Megamaser - Megamaser - Wikipedia

Megamaser funguje jako astronomický laser že vyzařuje mikrovlnné záření spíše než viditelné světlo (odtud „m“ nahrazující „l“).[1]

A megamaser je typ astrofyzikální maser, což je přirozeně se vyskytující zdroj stimulováno spektrální čára emise. Megamasery se odlišují od astrofyzikálních masérů podle jejich velikosti izotropní zářivost. Megamasery mají typickou svítivost 103 sluneční svítivosti (L☉), což je 100 milionůkrát jasnější než masers v mléčná dráha, proto předpona mega. Stejně tak termín kilomaser se používá k popisu maserů mimo Mléčnou dráhu, které mají světelnost řádu L☉nebo tisíckrát silnější než průměrný maser v Mléčné dráze, gigamaser se používá k popisu maserů miliardkrát silnějších než průměrný maser v Mléčné dráze a extragalaktický masér zahrnuje všechny masery nalezené mimo Mléčnou dráhu. Nejznámější extragalaktické masery jsou megamasery a většina megamaserů jsou hydroxyl (OH) megamasery, což znamená spektrální čára amplifikace je jedna v důsledku přechodu v hydroxylové molekule.[Citace je zapotřebí ] Jsou známy megamasery pro další tři molekuly: voda (H2Ó), formaldehyd (H2CO) a methinu (CH).

Vodní megamasery byly prvním objeveným typem megamaseru. První vodní megamaser byl nalezen v roce 1979 v NGC 4945, galaxie v okolí Skupina Centaurus A / M83. První hydroxyl megamaser byl nalezen v roce 1982 v Arp 220, což je nejbližší ultrafialová infračervená galaxie do Mléčné dráhy.[Citace je zapotřebí ] Všechny následující OH megamasery, které byly objeveny, jsou také ve světelných infračervených galaxiích a existuje malý počet OH kilomaserů hostovaných v galaxiích s nižšími infračervenými světelnostmi. Většina světelných infračervených galaxií se nedávno spojila nebo interagovala s jinou galaxií a prochází výbuchem tvorba hvězd. Mnoho charakteristik emise v hydroxylových megamaserech se liší od charakteristik hydroxylových maserů uvnitř mléčná dráha, včetně zesílení záření pozadí a poměru hydroxylových linií na různých frekvencích. The populační inverze v hydroxylových molekulách je produkováno daleko infračerveným zářením, které je výsledkem absorpce a opětovné emise světla z formování hvězd okolím mezihvězdný prach. Zeeman se rozchází k měření lze použít hydroxyl megamaserových linek magnetické pole v masingových oblastech a tato aplikace představuje první detekci štěpení Zeemana v jiné galaxii než v Mléčné dráze.

Vodní megamasery a kilomasery jsou primárně spojeny s aktivní galaktická jádra, zatímco galaktické a slabší extragalaktické vodní masery se vyskytují v hvězdotvorných oblastech. Navzdory odlišným prostředím se okolnosti, které produkují extragalaktické vodní maséry, nezdají být příliš odlišné od těch, které produkují galaktické vodní masery. Pozorování vodních megamaserů byla použita k přesnému měření vzdáleností do galaxií, aby byla zajištěna omezení na Hubbleova konstanta.[Citace je zapotřebí ]

