Megamaser

Megamaser  on eräänlainen astrofyysinen maser , joka on luonnollinen stimuloidun emission lähde . Megamaserit eroavat muista kosmisista maserityypeistä korkean isotrooppisen valovoimansa ansiosta . Megamaserien luminositeetti on luokkaa 10 3 Auringon luminositeettia ( L ), mikä on miljoonia kertoja suurempi kuin Linnunradan maserien luminositeetti . Analogista termiä kilomaser käytetään ekstragalaktisiin masseriin, joiden luminositeetti on L :n ympärillä ; gigamaserien luminositeetti on miljardeja kertoja suurempi kuin Linnunradan maserien kirkkaus; termi ekstragalaktinen maser viittaa kaikkiin Linnunradan ulkopuolisiin masereihin. Megamaserit ovat tunnetuin ekstragalaktisten maserien tyyppi; useimmat niistä ovat hydroksyyli (OH) megamasereja, mikä tarkoittaa kasvua spektriviivassa, joka vastaa siirtymää hydroksyylimolekyylin tasojen välillä. Megamaserien tiedetään emittoivan myös kolmen muun molekyylin linjoissa: vesi ( H2O ), formaldehydi ( H2CO ) ja metiini (CH).

Veden megamaserit olivat ensimmäisiä, jotka löydettiin. Ensimmäinen vesimegamaseri löydettiin vuonna 1979 galaksista NGC 4945 . Ensimmäinen hydroksyylimegamaseri löydettiin vuonna 1982 Arp 220 - galaksista , joka on lähin ultravaloinen infrapunagalaksi . Kaikki myöhemmät hydroksyylimegamaseerit on löydetty myös kirkkaista infrapunagalakseista , ja useita hydroksyylikilomasereja on löydetty myös galakseista, joiden infrapunavaloisuus on pienempi. Kirkkaimmat infrapunagalaksit ovat viime aikoina kokeneet sulautumisia tai vuorovaikutuksia muiden galaksien kanssa, ja ne ovat parhaillaan tähtienmuodostuksen purkauksissa . Monet hydroksyylimegamaserien emission ominaisuudet eroavat Linnunradan hydroksyylimaserien ominaisuuksista, mukaan lukien taustasäteilyn vahvistuminen ja hydroksyylilinjojen tehosuhde eri taajuuksilla. Hydroksyylimolekyylien populaation inversio syntyy kauko-infrapuna-alueen säteilystä, joka tapahtuu, kun tähtien välinen pöly absorboi ja säteilee tähtien valoa . Zeeman-ilmiön aiheuttamaa viivajakoa voidaan käyttää magneettikenttien määrittämiseen maser-emission alueilla. Näin ollen toisen galaksin magneettikenttä mitattiin ensimmäistä kertaa.

Veden megamasereja ja kilomasereja löytyy pääasiassa aktiivisten galaktisten ytimien yhteydessä, kun taas galaksissamme masereja ja heikkoja ekstragalaktisia masereja löytyy pääasiassa tähtien muodostusalueilta. Huolimatta ympäristön eroista, olosuhteet, joissa ekstragalaktisia vesimaserit luodaan, eivät eroa kovinkaan paljon niistä, joissa galaksien vesimaserit luodaan. Veden megamaserien havaintoja on käytetty osana tarkkoja menetelmiä etäisyyden muihin galaksiin määrittämiseen ja Hubblen vakion tarkentamiseen .

Teoria

Masers

Termi maser tulee lyhenteestä MASER: Microwave Amplification by Stimulated Emission of Radiation (mikroaaltovahvistus stimuloidulla emissiolla). Tarkastellaan atomien tai molekyylien järjestelmää, joilla on erilaiset energiatilat; atomi tai molekyyli voi absorboida fotonin ja mennä korkeammalle energiatasolle , tai fotoni voi saada aikaan toisen fotonin emission samalla energialla, kun atomi tai molekyyli menee alemmalle energiatasolle. Maserin muodostuminen vaatii käänteisen populaation, jossa enemmän atomeja/molekyylejä on korkeammalla energiatasolla kuin alemmilla. Tällaisessa tilassa indusoiva säteily tuottaa enemmän fotoneja kuin absorboituu. Tällainen järjestelmä ei ole lämpötasapainossa; energialähde tarvitaan edistämään atomien tai molekyylien siirtymistä virittyneeseen tilaan. Saavuttuaan populaation inversion tilan fotoni, jonka energia on yhtä suuri kuin kahden energiatason välinen energiaero, voi saada aikaan toisen fotonin, jolla on sama energia. Atomi tai molekyyli siirtyy sitten alemmalle energiatasolle. Tällaisen prosessin toistaminen johtaa alkuperäisen säteilyn vahvistumiseen, ja koska emittoivilla fotoneilla on sama energia, vahvistettu valo on monokromaattista. [2] [3]

