Un megamáser es un tipo de máser astrofísico , que es una fuente natural de emisión de líneas espectrales estimuladas . Los megamáseres se distinguen de otros máseres astrofísicos por su gran luminosidad isótropa . Los megamáseres tienen luminosidades típicas de 10 3 luminosidades solares ( L ☉ ), que es 100 millones de veces más brillante que los máseres de la Vía Láctea , de ahí el prefijo mega . Del mismo modo, el término kilomáser se utiliza para describir a los máseres fuera de la Vía Láctea que tienen luminosidades del orden de L ☉ , o miles de veces más fuertes que el máser promedio en la Vía Láctea, gigamáser se utiliza para describir a los máseres miles de millones de veces más fuertes que el máser promedio en la Vía Láctea, y máser extragaláctico abarca todos los máseres que se encuentran fuera de la Vía Láctea. La mayoría de los máseres extragalácticos conocidos son megamáseres, y la mayoría de los megamáseres son megamáseres de hidroxilo (OH), lo que significa que la línea espectral que se amplifica se debe a una transición en la molécula de hidroxilo. Existen megamáseres conocidos para otras tres moléculas: agua (H 2 O), formaldehído (H 2 CO) y metino (CH).
Los megamáseres de agua fueron el primer tipo de megamáser descubierto. El primer megamáser de agua se encontró en 1979 en NGC 4945 , una galaxia en el cercano Grupo Centaurus A/M83 . El primer megamáser de hidroxilo se encontró en 1982 en Arp 220 , que es la galaxia infrarroja ultraluminosa más cercana a la Vía Láctea. Todos los megamáseres de OH posteriores que se han descubierto también están en galaxias infrarrojas luminosas, y hay un pequeño número de kilomáseres de OH alojados en galaxias con luminosidades infrarrojas más bajas. La mayoría de las galaxias infrarrojas luminosas se han fusionado o interactuado recientemente con otra galaxia, y están experimentando un estallido de formación estelar . Muchas de las características de la emisión en los megamáseres de hidroxilo son distintas de las de los máseres de hidroxilo dentro de la Vía Láctea , incluida la amplificación de la radiación de fondo y la proporción de líneas de hidroxilo a diferentes frecuencias. La inversión de población en las moléculas de hidroxilo se produce por la radiación infrarroja lejana que resulta de la absorción y reemisión de luz de las estrellas en formación por el polvo interestelar circundante . La división Zeeman de las líneas de megamáser de hidroxilo se puede utilizar para medir los campos magnéticos en las regiones de formación, y esta aplicación representa la primera detección de la división Zeeman en una galaxia distinta a la Vía Láctea.
Los megamáseres y kilomáseres de agua se encuentran principalmente asociados a núcleos galácticos activos , mientras que los máseres de agua galácticos y extragalácticos más débiles se encuentran en regiones de formación estelar. A pesar de los diferentes entornos, las circunstancias que producen máseres de agua extragalácticos no parecen ser muy diferentes de las que producen máseres de agua galácticos. Las observaciones de megamáseres de agua se han utilizado para realizar mediciones precisas de distancias a galaxias con el fin de proporcionar restricciones a la constante de Hubble .
