Мегамазер (Byigbg[yj)

Мегама́зер — тип астрофизического мазера, являющегося природным источником вынужденного излучения. Мегамазеры отличаются от других видов космических мазеров высокими значениями изотропной светимости. Мегамазеры обладают светимостями порядка 10³ светимостей Солнца (L $_{\odot }$ ), что в миллионы раз превышает светимость мазеров Млечного Пути. Аналогичный термин киломазер применяется к внегалактическим мазерам со светимостями около L $_{\odot }$ ; светимость гигамазеров в миллиарды раз превышает светимости мазеров Млечного Пути; термин внегалактический мазер относится ко всем мазерам за пределами Млечного Пути. Мегамазеры являются наиболее известным типом внегалактических мазеров; большинство из них являются гидроксильными (OH) мегамазерами, что означает усиление спектральной линии, соответствующей переходу между уровнями в молекуле гидроксила. Также известны мегамазеры, излучающие в линиях трёх других молекул: воды (H₂O), формальдегида (H₂CO) и метина (CH).

Водные мегамазеры стали первыми мегамазерами, которые были открыты. Первый водный мегамазер был открыт в 1979 году в галактике NGC 4945. Первый гидроксильный мегамазер был открыт в 1982 году в галактике Arp 220, ближайшей ультраяркой инфракрасной галактике. Все последующие гидроксильные мегамазеры были также открыты в ярких инфракрасных галактиках, некоторое количество гидроксильных киломазеров также было обнаружено в галактиках с меньшей светимостью в инфракрасном диапазоне. Наиболее яркие инфракрасные галактики испытали недавние слияния или взаимодействия с другими галактиками, и в настоящее время в них происходят вспышки звездообразования. Многие характеристики излучения гидроксильных мегамазеров отличаются от свойств излучения гидроксильных мазеров Млечного Пути, включая усиление фонового излучения и отношение мощности гидроксильных линий на различных частотах. Инверсная населённость в молекулах гидроксила создаётся излучением в далёком инфракрасном диапазоне, возникающим при поглощении и переизлучении света звёзд межзвёздной пылью. Расщепление линий, возникающее вследствие эффекта Зеемана, можно использовать для определения магнитных полей в областях мазерного излучения. Таким образом впервые было измерено магнитное поле в другой галактике.

Водные мегамазеры и киломазеры обнаруживаются в основном в связи с активными ядрами галактик, а мазеры нашей галактики и слабые внегалактические мазеры обнаруживаются в основном в областях звездообразования. Несмотря на различие в окружающей среде, условия, в которых создаются внегалактические водные мазеры, не очень отличаются от тех, в которых создаются водные мазеры галактики. Наблюдения водных мегамазеров были использованы в рамках точных методов определения расстояния до других галактик и уточнения постоянной Хаббла.

Теория

Мазеры

Термин мазер происходит от акронима MASER: Microwave Amplification by Stimulated Emission of Radiation (усиление микроволн с помощью вынужденного излучения). Рассмотрим систему атомов или молекул с различными энергетическими состояниями; атом или молекула могут поглотить фотон и перейти на более высокий энергетический уровень, или же фотон может индуцировать излучение другого фотона с той же энергией в результате перехода атома или молекулы на более низкий энергетический уровень. Формирование мазера требует наличия инверсной заселённости, в рамках которой большее количество атомов/молекул находится на более высоких уровнях энергии, чем на более низких. В подобном состоянии больше фотонов будет создано индуцирующим излучением, чем поглощено. Такая система не находится в тепловом равновесии; необходим источник энергии, способствующий переходу атомов или молекул в возбуждённое состояние. При достижении состояния инверсной населённости фотон с энергией, равной разности энергий между двумя энергетическими уровнями, может индуцировать возникновение другого фотона с той же энергией. Атом или молекула при этом перейдут на более низкий энергетический уровень. Повторение такого процесса приводит к усилению изначального излучения, причём, поскольку излучаемые фотоны имеют одинаковую энергию, то усиленный свет является монохроматическим.^[2]^[3]