Cosmic Masers

Maan päällä luodut maserit ja laserit sekä avaruusmaserit vaativat käänteisen populaation olemassaolon, mutta olosuhteet, joissa käänteinen populaatio saavutetaan, vaihtelevat merkittävästi. Laboratorioiden masereilla on suuritiheyksinen hiukkasjärjestelmä, joka asettaa rajoituksia siirtymiselle energiatasojen välillä, joilla masersäteilyä voi esiintyä; on myös käytettävä resonaattoria, jossa valo kulkee toistuvasti aineen läpi. Kosmiset maserit toimivat pienillä tiheyksillä, mikä johtaa suuriin keskimääräisiin vapaisiin reitteihin. Pienillä tiheyksillä on helpompi saada aine pois lämpötasapainotilasta, koska tällainen tasapaino säilyy hiukkasten välisillä törmäyksillä. Keskimääräisen vapaan reitin suuret arvot saavat fotonit todennäköisemmin indusoimaan stimuloitua säteilyä, mikä johtaa taustasäteilyn vahvistumiseen. [4] Kosmiset maserit pumpataan taustasäteilyn tai hiukkasten törmäysten vaikutuksesta. Säteilyn pumppaamana infrapunafotonit, joiden energia ylittää maser-siirtymien energian, virittävät atomeja ja molekyylejä, mikä luo käänteisen populaation. Törmäyspumppauksessa populaation inversio syntyy törmäyksissä, jotka virittävät molekyylejä korkeammalle energiatasolle kuin maser-siirtymien energiatasot, joihin molekyylit sitten laskeutuvat lähettämällä fotoneja. [5]

Historia

Vuonna 1965, 12 vuotta ensimmäisen laboratoriomaserin luomisen jälkeen, Linnunradan tasosta löydettiin hydroksyylimaser. [6] Seuraavina vuosina löydettiin masereja, jotka emittoivat muiden molekyylien linjoissa, mukaan lukien vesi (H 2 O), piimonoksidi (SiO), metanoli (CH 3 OH). [7] Galaktisten maserien isotrooppisen valoisuuden tyypillinen arvo on 10 −6 −10 −3 L . [8] Ensimmäinen vahvistus ekstragalaktisen maseripäästön olemassaolosta tuli hydroksyylimolekyylin löytämisestä NGC 253 :ssa vuonna 1973; säteilylähteen kirkkaus oli suuruusluokkaa suurempi kuin galaktisten masserien keskiarvo. [9]

Vuonna 1982 ensimmäinen megamaseri löydettiin ultravaloisesta infrapunagalaksista Arp 220 . [10] Lähteen valoisuus isotropia-oletuksella oli 10 3 L . Tämä arvo on kymmeniä miljoonia kertoja korkeampi kuin galaktisten masserien tyypillinen arvo, joten Arp 220:n lähdettä kutsutaan megamaseriksi . [11] Siihen mennessä tunnettiin ekstragalaktiset vesimasersit. Vuonna 1984 löydettiin NGC 4258 :n ja NGC 1068 :n vesimolekyylien maserisäteily, joka on verrattavissa Arp 220:n hydroksyylimegamaseriin. [12]

Seuraavan vuosikymmenen aikana löydettiin formaldehydi- ( H2CO )- ja metiini- (CH)-molekyylien megamasereja. Galaktiset formaldehydimaserit ovat suhteellisen harvinaisia, ja formaldehydimaisereita tunnetaan enemmän kuin formaldehydimaisereita. Metiinimaserit ovat melko yleisiä Galaxyssa. Molempia megamaserityyppejä on löydetty galakseista, joissa hydroksyyliä on löydetty. Metiiniä havaitaan galakseissa, joissa hydroksyylimolekyylit absorboivat; formaldehydiä löytyy galakseista, joissa on sekä hydroksyyliabsorptio että hydroksyylimegamaseriemissio. [13]

