천체물리학적 메자

Astrophysical maser
목성 북극의 오로라는 사이클로트론 매저를 생성한다(허블)

천체물리학적 메자는 자극 스펙트럼선 방출의 자연 발생원으로, 일반적으로 전자파 스펙트럼의 마이크로파 부분에서 발생한다.이러한 방출은 분자 구름, 혜성, 행성 대기, 항성 대기 또는 성간 공간의 다양한 다른 조건에서 발생할 수 있습니다.

배경

주요 기사: 메자

이산 전이 에너지

레이저와 마찬가지로 메자로부터의 방출은 자극(또는 시드)되어 단색이며, 비열 집단 분포에 펌핑된 이득 매질 내 종의 2개의 양자역학적 에너지 레벨 간의 에너지 차이에 대응하는 주파수를 가진다.그러나 자연적으로 발생하는 메자는 지상 실험실 메자용으로 설계된 공명 공동이 없다.천체물리 매저로부터의 방출은 이득 매체를 통과하는 단일 통과에 기인하므로 일반적으로 실험실 매저로부터 예상되는 공간적 일관성과 모드 순도가 부족합니다.

명명법

공학적 매저와 자연적으로 발생하는 매저 사이의 차이 때문에, 천체물리 매저는 진동[1] 공동이 없기 때문에 종종 "진짜" 매저가 아니라고 언급됩니다.그러나 발진기 기반 레이저와 싱글패스 레이저의 구별은 기술 [2]초기 레이저 커뮤니티에 의해 의도적으로 무시되었습니다.

언어의 근본적인 부조화는 그 분야에서 다른 역설적인 정의를 사용하는 결과를 가져왔다.예를 들어 (잘못 정렬된) 레이저의 이득 매질이 발광 시드이지만 비발광 방사일 경우 증폭된 자연발광(ASE)을 방출한다고 한다.이 ASE는 바람직하지 않거나 기생하는 것으로 간주됩니다(일부 연구자들은 불충분한 피드백 또는 충족되지 않는 레이싱 임계값의 존재를 이 정의에 추가할 수 있습니다). 즉, 사용자는 시스템이 레이저로 동작하기를 원합니다.천체물리학적 매저로부터의 방출은 사실 ASE이지만, 실험실 현상과 구별하기 위해 초방사성 방출이라고 부르기도 한다.두 소스 모두 초방사성이기 때문에 이것은 혼란을 가중시킬 뿐입니다.재생 증폭된 Ti를 통과하는 단일 경로와 같은 일부 실험실 레이저의 경우:사프 단계, 물리학은 천체물리학적 [citation needed]메저에서 증폭된 광선과 직접적으로 유사합니다.

또, m을 메자기로 마이크로파용 스탠드에 사용하는 실용적 한계를 다양하게 이용한다.예를 들어, 레이저가 스펙트럼의 가시적인 부분에서 처음 개발되었을 때, 그것들은 광학 [3]매저라고 불렸다.Charles Townes는 분자의 에너지 상태가 일반적으로 메싱 [4]전환을 제공하기 때문에 m은 분자를 의미한다고 주장했다.이러한 라인에서 일부에서는[who?] 출력 주파수에 관계없이 전자 천이를 이용하는 시스템을 레이저라고 부르고 회전 또는 진동 천이를 이용하는 시스템을 설명하는 데 레이저라는 용어를 사용합니다.몇몇 천체물리학자들은 비록 광학계가 비슷한 광원 레이저라고 부르지만, 몇 마이크로미터의 [5]파장에서 방출되는 매저를 묘사하기 위해 아이레이저라는 용어를 사용한다.테이저라는 용어는 테라헤르츠 상태에서 실험실 [6]매저를 설명하기 위해 사용되었지만, 천문학자들은 이러한 밀리미터 이하의 매저라고 부르고 실험실 물리학자들은 일반적으로 이러한 가스 레이저 또는 특히 이득 종에 대한 알코올 레이저라고 부릅니다.전기공학계는 일반적으로 마이크로파라는 단어의 사용을 약 1GHz에서 300GHz 사이의 주파수, 즉 각각 [citation needed]30cm에서 1mm 사이의 파장으로 제한합니다.

