✖


Jump to content

Астрофизический мазер

Полярные сияния на северном полюсе Юпитера генерируют циклотронные мазеры ( Хаббл )

Астрофизический мазер — это естественный источник вынужденного излучения спектральных линий , обычно в микроволновой части электромагнитного спектра . Это излучение может возникнуть в молекулярных облаках , кометах , планетных атмосферах , звездных атмосферах или в различных других условиях межзвездного пространства .

Предыстория [ править ]

Основная статья: мазер

энергия Дискретная ​ перехода

Подобно лазеру , излучение мазера является стимулированным ( или затравленным ) и монохроматическим, имеющим частоту, соответствующую разнице энергий между двумя квантово-механическими уровнями энергии частиц в усиливающей среде, которые были накачаны в нетепловую популяцию. распределение . Однако встречающиеся в природе мазеры не имеют резонансной полости , созданной для земных лабораторных мазеров. Излучение астрофизического мазера происходит за один проход через усиливающую среду и поэтому обычно не имеет пространственной когерентности и чистоты мод, ожидаемых от лабораторного мазера.

Номенклатура [ править ]

Из-за различий между искусственными и естественными мазерами часто утверждают, что [1] что астрофизические мазеры не являются «настоящими» мазерами, поскольку у них отсутствуют полости колебаний. Однако различие между на основе генераторов лазерами и однопроходными лазерами намеренно игнорировалось лазерным сообществом в первые годы существования этой технологии. [2]

Это фундаментальное языковое несоответствие привело к использованию других парадоксальных определений в этой области. Например, если усиливающая среда смещенного лазера представляет собой излучающее, но неколеблющееся излучение, говорят, что он излучает усиленное спонтанное излучение или ASE . Этот ASE считается нежелательным или паразитным. Некоторые исследователи добавили бы к этому определению наличие недостаточной обратной связи или неудовлетворенного порога генерации : то есть пользователи хотят, чтобы система вела себя как лазер. Излучение астрофизических мазеров на самом деле является ASE, но иногда его называют сверхизлучением, чтобы отличить его от лабораторного явления. Это только усугубляет путаницу, поскольку оба источника являются сверхизлучающими. В некоторых лабораторных лазерах, таких как однократный проход через с регенеративным усилением ступень Ti:Sapph , физика напрямую аналогична усиленному лучу в астрофизическом мазере. [ нужна ссылка ]

Более того, практические пределы использования m для обозначения микроволнового излучения в мазере применяются по-разному. Например, когда изначально разрабатывались лазеры в видимой части спектра, их называли оптическими мазерами. [3] Чарльз Таунс утверждал, что m означает «молекула» , поскольку энергетические состояния молекул обычно обеспечивают массовый переход. [4] В этом духе некоторые [ ВОЗ? ] используйте термин «лазер» для описания любой системы, использующей электронный переход, и термин «мазер» для описания системы, использующей вращательный или колебательный переход, независимо от выходной частоты. Некоторые астрофизики используют термин иразер для описания мазера, излучающего на длине волны в несколько микрометров . [5] хотя сообщество оптиков называет подобные источники лазерами .

Термин «тазер» использовался для описания лабораторных мазеров в терагерцовом режиме. [6] хотя астрономы могли бы назвать эти субмиллиметровые мазеры , а лабораторные физики обычно называют их газовыми лазерами или, в частности, спиртовыми лазерами в отношении типа усиления. Сообщество электротехников обычно ограничивает использование слова «микроволновая печь» частотами примерно от 1 до 300 ГГц; то есть длины волн от 30 см до 1 мм соответственно. [ нужна ссылка ]

Астрофизические условия [ править ]

Простого существования накачиваемой инверсной населенности недостаточно для наблюдения мазера. Например, должна быть когерентность скоростей вдоль луча зрения, чтобы доплеровский сдвиг не препятствовал радиационному взаимодействию инвертированных состояний в разных частях усиливающей среды. В то время как в лабораторных лазерах и мазерах поляризация может быть достигнута путем избирательной генерации желаемых мод, в естественных мазерах поляризация возникает только при наличии накачки, зависящей от состояния поляризации, или магнитного поля в усиливающей среде.