Vuodesta 2007 lähtien tunnetaan 109 hydroksyylimegamaseria ennen punasiirtymää . [14] Yli 100 ekstragalaktista vesimaseria tunnetaan, [15] joista 65 on tarpeeksi kirkkaita, jotta niitä voidaan pitää megamasereinä. [16]

Olemassaoloehdot

Riippumatta siitä, mikä molekyyli tuottaa maser-emission, on olemassa useita ehtoja, jotka väliaineen on täytettävä, jotta voimakas maser-emission esiintyy. Yksi edellytyksistä on taustasäteilyn läsnäolo jatkuvan spektrin radioalueella, mikä varmistaa stimuloitua säteilyä aiheuttavien fotonien läsnäolon, koska tasojen välisten siirtymien maser-viivat sijaitsevat radioalueella. On myös oltava pumppausmekanismi, joka luo käänteisen populaation sekä tietyn tiheyden ja keskimääräisen vapaan polun. Siten on olemassa olosuhteita, jotka rajoittavat sen väliaineen ominaisuuksia, joissa masersäteily on mahdollista. [17] Olosuhteet erityyppisille molekyyleille ovat erilaiset; ei esimerkiksi ole löydetty galakseja, joissa hydroksyyli- ja vesi-megamaserit olisivat olemassa samanaikaisesti. [16]

Hydroksyylimegamaserit

Arp 220 -galaksi, josta ensimmäinen megamaseri löydettiin, on lähin ultravaloisa infrapunagalaksi; sitä on tutkittu yksityiskohtaisesti eri aallonpituusalueilla. [kahdeksantoista]

maser-alueen ominaisuudet

Hydroksyylimegamasereja on havaittu tietyntyyppisten galaksityyppien ytimien läheltä: kirkkaat infrapunagalaksit ( eng.  luminous infrared galaxies, LIRGs ), joiden luminositeetit (, ja ultraluminous infrapunagalaksitL11kauko-infrapuna-alueella ylittävät 10 12 litraa . [19] Huolimatta niiden korkeasta infrapunakirkkaudesta, tällaiset galaksit ovat usein melko heikkoja näkyvässä spektrissä. Esimerkiksi Arp 220 -galaksilla infrapunavalon suhde spektrin sinisen osan valoisuuteen on 80. [20] 

Useimmat kirkkaat infrapunagalaksit ovat vuorovaikutuksessa muiden galaksien kanssa tai osoittavat merkkejä äskettäisestä sulautumisesta [21] , sama väite pätee kirkkaisiin infrapunagalakseihin, jotka sisältävät hydroksyylimegaamasereja. [22] Megamasereja sisältävät galaksit sisältävät runsaasti molekyylikaasua spiraaligalakseihin verrattuna; molekyylivedyn massa ylittää 10 9 M . [23] Sulautumisten vaikutuksesta kaasua lähetetään galaksien keskiosaan, mikä luo suuren tiheyden ja lisää tähtien muodostumisnopeutta. Starlight lämmittää pölyä, joka lähettää valoa uudelleen kauko-infrapunasäteilyssä ja luo korkean valoisuuden, joka näkyy hydroksyylimegamasereja sisältävissä galakseissa. [23] [24] [25] Kaukoinfrapunasäteilystä arvioitu pölyn lämpötila on korkeampi kuin spiraalivarsien lämpötila ja vaihtelee välillä 40-90 K . [26]

Kaukoinfrapunan valoisuus sekä pölyn lämpötila kirkkaassa infrapunagalaksissa vaikuttavat todennäköisyyteen, että galaksissa on hydroksyylimegamaseri; Koska pölyn lämpötila korreloi valoisuuden kanssa kauko-infrapuna-alueella, on melko vaikeaa tunnistaa kunkin tekijän vaikutusta erikseen havaintojen perusteella. Galaksit, joissa on lämpimämpää pölyä, sisältävät todennäköisemmin hydroksyylimegamaserin, samoin kuin ultravaloiset infrapunagalaksit, joiden kirkkaus ylittää 10 12 litraa . Ainakin joka kolmas ultravaloisa infrapunagalaksi ja joka kuudes kirkas infrapunagalaksi sisältää hydroksyylimegamaserin. [27] Hydroksyylimegamaserien varhaiset havainnot osoittivat korrelaation hydroksyylilinjojen isotrooppisen valoisuuden ja kauko-infrapunavalon välillä: L OH L FIR 2 . [28] Kun uusia hydroksyylimegaamasereja löydettiin ja Malmquistin siirtymä otettiin huomioon, suhde muuttui tasaisemmiksi: L OH L FIR 1,2 0,1 . [29]

