Мегамазер

Мегамазер действует как астрономический лазер , излучающий микроволновое излучение, а не видимый свет (отсюда буква «м» заменяет букву «л»).

Мегамазер — это тип астрофизического мазера , который является естественным источником стимулированного излучения спектральных линий . Мегамазеры отличаются от других астрофизических мазеров большой изотропной светимостью . Мегамазеры имеют типичную светимость 10 ³ светимость Солнца ( L☉ _{, отсюда и} ), которая в 100 миллионов раз ярче мазеров в Млечном Пути приставка мега . Точно так же термин «киломазер» используется для описания мазеров за пределами Млечного Пути, которые имеют светимость порядка L _☉ или в тысячи раз сильнее, чем средний мазер в Млечном Пути, а гигамазер используется для описания мазеров, в миллиарды раз мощнее, чем средний мазер. в Млечном Пути, а внегалактический мазер включает в себя все мазеры, обнаруженные за пределами Млечного Пути. Большинство известных внегалактических мазеров являются мегамазерами, а большинство мегамазеров представляют собой гидроксильные (ОН) мегамазеры, что означает, что спектральная линия усиливаемая является линией, обусловленной переходом в молекуле гидроксила. Известны мегамазеры еще для трех молекул: воды (H ₂ O), формальдегида (H ₂ CO) и метина (CH).

Водяные мегамазеры были первым обнаруженным типом мегамазеров. Первый водный мегамазер был обнаружен в 1979 году в NGC 4945 , галактике в соседней группе Центавра A/M83 . Первый гидроксильный мегамазер был обнаружен в 1982 году в Arp 220 , ближайшей сверхяркой инфракрасной галактике к Млечному Пути . Все последующие мегамазеры OH, которые были открыты, также находятся в светящихся инфракрасных галактиках, и существует небольшое количество киломазеров OH, расположенных в галактиках с более низкой инфракрасной светимостью. Большинство светящихся инфракрасных галактик недавно слились или взаимодействовали с другой галактикой и переживают всплеск звездообразования . Многие характеристики излучения гидроксильных мегамазеров отличаются от характеристик излучения гидроксильных мазеров Млечного Пути , включая усиление фонового излучения и соотношение гидроксильных линий на разных частотах. Инверсия населенностей в молекулах гидроксила вызывается дальним инфракрасным излучением, возникающим в результате поглощения и переизлучения света формирующихся звезд окружающими их объектами. межзвездная пыль . Зеемановское расщепление гидроксильных мегамазерных линий может быть использовано для измерения магнитных полей в областях генерации, и это приложение представляет собой первое обнаружение зеемановского расщепления в галактике, отличной от Млечного Пути.

Водные мегамазеры и киломазеры обнаружены в основном связанными с активными ядрами галактик , тогда как галактические и более слабые внегалактические водные мазеры обнаруживаются в областях звездообразования. Несмотря на различия в окружающей среде, обстоятельства, при которых возникают внегалактические водные мазеры, похоже, не сильно отличаются от тех, которые создают галактические водные мазеры. Наблюдения за водными мегамазерами использовались для точных измерений расстояний до галактик, чтобы обеспечить ограничения на постоянную Хаббла .

Фон

Мазеры

Основная статья: мазер

Схема, показывающая процесс стимулированного излучения

означает микроволновых волн усиление « посредством стимулированной эмиссии излучения Слово мазер » аббревиатуры MASER, что происходит от . Мазер является предшественником лазеров, работающих на оптических длинах волн, и получил свое название от замены слова «микроволновое излучение» на «свет». систему атомов или молекул , каждое из которых имеет разные энергетические состояния, атом или молекула может поглотить фотон Учитывая и перейти на более высокий энергетический уровень , или фотон может стимулировать испускание другого фотона той же энергии и вызвать переход на более низкий энергетический уровень. энергетический уровень. Для создания мазера требуется инверсия населенности , то есть когда в системе больше членов на более высоком энергетическом уровне по сравнению с более низким энергетическим уровнем. В такой ситуации в результате вынужденного излучения будет произведено больше фотонов, чем поглощено. Такая система не находится в тепловом равновесии и поэтому требует особых условий. В частности, у него должен быть некий источник энергии, который может перекачивать атомы или молекулы в возбужденное состояние. Как только происходит инверсия населенностей, фотон с энергией фотона, соответствующей разнице энергий между двумя состояниями, может затем вызвать вынужденное излучение другого фотона той же энергии. Атом или молекула опустится на более низкий энергетический уровень, и там будет два фотона одинаковой энергии, тогда как раньше был только один. Повторение этого процесса приводит к усилению, а поскольку все фотоны имеют одинаковую энергию, производимый свет является монохроматическим .