La palabra máser deriva del acrónimo MASER, que significa " Amplificación de microondas por emisión estimulada de radiación " . El máser es un predecesor de los láseres, que operan en longitudes de onda ópticas, y se llama así por la sustitución de "microondas" por "luz". Dado un sistema de átomos o moléculas , cada uno con diferentes estados de energía, un átomo o molécula puede absorber un fotón y pasar a un nivel de energía superior , o el fotón puede estimular la emisión de otro fotón de la misma energía y causar una transición a un nivel de energía inferior. La producción de un máser requiere una inversión de población , que es cuando un sistema tiene más miembros en un nivel de energía superior en relación con un nivel de energía inferior. En tal situación, se producirán más fotones por emisión estimulada de los que se absorberán. Un sistema de este tipo no está en equilibrio térmico y, como tal, requiere que se produzcan condiciones especiales. En concreto, debe tener alguna fuente de energía que pueda bombear los átomos o moléculas al estado excitado. Una vez que se produce la inversión de población, un fotón con una energía fotónica correspondiente a la diferencia de energía entre dos estados puede entonces producir la emisión estimulada de otro fotón de la misma energía. El átomo o la molécula caerá al nivel de energía inferior, y habrá dos fotones de la misma energía, donde antes había sólo uno. La repetición de este proceso es lo que conduce a la amplificación, y como todos los fotones tienen la misma energía, la luz producida es monocromática . [2] [3]
Los máseres y láseres construidos en la Tierra y los máseres que se producen en el espacio requieren una inversión de población para funcionar, pero las condiciones en las que se produce la inversión de población son muy diferentes en los dos casos. Los máseres en laboratorios tienen sistemas con altas densidades, lo que limita las transiciones que se pueden utilizar para la inversión de población, y requiere el uso de una cavidad resonante para rebotar la luz de un lado a otro muchas veces. Los máseres astrofísicos tienen densidades bajas y, naturalmente, tienen longitudes de trayectoria muy largas. A densidades bajas, es más fácil perder el equilibrio térmico porque el equilibrio térmico se mantiene mediante colisiones, lo que significa que puede producirse una inversión de población. Las longitudes de trayectoria largas proporcionan a los fotones que viajan a través del medio muchas oportunidades para estimular la emisión y producir la amplificación de una fuente de radiación de fondo. Estos factores se acumulan para "hacer del espacio interestelar un entorno natural para el funcionamiento de los máseres". [4] Los máseres astrofísicos pueden bombearse radiativamente o por colisión. En el bombeo radiativo, los fotones infrarrojos con energías más altas que los fotones de transición del máser excitan preferentemente los átomos y las moléculas al estado superior del máser para producir una inversión de población. En el bombeo colisional, esta inversión de población se produce por colisiones que excitan las moléculas a niveles de energía superiores al del nivel superior del máser, y luego la molécula se desintegra al nivel superior del máser emitiendo fotones. [5]
En 1965, doce años después de que se construyera el primer máser en un laboratorio , se descubrió un máser de hidroxilo (OH) en el plano de la Vía Láctea . [6] En los años siguientes se descubrieron másers de otras moléculas en la Vía Láctea, incluyendo agua (H 2 O), monóxido de silicio (SiO) y metanol (CH 3 OH). [7] La luminosidad isotrópica típica de estos máseres galácticos es 10 −6 –10 −3 L ☉ . [8] La primera evidencia de máser extragaláctico fue la detección de la molécula de hidroxilo en NGC 253 en 1973, y era aproximadamente diez veces más luminosa que los máseres galácticos. [9]
En 1982 se descubrió el primer megamáser en la galaxia infrarroja ultraluminosa Arp 220. [ 10] La luminosidad de la fuente, suponiendo que emite isótropamente , es de aproximadamente 10 3 L ☉ . Esta luminosidad es aproximadamente cien millones de veces más fuerte que el máser típico encontrado en la Vía Láctea , por lo que la fuente de máser en Arp 220 se denominó megamáser. [11] En ese momento, ya se conocían los máseres de agua (H 2 O) extragalácticos. En 1984, se descubrió la emisión de máseres de agua en NGC 4258 y NGC 1068 que era de una fuerza comparable al máser de hidroxilo en Arp 220, y como tales se consideran megamásers de agua. [12]