Hydroksyylimegamasereja sisältävien kirkkaiden infrapunagalaksien ytimien varhaiset spektrihavainnot osoittivat, että tällaisten galaksien ominaisuuksia ei voida erottaa kirkkaiden infrapunagalaksien populaation ominaisuuksista kokonaisuudessaan. Noin kolmasosa megamaserin sisältävistä galakseista luokiteltiin tähtipurkausgalakseiksi , neljäsosa toisen tyypin Seyfert-galakseiksi ja loput LINER -objekteiksi ( Low-ionization ydinemission-line -alue , emission alueet, joilla on alhainen ionisaatio galaksin ytimessä ) .  Hydroksyylimegamasereja sisältävien ja ei-saavien galaksien optiset ominaisuudet eivät eroa merkittävästi toisistaan. [30] Viimeaikaiset Spitzer -teleskoopilla tehdyt havainnot ovat tehneet mahdolliseksi erottaa kaksi galaksiryhmää: 10-25 %:lla hydroksyylimegamasereja sisältävistä galakseista on merkkejä aktiivisesta ytimestä, kun taas 50-95 %:ssa kirkkaissa infrapunagalakseissa ei näytä maser-toimintaa. [31]

Kirkkaat infrapunagalaksit, joissa on hydroksyylimegaamasereja, voidaan erottaa muista kirkkaista infrapunagalakseista niiden molekyylikaasupitoisuuden perusteella. Suurin osa galaksin molekyylikaasusta sisältyy molekyylivetyyn; tyypillisessä hydroksyylimegamaserissa molekyylikaasun tiheys ylittää 1000 cm -3 ja tiheän kaasun osuus on suurempi kuin muissa kirkkaissa infrapunagalakseissa. Tällaiset tiheysarvot ovat kirkkaiden infrapunagalaksien korkeimpia keskimääräisiä molekyylikaasutiheyksiä. Suuritiheyksinen kaasufraktio mitataan vertaamalla syanidin (HCN) ja hiilimonoksidin (CO) tuottamaa valovoimaa. [32]

Spektriviivojen ominaisuudet

Hydroksyylimegamaserien emissio tapahtuu pääasiassa linjoilla taajuuksilla 1665 ja 1667 MHz. On myös kaksi emissiolinjaa taajuuksilla 1612 ja 1720 MHz, mutta niitä löytyy vain pienestä määrästä hydroksyylimegamasereja. Kaikissa tunnetuissa megamasereissa säteily on voimakkain 1667 MHz:n linjalla; tietyn linjan säteilyvuon ja 1665 MHz:n linjan säteilyvuon suhteen tyypilliset arvot vaihtelevat välillä 2 - yli 20. [33] Termodynaamisen tasapainon hydroksyylimolekyylien emission osalta tämä suhde on 1,8 1 V:iin riippuen järjestelmän optisesta paksuudesta ; siksi suhdearvo, joka on suurempi kuin 2, osoittaa, että molekyylijärjestelmä ei ole termodynaamisessa tasapainossa. [34] Tähtien muodostusalueilla sijaitsevien galaktisten hydroksyylimaserien säteily 1665 MHz:n linjalla on yleensä voimakkaampi; evoluution loppuvaiheessa tähtien lähellä oleville hydroksyylimasereille 1612 MHz:n linjan emissio on voimakkaampi. [35] Päästölinjan kokonaisleveys tietyllä taajuudella on useita satoja kilometrejä sekunnissa, ja päästöprofiilin määrittävät yksittäiset ominaisuudet vastaavat kymmenien ja satojen kilometrien sekunnissa nopeuksia. [33] Galaktisten hydroksyylimaserien tyypilliset viivanleveydet ovat noin 1 km/s tai vähemmän. [34]

