Мегамазер - Википедия - Megamaser

Мегамазер действует как астрономический лазер который излучает микроволновое излучение, а не видимый свет (отсюда «m» вместо «l»).[1]

А мегамазер это тип астрофизический мазер, который является естественным источником стимулированный спектральная линия эмиссия. Мегамазеры отличаются от астрофизических мазеров большим изотропный яркость. Мегамазеры имеют типичную светимость 103 солнечная светимость (L☉), что в 100 миллионов раз ярче, чем мазеры в Млечный Путь, отсюда и префикс 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, гигамазер используется для описания мазеров, в миллиарды раз более сильных, чем средний мазер в Млечном Пути, и внегалактический мазер охватывает все мазеры, обнаруженные за пределами Млечного Пути. Наиболее известные внегалактические мазеры - это мегамазеры, а большинство мегамазеров - это мегамазеры. гидроксил (ОН) мегамазеры, то есть спектральная линия усиливается за счет перехода в молекуле гидроксила.[нужна цитата ] Известны мегамазеры еще для трех молекул: воды (ЧАС2O), формальдегид (ЧАС2CO), и метин (CH).

Водные мегамазеры были первым обнаруженным типом мегамазеров. Первый водный мегамазер был обнаружен в 1979 году в г. NGC 4945, галактика поблизости Группа Центавр A / M83. Первый гидроксильный мегамазер был обнаружен в 1982 г. Арп 220, который является ближайшим сверхъестественная инфракрасная галактика к Млечному Пути.[нужна цитата ] Все последующие мегамазеры ОН, которые были обнаружены, также находятся в светящихся инфракрасных галактиках, и есть небольшое количество ОН-киломазеров, размещенных в галактиках с более низкой инфракрасной светимостью. Большинство светящихся инфракрасных галактик недавно слились с другой галактикой или взаимодействовали с ней, и сейчас происходит всплеск звездообразование. Многие характеристики излучения гидроксильных мегамазеров отличаются от характеристик излучения гидроксильных мазеров в пределах Млечный Путь, включая усиление фонового излучения и соотношение гидроксильных линий на разных частотах. В инверсия населения в молекулах гидроксила производится дальним инфракрасным излучением, которое возникает в результате поглощения и переизлучения света от образующихся звезд окружающими межзвездная пыль. Зеемановское расщепление гидроксильных мегамазерных линий могут быть использованы для измерения магнитные поля в областях формирования мазков, и это приложение представляет собой первое обнаружение зеемановского расщепления в галактике, отличной от Млечного Пути.

Водные мегамазеры и киломазеры в первую очередь связаны с активные галактические ядра, в то время как галактические и более слабые внегалактические водные мазеры обнаружены в областях звездообразования. Несмотря на различное окружение, обстоятельства, при которых возникают внегалактические водные мазеры, 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 Постоянная Хаббла.[нужна цитата ]

Фон

Мазеры

Основная статья: мазер
Диаграмма, показывающая процесс стимулированного излучения

Слово Maser происходит от аббревиатуры MASER, что означает "Mмикроволновая печь Аусиление к Sсдержанный Eмиссия из рпосвящение ". Мазер является предшественником лазеров, которые работают на оптических длинах волн, и назван в честь замены слова" микроволны "на" свет ". Данная система атомы или же молекулы, каждое с разными энергетическими состояниями, атом или молекула могут впитывать а фотон и перейти на более высокий уровень энергии, или фотон может стимулировать эмиссию другого фотона той же энергии и вызвать переход на более низкий энергетический уровень. Для изготовления мазера требуется инверсия населения, когда система имеет больше членов на более высоком уровне энергии по сравнению с более низким уровнем энергии. В такой ситуации стимулированное излучение произведет больше фотонов, чем будет поглощено. Такой системы нет в тепловое равновесие, и поэтому требует выполнения особых условий. В частности, он должен иметь какой-то источник энергии, который может перекачивать атомы или молекулы в возбужденное состояние. Как только происходит инверсия населения, фотон с энергия фотона соответствующая разнице энергий между двумя состояниями может затем вызвать вынужденное излучение другого фотона той же энергии. Атом или молекула упадет на более низкий энергетический уровень, и появятся два фотона с той же энергией, где раньше был только один. Повторение этого процесса приводит к усилению, а поскольку все фотоны имеют одинаковую энергию, производимый свет монохромный.[2][3]

