Русская Википедия:Мегамазер
Мегама́зер — тип астрофизического мазера, являющегося природным источником вынужденного излучения. Мегамазеры отличаются от других видов космических мазеров высокими значениями изотропной светимости. Мегамазеры обладают светимостями порядка 103 светимостей Солнца (L<math>_{\odot}</math>), что в миллионы раз превышает светимость мазеров Млечного Пути. Аналогичный термин киломазер применяется к внегалактическим мазерам со светимостями около L<math>_{\odot}</math>; светимость гигамазеров в миллиарды раз превышает светимости мазеров Млечного Пути; термин внегалактический мазер относится ко всем мазерам за пределами Млечного Пути. Мегамазеры являются наиболее известным типом внегалактических мазеров; большинство из них являются гидроксильными (OH) мегамазерами, что означает усиление спектральной линии, соответствующей переходу между уровнями в молекуле гидроксила. Также известны мегамазеры, излучающие в линиях трёх других молекул: воды (H2O), формальдегида (H2CO) и метина (CH).
Водные мегамазеры стали первыми мегамазерами, которые были открыты. Первый водный мегамазер был открыт в 1979 году в галактике NGC 4945. Первый гидроксильный мегамазер был открыт в 1982 году в галактике Arp 220, ближайшей ультраяркой инфракрасной галактике. Все последующие гидроксильные мегамазеры были также открыты в ярких инфракрасных галактиках, некоторое количество гидроксильных киломазеров также было обнаружено в галактиках с меньшей светимостью в инфракрасном диапазоне. Наиболее яркие инфракрасные галактики испытали недавние слияния или взаимодействия с другими галактиками, и в настоящее время в них происходят вспышки звездообразования. Многие характеристики излучения гидроксильных мегамазеров отличаются от свойств излучения гидроксильных мазеров Млечного Пути, включая усиление фонового излучения и отношение мощности гидроксильных линий на различных частотах. Инверсная населённость в молекулах гидроксила создаётся излучением в далёком инфракрасном диапазоне, возникающим при поглощении и переизлучении света звёзд межзвёздной пылью. Расщепление линий, возникающее вследствие эффекта Зеемана, можно использовать для определения магнитных полей в областях мазерного излучения. Таким образом впервые было измерено магнитное поле в другой галактике.
Водные мегамазеры и киломазеры обнаруживаются в основном в связи с активными ядрами галактик, а мазеры нашей галактики и слабые внегалактические мазеры обнаруживаются в основном в областях звездообразования. Несмотря на различие в окружающей среде, условия, в которых создаются внегалактические водные мазеры, не очень отличаются от тех, в которых создаются водные мазеры галактики. Наблюдения водных мегамазеров были использованы в рамках точных методов определения расстояния до других галактик и уточнения постоянной Хаббла.
Теория
Мазеры
Шаблон:Main Термин мазер происходит от акронима MASER: Microwave Amplification by Stimulated Emission of Radiation (усиление микроволн с помощью вынужденного излучения). Рассмотрим систему атомов или молекул с различными энергетическими состояниями; атом или молекула могут поглотить фотон и перейти на более высокий энергетический уровень, или же фотон может индуцировать излучение другого фотона с той же энергией в результате перехода атома или молекулы на более низкий энергетический уровень. Формирование мазера требует наличия инверсной заселённости, в рамках которой большее количество атомов/молекул находится на более высоких уровнях энергии, чем на более низких. В подобном состоянии больше фотонов будет создано индуцирующим излучением, чем поглощено. Такая система не находится в тепловом равновесии; необходим источник энергии, способствующий переходу атомов или молекул в возбуждённое состояние. При достижении состояния инверсной населённости фотон с энергией, равной разности энергий между двумя энергетическими уровнями, может индуцировать возникновение другого фотона с той же энергией. Атом или молекула при этом перейдут на более низкий энергетический уровень. Повторение такого процесса приводит к усилению изначального излучения, причём, поскольку излучаемые фотоны имеют одинаковую энергию, то усиленный свет является монохроматическим.[2][3]
Космические мазеры