Астрофизические мазеры

Основная статья: астрофизический мазер

Мазерам и лазерам, построенным на Земле , а также мазерам, возникающим в космосе, для работы требуется инверсия населенности, но условия, при которых происходит инверсия населенностей, в обоих случаях сильно различаются. Мазеры в лабораториях имеют системы с высокой плотностью, что ограничивает переходы, которые можно использовать для генерации, и требует использования резонансной полости для многократного отражения света вперед и назад. Астрофизические мазеры имеют низкую плотность и, естественно, имеют очень большую длину пути. При низких плотностях легче достичь выхода из теплового равновесия, поскольку тепловое равновесие поддерживается за счет столкновений, а это означает, что может произойти инверсия населенности. Большая длина пути дает фотонам, путешествующим через среду, множество возможностей стимулировать излучение и усиливать фоновый источник излучения. Эти факторы накапливаются, чтобы «превратить межзвездное пространство в естественную среду для работы мазера». Астрофизические мазеры могут накачиваться как радиационно, так и столкновительно. При радиационной накачке инфракрасные фотоны с более высокими энергиями, чем фотоны мазерного перехода, преимущественно возбуждают атомы и молекулы в верхнее состояние мазера, чтобы вызвать инверсию населенностей. При столкновительной накачке эта инверсия населенности вместо этого возникает в результате столкновений, которые переводят молекулы на энергетические уровни выше верхнего мазерного уровня, а затем молекула распадается на верхний мазерный уровень, испуская фотоны.

История

был построен первый мазер В 1965 году, через двенадцать лет после того, как в лаборатории , в плоскости Млечного Пути был открыт гидроксильный (ОН) мазер . мазеры других молекул В последующие годы в Млечном Пути были открыты _{, в том числе воды (H 2} O), монооксида кремния (SiO) и метанола (CH ₃ OH). Типичная изотропная светимость этих галактических мазеров составляет 10 ⁻⁶ –10 ⁻³  L _☉ . Первым свидетельством внегалактического масирования стало обнаружение молекулы гидроксила в NGC 253 в 1973 году, и она была примерно в десять раз ярче галактических мазеров.

был открыт первый мегамазер В 1982 году в сверхяркой инфракрасной галактике Arp 220 . Светимость источника, если предположить, что он излучает изотропно , составляет примерно 10 ³  Л _☉ . Эта светимость примерно в сто миллионов раз сильнее, чем у типичного мазера, обнаруженного в Млечном Пути , поэтому источник мазера в Arp 220 был назван мегамазером. В это время уже были известны внегалактические мазеры на воде (H ₂ O). было обнаружено водяное мазерное излучение В 1984 году в NGC 4258 и NGC 1068 , которое было сопоставимо по силе с гидроксильным мазером в Arp 220 и поэтому считалось водными мегамазерами.

В течение следующего десятилетия мегамазеры были также открыты для формальдегида (H ₂ CO) и метина (CH). Галактические формальдегидные мазеры относительно редки, и известно больше формальдегидных мегамазеров, чем галактических формальдегидных мазеров. С другой стороны, метиновые мазеры довольно распространены в Млечном Пути. Оба типа мегамазеров были обнаружены в галактиках, в которых был обнаружен гидроксил. Метин наблюдается в галактиках с поглощением гидроксила, а формальдегид встречается в галактиках с поглощением гидроксила, а также в галактиках с мегамазерным излучением гидроксила.

По состоянию на 2007 год было известно 109 источников гидроксильных мегамазеров с точностью до красного смещения $z\approx 0.27$. более 100 внегалактических водных мазеров. Известно и из них 65 достаточно ярки, чтобы их можно было считать мегамазерами.