Космические мазеры

Мазеры и лазеры, создаваемые на Земле, и космические мазеры требуют существования инверсной населённости, но условия, в которых достигается инверсная населённость, существенно различаются. Мазеры в лабораториях обладают системой частиц с высокой плотностью, которая налагает ограничения на переход между уровнями энергии, при которых возможно возникновение мазерного излучения; также требуется использовать резонатор, в котором свет многократно проходит сквозь вещество. Космические мазеры работают при малых плотностях, что приводит к большим значениям длины свободного пробега. При малых плотностях вещество проще вывести из состояния теплового равновесия, поскольку такое равновесие поддерживается столкновениями между частицами. Большие значения длины свободного пробега позволяют фотонам с большей вероятностью индуцировать вынужденное излучение, в результате чего происходит усиление фонового излучения.^[4] Накачка космических мазеров осуществляется фоновым излучением или столкновениями частиц. При накачке излучением инфракрасные фотоны с энергией, превосходящей энергию мазерных переходов, возбуждают атомы и молекулы, что создаёт инверсную населённость. При накачке столкновениями инверсная населённость создаётся столкновениями, возбуждающими молекулы до уровней энергии, превышающих уровни мазерных переходов, на которые молекулы затем спускаются при излучении фотонов.^[5]

История

В 1965 году, спустя 12 лет после создания первого мазера в лаборатории, был открыт гидроксильный мазер в плоскости Млечного Пути.^[6] В последующие годы были открыты мазеры, излучающие в линиях других молекул, включая воду (H₂O), монооксид кремния (SiO), метанол (CH₃OH).^[7] Типичное значение изотропной светимости галактических мазеров равно 10⁻⁶−10⁻³L $_{\odot }$ .^[8] Первое подтверждение существования внегалактического мазерного излучения было получено при обнаружении молекулы гидроксила в NGC 253 в 1973 году; светимость источника излучения на порядок превышала среднее значение для галактических мазеров.^[9]

В 1982 году первый мегамазер был открыт в ультраяркой инфракрасной галактике Arp 220.^[10] Светимость источника в предположении изотропности составила 10³L $_{\odot }$ . Данная величина в десятки миллионов раз превышает типичное значение для галактических мазеров, поэтому источник в Arp 220 получил название мегамазер.^[11] К тому времени были известны внегалактические водные мазеры. В 1984 году было открыто мазерное излучение молекул воды в NGC 4258 и NGC 1068, сравнимое по мощности с гидроксильным мегамазером в Arp 220.^[12]

В течение следующего десятилетия были открыты мегамазеры молекул формальдегида (H₂CO) и метина (CH). Галактические формальдегидные мазеры сравнительно редки, причём известно больше формальдегидных мегамазеров, чем формальдегидных галактических мазеров. Метиновые мазеры довольно распространены в Галактике. Оба типа мегамазеров были обнаружены в галактиках, в которых был обнаружен гидроксил. Метин наблюдается в галактиках с поглощением молекулами гидроксила; формальдегид обнаруживается в галактиках как с поглощением гидроксилом, так и с гидроксильным мегамазерным излучением.^[13]

По состоянию на 2007 год известно 109 гидроксильных мегамазеров, до красного смещения $z\approx 0.27$ .^[14] Известно более 100 внегалактических водных мазеров,^[15] среди которых 65 достаточно яркие, чтобы рассматриваться в качестве мегамазеров.^[16]

Условия существования

Вне зависимости от того, какая молекула создаёт мазерное излучение, существуют несколько условий, которым должна удовлетворять среда для возникновения мощного мазерного излучения. Одним из условий является наличие фонового излучения в радиодиапазоне с непрерывным спектром, обеспечивающего наличие фотонов, индуцирующих вынужденное излучение, поскольку мазерные линии переходов между уровнями расположены в радиодиапазоне. Также должен существовать механизм накачки, создающий инверсную населённость, а также определённое значение плотности и длины свободного пробега. Таким образом, существуют условия, создающие ограничения для свойств среды, в которой возможно мазерное излучение.^[17] Условия для разных видов молекул различны; например, не обнаружено галактик, в которых существовали бы одновременно гидроксильные и водные мегамазеры.^[16]

Гидроксильные мегамазеры

Галактика Arp 220, в которой был открыт первый мегамазер, является ближайшей ультраяркой инфракрасной галактикой; она была подробно исследована в различных диапазонах длин волн.^[18]

Свойства области мазерного излучения

Гидроксильные мегамазеры были обнаружены в областях около ядер определённых типов галактик: ярких инфракрасных галактик (англ. luminous infrared galaxies, LIRGs), светимости которых в далёком инфракрасном диапазоне превышают 10¹¹L $_{\odot }$ , и ультраярких инфракрасных галактик (англ. ULIRGs), светимости которых в далёком инфракрасном диапазоне превышают 10¹²L $_{\odot }$ .^[19] Несмотря на высокие значения светимости в инфракрасном диапазоне, такие галактики часто довольно слабые в видимой части спектра. Например, для галактики Arp 220 отношение светимости в инфракрасном диапазоне к светимости в синей части спектра равно 80.^[20]

