Megamaser

A Megamaser az asztrofizikai maser  egy fajtája , amely a stimulált emisszió természetes forrása . A megamazereket nagy izotróp fényességük különbözteti meg a többi kozmikus maser típustól . A megamazerek fényereje 10 3 napfényerősség ( L ) nagyságrendű, ami milliószor nagyobb, mint a Tejútrendszer fényereje . Az analóg kilomazer kifejezést L körüli fényerővel rendelkező extragalaktikus maserekre alkalmazzák ; a gigamaserek fényereje milliárdszor nagyobb, mint a Tejútrendszerben lévő maserek fényereje; az extragalaktikus maser kifejezés a Tejúton kívüli összes maserre vonatkozik. A megamaserek az extragalaktikus maserek legismertebb típusai; legtöbbjük hidroxil (OH) megamazer, ami a hidroxil molekulában a szintek közötti átmenetnek megfelelő spektrumvonal növekedését jelenti. Ismeretes, hogy a megamazerek három másik molekula vonalában is kibocsájtanak: víz (H 2 O), formaldehid (H 2 CO) és metin (CH).

A vízi megamászerek voltak az első megamerek, amelyeket felfedeztek. Az első vízi megamazert 1979-ben fedezték fel az NGC 4945 galaxisban . Az első hidroxil megamazert 1982-ben fedezték fel az Arp 220 galaxisban , a legközelebbi ultrafényes infravörös galaxisban . Az összes későbbi hidroxil-megamazert fényes infravörös galaxisokban is felfedezték , és számos hidroxil-kilomazert is találtak alacsonyabb infravörös fényerővel rendelkező galaxisokban. A legfényesebb infravörös galaxisok a közelmúltban egyesültek vagy kölcsönhatásba léptek más galaxisokkal, és jelenleg csillagkeletkezési kitöréseken mennek keresztül . A hidroxil-megamazerek emissziójának számos jellemzője eltér a Tejútrendszer hidroxil-masereinek jellemzőitől, beleértve a háttérsugárzás felerősítését és a hidroxilvonalak teljesítményarányát különböző frekvenciákon. A hidroxil-molekulák populációinverzióját a távoli infravörös tartományban lévő sugárzás hozza létre, amely akkor következik be, amikor a csillagok fényét a csillagközi por elnyeli és újra kibocsátja . A Zeeman-effektus miatti vonalhasadás segítségével meghatározható a mágneses mező a maser emissziós tartományokban. Így először mérték meg egy másik galaxis mágneses terét.

A vízi megamázerek és a kilomázerek főként aktív galaktikus magokhoz kapcsolódnak, míg galaxisunkban a halvány extragalaktikus maserek főként csillagkeletkezési régiókban találhatók. A környezeti különbségek ellenére az extragalaktikus vízmaserek létrejöttének körülményei nem sokban különböznek azoktól, amelyekben a galaxis vízmasereket létrehozzák. A vízi megamazerek megfigyelését a többi galaxis távolságának meghatározására és a Hubble-állandó finomítására szolgáló precíz módszerek részeként használták .

Elmélet

Masers

A maser kifejezés a MASER: Microwave Amplification by Stimulated Emission of Radiation (mikrohullám-erősítés stimulált emisszió által) mozaikszóból származik . Tekintsünk különböző energiaállapotú atomok vagy molekulák rendszerét; egy atom vagy molekula képes elnyelni egy fotont és magasabb energiaszintre jutni , vagy egy foton egy másik, azonos energiájú foton kibocsátását indukálhatja, ha az atom vagy molekula alacsonyabb energiaszintre megy. A maser kialakulásához inverz populációra van szükség, amelyben több atom/molekula van magasabb energiaszinten, mint alacsonyabbon. Ilyen állapotban több fotont hoz létre az indukáló sugárzás, mint amennyit elnyel. Egy ilyen rendszer nincs termikus egyensúlyban; energiaforrásra van szükség az atomok vagy molekulák gerjesztett állapotba való átmenetének elősegítéséhez. A populációinverzió állapotának elérésekor egy foton, amelynek energiája megegyezik a két energiaszint közötti energiakülönbséggel, egy másik, azonos energiájú foton megjelenését indukálhatja. Az atom vagy molekula ezután alacsonyabb energiaszintre kerül. Egy ilyen folyamat megismétlése az eredeti sugárzás felerősödéséhez vezet, és mivel a kibocsátott fotonok energiája azonos, a felerősített fény monokromatikus. [2] [3]

