天体メーザー
木星の北極のオーロラはサイクロトロンメーザー を発生させる（ハッブル）

天体メーザーとは、電磁スペクトルのマイクロ波領域において、自然発生する誘導スペクトル線放射源である。この放射は、分子雲、彗星、惑星大気、恒星大気、あるいは星間空間における様々な条件下で発生する。

背景

離散遷移エネルギー

レーザーと同様に、メーザーからの放射は誘導（またはシード）され、単色であり、その周波数 は、利得媒質中の2つの種の量子力学的エネルギー準位間のエネルギー差に対応する。これらのエネルギー準位は非熱的分布に注入されている。しかしながら、天然に存在するメーザーには、地上実験室メーザー用に設計された共鳴空洞が備わっていない。天体物理学的メーザーからの放射は、利得媒質を1回通過することによるため、実験室メーザーに期待される空間コヒーレンスとモード純度を一般的に欠いている。

命名法

天体メーザーはこれらの発振空洞を持たないため、「真の」メーザーではないとよく言われます[ 1 ] 。しかし、技術の初期段階では、発振器ベースのレーザーとシングルパスレーザーの区別は、レーザーコミュニティによって意図的に無視されていました[ 2 ] 。

この基本的な言語の不一致により、この分野では他の矛盾した定義が使用されるようになりました。たとえば、位置ずれしたレーザーの利得媒体が放出シードではあるが振動しない放射である場合、増幅された自然放出光、つまりASEを放出すると言われます。この ASE は不要または寄生とみなされます。一部の研究者は、この定義に不十分なフィードバックの存在や満たされていないレーザーしきい値、つまりユーザーがレーザーとして動作することを望んでいるという状態を追加します。天体物理学的メーザーからの放出は実際には ASE ですが、実験室現象と区別するために超放射放出と呼ばれることがあります。両方の発生源が超放射であるため、これは混乱を招くだけです。再生増幅Ti:Sapphステージを 1 回通過するなどの一部の実験室レーザーでは、物理的性質は天体物理学的メーザーの増幅された光線と直接類似しています。

さらに、メーザーのマイクロ波を表すmの使用には実際的な限界があり、その使用法はさまざまです。たとえば、レーザーが最初に可視スペクトル部分で開発されたとき、それらは光メーザーと呼ばれていました。[ 3 ]チャールズ・タウンズは、分子のエネルギー状態が一般にメーシング遷移を提供するため、mは分子を表すことを提唱しました。 [ 4 ]この考えに沿って、出力周波数に関係なく、電子遷移を利用するあらゆるシステムを説明するためにレーザーという用語を使用し、回転遷移または振動遷移を利用するシステムを説明するためにメーザーという用語を使用する人もいます。一部の天体物理学者は、数マイクロメートルの波長で放射するメーザーを説明するためにイレーザーという用語を使用していますが[ 5 ]、光学コミュニティでは同様の光源をレーザーと呼んでいます。

テーザーという用語は、テラヘルツ領域の実験室メーザーを指すのに用いられてきたが[ 6 ] 、天文学者はこれらをサブミリメーザーと呼ぶこともあり、実験物理学者は一般的にこれらをガスレーザー、あるいは利得種にちなんでアルコールレーザーと呼ぶ。電気工学界では、一般的に「マイクロ波」という言葉の使用は、およそ 1GHzから300GHzの周波数、つまり波長でそれぞれ30cmから1mmの範囲に限定されている。

天体物理学的条件

ポンプされた反転分布が存在するだけでは、メーザーを観測するには不十分です。例えば、ドップラーシフトによって増幅媒質の異なる部分における反転状態間の放射結合が妨げられないように、視線方向に沿った速度コヒーレンスがなければなりません。実験室のレーザーやメーザーにおける偏光は、所望のモードを選択的に発振させることで実現できますが、自然界のメーザーにおける偏光は、偏光状態に依存するポンプ、または増幅媒質内 の磁場が存在する場合にのみ発生します。

天体メーザーからの放射は非常に弱く、天文台の感度の限界や比較的遠隔地であること、そして周囲の空間に存在するメーザー分子によるスペクトル吸収が時に圧倒的に大きいことから、検出されない場合があります。この後者の障害は、干渉計技術、特に超長基線干渉計（VLBI） に固有の空間フィルタリングを適切に利用することで、ある程度克服できる可能性があります。