Pozadí

Masers

Hlavní článek: maser
Diagram ukazující proces stimulované emise

Slovo maser je odvozeno od zkratky MASER, která znamená „Mmikrovlnná trouba Amplifikace podle Snačasovaný Emise z Radiace ". Maser je předchůdcem laserů, které pracují na optických vlnových délkách, a je pojmenován nahrazením výrazu" mikrovlnná trouba "výrazem" světlo ". Vzhledem k systému atomy nebo molekuly, každý s různými energetickými stavy, může atom nebo molekula absorbovat A foton a přejít na vyšší úroveň energie nebo foton může stimulovat emise jiného fotonu stejné energie a způsobí přechod na nižší energetickou hladinu. Produkce maseru vyžaduje populační inverze, což je situace, kdy má systém více členů na vyšší energetické úrovni ve srovnání s nižší energetickou úrovní. V takové situaci bude stimulovanou emisí vyprodukováno více fotonů, než bude absorbováno. Takový systém není tepelná rovnováha, a proto vyžaduje zvláštní podmínky. Konkrétně musí mít nějaký zdroj energie, který dokáže pumpovat atomy nebo molekuly do excitovaného stavu. Jakmile dojde k inverzi populace, a foton s fotonová energie odpovídající rozdílu energie mezi dvěma stavy pak může produkovat stimulovanou emisi dalšího fotonu stejné energie. Atom nebo molekula klesne na nižší energetickou hladinu a budou dva fotony stejné energie, kde předtím byl pouze jeden. Opakování tohoto procesu vede k zesílení a protože všechny fotony mají stejnou energii, produkované světlo je jednobarevný.[2][3]

Astrofyzikální masery

Hlavní článek: astrofyzikální maser

Masery a lasery stavěny na Země a masery, které se vyskytují ve vesmíru, vyžadují k provozu inverzi populace, ale podmínky, za kterých dochází k inverzi populace, jsou v obou případech velmi odlišné. Masers v laboratořích mají systémy s vysokou hustotou, která omezuje přechody, které mohou být použity pro maskování, a vyžaduje použití rezonanční dutina za účelem mnohonásobného odrazu světla tam a zpět. Astrofyzikální masery mají nízkou hustotu a přirozeně mají velmi dlouhé délky dráhy. Při nízkých hustotách se snáze dosáhne mimo tepelnou rovnováhu, protože tepelná rovnováha je udržována kolizemi, což znamená, že může dojít k inverzi populace. Dlouhé délky dráhy poskytují fotonům procházejícím médiem mnoho příležitostí ke stimulaci emise a produkci zesílení zdroje záření na pozadí. Tyto faktory se hromadí, aby „učinily mezihvězdný prostor přirozeným prostředím pro provoz maserů“.[4] Astrofyzikální masery mohou být čerpány buď radiačně, nebo kolize. Při radiačním čerpání infračervený fotony s vyššími energiemi než maserovy přechody fotony přednostně vzrušují atomy a molekuly do horního stavu v maseru, aby došlo k inverzi populace. Při kolizním čerpání je tato inverze populace místo toho produkována srážkami, které excitují molekuly na energetické úrovně nad úrovní horní maserovy úrovně, a poté se molekula rozpadá na horní maserovou hladinu emitováním fotonů.[5]

Dějiny

V roce 1965, dvanáct let po prvním maser byl postaven v laboratoř, byl objeven v masce hydroxyl (OH) maser mléčná dráha.[6] Masers jiných molekuly byly objeveny v Mléčné dráze v následujících letech, včetně vody (H2Ó), oxid křemičitý (SiO) a methanolu (CH3ACH).[7] Typická izotropní svítivost pro tyto galaktické masery je 10−6–10−3 L☉.[8] Prvním důkazem extragalaktického masingu byla detekce molekuly hydroxylu v NGC 253 v roce 1973 a byl zhruba desetkrát zářivější než galaktické masery.[9]

V roce 1982 byl objeven první megamaser v ultrafialová infračervená galaxie Arp 220.[10] Svítivost zdroje za předpokladu, že vyzařuje izotropicky, je zhruba 103 L☉. Tato svítivost je zhruba stámiliónkrát silnější než typický maser nalezený v mléčná dráha, a tak se zdroj maseru v Arp 220 nazýval megamaser.[11] V tuto chvíli extragalaktická voda (H2O) masaři už byli známí. V roce 1984 byla v roce objevena emise vodního maseru NGC 4258 a NGC 1068 které měly srovnatelnou pevnost s hydroxylovým masérem v Arp 220 a jsou jako takové považovány za vodní megamasery.[12]

