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天文物理迈射
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天文物理迈射（英语：Astrophysical maser）是一种自然发生的受激谱线，来源通常是在电磁频谱的微波部分。这种发射可能出现在分子云、彗星、恒星大气或其它各种条件的星际空间中。
背景
就像雷射一样，来自迈射的发射是受激的（或是种源）和单色的，有著符合两个量子力学能阶能量差的频率，在介质物中增益，就像帮浦非热居量反转。然而，自然发生的迈射缺乏地球实验室的共振腔引擎。来自天文物理迈射的微波受激发射是由于通过单一介质增益，因此通常缺乏实验室的微波激发器的和所预期的空间的相干性与模式的纯度。
由于工程和天然迈射之间的差异，人们经常说[1]天文物理迈射不是“真正”的迈射，因为它们缺乏共振腔。早期的技术故意无视以共振为基础的雷射和单通雷射之间的差别[2]。
这种语言上的基本不协调，导致在这个领域中使用其他自相矛盾的定义。举例来说，如果错位雷射的增益介质是放射种子但非振荡辐射，则称为"放大的自发辐射"（amplified spontaneous emission，或ASE）。这种ASE被视为不需要的或寄生的。有些研究人员会在此定义中加入回馈不足或未达到镭射阈值的情况：也就是说，使用者希望系统的行为像雷射一样。事实上，天体物理迈射的发射也是ASE，但有时会称为超辐射发射（superradiant emission），以区别于实验室现象。这只会增加混淆，因为两种来源都是超辐射。在某些实验室雷射中，例如单次通过再生放大的钛宝石激光器（Ti:Sapph）阶段，其物理现象直接类似于天体物理迈射中的放大射线。[来源请求]
此外，在迈射（maser）中使用“m”代表“微波”（microwave）的实际限制也有各种不同的用法。举例来说，当雷射最初被开发在光谱的可见部分时，它们被称为“光迈射”[3]。查尔斯·汤斯（Charles Townes）主张用m来代表分子（molecule），因为分子的能量状态通常会提供迈射转换。[4]
单单存在泵浦群集反转（pumped population inversion）并不足以观测到迈射。举例来说，沿著视线方向必须有速度相干性，这样多普勒频移才不会妨碍增益介质不同部分的倒相态（inverted states）进行辐射耦合。实验室雷射和迈射中的偏振可透过选择性振荡所需的模式来实现，而天然迈射中的偏振则只会在增益介质中存在偏振态相关泵浦或磁场时才会产生。
由于天文观测站的灵敏度有限，而且相对偏远，再加上周围空间中未泵送的分子对天体物理气相色团辐射有时会产生压倒性的光谱吸收，因此天体物理气相色团的辐射可能相当微弱，而且可能无法被侦测到。通过明智地使用干涉测量术，特别是甚长基线干涉测量（VLBI）中固有的空间滤波技术，可以部分克服后一种障碍。[来源请求]
迈射的研究提供了关于恒星诞生和死亡环境以及含有黑洞的星系中心的条件 - 温度、密度、磁场和速度 - 的宝贵资讯，有助于完善现有的理论模型。
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发现
1965年，Weaver等人意外地在太空中发现了频率为1665 MHz、来历不明的发射线。当时许多研究人员仍然认为分子不可能存在于太空中，尽管麦凯勒 (McKellar) 在1940年代已经发现了分子，因此发射线一开始被归因于一种假想的星际物质，命名为“神秘物质”(mysterium)，但很快就被确认为分子云中紧密来源的氢氧化物分子的发射线。接著又有更多的发现，1969年的水发射射线、1970年的甲醇发射射线、1974年的一氧化矽发射射线，都是来自分子云内。这些都被称为迈射（masers），因为从窄线宽和高有效温度来看，这些来源显然是在放大微波辐射。
接著在高度演化的晚期型星周围发现了迈射，这些恒星被命名为OH/IR星。首先是1968年的氢氧化物发射，然后是1969年的水发射，以及1974年的一氧化矽发射。1973年在外部星系中发现了迈射，在太阳系的彗星光晕中也发现了迈射。
另一个出乎意料的发现是在1982年，发现了一个河外光源的发射，其光度无与伦比，大约是之前任何光源的106倍。由于其光度极高，因此被称为巨迈射（megamaser）；之后又发现了许多巨迈射。
1995年，利用NASA的柯伊伯机载天文台（Kuiper Airborne Observatory），发现了从恒星MWC 349A发出的微弱圆盘迈射。
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在天文环境的受激辐射中，已观测到以下物种：
相关条目
参考资料
- ^ Weaver H., Dieter N.H., Williams D.R.W., Lum W.T. 1965 Nature 208 29-31
- ^ Davis R.D., Rowson B., Booth R.S., Cooper A.J., Gent H., Adgie R.L., Crowther J.H. 1967 Nature 213 1109-10
- ^ Cheung A.C., Rank D.M., Townes C.H., Thornton D.D., Welch W.J., Crowther J.H. 1969 Nature 221 626-8
- ^ Snyder L.E., Buhl D. 1974 Astrophys. J. 189 L31-3
- ^ Ball J.A., Gottlieb C.A., Lilley A.E., Radford H.E. 1970 Astrophys. J. 162 L203-10
- ^ Wilson W.J., Darrett A.H. 1968 Science 161 778-9
- ^ Knowles S.H., Mayer C.H., Cheung A.E., Rank D.M., Townes C.H. 1969 Science 163 1055-7
- ^ Buhl D., Snyder L.E., Lovas F.J., Johnson D.R. 1974 Astrophys. J. 192 L97-100
- ^ Whiteoak J.B., Gardner F.F. 1973 Astrophys. Lett. 15 211-5
- ^ Baan W.A., Wood P.A.D., Haschick A.D. 1982 Astrophys. J. 260 L49-52
- ^ Cohen R.J. Rep. Prog. Phys. 1989 52 881-943
- ^ Elitzur M. Annu. Rev. Astron. Astrophys. 1992 30 75-112
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