Kozmikus masers

A Földön létrehozott maserek és lézerek, valamint az űrmaserek inverz populációt igényelnek, de az inverz populáció elérésének feltételei jelentősen eltérnek. A laboratóriumokban lévő maserek nagy sűrűségű részecskerendszerrel rendelkeznek, amely korlátozásokat ír elő az energiaszintek közötti átmenetre vonatkozóan, amelyen a masersugárzás előfordulhat; olyan rezonátort is kell használni, amelyben a fény ismételten áthalad az anyagon. A kozmikus maserek alacsony sűrűséggel működnek, ami nagy átlagos szabad utakhoz vezet. Alacsony sűrűségnél könnyebb kihozni egy anyagot a termikus egyensúlyi állapotból, mivel ezt az egyensúlyt a részecskék ütközései tartják fenn. Az átlagos szabad út nagy értékei miatt a fotonok nagyobb valószínűséggel indukálnak stimulált emissziót, ami a háttérsugárzás felerősítését eredményezi. [4] A kozmikus masereket háttérsugárzás vagy részecskeütközések pumpálják. Sugárzás hatására a maser átmenet energiáját meghaladó energiájú infravörös fotonok gerjesztik az atomokat és molekulákat, ami inverz populációt hoz létre. Az ütközési pumpálás során a populáció inverzióját olyan ütközések hozzák létre, amelyek a molekulákat a maser-átmenetek energiaszintjénél magasabb energiaszintre gerjesztik, amelyre aztán a molekulák fotonok kibocsátásával ereszkednek le. [5]

Történelem

1965-ben, 12 évvel az első laboratóriumi maser létrehozása után, egy hidroxil masert fedeztek fel a Tejútrendszer síkjában. [6] A következő években más molekulák vonalaiban kibocsátó masereket fedeztek fel, beleértve a vizet (H 2 O), a szilícium-monoxidot (SiO), a metanolt (CH 3 OH). [7] A galaktikus maserek izotróp fényességének jellemző értéke 10 −6 −10 −3 L. [8] Az extragalaktikus mázeremisszió létezésének első megerősítése az NGC 253 -ban található hidroxilmolekula felfedezéséből származik 1973-ban; a sugárforrás fényereje egy nagyságrenddel nagyobb volt, mint a galaktikus maserek átlagos értéke. [9]

1982-ben fedezték fel az első megamazert az ultrafényes infravörös galaxisban, az Arp 220 -ban . [10] A forrás fényessége az izotrópia feltételezése mellett 10 3 L volt . Ez az érték több tízmilliószor nagyobb, mint a galaktikus maserek tipikus értéke, ezért az Arp 220 forrását megamazernek nevezik . [11] Ekkor már ismerték az extragalaktikus vízmasereket. 1984-ben felfedezték az NGC 4258 -ban és az NGC 1068 -ban lévő vízmolekulák mázersugárzását, amely az Arp 220-ban található hidroxil-megamazerhez hasonlítható. [12]

A következő évtized során a formaldehid (H 2 CO) és a metin (CH) molekulák megamazereit fedezték fel. A galaktikus formaldehid maszerek viszonylag ritkák, több formaldehid megamazer ismert, mint a formaldehid galaktikus maser. A metin maserek meglehetősen gyakoriak a Galaxisban. Mindkét típusú megamazert találtak olyan galaxisokban, amelyekben hidroxilcsoportot találtak. A metint olyan galaxisokban figyelték meg, ahol a hidroxilmolekulák abszorbeálják; A formaldehid a hidroxil-abszorpcióval és a hidroxil-megamazer-emisszióval rendelkező galaxisokban is megtalálható. [13]