Общие требования

Галактики MCG+01-38-004 (вверху) и MCG+01-38-005 (внизу) — микроволновое излучение MCG+01-38-005 использовалось для расчета уточненного значения постоянной Хаббла .

Независимо от излучающей молекулы, существует несколько требований, которые должны быть выполнены для существования мощного источника мазера. Одним из требований является источник фонового радиоконтинуума, обеспечивающий усиление излучения мазером, поскольку все мазерные переходы происходят на радиоволнах. Массирующая молекула должна иметь механизм накачки для создания инверсной населенности, а также достаточную плотность и длину пути для значительного усиления. В совокупности они ограничивают время и место эмиссии мегамазера для данной молекулы. Конкретные условия для каждой молекулы, которая, как известно, производит мегамазеры, различны, о чем свидетельствует тот факт, что не существует известной галактики, в которой находились бы оба наиболее распространенных вида мегамазеров: гидроксил и вода. Таким образом, различные молекулы с известными мегамазерами будут рассматриваться индивидуально.

Гидроксильные мегамазеры

В Arp 220 находится первый обнаруженный мегамазер, это ближайшая сверхяркая инфракрасная галактика, которая подробно изучалась на многих длинах волн. По этой причине он является прототипом галактик-хозяев гидроксильных мегамазеров и часто используется в качестве руководства для интерпретации других гидроксильных мегамазеров и их хозяев.

Хозяева и окружающая среда

Arp 220 , прототип родительской галактики гидроксильного мегамазера ( космический телескоп Хаббла )

Гидроксильные мегамазеры обнаружены в ядерной области класса галактик, называемых светящимися инфракрасными галактиками (LIRG), со светимостью в дальнем инфракрасном диапазоне, превышающей сто миллиардов солнечных светимостей , или L _FIR > 10. ¹¹  L _☉ и сверхяркие инфракрасные галактики (ULIRG) с L _FIR > 10. ¹²  L _☉ являются предпочтительными. Эта инфракрасная светимость очень велика, но во многих случаях LIRG не особенно светятся в видимом свете . Например, отношение инфракрасной светимости к светимости синего света составляет примерно 80 для Arp 220, первого источника, в котором наблюдался мегамазер.

Большинство LIRG демонстрируют свидетельства взаимодействия с другими галактиками или недавно пережили слияние галактик . то же самое справедливо и для LIRG, в которых находятся гидроксильные мегамазеры. Хозяева мегамазеров богаты молекулярным газом по сравнению со спиральными галактиками , с массой молекулярного водорода , превышающей один миллиард солнечных масс , или H ₂ > 10. ⁹  M _☉ . Слияния помогают направлять молекулярный газ в ядерную область LIRG, создавая высокие молекулярные плотности и стимулируя высокие скорости звездообразования , характерные для LIRG. Звездный свет, в свою очередь, нагревает пыль , которая переизлучается в дальнем инфракрасном диапазоне и создает высокий уровень L _FIR, наблюдаемый у хозяев гидроксильного мегамазера. Температуры пыли, полученные от потоков дальнего инфракрасного диапазона, выше, чем у спиралей, и составляют 40–90 К.

Светимость в дальнем инфракрасном диапазоне и температура пыли LIRG влияют на вероятность существования гидроксильного мегамазера посредством корреляции между температурой пыли и светимостью в дальнем инфракрасном диапазоне, поэтому только из наблюдений неясно, какова роль каждого из них в создании гидроксильных мегамазеров. . LIRG с более теплой пылью с большей вероятностью будут содержать гидроксильные мегамазеры, как и ULIRG с L _FIR > 10. ¹²  Л _☉ . По крайней мере, в одном из трех ULIRG имеется гидроксильный мегамазер, по сравнению с примерно одним из шести LIRG. Ранние наблюдения гидроксильных мегамазеров показали корреляцию между изотропной светимостью гидроксила и светимостью в дальней инфракрасной области спектра, при этом L _OH $\propto$ Л _ИХ ² . По мере того, как было обнаружено больше гидроксильных мегамазеров и были приняты меры по учету систематической ошибки Мальмквиста , эта наблюдаемая зависимость оказалась более плоской: L _OH $\propto$ Л _ИХ ^{1.2 $\pm$0.1} .