V příštím desetiletí byly také objeveny megamasery formaldehyd (H2CO) a methinu (CH). Galaktické formaldehydové masery jsou relativně vzácné a je známo více megamaserů formaldehydu než galaktických formaldehydových maserů. Na druhou stranu masineři methinu jsou v Mléčné dráze docela běžní. Oba typy megamaserů byly nalezeny v galaxiích, ve kterých byla detekována hydroxylová skupina. Methinu lze pozorovat v galaxiích s absorpcí hydroxylových skupin, zatímco formaldehyd se nachází v galaxiích s absorpcí hydroxylových skupin i v galaxiích s emisemi hydroxylových megamaserů.[13]

Od roku 2007 bylo známo 109 zdrojů hydroxyl megamaseru, až a rudý posuv z .[14] Přes 100 extragalaktický vodní masaři jsou známí,[15]a z nich je 65 dostatečně jasných, aby je bylo možné považovat za megamasery.[16]

Obecné požadavky

Galaxie MCG + 01-38-004 (horní) a MCG + 01-38-005 (nižší) - mikrovlnné emise z MCG + 01-38-005 byly použity k výpočtu rafinované hodnoty pro Hubbleova konstanta.[17]

Bez ohledu na masingovou molekulu existuje několik požadavků, které musí být splněny, aby mohl existovat silný zdroj maserů. Jedním z požadavků je zdroj pozadí rádiového kontinua, který poskytuje záření zesílené maserem, protože všechny přechody maseru probíhají na rádiových vlnových délkách.[Citace je zapotřebí ] Maskující molekula musí mít čerpací mechanismus k vytvoření inverze populace a dostatečnou hustotu a délku dráhy, aby došlo k významné amplifikaci. Kombinují se, aby omezily, kdy a kde dojde k emisi megamaseru pro danou molekulu.[18] Specifické podmínky pro každou molekulu, o které je známo, že produkuje megamasery, se liší, což dokládá skutečnost, že neexistuje žádná známá galaxie, která by hostovala oba dva nejběžnější druhy megamaserů, hydroxylovou skupinu a vodu.[16] Jako takové budou různé molekuly se známými megamasery řešeny individuálně.

Hydroxylové megamasery

Arp 220 hostí první objevený megamaser, je nejbližší ultrafialovou infračervenou galaxií a byl podrobně studován na mnoha vlnových délkách. Z tohoto důvodu se jedná o prototyp hostitelských galaxií s hydroxylovým megamaserem a často se používá jako vodítko pro interpretaci jiných hydroxylových megamaserů a jejich hostitelů.[19]

Hostitelé a prostředí

Arp 220, prototyp hostitelské galaxie hydroxylového megamaseru (Hubbleův vesmírný dalekohled )

Hydroxylové megamasery se nacházejí v jaderné oblasti třídy galaxie volala světelné infračervené galaxie (LIRG) s daleko infračervenými světelnostmi přesahujícími sto miliard sluneční svítivosti nebo L.JEDLE > 1011 L☉a ultrafialové infračervené galaxie (ULIRGs), s LJEDLE > 1012 L☉ jsou upřednostňovány.[20] Tyto infračervené světelnosti jsou velmi velké, ale v mnoha případech LIRG nejsou nijak zvlášť světelné viditelné světlo. Například poměr infračervené svítivosti k svítivosti v modré světlo je zhruba 80 pro Arp 220, první zdroj, u kterého byl pozorován megamaser.[21]

Většina LIRG vykazuje důkazy o interakci s jinými galaxiemi nebo o nedávné zkušenosti s fúze galaxií,[22] a totéž platí pro LIRG, které hostí hydroxylové megamasery.[23] Hostitelé Megamaseru jsou bohatí na molekulární plyn ve srovnání s spirální galaxie, s molekulárním vodík masy přesahující jednu miliardu sluneční hmoty nebo H2 > 109 M☉.[24] Fúze pomáhají přivádět molekulární plyn do jaderné oblasti LIRG, produkují vysoké molekulární hustoty a stimulují vysokou tvorba hvězd sazby charakteristické pro LIRG. Světlo hvězd se zase zahřívá prach, který znovu vyzařuje ve vzdálené infračervené oblasti a produkuje vysoký LJEDLE pozorováno u hostitelů hydroxylového megamaseru.[24][25][26] Teploty prachu pocházející z toků vzdálené infračervené oblasti jsou v porovnání se spirálami teplé a pohybují se v rozmezí 40–90 K.[27]