2007-ben 109 hidroxil-megamazer ismert, a vöröseltolódás előtt . [14] Több mint 100 extragalaktikus vízmaser ismeretes, [15] amelyek közül 65 elég fényes ahhoz, hogy megamazernek lehessen tekinteni. [16]

A létezés feltételei

Függetlenül attól, hogy melyik molekula hozza létre a maser-emissziót, számos feltételnek kell megfelelnie a közegnek ahhoz, hogy erőteljes maser-emisszió történjen. Az egyik feltétel a háttérsugárzás jelenléte a folytonos spektrumú rádiótartományban, amely biztosítja a stimulált emissziót indukáló fotonok jelenlétét, mivel a szintek közötti átmenetek maser vonalai a rádiótartományban helyezkednek el. Kell lennie egy pumpáló mechanizmusnak is, amely inverz populációt hoz létre, valamint egy bizonyos sűrűséget és átlagos szabad utat. Így vannak olyan feltételek, amelyek korlátozzák annak a közegnek a tulajdonságait, amelyben a masersugárzás lehetséges. [17] A különböző típusú molekulák feltételei eltérőek; például nem találtak olyan galaxisokat, amelyekben egyszerre léteznének hidroxil- és vízmegamazerek. [16]

Hidroxil megamazerek

Az Arp 220 galaxis, amelyben az első megamazert fedezték fel, a legközelebbi ultrafényes infravörös galaxis; részletesen tanulmányozták különböző hullámhossz-tartományokban. [tizennyolc]

A maser régió tulajdonságai

A hidroxil megamazereket bizonyos típusú galaxisok magjaihoz közeli régiókban észlelték: fényes infravörös galaxisok ( eng.  luminous infrared galaxis, LIRG ), amelyek fényessége (, és ultrafényes infravörös galaxisoklitert11a távoli infravörös tartományban meghaladja a 10 12 liter . [19] Magas infravörös fényességük ellenére az ilyen galaxisok gyakran meglehetősen halványak a látható spektrumban. Például az Arp 220 galaxis esetében az infravörös fény és a spektrum kék részének fényesség aránya 80. [20] 

A legtöbb fényes infravörös galaxis kölcsönhatásba lép más galaxisokkal, vagy a közelmúltban történt egyesülés jeleit mutatja [21] , ugyanez az állítás igaz a hidroxil megamazereket tartalmazó fényes infravörös galaxisokra is. [22] A megamazereket tartalmazó galaxisok a spirálgalaxisokhoz képest gazdagok molekuláris gázban; a molekuláris hidrogén tömege meghaladja a 10 9 M -t . [23] Az egyesülések hatására gáz kerül a galaxisok központi részébe, ami nagy sűrűséget hoz létre és növeli a csillagkeletkezés sebességét. A csillagfény felmelegíti a port, amely újra fényt bocsát ki a távoli infravörösben, és létrehozza a hidroxil megamazereket tartalmazó galaxisokban tapasztalható nagy fényerőt. [23] [24] [25] A távoli infravörös sugárzásból becsült por hőmérséklete magasabb, mint a spirálkarok hőmérséklete, és 40 és 90 K között mozog . [26]

A távoli infravörös fény fényereje, valamint a por hőmérséklete egy fényes infravörös galaxisban befolyásolja annak valószínűségét, hogy a galaxisban hidroxil megamaszer található; Mivel a por hőmérséklete korrelál a fényességgel a távoli infravörös tartományban, meglehetősen nehéz az egyes tényezők hatását a megfigyelésekből elkülönítve azonosítani. A melegebb porral rendelkező galaxisok nagyobb valószínűséggel tartalmaznak hidroxil megamazert, csakúgy, mint az ultrafényes infravörös galaxisok, amelyek fényereje meghaladja a 10 12 litert . Legalább minden harmadik ultrafényes infravörös galaxis és minden hatodik fényes infravörös galaxis tartalmaz hidroxil-megamazert. [27] A hidroxil megamazerek korai megfigyelései összefüggést mutattak ki a hidroxilvonalak izotróp fényessége és a távoli infravörös fényessége között: L OH L FIR 2 . [28] Amint új hidroxil-megamazereket fedeztek fel, és figyelembe vették a Malmquist-eltolódást , az arány laposabb lett: L OH L FIR 1,2 0,1 . [29]