Излучение астрофизических мазеров может быть довольно слабым и не поддаваться обнаружению из-за ограниченной чувствительности и относительной удаленности астрономических обсерваторий, а также из-за иногда подавляющего спектрального поглощения ненакачанными молекулами видов мазеров в окружающем пространстве. Это последнее препятствие можно частично преодолеть за счет разумного использования пространственной фильтрации, присущей интерферометрическим методам, особенно интерферометрии со сверхдлинной базой (РСДБ). [ нужна ссылка ]

Изучение мазеров дает ценную информацию об условиях — температуре, плотности, магнитном поле и скорости — в средах звезд рождения и смерти , а также в центрах галактик, содержащих черные дыры . [1] [2] что приводит к уточнению существующих теоретических моделей.

Открытие [ править ]

Историческая справка [ править ]

сделали неожиданное открытие В 1965 году Уивер и др. . : [3] Эмиссионные линии в космосе неизвестного происхождения на частоте 1665 МГц. В то время многие исследователи все еще считали, что молекулы не могут существовать в космосе, хотя они были открыты МакКелларом в 1940-х годах, и поэтому излучение сначала приписывали гипотетической форме межзвездного вещества, названной «мистериум». вскоре было идентифицировано как линейное излучение молекул гидроксидов в компактных источниках внутри молекулярных облаков. [4] За этим последовали новые открытия: в 1969 году произошел выброс воды. [5] метанола в 1970 г., выбросы [6] и монооксида кремния в 1974 г., выбросы [7] все исходит из молекулярных облаков. Их назвали мазерами , поскольку из-за их узкой ширины линий и высоких эффективных температур стало ясно, что эти источники усиливают микроволновое излучение. [ нужна ссылка ]

Затем мазеры были обнаружены вокруг высокоразвитых звезд позднего типа , названных звездами OH/IR . Первым был выброс гидроксидов в 1968 году. [8] затем выбросы воды в 1969 г. [9] и выбросы монооксида кремния в 1974 году. [10] Мазеры были открыты во внешних галактиках в 1973 году. [11] и в Солнечной системе в ореолах комет. [ нужна ссылка ]

Еще одно неожиданное открытие было сделано в 1982 году, когда было обнаружено излучение внегалактического источника с непревзойденной светимостью около 10 6 раз больше, чем любой предыдущий источник. [12] Его назвали мегамазером из-за его большой светимости; С тех пор было открыто еще много мегамазеров. [7]

НАСА Слабый дисковый мазер был обнаружен в 1995 году, исходящий от звезды MWC 349A, с помощью Воздушной обсерватории Койпера . [8]

Доказательства существования с антинакачкой ( дасар субтермальной популяции ) при переходе формальдегида (H 2 CO) на частоте 4830 МГц наблюдались в 1969 году Палмером и др. [9] [10] [11] [12]

Обнаружение [ править ]

Связь мазерной активности с дальним инфракрасным (FIR) излучением использовалась для проведения поисков неба с помощью оптических телескопов (поскольку оптические телескопы легче использовать для поиска такого типа), а затем вероятные объекты проверяются в радиоспектре. Особое внимание уделяется молекулярным облакам, звездам OH-IR и активным галактикам FIR.

виды Известные межзвездные ​

Следующие виды наблюдались в вынужденном излучении астрономической среды: [13]


Характеристики мазерного излучения [ править ]

Усиление или усиление излучения, проходящего через мазерное облако, является экспоненциальным. Это имеет последствия для производимого им излучения:

Сияние [ править ]

Небольшие различия в траектории в мазерном облаке неправильной формы сильно искажаются из-за экспоненциального усиления. Часть облака, длина пути которого немного больше, чем у остальных, будет выглядеть намного ярче (поскольку важен показатель степени длины пути), и поэтому мазерные пятна обычно намного меньше, чем их родительские облака. Большая часть излучения будет выходить вдоль этой линии наибольшей длины пути в виде «луча»; это называется сиянием .

Быстрая изменчивость ​ ​

Поскольку коэффициент усиления мазера экспоненциально зависит от инверсной населенности и длины когерентного по скорости пути, любое изменение любого из них само по себе приведет к экспоненциальному изменению выходного сигнала мазера.

