Megamaser

Megamaser  er en type astrofysisk maser , som er en naturlig kilde til stimuleret emission . Megamasere adskiller sig fra andre typer kosmiske masere ved deres høje isotrope lysstyrker . Megamasere har lysstyrker i størrelsesordenen 10 3 solar luminositeter ( L ), hvilket er millioner af gange større end lysstyrken af ​​Mælkevejsmaserne . Det analoge udtryk kilomaser anvendes på ekstragalaktiske masere med lysstyrker omkring L ; lysstyrken af ​​gigamasere er milliarder af gange større end lysstyrken af ​​masere i Mælkevejen; udtrykket ekstragalaktisk maser refererer til alle masere uden for Mælkevejen. Megamasere er den bedst kendte type ekstragalaktiske masere; de fleste af dem er hydroxyl (OH) megamasere, hvilket betyder en stigning i spektrallinjen svarende til overgangen mellem niveauer i hydroxylmolekylet. Megamasere er også kendt for at udsende i linjerne af tre andre molekyler: vand (H 2 O), formaldehyd (H 2 CO) og methin (CH).

Vandmegamasere var de første megamasere, der blev opdaget. Den første vandmegamaser blev opdaget i 1979 i galaksen NGC 4945 . Den første hydroxyl megamaser blev opdaget i 1982 i Arp 220 galaksen , den nærmeste ultraluminøse infrarøde galakse . Alle efterfølgende hydroxyl-megamasere er også blevet opdaget i lyse infrarøde galakser , og en række hydroxyl-kilomasere er også blevet fundet i galakser med lavere infrarød lysstyrke. De lyseste infrarøde galakser har oplevet nylige fusioner eller interaktioner med andre galakser og gennemgår i øjeblikket udbrud af stjernedannelse . Mange karakteristika ved emissionen fra hydroxylmegamasere adskiller sig fra Mælkevejens hydroxylmasere, herunder forstærkningen af ​​baggrundsstrålingen og effektforholdet mellem hydroxyllinjerne ved forskellige frekvenser. Populationsinversion i hydroxylmolekyler skabes af stråling i det fjerne infrarøde område, som opstår, når lyset fra stjerner absorberes og genudsendes af interstellart støv . Linjeopdelingen på grund af Zeeman-effekten kan bruges til at bestemme magnetfelterne i områderne med maseremission. Således blev magnetfeltet i en anden galakse målt for første gang.

Vandmegamasere og -kilomasere findes hovedsageligt i forbindelse med aktive galaktiske kerner, mens masere i vores galakse og svage ekstragalaktiske masere hovedsageligt findes i stjernedannende områder. På trods af forskellen i miljøet er betingelserne, hvorunder ekstragalaktiske vandmasere skabes, ikke meget forskellige fra dem, hvor galaksevandmasere skabes. Observationer af vandmegamasere er blevet brugt som en del af præcise metoder til at bestemme afstanden til andre galakser og til at forfine Hubble-konstanten .

Teori

Masers

Udtrykket maser kommer fra forkortelsen MASER: Microwave Amplification by Stimulated Emission of Radiation (mikrobølgeforstærkning ved stimuleret emission). Overvej et system af atomer eller molekyler med forskellige energitilstande; et atom eller et molekyle kan absorbere en foton og gå til et højere energiniveau , eller en foton kan inducere emission af en anden foton med samme energi som et resultat af, at atomet eller molekylet går til et lavere energiniveau. Dannelsen af ​​en maser kræver en omvendt population, hvor flere atomer/molekyler er på højere energiniveauer end ved lavere. I en sådan tilstand vil der blive skabt flere fotoner af den inducerende stråling, end der absorberes. Et sådant system er ikke i termisk ligevægt; en energikilde er nødvendig for at fremme overgangen af ​​atomer eller molekyler til en exciteret tilstand. Ved at nå tilstanden af ​​befolkningsinversion kan en foton med en energi lig med energiforskellen mellem to energiniveauer inducere fremkomsten af ​​en anden foton med samme energi. Atomet eller molekylet vil derefter bevæge sig til et lavere energiniveau. Gentagelsen af ​​en sådan proces fører til en forstærkning af den oprindelige stråling, og da de udsendte fotoner har samme energi, er det forstærkede lys monokromatisk. [2] [3]