Hydroksyylimegamaserit vahvistavat sen galaksin jatkuvaa radiosäteilyä, jossa ne sijaitsevat. Tällainen säteily koostuu pääasiassa tyypin 2 supernovien tuottamasta synkrotronisäteilystä . [36] Tällaisen säteilyn vahvistus on alhainen, vaihdellen muutamasta prosentista useisiin satoihin prosenttiin. Suuren vahvistuksen lähteillä on yleensä kapeammat päästörajat; linjojen keskipisteiden vahvistus on suurempi. [37]

Useita hydroksyylimegamasereja, mukaan lukien Arp 220, on havaittu erittäin pitkällä perusviivan radiointerferometriatekniikoilla , mikä mahdollistaa esineiden tutkimisen suurella kulmaresoluutiolla . VLBI-havainnot ovat osoittaneet, että hydroksyylimegamaserien emissio koostuu kahdesta komponentista: diffuusi ja kompakti. Diffuusikomponentti antaa vahvistuksen alle 1 ja sen viivanleveys on luokkaa satoja km/s. Yhden radioteleskoopin havainnoissa saadulla säteilyllä on samanlaiset ominaisuudet, joissa megamaserin yksittäisiä komponentteja on mahdotonta erottaa. Kompaktin komponentin vahvistus on suuri, suuruusjärjestyksessä 10-100, korkea vuosuhde 1667 MHz ja 1665 MHz linjoilla ja linjan leveys useita km/s. [38] [39] Tämän tyyppisen säteilyn ominaisuudet selittyvät kapealla ainerenkaalla galaksin ytimen ympärillä, renkaassa esiintyy diffuusia säteilyä ja yksittäisiä noin parsekin kokoisia maserpilviä syntyy . säteilyn kompakti komponentti. [40] Linnunradan hydroksyylimaserit ovat enemmän kuin kompakteja emissioalueita megamasereissa. Yksittäisistä molekyyleistä peräisin olevaa galaktista maseriemissiota on myös laajennettu, ja ne muistuttavat hydroksyylimegamaserien diffuusia komponenttia. [41]

Pumppausmekanismi

Havaittu suhde valoisuuden välillä hydroksyyliviivassa ja spektrin kaukaa infrapuna-osassa todistaa mekanismin puolesta, joka pumppaa hydroksyylimegamaserit säteilyllä. [28] Alkuperäiset VLBI-havainnot lähellä olevista hydroksyylimegamasereista johtivat kysymykseen tällaisen mallin soveltuvuudesta megamaseriemission kompaktiin komponenttiin, koska se vaatii suuren osan infrapunafotoneista, jotka hydroksyylimolekyylit absorboivat, ja tässä tapauksessa törmäyspumppausta. on soveltuvampi. [42] Maser-emissiomalli, jossa emissio syntyy ainepakkareista, pystyy kuitenkin toistamaan kompaktin ja diffuusin hydroksyyliemission havaitut ominaisuudet. [43] Äskettäinen yksityiskohtainen tutkimus osoitti, että päämaserlinjojen pumppaussäteily on 53 µm. Jotta tietyllä aallonpituudella saadaan aikaan riittävästi fotoneja, tähtienvälisen pölyn, joka käsittelee tähtien säteilyä, lämpötilan on [31]

Hydroksyylimegamaserien havaintojen sovellukset

Hydroksyylimegamaserit esiintyvät kirkkaiden infrapunagalaksien ytimien alueella ja ovat galaksien muodostumisvaiheen indikaattori. Koska hydroksyylisäteily ei ole alttiina sukupuuttoon tähtienvälisen pölyn vaikutuksesta omassa galaksissaan, hydroksyylimegamaserit voivat olla osoittimia tähtien muodostumisolosuhteista galaksissa. [45] Punasiirtymässä z ~ 2 on kirkkaita infrapunagalakseja, jotka ovat voimakkaampia kuin vastaavat Linnunradan lähellä olevat galaksit. Havaittu suhde hydroksyyliviivan ja kauko-infrapuna-alueen valoisuuden välillä viittaa siihen, että megamaserilla on tällaisten galaksien valoisuus 10-100 kertaa suurempi. [46] Hydroksyylimegamaserien havainnot tällaisissa galakseissa tarjoavat tarkempia punasiirtymiä ja tietoa tähtien muodostumisesta. [47]