천체물리학적 조건

펌프 모집단 반전의 단순한 존재만으로는 매저를 관찰하기에 충분하지 않습니다.예를 들어, 도플러 시프트가 이득 매체의 다른 부분의 반전 상태가 복사 결합하는 것을 막지 않도록 시선 방향에 속도 일관성(빛)이 있어야 합니다.원하는 모드를 선택적으로 진동시킴으로써 실험실 레이저와 메이스의 분극이 달성될 수 있지만, 자연 메이스의 분극은 편광 상태 의존 펌프 또는 이득 매체의 자기장이 존재하는 경우에만 발생한다.마지막으로, 천체물리학적 매저로부터의 방사선은 매우 약할 수 있고, 천체 관측소의 제한된 감도(및 상대적인 원격성)와 주변 공간에 있는 매저 종들의 증폭되지 않은 분자로부터의 때때로 압도적인 스펙트럼 흡수 때문에 검출되지 않을 수 있다.이 후자의 장애물은 간섭계 기법, 특히 매우 긴 기준선 간섭계(VLBI)[citation needed]에 내재된 공간 필터링을 현명하게 사용함으로써 부분적으로 극복할 수 있다.

매저 연구는 별의 탄생과 죽음, 블랙홀이 [1][2]포함된 은하 중심에서의 조건(온도, 밀도, 자기장 및 속도)에 대한 귀중한 정보를 제공하므로 기존 이론 모델을 개선할 수 있습니다.

검출

이력

1965년에 위버 등에 의해 예기치 않은 발견이 이루어졌다.: 1665MHz의 주파수로 출처를 알 수 없는 공간 내 방출선.[3]이 시기에 많은 연구자들은 1940년대에 McKellar에 의해 발견되었음에도 불구하고, 분자가 우주에 존재할 수 없다고 생각했고, 그래서 처음에는 미스테리움이라는 이름의 알려지지 않은 형태의 성간 물질에 기인했다; 그러나 그 방출은 곧 작은 소스의 수산화물 분자의 선 방출로 확인되었다.분자 [4]구름 안에서요.1969년 [5]물 방출, 1970년 [6]메탄올 방출, 1974년 [7]일산화 규소 방출과 같은 더 많은 발견들이 뒤따랐는데, 이 모든 것이 분자 구름 안에서 나왔다.좁은 선폭과 높은 유효 온도로부터 마이크로파 [citation needed]방사선을 증폭시키는 것이 명확해졌기 때문에, 이러한 선원을 메저라고 불렀다.

그 후 매서스는 고도로 진화한 후기형 별(OH/IR 별) 주변에서 발견되었다.1968년 [8]수산화물 배출, 1969년[9] 수산화물 배출, 1974년 [10]일산화규소 배출이다.메이저는 또한 [11]1973년 외부 은하와 혜성 할로스의 [citation needed]태양계에서도 발견되었다.

또 다른 예기치 않은 발견은 1982년에 이전의 어떤 [12]광원보다 약 10배6 더 큰 광도를 가진 은하계 밖의 광원으로부터의 방출이 발견되면서 이루어졌다.이것은 거대한 광도 때문에 메가메이저라고 불리며, 그 이후로 더 많은 메가메이저가 [7]발견되었다.

1995년 나사의 카이퍼 항공 관측소를 이용해 [8]MWC 349A에서 나오는 약한 원반 메자가 발견되었다.

1969년 Palmer 등 [citation needed]연구진은 4830MHz의 포름알데히드 전이(HCO2)에서 항펌프(dasar) 아열 모집단에 대한 증거를 관찰했다.