Kosmiske masere

Masere og lasere skabt på Jorden og rummasere kræver eksistensen af ​​en omvendt population, men betingelserne for at opnå en omvendt population er væsentligt forskellige. Masere i laboratorier har et partikelsystem med høj densitet, der pålægger begrænsninger på overgangen mellem energiniveauer, hvor maserstråling kan forekomme; det er også nødvendigt at bruge en resonator, hvor lys gentagne gange passerer gennem stoffet. Kosmiske masere opererer ved lave tætheder, hvilket fører til store gennemsnitlige frie veje. Ved lave tætheder er det lettere at bringe et stof ud af en tilstand af termisk ligevægt, da en sådan ligevægt opretholdes ved kollisioner mellem partikler. Store værdier af den gennemsnitlige frie vej gør fotoner mere tilbøjelige til at inducere stimuleret emission, hvilket resulterer i forstærkning af baggrundsstrålingen. [4] Kosmiske masere pumpes af baggrundsstråling eller partikelkollisioner. Når de pumpes af stråling, exciterer infrarøde fotoner med en energi, der overstiger energien fra maserovergange, atomer og molekyler, hvilket skaber en omvendt population. Ved kollisionspumpning skabes populationsinversion af kollisioner, der exciterer molekyler til energiniveauer, der er højere end dem for maser-overgange, hvortil molekylerne derefter går ned ved at udsende fotoner. [5]

Historie

I 1965, 12 år efter oprettelsen af ​​den første maser i laboratoriet, blev en hydroxylmaser opdaget i Mælkevejens plan. [6] I de efterfølgende år blev masere, der udsender i linjerne af andre molekyler, opdaget, herunder vand (H 2 O), siliciummonoxid (SiO), methanol (CH 3 OH). [7] Den typiske værdi af den isotrope lysstyrke for galaktiske masere er 10 −6 −10 −3 L . [8] Den første bekræftelse af eksistensen af ​​en ekstragalaktisk maseremission kom fra opdagelsen af ​​et hydroxylmolekyle i NGC 253 i 1973; strålingskildens lysstyrke var en størrelsesorden højere end gennemsnitsværdien for galaktiske masere. [9]

I 1982 blev den første megamaser opdaget i den ultraluminøse infrarøde galakse Arp 220 . [10] Kildens lysstyrke under antagelsen om isotropi var 10 3 L . Denne værdi er titusinder af gange højere end den typiske værdi for galaktiske masere, så kilden i Arp 220 kaldes en megamaser . [11] På det tidspunkt var ekstragalaktiske vandmasere kendt. I 1984 blev maserstrålingen af ​​vandmolekyler i NGC 4258 og NGC 1068 opdaget , i kraft sammenlignelig med hydroxylmegamaseren i Arp 220. [12]

I løbet af det næste årti blev megamasere af formaldehyd (H 2 CO) og methin (CH) molekyler opdaget. Galaktiske formaldehyd masere er relativt sjældne, med flere formaldehyd megamasere kendt end formaldehyd galaktiske masere. Methinmasere er ret almindelige i galaksen. Begge typer megamasere er fundet i galakser, hvori der er fundet hydroxyl. Metin observeres i galakser med absorption af hydroxylmolekyler; formaldehyd findes i galakser med både hydroxyl absorption og hydroxyl megamaser emission. [13]

Fra 2007 kendes 109 hydroxyl megamasere, før rødforskydning . [14] Der kendes mere end 100 ekstragalaktiske vandmasere, [15] hvoraf 65 er lyse nok til at blive betragtet som megamasere. [16]

Eksistensbetingelser

Uanset hvilket molekyle der producerer maseremissionen, er der flere betingelser, som mediet skal opfylde, for at en kraftig maseremission kan forekomme. En af betingelserne er tilstedeværelsen af ​​baggrundsstråling i radioområdet med et kontinuerligt spektrum, som sikrer tilstedeværelsen af ​​fotoner, der inducerer stimuleret emission, da maserlinjerne for overgange mellem niveauer er placeret i radioområdet. Der skal også være en pumpemekanisme, der skaber en omvendt population, samt en vis tæthed og middel fri vej. Der er således forhold, der skaber begrænsninger for egenskaberne af det medium, hvor maserstråling er mulig. [17] Betingelserne for forskellige typer molekyler er forskellige; for eksempel er der ikke fundet nogen galakser, hvor hydroxyl- og vandmegamasere ville eksistere samtidigt. [16]

