Un máser astrofísico es una fuente natural de emisión de líneas espectrales estimuladas , normalmente en la porción de microondas del espectro electromagnético . Esta emisión puede surgir en nubes moleculares , cometas , atmósferas planetarias , atmósferas estelares o en otras condiciones diversas del espacio interestelar .
Al igual que un láser , la emisión de un máser es estimulada (o sembrada ) y monocromática, y tiene la frecuencia correspondiente a la diferencia de energía entre dos niveles de energía mecánico-cuánticos de las especies en el medio de ganancia que se han bombeado a una distribución de población no térmica . 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 solo paso a través del medio de ganancia y, por lo tanto, generalmente carece de la coherencia espacial y la pureza de modo esperadas de un máser de laboratorio.
Debido a las diferencias entre los máseres artificiales y los que se producen de forma natural, 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 dado lugar al uso de otras definiciones paradójicas en el campo. Por ejemplo, si el medio de ganancia de un láser desalineado es radiación de emisión sembrada pero no oscilante, se dice que emite emisión espontánea amplificada o ASE . Esta ASE se considera no deseada o parásita. Algunos investigadores añadirían a esta definición la presencia de una retroalimentación insuficiente o un umbral láser no alcanzado : es decir, los usuarios desean que el sistema se comporte como un láser. La emisión de los 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 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 requerida ]
Además, los límites prácticos del uso de la m para representar microondas en máser se emplean de diversas maneras. Por ejemplo, cuando los láseres se desarrollaron inicialmente en la porción visible del espectro, se los llamó máseres ópticos. [3] Charles Townes defendió que la m representa molécula , ya que los estados de energía de las moléculas generalmente proporcionan la transición másica. [4] En esta línea, algunos [¿ quiénes? ] usan el término láser para describir cualquier sistema que explote una transición electrónica y el término máser para describir un sistema que explota una transición rotacional o vibracional , independientemente de la frecuencia de salida. Algunos astrofísicos usan 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 a los máseres de laboratorio en el régimen de terahercios , [6] aunque los astrónomos pueden 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 ingeniería eléctrica generalmente limita 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 requerida ]
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 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 los láseres y máseres de laboratorio se puede lograr mediante la oscilación selectiva de los modos deseados, la polarización en los máseres naturales solo surgirá en presencia de un bombeo dependiente del estado de polarización o de un campo magnético en el medio de ganancia.
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 de máseres 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 requerida ]
El estudio de los máseres proporciona información valiosa sobre las condiciones (temperatura, densidad, campo magnético y velocidad) en entornos de nacimiento y muerte estelar y en los centros de galaxias que contienen agujeros negros , [1] [2] lo que conduce a mejoras 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 ese momento, muchos investigadores todavía pensaban que las moléculas no podían existir en el espacio, a pesar de que McKellar las había descubierto en la década de 1940, por lo que la emisión se atribuyó en un principio a una forma hipotética de materia interestelar llamada "mysterium", pero pronto se identificó como una emisión de líneas de moléculas de hidróxido en fuentes compactas dentro de nubes moleculares. [4] Siguieron más descubrimientos, con la emisión de agua en 1969, [5] la emisión de metanol en 1970, [6] y la emisión de monóxido de silicio en 1974, [7] todas emanando desde el interior de nubes moleculares. Estos se denominaron máseres , ya que por sus estrechos anchos de línea y altas temperaturas efectivas quedó claro que estas fuentes estaban amplificando la radiación de microondas. [ cita requerida ]
Los másers se descubrieron entonces 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] Los másers se descubrieron en galaxias externas en 1973, [11] y en el Sistema Solar en halos de cometas. [ cita requerida ]
En 1982 se produjo otro descubrimiento inesperado: se descubrió una emisión procedente de una fuente extragaláctica con una luminosidad sin igual, unas 10 6 veces mayor que la de cualquier fuente anterior. [12] Se la denominó megamáser 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 antibombeada ( dasar ) en la transición de 4830 MHz del formaldehído (H 2 CO). [9] [10] [11] [12]
Las conexiones de la actividad del máser con la emisión en el infrarrojo lejano (FIR) se han utilizado para realizar búsquedas en el cielo con telescopios ópticos (ya que los telescopios ópticos son más fáciles de usar para búsquedas de este tipo), y luego se verifican los objetos probables en el espectro de radio. Se han buscado especialmente nubes moleculares, estrellas OH-IR y galaxias activas FIR.
Se han observado las siguientes especies en emisión estimulada desde entornos astronómicos: [13]
La amplificación o ganancia de la radiación que pasa a través de una nube máser es exponencial. Esto tiene consecuencias para la radiación que produce:
Las pequeñas diferencias de trayectoria a lo largo de la nube de máser de forma irregular se distorsionan en gran medida por la ganancia exponencial. La parte de la nube que tiene una longitud de trayectoria ligeramente mayor que el resto aparecerá mucho más brillante (ya que es el exponente de la longitud de trayectoria lo que es relevante), y por lo tanto, los puntos de máser suelen ser mucho más pequeños que sus nubes originales. La mayor parte de la radiación emergerá a lo largo de esta línea de mayor longitud de trayectoria en un "haz"; esto se denomina emisión .
Como la ganancia de un máser depende exponencialmente de la inversión de la población y de la longitud de la trayectoria coherente con la velocidad , cualquier variación de cualquiera de ellas resultará en 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 angosta en relación con la línea no amplificada.
