Un máser astrofísico es una fuente natural de emisión de líneas espectrales estimuladas , típicamente en la porción de microondas del espectro electromagnético . Esta emisión puede surgir en nubes moleculares , cometas , atmósferas planetarias , atmósferas estelares o varias otras condiciones en el espacio interestelar .
Al igual que un láser , la emisión de un máser es estimulada (o sembrada ) y monocromática, teniendo la frecuencia correspondiente a la diferencia de energía entre dos niveles de energía mecánico-cuánticos de las especies en el medio de ganancia que han sido bombeadas a una población no térmica. distribución . Sin embargo, los máseres naturales carecen de la cavidad resonante diseñada para los máseres de laboratorio terrestres. La emisión de un máser astrofísico se debe a un único paso a través del medio de ganancia y, por lo tanto, generalmente carece de la coherencia espacial y la pureza modal que se espera de un máser de laboratorio.
Debido a las diferencias entre los máseres artificiales y los naturales, a menudo se afirma [1] que los máseres astrofísicos no son máseres "verdaderos" porque carecen de cavidades de oscilación. Sin embargo, la comunidad láser ignoró intencionalmente la distinción entre láseres basados en osciladores y láseres de un solo paso en los primeros años de la tecnología. [2]
Esta incongruencia fundamental en el lenguaje ha resultado en el uso de otras definiciones paradójicas en este campo. Por ejemplo, si el medio de ganancia de un láser (desalineado) es radiación sembrada por emisión pero no oscilante, se dice que emite emisión espontánea amplificada o ASE . Este ASE se considera no deseado o parásito (algunos investigadores añadirían a esta definición la presencia de una retroalimentación insuficiente o un umbral de láser no alcanzado ): es decir, los usuarios desean que el sistema se comporte como un láser. La emisión de máseres astrofísicos es, de hecho, ASE, pero a veces se la denomina emisión superradiante para diferenciarla del fenómeno de laboratorio. Esto simplemente aumenta la confusión, ya que ambas fuentes son superradiantes. En algunos láseres de laboratorio, como los de un solo paso a través de una etapa de Ti:Sapph amplificada regenerativamente , la física es directamente análoga a un rayo amplificado en un máser astrofísico. [ cita necesaria ]
Además, los límites prácticos del uso de la m para representar microondas en máser se emplean de diversas formas. Por ejemplo, cuando los láseres se desarrollaron inicialmente en la porción visible del espectro, se les llamó máseres ópticos. [3] Charles Townes defendió que la m significa molécula , ya que los estados energéticos de las moléculas generalmente proporcionan la transición masing. [4] En esta línea, algunos [ ¿ quiénes? ] utilizan el término láser para describir cualquier sistema que explota una transición electrónica y el término máser para describir un sistema que explota una transición rotacional o vibratoria , independientemente de la frecuencia de salida. Algunos astrofísicos utilizan el término iraser para describir un máser que emite a una longitud de onda de unos pocos micrómetros , [5] aunque la comunidad óptica denomina fuentes similares láseres . El término Taser se ha utilizado para describir máseres de laboratorio en el régimen de terahercios , [6] aunque los astrónomos podrían llamarlos máseres submilimétricos y los físicos de laboratorio generalmente los llaman láseres de gas o específicamente láseres de alcohol en referencia a las especies de ganancia. La comunidad de ingenieros eléctricos suele limitar el uso de la palabra microondas a frecuencias entre aproximadamente 1 GHz y 300 GHz; es decir, longitudes de onda entre 30 cm y 1 mm, respectivamente. [ cita necesaria ]
La simple existencia de una inversión de población bombeada no es suficiente para la observación de un máser. Por ejemplo, debe haber coherencia de velocidad (luz) a lo largo de la línea de visión para que el desplazamiento Doppler no impida que los estados invertidos en diferentes partes del medio de ganancia se acoplen radiativamente. Mientras que la polarización en láseres y máseres de laboratorio se puede lograr oscilando selectivamente los modos deseados, la polarización en máseres naturales surgirá sólo en presencia de una bomba dependiente del estado de polarización o de un campo magnético en el medio de ganancia. Finalmente, la radiación de los máseres astrofísicos puede ser bastante débil y puede escapar a la detección debido a la sensibilidad limitada (y la relativa lejanía) de los observatorios astronómicos y debido a la absorción espectral a veces abrumadora de las moléculas no bombeadas de las especies máser en el espacio circundante. Este último obstáculo puede superarse parcialmente mediante el uso juicioso del filtrado espacial inherente a las técnicas interferométricas , especialmente la interferometría de línea de base muy larga (VLBI). [ cita necesaria ]
El estudio de los máseres proporciona información valiosa sobre las condiciones (temperatura, densidad, campo magnético y velocidad) en entornos de nacimiento y muerte estelares y en los centros de galaxias que contienen agujeros negros , [1] [2], lo que conduce a refinamientos en los modelos teóricos existentes. .