Hydroxyl megamasere

Arp 220-galaksen, hvor den første megamaser blev opdaget, er den nærmeste ultraluminøse infrarøde galakse; det er blevet undersøgt i detaljer i forskellige bølgelængdeområder. [atten]

Egenskaber for maser-regionen

Hydroxylmegamasere er blevet påvist i områder nær kernerne i visse typer galakser: lyse infrarøde galakser ( eng.  luminous infrared galaxies, LIRGs ), hvis lysstyrker (, og ultraluminøse infrarøde galakserL11i det fjerne infrarøde område overstiger 10 ) 12 L. _ [19] På trods af deres høje infrarøde lysstyrke er sådanne galakser ofte ret svage i det synlige spektrum. For eksempel for Arp 220-galaksen er forholdet mellem lysstyrken i det infrarøde og lysstyrken i den blå del af spektret 80. [20] 

De fleste lyse infrarøde galakser interagerer med andre galakser eller viser tegn på en nylig fusion [ 21] det samme udsagn gælder for lyse infrarøde galakser, der indeholder hydroxylmegamasere. [22] Galakser, der indeholder megamasere, er rige på molekylær gas sammenlignet med spiralgalakser; massen af ​​molekylært brint overstiger 10 9 M . [23] Under påvirkning af fusioner sendes gas til den centrale del af galakser, hvilket skaber en høj tæthed og øger hastigheden af ​​stjernedannelse. Stjernelys opvarmer støvet, som genudsender lys i det fjerne infrarøde og skaber den høje lysstyrke, der ses i galakser, der indeholder hydroxylmegamasere. [23] [24] [25] Støvtemperaturen, estimeret ud fra fjern infrarød stråling, er højere end temperaturen på spiralarme og varierer fra 40 til 90 K . [26]

Lysstyrken i det fjerne infrarøde, samt temperaturen af ​​støvet i en lysstærk infrarød galakse, påvirker sandsynligheden for, at galaksen er vært for en hydroxyl megamaser; Da støvtemperaturen korrelerer med lysstyrken i det fjerne infrarøde område, er det ret vanskeligt at identificere indflydelsen af ​​hver af faktorerne separat fra observationer. Galakser med varmere støv er mere tilbøjelige til at indeholde en hydroxyl megamaser, ligesom ultraluminøse infrarøde galakser, hvis lysstyrker overstiger 10 12 L . Mindst hver tredje ultraluminøse infrarøde galakse og hver sjette lysstærke infrarøde galakse indeholder en hydroxylmegamaser. [27] Tidlige observationer af hydroxylmegamasere viste en sammenhæng mellem isotrop lysstyrke i hydroxyllinjer og lysstyrke i det fjerne infrarøde: L OH L FIR 2 . [28] Efterhånden som nye hydroxyl-megamasere blev opdaget og Malmquist-skiftet blev taget i betragtning, blev forholdet fladere: L OH L FIR 1,2 0,1 . [29]

Tidlige spektrale observationer af kernerne i lyse infrarøde galakser indeholdende hydroxylmegamasere viste, at sådanne galaksers egenskaber ikke kan skelnes fra egenskaberne for befolkningen af ​​lyse infrarøde galakser som helhed. Cirka en tredjedel af de megamaserholdige galakser blev klassificeret som starburst-galakser , en fjerdedel som Seyfert-galakser af den anden type, og resten som LINER -objekter ( Low-ionization nuclear emission-line region , emission-regioner med lav ionisering i den galaktiske kerne ) .  De optiske egenskaber af galakser, der indeholder og ikke indeholder hydroxylmegamasere, er ikke signifikant forskellige. [30] Nylige observationer med Spitzer- teleskopet har gjort det muligt at skelne mellem to grupper af galakser, hvor 10-25 % af galakserne indeholder hydroxyl-megamasere, der viser tegn på en aktiv kerne, sammenlignet med 50-95 % for lyse infrarøde galakser, der gør det. vis ikke maseraktivitet. [31]

Lyse infrarøde galakser med hydroxylmegamasere kan skelnes fra andre lyse infrarøde galakser ved deres molekylære gasindhold. Det meste af galaksens molekylære gas er indeholdt i molekylært brint; i en typisk hydroxyl-megamaser overstiger densiteten af ​​molekylær gas 1000 cm −3 , og andelen af ​​tæt gas er højere end i andre lyse infrarøde galakser. Sådanne tæthedsværdier er blandt de højeste gennemsnitlige molekylære gastætheder i lyse infrarøde galakser. Højdensitetsgasfraktion måles ved at sammenligne lysstyrken produceret af hydrogencyanid (HCN) og carbonmonoxid (CO). [32]