Сужение линии [ править ]

Экспоненциальное усиление также усиливает центр формы линии ( гауссовой или лоренцевой и т. д.) больше, чем края или крылья. В результате форма эмиссионной линии становится намного выше, но не намного шире. Это делает линию более узкой по сравнению с неусиленной линией.

Насыщенность [ править ]

Экспоненциальный рост интенсивности излучения, проходящего через мазерное облако, продолжается до тех пор, пока процессы накачки способны поддерживать инверсную населенность на фоне растущих потерь на вынужденное излучение. В этом случае мазер называется ненасыщенным . Однако через какой-то момент инверсия населенности больше не может поддерживаться, и мазер насыщается . В насыщенном мазере усиление излучения линейно зависит от размера инверсной населенности и длины пробега. Насыщение одного перехода в мазере может повлиять на степень инверсии других переходов в том же мазере — эффект, известный как конкурентное усиление .

Высокая яркость [ править ]

Яркостная температура мазера — это температура, которую имело бы черное тело , если бы оно производило ту же яркость излучения на длине волны мазера. То есть, если объект имел температуру около 10 9 K он будет производить столько же излучения на частоте 1665 МГц, сколько сильный межзвездный мазер OH. Конечно, в 10. 9 K молекула OH диссоциирует ( kT больше, чем энергия связи ), поэтому яркостная температура не является показателем кинетической температуры мазерного газа, но, тем не менее, полезна для описания мазерного излучения. Мазеры имеют невероятные эффективные температуры, многие из них около 10 9 К, но у некоторых до 10 12 К и даже 10 14 К.

Поляризация [ править ]

Важным аспектом исследования мазеров является поляризация излучения. Астрономические мазеры часто очень сильно поляризованы, иногда на 100% (в случае некоторых мазеров ОН) поляризованы по кругу и в меньшей степени линейно . Эта поляризация возникает из-за некоторой комбинации эффекта Зеемана , магнитного излучения мазера и анизотропной накачки, которая благоприятствует определенным магнитного состояния переходам .

Многие характеристики излучения мегамазера различны.

Мазерная среда [ править ]

Кометы [ править ]

Кометы представляют собой небольшие тела (диаметром от 5 до 15 км) из замороженных летучих веществ ( например , воды, углекислого газа, аммиака и метана ), заключенных в твердый силикатный наполнитель, которые вращаются вокруг Солнца по эксцентричным орбитам. По мере приближения к Солнцу летучие вещества испаряются, образуя ореол, а затем и хвост вокруг ядра. После испарения эти молекулы могут образовывать инверсии и мазу. [ нужна ссылка ]

Столкновение кометы Шумейкера-Леви 9 с Юпитером в 1994 году привело к мазерному излучению молекулы воды в области 22 ГГц. [17] Несмотря на кажущуюся редкость этих событий, наблюдение интенсивного мазерного излучения было предложено в качестве схемы обнаружения внесолнечных планет . [18]

Ультрафиолетовый свет Солнца расщепляет некоторые молекулы воды с образованием гидроксидов , которые могут образовывать гидроксиды. наблюдалось мазерное излучение на частоте 1667 МГц, характерное для гидроксида В 1997 году у кометы Хейла-Боппа . [19] [20]

Планетарные атмосферы [ править ]

Предсказано, что мазеры существуют в атмосферах газовых планет-гигантов. [21] Такие мазеры будут сильно меняться из-за вращения планет (10-часовой период для планет Юпитера). Циклотронные мазеры были обнаружены на северном полюсе Юпитера.

Планетные системы [ править ]

In 2009, S. V. Pogrebenko et al. [22] сообщил об обнаружении водных мазеров в шлейфах воды, связанных со спутниками Сатурна Гиперионом, Титаном, Энцеладом и Атласом.

