Экстремальное соотношение масс, инспиральное - Extreme mass ratio inspiral - Wikipedia

Художественное впечатление о пространстве-времени, созданном сверхмощным вдохом.

В астрофизика, экстремальное отношение масс в спиральном направлении (EMRI) - это орбита относительно легкого объекта вокруг гораздо более тяжелого (в 10 000 раз и более) объекта, который постепенно затухает из-за излучения гравитационные волны. Такие системы, вероятно, будут найдены в центрах галактики, где звездная масса компактные объекты, Такие как звездные черные дыры и нейтронные звезды, может быть найден на орбите огромная черная дыра.[1] В случае черной дыры на орбите вокруг другой черной дыры это экстремальное соотношение масс. бинарная черная дыра. Термин EMRI иногда используется как сокращение для обозначения излучаемой гравитационной волны, а также самой орбиты.

Основная причина научного интереса к ЭМРТ заключается в том, что они являются одним из самых многообещающих источников гравитационно-волновая астрономия использование будущих космических детекторов, таких как Космическая антенна лазерного интерферометра (ЛИЗА).[2] Если такие сигналы будут успешно обнаружены, они позволят точно измерить массу и угловой момент центрального объекта, что, в свою очередь, даст важные данные для моделей формирования и эволюции сверхмассивных черных дыр.[3] Более того, сигнал гравитационной волны предоставляет подробную карту геометрии пространства-времени, окружающей центральный объект, что позволяет проводить беспрецедентные проверки предсказаний общая теория относительности в режиме сильной гравитации.[4]

Обзор

Научный потенциал

Характеристическая деформация сигналов EMRI в зависимости от частоты. Они лежат в чувствительной полосе для таких космических детекторов, как ЛИЗА или eLISA, но вне диапазона для наземных детекторов, таких как продвинутый LIGO (аЛИГО) или временные матрицы пульсаров такой как Европейская синхронизирующая матрица пульсаров (EPTA).[5]

В случае успешного обнаружения сигнал гравитационной волны от ЭМРТ будет нести множество астрофизических данных. ЭМРТ развиваются медленно и совершают много (~ 10 000) циклов, прежде чем в конечном итоге исчезнут.[6] Следовательно, сигнал гравитационной волны кодирует точную карту пространство-время геометрия сверхмассивной черной дыры.[7] Следовательно, сигнал можно использовать в качестве точной проверки предсказаний общая теория относительности в режиме сильной гравитации; режим, в котором общая теория относительности полностью не проверена. В частности, можно с высокой точностью проверить гипотезу о том, что центральный объект действительно является сверхмассивной черной дырой, измерив квадрупольный момент гравитационного поля с точностью до долей процента.[1]

Кроме того, каждое наблюдение за системой EMRI позволит точно определить параметры системы, включая:[8]

  • В масса и угловой момент центрального объекта с точностью до 1 к 10 000. Собрав статистику массы и углового момента большого числа сверхмассивных черных дыр, можно будет ответить на вопросы об их образовании. Если угловой момент сверхмассивных черных дыр велик, то они, вероятно, приобрели большую часть своей массы, проглатывая газ из своей аккреционный диск. Умеренные значения углового момента указывают на то, что объект, скорее всего, образован в результате слияния нескольких более мелких объектов с аналогичной массой, в то время как низкие значения указывают на то, что масса выросла за счет поглощения более мелких объектов, прибывающих со случайных направлений.[1]
  • Масса орбитального объекта с точностью до 1 к 10 000. Население этих масс может дать интересные сведения о населении компактных объектов в ядрах галактик.[1]
  • В эксцентриситет (1 из 10 000) и (косинус) склонность (1 из 100-1000) орбиты. Статистика значений, касающихся формы и ориентации орбиты, содержит информацию об истории формирования этих объектов. (Видеть раздел Формирование ниже.)[1]
  • В расстояние яркости (5 в 100) и положение (с точностью до 10−3 стерадиан ) системы. Поскольку форма сигнала кодирует другие параметры системы, мы знаем, насколько сильным был сигнал, когда он был излучен. Следовательно, можно сделать вывод о расстоянии до системы по наблюдаемой мощности сигнала (поскольку она уменьшается с пройденным расстоянием). В отличие от других средств определения расстояний порядка нескольких миллиардов световых лет, определение полностью автономно и не зависит от космическая дистанционная лестница. Если система может быть согласована с оптическим аналогом, это обеспечивает полностью независимый способ определения Параметр Хаббла на космических расстояниях.[1]
  • Проверка справедливости гипотезы Керра. Эта гипотеза утверждает, что все черные дыры вращающиеся черные дыры из Керр или же Керр – Ньюман типы.[9]

