Мегамазер — астрофізичний мазер дуже високої світності. Мегамазери мають світність порядку 103 світностей Сонця (), що в 100 мільйонів разів яскравіше, ніж типові мазери в Чумацькому Шляху, звідси й приставка мега-. Аналогічно, термін кіломазер використовують для опису мазерів за межами Чумацького Шляху, які мають світність порядку , тобто в тисячі разів більше за типову світність мазерів в Чумацькому Шляху, гігамазер — для опису мазерів, потужність яких в мільярди разів перевищує типову потужність мазерів в Чумацькому Шляху, а загальний термін позагалактичний мазер охоплює всі мазери, виявлені за межами Чумацького Шляху. Більшість відомих позагалактичних мазерів є мегамазерами, а більшість мегамазерів є гідроксильними мегамазерами, тобто спектральна лінія, на якій вони випромінюють, є однією з ліній молекули гідроксилу (OH). Відомі мегамазери для трьох інших молекул — води (H2O), формальдегіду (H2CO) і (CH).
Першим відкритим мегамазером був водний мегамазер, знайдений у 1979 році в NGC 4945, галактивідривці в сусідній групі A/M83 Центавра. Перший гідроксильний мегамазер спостерігали у 1982 році в Arp 220, найближчій ультраяскравій інфрачервоній галактиці. Наступні гідроксильні мегамазери також виявляли в яскравих інфрачервоних галактиках, тобто таких, які нещодавно злилися або взаємодіяли з іншими галактиками й тому переживають спалах зореутворення. Багато характеристик випромінювання гідроксильних мегамазерів відрізняються від характеристик гідроксильних мазерів у Чумацькому Шляху, зокрема посилення фонового випромінювання та співвідношення гідроксильних ліній на різних частотах. Інверсна заселеність в молекулах гідроксилу спричинена дальнім інфрачервоним випромінюванням, яке є результатом поглинання та повторного випромінювання світла від зір, спричиненого оточуючим міжзоряним пилом. Зееманівське розщеплення ліній гідроксильного мегамазера було використано для вимірювання магнітних полів у міжзоряному газі, давши перше виявлення зееманівського розщеплення в іншій галактиціяяя
Водні мегамазери та кіломазери в основному пов'язані з активними ядрами галактик, тоді як галактичні та слабші позагалактичні водні мазери знаходяться в зонах зореутворення. Попри різні середовища, умови в позагалактичних водних мазерах, ймовірно, не сильно відрізняються від тих, що породжують галактичні водні мазери. Спостереження за водними мегамазерами використовували для точного вимірювання відстаней до галактик з метою встановлення обмежень на сталу Габбла.
Контекст
Мазери
Слово «мазер» () є скороченням від «мікрохвильове підсилення за допомогою стимульованої емісії випромінювання» (). Мазер був попередником лазера: останній працює на оптичних довжинах хвиль і тому отримав назву за аналогією за аналогією з мазером заміною в абревіатурі «мікрохвиль» () на «світло» (). У системі атомів або молекул, які мають різні енергетичні стани, атом або молекула може поглинути фотон і перейти на вищий енергетичний рівень, або фотон може стимулювати випромінювання іншого фотона такої ж енергії та спричинити перехід на нижчий енергетичний рівень. Утворення мазера вимагає інверсної заселеності, коли система має більше частинок на вищому енергетичному рівні, ніж на нижчому. У такій ситуації вимушене випромінювання утворить більше фотонів, ніж поглине. Така система порушує умови теплової рівноваги, тому для її виникнення потрібні особливі умови. Зокрема, необхідне джерело енергії, яке може переводити атоми або молекули в збуджений стан. За умови інверсної заселеності, фотон з енергією, рівній різниці енергій між двома станами, може викликати стимульоване випромінювання іншого фотона з такою ж енергією. Атом або молекула перейде на нижчий енергетичний рівень, а на місці одного фотона утворяться два фотони однакової енергії. Повторення цього процесу призводить до посилення випромінювання. Оскільки всі фотони мають однакову енергію, утворене випромінювання є монохроматичнимGriffiths (2005), pp. 350–351..