Большинство ярких инфракрасных галактик взаимодействует с другими галактиками или проявляют признаки недавнего слияния,^[21] это же утверждение справедливо и для ярких инфракрасных галактик, содержащих гидроксильные мегамазеры.^[22] Галактики, содержащие мегамазеры, богаты молекулярным газом по сравнению со спиральными галактиками; масса молекулярного водорода превышает 10⁹M $_{\odot }$ .^[23] Под воздействием слияний газ направляется в центральную часть галактик, создавая высокую плотность и усиливая темп звездообразования. Свет звёзд нагревает пыль, которая переизлучает свет в далёком инфракрасном диапазоне и создаёт высокую светимость, наблюдаемую в галактиках, содержащих гидроксильные мегамазеры.^[23]^[24]^[25] Температура пыли, оцениваемая по излучению в далёком инфракрасном диапазоне, оказывается выше, чем температура спиральных рукавов, и составляет от 40 до 90 K.^[26]

Светимость в далёком инфракрасном диапазоне, а также температура пыли в яркой инфракрасной галактике влияют на вероятность содержания галактикой гидроксильного мегамазера; поскольку температура пыли коррелирует со светимостью в далёком инфракрасном диапазоне, то выявить из наблюдений влияние каждого из факторов по отдельности достаточно сложно. Галактики с более тёплой пылью с большей вероятностью содержат гидроксильный мегамазер, как и ультраяркие инфракрасные галактики, светимости которых превышают 10¹²L $_{\odot }$ . По меньшей мере каждая третья ультраяркая инфракрасная галактика и каждая шестая яркая инфракрасная галактика содержит гидроксильный мегамазер.^[27] Ранние наблюдения гидроксильных мегамазеров показали корреляцию между изотропной светимостью в линиях гидроксила и светимостью в далёком инфракрасном диапазоне: L_OH $\propto$ L_FIR².^[28] По мере обнаружения новых гидроксильных мегамазеров и при учёте сдвига Малмквиста соотношение стало более пологим: L_OH $\propto$ L_FIR^{1.2 $\pm$ 0.1}.^[29]

Ранние спектральные наблюдения ядер ярких инфракрасных галактик, содержащих гидроксильные мегамазеры, показали, что свойства таких галактик неотличимы от свойств популяции ярких инфракрасных галактик в целом. Примерно треть содержащих мегамазеры галактик были классифицированы как галактики со вспышками звездообразования, четверть — как сейфертовские галактики второго типа, остальные — как объекты LINER (англ. Low-ionization nuclear emission-line region, эмиссионные области с малой ионизацией в ядре галактики). Оптические свойства галактик, содержащих и не содержащих гидроксильные мегамазеры, не являются значимо различными.^[30] Недавние наблюдения на телескопе «Спитцер» предоставили возможность для разграничения двух групп галактик, причем 10—25 % галактик, содержащих гидроксильные мегамазеры, проявляют признаки наличия активного ядра по сравнению с 50—95 % для ярких инфракрасных галактик, не проявляющих мазерной активности.^[31]

Яркие инфракрасные галактики с гидроксильными мегамазерами можно отличить от остальных ярких инфракрасных галактик по содержанию молекулярного газа. Большая часть молекулярного газа галактики заключена в молекулярном водороде; у типичного гидроксильного мегамазера плотность молекулярного газа превышает 1000 см⁻³, а доля плотного газа выше, чем у прочих ярких инфракрасных галактик. Такие значения плотности являются одними из наибольших средних плотностей молекулярного газа в ярких инфракрасных галактиках. Доля газа высокой плотности измеряется путём сравнения светимости, создаваемой циановодородом (HCN) и монооксидом углерода (CO).^[32]

Характеристики спектральных линий

Излучение гидроксильных мегамазеров происходит в основном в линиях на частотах 1665 и 1667 МГц. Также присутствуют две линии излучения с частотами 1612 и 1720 МГц, но они обнаружены лишь у небольшого числа гидроксильных мегамазеров. Во всех известных мегамазерах излучение является наиболее сильным в линии 1667 МГц; типичные значения отношения потока излучения в данной линии к потоку излучения в линии 1665 МГц находится в пределах от 2 до более чем 20.^[33] Для излучения молекул гидроксила, находящихся в термодинамическом равновесии, данное отношение лежит в пределах от 1,8 до 1 в зависимости от оптической толщины системы; следовательно, значение отношения, превышающее 2, свидетельствует о том, что система молекул не находится в термодинамическом равновесии.^[34] Для галактических гидроксильных мазеров в областях звездообразования обычно сильнее излучение в линии 1665 МГц; для гидроксильных мазеров около звёзд на поздних стадиях эволюции сильнее излучение в линии 1612 МГц.^[35] Полная ширина линии излучения на данной частоте составляет несколько сотен километров в секунду, а индивидуальные свойства, задающие профиль излучения, соответствуют скоростям в десятки и сотни километров в секунду.^[33] Галактические гидроксильные мазеры обладают характерными ширинами линий величиной около 1 км/с и менее.^[34]