Мазеры и лазеры, создаваемые на Земле, и космические мазеры требуют существования инверсной населённости, но условия, в которых достигается инверсная населённость, существенно различаются. Мазеры в лабораториях обладают системой частиц с высокой плотностью, которая налагает ограничения на переход между уровнями энергии, при которых возможно возникновение мазерного излучения; также требуется использовать резонатор, в котором свет многократно проходит сквозь вещество. Космические мазеры работают при малых плотностях, что приводит к большим значениям длины свободного пробега. При малых плотностях вещество проще вывести из состояния теплового равновесия, поскольку такое равновесие поддерживается столкновениями между частицами. Большие значения длины свободного пробега позволяют фотонам с большей вероятностью индуцировать вынужденное излучение, в результате чего происходит усиление фонового излучения.[4] Накачка космических мазеров осуществляется фоновым излучением или столкновениями частиц. При накачке излучением инфракрасные фотоны с энергией, превосходящей энергию мазерных переходов, возбуждают атомы и молекулы, что создаёт инверсную населённость. При накачке столкновениями инверсная населённость создаётся столкновениями, возбуждающими молекулы до уровней энергии, превышающих уровни мазерных переходов, на которые молекулы затем спускаются при излучении фотонов.[5]
История
В 1965 году, спустя 12 лет после создания первого мазера в лаборатории, был открыт гидроксильный мазер в плоскости Млечного Пути.[6] В последующие годы были открыты мазеры, излучающие в линиях других молекул, включая воду (H2O), монооксид кремния (SiO), метанол (CH3OH).[7] Типичное значение изотропной светимости галактических мазеров равно 10−6−10−3L<math>_{\odot}</math>.[8] Первое подтверждение существования внегалактического мазерного излучения было получено при обнаружении молекулы гидроксила в NGC 253 в 1973 году; светимость источника излучения на порядок превышала среднее значение для галактических мазеров.[9]
В 1982 году первый мегамазер был открыт в ультраяркой инфракрасной галактике Arp 220.[10] Светимость источника в предположении изотропности составила 103L<math>_{\odot}</math>. Данная величина в десятки миллионов раз превышает типичное значение для галактических мазеров, поэтому источник в Arp 220 получил название мегамазер.[11] К тому времени были известны внегалактические водные мазеры. В 1984 году было открыто мазерное излучение молекул воды в NGC 4258 и NGC 1068, сравнимое по мощности с гидроксильным мегамазером в Arp 220.[12]
В течение следующего десятилетия были открыты мегамазеры молекул формальдегида (H2CO) и метина (CH). Галактические формальдегидные мазеры сравнительно редки, причём известно больше формальдегидных мегамазеров, чем формальдегидных галактических мазеров. Метиновые мазеры довольно распространены в Галактике. Оба типа мегамазеров были обнаружены в галактиках, в которых был обнаружен гидроксил. Метин наблюдается в галактиках с поглощением молекулами гидроксила; формальдегид обнаруживается в галактиках как с поглощением гидроксилом, так и с гидроксильным мегамазерным излучением.[13]
По состоянию на 2007 год известно 109 гидроксильных мегамазеров, до красного смещения <math>z \approx 0.27</math>.[14] Известно более 100 внегалактических водных мазеров,[15] среди которых 65 достаточно яркие, чтобы рассматриваться в качестве мегамазеров.[16]
Условия существования
Вне зависимости от того, какая молекула создаёт мазерное излучение, существуют несколько условий, которым должна удовлетворять среда для возникновения мощного мазерного излучения. Одним из условий является наличие фонового излучения в радиодиапазоне с непрерывным спектром, обеспечивающего наличие фотонов, индуцирующих вынужденное излучение, поскольку мазерные линии переходов между уровнями расположены в радиодиапазоне. Также должен существовать механизм накачки, создающий инверсную населённость, а также определённое значение плотности и длины свободного пробега. Таким образом, существуют условия, создающие ограничения для свойств среды, в которой возможно мазерное излучение.[17] Условия для разных видов молекул различны; например, не обнаружено галактик, в которых существовали бы одновременно гидроксильные и водные мегамазеры.[16]
Гидроксильные мегамазеры
Галактика Arp 220, в которой был открыт первый мегамазер, является ближайшей ультраяркой инфракрасной галактикой; она была подробно исследована в различных диапазонах длин волн.[18]
Свойства области мазерного излучения