Формирование

В настоящее время считается, что центры большинства (больших) галактик состоят из огромная черная дыра из 106 до 109 солнечные массы (M☉ ) в окружении кластера из 107 до 108 звезды может быть 10 световых лет поперек, называемый ядром.[3] Орбиты объектов вокруг центральной сверхмассивной черной дыры постоянно нарушаются из-за взаимодействия двух тел с другими объектами в ядре, изменяя форму орбиты. Иногда объект может пройти достаточно близко к центральной сверхмассивной черной дыре, чтобы по ее орбите образовалось большое количество гравитационные волны, существенно влияя на орбиту. При определенных условиях такая орбита может стать EMRI.[3]

Чтобы стать EMRI, обратная реакция от излучения гравитационных волн должна быть доминирующей поправкой на орбиту (по сравнению, например, с взаимодействиями двух тел). Для этого требуется, чтобы орбитальные объекты проходили очень близко к центральной сверхмассивной черной дыре. Следствием этого является то, что вдохновляющий объект не может быть большой тяжелой звездой, потому что он будет разорван на части. приливные силы.[3]

Однако, если объект пройдет слишком близко к центральной сверхмассивной черной дыре, он совершит прямой прыжок через горизонт событий. Это вызовет кратковременный мощный всплеск гравитационного излучения, который будет трудно обнаружить с помощью запланированных в настоящее время обсерваторий.[nb 1] Следовательно, создание EMRI требует точного баланса между объектами, проходящими слишком близко и слишком далеко от центральной сверхмассивной черной дыры. В настоящее время по лучшим оценкам типичная сверхмассивная черная дыра размером 106 M☉, будет регистрировать EMRI каждые 106 до 108 годы. Это делает маловероятным наблюдение такого события в нашем Млечном Пути. Однако космическая обсерватория гравитационных волн, такая как LISA, сможет обнаруживать EMRI-события на космологических расстояниях, что приведет к ожидаемой частоте обнаружения где-то от нескольких до нескольких тысяч в год.[1]

Созданные таким образом инспираторы с экстремальным соотношением масс имеют очень большие размеры. эксцентриситет (е > 0,9999). Начальные орбиты с высоким эксцентриситетом также могут быть источником гравитационных волн, излучающих короткие всплески, когда компактный объект проходит через перицентр. Эти сигналы гравитационных волн известны как всплески с экстремальным отношением масс.[10] Поскольку орбита сжимается из-за излучения гравитационных волн, она становится более круглой. Когда он уменьшился настолько, чтобы гравитационные волны стали сильными и частыми, чтобы их можно было постоянно обнаруживать с помощью LISA, эксцентриситет обычно будет около 0,7. Поскольку ожидается, что распределение объектов в ядре будет приблизительно сферически-симметричным, не ожидается никакой корреляции между начальной плоскостью спирали и вращением центральных сверхмассивных черных дыр.[1]

В 2011 году было обнаружено серьезное препятствие для формирования EMRI.[11] «Барьер Шварцшильда» - это верхний предел эксцентриситета орбит вблизи сверхмассивной черной дыры. Гравитационное рассеяние вызывается крутящими моментами из-за слегка асимметричного распределения массы в ядре («резонансная релаксация»), что приводит к случайная прогулка в эксцентриситете каждой звезды.[12] Когда ее эксцентриситет становится достаточно большим, орбита начинает претерпевать изменения. релятивистская прецессия, и эффективность крутящих моментов гасится. При каждом значении большой полуоси существует критический эксцентриситет, при котором звезды «отражаются» обратно к более низким эксцентриситетам. Проникновение через барьер может произойти, но скорость производства ЭМРТ намного ниже, чем можно было бы ожидать при отсутствии барьера.[11] Оценки скорости EMRI, сделанные до 2011 г.[1] проигнорировал этот эффект.[3]

Однако два года спустя стало ясно, что роль спина центральной сверхмассивной черной дыры в этом вопросе может иметь решающее значение. В течение долгого времени считалось, что любой EMRI, исходящий дальше определенного критического радиуса примерно в одну сотую парсека, будет либо рассеян от орбиты захвата, либо прямо погрузится в сверхмассивную черную дыру на чрезвычайно радиальной орбите. Эти события приведут к одному или нескольким всплескам, но не к последовательному набору из тысяч из них. Действительно, с учетом спина [13]Доказано, что эти орбиты захвата не опускаются, а накапливают тысячи циклов в полосе детектора. Поскольку ими движет расслабление двух тел, которое носит хаотический характер, они игнорируют барьер Шварцшильда и не блокируются. Более того, поскольку они возникают в основной части звездного распределения, скорости больше. Кроме того, из-за большего эксцентриситета они громче, что увеличивает объем обнаружения. Поэтому ожидается, что EMRIs возникают на этих расстояниях и что они доминируют по скорости, в отличие от EMRIs, исходящих из сотых долей парсека, которые заблокированы.