Гидроксильные мегамазеры усиливают непрерывное радиоизлучение галактики, в которой находятся. Подобное излучение в основном состоит из синхротронного излучения, создаваемого сверхновыми второго типа.^[36] Усиление такого излучения является низким, усиление составляет от нескольких процентов до нескольких сотен процентов. Источники с большим усилением как правило имеют более узкие линии излучения; усиление центров линий является более высоким.^[37]

Несколько гидроксильных мегамазеров, включая Arp 220, наблюдались методами радиоинтерферометрии со сверхдлинными базами, что позволило исследовать объекты с большим угловым разрешением. РСДБ-наблюдения показали, что излучение гидроксильных мегамазеров состоит из двух компонентов: диффузного и компактного. Диффузный компонент даёт усиление, меньшее 1, обладает шириной линий порядка сотен км/с. Аналогичными характеристиками обладает излучение, получаемое в рамках наблюдений на одном радиотелескопе, при которых невозможно разрешить отдельные компоненты мегамазера. Компактный компонент обладает большим усилением, от 10 до 100 по порядку величины, высоким отношением потоков в линиях 1667 МГц и 1665 МГц и шириной линий в несколько км/с.^[38]^[39] Особенности излучения такого типа объясняются наличием узкого кольца вещества вокруг ядра галактики, в кольце возникает диффузное излучение, а отдельные мазерные облака размерами около парсека создают компактный компонент излучения.^[40] Гидроксильные мазеры Млечного Пути больше напоминают компактные области излучения в мегамазерах. Также существуют некоторые протяжённые области галактического мазерного излучения отдельных молекул, напоминающие диффузный компонент гидроксильных мегамазеров.^[41]

Механизм накачки

Наблюдаемое соотношение между светимостью в линии гидроксила и в далёкой инфракрасной части спектра свидетельствует в пользу механизма накачки гидроксильных мегамазеров излучением.^[28] Первоначальные РСДБ-наблюдения ближайших гидроксильных мегамазеров привели к вопросу о применимости такой модели для компактного компонента излучения мегамазеров, поскольку для него требуется высокая доля поглощаемых молекулами гидроксила инфракрасных фотонов, причём в данном случае накачка столкновениями является более применимой.^[42] Однако модель мазерного излучения, в которой излучение создаётся сгустками вещества, оказывается способной воспроизвести наблюдаемые свойства компактного и диффузного гидроксильного излучения.^[43] Недавнее подробное исследование показало, что основным излучением, способствующим накачке для возникновения основных линий мазерного излучения, является излучение с длиной волны 53 мкм. Для создания достаточного количества фотонов на данной длине волны межзвёздная пыль, перерабатывающая излучение звёзд, должна обладать температурой по крайней мере 45 K.^[44] Недавние наблюдения, проведённые на космической обсерватории «Спитцер», подтвердили данную схему, однако ряд несоответствий между моделью и наблюдениями остаётся (например, необходимое значение непрозрачности пыли).^[31]

Применение наблюдений гидроксильных мегамазеров

Гидроксильные мегамазеры возникают в области ядер ярких инфракрасных галактик и являются индикатором стадии формирования галактики. Поскольку гидроксильное излучение не подвержено экстинкции межзвёздной пылью в своей галактике, то гидроксильные мегамазеры могут быть показателями условий звездообразования в галактике.^[45] При красном смещении z ~ 2 существуют яркие инфракрасные галактики, более мощные, чем аналогичные галактики вблизи Млечного Пути. Наблюдаемое соотношение между светимостью в линии гидроксила и светимостью в далёком инфракрасном диапазоне позволяет предположить, что в таких галактиках мегамазеры обладают светимостью в 10—100 раз больше.^[46] Наблюдения гидроксильных мегамазеров в таких галактиках позволят получить более точные значения красного смещения и получить сведения о звездообразовании.^[47]

Первое обнаружение проявления эффекта Зеемана в другой галактике было осуществлено при помощи наблюдений гидроксильных мегамазеров.^[48] Эффект Зеемана заключается в расщеплении спектральной линии вследствие наличия магнитного поля, размер расщепления пропорционален компоненту магнитного поля, направленному вдоль луча зрения. Эффект Зеемана был обнаружен в пяти гидроксильных мегамазерах, типичное значение магнитного поля составило несколько мГс, что по порядку величины совпадает с величиной магнитного поля в галактических гидроксильных мазерах.^[49]