Астрофізичні мазери
Мазери та лазери і в земних лабораторіях, і в космічному просторі потребують інверсної заселеності рівнів, однак умови виникнення такої інверсної заселеності в земних і космічних умовах дуже різняться. Астрофізичні мазери мають низьку щільність і дуже велику довжину шляху. При низькій щільності легше досягти виходу з підтримуваної зіткненнями теплової рівноваги, досягнувши інверсної заселеності. А велика довжина шляху надає фотонам, що подорожують через середовище, багато можливостей для стимулювання випромінювання та посилення фонового джерела випромінювання. (Натомість як через невеликий розмір лабораторних мазерів вони потребують використання резонансної порожнини, щоб змусити випромінювання проходити через них багато разів.) Ці фактори роблять міжзоряний простір природним середовищем для роботи мазераElitzur (1992), pp. 56–58.. Астрофізичні мазери можуть накачуватися випромінюванням або зіткненнями. При накачуванні випромінюванням інфрачервоні фотони з більшою енергією, ніж енергія переходу мазера, переводять значну частину атомів або молекул у верхній енергетичний стан, спричиняючи інверсну заселеність. При накачуванні зіткненнями атоми або молекули переводяться зіткненнями на ще вищі енергетичні рівні, а потім випромінюють фотони, спускаючись до верхнього рівня мазерного переходуLo (2005), pp. 628–629..
Історія У 1965 році, через дванадцять років після створення першого лабораторного мазера, у площині Чумацького Шляху виявили перший космічний гідроксильний (ОН) мазерWeaver et al. (1965). У наступні роки в Чумацькому Шляху відкрили мазери інших молекул, у тому числі води (H2O), монооксиду кремнію (SiO) і метанолу (CH3OH)Reid and Moran (1981). Типова світність цих мазерів становила Moran (1976). Першим доказом існування позагалактичних мазерів стало виявлення молекули гідроксилу в галактиці NGC 253 у 1973 році, — це джерело було приблизно в десять разів яскравішим, ніж галактичні мазериElitzur (1992), p. 308..
У 1982 році в надяскравій інфрачервоній галактиці Arp 220 виявили перший мегамазерBaan, Wood, and Haschick (1982). Якщо припустити ізотропне випромінювання, то світність цього джерела становила близько . Ця яскравість приблизно в сто мільйонів разів більша за типовий мазер у Чумацькому Шляху, тому джерело мазера в Arp 220 було названо мегамазеромBaan and Haschick (1984). У той час вже були відомі позагалактичні водні (H2O) мазери. У 1984 році в NGC 4258 і NGC 1068 виявили випромінювання водних мазерів, яке було порівнянної потужності з гідроксильним мазером в Arp 220, і тому вони були віднесені до водних мегамазерівElitzur (1992), p. 315..
Протягом наступного десятиліття були також відкриті мегамазери для молекул формальдегіду (H2CO) і (CH). Галактичні формальдегідні мазери відносно рідкісні, і відомо більше формальдегідних мегамазерів, ніж галактичних формальдегідних мазерів. З іншого боку, метинові мазери досить поширені в Чумацькому Шляху. Обидва типи мегамазера були виявлені в галактиках, в яких був виявлений гідроксил: метинові мегамезери — у галактиках з гідроксильним поглинанням, а формальдегідні — і в галактиках з гідроксильним поглинанням, і в галактиках з гідроксильним мегамазерним випромінюваннямBaan (1993).
Станом на 2007 рік було відомо 109 гідроксильних мегамазерних джерел із червоним зміщенням Chen, Shan, and Gao (2007). Відомо понад 100 позагалактичних водних мазерів, і з них 65 достатньо яскраві, щоб вважатися мегамазерамиLo (2005), p. 668..
Умови випромінювання
Незалежно від мазерної молекули, існує кілька вимог, яким треба задовільнити для існування сильного мазерного джерела. Повинен існувати механізм накачування для створення інверсної заселеності, а щільність і розмір газової хмари мають бути достатньо великими для значного посилення випромінюванняBaan (1993), pp. 80–81.. Умови утворення мегамазерів різні для різних молекул. Наслідком цього є, зокрема, те, що невідомо жодної галактики, яка б одночасно містила обидва найпоширеніші види мегамазерів — гідроксильний і водний. Тому далі різні типи мегамазерів будуть розглянуті окремо.