Ранняя спектральная классификация ядер LIRG, содержащих гидроксильные мегамазеры, показала, что свойства LIRG, содержащих гидроксильные мегамазеры, нельзя отличить от общей популяции LIRG. Примерно одна треть мегамазеров классифицируется как галактики со вспышками звезд , одна четверть классифицируется как сейфертовские галактики 2 , а остальные классифицируются как области ядерных эмиссионных линий с низкой ионизацией или LINER. Оптические свойства гидроксильных мегамазеров-хозяев и не-хозяев существенно не различаются. Однако недавние инфракрасные наблюдения с использованием космического телескопа Спитцер позволили отличить галактики-хозяева гидроксильных мегамазеров от негенерирующих LIRG, поскольку 10–25% хозяев гидроксильных мегамазеров демонстрируют наличие активного галактического ядра по сравнению с 50–95% галактик, не являющихся носителями гидроксильных мегамазеров. -масинг LIRG.

LIRG, содержащие гидроксильные мегамазеры, можно отличить от общей популяции LIRG по содержанию молекулярного газа. Большую часть молекулярного газа представляет собой молекулярный водород молекулярного газа , а типичные хозяева гидроксильных мегамазеров имеют плотность более 1000 см-1. ⁻³ . Эти плотности являются одними из самых высоких средних плотностей молекулярного газа среди LIRG. LIRG, в которых находятся гидроксильные мегамазеры, также имеют высокую долю плотного газа по сравнению с типичными LIRG. Фракция плотного газа измеряется отношением светимости, создаваемой цианистым водородом (HCN), к светимости оксида углерода (CO).

Характеристики линии

Мазерные линии 1665 и 1667 МГц в Arp 220 , смещенные в красную сторону в сторону более низких частот ( обсерватории Аресибо ) данные

Излучение гидроксильных мегамазеров происходит преимущественно в так называемых «основных линиях» на частотах 1665 и 1667 МГц . Молекула гидроксила также имеет две «спутниковые линии», которые излучают на частотах 1612 и 1720 МГц, но лишь немногие гидроксильные мегамазеры обнаружили сателлитные линии. Излучение всех известных гидроксильных мегамазеров сильнее в линии 1667 МГц; типичные отношения потоков в линии 1667 МГц к линии 1665 МГц, называемые сверхтонким коэффициентом, варьируются от минимум 2 до более 20. Для гидроксила, излучающего в термодинамическом равновесии , это соотношение будет варьироваться от 1,8 до 1, в зависимости от оптической толщины , поэтому отношения линий, превышающие 2, указывают на то, что популяция вышла из теплового равновесия. Это можно сравнить с галактическими гидроксильными мазерами в областях звездообразования , где линия 1665 МГц обычно является самой сильной, и с гидроксильными мазерами вокруг эволюционировавших звезд , в которых линия 1612 МГц часто является самой сильной, а из основных линий излучение 1667 МГц является наиболее сильным. часто выше 1612 МГц. Общая ширина излучения на данной частоте обычно составляет многие сотни километров в секунду, а отдельные детали, составляющие общий профиль излучения, имеют ширину от десятков до сотен километров в секунду. Их также можно сравнить с галактическими гидроксильными мазерами, которые обычно имеют ширину линий порядка километра в секунду или уже и распространяются со скоростью от нескольких до десятков километров в секунду.

Излучение, усиленное гидроксильными мазерами, представляет собой радиоконтинуум своего хозяина. Этот континуум в основном состоит из синхротронного излучения, производимого сверхновыми типа II . Усиление этого фона невелико: коэффициенты усиления или прироста варьируются от нескольких процентов до нескольких сотен процентов, а источники с более высокими коэффициентами сверхтонкости обычно демонстрируют больший прирост. Источники с более высоким коэффициентом усиления обычно имеют более узкие линии излучения. Этого можно ожидать, если ширина линий до усиления примерно одинакова, поскольку центры линий усиливаются больше, чем крылья, что приводит к сужению линии.