Karakteristika for spektrallinjer

Emissionen af ​​hydroxylmegamasere sker hovedsageligt i ledninger ved frekvenser på 1665 og 1667 MHz. Der er også to emissionslinjer ved 1612 og 1720 MHz, men de findes kun i et lille antal hydroxylmegamasere. I alle kendte megamasere er emissionen stærkest i 1667 MHz-linjen; typiske værdier af forholdet mellem strålingsfluxen i en given linje og strålingsfluxen i 1665 MHz-linjen går fra 2 til mere end 20. [33] For emissionen af ​​hydroxylmolekyler i termodynamisk ligevægt varierer dette forhold fra 1,8 til 1 V afhængig af systemets optiske tykkelse ; derfor indikerer en forholdsværdi større end 2, at systemet af molekyler ikke er i termodynamisk ligevægt. [34] For galaktiske hydroxylmasere i stjernedannende områder er emissionen i 1665 MHz-linjen normalt stærkere; for hydroxylmasere nær stjerner i de sene stadier af udviklingen er emissionen i 1612 MHz-linjen stærkere. [35] Den samlede bredde af emissionslinjen ved en given frekvens er flere hundrede kilometer i sekundet, og de enkelte egenskaber, der definerer emissionsprofilen, svarer til hastigheder på ti og hundreder af kilometer i sekundet. [33] Galaktiske hydroxylmasere har karakteristiske linjebredder på omkring 1 km/s eller mindre. [34]

Hydroxyl megamasere forstærker den kontinuerlige radioemission fra den galakse, hvori de er placeret. Sådan stråling består hovedsageligt af synkrotronstråling produceret af type 2 supernovaer. [36] Forstærkningen af ​​en sådan stråling er lav og spænder fra nogle få procent til flere hundrede procent. Kilder med høj forstærkning har tendens til at have smallere emissionslinjer; forstærkningen af ​​linjernes centre er højere. [37]

Adskillige hydroxyl-megamasere, inklusive Arp 220, er blevet observeret ved hjælp af radiointerferometriteknikker med meget lange baseline , hvilket gør det muligt at studere objekter med høj vinkelopløsning . VLBI observationer har vist, at emissionen fra hydroxyl megamasere består af to komponenter: diffus og kompakt. Den diffuse komponent giver en forstærkning mindre end 1 og har en linjebredde i størrelsesordenen hundredvis af km/s. Stråling opnået inden for rammerne af observationer med et enkelt radioteleskop har lignende egenskaber, hvor det er umuligt at løse de enkelte komponenter i megamaseren. Den kompakte komponent har en høj forstærkning, fra 10 til 100 i størrelsesorden, et højt fluxforhold i 1667 MHz og 1665 MHz linjerne og en linjebredde på flere km/s. [38] [39] Trækkene ved denne type stråling forklares ved tilstedeværelsen af ​​en smal ring af stof omkring galaksens kerne, diffus stråling forekommer i ringen, og individuelle maserskyer med en størrelse på omkring en parsec skaber en kompakt komponent af strålingen. [40] Mælkevejens hydroxylmasere ligner mere kompakte emissionsområder i megamasere. Der er også nogle udvidede områder af galaktisk maseremission fra individuelle molekyler, der ligner den diffuse komponent af hydroxyl megamasere. [41]

Pumpemekanisme

Det observerede forhold mellem lysstyrken i hydroxyllinjen og i den fjerne infrarøde del af spektret vidner til fordel for mekanismen til at pumpe hydroxylmegamasere ved stråling. [28] Indledende VLBI-observationer af nærliggende hydroxyl-megamasere førte til spørgsmålet om anvendeligheden af ​​en sådan model for den kompakte komponent af megamaser-emission, da den kræver en høj andel af infrarøde fotoner absorberet af hydroxylmolekyler, og i dette tilfælde kollisionspumpning er mere anvendelig. [42] Modellen for maseremission, hvor emissionen produceres af stofklumper, er imidlertid i stand til at gengive de observerede egenskaber ved kompakt og diffus hydroxylemission. [43] En nylig detaljeret undersøgelse viste, at hovedpumpestrålingen for hovedmaserlinjerne er 53 µm. For at skabe nok fotoner ved en given bølgelængde skal det interstellare støv, der behandler stjernestråling, have mindst 45 K i temperatur tilbage [31]