Звездные атмосферы [ править ]

Пульсации переменной Миры S Ориона , показывающие образование пыли и мазеры (ESO)

Условия в атмосферах звезд поздних типов способствуют накачке разных видов мазеров на разных расстояниях от звезды. Из-за нестабильности в частях звезды, горящих ядер, звезда переживает периоды повышенного выделения энергии. Эти импульсы создают ударную волну, которая выталкивает атмосферу наружу. Гидроксильные мазеры встречаются на расстоянии примерно от 1000 до 10 000 астрономических единиц (а.е.), водные мазеры - на расстоянии примерно от 100 до 400 а.е., а мазеры на окиси кремния - на расстоянии примерно от 5 до 10 а.е. [23]

В качестве механизма накачки мазеров монооксида кремния были предложены как радиационная, так и столкновительная накачка, возникающая в результате ударной волны. [24] Эти мазеры уменьшаются при увеличении радиуса, поскольку газообразный монооксид кремния конденсируется в пыль, истощая доступные молекулы мазера. Для водяных мазеров пределы внутреннего и внешнего радиусов примерно соответствуют пределам плотности для работы мазера. На внутренней границе столкновений между молекулами достаточно, чтобы устранить инверсию населенностей. На внешней границе плотность и оптическая толщина настолько малы, что усиление мазера уменьшается. Гидроксильные мазеры поддерживают химическую накачку. На расстояниях, где находятся эти мазеры, молекулы воды диссоциируются под действием УФ-излучения.

Области звездообразования [ править ]

Основная статья: Звездообразование

Молодые звездные объекты и (сверх)компактные области H II, заключенные в молекулярные облака и гигантские молекулярные облака , поддерживают основную часть астрофизических мазеров. Различные схемы накачки – как радиационные, так и столкновительные, а также их комбинации – приводят к мазерному излучению множественных переходов многих видов. Например, было обнаружено, что молекула ОН действует на частотах 1612, 1665, 1667, 1720, 4660, 4750, 4765, 6031, 6035 и 13441 МГц. водные и метанольные Для этих сред также характерны мазеры. Относительно редкие мазеры, такие как аммиак и формальдегид, также могут быть обнаружены в областях звездообразования. [25]

Остатки сверхновой [ править ]

WISE Изображение IC 443 , остатка сверхновой с мазерным излучением

Известно, что мазерный переход гидроксида на частоте 1720 МГц связан с остатками сверхновых , которые взаимодействуют с молекулярными облаками . [26]

Внегалактические источники [ править ]

В то время как некоторые мазеры в областях звездообразования могут достигать светимости, достаточной для обнаружения из внешних галактик (например, из близлежащих Магеллановых Облаков ), мазеры, наблюдаемые из далеких галактик, обычно возникают в совершенно других условиях. Некоторые галактики обладают центральными черными дырами , в которые падает диск молекулярного материала ( около 0,5 парсека размером ). Возбуждение этих молекул в диске или струе может привести к образованию мегамазеров с большой светимостью. Известно, что в этих условиях существуют гидроксильные, водные и формальдегидные мазеры. [27]

Текущие исследования [ править ]

Астрономические мазеры остаются активной областью исследований в радиоастрономии и лабораторной астрофизике, отчасти потому, что они являются ценными диагностическими инструментами для астрофизических сред, которые в противном случае могут ускользнуть от строгого количественного исследования, а также потому, что они могут облегчить изучение условий, которые недоступны. в земных лабораториях. Глобальное сотрудничество под названием «Организация мониторинга мазеров», в просторечии известное как M2O. [28] являются одной из видных групп исследователей в этой дисциплине.

Вариативность [ править ]

Под мазерной переменностью обычно понимают изменение видимой для наблюдателя яркости. Изменения интенсивности могут происходить во временных масштабах от дней до лет, что указывает на ограничения на размер мазера и схему возбуждения. Однако мазеры изменяются по-разному в разных временных масштабах.

Определение расстояния [ править ]

Известно, что мазеры в областях звездообразования движутся по небу вместе с веществом, вытекающим из формирующейся звезды (звезд). Кроме того, поскольку излучение представляет собой узкую спектральную линию, лучевую скорость можно определить по изменению доплеровского сдвига наблюдаемой частоты мазера, что позволяет составить трехмерную карту динамики мазерной среды. Возможно, самым впечатляющим успехом этого метода является динамическое определение расстояния до галактики NGC 4258 на основе анализа движения мазеров в диске черной дыры. [29] Кроме того, водные мазеры использовались для оценки расстояния и собственного движения галактик Местной группы , включая галактику Треугольника . [30]

РСДБ- наблюдения мазерных источников в звездах поздних типов и областях звездообразования позволяют определить их тригонометрический параллакс и, следовательно, расстояние. Этот метод гораздо точнее, чем другие определения расстояний, и дает нам информацию о галактической шкале расстояний, например, о расстоянии до спиральных рукавов.