Несколько гидроксильных мегамазеров, в том числе Arp 220, наблюдались с помощью интерферометрии со очень длинной базой (РСДБ), которая позволяет изучать источники с более высоким угловым разрешением . Наблюдения РСДБ показывают, что излучение гидроксильного мегамазера состоит из двух компонентов: диффузного и компактного. Диффузный компонент демонстрирует усиление менее одного раза и ширину линий порядка сотен километров в секунду. Эти характеристики аналогичны тем, которые наблюдаются при наблюдениях гидроксильных мегамазеров с помощью одной антенны, которые не способны различать отдельные компоненты генерации. Компактные компоненты имеют высокие коэффициенты усиления (от десятков до сотен), высокие отношения потока на частоте 1667 МГц к потоку на частоте 1665 МГц, а ширину линий порядка нескольких километров в секунду. Эти общие особенности объяснены узким околоядерным кольцом вещества, из которого возникает диффузное излучение, и отдельными мазинными облаками с размерами порядка одного парсека , порождающими компактное излучение. Гидроксильные мазеры, наблюдаемые в Млечном Пути, больше напоминают компактные компоненты гидроксильного мегамазера. Однако существуют некоторые области расширенного галактического мазерного излучения других молекул, которые напоминают диффузный компонент гидроксильных мегамазеров.

Насосный механизм

Наблюдаемая связь между яркостью гидроксильной линии и дальней инфракрасной областью предполагает, что гидроксильные мегамазеры имеют радиационную накачку. Первоначальные РСДБ-измерения близлежащих гидроксильных мегамазеров, казалось, представляли проблему для этой модели для компактных эмиссионных компонентов гидроксильных мегамазеров, поскольку они требовали, чтобы очень высокая доля инфракрасных фотонов была поглощена гидроксилом и приводила к испусканию мазерного фотона, вызывая столкновительное возбуждение. более правдоподобный механизм накачки. Однако модель мазерного излучения с комковатой малярной средой, по-видимому, способна воспроизвести наблюдаемые свойства компактного и диффузного излучения гидроксила. Недавнее подробное исследование показало, что фотоны с длиной волны 53 микрометра являются основной накачкой мазерного излучения основной линии и применимы ко всем гидроксильным мазерам. Чтобы обеспечить достаточное количество фотонов на этой длине волны, межзвездная пыль, которая перерабатывает звездное излучение в инфракрасные длины волн, должна иметь температуру не менее 45 кельвинов . Недавние наблюдения с помощью космического телескопа Спитцер подтверждают эту основную картину, но все еще существуют некоторые расхождения между деталями модели и наблюдениями родительских галактик гидроксильного мегамазера, такие как необходимая непрозрачность пыли для излучения мегамазера.

Приложения

Гидроксильные мегамазеры встречаются в ядерных областях LIRG и, по-видимому, являются маркером стадии формирования галактик . Поскольку излучение гидроксила не подвержено ослаблению в межзвездной пылью его хозяине LIRG, гидроксильные мазеры могут быть полезными исследованиями условий, в которых происходит звездообразование в LIRG. При красном смещении z ~ 2 существуют LIRG-подобные галактики, более яркие, чем галактики в соседней Вселенной. Наблюдаемая связь между светимостью гидроксила и светимостью в дальнем инфракрасном диапазоне позволяет предположить, что гидроксильные мегамазеры в таких галактиках могут быть в десятки и сотни раз ярче, чем наблюдаемые гидроксильные мегамазеры. Обнаружение гидроксильных мегамазеров в таких галактиках позволит точно определить красное смещение и поможет понять процесс звездообразования в этих объектах.

Первое обнаружение эффекта Зеемана в другой галактике было сделано благодаря наблюдениям гидроксильных мегамазеров. Эффект Зеемана представляет собой расщепление спектральной линии из-за присутствия магнитного поля , причем размер расщепления линейно пропорционален напряженности магнитного поля на луче зрения . Зеемановское расщепление было обнаружено в пяти гидроксильных мегамазерах, а типичная напряженность обнаруженного поля составляет порядка нескольких миллигаусс, что аналогично напряженности поля, измеренной в галактических гидроксильных мазерах.