Durante la década siguiente, también se descubrieron megamásers para el formaldehído ( H2CO ) y el metino (CH). Los máseres de formaldehído galáctico son relativamente raros, y se conocen más megamáseres de formaldehído que de formaldehído galáctico. Los máseres de metino, por otro lado, son bastante comunes en la Vía Láctea. Ambos tipos de megamáser se encontraron en galaxias en las que se había detectado hidroxilo. El metino se ve en galaxias con absorción de hidroxilo, mientras que el formaldehído se encuentra en galaxias con absorción de hidroxilo, así como en aquellas con emisión de megamáser de hidroxilo. [13]
En 2007 se conocían 109 fuentes de megamáseres de hidroxilo, con un desplazamiento al rojo de hasta . [14] Se conocen más de 100 máseres de agua extragalácticos , [15] y de estos, 65 son lo suficientemente brillantes como para ser considerados megamáseres. [16]
Independientemente de la molécula máser, hay algunos requisitos que deben cumplirse para que exista una fuente máser potente. Uno de los requisitos es una fuente de fondo de radio continuo para proporcionar la radiación amplificada por el máser, ya que todas las transiciones de máser tienen lugar en longitudes de onda de radio. [ cita requerida ] La molécula máser debe tener un mecanismo de bombeo para crear la inversión de población, y suficiente densidad y longitud de trayectoria para que tenga lugar una amplificación significativa. Estos se combinan para limitar cuándo y dónde tendrá lugar la emisión de megamáser para una molécula dada. [18] Las condiciones específicas para cada molécula conocida por producir megamásers son diferentes, como lo ejemplifica el hecho de que no se conoce ninguna galaxia que albergue las dos especies de megamáser más comunes, hidroxilo y agua. [16] Como tal, las diferentes moléculas con megamásers conocidos se abordarán individualmente.
Arp 220 alberga el primer megamáser descubierto, es la galaxia infrarroja ultraluminosa más cercana y ha sido estudiada en gran detalle en muchas longitudes de onda. Por esta razón, es el prototipo de galaxias anfitrionas de megamáseres hidroxilados y se utiliza a menudo como guía para interpretar otros megamáseres hidroxilados y sus anfitriones. [19]
Los megamáseres de hidroxilo se encuentran en la región nuclear de una clase de galaxias llamadas galaxias infrarrojas luminosas (LIRGs), con luminosidades en el infrarrojo lejano superiores a cien mil millones de luminosidades solares , o L FIR > 10 11 L ☉ , y las galaxias infrarrojas ultraluminosas (ULIRGs), con L FIR > 10 12 L ☉ son las favoritas. [20] Estas luminosidades infrarrojas son muy grandes, pero en muchos casos las LIRG no son particularmente luminosas en luz visible . Por ejemplo, la relación entre la luminosidad infrarroja y la luminosidad en luz azul es aproximadamente 80 para Arp 220, la primera fuente en la que se observó un megamáser. [21]
La mayoría de los LIRG muestran evidencia de interacción con otras galaxias o han experimentado recientemente una fusión de galaxias , [22] y lo mismo es válido para los LIRG que albergan megamásers de hidroxilo. [23] Los anfitriones de megamáseres son ricos en gas molecular en comparación con las galaxias espirales , con masas de hidrógeno molecular superiores a mil millones de masas solares , o H 2 > 10 9 M ☉ . [24] Las fusiones ayudan a canalizar el gas molecular a la región nuclear del LIRG, produciendo altas densidades moleculares y estimulando altas tasas de formación estelar características de los LIRG. La luz de las estrellas a su vez calienta el polvo , que se vuelve a irradiar en el infrarrojo lejano y produce el alto L FIR observado en los anfitriones de megamásers de hidroxilo. [24] [25] [26] Las temperaturas del polvo derivadas de los flujos de infrarrojo lejano son cálidas en relación con las espirales, y van desde 40 a 90 K. [27]