Водные мегамазеры

Если гидроксильные мегамазеры существенно отличаются от галактических гидроксильных мазеров, то водные мегамазеры не проявляют признаков радикального отличия условий возникновения по сравнению с галактическими водными мазерами. Водные мегамазеры можно описать той же функцией светимости, что и галактические водные мазеры. Некоторые внегалактические водные мазеры существуют в областях звездообразования, как и галактические водные мазеры, но более мощные мазеры наблюдаются в областях около активных ядер галактик. Изотропная светимость таких мазеров составляет от нескольких единиц до нескольких сотен светимостей Солнца, подобные объекты обнаружены как в близких галактиках, например в Мессье 51 (0,8L $_{\odot }$ ), так и в более далёких, например в NGC 4258 (120L $_{\odot }$ ).^[50]

Свойства линий и механизм накачки

Излучение водных мегамазеров наблюдается в основном на частоте 22 ГГц и возникает в результате перехода между уровнями энергии вращения в молекуле воды. Более высокое состояние соответствует температуре 643 K над основным состоянием, населённость данного уровня требует наличия плотности около 10⁸ см⁻³ и более и температуры по крайней мере 300 K. Молекулы воды приходят в состояние термодинамического равновесия при плотностях молекулярного водорода около 10¹¹ см⁻³, что даёт ограничение сверху на концентрацию в области возникновения мазерного излучения воды.^[51] Излучение водных мазеров хорошо моделируется мазерами, возникающими за ударной волной, проходящей по плотным областям межзвёздной среды. Такие волны создают высокие концентрации и температуры (относительно типичных условий в межзвёздной среде), необходимые для мазерного излучения.^[52]

Применение наблюдений водных мазеров

Наблюдения водных мазеров можно использовать для получения точных расстояний до далёких галактик. Если предположить, что орбиты мазерных пятен кеплеровы, и измерить их центростремительное ускорение и скорость, то можно определить диаметр области, занимаемой мазером. Сравнение линейного размера с угловым даёт оценку расстояния до мазера. Данный метод применим для водных мазеров, поскольку они занимают малую область вокруг активного ядра галактики и обладают малой шириной линий.^[53] Данный метод определения расстояний используется для получения независимой оценки постоянной Хаббла. Метод имеет ограничения, поскольку известно лишь малое число водных мегамазеров в области, где применим закон Хаббла.^[54] Такое измерение расстояний также предоставляет возможность измерения массы центрального объекта, который в рассматриваемых случаях является сверхмассивной чёрной дырой. Измерения массы чёрных дыр с использованием наблюдений водных мегамазеров являются наиболее точными методами определения массы чёрных дыр в других галактиках. Измеренные таким методом массы чёрных дыр согласуются с отношением M-сигма, эмпирическим соотношением, связывающим дисперсию скоростей звёзд в балдже галактики с массой центральной сверхмассивной чёрной дыры.^[55]