A hidroxil-megamazereket tartalmazó fényes infravörös galaxisok magjainak korai spektrális megfigyelései azt mutatták, hogy az ilyen galaxisok tulajdonságai megkülönböztethetetlenek a fényes infravörös galaxisok populációjának tulajdonságaitól. A megamazert tartalmazó galaxisok hozzávetőleg egyharmada csillagkitörési galaxisnak , negyede a második típusú Seyfert galaxisnak, a többi pedig LINER objektumnak minősül ( alacsony ionizációs nukleáris emissziós vonal régió , alacsony ionizációjú emissziós régiók a galaktikus magban ) .  A hidroxil megamazert tartalmazó és nem tartalmazó galaxisok optikai tulajdonságai nem különböznek lényegesen. [30] A Spitzer -teleszkóppal végzett közelmúltbeli megfigyelések lehetővé tették a galaxisok két csoportjának megkülönböztetését, ahol a hidroxil-megamazert tartalmazó galaxisok 10-25%-a mutat aktív mag jeleit, míg a fényes infravörös galaxisok 50-95%-a. nem mutat maser aktivitást. [31]

A hidroxil-megamazerekkel rendelkező fényes infravörös galaxisok molekuláris gáztartalmuk alapján különböztethetők meg a többi fényes infravörös galaxistól. A galaxis molekuláris gázának nagy részét molekuláris hidrogén tartalmazza; egy tipikus hidroxil-megamazerben a molekuláris gáz sűrűsége meghaladja az 1000 cm -3 -t, és a sűrű gáz frakciója magasabb, mint más fényes infravörös galaxisokban. Az ilyen sűrűségértékek a fényes infravörös galaxisok legmagasabb átlagos molekuláris gázsűrűségei közé tartoznak. A nagy sűrűségű gázfrakciót a hidrogén-cianid (HCN) és a szén-monoxid (CO) által termelt fényerő összehasonlításával mérik . [32]

A spektrumvonalak jellemzői

A hidroxil-megamazerek kibocsátása főként az 1665 és 1667 MHz frekvenciájú vonalakban történik. Két emissziós vonal is létezik 1612 és 1720 MHz-en, de ezek csak kis számú hidroxil megamazerben találhatók meg. Az összes ismert megamazernél a kibocsátás az 1667 MHz-es vonalon a legerősebb; az adott vonal sugárzási fluxusának és az 1665 MHz-es vonal sugárzási fluxusának arányának tipikus értékei 2 és több mint 20 között vannak. [33] A termodinamikai egyensúlyban lévő hidroxilmolekulák emissziója esetén ez az arány 1,8 1 V-ra a rendszer optikai vastagságától függően ; ezért a 2-nél nagyobb arányérték azt jelzi, hogy a molekulák rendszere nincs termodinamikai egyensúlyban. [34] A csillagképző régiókban lévő galaktikus hidroxil-maserek esetében az 1665 MHz-es vonal emissziója általában erősebb; az evolúció késői szakaszában lévő csillagok közelében lévő hidroxil-masereknél az 1612 MHz-es vonal emissziója erősebb. [35] Az emissziós vonal teljes szélessége egy adott frekvencián több száz kilométer/másodperc, az emissziós profilt meghatározó egyedi tulajdonságok pedig másodpercenként tíz- és száz kilométeres sebességnek felelnek meg. [33] A galaktikus hidroxil-maserek jellemző vonalszélessége körülbelül 1 km/s vagy kisebb. [34]

A hidroxil megamazerek felerősítik annak a galaxisnak a folyamatos rádiósugárzását, amelyben elhelyezkednek. Az ilyen sugárzás főként a 2-es típusú szupernóvák által keltett szinkrotronsugárzásból áll. [36] Az ilyen sugárzás erősítése alacsony, néhány százaléktól több száz százalékig terjed. A nagy nyereségű források általában szűkebb emissziós vonalakkal rendelkeznek; a vonalak középpontjainak nyeresége nagyobb. [37]