Гідроксильні мегамазери Галактика Arp 220, яка містить перший виявлений мегамазер, є найближчою ультраяскравою інфрачервоною галактикою. Вона дуже детально досліджена на багатьох довжинах хвиль, і це робить її прототипом галактик з гідроксильними мегамазерами, допомагаючи інтерпретувати інші гідроксильні мегамазери та їхні галактикиElitzur (1992), pp. 308–310..
Фізичні умови
Гідроксильні мегамазери розташовані в ядрах яскравих інфрачервоних галактик (LIRG), у яких світність в дальньому інфрачервоному діапазоні перевищує сто мільярдів сонячних світностей, L FIR > , та в ультраяскравих інфрачервоних галактиках (ULIRG), у яких L FIR > Darling and Giovanelli (2002), p. 115. Попри такі великі інфрачервоні світності, у багатьох випадках LIRG не дуже яскраві в оптичному діапазоні. Наприклад, для Arp 220, першого відкритого мегамазера, відношення інфрачервоної світності до світності в синьому світлі становить близько 80Elitzur (1992), p. 309..
Більшість LIRG мають ознаки взаємодії з іншими галактиками або нещодавно зазнали злиття галактикAndreasian and Alloin (1994). Те ж саме стосується LIRG, які містять гідроксильні мегамазериDarling and Giovanelli (2002), pp. 115–116.. Мегамазери багаті на молекулярний газ порівняно зі спіральними галактиками. Маса молекулярного водню в них перевищує мільярд сонячних мас, H2 > Burdyuzha and Vikulov (1990), p. 86.. Злиття галактик допомагають направити молекулярний газ до центральної області галактики, створюючи там високу щільність молекулярного газу і стимулюючи високі швидкості зореутворення, характерні для LIRG. Світло зір, у свою чергу, нагріває пил, який перевипромінює енергію в далекому інфрачервоному діапазоні та створює високу LFIR, що спостерігається в галактиках з гідроксильними мегамазерамиDarling and Giovanelli (2002), p. 116Mirabel and Sanders (1987). Температура пилу, отримана за випромінюванням у дальньому інфрачервоному діапазоні, коливається від 40 до 90 КLockett and Elitzur (2008), p. 986..
Світність у дальньому інфрачервоному діапазоні та температура пилу в LIRG впливають на ймовірність появи гідроксильного мегамазера через кореляції між температурою пилу та світністю в далекому інфрачервоному діапазоні, тому з самих лише спостережень неможливо визначити роль кожного з цих параметрів у виникненні гідроксильних мегамазерів. LIRG з більш теплим пилом, як і ULIRG з LFIR > , з більшою ймовірністю містять гідроксильні мегамазери. Гідроксильні мегамазери містяться принаймні в кожному третьому ULIRG і в кожному шостому LIRGDarling and Giovanelli (2002), pp. 117–118.. Ранні спостереження гідроксильних мегамазерів показали кореляцію між ізотропною гідроксильною світністю та далекою інфрачервоною світністю за законом LOH LFIR2Baan (1989). Коли виявили більше гідроксильних мегамазерів і врахували , цей спостережуваний зв'язок виявився більш плоским, LOH LFIR1.2 0,1Darling and Giovanelli (2002), pp. 118–120..
Рання спектральна класифікація LIRG з гідроксильними мегамазерами показала, що властивості LIRG, які містять гідроксильні мегамазери, не відрізняються від загальної популяції LIRG. Приблизно третина галактик з мегамазерами є галактиками зі спалахом зореутворення, чверть є Сейфертівськими галактиками II типу, а решта є галактичними ядрами з емісійними лініями низької іонізації. Оптичні властивості галактик з гідроксильними мегамазерами й галактик без мегамазерів істотно не відрізняютьсяDarling and Giovanelli (2006). Інфрачервоні спостереження космічного телескопа Спітцер показали, що активні ядра галактики мають лише 10–25 % галактик із гідроксильними мегамазерами і 50–95 % галактик без мегамазерівWillett et al. (2011).