Anvendelser af observationer af hydroxyl megamasere

Hydroxylmegamasere forekommer i området af kernerne i lyse infrarøde galakser og er en indikator for stadiet af galaksedannelse. Da hydroxylstråling ikke er genstand for udryddelse af interstellart støv i sin egen galakse, kan hydroxylmegamasere være indikatorer for stjernedannelsesforhold i galaksen. [45] Ved rødforskydning z ~ 2 er der lyse infrarøde galakser, der er kraftigere end lignende galakser nær Mælkevejen. Det observerede forhold mellem lysstyrken i hydroxyllinjen og lysstyrken i det fjerne infrarøde område tyder på, at megamasere i sådanne galakser har en lysstyrke 10-100 gange større. [46] Observationer af hydroxylmegamasere i sådanne galakser vil give mere nøjagtige rødforskydninger og information om stjernedannelse. [47]

Den første påvisning af manifestationen af ​​Zeeman-effekten i en anden galakse blev foretaget ved hjælp af observationer af hydroxyl-megamasere. [48] ​​Zeeman-effekten består i opsplitning af en spektrallinje på grund af tilstedeværelsen af ​​et magnetfelt, størrelsen af ​​spaltningen er proportional med komponenten af ​​magnetfeltet, der er rettet langs synslinjen. Zeeman-effekten blev påvist i fem hydroxyl-megamasere, den typiske værdi af magnetfeltet var adskillige mG, hvilket falder sammen i størrelsesorden med magnetfeltet i galaktiske hydroxylmasere. [49]

Vand megamasere

Hvis hydroxylmegamasere adskiller sig væsentligt fra galaktiske hydroxylmasere, så viser vandmegamasere ikke tegn på en radikal forskel i forekomstbetingelserne sammenlignet med galaktiske vandmasere. Vandmegamasere kan beskrives med den samme lysstyrkefunktion som galaktiske vandmasere. Nogle ekstragalaktiske vandmasere findes i stjernedannende områder, ligesom galaktiske vandmasere, men mere kraftfulde masere observeres i områder nær aktive galaktiske kerner. Den isotrope lysstyrke af sådanne masere varierer fra flere enheder til flere hundrede solar lysstyrker; lignende objekter er blevet fundet både i nærliggende galakser, for eksempel i Messier 51 (0,8L ), og i fjernere, for eksempel i NGC 4258 ( 120L ). [halvtreds]

Linjeegenskaber og pumpemekanisme

Strålingen fra vandmegamasere observeres hovedsageligt ved en frekvens på 22 GHz og opstår som følge af en overgang mellem niveauerne af rotationsenergi i et vandmolekyle. Den højere tilstand svarer til en temperatur på 643 K over grundtilstanden, befolkningen på dette niveau kræver en tæthed på omkring 10 8  cm – 3 eller mere og en temperatur på mindst 300 K. Vandmolekyler kommer til en tilstand af termodynamisk ligevægt ved molekylære hydrogendensiteter på omkring 10 11  cm – 3 , hvilket giver en øvre grænse for koncentrationen i det område, hvor vandmaser-emissionen sker. [51] Emissionen af ​​vandmasere er godt modelleret af masere, der optræder bag en chokbølge, der passerer gennem tætte områder af det interstellare medium. Sådanne bølger skaber høje koncentrationer og temperaturer (i forhold til typiske forhold i det interstellare medium), der er nødvendige for maseremission. [52]

Anvendelser af observationer af vandmasere

Vandmaserobservationer kan bruges til at opnå nøjagtige afstande til fjerne galakser. Hvis vi antager, at banerne for maserpletter er kepleriske og måler deres centripetale acceleration og hastighed, så kan vi bestemme diameteren af ​​det område, som maseren besætter. Sammenligning af den lineære størrelse med den vinkelformede giver et skøn over afstanden til maseren. Denne metode er anvendelig til vandmasere, da de optager et lille område omkring den aktive galaktiske kerne og har en lille linjebredde. [53] Denne metode til bestemmelse af afstande bruges til at opnå et uafhængigt estimat af Hubble-konstanten . Metoden har begrænsninger, fordi kun et lille antal vandmegamasere er kendt i den region, hvor Hubbles lov gælder . [54] Denne måling af afstande giver også mulighed for at måle massen af ​​det centrale objekt, som i de pågældende tilfælde er et supermassivt sort hul . Sorte huls massemålinger ved hjælp af observationer af vandmegamasere er de mest nøjagtige metoder til at bestemme massen af ​​sorte huller i andre galakser. Masserne af sorte huller målt på denne måde stemmer overens med M-sigma- forholdet, en empirisk relation, der relaterer hastighedsspredningen af ​​stjerner i galaksebulen til massen af ​​det centrale supermassive sorte hul. [55]