メーザーの研究は、恒星の誕生と死の環境やブラックホールを含む銀河の中心における温度、密度、磁場、速度などの条件に関する貴重な情報を提供し、[1] [2]既存の理論モデルの改良につながっています。

発見

歴史的背景

1965年、ウィーバーらは予期せぬ発見をしました。 [3]宇宙空間に、起源不明の周波数1665MHzの輝線が発見されたのです。当時、マッケラーが1940年代に分子を発見していたにもかかわらず、多くの研究者は依然として宇宙空間に分子は存在し得ないと考えていました。そのため、この輝線は当初、「ミステリウム」と呼ばれる仮説上の星間物質に起因すると考えられていましたが、すぐに分子雲内の密集源にある水酸化物分子からの輝線であることが確認されました。[4]その後も、 1969年には水の輝線、[5] 1970年にはメタノールの輝線、[ 6] 1974年には一酸化ケイ素の輝線[7]が発見され、いずれも分子雲内から放射されていました。これらの輝線は、その狭い輝線幅と高い実効温度から、マイクロ波放射を増幅していることが明らかになったため、メーザーと名付けられました。

その後、高度に進化した晩期型恒星の周囲にメーザーが発見され、OH/IR星と名付けられました。最初は1968年に水酸化物の放射[8] 、次に1969年に水の放射[9]、そして1974年に一酸化ケイ素の放射[10]が発見されました。メーザーは1973年に外部銀河で発見され[11] 、太陽系では彗星ハローでも 発見されました。

1982年には、銀河系外から、これまでのどの天体よりも約10の6倍も高い比類のない明るさの放射が発見され、予想外の発見もありました。 [12]この天体は、その明るさからメガメーザーと名付けられ、その後も多くのメガメーザーが発見されています。 [ 7 ]

1995年にNASAのカイパー・エアボーン・オブザバトリーによってMWC 349A星から放射される弱いディスクメーザーが発見された。[ 8 ]

1969年にパーマーらによって、ホルムアルデヒド（H 2 CO）の4830MHz遷移における反ポンプ（ダサール）サブサーマル粒子の証拠が観測された。[ 9 ] [ 10 ] [ 11 ] [ 12 ]

検出

メーザー活動と遠赤外線（FIR）放射の関連性は、光学望遠鏡を用いた天空の探査に利用されてきました（この種の探査には光学望遠鏡の方が扱いやすいため）。そして、可能性のある天体を電波スペクトルで調べます。特に、分子雲、OH-IR星、そしてFIR活動銀河が対象となります。

既知の星間種

天文環境からの誘導放出では以下の種が観測されている: [ 13 ]

メーザー放射の特性

メーザー雲を通過する放射線の増幅または利得は指数関数的である。 [ 17 ]これはメーザー雲が生成する放射線に次のような影響を与える。

輝く

不規則な形状のメーザー雲を横切る小さな経路差は、指数関数的な利得によって大きく歪められます。他の部分よりもわずかに経路長の長い雲の部分は、はるかに明るく見えます（経路長の指数が関係するため）。そのため、メーザー斑は通常、元の雲よりもはるかに小さくなります。放射の大部分は、この経路長の最も長い線に沿って「ビーム」状に放射されます。これをビーミングと呼びます。

急速な変動

メーザーのゲインは反転分布と速度コヒーレント経路長に指数的に依存しているため、どちらかの変化はメーザー出力の指数的変化をもたらします。

線の狭まり

指数関数的ゲインは、線の形状（ガウス分布やローレンツ分布など）の中心部分を、端や翼部分よりも増幅します。その結果、輝線の形状は、高さははるかに高くなりますが、幅はそれほど広くありません。そのため、増幅されていない輝線と比較して、輝線は狭く見えます。