검출

원적외선(FIR) 방출과 매서 활동의 연결은 광학 망원경으로 하늘을 탐색하는 데 사용되었고 (광학 망원경은 이러한 종류의 탐사에 더 사용하기 쉽기 때문에), 그리고 나서 가능성이 있는 물체는 무선 스펙트럼에서 확인된다.특히 분자 구름, OH-IR 별, FIR 활동 은하가 대상입니다.

알려진 성간종

천문 [9]환경으로부터의 자극 방출로 다음과 같은 종들이 관찰되었다.


메저 방사선의 특성

매저 클라우드를 통과하는 방사선의 증폭 또는 이득은 기하급수적입니다.이로 인해 발생하는 방사선에 다음과 같은 결과가 초래됩니다.

비밍

불규칙하게 형성된 매저 클라우드 간의 작은 경로 차이는 지수 이득에 의해 크게 왜곡됩니다.경로 길이가 다른 부분보다 약간 긴 클라우드 부분은 관련 경로 길이의 지수이기 때문에 훨씬 밝게 나타나므로 일반적으로 매서 스팟이 상위 클라우드보다 훨씬 작습니다.대부분의 방사선은 "빔"에서 경로 길이가 가장 긴 이 라인을 따라 발생한다. 이를 빔이라고 한다.

급격한 변동성

매머의 이득은 모집단 반전 및 속도 일관 경로 길이에 따라 기하급수적으로 달라지기 때문에 어느 한쪽의 변화 자체가 매머 출력의 기하급수적인 변화를 초래합니다.

줄바꿈

지수 이득은 또한 에지 또는 날개보다 선 모양의 중심(가우스 또는 로렌츠 등)을 더 증폭시킵니다.그 결과 방출선 모양이 훨씬 더 높지만 넓지는 않습니다.그러면 증폭되지 않은 선에 비해 선이 좁아집니다.

포화도

펌핑 과정이 자극 방출에 의한 증가하는 손실에 대해 인구 반전을 유지할 수 있는 한 매저 구름을 통과하는 방사선 강도의 기하급수적인 성장은 계속된다.이런 가운데 매머는 불포화 상태라고 한다.그러나 한 지점이 지나면 모집단 반전을 더 이상 유지할 수 없고 매머가 포화 상태가 됩니다.포화 메저에서 방사선의 증폭은 모집단 반전 크기와 경로 길이에 따라 선형적으로 달라진다.매저에서 하나의 전환에 대한 포화도는 동일한 매저에서 다른 전환의 반전 정도에 영향을 미칠 수 있으며, 이를 경쟁 이득이라고 합니다.

고휘도

메이저의 밝기 온도는 메이저의 파장에서 동일한 발광 밝기를 낼 경우 흑체가 가질 수 있는 온도입니다.즉, 만약 물체가 약9 10K의 온도를 가지고 있다면, 그것은 강한 성간 OH 메서만큼 많은 1665MHz의 방사선을 발생시킬 것입니다.물론 10K에서는9 OH 분자가 분리되기 때문에(kT는 결합 에너지보다 크다), 밝기 온도는 매저 가스의 운동 온도를 나타내지 않지만 매저 방출을 설명하는 데 유용하다.Maser의 유효 온도는 약 10,0009 K로 매우 높지만 일부는 최대 10,00012 K, 일부는 최대14 10,000 K입니다.

편광

매서 연구의 중요한 측면은 방출의 양극화이다.천문학적 매스터는 종종 매우 극성을 띠며, 때로는 100%(일부 OH 매자의 경우) 원형으로, 그리고 선형으로 더 작은 정도로 극성을 띠기도 한다.이러한 편광은 제만 효과, 매저 방사선의 자기 빔링 및 특정 자기 상태 전이를 선호하는 이방성 펌핑의 조합에 기인한다.

메가마저 방출의 특징 중 많은 것들이 다르다.