Noter

  1. ↑ En kosmisk megamaser . www.spacetelescope.org . Hentet 4. februar 2017. Arkiveret fra originalen 30. januar 2017.
  2. ↑ Griffiths (2005) , s. 350-351.
  3. ↑ Townes, Charles H. Charles H. Townes Nobelforelæsning 1964 . Hentet 25. december 2010. Arkiveret fra originalen 15. december 2010.
  4. ↑ Elitzur (1992) , s. 56-58.
  5. ↑ Lo (2005) , s. 628-629.
  6. ↑ Weaver et al. (1965)
  7. ↑ Reid og Moran (1981)
  8. ↑ Moran (1976)
  9. ↑ Elitzur (1992) , s. 308.
  10. ↑ Baan, Wood og Haschick (1982)
  11. ↑ Baan og Haschick (1984)
  12. ↑ Elitzur (1992) , s. 315.
  13. ↑ Baan (1993)
  14. ↑ Chen, Shan og Gao (2007)
  15. ↑ Braatz, Jim. Et katalog over galakser påvist i H 2 O Maser-emission (4. maj 2010). Dato for adgang: 20. august 2010. Arkiveret fra originalen 8. januar 2011.
  16. ↑ 1 2 Lo (2005) , s. 668.
  17. ↑ Baan (1993) , s. 80-81.
  18. ↑ Elitzur (1992) , s. 308-310.
  19. ↑ Darling og Giovanelli (2002) , s. 115
  20. ↑ Elitzur (1992) , s. 309.
  21. ↑ Andreasian og Alloin (1994)
  22. ↑ Darling og Giovanelli (2002) , s. 115-116.
  23. ↑ 1 2 Burdyuzha og Vikulov (1990) , s. 86.
  24. ↑ Darling og Giovanelli (2002) , s. 116
  25. ↑ Mirabel og Sanders (1987)
  26. ↑ Lockett og Elitzur (2008) , s. 986.
  27. ↑ Darling og Giovanelli (2002) , s. 117-118.
  28. ↑ 1 2 Baan (1989)
  29. ↑ Darling og Giovanelli (2002) , s. 118-120.
  30. ↑ Darling og Giovanelli (2006)
  31. ↑ 1 2 Willett et al. (2011)
  32. ↑ Darling (2007)
  33. ↑ 1 2 Randell et al. (1995) , s. 660.
  34. ↑ 1 2 Baan, Wood og Haschick (1982) , s. L51.
  35. ↑ Reid og Moran (1981) , s. 247-251.
  36. ↑ Baan og Klockner (2006) , s. 559.
  37. ↑ Baan (1993) , s. 74-76.
  38. ↑ Lonsdale et al. (1998)
  39. ↑ Diamond et al. (1999)
  40. ↑ Parra et al. (2005)
  41. ↑ Parra et al. (2005) , s. 394.
  42. ↑ Lonsdale et al. (1998) , s. L15-L16.
  43. ↑ Lockett og Elitzur (2008) , s. 985.
  44. ↑ Lockett og Elitzur (2008) , s. 991.
  45. ↑ Darling (2005) , s. 217.
  46. ↑ Burdyuzha og Komberg (1990)
  47. ↑ Lo (2005) , s. 656-657.
  48. ↑ Robishaw, Quataert og Heiles (2008) , s. 981.
  49. ↑ Robishaw, Quataert og Heiles (2008)
  50. ↑ Elitzur (1992) , s. 314-316.
  51. ↑ Lo (2005) , s. 629-630.
  52. ↑ Elitzur, Hollenbach, & McKee (1989)
  53. ↑ Herrnstein et al. (1999)
  54. ↑ Reid et al. (2009)
  55. ↑ Kuo et al. (2011)

Links