Астрофизические мазеры

Основная статья: астрофизический мазер

Мазеры и лазеры на основе земной шар и мазеры, которые появляются в космосе, требуют инверсии населенностей для работы, но условия, при которых инверсия населенностей происходит, очень разные в этих двух случаях. Мазеры в лабораториях имеют системы с высокой плотностью, что ограничивает переходы, которые могут использоваться для получения мазка, и требует использования резонансная полость чтобы свет отражался туда и обратно много раз. 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, что означает возможность инверсии населенностей. Большая длина пути дает фотонам, проходящим через среду, множество возможностей стимулировать излучение и усиливать фоновый источник излучения. Эти факторы накапливаются, чтобы «сделать межзвездное пространство естественной средой для работы мазеров».[4] Накачка астрофизических мазеров может быть как радиационной, так и столкновительной. При радиационной накачке инфракрасный фотоны с более высокими энергиями, чем фотоны мазерного перехода, предпочтительно возбуждают атомы и молекулы в верхнее состояние мазера, чтобы вызвать инверсию населенностей. При столкновительной накачке эта инверсия населенностей создается столкновениями, которые возбуждают молекулы до уровней энергии выше верхнего мазерного уровня, а затем молекула распадается на верхний мазерный уровень, испуская фотоны.[5]

История

В 1965 году, через двенадцать лет после первого мазер был построен в лаборатория был обнаружен мазер гидроксила (ОН) в плоскости Млечный Путь.[6] Мазеры других молекулы были обнаружены в Млечном Пути в последующие годы, в том числе вода (H2O), оксид кремния (SiO) и метанол (CH3ОЙ).[7] Типичная изотропная светимость для этих галактических мазеров составляет 10−6–10−3 L☉.[8] Первым доказательством внегалактического мазинга было обнаружение молекулы гидроксила в NGC 253 в 1973 году и была примерно в десять раз ярче галактических мазеров.[9]

В 1982 году был открыт первый мегамазер в сверхъестественная инфракрасная галактика Арп 220.[10] Светимость источника, если предположить, что он излучает изотропно, примерно 103 L☉. Эта светимость примерно в сто миллионов раз сильнее, чем у типичного мазера, обнаруженного в Млечный Путь, поэтому мазерный источник в Arp 220 был назван мегамазером.[11] В это время внегалактический воды (ЧАС2O) мазеры были уже известны. В 1984 г. было обнаружено мазерное излучение воды в NGC 4258 и NGC 1068 которые были сопоставимы по силе с гидроксильным мазером в Arp 220, и поэтому считаются водными мегамазерами.[12]

В течение следующего десятилетия мегамазеры были открыты также для формальдегид (ЧАС2CO) и метин (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 гидроксильным поглощением, а формальдегид находится в галактиках с гидроксильным поглощением, а также в галактиках с гидроксильным мегамазерным излучением.[13]

По состоянию на 2007 год было известно 109 гидроксильных мегамазерных источников, вплоть до красное смещение из .[14] Больше 100 внегалактический водные мазеры известны,[15]и из них 65 достаточно яркие, чтобы считаться мегамазерами.[16]

Основные требования

Галактики MCG + 01-38-004 (верхний) и MCG + 01-38-005 (внизу) - микроволновое излучение от MCG + 01-38-005 использовалось для расчета уточненного значения для Постоянная Хаббла.[17]

Независимо от генерации молекулы, существует несколько требований, которые должны быть выполнены для существования сильного мазерного источника. Одно из требований - наличие фонового радиоконтинуального источника для обеспечения излучения, усиленного мазером, поскольку все мазерные переходы происходят на радиоволнах.[нужна цитата ] Мазирующая молекула должна иметь механизм накачки для создания инверсии населенностей, а также достаточную плотность и длину пути для значительного усиления. Они объединяются, чтобы ограничить, когда и где произойдет мегамазерное излучение данной молекулы.[18] Конкретные условия для каждой молекулы, которая, как известно, производит мегамазеры, различны, что подтверждается тем фактом, что не существует известной галактики, в которой находятся два наиболее распространенных вида мегамазеров, гидроксил и вода.[16] Таким образом, разные молекулы с известными мегамазерами будут рассматриваться индивидуально.