Водяные мегамазеры

В то время как гидроксильные мегамазеры, по-видимому, в чем-то фундаментально отличаются от галактических гидроксильных мазеров, водные мегамазеры, похоже, не требуют условий, слишком отличающихся от галактических водных мазеров. Водные мазеры, более сильные, чем галактические водные мазеры, некоторые из которых достаточно сильны, чтобы быть классифицированными как «мега» мазеры, могут быть описаны той же функцией светимости , что и галактические водные мазеры. Некоторые внегалактические водные мазеры встречаются в областях звездообразования, например галактические водные мазеры, тогда как более сильные водные мазеры обнаруживаются в околоядерных областях вокруг активных галактических ядер (АЯГ). Их изотропная светимость охватывает диапазон от одного до нескольких сотен L _☉ и встречается в близлежащих галактиках, таких как Мессье 51 (0,8 L _☉ ), и в более далеких галактиках, таких как NGC 4258 (120 L _☉ ).

Характеристики линии и механизм накачки

Мазерное излучение воды наблюдается преимущественно на частоте 22 ГГц из-за перехода между вращательными уровнями энергии в молекуле воды. Верхнее состояние имеет энергию, соответствующую 643 кельвинам относительно основного состояния, и для заселения этого верхнего мазерного уровня требуется плотность молекулярного водорода порядка 10. ⁸ см ⁻³ или выше и температуре не менее 300 Кельвинов. Молекула воды приходит в тепловое равновесие при плотности молекулярного водорода примерно 10 ¹¹ см ⁻³ , поэтому это накладывает верхний предел на плотность числа в области образования воды. Излучение водяных мазеров было успешно смоделировано мазерами, возникающими за ударными волнами, распространяющимися через плотные области межзвездной среды . Эти ударные волны создают высокие плотности и температуры (по сравнению с типичными условиями в межзвездной среде), необходимые для мазерного излучения, и успешно объясняют наблюдаемые мазеры.

Приложения

Водные мегамазеры могут использоваться для точного определения расстояний до далеких галактик. Предполагая кеплерову орбиту , измерение центростремительного ускорения и скорости водяных мазерных пятен дает физический диаметр, охватываемый мазерными пятнами. Сравнивая затем физический радиус с угловым диаметром, измеренным на небе, можно определить расстояние до мазера. Этот метод эффективен для водных мегамазеров, поскольку они возникают в небольшой области вокруг АЯГ и имеют узкую ширину линий. Этот метод измерения расстояний используется для независимого измерения постоянной Хаббла , не основанного на использовании стандартных свечей . Однако метод ограничен небольшим количеством водных мегамазеров, известных на расстояниях в пределах потока Хаббла . Это измерение расстояния также обеспечивает измерение массы центрального объекта, которым в данном случае является сверхмассивная черная дыра . Измерение массы черных дыр с помощью водных мегамазеров — наиболее точный метод определения массы черных дыр в галактиках, кроме Млечного Пути. Измеренные массы черных дыр согласуются с соотношением M-сигма — эмпирической корреляцией между дисперсией скоростей звезд в галактических балджах и массой центральной сверхмассивной черной дыры.