El crecimiento exponencial de la intensidad de la radiación que pasa a través de una nube de máser continúa mientras los procesos de bombeo puedan mantener la inversión de población frente a las crecientes pérdidas por emisión estimulada. Mientras esto es así, se dice que el máser está insaturado . Sin embargo, después de un 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, un 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 interestelar de OH potente. Por supuesto, a 10 9 K la molécula de OH se disociaría ( kT es mayor que la energía de enlace ), por lo que la temperatura de brillo no es indicativa de la temperatura cinética del gas máser, pero sin embargo es útil para describir la emisión de máser. Los máseres tienen temperaturas efectivas increíbles, muchos de alrededor de 10 9 K, pero algunos de hasta 10 12 K e incluso 10 14 K.
Un aspecto importante del estudio de los 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 una combinación del efecto Zeeman , la emisión magnética de la radiación del máser y el bombeo anisotrópico que favorece ciertas transiciones de estado magnético .
Muchas de las características de la emisión del megamaser son diferentes.
Los cometas son cuerpos pequeños (de 5 a 15 km de diámetro) de sustancias volátiles congeladas ( por ejemplo , agua, dióxido de carbono, amoníaco y metano ) incrustados en un relleno de silicato costroso que orbitan alrededor del Sol en órbitas excéntricas. A medida que se acercan al Sol, las sustancias 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 requerida ]
El impacto del cometa Shoemaker-Levy 9 con Júpiter en 1994 resultó en emisiones de máser en la región de 22 GHz desde la molécula de agua. [17] A pesar de la aparente rareza de estos eventos, la observación de la intensa emisión de máser se ha sugerido como un esquema de detección de planetas extrasolares . [18]
La luz ultravioleta del Sol descompone algunas moléculas de agua para formar hidróxidos que pueden formar masas. En 1997, se observó una emisión máser de 1667 MHz característica del hidróxido en el cometa Hale-Bopp . [19] [20]
Se prevé que existan máseres en las atmósferas de los planetas gigantes gaseosos. [21] Estos máseres serían muy variables debido a la rotación planetaria (período de 10 horas para los planetas joviales). Se han detectado máseres de ciclotrón en el polo norte de Júpiter.
En 2009, SV Pogrebenko et al. [22] informaron sobre la detección de máseres de agua en las columnas de agua asociadas con las lunas saturnianas Hiperión, Titán, Encélado y Atlas.
Las condiciones de las atmósferas de las estrellas de tipo tardío favorecen el bombeo de diferentes especies de máseres 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 empuja la atmósfera hacia afuera. Los máseres de hidroxilo se producen a una distancia de aproximadamente 1.000 a 10.000 unidades astronómicas (UA), los máseres de agua a una distancia de aproximadamente 100 a 400 UA y los máseres de monóxido de silicio a una distancia de aproximadamente 5 a 10 UA. [23]
Se ha sugerido que el bombeo radiativo y colisional resultante de la onda de choque es el mecanismo de bombeo de los máseres de monóxido de silicio. [24] Estos máseres disminuyen para radios mayores 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 radio interno y externo corresponden aproximadamente a los límites de densidad para el funcionamiento del máser. En el límite interno, las colisiones entre moléculas son suficientes para eliminar una inversión de población. En el límite externo, la densidad y la profundidad óptica son lo suficientemente bajas como para que la ganancia del máser disminuya. Los máseres de hidroxilo son bombeados químicamente. 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 , sustentan 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 de máseres de múltiples transiciones de muchas especies. Por ejemplo, se ha observado que la molécula de OH emite máseres a 1612, 1665, 1667, 1720, 4660, 4750, 4765, 6031, 6035 y 13441 MHz. Los máseres de agua y metanol también son típicos de estos entornos. También se pueden encontrar máseres relativamente raros, como el amoníaco y el formaldehído, en regiones de formación estelar. [25]
Se sabe que la transición máser de hidróxido de 1720 MHz está asociada con restos de supernova que interactúan con nubes moleculares . [26]
Mientras que algunos de los máseres en las 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 megamáseres con grandes luminosidades. Se sabe que existen máseres de hidroxilo, agua y formaldehído en estas condiciones. [27]
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 los laboratorios terrestres. Una colaboración global llamada Maser Monitoring Organisation, conocida coloquialmente como M2O, [28] es un grupo destacado de investigadores en esta disciplina.
Por lo general, se entiende que la variabilidad del máser es el cambio en el brillo aparente para el observador. Las variaciones de intensidad pueden ocurrir en escalas de tiempo que van desde días hasta años, lo que indica límites en el tamaño del máser y el esquema de excitación. Sin embargo, los máseres 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 las estrellas en formación. Además, dado que la emisión es una línea espectral estrecha, la velocidad en 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 es 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. [29] Además, los máseres de agua se han utilizado para estimar la distancia y el movimiento propio de las galaxias en el Grupo Local , incluida la Galaxia del Triángulo . [30]
Las observaciones con VLBI de fuentes máser en estrellas de tipo tardío y regiones de formación estelar permiten determinar su paralaje trigonométrico y, por lo tanto, su distancia. Este método es mucho más preciso que otras determinaciones de distancia y nos brinda información sobre la escala de distancia galáctica, por ejemplo, la distancia de los brazos espirales.
A diferencia de los láseres y máseres terrestres, cuyo mecanismo de excitación es conocido 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 para el desarrollo de una teoría de bombeo. El masing galáctico con formaldehído es un ejemplo de ello que sigue siendo problemático. [31]
Por otra parte, se ha predicho teóricamente que se producirán algunos máseres, pero aún no se han observado en la naturaleza. Por ejemplo, se espera que se produzcan las transiciones dipolares magnéticas de la molécula de OH cerca de 53 MHz, pero aún no se han observado, tal vez debido a la falta de equipos sensibles. [32]