Открытые вопросы [ править ]

В отличие от земных лазеров и мазеров, механизм возбуждения которых известен и разработан, для астрофизических мазеров верно обратное. Как правило, астрофизические мазеры обнаруживаются эмпирически, а затем изучаются дальше с целью выработки правдоподобных предположений о возможных схемах накачки. Количественная оценка поперечного размера, пространственных и временных изменений, а также состояния поляризации, обычно требующая РСДБ-телеметрии, полезна при разработке теории накачки. Галактическое образование формальдегида является одним из таких примеров, который остается проблематичным. [31]

С другой стороны, теоретически было предсказано появление некоторых мазеров, но их еще предстоит наблюдать в природе. Например, ожидается, что магнитно-дипольные переходы молекулы OH вблизи 53 МГц произойдут, но их еще не наблюдали, возможно, из-за отсутствия чувствительного оборудования. [32]

См. также [ править ]

  • Межзвездная среда - Материя и излучение в пространстве между звездными системами в галактике.

Примечания [ править ]

  • ^ Уивер Х., Дитер Н.Х., Уильямс DRW, Lum WT 1965 Nature 208 29–31
  • ^ Дэвис Р.Д., Роусон Б., Бут Р.С., Купер А.Дж., Гент Х., Эдджи Р.Л., Кроутер Дж.Х. 1967 Nature 213 1109–10
  • ↑ Чунг AC, Rank DM, Townes CH, Thornton DD, Welch WJ, Crowther JH 1969 Nature 221 626–8
  • ^ Снайдер Л.Е., Буль Д. 1974 Астрофиз. Дж. 189 L31–33
  • ^ Болл Дж.А., Готлиб К.А., Лилли А.Э., Рэдфорд Х.Э., 1970 , Astrophys. Дж. 162 L203–10
  • ^ Уилсон WJ, Дарретт AH 1968 Science 161 778–9
  • ^ Ноулз С.Х., Майер Ч., Чунг А.Е., Ранг DM, Таунс Ч. 1969, Science 163 1055–57
  • ^ Буль Д., Снайдер Л.Е., Ловас Ф.Дж., Джонсон Д.Р., 1974 Astrophys. Дж. 192 Л97–100
  • ^ Уайток Дж.Б., Гарднер Ф.Ф., 1973, Астрофис. Летт. 15 211–5
  • ^ Баан В.А., Вуд ПАД, Хашик А.Д., 1982 г. , Астрофис. Дж. 260 Л49–52
  • ^ Коэн Р.Дж. Представитель Prog. Физ. 1989 52 881–943
  • ^ Элицур М. Анну. Преподобный Астрон. Астрофизика . 1992 30 75–112

Ссылки [ править ]