飽和

メーザー雲を通過する放射強度の指数関数的増加は、誘導放出による損失の増加に対して反転分布を維持できるポンピング過程がある限り継続する。この間、メーザーは不飽和状態にあると言われる。しかし、ある点を超えると反転分布は維持できなくなり、メーザーは飽和状態になる。飽和メーザーでは、放射の増幅は反転分布の大きさと経路長に比例する。メーザー内の1つの遷移が飽和すると、同じメーザー内の他の遷移における反転の程度にも影響が及ぶ可能性があり、この効果は競合利得と呼ばれる。

高輝度

メーザーの輝度温度とは、黒体がメーザーの波長で同じ輝度の放射を発する場合の温度です。つまり、物体の温度が約10⁻ ° Kであれば、強力な星間OHメーザーと同じ1665MHzの放射を発することになります。もちろん、10⁻ ° KではOH分子は解離します（kTは結合エネルギーよりも大きいため）。したがって、輝度温度はメーザーガスの運動温度を示すものではありませんが、それでもメーザー放射を説明する上で有用です。メーザーの実効温度は非常に高く、多くは10⁻ ° K前後ですが、中には10⁻ ° K、さらには10⁻ ° K に達するものもあります。

分極化

メーザー研究において重要な側面の一つは、放射の偏光です。天文メーザーはしばしば非常に高度に偏光しており、時には100%（一部のOHメーザーの場合）の円偏光、そしてそれより低い程度ではありますが直線偏光を呈します。この偏光は、ゼーマン効果、メーザー放射の磁気ビーム化、そして特定の磁気状態遷移を促進する異方性ポンピングの組み合わせによって生じます。

メガメーザー放射の特性の多くは異なります。

メーザー環境

彗星

彗星は、太陽の周りを偏心軌道で周回する、直径5～15kmの小天体で、水、二酸化炭素、アンモニア、メタンなどの揮発性物質が凍結したもので、地殻状の珪酸塩で覆われています。太陽に近づくにつれて、揮発性物質は蒸発してハローを形成し、後に核の周りに尾を形成します。蒸発したこれらの分子は、反転や渦巻きを形成することがあります。

1994年にシューメーカー・レヴィ第9彗星が木星に衝突した際に、水分子から22GHz帯のメーザー放射が観測された。[ 18 ]このような現象は稀であるように思われるが、強力なメーザー放射の観測は太陽系外惑星の検出方法として提案されている。[ 19 ]

太陽からの紫外線は水分子を分解し、メーザーとなる水酸化物を形成します。1997年には、ヘール・ボップ彗星から水酸化物に特徴的な1667MHzのメーザー放射が観測されました。[ 20 ] [ 21 ]

惑星の大気

巨大ガス惑星の大気中にはメーザーが存在すると予測されている。[ 22 ]このようなメーザーは惑星の自転周期（木星系惑星では10時間周期）によって大きく変動すると考えられる。サイクロトロンメーザーは木星の北極で検出されている。

惑星系

2009年、SVポグレベンコら[ 23 ]は、土星の衛星ヒペリオン、タイタン、エンケラドゥス、アトラスに関連する水の噴出中に水メーザーが検出されたと報告した。

恒星の大気

ミラ変光星オリオン座S星の脈動。塵の生成とメーザーを示している（ESO）

晩期型恒星の大気の状態は、恒星から異なる距離にある異なるメーザー種のポンピングを促進する。恒星の核燃焼部における不安定性により、恒星はエネルギー放出が増加する期間を経験する。これらのパルスは衝撃波を発生させ、大気を外側に押し出す。水酸化メーザーは約1,000～10,000天文単位（AU）、水メーザーは約100～400AU、一酸化ケイ素メーザーは約5～10AUの距離で発生する。[ 24 ]

衝撃波から生じる放射ポンピングと衝突ポンピングの両方が、一酸化ケイ素メーザーのポンピング機構として提案されている。[ 25 ]これらのメーザーは、半径が大きくなると、気体の一酸化ケイ素が凝縮して塵になり、利用可能なメーザー分子が枯渇するため、減少する。水メーザーの場合、内側と外側の半径の限界は、メーザー動作の密度限界にほぼ対応している。内側の境界では、分子間の衝突で反転分布が除去される。外側の境界では、密度と光学的厚さが低くなるため、メーザーのゲインは減少する。水酸基メーザーは化学ポンピングによってサポートされている。これらのメーザーが見つかる距離では、水分子は紫外線によって解離している。