Daleko infračervená světelnost a teplota prachu LIRG ovlivňují pravděpodobnost hostování hydroxylového megamaseru prostřednictvím korelací mezi teplotou prachu a světelnou vzdáleností infračerveného záření, takže ze samotných pozorování není jasné, jaká je role každého z nich při výrobě hydroxylových megamaserů. LIRG s teplejším prachem pravděpodobněji budou hostovat hydroxylové megamasery, stejně jako ULIRG, s LJEDLE > 1012 L☉. Alespoň jeden ze tří ULIRG hostuje hydroxylový megamaser, ve srovnání s přibližně jedním ze šesti LIRG.[28] Časná pozorování hydroxyl megamaserů naznačila korelaci mezi isotropní hydroxylovou svítivostí a světelností ve vzdálené infračervené oblasti, s LACH LJEDLE2.[29] Jak bylo objeveno více hydroxylových megamaserů, byla věnována pozornost tomu, jak Malmquist zaujatost, bylo zjištěno, že tento pozorovaný vztah je plošší, s L.ACH LJEDLE1.20.1.[30]

Včasná spektrální klasifikace jader LIRG, která hostí hydroxylové megamasery, ukázala, že vlastnosti LIRG, které hostí hydroxylové megamasery, nelze odlišit od celkové populace LIRG. Zhruba třetina hostitelů megamaserů je klasifikována jako hvězdokupy galaxie, jedna čtvrtina je klasifikována jako Seyfert 2 galaxie a zbytek jsou klasifikovány jako regiony s nízkou ionizací jaderných emisí, nebo PODŠÍVKY. Optické vlastnosti hostitelů hydroxylových megamaserů a nehostitelů nejsou výrazně odlišný.[31] Nedávná infračervená pozorování pomocí Spitzerův kosmický dalekohled jsou však schopni odlišit galaxie hostitelů hydroxylových megamaserů od nemasírujících LIRG, protože 10–25% hostitelů hydroxyl megamaserů svědčí o aktivní galaktické jádro, ve srovnání s 50–95% pro nemasírující LIRG.[32]

LIRG, které hostí hydroxylové megamasery, lze odlišit od obecné populace LIRG podle obsahu molekulárních plynů. Většina molekulárního plynu je molekulární vodík a typičtí hostitelé hydroxylového megamaseru mají molekulární plyn hustoty větší než 1000 cm−3. Tyto hustoty patří mezi nejvyšší střední hustoty molekulárního plynu mezi LIRG. LIRG, které hostí hydroxylové megamasery, mají také vysoké frakce hustého plynu ve srovnání s typickými LIRG. Hustá frakce plynu se měří poměrem svítivosti produkované kyanovodík (HCN) ve vztahu k svítivosti kysličník uhelnatý (CO).[33]

Vlastnosti čáry

Maserové linky 1665 a 1667 MHz v Arp 220, které byly červeně posunutý na nižší frekvence (Observatoř Arecibo data)

Emise hydroxyl megamaserů se vyskytuje převážně v takzvaných „hlavních linkách“ v letech 1665 a 1667 MHz. Molekula hydroxylu má také dvě „satelitní linky“, které vyzařují na 1612 a 1720 MHz, ale jen málo hydroxyl megamaserů detekovalo satelitní linky. Emise ve všech známých hydroxylových megamaserech jsou silnější na lince 1667 MHz; typické poměry toku v lince 1667 MHz k lince 1665 MHz, nazývané hyperjemný poměr, se pohybují od minima 2 do více než 20.[34] Pro hydroxyl emitující v termodynamická rovnováha, tento poměr se bude pohybovat od 1,8 do 1, v závislosti na optická hloubka, takže řádkové poměry větší než 2 svědčí o populaci mimo tepelnou rovnováhu.[35] To lze srovnat s galaktickými hydroxylovými masery v vytváření hvězd regiony, kde je linka 1665 MHz obvykle nejsilnější, a hydroxylové masery kolem vyvinuly se hvězdy, kde je linka 1612 MHz často nejsilnější, a z hlavních linek je emise 1667 MHz často silnější než 1612 MHz.[36] Celková šířka emise v daném případě frekvence je obvykle mnoho stovek kilometrů za sekundu a jednotlivé prvky, které tvoří celkový emisní profil, mají šířky od desítek do stovek kilometrů za sekundu.[34] Mohou být také srovnávány s galaktickými hydroxylovými masery, které mají obvykle šířky řádků řádově kilometr za sekundu nebo užší a jsou rozloženy rychlostí několika až desítek kilometrů za sekundu.[35]

