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), что в миллионы раз превышает светимость мазеров Млечного Пути. Аналогичный термин киломазер применяется к внегалактическим мазерам со светимостями около L; 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
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.Griffiths (2005), pp. 350—351.
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.Elitzur (1992), pp. 56-58. 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.Lo (2005), pp. 628—629.
История В 1965 году, спустя 12 лет после создания первого мазера в лаборатории, был открыт гидроксильный мазер в плоскости Млечного Пути.Weaver et al. (1965) В последующие годы были открыты мазеры, излучающие в линиях других молекул, включая воду (H2O), монооксид кремния (SiO), метанол (CH3OH).Reid and Moran (1981) Типичное значение изотропной светимости галактических мазеров равно 10−6−10−3L.Moran (1976) 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.Elitzur (1992), p. 308.
В 1982 году первый мегамазер был открыт в ультраяркой инфракрасной галактике Arp 220.Baan, Wood, and Haschick (1982) Светимость источника в предположении изотропности составила 103L. Данная величина в десятки миллионов раз превышает типичное значение для галактических мазеров, поэтому источник в Arp 220 получил название мегамазер.Baan and Haschick (1984) 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.Elitzur (1992), p. 315.
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.Baan (1993)
По состоянию на 2007 год известно 109 гидроксильных мегамазеров, до красного смещения .Chen, Shan, and Gao (2007) Известно более 100 внегалактических водных мазеров, среди которых 65 достаточно яркие, чтобы рассматриваться в качестве мегамазеров.Lo (2005), p. 668.
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.Baan (1993), pp. 80-81. Условия для разных видов молекул различны; например, не обнаружено галактик, в которых существовали бы одновременно гидроксильные и водные мегамазеры.
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.Elitzur (1992), pp. 308—310.
Свойства области мазерного излучения
Гидроксильные мегамазеры были обнаружены в областях около ядер определённых типов галактик: ярких инфракрасных галактик (), светимости которых в далёком инфракрасном диапазоне превышают 1011L, и ультраярких инфракрасных галактик (), светимости которых в далёком инфракрасном диапазоне превышают 1012L.Darling and Giovanelli (2002), p. 115 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.Elitzur (1992), p. 309.
Большинство ярких инфракрасных галактик взаимодействует с другими галактиками или проявляют признаки недавнего слияния,Andreasian and Alloin (1994) это же утверждение справедливо и для ярких инфракрасных галактик, содержащих гидроксильные мегамазеры.Darling and Giovanelli (2002), pp. 115—116. Галактики, содержащие мегамазеры, богаты молекулярным газом по сравнению со спиральными галактиками; масса молекулярного водорода превышает 109M.Burdyuzha and Vikulov (1990), p. 86. 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.Darling and Giovanelli (2002), p. 116Mirabel and Sanders (1987) Температура пыли, оцениваемая по излучению в далёком инфракрасном диапазоне, оказывается выше, чем температура спиральных рукавов, и составляет от 40 до 90 K.Lockett and Elitzur (2008), p. 986.
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. По меньшей мере каждая третья ультраяркая инфракрасная галактика и каждая шестая яркая инфракрасная галактика содержит гидроксильный мегамазер.Darling and Giovanelli (2002), pp. 117—118. Ранние наблюдения гидроксильных мегамазеров показали корреляцию между изотропной светимостью в линиях гидроксила и светимостью в далёком инфракрасном диапазоне: LOH LFIR2.Baan (1989) По мере обнаружения новых гидроксильных мегамазеров и при учёте сдвига Малмквиста соотношение стало более пологим: LOH LFIR1.20.1.Darling and Giovanelli (2002), pp. 118—120.