Ссылки

• Андреасян, Н.; Аллоин, Д. (октябрь 1994 г.). «Более сверхяркие галактики IRAS как взаимодействующие системы». Приложение по астрономии и астрофизике . 107 : 23–28. Бибкод : 1994A&AS..107...23A .
• Баан, Вашингтон; Вуд, PAD; Хашик, AD (1982). «Широкая эмиссия гидроксила в IC 4553». Астрофизический журнал . 260 : Л49. Бибкод : 1982ApJ...260L..49B . дои : 10.1086/183868 .
• Баан, Вашингтон; Хашик, AD (1984). «Пекулярная галактика IC 4553 - наблюдения VLA-A мегамазера OH». Астрофизический журнал . 279 : 541. Бибкод : 1984ApJ...279..541B . дои : 10.1086/161918 .
• Баан, Вашингтон (1989). «Инфракрасные свойства галактик OH» . Астрофизический журнал . 338 : 804. Бибкод : 1989ApJ...338..804B . дои : 10.1086/167237 .
• Баан, Вашингтон (1993). «Молекулярные мегамазеры спустя десять лет». Астрофизические мазеры . Конспект лекций по физике. Том. 412. с. 73. Бибкод : 1993ЛНП...412...73Б . дои : 10.1007/3-540-56343-1_216 . ISBN  978-3-540-56343-3 .
• Баан, Вашингтон; Клёкнер, Х.-Р. (2006). «Радиосвойства FIR-мегамазерных ядер» . Астрономия и астрофизика . 449 (2): 559. Бибкод : 2006A&A...449..559B . дои : 10.1051/0004-6361:20042331 .
• Бурдюжа, В.В.; Викулов К.А. (май 1990 г.). «Возбуждение и физическая природа мегамазеров». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 244 : 86–92. Бибкод : 1990МНРАС.244...86Б .
• Бурдюжа В.В.; Комберг, Б.В. (1990). «Мощные мазеры ранних эпох». Астрофизика и космическая наука . 171 (1–2): 125. Бибкод : 1990Ap&SS.171..125B . дои : 10.1007/BF00646831 . S2CID   121736761 .
• Чен, PS; Шан, Х.Г.; Гао, Ю.Ф. (2007). «Фотометрическое исследование галактик с помощью мегамазеров OH в инфракрасном диапазоне» . Астрономический журнал . 133 (2): 496. Бибкод : 2007AJ....133..496C . дои : 10.1086/510130 . S2CID   122101526 .
• Дарлинг, Дж.; Джованелли, Р. (2002). «Поиск мегамазеров OH на z > 0,1. III. Полный обзор». Астрономический журнал . 124 (1): 100. arXiv : astro-ph/0205185 . Бибкод : 2002AJ....124..100D . дои : 10.1086/341166 . S2CID   7340232 .
• Дорогая, Джереми (2005). «ОХ-мегамазеры: открытия, идеи и направления на будущее». Будущие направления в астрономии высокого разрешения: 10-летие VLBA . Том. 340. Сан-Франциско: Тихоокеанское астрономическое общество. стр. 216–223. Бибкод : 2005ASPC..340..216D .
• Дарлинг, Дж.; Джованелли, Р. (2006). «Оптическая спектральная классификация крупных слияний: хозяева-мегамазеры ОХ в сравнении с негенерирующими (ультра)светящимися инфракрасными галактиками» . Астрономический журнал . 132 (6): 2596. Бибкод : 2006AJ....132.2596D . дои : 10.1086/508513 .
• Дарлинг, Дж. (2007). «Триггер плотного газа для мегамазеров OH». Астрофизический журнал . 669 (1): L9. arXiv : 0710.1080 . Бибкод : 2007ApJ...669L...9D . дои : 10.1086/523756 . S2CID   9235917 .
• Даймонд, ПиДжей; Лонсдейл, CJ; Лонсдейл, CJ; Смит, HE (1999). «Глобальные РСДБ-наблюдения компактного мегамазера OH от III Zw 35 и IRAS 17208-0014» . Астрофизический журнал . 511 (1): 178. Бибкод : 1999ApJ...511..178D . дои : 10.1086/306681 .
• Элицур, М.; Холленбах, диджей; Макки, CF (1989). «Мазеры H2O в областях звездообразования». Астрофизический журнал . 346 : 983. Бибкод : 1989ApJ...346..983E . дои : 10.1086/168080 .
• Элицур, Моше (1992). Астрономические мазеры . Спрингер. ISBN  978-0-7923-1216-1 . Проверено 24 декабря 2010 г.
• Гриффитс, Дэвид (1999). Введение в электродинамику . Прентис Холл. ISBN  978-0-13-805326-0 .
• Хенкель, К.; Уилсон, ТЛ (март 1990 г.). «О, мегамазеры объяснили». Астрономия и астрофизика . 229 (2): 431–440. Бибкод : 1990A&A...229..431H .