Záření zesílené hydroxylovými masery je rádio kontinuum svého hostitele. Toto kontinuum je primárně složeno z synchrotronové záření produkovaný Supernovy typu II.[37] Zesílení tohoto pozadí je nízké, s amplifikačními faktory nebo zisky, v rozmezí od několika procent do několika stovek procent, a zdroje s většími poměry hyperjemné obvykle vykazující větší zisky. Zdroje s vyššími zisky mají obvykle užší emisní čáry. To se očekává, pokud jsou šířky čar před ziskem zhruba stejné, protože středy linií jsou zesíleny více než křídla, což vede k zúžení linek.[38]

Bylo pozorováno několik hydroxyl megamaserů, včetně Arp 220 velmi dlouhá základní interferometrie (VLBI), který umožňuje studovat zdroje na vyšších úrovních úhlové rozlišení. Pozorování VLBI ukazují, že emise hydroxylového megamaseru se skládá ze dvou složek, jedné difuzní a jedné kompaktní. Difúzní komponenta zobrazuje zisky menší než faktor jedna a šířky řádků řádově stovky kilometrů za sekundu. Tyto vlastnosti jsou podobné těm, které lze pozorovat při pozorování jednotlivých misek u hydroxylových megamaserů, které nejsou schopny rozlišit jednotlivé složky masingu. Kompaktní komponenty mají vysoké zisky, od desítek po stovky, vysoké poměry toku na 1667 MHz k toku na 1665 MHz a šířky linky jsou řádově několik kilometrů za sekundu.[39][40] Tyto obecné rysy byly vysvětleny úzkým kruhovým jaderným prstencem materiálu, ze kterého vzniká difúzní emise, a individuálními masujícími mraky o velikosti řádu jedna parsec které způsobují kompaktní emise.[41] Hydroxylové masery pozorované v Mléčné dráze se více podobají kompaktním komponentám hydroxylového megamaseru. Existují však některé oblasti rozšířené emise galaktického maseru z jiných molekul, které se podobají difúzní složce hydroxylových megamaserů.[42]

Čerpací mechanismus

Pozorovaný vztah mezi svítivostí hydroxylové linky a vzdálenou infračervenou oblastí naznačuje, že hydroxylové megamasery jsou radiačně čerpány.[29] Počáteční měření VLBI blízkých hydroxylových megamaserů zřejmě představovalo problém s tímto modelem pro kompaktní emisní složky hydroxylových megamaserů, protože vyžadovaly absorpci velmi vysokého podílu infračervených fotonů hydroxylem a vedly k emitování masivnějšího fotonu, což vedlo ke kolizní excitaci věrohodnější čerpací mechanismus.[43] Zdá se však, že model emise maseru s nemotorným masingovým médiem dokáže reprodukovat pozorované vlastnosti kompaktní a difúzní emise hydroxylu.[44] Nedávná podrobná léčba zjistila, že fotony s vlnovou délkou 53 mikrometry jsou primárním čerpadlem pro emise maseru hlavního vedení a platí pro všechny hydroxylové masery. Aby bylo možné poskytnout dostatek fotonů při této vlnové délce, musí mít mezihvězdný prach, který přepracovává hvězdné záření na infračervené vlnové délky, teplotu alespoň 45 kelvinů.[45] Nedávná pozorování s Spitzerův kosmický dalekohled potvrďte tento základní obrázek, ale stále existují určité nesrovnalosti mezi podrobnostmi modelu a pozorováním hostitelských galaxií s hydroxylovým megamaserem, jako je požadovaný prach neprůhlednost pro emise megamaseru.[32]