Альтернативы

Известны несколько альтернативных способов производства спиралей с экстремальным соотношением масс. Одна из возможностей заключается в том, чтобы центральная сверхмассивная черная дыра захватила проходящий объект, который не привязан к ней. Однако окно, в котором объект проходит достаточно близко к центральной черной дыре, чтобы его можно было захватить, но достаточно далеко, чтобы избежать прямого погружения в нее, чрезвычайно мало, поэтому маловероятно, что такое событие значительно повлияет на ожидаемую частоту событий.[1]

Другая возможность присутствует, если компактный объект находится в связанной двоичной системе с другим объектом. Если такая система проходит достаточно близко к центральной сверхмассивной черной дыре, она разделяется приливными силами, выбрасывая один из объектов из ядра с высокой скоростью, в то время как другой захватывается центральной черной дырой с относительно высокой вероятностью превращения. ЭМРТ. Если более 1% компактных объектов в ядре находится в двойных системах, этот процесс может конкурировать со «стандартной» картиной, описанной выше. EMRI, полученные с помощью этого процесса, обычно имеют низкий эксцентриситет и становятся почти круглыми к тому времени, когда их обнаруживает LISA.[1]

Третий вариант: гигантская звезда проходит достаточно близко к центральной массивной черной дыре, чтобы внешние слои были снесены приливными силами, после чего оставшееся ядро ​​может стать EMRI. Однако неясно, достаточно ли сильна связь между ядром и внешними слоями гигантских звезд для того, чтобы раздувание оказало достаточно значительное влияние на орбиту ядра.[1]

Наконец, сверхмассивные черные дыры часто сопровождаются аккреционный диск материи, движущейся по спирали к черной дыре. Если этот диск содержит достаточно вещества, нестабильность может схлопнуться с образованием новых звезд. Если они достаточно массивные, они могут схлопнуться, образуя компактные объекты, которые автоматически движутся по траектории, чтобы стать EMRI. Созданные таким образом спирали с экстремальным соотношением масс характеризуются тем, что их орбитальная плоскость сильно коррелирует с плоскостью аккреционного диска и вращением сверхмассивной черной дыры.[1]

На спиралях с промежуточным соотношением масс

Помимо звездные черные дыры и сверхмассивные черные дыры предполагается, что третий класс черные дыры средней массы с массой от 102 и 104 M☉ тоже существует.[3] Один из возможных способов их образования - серия столкновений звезд в молодом звездном скоплении. Если такое скопление образуется в пределах тысячи световых лет от ядра галактики, оно опустится к центру из-за динамического трения. Как только звезды достаточно близко, они уносятся приливными силами, и черная дыра промежуточной массы может продолжить движение по спирали к центральной сверхмассивной черной дыре. Такая система с массовым отношением около 1000 известна как промежуточное соотношение масс на спирали (IMRI). Существует много неопределенностей в ожидаемой частоте таких событий, но некоторые расчеты показывают, что LISA может обнаруживать до нескольких десятков таких событий в год. Если эти события действительно произойдут, они приведут к чрезвычайно сильному сигналу гравитационной волны, который можно легко обнаружить.[1]

Другой возможный путь для промежуточного отношения масс на спирали - это черная дыра промежуточной массы в шаровое скопление захватить компактный объект звездной массы с помощью одного из описанных выше процессов. Поскольку центральный объект намного меньше, эти системы будут производить гравитационные волны с гораздо более высокой частотой, что открывает возможность их обнаружения с помощью следующего поколения наземных обсерваторий, таких как Расширенный LIGO и Продвинутая ДЕВА. Хотя частота событий для этих систем крайне неопределенна, некоторые расчеты показывают, что Advanced LIGO может видеть несколько из них в год.[14]

Моделирование

Диаграмма, показывающая взаимосвязь между различными подходами к моделированию спиралей с экстремальным соотношением масс.