Гидроксильные мегамазеры были обнаружены в областях около ядер определённых типов галактик: ярких инфракрасных галактик (Шаблон:Lang-en), светимости которых в далёком инфракрасном диапазоне превышают 1011L<math>_{\odot}</math>, и ультраярких инфракрасных галактик (Шаблон:Lang-en), светимости которых в далёком инфракрасном диапазоне превышают 1012L<math>_{\odot}</math>.[19] Несмотря на высокие значения светимости в инфракрасном диапазоне, такие галактики часто довольно слабые в видимой части спектра. Например, для галактики Arp 220 отношение светимости в инфракрасном диапазоне к светимости в синей части спектра равно 80.[20]
Большинство ярких инфракрасных галактик взаимодействует с другими галактиками или проявляют признаки недавнего слияния,[21] это же утверждение справедливо и для ярких инфракрасных галактик, содержащих гидроксильные мегамазеры.[22] Галактики, содержащие мегамазеры, богаты молекулярным газом по сравнению со спиральными галактиками; масса молекулярного водорода превышает 109M<math>_{\odot}</math>.[23] Под воздействием слияний газ направляется в центральную часть галактик, создавая высокую плотность и усиливая темп звездообразования. Свет звёзд нагревает пыль, которая переизлучает свет в далёком инфракрасном диапазоне и создаёт высокую светимость, наблюдаемую в галактиках, содержащих гидроксильные мегамазеры.[23][24][25] Температура пыли, оцениваемая по излучению в далёком инфракрасном диапазоне, оказывается выше, чем температура спиральных рукавов, и составляет от 40 до 90 K.[26]
Светимость в далёком инфракрасном диапазоне, а также температура пыли в яркой инфракрасной галактике влияют на вероятность содержания галактикой гидроксильного мегамазера; поскольку температура пыли коррелирует со светимостью в далёком инфракрасном диапазоне, то выявить из наблюдений влияние каждого из факторов по отдельности достаточно сложно. Галактики с более тёплой пылью с большей вероятностью содержат гидроксильный мегамазер, как и ультраяркие инфракрасные галактики, светимости которых превышают 1012L<math>_{\odot}</math>. По меньшей мере каждая третья ультраяркая инфракрасная галактика и каждая шестая яркая инфракрасная галактика содержит гидроксильный мегамазер.[27] Ранние наблюдения гидроксильных мегамазеров показали корреляцию между изотропной светимостью в линиях гидроксила и светимостью в далёком инфракрасном диапазоне: LOH <math>\propto</math> LFIR2.[28] По мере обнаружения новых гидроксильных мегамазеров и при учёте сдвига Малмквиста соотношение стало более пологим: LOH <math>\propto</math> LFIR1.2<math>\pm</math>0.1.[29]
Ранние спектральные наблюдения ядер ярких инфракрасных галактик, содержащих гидроксильные мегамазеры, показали, что свойства таких галактик неотличимы от свойств популяции ярких инфракрасных галактик в целом. Примерно треть содержащих мегамазеры галактик были классифицированы как галактики со вспышками звездообразования, четверть — как сейфертовские галактики второго типа, остальные — как объекты LINER (Шаблон:Lang-en, эмиссионные области с малой ионизацией в ядре галактики). Оптические свойства галактик, содержащих и не содержащих гидроксильные мегамазеры, не являются значимо различными.[30] Недавние наблюдения на телескопе «Спитцер» предоставили возможность для разграничения двух групп галактик, причем 10—25 % галактик, содержащих гидроксильные мегамазеры, проявляют признаки наличия активного ядра по сравнению с 50—95 % для ярких инфракрасных галактик, не проявляющих мазерной активности.[31]
Яркие инфракрасные галактики с гидроксильными мегамазерами можно отличить от остальных ярких инфракрасных галактик по содержанию молекулярного газа. Большая часть молекулярного газа галактики заключена в молекулярном водороде; у типичного гидроксильного мегамазера плотность молекулярного газа превышает 1000 см−3, а доля плотного газа выше, чем у прочих ярких инфракрасных галактик. Такие значения плотности являются одними из наибольших средних плотностей молекулярного газа в ярких инфракрасных галактиках. Доля газа высокой плотности измеряется путём сравнения светимости, создаваемой циановодородом (HCN) и монооксидом углерода (CO).[32]
Характеристики спектральных линий