Гидроксильные мегамазеры

Арп 220 вмещает первый обнаруженный мегамазер, является ближайшей сверхъестественной инфракрасной галактикой и была подробно изучена на многих длинах волн. По этой причине он является прототипом родительских галактик гидроксильных мегамазеров и часто используется в качестве руководства для интерпретации других гидроксильных мегамазеров и их хозяев.[19]

Хосты и окружение

Арп 220, прототипная родительская галактика гидроксильного мегамазера (Космический телескоп Хаббла )

Гидроксильные мегамазеры обнаружены в ядерной области класса галактики называется светящиеся инфракрасные галактики (LIRG) со светимостью в дальнем инфракрасном диапазоне более ста миллиардов солнечная светимость, или LFIR > 1011 L☉, и сверхсветящиеся инфракрасные галактики (ULIRG), с LFIR > 1012 L☉ одобряются.[20] Эти инфракрасные светимости очень велики, но во многих случаях LIRG не особенно светятся в видимый свет. Например, отношение инфракрасной светимости к светимости в синий свет составляет примерно 80 для Arp 220, первого источника, в котором наблюдался мегамазер.[21]

Большинство LIRG демонстрируют доказательства взаимодействия с другими галактиками или недавно испытали слияние галактик,[22] и то же самое верно для LIRG, которые содержат гидроксильные мегамазеры.[23] Хосты Megamaser богаты молекулярный газ в сравнении с спиральные галактики, с молекулярными водород массы свыше миллиарда солнечные массы, или H2 > 109 M☉.[24] Слияния помогают направлять молекулярный газ в ядерную область LIRG, создавая высокие молекулярные плотности и стимулируя высокие звездообразование тарифы, характерные для LIRG. Звездный свет в свою очередь нагревает пыль, который переизлучает в дальней инфракрасной области и дает высокий LFIR наблюдается у хозяев гидроксильных мегамазеров.[24][25][26] Температуры пыли, полученные из-за потоков в дальней инфракрасной области, теплые по сравнению со спиралями, в диапазоне от 40 до 90 К.[27]

Светимость в дальнем инфракрасном диапазоне и температура пыли LIRG влияют на вероятность размещения гидроксильного мегамазера из-за 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 LFIR > 1012 L☉. По крайней мере, одна из трех ULIRG содержит гидроксильный мегамазер по сравнению с примерно одной из шести LIRG.[28] Ранние наблюдения гидроксильных мегамазеров показали корреляцию между светимостью изотропных гидроксилов и светимостью в дальней инфракрасной области, при этом LОЙ LFIR2.[29] По мере того, как было обнаружено больше гидроксильных мегамазеров, уделялось внимание учету Предвзятость Мальмквиста, эта наблюдаемая зависимость оказалась более плоской, с LОЙ LFIR1.20.1.[30]

Ранняя спектральная классификация ядер LIRG, которые содержат гидроксильные мегамазеры, показала, что свойства LIRG, которые содержат гидроксильные мегамазеры, нельзя отличить от общей популяции LIRG. Примерно треть хостов мегамазеров классифицируются как звездообразования галактики, одна четверть классифицируется как Сейфертовские галактики 2, а остальные классифицируются как области линий излучения ядер с низкой ионизацией, или ЛАЙНЕРЫ. Оптические свойства гидроксильных мегамазеров-хозяев и не-хозяев не существенно разные.[31] Недавние инфракрасные наблюдения с использованием Космический телескоп Спитцера тем не менее, способны отличить галактики-хозяева гидроксильных мегамазеров от немазерных LIRG, поскольку 10–25% хозяев гидроксильных мегамазеров демонстрируют доказательства существования активное ядро ​​галактики, по сравнению с 50–95% для немайлинговых LIRG.[32]

LIRG, которые содержат гидроксильные мегамазеры, можно отличить от общей популяции LIRG по содержанию их молекулярного газа. Большинство молекулярных газов являются молекулярными. водород, а типичные хозяева гидроксильных мегамазеров имеют молекулярный газ плотности более 1000 см−3. Эти плотности являются одними из самых высоких средних плотностей молекулярного газа среди LIRG. LIRG, в которых размещены гидроксильные мегамазеры, также имеют высокую долю плотного газа по сравнению с типичными LIRG. Доля плотного газа измеряется отношением светимости, создаваемой цианистый водород (HCN) относительно светимости монооксид углерода (CO).[33]

Характеристики линии

Мазерные линии 1665 и 1667 МГц в Арп 220, которые были красное смещение на более низкие частоты (Обсерватория Аресибо данные)