매저 환경

혜성

혜성은 태양의 이심 궤도를 도는 단단한 규산염 필러에 내장된 얼린 휘발성 물질(예: 물, 이산화탄소, 암모니아, 메탄)의 작은 물체입니다.태양에 접근할 때 휘발성 물질은 증발하여 후광을 형성하고 나중에는 핵 주위에 꼬리를 형성합니다.일단 기화되면, 이 분자들은 반전되고 [citation needed]마아제를 형성할 수 있다.

1994년 슈메이커-레비 9 혜성과 목성의 충돌은 물 [13]분자로부터 22GHz 지역에 매서 방출을 초래했다.이러한 사건들이 분명히 드물긴 하지만, 강렬한 매서 방출의 관측은 외계 [14]행성들을 위한 탐지 계획으로 제안되어 왔다.

태양의 자외선은 일부 물 분자를 분해하여 수산화물을 형성하며, 수산화물은 마징될 수 있다.1997년 Hale-Bopp [15]혜성에서 수산화물의 1667-MHz 메저 방출 특성이 관찰되었다.

행성 대기

가스 거대 행성의 대기에 매스터가 존재할 것으로 예측된다(예: [13].이러한 매머는 행성 회전(목성 행성의 경우 10시간 주기)으로 인해 매우 가변적입니다.사이클로트론 매이저는 목성의 북극에서 발견되었다.

행성계

2009년, S. V. 포그레벤코 [16]외 연구진은 토성 위성 하이페리온, 타이탄, 엔셀라두스, 아틀라스와 관련된 물기둥에서 물막이 발견을 보고했다.

별의 대기

먼지 생성 및 매저(ESO)를 나타내는 미라 변수S 오리온의 맥동

늦은 유형의 별들의 대기 상태는 별에서 서로 다른 거리에 있는 다른 매서 종들의 펌프질을 지원합니다.별의 핵 연소 구역 내의 불안정성 때문에 별은 에너지 방출이 증가하는 시기를 경험합니다.이러한 펄스는 대기를 바깥쪽으로 밀어내는 충격파를 생성합니다.히드록실 메자는 약 1,000~10,000 천문 단위(AU), 워터 메자는 약 100~400 AU, 일산화 실리콘 메자는 약 5~10 [17]AU 거리에서 발생합니다.일산화실리콘 메이저의 [18]펌핑 메커니즘으로 충격파에 의한 방사 및 충돌 펌핑이 제안되었습니다.이러한 메자르는 일산화 규소가 응축되어 먼지로 변하면서 더 큰 반지름으로 감소하여 사용 가능한 메자 분자가 감소합니다.워터메이저의 경우 내측 및 외측 반지름 한계는 메이저 작동을 위한 밀도 한계와 대략 일치한다.내부 경계에서 분자 간의 충돌은 모집단 반전을 제거하기에 충분합니다.외측 경계에서는, 메이저의 게인이 저하할 정도로, 밀도와 광학적 깊이가 낮다.또한 히드록실 메이저는 화학 펌핑이 지원된다.이러한 매머가 발견되는 거리에서는 물 분자가 자외선에 의해 분리된다.

별 형성 영역

주요 기사:별의 형성

젊은 항성 천체들과 분자 구름과 거대한 분자 구름에 박혀 있는 (초소형) H II 영역은 천체 물리학적 매저의 대부분을 지지합니다.다양한 펌핑 방법(방사성 및 충돌 및 이들의 조합)은 여러 종의 여러 전이를 매저 방출하는 결과를 초래합니다.예를 들어 OH 분자는 1612, 1665, 1667, 1720, 4660, 4750, 4765, 6031, 6035 및 13441MHz에서 결합하는 것으로 관찰되었습니다.물과 메탄올 메자닌 또한 이러한 환경의 전형적인 예입니다.암모니아나 포름알데히드와 같은 비교적 희귀한 매머도 별 형성 [19]영역에서 발견될 수 있습니다.

초신성 잔해

매저 방출 초신성 잔해인 IC 443의 WISE 이미지

수산화물의 1720MHz 매저 전이는 분자 [20]구름과 상호작용하는 초신성 잔해에 연관되어 있는 것으로 알려져 있습니다.