Излучение гидроксильных мегамазеров происходит в основном в линиях на частотах 1665 и 1667 МГц. Также присутствуют две линии излучения с частотами 1612 и 1720 МГц, но они обнаружены лишь у небольшого числа гидроксильных мегамазеров. Во всех известных мегамазерах излучение является наиболее сильным в линии 1667 МГц; типичные значения отношения потока излучения в данной линии к потоку излучения в линии 1665 МГц находится в пределах от 2 до более чем 20.[33] Для излучения молекул гидроксила, находящихся в термодинамическом равновесии, данное отношение лежит в пределах от 1,8 до 1 в зависимости от оптической толщины системы; следовательно, значение отношения, превышающее 2, свидетельствует о том, что система молекул не находится в термодинамическом равновесии.[34] Для галактических гидроксильных мазеров в областях звездообразования обычно сильнее излучение в линии 1665 МГц; для гидроксильных мазеров около звёзд на поздних стадиях эволюции сильнее излучение в линии 1612 МГц.[35] Полная ширина линии излучения на данной частоте составляет несколько сотен километров в секунду, а индивидуальные свойства, задающие профиль излучения, соответствуют скоростям в десятки и сотни километров в секунду.[33] Галактические гидроксильные мазеры обладают характерными ширинами линий величиной около 1 км/с и менее.[34]
Гидроксильные мегамазеры усиливают непрерывное радиоизлучение галактики, в которой находятся. Подобное излучение в основном состоит из синхротронного излучения, создаваемого сверхновыми второго типа.[36] Усиление такого излучения является низким, усиление составляет от нескольких процентов до нескольких сотен процентов. Источники с большим усилением как правило имеют более узкие линии излучения; усиление центров линий является более высоким.[37]
Несколько гидроксильных мегамазеров, включая Arp 220, наблюдались методами радиоинтерферометрии со сверхдлинными базами, что позволило исследовать объекты с большим угловым разрешением. РСДБ-наблюдения показали, что излучение гидроксильных мегамазеров состоит из двух компонентов: диффузного и компактного. Диффузный компонент даёт усиление, меньшее 1, обладает шириной линий порядка сотен км/с. Аналогичными характеристиками обладает излучение, получаемое в рамках наблюдений на одном радиотелескопе, при которых невозможно разрешить отдельные компоненты мегамазера. Компактный компонент обладает большим усилением, от 10 до 100 по порядку величины, высоким отношением потоков в линиях 1667 МГц и 1665 МГц и шириной линий в несколько км/с.[38][39] Особенности излучения такого типа объясняются наличием узкого кольца вещества вокруг ядра галактики, в кольце возникает диффузное излучение, а отдельные мазерные облака размерами около парсека создают компактный компонент излучения.[40] Гидроксильные мазеры Млечного Пути больше напоминают компактные области излучения в мегамазерах. Также существуют некоторые протяжённые области галактического мазерного излучения отдельных молекул, напоминающие диффузный компонент гидроксильных мегамазеров.[41]
Механизм накачки
Наблюдаемое соотношение между светимостью в линии гидроксила и в далёкой инфракрасной части спектра свидетельствует в пользу механизма накачки гидроксильных мегамазеров излучением.[28] Первоначальные РСДБ-наблюдения ближайших гидроксильных мегамазеров привели к вопросу о применимости такой модели для компактного компонента излучения мегамазеров, поскольку для него требуется высокая доля поглощаемых молекулами гидроксила инфракрасных фотонов, причём в данном случае накачка столкновениями является более применимой.[42] Однако модель мазерного излучения, в которой излучение создаётся сгустками вещества, оказывается способной воспроизвести наблюдаемые свойства компактного и диффузного гидроксильного излучения.[43] Недавнее подробное исследование показало, что основным излучением, способствующим накачке для возникновения основных линий мазерного излучения, является излучение с длиной волны 53 мкм. Для создания достаточного количества фотонов на данной длине волны межзвёздная пыль, перерабатывающая излучение звёзд, должна обладать температурой по крайней мере 45 K.[44] Недавние наблюдения, проведённые на космической обсерватории «Спитцер», подтвердили данную схему, однако ряд несоответствий между моделью и наблюдениями остаётся (например, необходимое значение непрозрачности пыли).[31]
Применение наблюдений гидроксильных мегамазеров
Гидроксильные мегамазеры возникают в области ядер ярких инфракрасных галактик и являются индикатором стадии формирования галактики. Поскольку гидроксильное излучение не подвержено экстинкции межзвёздной пылью в своей галактике, то гидроксильные мегамазеры могут быть показателями условий звездообразования в галактике.[45] При красном смещении z ~ 2 существуют яркие инфракрасные галактики, более мощные, чем аналогичные галактики вблизи Млечного Пути. Наблюдаемое соотношение между светимостью в линии гидроксила и светимостью в далёком инфракрасном диапазоне позволяет предположить, что в таких галактиках мегамазеры обладают светимостью в 10—100 раз больше.[46] Наблюдения гидроксильных мегамазеров в таких галактиках позволят получить более точные значения красного смещения и получить сведения о звездообразовании.[47]