La luminosidad del infrarrojo lejano y la temperatura del polvo de un LIRG afectan la probabilidad de albergar un megamáser de hidroxilo, a través de correlaciones entre la temperatura del polvo y la luminosidad del infrarrojo lejano, por lo que no está claro a partir de las observaciones por sí solas cuál es el papel de cada uno en la producción de megamásers de hidroxilo. Los LIRG con polvo más cálido tienen más probabilidades de albergar megamásers de hidroxilo, al igual que los ULIRG, con L FIR > 10 12 L ☉ . Al menos uno de cada tres ULIRG alberga un megamáser de hidroxilo, en comparación con aproximadamente uno de cada seis LIRG. [28] Las primeras observaciones de megamásers de hidroxilo indicaron una correlación entre la luminosidad isotrópica del hidroxilo y la luminosidad del infrarrojo lejano, con L OH L FIR 2 . [29] A medida que se descubrieron más megamasers de hidroxilo y se tuvo cuidado de tener en cuenta el sesgo de Malmquist , se encontró que esta relación observada era más plana, con L OH L FIR 1,2 0,1 . [30]
La clasificación espectral temprana de los núcleos de los LIRG que albergan megamásers de hidroxilo indicó que las propiedades de los LIRG que albergan megamásers de hidroxilo no se pueden distinguir de la población general de LIRG. Aproximadamente un tercio de los anfitriones de megamásers se clasifican como galaxias con brotes de formación estelar , una cuarta parte se clasifican como galaxias Seyfert 2 y el resto se clasifican como regiones de líneas de emisión nuclear de baja ionización o LINER. Las propiedades ópticas de los anfitriones de megamásers de hidroxilo y los no anfitriones no son significativamente diferentes. [31] Sin embargo, las observaciones infrarrojas recientes utilizando el Telescopio Espacial Spitzer pueden distinguir las galaxias anfitrionas de megamásers de hidroxilo de los LIRG sin masificación, ya que entre el 10 y el 25 % de los anfitriones de megamásers de hidroxilo muestran evidencia de un núcleo galáctico activo , en comparación con el 50-95 % de los LIRG sin masificación. [32]
Los LIRG que albergan megamasers de hidroxilo pueden distinguirse de la población general de LIRG por su contenido de gas molecular. La mayoría del gas molecular es hidrógeno molecular , y los anfitriones típicos de megamasers de hidroxilo tienen densidades de gas molecular mayores de 1000 cm −3 . Estas densidades están entre las densidades medias más altas de gas molecular entre los LIRG. Los LIRG que albergan megamasers de hidroxilo también tienen fracciones altas de gas denso en relación con los LIRG típicos. La fracción de gas denso se mide por la relación de la luminosidad producida por cianuro de hidrógeno (HCN) en relación con la luminosidad del monóxido de carbono (CO). [33]
La emisión de megamasers de hidroxilo ocurre predominantemente en las llamadas "líneas principales" a 1665 y 1667 MHz . La molécula de hidroxilo también tiene dos "líneas satélite" que emiten a 1612 y 1720 MHz, pero pocos megamasers de hidroxilo han tenido líneas satélite detectadas. La emisión en todos los megamasers de hidroxilo conocidos es más fuerte en la línea de 1667 MHz; las relaciones típicas del flujo en la línea de 1667 MHz a la línea de 1665 MHz, llamada relación hiperfina, varían de un mínimo de 2 a más de 20. [34] Para la emisión de hidroxilo en equilibrio termodinámico , esta relación variará de 1,8 a 1, dependiendo de la profundidad óptica , por lo que las relaciones de línea mayores de 2 son indicativas de una población fuera del equilibrio térmico. [35] Esto puede compararse con los máseres de hidroxilo galácticos en las regiones de formación estelar , donde la línea de 1665 MHz es típicamente más fuerte, y los máseres de hidroxilo alrededor de las estrellas evolucionadas , en los que la línea de 1612 MHz es a menudo más fuerte, y de las líneas principales, la emisión de 1667 MHz es frecuentemente más fuerte que 1612 MHz. [36] El ancho total de emisión a una frecuencia dada es típicamente de muchos cientos de kilómetros por segundo, y las características individuales que componen el perfil de emisión total tienen anchos que van desde decenas a cientos de kilómetros por segundo. [34] Estos también pueden compararse con los máseres de hidroxilo galácticos, que típicamente tienen anchos de línea del orden de un kilómetro por segundo o más estrechos, y se extienden a una velocidad de unos pocos a decenas de kilómetros por segundo. [35]
