen können, die für den Nachweis von externen Galaxien (wie den nahegelegenen Magellanschen Wolken ) ausreichend sind, entstehen Maser, die von entfernten Galaxien beobachtet werden, im Allgemeinen unter ganz anderen Bedingungen. Einige Galaxien besitzen zentrale Schwarze Löcher, in die eine Scheibe aus molekularem Material (etwa 0,5 Parsec groß) fällt. Durch Anregung dieser Moleküle in der Scheibe oder in einem Jet können Megamaser mit großer Leuchtkraft entstehen. Unter diesen Bedingungen existieren bekanntermaßen Hydroxyl-, Wasser- und Formaldehyd-Maser.

Laufende Forschung

Astronomische Maser bleiben ein aktives Forschungsgebiet in der Radioastronomie und Laborastrophysik, zum Teil aufgrund der Tatsache, dass sie wertvolle diagnostische Werkzeuge für astrophysikalische Umgebungen sind, die sich ansonsten einer strengen quantitativen Untersuchung entziehen könnten, und weil sie die Untersuchung von Bedingungen erleichtern können, die unzugänglich sind in terrestrischen Labors.

Variabilität

Unter Maservariabilität wird allgemein die Änderung der scheinbaren Helligkeit für den Beobachter verstanden. Intensitätsschwankungen können auf Zeitskalen von Tagen bis zu Jahren auftreten, was auf Grenzen der Masergröße und des Anregungsschemas hindeutet. Maser verändern sich jedoch auf unterschiedliche Weise über verschiedene Zeitskalen.

Entfernungsbestimmungen

Es ist bekannt, dass Maser in Sternentstehungsregionen zusammen mit dem Material, das aus dem/den entstehenden Stern(en) herausfließt, über den Himmel wandern. Da die Emission eine schmale Spektrallinie ist, kann auch die Sichtliniengeschwindigkeit aus der Dopplerverschiebungsvariation der beobachteten Frequenz des Masers bestimmt werden, was eine dreidimensionale Abbildung der Dynamik der Maserumgebung ermöglicht. Der vielleicht spektakulärste Erfolg dieser Technik ist die dynamische Bestimmung der Entfernung zur Galaxie NGC 4258 aus der Analyse der Bewegung der Maser in der Schwarzen-Loch-Scheibe. Außerdem wurden Wassermaser verwendet, um die Entfernung und Eigenbewegung von Galaxien in der Lokalen Gruppe , einschließlich der Triangulum-Galaxie , abzuschätzen .

VLBI- Beobachtungen von Maserquellen in Sternen des späten Typs und Sternentstehungsregionen liefern Bestimmungen ihrer trigonometrischen Parallaxe und damit ihrer Entfernung. Diese Methode ist viel genauer als andere Entfernungsbestimmungen und gibt uns Aufschluss über die galaktische Entfernungsskala (zB die Entfernung von Spiralarmen).

Offene Punkte

Anders als bei terrestrischen Lasern und Masern, für die der Anregungsmechanismus bekannt und konstruiert ist, gilt für astrophysikalische Maser das Gegenteil. Im Allgemeinen werden astrophysikalische Maser empirisch entdeckt und dann weiter untersucht, um plausible Vorschläge für mögliche Pumpschemata zu entwickeln. Die Quantifizierung der transversalen Größe, der räumlichen und zeitlichen Variationen und des Polarisationszustands (der typischerweise VLBI-Telemetrie erfordert) sind alle bei der Entwicklung einer Pumptheorie nützlich. Ein solches Beispiel, das nach wie vor problematisch ist, ist die galaktische Formaldehyd-Masse.

Auf der anderen Seite wurden einige Maser theoretisch vorhergesagt, aber in der Natur noch nicht beobachtet. Zum Beispiel wird erwartet , dass die magnetischen Dipolübergänge des OH-Moleküls bei 53 MHz auftreten, aber noch nicht beobachtet werden müssen, möglicherweise aufgrund eines Mangels an empfindlicher Ausrüstung.

Siehe auch

• Interstellares Medium

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Fußnoten