Примечания

↑ A cosmic megamaser (неопр.). www.spacetelescope.org. Дата обращения: 4 февраля 2017. Архивировано 30 января 2017 года.
↑ Griffiths (2005), pp. 350—351.
↑ Townes, Charles H. Charles H. Townes 1964 Nobel Lecture (неопр.). Дата обращения: 25 декабря 2010. Архивировано 15 декабря 2010 года.
↑ Elitzur (1992), pp. 56-58.
↑ Lo (2005), pp. 628—629.
↑ Weaver et al. (1965)
↑ Reid and Moran (1981)
↑ Moran (1976)
↑ Elitzur (1992), p. 308.
↑ Baan, Wood, and Haschick (1982)
↑ Baan and Haschick (1984)
↑ Elitzur (1992), p. 315.
↑ Baan (1993)
↑ Chen, Shan, and Gao (2007)
↑ Braatz, Jim. A Catalog of Galaxies Detected in H₂O Maser Emission (неопр.) (4 мая 2010). Дата обращения: 20 августа 2010. Архивировано 8 января 2011 года.
↑ ¹ ² Lo (2005), p. 668.
↑ Baan (1993), pp. 80-81.
↑ Elitzur (1992), pp. 308—310.
↑ Darling and Giovanelli (2002), p. 115
↑ Elitzur (1992), p. 309.
↑ Andreasian and Alloin (1994)
↑ Darling and Giovanelli (2002), pp. 115—116.
↑ ¹ ² Burdyuzha and Vikulov (1990), p. 86.
↑ Darling and Giovanelli (2002), p. 116
↑ Mirabel and Sanders (1987)
↑ Lockett and Elitzur (2008), p. 986.
↑ Darling and Giovanelli (2002), pp. 117—118.
↑ ¹ ² Baan (1989)
↑ Darling and Giovanelli (2002), pp. 118—120.
↑ Darling and Giovanelli (2006)
↑ ¹ ² Willett et al. (2011)
↑ Darling (2007)
↑ ¹ ² Randell et al. (1995), p. 660.
↑ ¹ ² Baan, Wood, and Haschick (1982), p. L51.
↑ Reid and Moran (1981), pp. 247—251.
↑ Baan and Klockner (2006), p. 559.
↑ Baan (1993), p. 74-76.
↑ Lonsdale et al. (1998)
↑ Diamond et al. (1999)
↑ Parra et al. (2005)
↑ Parra et al. (2005), p. 394.
↑ Lonsdale et al. (1998), pp. L15-L16.
↑ Lockett and Elitzur (2008), p. 985.
↑ Lockett and Elitzur (2008), p. 991.
↑ Darling (2005), p. 217.
↑ Burdyuzha and Komberg (1990)
↑ Lo (2005), pp. 656—657.
↑ Robishaw, Quataert, and Heiles (2008), p. 981.
↑ Robishaw, Quataert, and Heiles (2008)
↑ Elitzur (1992), p. 314—316.
↑ Lo (2005), pp. 629—630.
↑ Elitzur, Hollenbach, & McKee (1989)
↑ Herrnstein et al. (1999)
↑ Reid et al. (2009)
↑ Kuo et al. (2011)