La radiación amplificada por los máseres de hidroxilo es el radiocontinuo de su anfitrión. Este continuo está compuesto principalmente de radiación de sincrotrón producida por supernovas de tipo II . [37] La amplificación de este fondo es baja, con factores de amplificación, o ganancias, que van desde unos pocos porcentajes hasta unos pocos cientos de por ciento, y las fuentes con mayores proporciones de hiperfino suelen exhibir mayores ganancias. Las fuentes con mayores ganancias suelen tener líneas de emisión más estrechas. Esto es esperable si los anchos de línea previos a la ganancia son todos aproximadamente iguales, ya que los centros de línea se amplifican más que las alas, lo que lleva al estrechamiento de la línea. [38]
Se han observado algunos megamásers de hidroxilo, incluido Arp 220, con interferometría de línea de base muy larga (VLBI), que permite estudiar las fuentes con una resolución angular más alta . Las observaciones VLBI indican que la emisión de megamásers de hidroxilo se compone de dos componentes, uno difuso y uno compacto. El componente difuso muestra ganancias de menos de un factor de uno y anchos de línea del orden de cientos de kilómetros por segundo. Estas características son similares a las observadas con observaciones de plato único de megamásers de hidroxilo que no pueden resolver componentes de máser individuales. Los componentes compactos tienen altas ganancias, que van desde decenas a cientos, altas relaciones de flujo a 1667 MHz a flujo a 1665 MHz, y anchos de línea son del orden de unos pocos kilómetros por segundo. [39] [40] Estas características generales se han explicado por un estrecho anillo circunnuclear de material del que surge la emisión difusa, y nubes de máser individuales con tamaños del orden de un pársec que dan lugar a la emisión compacta. [41] Los máseres de hidroxilo observados en la Vía Láctea se parecen más a los componentes compactos de los megamáseres de hidroxilo. Sin embargo, hay algunas regiones de emisión de máseres galácticos extendidos de otras moléculas que se parecen al componente difuso de los megamáseres de hidroxilo. [42]
La relación observada entre la luminosidad de la línea de hidroxilo y el infrarrojo lejano sugiere que los megamáseres de hidroxilo son bombeados radiativamente. [29] Las mediciones iniciales de VLBI de megamáseres de hidroxilo cercanos parecían presentar un problema con este modelo para los componentes de emisión compactos de los megamáseres de hidroxilo, ya que requerían que una fracción muy alta de fotones infrarrojos fuera absorbida por el hidroxilo y condujera a la emisión de un fotón máser, lo que hacía que la excitación por colisión fuera un mecanismo de bombeo más plausible. [43] Sin embargo, un modelo de emisión de máser con un medio de máser grumoso parece ser capaz de reproducir las propiedades observadas de la emisión de hidroxilo compacta y difusa. [44] Un tratamiento detallado reciente descubre que los fotones con una longitud de onda de 53 micrómetros son la bomba principal para la emisión de máser de la línea principal, y se aplica a todos los máseres de hidroxilo. Para proporcionar suficientes fotones en esta longitud de onda, el polvo interestelar que reprocesa la radiación estelar a longitudes de onda infrarrojas debe tener una temperatura de al menos 45 kelvin . [45] Observaciones recientes con el telescopio espacial Spitzer confirman esta imagen básica, pero todavía hay algunas discrepancias entre los detalles del modelo y las observaciones de galaxias anfitrionas de megamáseres de hidroxilo, como la opacidad del polvo requerida para la emisión de megamáseres. [32]
Los megamáseres de hidroxilo se encuentran en las regiones nucleares de los LIRG y parecen ser un marcador de la etapa de formación de las galaxias . Como la emisión de hidroxilo no está sujeta a extinción por el polvo interestelar en su LIRG anfitrión, los máseres de hidroxilo pueden ser sondas útiles de las condiciones en las que tiene lugar la formación de estrellas en los LIRG. [46] En desplazamientos al rojo de z ~ 2, hay galaxias similares a LIRG más luminosas que las del universo cercano. La relación observada entre la luminosidad del hidroxilo y la luminosidad del infrarrojo lejano sugiere que los megamáseres de hidroxilo en dichas galaxias pueden ser decenas a cientos de veces más luminosos que los megamáseres de hidroxilo observados. [47] La detección de megamáseres de hidroxilo en dichas galaxias permitiría la determinación precisa del desplazamiento al rojo y ayudaría a comprender la formación de estrellas en estos objetos. [48]