En 1965, Weaver et al. hicieron un descubrimiento inesperado . : [3] líneas de emisión en el espacio, de origen desconocido, a una frecuencia de 1665 MHz. En esa época, muchos investigadores todavía pensaban que las moléculas no podían existir en el espacio, a pesar de que habían sido descubiertas por McKellar en la década de 1940, por lo que al principio la emisión se atribuyó a una forma hipotética de materia interestelar llamada "mysterium"; pero pronto se identificó que la emisión era una emisión lineal de moléculas de hidróxido en fuentes compactas dentro de nubes moleculares. [4] Siguieron más descubrimientos, con emisiones de agua en 1969, [5] emisiones de metanol en 1970, [6] y emisiones de monóxido de silicio en 1974, [7] todas emanando del interior de las nubes moleculares. Estos se denominaron máseres , ya que por sus líneas estrechas y sus altas temperaturas efectivas quedó claro que estas fuentes amplificaban la radiación de microondas. [ cita necesaria ]
Luego se descubrieron máseres alrededor de estrellas de tipo tardío altamente evolucionadas (llamadas estrellas OH/IR ). Primero fue la emisión de hidróxido en 1968, [8] luego la emisión de agua en 1969 [9] y la emisión de monóxido de silicio en 1974. [10] También se descubrieron máseres en galaxias externas en 1973, [11] y en el Sistema Solar en halos de cometas. [ cita necesaria ]
Otro descubrimiento inesperado se realizó en 1982 con el descubrimiento de una emisión procedente de una fuente extragaláctica con una luminosidad inigualable aproximadamente 10,6 veces mayor que cualquier fuente anterior. [12] Esto fue denominado megamaser debido a su gran luminosidad; Desde entonces se han descubierto muchos más megamásers. [7]
En 1995 se descubrió un máser de disco débil que emanaba de la estrella MWC 349A, utilizando el Observatorio Aerotransportado Kuiper de la NASA . [8]
En 1969, Palmer et al observaron evidencia de una población subtérmica anti-bombeo ( dasar ) en la transición de 4830 MHz de formaldehído (H 2 CO) . [ cita necesaria ]
Las conexiones de la actividad máser con la emisión del infrarrojo lejano (FIR) se han utilizado para realizar búsquedas del cielo con telescopios ópticos (porque los telescopios ópticos son más fáciles de usar para búsquedas de este tipo), y luego se comprueban los objetos probables en el espectro de radio. Particularmente objetivo son las nubes moleculares, las estrellas OH-IR y las galaxias activas FIR.
Se han observado las siguientes especies en emisiones estimuladas de ambientes astronómicos: [9]
La amplificación o ganancia de la radiación que atraviesa una nube máser es exponencial. Esto tiene consecuencias para la radiación que produce:
Las pequeñas diferencias de trayectoria a través de la nube máser de forma irregular quedan muy distorsionadas por la ganancia exponencial. La parte de la nube que tiene una trayectoria ligeramente más larga que el resto aparecerá mucho más brillante (ya que lo relevante es el exponente de la longitud de la trayectoria), por lo que los puntos máser suelen ser mucho más pequeños que sus nubes madre. La mayor parte de la radiación emergerá a lo largo de esta línea de mayor longitud de trayectoria en un "haz"; esto se denomina irradiación .
Como la ganancia de un máser depende exponencialmente de la inversión de población y de la longitud del camino coherente con la velocidad , cualquier variación de cualquiera de ellas dará como resultado un cambio exponencial de la salida del máser.
La ganancia exponencial también amplifica el centro de la forma de la línea ( gaussiana o lorentziana , etc.) más que los bordes o las alas. Esto da como resultado una forma de línea de emisión que es mucho más alta pero no mucho más ancha. Esto hace que la línea parezca más estrecha en relación con la línea no amplificada.