Ensimmäinen havainto Zeeman-ilmiön ilmenemisestä toisessa galaksissa tehtiin käyttämällä hydroksyylimegamaserien havaintoja. [48] ​​Zeeman-ilmiö koostuu spektriviivan halkeamisesta magneettikentän läsnäolon vuoksi, jaon koko on verrannollinen näkölinjaa pitkin suunnatun magneettikentän komponenttiin. Zeeman-ilmiö havaittiin viidessä hydroksyylimegamaserissa, tyypillinen magneettikentän arvo oli useita mg, mikä osuu suuruusjärjestyksessä yhteen galaktisten hydroksyylimasereiden magneettikentän kanssa. [49]

Veden megamaserit

Jos hydroksyylimegamaserit eroavat merkittävästi galaktisista hydroksyylimasereista, niin vesimegamaserit eivät osoita merkkejä radikaalista erosta esiintymisolosuhteissa galaktisiin vesimaseriin verrattuna. Veden megamaserit voidaan kuvata samalla valoisuusfunktiolla kuin galaktiset vesimaserit. Joitakin ekstragalaktisia vesimasoreita esiintyy tähtienmuodostusalueilla, kuten myös galaktisia vesimasoreita, mutta voimakkaampia havaitaan alueilla, jotka sijaitsevat lähellä aktiivisia galaktisia ytimiä. Tällaisten maserien isotrooppinen luminositeetti vaihtelee useista yksiköistä useisiin satoihin auringon luminositeettiin; vastaavia kohteita on löydetty sekä läheisistä galakseista, esimerkiksi Messier 51 : stä (0,8L ), että kauempaa, esimerkiksi NGC 4258 :sta ( 120 litraa ). [viisikymmentä]

Linjan ominaisuudet ja pumppausmekanismi

Veden megamaserien säteilyä havaitaan pääasiassa 22 GHz:n taajuudella ja se syntyy vesimolekyylin pyörimisenergiatasojen välisen siirtymän seurauksena. Korkeampi tila vastaa lämpötilaa 643 K perustilan yläpuolella, tämän tason populaatio vaatii noin 10 8  cm – 3 tai enemmän tiheyttä ja vähintään 300 K lämpötilaa. Vesimolekyylit tulevat termodynaamisen tasapainon tilaan noin 10 11  cm – 3 molekyylien vetytiheyksillä , mikä antaa ylärajan pitoisuudelle alueella, jossa vesimaser-emissio tapahtuu. [51] Vesimaserien emissio mallinnetaan hyvin maserit, jotka ilmestyvät tähtienvälisen väliaineen tiheiden alueiden läpi kulkevan shokkiaallon taakse. Tällaiset aallot luovat korkeita pitoisuuksia ja lämpötiloja (suhteessa tyypillisiin olosuhteisiin tähtienvälisessä väliaineessa), jotka ovat välttämättömiä maser-emissiolle. [52]

Vesimaserien havaintojen sovellukset

Vesimaser-havaintoja voidaan käyttää tarkkojen etäisyyksien saamiseksi kaukaisiin galakseihin. Jos oletetaan, että maserpisteiden kiertoradat ovat keplerilaisia ​​ja mittaamme niiden keskikiihtyvyyden ja nopeuden, niin voimme määrittää maserin miehittämän alueen halkaisijan. Lineaarisen koon vertailu kulmakoon kanssa antaa arvion etäisyydestä maseriin. Tätä menetelmää voidaan soveltaa vesimasereihin, koska ne vievät pienen alueen aktiivisen galaktisen ytimen ympärillä ja niillä on pieni viivanleveys. [53] Tätä etäisyyksien määritysmenetelmää käytetään riippumattoman arvion saamiseksi Hubblen vakiosta . Menetelmällä on rajoituksia, koska alueella, jossa Hubblen lakia sovelletaan , tunnetaan vain pieni määrä veden megamasereja . [54] Tämä etäisyyksien mittaus tarjoaa myös mahdollisuuden mitata keskeisen kohteen massa, joka tarkasteluissa tapauksissa on supermassiivinen musta aukko . Mustien aukkojen massan mittaukset veden megamaserien havainnoilla ovat tarkimmat menetelmät muiden galaksien mustien aukkojen massan määrittämiseen. Tällä tavalla mitatut mustien aukkojen massat ovat yhdenmukaisia ​​M-sigma- suhteen kanssa, empiirisen suhteen, joka yhdistää tähtien nopeusdispersion galaksin pullistumassa keskeisen supermassiivisen mustan aukon massaan. [55]