Излучение гидроксильных мегамазеров происходит преимущественно в так называемых «главных линиях» в 1665 и 1667 гг. МГц. У молекулы гидроксила также есть две «спутниковые линии», которые излучают на частотах 1612 и 1720 МГц, но у некоторых гидроксильных мегамазеров обнаружены спутниковые линии. Излучение во всех известных гидроксильных мегамазерах сильнее в линии 1667 МГц; Типичные отношения потока в линии 1667 МГц к линии 1665 МГц, называемые отношением сверхтонких частиц, находятся в диапазоне от минимум 2 до больше 20.[34] Для гидроксила, излучающего в термодинамическое равновесие, это соотношение будет от 1,8 до 1, в зависимости от оптическая глубина, поэтому отношение линий больше 2 указывает на нарушение теплового равновесия.[35] Это можно сравнить с галактическими гидроксильными мазерами в звездообразование области, где линия 1665 МГц обычно самая сильная, а гидроксильные мазеры около развитые звезды, в котором линия 1612 МГц часто является самой сильной, а из основных линий излучение 1667 МГц часто сильнее, чем 1612 МГц.[36] Полная ширина излучения при заданном частота обычно составляет многие сотни километров в секунду, а отдельные элементы, составляющие общий профиль излучения, имеют ширину от десятков до сотен километров в секунду.[34] Их также можно сравнить с галактическими гидроксильными мазерами, которые обычно имеют ширину линии порядка километра в секунду или меньше и разбросаны со скоростью от нескольких до десятков километров в секунду.[35]

Излучение, усиленное гидроксильными мазерами, является радио континуум своего хозяина. Этот континуум в основном состоит из синхротронное излучение произведено Сверхновые типа II.[37] Усиление этого фона низкое, с коэффициентами усиления, или коэффициентами усиления, в диапазоне от нескольких процентов до нескольких сотен процентов, а источники с более высокими отношениями сверхтонкой очистки обычно демонстрируют более высокие коэффициенты усиления. Источники с более высоким коэффициентом усиления обычно имеют более узкие линии излучения. Это ожидается, если все ширины линий до усиления примерно одинаковы, поскольку центры линий усиливаются больше, чем крылья, что приводит к сужению линии.[38]

Несколько гидроксильных мегамазеров, включая Arp 220, наблюдались с интерферометрия с очень длинной базой (РСДБ), что позволяет изучать источники на более высоких угловое разрешение. РСДБ-наблюдения показывают, что гидроксильное мегамазерное излучение состоит из двух компонентов: диффузного и компактного. Диффузная составляющая показывает усиление меньше единицы и ширину линий порядка сотен километров в секунду. Эти характеристики аналогичны тем, которые наблюдаются при наблюдении на одной тарелке гидроксильных мегамазеров, которые не могут разрешить отдельные компоненты мазка. Компактные компоненты имеют высокие коэффициенты усиления, от десятков до сотен, высокое отношение потока на частоте 1667 МГц к потоку на частоте 1665 МГц и ширину линии порядка нескольких километров в секунду.[39][40] Эти общие особенности объясняются узким околоядерным кольцом материала, из которого возникает диффузное излучение, и отдельными мазковыми облаками с размерами порядка единицы. парсек которые вызывают компактное излучение.[41] Гидроксильные мазеры, наблюдаемые в Млечном Пути, больше напоминают компактные гидроксильные мегамазеры. Однако есть некоторые области протяженного галактического мазерного излучения других молекул, которые напоминают диффузную составляющую гидроксильных мегамазеров.[42]

Насосный механизм

Наблюдаемая взаимосвязь между светимостью гидроксильной линии и дальней инфракрасной областью позволяет предположить, что гидроксильные мегамазеры имеют радиационную накачку.[29] Первоначальные РСДБ-измерения близлежащих гидроксильных мегамазеров представляли проблему с этой моделью для компактных компонентов излучения гидроксильных мегамазеров, поскольку они требовали, чтобы очень большая часть инфракрасных фотонов поглощалась гидроксилом и приводила к испусканию мазерного фотона, вызывая столкновительное возбуждение. более правдоподобный насосный механизм.[43] Однако модель мазерного излучения с комковатой мазущей средой, по-видимому, способна воспроизвести наблюдаемые свойства компактного и диффузного гидроксильного излучения.[44] Недавнее подробное исследование показало, что фотоны с длиной волны 53 микрометры являются первичным насосом для мазерного излучения основной линии и применимы ко всем гидроксильным мазерам. Чтобы обеспечить достаточное количество фотонов на этой длине волны, межзвездная пыль, перерабатывающая звездное излучение в инфракрасное излучение, должна иметь температуру не менее 45 ° С. кельвины.[45] Недавние наблюдения с Космический телескоп Спитцера подтверждают эту основную картину, но все еще есть некоторые расхождения между деталями модели и наблюдениями родительских галактик гидроксильных мегамазеров, таких как требуемая пыль непрозрачность для мегамазерного излучения.[32]