El crecimiento exponencial de la intensidad de la radiación que pasa a través de una nube máser continúa mientras los procesos de bombeo puedan mantener la inversión de la población frente a las crecientes pérdidas por emisión estimulada. Si bien esto es así, se dice que el máser está insaturado . Sin embargo, después de cierto punto, la inversión de población ya no se puede mantener y el máser se satura . En un máser saturado, la amplificación de la radiación depende linealmente del tamaño de la inversión de población y de la longitud del camino. La saturación de una transición en un máser puede afectar el grado de inversión en otras transiciones en el mismo máser, efecto conocido como ganancia competitiva .
La temperatura de brillo de un máser es la temperatura que tendría un cuerpo negro si produjera el mismo brillo de emisión en la longitud de onda del máser. Es decir, si un objeto tuviera una temperatura de aproximadamente 10 9 K , produciría tanta radiación de 1665 MHz como un máser OH interestelar potente. Por supuesto, a 10 9 K la molécula de OH se disociaría ( kT es mayor que la energía del enlace ), por lo que la temperatura de brillo no es indicativa de la temperatura cinética del gas máser pero, no obstante, es útil para describir la emisión máser. Los máser tienen temperaturas efectivas increíbles, muchos de ellos alrededor de 10 9 K, pero algunos de hasta 10 12 K e incluso 10 14 K.
Un aspecto importante del estudio de máseres es la polarización de la emisión. Los máseres astronómicos suelen estar muy polarizados, a veces al 100% (en el caso de algunos máseres OH) de forma circular y, en menor grado, de forma lineal . Esta polarización se debe a alguna combinación del efecto Zeeman , el haz magnético de la radiación máser y el bombeo anisotrópico que favorece ciertas transiciones de estado magnético .
Muchas de las características de la emisión de megamáser son diferentes.
Los cometas son cuerpos pequeños (de 5 a 15 km de diámetro) de volátiles congelados ( p. ej ., agua, dióxido de carbono, amoníaco y metano ) incrustados en un relleno de silicato crujiente que orbitan alrededor del Sol en órbitas excéntricas. A medida que se acercan al Sol, los volátiles se vaporizan para formar un halo y luego una cola alrededor del núcleo. Una vez vaporizadas, estas moléculas pueden formar inversiones y masas. [ cita necesaria ]
El impacto del cometa Shoemaker-Levy 9 con Júpiter en 1994 provocó emisiones máser en la región de 22 GHz de la molécula de agua. [13] A pesar de la aparente rareza de estos eventos, la observación de la intensa emisión máser se ha sugerido como un esquema de detección de planetas extrasolares . [14]
La luz ultravioleta del Sol descompone algunas moléculas de agua para formar hidróxidos que pueden formarse. En 1997, se observó la emisión máser de 1667 MHz característica del hidróxido del cometa Hale-Bopp . [15] [16]
Se predice que existen máseres en las atmósferas de los planetas gigantes gaseosos. [17] Dichos máseres serían muy variables debido a la rotación planetaria (período de 10 horas para los planetas jovianos). Se han detectado máseres ciclotrón en el polo norte de Júpiter.
En 2009, SV Pogrebenko et al. [18] informaron sobre la detección de máseres de agua en las columnas de agua asociadas con las lunas de Saturno Hiperión, Titán, Encelado y Atlas.
Las condiciones en las atmósferas de las estrellas de tipo tardío favorecen el bombeo de diferentes especies de máser a diferentes distancias de la estrella. Debido a las inestabilidades dentro de las secciones de combustión nuclear de la estrella, la estrella experimenta períodos de mayor liberación de energía. Estos pulsos producen una onda de choque que fuerza a la atmósfera a salir. Los máseres de hidroxilo se encuentran a una distancia de aproximadamente 1.000 a 10.000 unidades astronómicas (AU), los máseres de agua a una distancia de aproximadamente 100 a 400 AU y los máseres de monóxido de silicio a una distancia de aproximadamente 5 a 10 AU. [19] Se ha sugerido que el mecanismo de bombeo de los máseres de monóxido de silicio es tanto el bombeo radiativo como el de colisión resultante de la onda de choque. [20] Estos máseres disminuyen para radios más grandes a medida que el monóxido de silicio gaseoso se condensa en polvo, agotando las moléculas de máser disponibles. Para los máseres de agua, los límites de los radios interior y exterior corresponden aproximadamente a los límites de densidad para el funcionamiento del máser. En el límite interior, las colisiones entre moléculas son suficientes para eliminar una inversión de población. En el límite exterior, la densidad y la profundidad óptica son lo suficientemente bajas como para que la ganancia del máser disminuya. Además, los máseres de hidroxilo son compatibles con el bombeo químico. A las distancias donde se encuentran estos máseres las moléculas de agua se disocian por la radiación UV.