• Хернштейн, младший; Моран, Дж. М.; Гринхилл, LJ; Даймонд, ПиДжей; Иноуэ, М.; Накаи, Н.; Миёси, М.; Хенкель, К.; Рисс#, А. (1999). «Геометрическое расстояние до галактики NGC4258 по орбитальным движениям в диске ядерного газа». Природа . 400 (6744): 539. arXiv : astro-ph/9907013 . Бибкод : 1999Natur.400..539H . дои : 10.1038/22972 . S2CID   204995005 .
• Куо, Калифорния; Браатц, Дж.А.; Кондон, Джей-Джей; Импеллиццери, ЦМВ; Ло, Кентукки; Зау, И.; Шенкер, М.; Хенкель, К.; Рид, MJ; Грин, Дж. Э. (2011). «Проект Мегамазерной Космологии. III. Точные массы семи сверхмассивных черных дыр в активных галактиках с околоядерными мегамазерными дисками». Астрофизический журнал . 727 (1): 20. arXiv : 1008.2146 . Бибкод : 2011ApJ...727...20K . дои : 10.1088/0004-637X/727/1/20 . S2CID   43300756 .
• Ло, Кентукки (2005). «Мегамазеры и галактики». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 43 (1): 625–676. Бибкод : 2005ARA&A..43..625L . doi : 10.1146/annurev.astro.41.011802.094927 .
• Локетт, П.; Элицур, М. (2008). «Влияние ИК-излучения 53 мкм на излучение мегамазера 18 см OH» . Астрофизический журнал . 677 (2): 985. arXiv : 0801.2937 . Бибкод : 2008ApJ...677..985L . дои : 10.1086/533429 . S2CID   10181212 .
• Мирабель, ИФ; Сандерс, Д.Б. (1987). «Мегамазеры OH в галактиках IRAS высокой светимости». Астрофизический журнал . 322 : 688. Бибкод : 1987ApJ...322..688M . дои : 10.1086/165764 .
• Моран, Джеймс (1976). «Радионаблюдения галактических мазеров». В Авретте, Юджин Х. (ред.). Границы астрофизики . Издательство Гарвардского университета. ISBN  978-0-674-32659-0 .
• Парра, Р.; Конвей, Дж. Э.; Элицур, М.; Пильстрем, Ю.М. (2005). «Компактное кольцо звездообразования, очерченное комковатым излучением мегамазера OH». Астрономия и астрофизика . 443 (2): 383. arXiv : astro-ph/0507436 . Бибкод : 2005A&A...443..383P . дои : 10.1051/0004-6361:20052971 . S2CID   17406397 .
• Рэнделл, Дж.; Филд, Д.; Джонс, КНЦ; Йейтс, Дж. А.; Грей, доктор медицины (август 1995 г.). «Зона OH в мегамазерных галактиках OH». Астрономия и астрофизика . 300 : 659–674. Бибкод : 1995A&A...300..659R .
• Рид, MJ; Моран, Дж. М. (1981). «Мазеры». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 19 : 231. Бибкод : 1981ARA&A..19..231R . дои : 10.1146/annurev.aa.19.090181.001311 .
• Рид, MJ; Браатц, Дж.А.; Кондон, Джей-Джей; Гринхилл, LJ; Хенкель, К.; Ло, Кентукки (2009). «Проект мегамазерной космологии. I. Интерферометрические наблюдения UGC 3789 со сверхдлинной базой». Астрофизический журнал . 695 (1): 287–291. arXiv : 0811.4345 . Бибкод : 2009ApJ...695..287R . дои : 10.1088/0004-637X/695/1/287 . S2CID   119205037 .
• Робишоу, Т.; Кваерт, Э.; Хейлс, К. (2008). «Внегалактические зеемановские обнаружения в мегамазерах ОХ». Астрофизический журнал . 680 (2): 981. arXiv : 0803.1832 . Бибкод : 2008ApJ...680..981R . дои : 10.1086/588031 . S2CID   13875219 .
• Уивер, Х.; Уильямс, DRW; Дитер, Нью-Хэмпшир; Лам, WT (1965). «Наблюдения сильной неопознанной микроволновой линии и излучения молекулы OH». Природа . 208 (5005): 29. Бибкод : 1965Natur.208...29W . дои : 10.1038/208029a0 . S2CID   4293176 .
• Уиллетт, К.; Дарлинг, Дж.; Ложка, Х.; Чармандарис, В.; Армус, Л. (2011). «Свойства родительских галактик-мегамазеров OH в среднем инфракрасном диапазоне. II: Анализ и моделирование мазерной среды». Астрофизический журнал . 730 (1): 56. arXiv : 1101.4946 . Бибкод : 2011ApJ...730...56W . дои : 10.1088/0004-637X/730/1/56 . S2CID   51362028 .