Приложения

Гидроксильные мегамазеры встречаются в ядерных областях LIRG и, по-видимому, являются маркером на стадии образование галактик. Поскольку выделение гидроксила не подлежит вымирание к межзвездная пыль в своем хозяине LIRG гидроксильные мазеры могут быть полезными зондами условий, в которых происходит звездообразование в LIRG.[46] В красные смещения с z ~ 2 есть LIRG-подобные галактики более яркими, чем в соседней Вселенной. Наблюдаемая взаимосвязь между светимостью гидроксила и светимостью в дальней инфракрасной области позволяет предположить, что гидроксильные мегамазеры в таких галактиках могут быть в десятки и сотни раз ярче, чем наблюдаемые гидроксильные мегамазеры.[47] Обнаружение гидроксильных мегамазеров в таких галактиках позволило бы точно определить красное смещение и помочь понять звездообразование в этих объектах.[48]

Первое обнаружение Эффект Зеемана в другой галактике был сделан посредством наблюдений гидроксильных мегамазеров.[49] Эффект Зеемана - это расщепление спектральная линия из-за наличия магнитное поле, а размер расщепления линейно пропорциональный к Поле зрения напряженность магнитного поля. Зеемановское расщепление было обнаружено в пяти гидроксильных мегамазерах, и типичная напряженность обнаруженного поля порядка нескольких миллигаусс, аналогична напряженности поля, измеренной в галактических гидроксильных мазерах.[50]

Водные мегамазеры

В то время как гидроксильные мегамазеры кажутся фундаментально отличными в некоторых отношениях от галактических гидроксильных мазеров, водные мегамазеры, похоже, не требуют условий, слишком отличных от галактических водных мазеров. Водные мазеры, более сильные, чем галактические водяные мазеры, некоторые из которых достаточно сильны, чтобы их можно было классифицировать как "мегамазеры", могут быть описаны тем же функция светимости как галактические водные мазеры. Некоторые внегалактические водные мазеры встречаются в областях звездообразования, такие как галактические водные мазеры, в то время как более сильные водные мазеры встречаются в околоядерных областях вокруг. активные галактические ядра (AGN). Их изотропные светимости находятся в диапазоне от одного до нескольких сотен. L☉, и находятся в соседних галактиках, таких как Мессье 51 (0.8 L☉) и более далекие галактики, такие как NGC 4258 (120 L☉).[51]

Характеристики линии и насосный механизм

Мазерное излучение воды наблюдается в основном на частоте 22 ГГц из-за перехода между уровни вращательной энергии в молекуле воды. Верхнее состояние находится при энергии, соответствующей 643 кельвинам относительно основного состояния, и для заселения этого верхнего мазерного уровня требуется концентрация молекулярного водорода порядка 10.8 см−3 или выше и температуры не менее 300 кельвинов. Молекула воды приходит в тепловое равновесие при плотностях молекулярного водорода примерно 1011 см−3, так что это устанавливает верхний предел плотности числа в области образования мазков воды.[52] Эмиссия водных мазеров была успешно смоделирована мазерами, возникающими позади ударные волны распространяется через плотные области в межзвездная среда. Эти толчки создают высокие числовые плотности и температуры (по сравнению с типичными условиями в межзвездной среде), необходимые для мазерного излучения, и успешно объясняют наблюдаемые мазеры.[53]