Los objetos estelares jóvenes y las regiones H II (ultra)compactas incrustadas en nubes moleculares y nubes moleculares gigantes sostienen la mayor parte de los máseres astrofísicos. Varios esquemas de bombeo (tanto radiativos como colisionales y combinaciones de los mismos) dan como resultado la emisión máser de múltiples transiciones de muchas especies. Por ejemplo, se ha observado que la molécula de OH se concentra en 1612, 1665, 1667, 1720, 4660, 4750, 4765, 6031, 6035 y 13441 MHz. Los máseres de agua y metanol también son típicos de estos entornos. En las regiones de formación estelar también se pueden encontrar máseres relativamente raros, como el amoníaco y el formaldehído . [21]
Se sabe que la transición máser de hidróxido a 1720 MHz está asociada con restos de supernova que interactúan con nubes moleculares . [22]
Si bien algunos de los máseres en regiones de formación estelar pueden alcanzar luminosidades suficientes para ser detectados desde galaxias externas (como las cercanas Nubes de Magallanes ), los máseres observados desde galaxias distantes generalmente surgen en condiciones completamente diferentes. Algunas galaxias poseen agujeros negros centrales en los que cae un disco de material molecular (de aproximadamente 0,5 parsec de tamaño). Las excitaciones de estas moléculas en el disco o en un chorro pueden dar lugar a megamásers con grandes luminosidades. Se sabe que en estas condiciones existen máseres de hidroxilo, agua y formaldehído. [23]
Los máseres astronómicos siguen siendo un campo activo de investigación en radioastronomía y astrofísica de laboratorio debido, en parte, al hecho de que son valiosas herramientas de diagnóstico para entornos astrofísicos que de otro modo podrían eludir un estudio cuantitativo riguroso y porque pueden facilitar el estudio de condiciones que son inaccesibles. en laboratorios terrestres. Una colaboración global llamada Maser Monitoring Organization, conocida coloquialmente como M2O, [24] es un grupo destacado de investigadores en esta disciplina.
Generalmente se entiende que la variabilidad máser significa el cambio en el brillo aparente para el observador. Pueden ocurrir variaciones de intensidad en escalas de tiempo de días a años, lo que indica límites en el tamaño del máser y el esquema de excitación. Sin embargo, los másers cambian de diversas maneras en distintas escalas de tiempo.
Se sabe que los máseres en las regiones de formación estelar se mueven por el cielo junto con el material que fluye desde la estrella en formación. Además, dado que la emisión es una línea espectral estrecha, la velocidad de la línea de visión se puede determinar a partir de la variación del desplazamiento Doppler de la frecuencia observada del máser, lo que permite un mapeo tridimensional de la dinámica del entorno del máser. Quizás el éxito más espectacular de esta técnica sea la determinación dinámica de la distancia a la galaxia NGC 4258 a partir del análisis del movimiento de los máseres en el disco del agujero negro. [25] Además, los máseres de agua se han utilizado para estimar la distancia y el movimiento propio de las galaxias del Grupo Local , incluida la de la Galaxia del Triángulo . [26]
Las observaciones VLBI de fuentes máser en estrellas de tipo tardío y regiones de formación estelar proporcionan determinaciones de su paralaje trigonométrico y, por lo tanto, de su distancia. Este método es mucho más preciso que otras determinaciones de distancias y nos proporciona información sobre la escala de distancias galácticas (por ejemplo, la distancia de los brazos espirales).
A diferencia de los láseres y máseres terrestres, cuyo mecanismo de excitación se conoce y está diseñado, ocurre lo contrario con los máseres astrofísicos. En general, los máseres astrofísicos se descubren empíricamente y luego se estudian más a fondo para desarrollar sugerencias plausibles sobre posibles esquemas de bombeo. La cuantificación del tamaño transversal, las variaciones espaciales y temporales y el estado de polarización (que normalmente requieren telemetría VLBI) son útiles en el desarrollo de una teoría de la bomba. La masificación galáctica de formaldehído es un ejemplo que sigue siendo problemático. [27]
Por otro lado, se ha predicho teóricamente que ocurrirán algunos máseres, pero aún no se han observado en la naturaleza. Por ejemplo, se espera que ocurran las transiciones dipolares magnéticas de la molécula OH cerca de 53 MHz, pero aún no se han observado, tal vez debido a la falta de equipos sensibles. [28]