星形成領域

若い恒星や分子雲、巨大分子雲に埋め込まれた（超）コンパクトなHII領域は、天体物理学的メーザーの大部分を支えている。様々なポンピングスキーム（放射ポンピング、衝突ポンピング、あるいはそれらの組み合わせ）により、多くの種の多重遷移のメーザー放射が生じる。例えば、OH分子は1612、1665、1667、1720、4660、4750、4765、6031、6035、そして13441MHzでメーザーを発生することが観測されている。水メーザーとメタノールメーザーもこれらの環境の典型である。アンモニアやホルムアルデヒドのような比較的稀なメーザーも、星形成領域で発見されることがある。[ 26 ]

超新星残骸

メーザー放射を伴う超新星残骸IC 443のWISE画像

水酸化物の1720MHzメーザー遷移は、分子雲と相互作用する超新星残骸と関連していることが知られている。[ 27 ]

銀河系外源

星形成領域に存在するメーザーの中には、外部銀河（例えば近傍マゼラン雲）から検出できるほどの明るさに達するものもありますが、遠方銀河で観測されるメーザーは、一般的に全く異なる条件で発生します。一部の銀河は中心にブラックホールを持ち、そこに分子物質の円盤（約0.5パーセクの大きさ）が落ち込んでいます。円盤内またはジェット中のこれらの分子の励起により、高輝度のメガメーザーが形成されることがあります。これらの条件では、水酸基メーザー、水メーザー、ホルムアルデヒドメーザーが存在することが知られています。[ 28 ]

進行中の研究

天文メーザーは、電波天文学および実験室天体物理学において依然として活発な研究分野であり続けています。その理由の一つとして、厳密な定量的研究が困難な天体物理学的環境の診断に有用なツールであること、そして地上の実験室ではアクセスできない環境の研究を容易にする可能性があることが挙げられます。この分野における著名な研究者グループの一つとして、メーザー監視機構（通称M2O ） [ 29 ]が挙げられます。

変動性

メーザーの変動とは、一般的に観測者にとっての見かけの明るさの変化を指すと理解されています。強度の変動は数日から数年というタイムスケールで発生する可能性があり、メーザーのサイズと励起方式の限界を示唆しています。しかしながら、メーザーは様々なタイムスケールで様々な形で変化します。

距離測定

星形成領域におけるメーザーは、形成中の星から流出する物質とともに空を移動することが知られています。また、その放射は狭いスペクトル線であるため、観測されるメーザーの周波数のドップラーシフト変化から視線速度を決定することができ、メーザー環境のダイナミクスを3次元的にマッピングすることが可能になります。この手法の最も顕著な成果は、ブラックホールディスクにおけるメーザーの運動を解析することで、銀河NGC 4258までの距離を力学的に決定したことでしょう。 [ 30 ]また、水メーザーは、さんかく座銀河を含む局部銀河群の銀河の 距離と固有運動の推定にも利用されてきました。[ 31 ]

晩期型星および星形成領域におけるメーザー源のVLBI観測は、三角視差、ひいては距離の測定を可能にします。この方法は他の距離測定法よりもはるかに正確で、渦巻き腕の距離など、銀河系全体の距離スケールに関する情報を提供します。

未解決の問題

地上のレーザーやメーザーでは励起機構が既知であり、工学的に設計されているのに対し、天体物理メーザーではその逆が当てはまります。一般的に、天体物理メーザーは経験的に発見され、その後、より妥当なポンピング方式の提案を得るためにさらに研究が進められます。横方向のサイズ、空間的および時間的変動、そして偏光状態の定量化は、通常VLBIテレメトリーを必要としますが、これらはすべてポンプ理論の構築に役立ちます。銀河系ホルムアルデヒドメーザーは、依然として問題が残るそのような例の一つです。[ 32 ]

一方、理論的には発生が予測されているものの、自然界ではまだ観測されていないメーザーも存在します。例えば、 53MHz付近のOH分子の磁気双極子遷移は発生すると予想されていますが、高感度機器の不足のためか、まだ観測されていません。[ 33 ]

参照

  • 星間物質 – 銀河系の星系間の空間における物質と放射線

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