Первое обнаружение проявления эффекта Зеемана в другой галактике было осуществлено при помощи наблюдений гидроксильных мегамазеров.[48] Эффект Зеемана заключается в расщеплении спектральной линии вследствие наличия магнитного поля, размер расщепления пропорционален компоненту магнитного поля, направленному вдоль луча зрения. Эффект Зеемана был обнаружен в пяти гидроксильных мегамазерах, типичное значение магнитного поля составило несколько мГс, что по порядку величины совпадает с величиной магнитного поля в галактических гидроксильных мазерах.[49]
Водные мегамазеры
Если гидроксильные мегамазеры существенно отличаются от галактических гидроксильных мазеров, то водные мегамазеры не проявляют признаков радикального отличия условий возникновения по сравнению с галактическими водными мазерами. Водные мегамазеры можно описать той же функцией светимости, что и галактические водные мазеры. Некоторые внегалактические водные мазеры существуют в областях звездообразования, как и галактические водные мазеры, но более мощные мазеры наблюдаются в областях около активных ядер галактик. Изотропная светимость таких мазеров составляет от нескольких единиц до нескольких сотен светимостей Солнца, подобные объекты обнаружены как в близких галактиках, например в Мессье 51 (0,8L<math>_{\odot}</math>), так и в более далёких, например в NGC 4258 (120L<math>_{\odot}</math>).[50]
Свойства линий и механизм накачки
Излучение водных мегамазеров наблюдается в основном на частоте 22 ГГц и возникает в результате перехода между уровнями энергии вращения в молекуле воды. Более высокое состояние соответствует температуре 643 K над основным состоянием, населённость данного уровня требует наличия плотности около 108 см−3 и более и температуры по крайней мере 300 K. Молекулы воды приходят в состояние термодинамического равновесия при плотностях молекулярного водорода около 1011 см−3, что даёт ограничение сверху на концентрацию в области возникновения мазерного излучения воды.[51] Излучение водных мазеров хорошо моделируется мазерами, возникающими за ударной волной, проходящей по плотным областям межзвёздной среды. Такие волны создают высокие концентрации и температуры (относительно типичных условий в межзвёздной среде), необходимые для мазерного излучения.[52]
Применение наблюдений водных мазеров
Наблюдения водных мазеров можно использовать для получения точных расстояний до далёких галактик. Если предположить, что орбиты мазерных пятен кеплеровы, и измерить их центростремительное ускорение и скорость, то можно определить диаметр области, занимаемой мазером. Сравнение линейного размера с угловым даёт оценку расстояния до мазера. Данный метод применим для водных мазеров, поскольку они занимают малую область вокруг активного ядра галактики и обладают малой шириной линий.[53] Данный метод определения расстояний используется для получения независимой оценки постоянной Хаббла. Метод имеет ограничения, поскольку известно лишь малое число водных мегамазеров в области, где применим закон Хаббла.[54] Такое измерение расстояний также предоставляет возможность измерения массы центрального объекта, который в рассматриваемых случаях является сверхмассивной чёрной дырой. Измерения массы чёрных дыр с использованием наблюдений водных мегамазеров являются наиболее точными методами определения массы чёрных дыр в других галактиках. Измеренные таким методом массы чёрных дыр согласуются с отношением M-сигма, эмпирическим соотношением, связывающим дисперсию скоростей звёзд в балдже галактики с массой центральной сверхмассивной чёрной дыры.[55]
Примечания
Ссылки
- Шаблон:Статья
- Шаблон:Статья
- Шаблон:Статья
- Шаблон:Статья
- Шаблон:Статья
- Шаблон:Статья
- Шаблон:Статья
- Шаблон:Статья
- Шаблон:Статья
- Шаблон:Статья
- Шаблон:Cite conference
- Шаблон:Статья
- Шаблон:Статья
- Шаблон:Статья
- Шаблон:Статья
- Шаблон:Книга
- Шаблон:Книга
- Шаблон:Статья
- Шаблон:Статья
- Шаблон:Статья
- Шаблон:Статья
- Шаблон:Статья
- Шаблон:Статья
- Шаблон:Книга
- Шаблон:Статья
- Шаблон:Статья
- Шаблон:Статья
- Шаблон:Статья
- Шаблон:Статья
- Шаблон:Статья
- Шаблон:Cite arXiv
развернутьПартнерские ресурсы |
---|
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Griffiths (2005), pp. 350—351.