La primera detección del efecto Zeeman en otra galaxia se realizó a través de observaciones de megamáseres de hidroxilo. [49] El efecto Zeeman es la división de una línea espectral debido a la presencia de un campo magnético , y el tamaño de la división es linealmente proporcional a la intensidad del campo magnético en la línea de visión . La división Zeeman se ha detectado en cinco megamáseres de hidroxilo, y la intensidad típica de un campo detectado es del orden de unos pocos miligauss, similar a las intensidades de campo medidas en los máseres de hidroxilo galácticos. [50]
Mientras que los megamáseres de hidroxilo parecen ser fundamentalmente distintos en algunos aspectos de los máseres de hidroxilo galácticos, los megamáseres de agua no parecen requerir condiciones demasiado diferentes a las de los máseres de agua galácticos. Los máseres de agua más fuertes que los máseres de agua galácticos, algunos de los cuales son lo suficientemente fuertes como para ser clasificados como "mega" máseres, pueden describirse por la misma función de luminosidad que los máseres de agua galácticos. Algunos máseres de agua extragalácticos se encuentran en regiones de formación estelar, como los máseres de agua galácticos, mientras que los máseres de agua más fuertes se encuentran en las regiones circunnucleares alrededor de los núcleos galácticos activos (AGN). Las luminosidades isótropas de estos abarcan un rango de orden uno a unos pocos cientos de L ☉ , y se encuentran en galaxias cercanas como Messier 51 (0,8 L ☉ ) y galaxias más distantes como NGC 4258 (120 L ☉ ). [51]
La emisión de máseres de agua se observa principalmente a 22 GHz, debido a una transición entre niveles de energía rotacional en la molécula de agua. El estado superior está a una energía correspondiente a 643 kelvins alrededor del estado fundamental, y poblar este nivel de máser superior requiere densidades numéricas de hidrógeno molecular del orden de 10 8 cm −3 o mayores y temperaturas de al menos 300 kelvins. La molécula de agua llega al equilibrio térmico a densidades numéricas de hidrógeno molecular de aproximadamente 10 11 cm −3 , por lo que esto coloca un límite superior en la densidad numérica en una región de máseres de agua. [52] La emisión de máseres de agua ha sido modelada con éxito por máseres que ocurren detrás de ondas de choque que se propagan a través de regiones densas en el medio interestelar . Estos choques producen las altas densidades numéricas y temperaturas (en relación con las condiciones típicas en el medio interestelar) requeridas para la emisión de máseres, y son exitosos en la explicación de los máseres observados. [53]
Los megamáseres de agua pueden utilizarse para proporcionar determinaciones precisas de la distancia a galaxias distantes. Suponiendo una órbita kepleriana , la medición de la aceleración centrípeta y la velocidad de los puntos máser de agua produce el diámetro físico subtendido por los puntos máser. Al comparar luego el radio físico con el diámetro angular medido en el cielo, se puede determinar la distancia al máser. Este método es eficaz con los megamáseres de agua porque se producen en una pequeña región alrededor de un AGN y tienen anchos de línea estrechos. [54] Este método de medición de distancias se está utilizando para proporcionar una medida independiente de la constante de Hubble que no depende del uso de velas estándar . El método está limitado, sin embargo, por el pequeño número de megamáseres de agua conocidos a distancias dentro del flujo de Hubble . [55] Esta medición de distancia también proporciona una medición de la masa del objeto central, que en este caso es un agujero negro supermasivo . Las mediciones de masa de agujero negro utilizando megamáseres de agua son el método más preciso de determinación de masa para agujeros negros en galaxias distintas de la Vía Láctea. Las masas de los agujeros negros que se miden son consistentes con la relación M–sigma , una correlación empírica entre la dispersión de la velocidad estelar en los bulbos galácticos y la masa del agujero negro supermasivo central. [56]