  1. ^ Стрельницкий, Владимир (1997). «Мазеры, лазеры и межзвездная среда». Астрофизика и космическая наука . 252 : 279–287. Бибкод : 1997Ap&SS.252..279S . дои : 10.1023/А:1000892300429 . S2CID   115181195 .
  2. ^ Чу, Стивен ; Таунс, Чарльз (2003). «Артур Шавлов». В Эдварде П. Лазире (ред.). Биографические мемуары . Том. 83. Национальная академия наук. п. 202. ИСБН  978-0-309-08699-8 .
  3. ^ Шавлоу, Алабама; Таунс, Швейцария (1958). «Инфракрасные и оптические мазеры» . Физический обзор . 112 (6): 1940–1949. Бибкод : 1958PhRv..112.1940S . дои : 10.1103/PhysRev.112.1940 .
  4. ^ Ч. Х. Таунса, получившая Нобелевскую премию Лекция
  5. ^ Грей, доктор медицины; Йейтс, Дж. А. (1999). «Исследование ISO возможных переходов воды и гидроксила IRASER в области звездообразования W49, W3 (OH) и SGR B2M» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 310 (4): 1153. Бибкод : 1999MNRAS.310.1153G . дои : 10.1046/j.1365-8711.1999.03010.x .
  6. ^ Коротков А.Н.; Аверин, Д.В.; Лихарев, К.К. (1994). «TASER: возможные терагерцовые лазеры с накачкой постоянным током с использованием межямных переходов в полупроводниковых гетероструктурах». Письма по прикладной физике . 65 (15): 1865–1867. Бибкод : 1994АпФЛ..65.1865К . дои : 10.1063/1.112865 .
  7. ^ Шепард, Лиза (июль 2021 г.). Идентификация околозвездной пыли вокруг богатых кислородом переменных Миры с помощью мазерного излучения посредством устранения континуума (PDF) (Диссертация). Университет Миссури-Колумбия.
  8. ^ Тум, К.; Стрельницкий В.С.; Мартин-Пинтадо, Дж.; Мэтьюз, HE; Смит, ХА (1995). «β-линии рекомбинации водорода в MWC 349». Астрономия и астрофизика . 300 : 843. Бибкод : 1995A&A...300..843T .
  9. ^ Снайдер, Льюис Э.; Буль, Дэвид; Цукерман, Б.; Палмер, Патрик (31 марта 1969 г.). «Микроволновое обнаружение межзвездного формальдегида» . Письма о физических отзывах . 22 (13): 679–681. дои : 10.1103/PhysRevLett.22.679 .
  10. ^ Таунс, Чарльз Х. (сентябрь 1997 г.). «Физический суд по астрономии» . Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 35 (1): xiii – xliv. дои : 10.1146/annurev.astro.35.1.0 . ISSN   0066-4146 .
  11. ^ Вольпе, Джорджо (10 ноября 2010 г.). «Усиление темноты за счет стимулированного поглощения радиации, без шуток!» (PDF) . Оптика и фотоника Фокус .
  12. ^ Чонг; Ге; Цао; Стоун (30 июля 2010 г.). «Когерентные идеальные поглотители: обращенные во времени лазеры» (PDF) . Письма о физическом обзоре Йельского университета .
  13. ^ Лахович, Павел (16 мая 2007 г.), Астрофизические мазеры (PDF) , стр. 10.
  14. ^ Макгуайр и др. (2012), «Межзвездный карбодиимид (HNCNH) – новое астрономическое обнаружение в результате исследования GBT PRIMOS с помощью функций мазерного излучения». Письма Астрофизического журнала 758 (2): L33 arXiv: https://arxiv.org/abs/1209.1590
  15. ^ Макгуайр, Бретт А.; Лумис, Райан А.; Чарнесс, Кэмерон М.; Корби, Джоанна Ф.; Блейк, Джеффри А.; Холлис, Ян М.; Ловас, Фрэнк Дж.; Джуэлл, Филип Р.; Ремижан, Энтони Дж. (2012). «Межзвездный карбодиимид (HNCNH): новое астрономическое обнаружение в результате исследования GBT PRIMOS с помощью особенностей мазерного излучения». Астрофизический журнал . 758 (2): L33. arXiv : 1209.1590 . Бибкод : 2012ApJ...758L..33M . дои : 10.1088/2041-8205/758/2/L33 . S2CID   26146516 .
  16. ^ Гинзбург, Адам; Годди, Сириако (2019). «Первое обнаружение мазеров CS вокруг массивного молодого звездного объекта W51 e2e» . Астрономический журнал . 158 (5): 208. arXiv : 1909.11089 . Бибкод : 2019AJ....158..208G . дои : 10.3847/1538-3881/ab4790 . S2CID   202750405 .
  17. ^ Космовичи, КБ; Монтебюноли, С.; Погребенко С.; Колом, П. (1995). «Обнаружение водного MASER на частоте 22 ГГц после столкновения SL-9 с Юпитером». Тезисы докладов собрания AAS/Отдела планетарных наук № 27 . 27 . Бибкод : 1995DPS....27.2802C .