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Elitzur (1992), pp. 56-58.
- ↑ Lo (2005), pp. 628—629.
- ↑ Weaver et al. (1965)
- ↑ Reid and Moran (1981)
- ↑ Moran (1976)
- ↑ Elitzur (1992), p. 308.
- ↑ Baan, Wood, and Haschick (1982)
- ↑ Baan and Haschick (1984)
- ↑ Elitzur (1992), p. 315.
- ↑ Baan (1993)
- ↑ Chen, Shan, and Gao (2007)
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Перейти обратно: 16,0 16,1 Lo (2005), p. 668.
- ↑ Baan (1993), pp. 80-81.
- ↑ Elitzur (1992), pp. 308—310.
- ↑ Darling and Giovanelli (2002), p. 115
- ↑ Elitzur (1992), p. 309.
- ↑ Andreasian and Alloin (1994)
- ↑ Darling and Giovanelli (2002), pp. 115—116.
- ↑ Перейти обратно: 23,0 23,1 Burdyuzha and Vikulov (1990), p. 86.
- ↑ Darling and Giovanelli (2002), p. 116
- ↑ Mirabel and Sanders (1987)
- ↑ Lockett and Elitzur (2008), p. 986.
- ↑ Darling and Giovanelli (2002), pp. 117—118.
- ↑ Перейти обратно: 28,0 28,1 Baan (1989)
- ↑ Darling and Giovanelli (2002), pp. 118—120.
- ↑ Darling and Giovanelli (2006)
- ↑ Перейти обратно: 31,0 31,1 Willett et al. (2011)
- ↑ Darling (2007)
- ↑ Перейти обратно: 33,0 33,1 Randell et al. (1995), p. 660.
- ↑ Перейти обратно: 34,0 34,1 Baan, Wood, and Haschick (1982), p. L51.
- ↑ Reid and Moran (1981), pp. 247—251.
- ↑ Baan and Klockner (2006), p. 559.
- ↑ Baan (1993), p. 74-76.
- ↑ Lonsdale et al. (1998)
- ↑ Diamond et al. (1999)
- ↑ Parra et al. (2005)
- ↑ Parra et al. (2005), p. 394.
- ↑ Lonsdale et al. (1998), pp. L15-L16.
- ↑ Lockett and Elitzur (2008), p. 985.
- ↑ Lockett and Elitzur (2008), p. 991.
- ↑ Darling (2005), p. 217.
- ↑ Burdyuzha and Komberg (1990)
- ↑ Lo (2005), pp. 656—657.
- ↑ Robishaw, Quataert, and Heiles (2008), p. 981.
- ↑ Robishaw, Quataert, and Heiles (2008)
- ↑ Elitzur (1992), p. 314—316.
- ↑ Lo (2005), pp. 629—630.
- ↑ Elitzur, Hollenbach, & McKee (1989)
- ↑ Herrnstein et al. (1999)
- ↑ Reid et al. (2009)
- ↑ Kuo et al. (2011)