Ссылки

Andreasian, N.; Alloin, D. More ultraluminous IRAS galaxies as interacting systems (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 1994. — October (vol. 107). — P. 23—28. — Bibcode: 1994A&AS..107...23A.
Baan, W. A.; Wood, P. A. D.; Haschick, A. D. Broad hydroxyl emission in IC 4553 (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1982. — Vol. 260. — P. L49. — doi:10.1086/183868. — Bibcode: 1982ApJ...260L..49B.
Baan, W. A.; Haschick, A. D. The peculiar galaxy IC 4553 - VLA-A observations of the OH megamaser (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1984. — Vol. 279. — P. 541. — doi:10.1086/161918. — Bibcode: 1984ApJ...279..541B.
Baan, W. A. Infrared properties of OH galaxies (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1989. — Vol. 338. — P. 804. — doi:10.1086/167237. — Bibcode: 1989ApJ...338..804B.
Baan, W. A. Molecular megamasers after ten years. — 1993. — Т. 412. — С. 73. — doi:10.1007/3-540-56343-1_216.
Baan, W. A.; Klöckner, H. -R. Radio properties of FIR-megamaser nuclei (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2006. — Vol. 449, no. 2. — P. 559. — doi:10.1051/0004-6361:20042331. — Bibcode: 2006A&A...449..559B.
Burdiuzha, V. V.; Vikulov, K. A. The excitation and physical nature of megamasers (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — Oxford University Press, 1990. — May (vol. 244). — P. 86—92. — Bibcode: 1990MNRAS.244...86B.
Burdyuzha, V. V.; Komberg, B. V. Powerful masers at the early epochs (англ.) // Astrophysics and Space Science^[англ.] : journal. — 1990. — Vol. 171. — P. 125. — doi:10.1007/BF00646831. — Bibcode: 1990Ap&SS.171..125B.
Chen, P. S.; Shan, H. G.; Gao, Y. F. Photometric Study of Galaxies with OH Megamasers in the Infrared (англ.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing, 2007. — Vol. 133. — P. 496. — doi:10.1086/510130. — Bibcode: 2007AJ....133..496C.
Darling, J.; Giovanelli, R. A Search for OH Megamasers at [ITAL][CLC]z[/CLC][/ITAL] ] 0.1. III. The Complete Survey (англ.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing, 2002. — Vol. 124. — P. 100. — doi:10.1086/341166. — Bibcode: 2002AJ....124..100D. — arXiv:astro-ph/0205185.
Darling, Jeremy (2005). "OH Megamasers: Discoveries, Insights, and Future Directions". Future Directions in High Resolution Astronomy: The 10th Anniversary of the VLBA. Vol. 340. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific. pp. 216—223. Bibcode:2005ASPC..340..216D.
Darling, J.; Giovanelli, R. Optical Spectral Classification of Major Mergers: OH Megamaser Hosts versus Nonmasing (Ultra)Luminous Infrared Galaxies (англ.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing, 2006. — Vol. 132. — P. 2596. — doi:10.1086/508513. — Bibcode: 2006AJ....132.2596D.
Darling, J. A Dense Gas Trigger for OH Megamasers (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2007. — Vol. 669. — P. L9. — doi:10.1086/523756. — Bibcode: 2007ApJ...669L...9D. — arXiv:0710.1080.
Diamond, P. J.; Lonsdale, C. J.; Lonsdale, C. J.; Smith, H. E. Global VLBI Observations of the Compact OH Megamaser Emission from III Zw 35 and IRAS 17208−0014 (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1999. — Vol. 511. — P. 178. — doi:10.1086/306681. — Bibcode: 1999ApJ...511..178D.
Elitzur, M.; Hollenbach, D. J.; McKee, C. F. H2O masers in star-forming regions (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1989. — Vol. 346. — P. 983. — doi:10.1086/168080. — Bibcode: 1989ApJ...346..983E.
Elitzur, Moshe. Astronomical Masers. — Springer, 1992. — ISBN 978-0-7923-1216-1.
Griffiths, David^[англ.]. Introduction to Electrodynamics. — Prentice Hall, 1999. — ISBN 978-0-13-805326-0.
Henkel, C.; Wilson, T. L. OH megamasers explained (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 1990. — March (vol. 229, no. 2). — P. 431—440. — Bibcode: 1990A&A...229..431H.
Herrnstein, J. R.; Moran, J. M.; Greenhill, L. J.; Diamond, P. J.; Inoue, M.; Nakai, N.; Miyoshi, M.; Henkel, C.; Riess#, A. A geometric distance to the galaxy NGC4258 from orbital motions in a nuclear gas disk (англ.) // Nature : journal. — 1999. — Vol. 400, no. 6744. — P. 539. — doi:10.1038/22972. — Bibcode: 1999Natur.400..539H. — arXiv:astro-ph/9907013.
Kuo, C. Y.; Braatz, J. A.; Condon, J. J.; Impellizzeri, C. M. V.; Lo, K. Y.; Zaw, I.; Schenker, M.; Henkel, C.; Reid, M. J.; Greene, J. E. The Megamaser Cosmology Project. III. Accurate Masses of Seven Supermassive Black Holes in Active Galaxies with Circumnuclear Megamaser Disks (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2011. — Vol. 727. — P. 20. — doi:10.1088/0004-637X/727/1/20. — Bibcode: 2011ApJ...727...20K. — arXiv:1008.2146.
Lo, K. Y. Mega-Masers and Galaxies (англ.) // Annual Review of Astronomy and Astrophysics^[англ.] : journal. — 2005. — Vol. 43. — P. 625—676. — doi:10.1146/annurev.astro.41.011802.094927. — Bibcode: 2005ARA&A..43..625L.
Lockett, P.; Elitzur, M. The Effect of 53 μm IR Radiation on 18 cm OH Megamaser Emission (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2008. — Vol. 677, no. 2. — P. 985. — doi:10.1086/533429. — Bibcode: 2008ApJ...677..985L. — arXiv:0801.2937.
Mirabel, I. F.; Sanders, D. B. OH megamasers in high-luminosity IRAS galaxies (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1987. — Vol. 322. — P. 688. — doi:10.1086/165764. — Bibcode: 1987ApJ...322..688M.
Moran, James. Radio Observations of Galactic Masers // Frontiers of Astrophysics / Avrett, Eugene H.. — Harvard University Press, 1976. — ISBN 978-0-674-32659-0.
Parra, R.; Conway, J. E.; Elitzur, M.; Pihlström, Y. M. A compact starburst ring traced by clumpy OH megamaser emission (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2005. — Vol. 443, no. 2. — P. 383. — doi:10.1051/0004-6361:20052971. — Bibcode: 2005A&A...443..383P. — arXiv:astro-ph/0507436.
Randell, J.; Field, D.; Jones, K. N.; Yates, J. A.; Gray, M. D. The OH zone in OH megamaser galaxies (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 1995. — August (vol. 300). — P. 659—674. — Bibcode: 1995A&A...300..659R.
Reid, M. J.; Moran, J. M. Masers (англ.) // Annual Review of Astronomy and Astrophysics^[англ.] : journal. — 1981. — Vol. 19. — P. 231. — doi:10.1146/annurev.aa.19.090181.001311. — Bibcode: 1981ARA&A..19..231R.
Reid, M. J.; Braatz, J. A.; Condon, J. J.; Greenhill, L. J.; Henkel, C.; Lo, K. Y. The megamaser cosmology project. I. Very long baseline interferometric observations of UGC 3789 (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2009. — Vol. 695. — P. 287. — doi:10.1088/0004-637X/695/1/287. — Bibcode: 2009ApJ...695..287R. — arXiv:0811.4345.
Robishaw, T.; Quataert, E.; Heiles, C. Extragalactic Zeeman Detections in OH Megamasers (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2008. — Vol. 680, no. 2. — P. 981. — doi:10.1086/588031. — Bibcode: 2008ApJ...680..981R. — arXiv:0803.1832.
Weaver, H.; Williams, D. R. W.; Dieter, N. H.; Lum, W. T. Observations of a Strong Unidentified Microwave Line and of Emission from the OH Molecule (англ.) // Nature : journal. — 1965. — Vol. 208, no. 5005. — P. 29. — doi:10.1038/208029a0. — Bibcode: 1965Natur.208...29W.
Willett, K.; Darling, J.; Spoon, H.; Charmandaris, V.; Armus, L. (2011). "Mid-infrared properties of OH megamaser host galaxies. II: Analysis and modeling of the maser environment". arXiv:1101.4946 [astro-ph.CO].