Aplikace

Hydroxylové megamasery se vyskytují v jaderných oblastech LIRG a ve fázi vznik galaxií. Protože emise hydroxylu nepodléhají zánik podle mezihvězdný prach v hostitelském LIRG mohou být hydroxylové masery užitečnými sondami podmínek, kde dochází k tvorbě hvězd v LIRG.[46] Na červené posuny z ~ 2 jsou LIRG podobné galaxie zářivější než galaxie v blízkém vesmíru. Pozorovaný vztah mezi hydroxylovou svítivostí a světelností ve velké infračervené oblasti naznačuje, že hydroxylové megamasery v takových galaxiích mohou být desítky až stokrát světelnější než pozorované hydroxylové megamasery.[47] Detekce hydroxylových megamaserů v takových galaxiích by umožnila přesné určení rudého posuvu a pomohla pochopit vznik hvězd v těchto objektech.[48]

První detekce Zeemanův efekt v jiné galaxii bylo provedeno pozorováním hydroxylových megamaserů.[49] Zeemanův efekt je rozdělení a spektrální čára kvůli přítomnosti a magnetické pole a velikost rozdělení je lineárně úměrný do přímá viditelnost síla magnetického pole. Zeemanovo štěpení bylo zjištěno u pěti hydroxylových megamaserů a typická síla detekovaného pole je řádově několik miligaussů, podobně jako síly pole měřené v galaktických hydroxylových maserech.[50]

Vodní megamasery

Zatímco se zdá, že se hydroxyl megamasery v některých ohledech zásadně liší od galaktických hydroxylových masérů, vodní megamasery nevyžadují příliš odlišné podmínky od galaktických masérů vody. Vodní masery silnější než galaktické vodní masery, z nichž některé jsou dostatečně silné, aby mohly být klasifikovány jako „mega“ masery, lze popsat stejným způsobem funkce svítivosti jako galaktické vodní maséry. Některé extragalaktické vodní masery se vyskytují v hvězdotvorných oblastech, jako jsou galaktické vodní masery, zatímco silnější vodní masery se nacházejí v polojaderných oblastech kolem aktivní galaktická jádra (AGN). Izotropní svítivost těchto rozpětí se pohybuje v rozmezí od jedné do několika set L☉, a nacházejí se v blízkých galaxiích jako Messier 51 (0.8 L☉) a vzdálenější galaxie jako NGC 4258 (120 L☉).[51]

Vlastnosti vedení a čerpací mechanismus

Emise Water Maser je pozorována především na 22 GHz, v důsledku přechodu mezi úrovně rotační energie v molekule vody. Horní stav je na energii odpovídající 643 kelvinům o základním stavu a naplnění této horní úrovně maseru vyžaduje početní hustoty molekulárního vodíku řádu 108 cm−3 nebo vyšší a teploty alespoň 300 kelvinů. Molekula vody vstupuje do tepelné rovnováhy při hustotách molekulárního vodíku asi 1011 cm−3, takže toto stanoví horní limit hustoty počtu v oblasti masírování vodou.[52] Emise vodních masérů byla úspěšně modelována masery vyskytujícími se za nimi rázové vlny šířící se hustými oblastmi v mezihvězdné médium. Tyto šoky produkují vysoké hustoty a teploty (v poměru k typickým podmínkám v mezihvězdném prostředí) požadované pro emise masera a jsou úspěšné při vysvětlování pozorovaných maserů.[53]

Aplikace

K přesnému určení vzdálenosti vzdálených galaxií lze použít vodní megamasery. Za předpokladu, že Kepleriánská dráha, měření dostředivé zrychlení a rychlost vodních maserových skvrn poskytuje fyzický průměr, který je podřízen maserovými skvrnami. Pak porovnáním fyzického poloměru s úhlový průměr měřeno na obloze, lze určit vzdálenost k maserovi. Tato metoda je účinná u vodních megamaserů, protože se vyskytují v malé oblasti kolem AGN a mají úzké šířky čar.[54] Tato metoda měření vzdáleností se používá k zajištění nezávislého měření Hubbleova konstanta který se nespoléhá na použití standardní svíčky. Metoda je však omezena malým počtem vodních megamaserů známých na dálku uvnitř Tok Hubbla.[55] Toto měření vzdálenosti také poskytuje měření hmotnosti centrálního objektu, což je v tomto případě a supermasivní černá díra. Měření hmotnosti černé díry pomocí vodních megamaserů je nejpřesnější metodou stanovení hmotnosti pro černé díry v jiných galaxiích než v Mléčné dráze. Hmotnosti černé díry, které jsou měřeny, jsou v souladu s Vztah M-sigma, empirická korelace mezi disperzí hvězdné rychlosti v galaktické boule a hmota centrální supermasivní černé díry.[56]