Muistiinpanot

  1. ↑ Kosminen megamaseri . www.spacetelescope.org . Haettu 4. helmikuuta 2017. Arkistoitu alkuperäisestä 30. tammikuuta 2017.
  2. ↑ Griffiths (2005) , s. 350-351.
  3. ↑ Townes, Charles H. Charles H. Townes 1964 Nobel-luento . Haettu 25. joulukuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 15. joulukuuta 2010.
  4. ↑ Elitzur (1992) , s. 56-58.
  5. ↑ Lo (2005) , s. 628-629.
  6. ↑ Weaver et ai. (1965)
  7. ↑ Reid ja Moran (1981)
  8. ↑ Moran (1976)
  9. ↑ Elitzur (1992) , s. 308.
  10. ↑ Baan, Wood ja Haschick (1982)
  11. ↑ Baan ja Haschick (1984)
  12. ↑ Elitzur (1992) , s. 315.
  13. ↑ Baan (1993)
  14. ↑ Chen, Shan ja Gao (2007)
  15. ↑ Braatz, Jim. H 2 O Maser -päästössä havaittujen galaksien luettelo (4. toukokuuta 2010). Käyttöpäivä: 20. elokuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 8. tammikuuta 2011.
  16. ↑ 1 2 Lo (2005) , s. 668.
  17. ↑ Baan (1993) , s. 80-81.
  18. ↑ Elitzur (1992) , s. 308-310.
  19. ↑ Darling ja Giovanelli (2002) , s. 115
  20. ↑ Elitzur (1992) , s. 309.
  21. ↑ Andreasian ja Alloin (1994)
  22. ↑ Darling ja Giovanelli (2002) , s. 115-116.
  23. ↑ 1 2 Burdyuzha ja Vikulov (1990) , s. 86.
  24. ↑ Darling ja Giovanelli (2002) , s. 116
  25. ↑ Mirabel ja Sanders (1987)
  26. ↑ Lockett ja Elitzur (2008) , s. 986.
  27. ↑ Darling ja Giovanelli (2002) , s. 117-118.
  28. ↑ 1 2 Baan (1989)
  29. ↑ Darling ja Giovanelli (2002) , s. 118-120.
  30. ↑ Darling ja Giovanelli (2006)
  31. ↑ 1 2 Willett et ai. (2011)
  32. ↑ Darling (2007)
  33. ↑ 1 2 Randell et ai. (1995) , s. 660.
  34. ↑ 1 2 Baan, Wood ja Haschick (1982) , s. L51.
  35. ↑ Reid ja Moran (1981) , s. 247-251.
  36. ↑ Baan ja Klockner (2006) , s. 559.
  37. ↑ Baan (1993) , s. 74-76.
  38. ↑ Lonsdale et ai. (1998)
  39. ↑ Diamond et ai. (1999)
  40. ↑ Parra et ai. (2005)
  41. ↑ Parra et ai. (2005) , s. 394.
  42. ↑ Lonsdale et ai. (1998) , ss. L15-L16.
  43. ↑ Lockett ja Elitzur (2008) , s. 985.
  44. ↑ Lockett ja Elitzur (2008) , s. 991.
  45. ↑ Darling (2005) , s. 217.
  46. ↑ Burdyuzha ja Komberg (1990)
  47. ↑ Lo (2005) , s. 656-657.
  48. ↑ Robishaw, Quataert ja Heiles (2008) , s. 981.
  49. ↑ Robishaw, Quataert ja Heiles (2008)
  50. ↑ Elitzur (1992) , s. 314-316.
  51. ↑ Lo (2005) , s. 629-630.
  52. ↑ Elitzur, Hollenbach ja McKee (1989)
  53. ↑ Herrnstein et ai. (1999)
  54. ↑ Reid et ai. (2009)
  55. ↑ Kuo et al. (2011)

Linkit