[1] A cosmic megamaser (неопр.). www.spacetelescope.org. Дата обращения: 4 февраля 2017. Архивировано 30 января 2017 года.

[2] Griffiths (2005), pp. 350—351.

[TownesNobelLecture-3] Townes, Charles H. Charles H. Townes 1964 Nobel Lecture (неопр.). Дата обращения: 25 декабря 2010. Архивировано 15 декабря 2010 года.

[4] Elitzur (1992), pp. 56-58.

[5] Lo (2005), pp. 628—629.

[Weaver1965-6] Weaver et al. (1965)

[Reid1981-7] Reid and Moran (1981)

[Moran1976FAS-8] Moran (1976)

[9] Elitzur (1992), p. 308.

[Baan1982-10] Baan, Wood, and Haschick (1982)

[Baan1984-11] Baan and Haschick (1984)

[12] Elitzur (1992), p. 315.

[Baan1993-13] Baan (1993)

[Chen2007-14] Chen, Shan, and Gao (2007)

[BraatzSite-15] Braatz, Jim. A Catalog of Galaxies Detected in H₂O Maser Emission (неопр.) (4 мая 2010). Дата обращения: 20 августа 2010. Архивировано 8 января 2011 года.

[Lo_2005,_p._668-16] ¹ ² Lo (2005), p. 668.

[17] Baan (1993), pp. 80-81.

[18] Elitzur (1992), pp. 308—310.

[19] Darling and Giovanelli (2002), p. 115

[20] Elitzur (1992), p. 309.

[21] Andreasian and Alloin (1994)

[22] Darling and Giovanelli (2002), pp. 115—116.

[Burdyuzha1990a_86-23] ¹ ² Burdyuzha and Vikulov (1990), p. 86.

[24] Darling and Giovanelli (2002), p. 116

[25] Mirabel and Sanders (1987)

[26] Lockett and Elitzur (2008), p. 986.

[Darling2002_p117-27] Darling and Giovanelli (2002), pp. 117—118.

[Baan_1989-28] ¹ ² Baan (1989)

[Darling2002_p118-29] Darling and Giovanelli (2002), pp. 118—120.

[30] Darling and Giovanelli (2006)

[Willett_2011-31] ¹ ² Willett et al. (2011)

[32] Darling (2007)

[Randell_1995_p._660-33] ¹ ² Randell et al. (1995), p. 660.

[Baan1982_p51-34] ¹ ² Baan, Wood, and Haschick (1982), p. L51.

[35] Reid and Moran (1981), pp. 247—251.

[36] Baan and 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 and Elitzur (2008), p. 985.

[44] Lockett and Elitzur (2008), p. 991.

[45] Darling (2005), p. 217.

[46] Burdyuzha and Komberg (1990)

[47] Lo (2005), pp. 656—657.

[48] Robishaw, Quataert, and Heiles (2008), p. 981.

[49] Robishaw, Quataert, and Heiles (2008)

[50] Elitzur (1992), p. 314—316.

[51] Lo (2005), pp. 629—630.

[52] Elitzur, Hollenbach, & McKee (1989)

[53] Herrnstein et al. (1999)

[54] Reid et al. (2009)

[55] Kuo et al. (2011)

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]

[16]

[17]

[18]

[19]

[20]

[21]

[22]

[23]

[24]

[25]

[26]

[27]

[28]

[29]

[30]

[31]

[32]

[33]

[34]

[35]

[36]

[37]

[38]

[39]

[40]

[41]

[42]

[43]

[44]

[45]

[46]

[47]

[48]

[49]

[50]

[51]

[52]

[53]

[54]

[55]