은하계 밖의 소스

항성 형성 영역의 매저 중 일부는 외부 은하(예: 인근 마젤란 은하)에서 감지하기에 충분한 광도를 얻을 수 있지만, 먼 은하에서 관측된 매저는 일반적으로 완전히 다른 조건에서 발생합니다.어떤 은하들은 분자 물질 원반이 떨어지는 중심 블랙홀을 가지고 있습니다.디스크나 제트 내에서의 이러한 분자의 들뜸은 광도가 큰 메가마이저를 발생시킬 수 있습니다.히드록실, 물 및 포름알데히드 매머는 이러한 [21]조건에 존재하는 것으로 알려져 있습니다.

계속적인 조사

천문학적 매이저는 전파천문학 및 실험실 천체물리학에서 여전히 활발한 연구 분야로 남아 있는데, 이는 부분적으로 그것들이 그렇지 않으면 엄격한 정량적 연구를 피할 수 있는 천체물리학 환경을 위한 귀중한 진단 도구라는 사실과 지상 연구실에서 접근할 수 없는 조건의 연구를 용이하게 할 수 있기 때문이다.웅변가

가변성

매저 변동성은 일반적으로 관찰자에게 겉보기 밝기의 변화를 의미하는 것으로 이해됩니다.강도 변화는 매저 크기 및 들뜸 방식에 대한 한계를 나타내는 일에서 년까지의 시간 척도에서 발생할 수 있습니다.하지만, 매스터는 다양한 시간 척도에 따라 다양한 방식으로 변한다.

거리 결정

별이 형성되는 영역의 매스터는 형성되는 별에서 흘러나오는 물질과 함께 하늘을 가로질러 이동하는 것으로 알려져 있습니다.또, 방사선이 좁은 스펙트럼 라인이기 때문에, 메서의 관측 주파수의 도플러 시프트 변화로부터 시야 속도를 결정할 수 있어 메저 환경의 역학을 입체적으로 매핑할 수 있다.아마도 이 기술의 가장 큰 성공은 블랙홀 [22]원반 안에 있는 매저들의 움직임을 분석하여 NGC 4258까지의 거리를 동적으로 측정한 것입니다.또한 워터메이저는 삼각 [23]은하를 포함한 국부 은하군의 은하 거리와 고유 운동을 추정하기 위해 사용되었습니다.

늦은 유형의 별과 별 형성 영역의 매서 선원에 대한 VLBI 관측은 삼각 시차를 측정하여 거리를 결정합니다.이 방법은 다른 거리 결정보다 훨씬 정확하며 은하 거리 척도(예: 나선팔의 거리)에 대한 정보를 제공합니다.

미해결 문제

들뜸 메커니즘이 알려져 있고 공학적으로 만들어진 지상 레이저나 메저와는 달리, 천체물리 메저에 대해서는 그 반대입니다.일반적으로 천체물리학적 측정기는 가능한 펌핑 방식에 대한 그럴듯한 제안을 개발하기 위해 경험적으로 발견되고 더 연구된다.가로 크기, 공간 및 시간적 변화, 편광 상태(일반적으로 VLBI 원격 측정 필요)의 정량화는 모두 펌프 이론 개발에 유용하다.은하계 포름알데히드 매싱은 여전히 [24]문제가 되고 있는 예 중 하나이다.

반면, 일부 매머는 이론적으로 일어날 것으로 예상되어 왔지만, 자연에서는 아직 관찰되지 않았다.예를 들어, 53MHz 부근에서 OH 분자의 자기 쌍극자 전이가 일어날 것으로 예상되지만, 아마도 민감한 [25]기기가 부족하기 때문에 아직 관찰되지 않았다.

「 」를 참조해 주세요.

  • 성간 매체 – 은하계 내 항성계 사이의 공간에 있는 물질과 방사선

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