Poznámky

  1. ^ „Kosmický megamaser“. www.spacetelescope.org. Citováno 26. prosince 2016.
  2. ^ Griffiths (2005), str. 350–351.
  3. ^ Townes, Charles H. „Nobelova přednáška Charlese H. Townese z roku 1964“. Citováno 2010-12-25.
  4. ^ Elitzur (1992), str. 56–58.
  5. ^ Lo (2005), str. 628–629.
  6. ^ Weaver a kol. (1965)
  7. ^ Reid a Moran (1981)
  8. ^ Moran (1976)
  9. ^ Elitzur (1992), str. 308.
  10. ^ Baan, Wood a Haschick (1982)
  11. ^ Baan a Haschick (1984)
  12. ^ Elitzur (1992), str. 315.
  13. ^ Baan (1993)
  14. ^ Chen, Shan a Gao (2007)
  15. ^ Braatz, Jim (4. května 2010). „Katalog galaxií detekovaných v H2Emise „Maser“. Citováno 2010-08-20.
  16. ^ A b Lo (2005), str. 668.
  17. ^ „Od mikrovln k megamaserům“. www.spacetelescope.org. Citováno 28. srpna 2017.
  18. ^ Baan (1993), str. 80–81.
  19. ^ Elitzur (1992), str. 308–310.
  20. ^ Darling and Giovanelli (2002), str. 115
  21. ^ Elitzur (1992), str. 309.
  22. ^ Andreasian a Alloin (1994)
  23. ^ Darling and Giovanelli (2002), str. 115–116.
  24. ^ A b Burdyuzha a Vikulov (1990), str. 86.
  25. ^ Darling and Giovanelli (2002), str. 116
  26. ^ Mirabel a Sanders (1987)
  27. ^ Lockett a Elitzur (2008), str. 986.
  28. ^ Darling and Giovanelli (2002), str. 117–118.
  29. ^ A b Baan (1989)
  30. ^ Darling and Giovanelli (2002), str. 118–120.
  31. ^ Darling and Giovanelli (2006)
  32. ^ A b Willett a kol. (2011)
  33. ^ Miláčku (2007)
  34. ^ A b Randell a kol. (1995), str. 660.
  35. ^ A b Baan, Wood a Haschick (1982), str. L51.
  36. ^ Reid a Moran (1981), str. 247–251.
  37. ^ Baan a Klockner (2006), str. 559.
  38. ^ Baan (1993), str. 74–76.
  39. ^ Lonsdale a kol. (1998)
  40. ^ Diamond a kol. (1999)
  41. ^ Parra a kol. (2005)
  42. ^ Parra a kol. (2005), str. 394.
  43. ^ Lonsdale a kol. (1998), str. L15 – L16.
  44. ^ Lockett a Elitzur (2008), str. 985.
  45. ^ Lockett a Elitzur (2008), str. 991.
  46. ^ Darling (2005), str. 217.
  47. ^ Burdyuzha a Komberg (1990)
  48. ^ Lo (2005), str. 656–657.
  49. ^ Robishaw, Quataert a Heiles (2008), str. 981.
  50. ^ Robishaw, Quataert a Heiles (2008)
  51. ^ Elitzur (1992), str. 314–316.
  52. ^ Lo (2005), str. 629–630.
  53. ^ Elitzur, Hollenbach a McKee (1989)
  54. ^ Herrnstein a kol. (1999)
  55. ^ Reid a kol. (2009)
  56. ^ Kuo a kol. (2011)

Reference