  18. ^ Радиопоиск воздействий внесолнечных комет на частоте 22 ГГц (мазерное излучение воды) , Конференция по катастрофическим событиям, 2000 г.
  19. ^ Огли, Ричард; Ричардс, Анита; Спенсер, Ральф (1997). «Масинг Хейл-Бопп» . Ирландский астрономический журнал . 24 : 97. Бибкод : 1997IrAJ...24...95G .
  20. ^ Огли, Ричард; Ричардс, Анита; Спенсер, Ральф (1997). «Масинг Хейла-Боппа». Астрономия и геофизика . 38 (4): 22–23. дои : 10.1093/астрог/38.4.22 .
  21. ^ "3и12мм_мазеры" . 20 июля 2022 г.
  22. ^ Погребенко С.В.; Гурвиц Л.И.; Элицур, М.; Космовичи, КБ; Авруч, И.М.; Монтебюноли, С.; Салерно, Э.; Плучино, С.; МакКаферри, Дж.; Муюнен, А.; Ритакари, Дж.; Вагнер Дж.; Молера, Г.; Уунила, М. (2009). «Водные мазеры в системе Сатурна» . Астрономия и астрофизика . 494 (2): Л1 – Л4. Бибкод : 2009A&A...494L...1P . дои : 10.1051/0004-6361:200811186 . S2CID   122403004 .
  23. ^ Влеммингс; Алмаз; ван Лангевельде; М. Торреллес (2006). «Магнитное поле в области звездообразования Цефей а по наблюдениям поляризации водяного мазера». Астрономия и астрофизика . 448 (2): 597–611. arXiv : astro-ph/0510452 . Бибкод : 2006A&A...448..597В . дои : 10.1051/0004-6361:20054275 . S2CID   17385266 .
  24. ^ Грей, Малькольм (2012). Мазерные источники в астрофизике . Издательство Кембриджского университета . стр. 218–30. Бибкод : 2012msa..книга.....G .
  25. ^ Рыба; Рид; Аргон; Син-У Чжэн (2005). «Полнополяризационные наблюдения мазеров OH в областях массивного звездообразования: I. Данные». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 160 (1): 220–71. arXiv : astro-ph/0505148 . Бибкод : 2005ApJS..160..220F . дои : 10.1086/431669 . S2CID   119406933 .
  26. ^ Уордл, М.; Юсеф-Заде, Ф (2002). «Остаток сверхновой OH Мазеры: признаки космического столкновения». Наука . 296 (5577): 2350–54. Бибкод : 2002Sci...296.2350W . CiteSeerX   10.1.1.524.2946 . дои : 10.1126/science.1068168 . ПМИД   12089433 . S2CID   46009823 .
  27. ^ Ло, Кентукки (2005). «Мегамазеры и галактики». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 43 (1): 625–76. Бибкод : 2005ARA&A..43..625L . doi : 10.1146/annurev.astro.41.011802.094927 .
  28. ^ «М2О Дом» . М2О Домой . Проверено 7 января 2024 г.
  29. ^ Хернштейн; Моран; Гринхилл; Алмаз; Иноуэ; Накаи; Миёси; Хенкель; Рисс (1999). «Геометрическое расстояние 4% до галактики NGC4258 по орбитальным движениям в диске ядерного газа». Природа . 400 (6744): 539–41. arXiv : astro-ph/9907013 . Бибкод : 1999Natur.400..539H . дои : 10.1038/22972 . S2CID   204995005 .
  30. ^ Брунталер, А.; Рид, MJ; Фальке, Х; Гринхилл, LJ; Хенкель, К. (2005). «Геометрическое расстояние и собственное движение галактики Треугольник (M33)». Наука . 307 (5714): 1440–43. arXiv : astro-ph/0503058 . Бибкод : 2005Sci...307.1440B . дои : 10.1126/science.1108342 . ПМИД   15746420 . S2CID   28172780 .
  31. ^ Хоффман; Госс; Патрик Палмер; Ричардс (2003). «Формальдегидные мазеры в NGC 7538 и G29.96–0,02: наблюдения VLBA, MERLIN и VLA». Астрофизический журнал . 598 (2): 1061–75. arXiv : astro-ph/0308256 . Бибкод : 2003ApJ...598.1061H . дои : 10.1086/379062 . S2CID   120692205 .
  32. ^ Менон; Аниш Роши; Раджендра Прасад (2005). «Поиск линии OH 53 МГц в районе G48,4–1,4 доллара с использованием Национальной радиолокационной станции MST». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 356 (3): 958–62. arXiv : astro-ph/0501649 . Бибкод : 2005МНРАС.356..958М . дои : 10.1111/j.1365-2966.2004.08517.x . S2CID   14787000 .
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Astrophysical_maser&oldid=1227763741"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: 7ac3fccf9b0572d9297db9fcc749a204__1717770780
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/7a/04/7ac3fccf9b0572d9297db9fcc749a204.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Astrophysical maser - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)