Számos hidroxil megamazert, köztük az Arp 220-at is megfigyeltek nagyon hosszú alapvonalú rádióinterferometriás technikákkal , amelyek lehetővé teszik az objektumok nagy szögfelbontású tanulmányozását . A VLBI megfigyelések kimutatták, hogy a hidroxil-megamazerek emissziója két összetevőből áll: diffúz és kompakt. A diffúz komponens 1-nél kisebb erősítést ad, vonalszélessége pedig több száz km/s nagyságrendű. Az egyetlen rádióteleszkóppal végzett megfigyelések keretében kapott sugárzás hasonló tulajdonságokkal rendelkezik, amelyekben lehetetlen felbontani a megamaszer egyes komponenseit. A kompakt alkatrész nagy, 10-től 100-ig terjedő erősítéssel rendelkezik, az 1667 MHz-es és az 1665 MHz-es vonalakban nagy a fluxusarány, a vonalszélesség pedig több km/s. [38] [39] Az ilyen típusú sugárzás jellemzőit egy keskeny anyaggyűrű jelenléte magyarázza a galaxis magja körül, a gyűrűben diffúz sugárzás lép fel, és körülbelül egy parszek méretű egyedi maser felhők jönnek létre . a sugárzás kompakt összetevője. [40] A Tejútrendszer hidroxil-maserei inkább a megamazerek kompakt emissziós régióihoz hasonlítanak. Az egyes molekulákból származó galaktikus mázer emissziónak néhány kiterjesztett régiója is található, amelyek a hidroxil-megamazerek diffúz komponensére emlékeztetnek. [41]

Szivattyús mechanizmus

A hidroxilvonal és a spektrum távoli infravörös részének fényessége közötti megfigyelt kapcsolat a hidroxil-megamazerek sugárzással történő pumpálásának mechanizmusa mellett tanúskodik. [28] A közeli hidroxil-megamazerek kezdeti VLBI-megfigyelései felvetették egy ilyen modell alkalmazhatóságának kérdését a megamazeremisszió kompakt komponensére, mivel ehhez a hidroxil-molekulák által elnyelt infravörös fotonok nagy hányadára van szükség, és ebben az esetben ütközési pumpálásra van szükség. alkalmazhatóbb. [42] A maser-emisszió modellje azonban, amelyben az emissziót anyagcsomók állítják elő, képes reprodukálni a kompakt és diffúz hidroxil-emisszió megfigyelt tulajdonságait. [43] Egy közelmúltban végzett részletes tanulmány kimutatta, hogy a fő szivattyúzó sugárzás a fő maser vezetékeknél 53 µm. Ahhoz, hogy adott hullámhosszon elegendő fotont hozzon létre, a csillagközi pornak, amely a csillagsugárzást feldolgozza, legalább 45 K hőmérsékletűnek kell [31]

A hidroxil-megamazerek megfigyelésének alkalmazásai

A hidroxil megamazerek a fényes infravörös galaxisok magjainak tartományában fordulnak elő, és a galaxisok kialakulásának stádiumát jelzik. Mivel a hidroxilsugárzást nem pusztítja el a csillagközi por a saját galaxisában, a hidroxil- megamazerek a csillagkeletkezési feltételek indikátorai lehetnek a galaxisban. [45] A z ~ 2 vöröseltolódásnál vannak olyan fényes infravörös galaxisok, amelyek erősebbek, mint a Tejútrendszer közelében lévő hasonló galaxisok. A hidroxilvonal fényessége és a távoli infravörös tartomány fényessége közötti megfigyelt kapcsolat arra utal, hogy az ilyen galaxisokban a megamazerek fényereje 10-100-szor nagyobb. [46] Az ilyen galaxisokban a hidroxil-megamazerek megfigyelése pontosabb vöröseltolódást és a csillagkeletkezéssel kapcsolatos információkat nyújt. [47]