Приложения

Водные мегамазеры могут использоваться для точного определения расстояний до далеких галактик. Предполагая Кеплеровская орбита, измеряя центростремительное ускорение и скорость водных мазерных пятен дает физический диаметр мазерных пятен. Затем сравнивая физический радиус с угловой диаметр по небу, можно определить расстояние до мазера. Этот метод эффективен с водяными мегамазерами, поскольку они возникают в небольшой области вокруг АЯГ и имеют узкую ширину линии.[54] Этот метод измерения расстояний используется для независимого измерения Постоянная Хаббла это не зависит от использования стандартные свечи. Однако этот метод ограничен небольшим количеством мегамазеров воды, известных на расстояниях в пределах Хаббловский поток.[55] Это измерение расстояния также обеспечивает измерение массы центрального объекта, который в данном случае является огромная черная дыра. Измерение массы черных дыр с помощью водяных мегамазеров является наиболее точным методом определения массы черных дыр в галактиках, отличных от Млечного Пути. Измеренные массы черной дыры согласуются с M-сигма отношение, эмпирическая корреляция между дисперсией скоростей звезд в галактические выпуклости и масса центральной сверхмассивной черной дыры.[56]

Примечания

  1. ^ «Космический мегамазер». www.spacetelescope.org. Получено 26 декабря 2016.
  2. ^ Гриффитс (2005) С. 350–351.
  3. ^ Таунс, Чарльз Х. "Нобелевская лекция Чарльза Х. Таунса 1964 г.". Получено 2010-12-25.
  4. ^ Элицур (1992) С. 56–58.
  5. ^ Ло (2005), стр. 628–629.
  6. ^ Weaver et al. (1965)
  7. ^ Рид и Моран (1981)
  8. ^ Моран (1976)
  9. ^ Элицур (1992), п. 308.
  10. ^ Баан, Вуд и Хашик (1982)
  11. ^ Баан и Хашик (1984)
  12. ^ Элицур (1992), п. 315.
  13. ^ Баан (1993)
  14. ^ Чен, Шань и Гао (2007)
  15. ^ Брац, Джим (4 мая 2010 г.). "Каталог галактик, обнаруженных в H2О мазерное излучение ". Получено 2010-08-20.
  16. ^ а б Ло (2005), п. 668.
  17. ^ «От микроволн до мегамазеров». www.spacetelescope.org. Получено 28 августа 2017.
  18. ^ Баан (1993) С. 80–81.
  19. ^ Элицур (1992) С. 308–310.
  20. ^ Дарлинг и Джованелли (2002), п. 115
  21. ^ Элицур (1992), п. 309.
  22. ^ Андреасян и Аллоин (1994)
  23. ^ Дарлинг и Джованелли (2002) С. 115–116.
  24. ^ а б Бурдюжа и Викулов (1990), п. 86.
  25. ^ Дарлинг и Джованелли (2002), п. 116
  26. ^ Мирабель и Сандерс (1987)
  27. ^ Локетт и Элицур (2008), п. 986.
  28. ^ Дарлинг и Джованелли (2002) С. 117–118.
  29. ^ а б Баан (1989)
  30. ^ Дарлинг и Джованелли (2002) С. 118–120.
  31. ^ Дарлинг и Джованелли (2006)
  32. ^ а б Willett et al. (2011)
  33. ^ Любимая (2007)
  34. ^ а б Randell et al. (1995), п. 660.
  35. ^ а б Баан, Вуд и Хашик (1982), п. L51.
  36. ^ Рид и Моран (1981) С. 247–251.
  37. ^ Баан и Клокнер (2006), п. 559.
  38. ^ Баан (1993) С. 74–76.
  39. ^ Lonsdale et al. (1998)
  40. ^ Diamond et al. (1999)
  41. ^ Parra et al. (2005)
  42. ^ Parra et al. (2005), п. 394.
  43. ^ Lonsdale et al. (1998), стр. L15 – L16.
  44. ^ Локетт и Элицур (2008), п. 985.
  45. ^ Локетт и Элицур (2008), п. 991.
  46. ^ Любимая (2005), п. 217.
  47. ^ Бурдюжа и Комберг (1990)
  48. ^ Ло (2005) С. 656–657.
  49. ^ Робишоу, Кватерт и Хейлс (2008), п. 981.
  50. ^ Робишоу, Кватерт и Хейлс (2008)
  51. ^ Элицур (1992) С. 314–316.
  52. ^ Ло (2005) С. 629–630.
  53. ^ Элицур, Холленбах и Макки (1989)
  54. ^ Herrnstein et al. (1999)
  55. ^ Reid et al. (2009)
  56. ^ Kuo et al. (2011)

Рекомендации