A Zeeman-effektus egy másik galaxisban való megnyilvánulásának első észlelése hidroxil-megamazerek megfigyelésével történt. [48] ​​A Zeeman-effektus egy spektrumvonal felosztásából áll a mágneses tér jelenléte miatt, a felosztás mérete arányos a látóvonal mentén irányított mágneses tér összetevőjével. A Zeeman-effektust öt hidroxil-megamazerben detektáltuk, a mágneses tér jellemző értéke több mG volt, ami nagyságrendileg egybeesik a galaktikus hidroxil-mázerek mágneses mezőjével. [49]

Víz megamaserek

Ha a hidroxil-megamazerek jelentősen eltérnek a galaktikus hidroxil-maserektől, akkor a víz-megamazerek nem mutatnak radikális különbséget az előfordulási feltételekben a galaktikus vízmaserekhez képest. A víz megamazerek ugyanazzal a fényességfüggvénnyel írhatók le, mint a galaktikus vízmaserek. Néhány extragalaktikus vízmaser létezik a csillagkeletkezési régiókban, akárcsak a galaktikus vízmaser, de erősebb galaktikus vízmaserek figyelhetők meg az aktív galaktikus magok közelében lévő régiókban. Az ilyen maserek izotróp fényereje több egységtől több száz napfényfényig terjed; hasonló objektumokat találtak mind a közeli galaxisokban, például a Messier 51 -ben (0,8L ), mind a távolabbi galaxisokban, például az NGC 4258 -ban ( 120 liter ). [ötven]

Vonaltulajdonságok és szivattyúzási mechanizmus

A víz megamazerek sugárzása főként 22 GHz-es frekvencián figyelhető meg, és a vízmolekulában lévő forgási energia szintjei közötti átmenet eredményeként jön létre. A magasabb állapot az alapállapot feletti 643 K hőmérsékletnek felel meg, az ilyen szintű populációhoz körülbelül 10 8  cm – 3 vagy annál nagyobb sűrűség és legalább 300 K hőmérséklet szükséges. A vízmolekulák termodinamikai egyensúlyi állapotba kerülnek. kb. 10 11  cm – 3 molekulasűrűségnél , ami felső határt ad a koncentrációnak abban a régióban, ahol a vízmaser kibocsátás megtörténik. [51] A vízmaserek kibocsátását jól modellezik a csillagközi közeg sűrű tartományain áthaladó lökéshullám mögött megjelenő maserek. Az ilyen hullámok magas koncentrációt és hőmérsékletet hoznak létre (a csillagközi közeg tipikus viszonyaihoz képest), amelyek szükségesek a maser kibocsátásához. [52]

Vízmaserek megfigyelésének alkalmazásai

A vízmaser-megfigyelések segítségével pontos távolságot lehet meghatározni a távoli galaxisoktól. Ha feltételezzük, hogy a maser foltok pályája Kepleri-féle, és mérjük centripetális gyorsulásukat és sebességüket, akkor meg tudjuk határozni a maser által elfoglalt tartomány átmérőjét. A lineáris méret és a szögméret összehasonlítása becslést ad a maser távolságára. Ez a módszer vízmaserekre alkalmazható, mivel kis területet foglalnak el az aktív galaktikus mag körül, és kicsi a vonalszélességük. [53] Ezt a távolságmeghatározási módszert a Hubble-állandó független becslésének megszerzésére használják . A módszernek megvannak a korlátai, mivel a Hubble-törvény hatálya alá tartozó régióban csak kevés vízmegamazer ismert . [54] Ez a távolságmérés lehetőséget ad a központi objektum tömegének mérésére is, amely a vizsgált esetekben egy szupermasszív fekete lyuk . A fekete lyukak tömegének mérése vízmegamazerek megfigyelésével a legpontosabb módszer más galaxisok fekete lyukainak tömegének meghatározására. Az így mért fekete lyukak tömege összhangban van az M-szigma aránnyal, egy olyan empirikus összefüggéssel, amely a csillagok sebességdiszórását a galaxis kidudorodésében a központi szupermasszív fekete lyuk tömegéhez viszonyítja. [55]

Jegyzetek

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

Linkek