Хотя самую сильную гравитационную волну с помощью ЭМРТ можно легко отличить от инструментального шума детектора гравитационных волн, большинство сигналов будет глубоко скрыто в инструментальном шуме. Однако, поскольку EMRI будет проходить через множество циклов гравитационных волн (~ 105) перед тем, как совершить погружение в центральную сверхмассивную черную дыру, все еще должна быть возможность извлечь сигнал с помощью согласованная фильтрация. В этом процессе наблюдаемый сигнал сравнивается с шаблоном ожидаемого сигнала, усиливая компоненты, аналогичные теоретическому шаблону. Чтобы быть эффективным, это требует точных теоретических предсказаний волновых форм гравитационных волн, создаваемых экстремальным отношением масс на спирали. Это, в свою очередь, требует точного моделирования траектории EMRI.[1]

Уравнения движения в общая теория относительности общеизвестно, что их сложно решить аналитически. Следовательно, нужно использовать какую-то схему аппроксимации. Спирали с экстремальным соотношением масс хорошо подходят для этого, поскольку масса компактного объекта намного меньше, чем масса центральной сверхмассивной черной дыры. Это позволяет игнорировать его или лечить пертурбативно.[15]

Проблемы с традиционными подходами к бинарному моделированию

Постньютоновское расширение

Основная статья: постньютоновское расширение

Один из распространенных подходов состоит в том, чтобы расширить уравнения движения объекта с точки зрения его скорость разделенный на скорость света, v/c. Это приближение очень эффективно, если скорость очень мала, но становится довольно неточным, если v/c становится больше примерно 0,3. Для двойных систем сравнимой массы этот предел не достигается до последних нескольких циклов орбиты. EMRI, однако, проводят свои последние от тысячи до миллиона циклов в этом режиме, что делает постньютоновское расширение неподходящим инструментом.[1]

Численная теория относительности

Основная статья: числовая теория относительности

Другой подход - полностью решить уравнения движения численно. Нелинейный характер теории делает это очень сложным, но значительный успех был достигнут в численном моделировании заключительной фазы спирали двойных систем сравнимой массы. Большое количество циклов EMRI делает чисто численный подход непомерно дорогим с точки зрения вычислительного времени.[1]

Гравитационная сила собственной личности

Большое значение отношения масс в EMRI открывает еще один путь для приближения: расширение на единицу по отношению масс. В нулевом порядке путь более светлого объекта будет геодезический в Керровское пространство-время порожденный сверхмассивной черной дырой. Поправки, обусловленные конечной массой более легкого объекта, затем могут быть включены по порядку в соотношение масс в качестве действующей силы на объект. Эта эффективная сила известна как гравитационная собственная сила.[1]

За последнее десятилетие или около того был достигнут значительный прогресс в вычислении гравитационной силы собственного тела для ЭМРТ. Имеются числовые коды для расчета гравитационной силы самодействия на любой связанной орбите вокруг невращающейся (Шварцшильд ) черная дыра.[16] И значительный прогресс был достигнут в вычислении силы гравитации вокруг вращающейся черной дыры.[17]

Примечания

  1. ^ LISA будет иметь небольшой шанс обнаружить такие сигналы, если они исходят от наших Млечный Путь.[1]

Рекомендации

  1. ^ а б c d е ж грамм час я j k л м п о п q р s Амаро-Сеоан, По; Гейр, Джонатан Р .; Фрайтаг, Марк; Миллер, М. Коулман; Мандель, Илья; Катлер, Курт Дж .; Бабак, Станислав (2007). «Вдохновляющие вещества с промежуточным и экстремальным соотношением масс - астрофизика, научные приложения и обнаружение с использованием LISA». Классическая и квантовая гравитация. 24 (17): R113 – R169. arXiv:Astro-ph / 0703495. Bibcode:2007CQGra..24R.113A. Дои:10.1088 / 0264-9381 / 24/17 / R01. S2CID  37683679.
  2. ^ Амаро-Сеоан, По; Аудия, Софиан; Бабак, Станислав; Бинетрюи, Пьер; Берти, Эмануэле; Бохе, Алехандро; Каприни, Кьяра; Колпи, Моника; Корниш, Нил Дж; Данцманн, Карстен; Дюфо, Жан-Франсуа; Гейр, Джонатан; Дженнрих, Оливер; Джетцер, Филипп; Кляйн, Антуан; Ланг, Райан Н; Лобо, Альберто; Литтенберг, Тайсон; Маквильямс, Шон Т; Nelemans, Gijs; Петито, Антуан; Портер, Эдвард К; Schutz, Bernard F; Сесана, Альберто; Стеббинс, Робин; Самнер, Тим; Валлиснери, Микеле; Витале, Стефано; Волонтери, Марта; Уорд, Генри (21 июня 2012 г.). "Низкочастотная гравитационно-волновая наука с eLISA / NGO". Классическая и квантовая гравитация. 29 (12): 124016. arXiv:1202.0839. Bibcode:2012CQGra..29l4016A. Дои:10.1088/0264-9381/29/12/124016. S2CID  54822413.
  3. ^ а б c d е ж Мерритт, Дэвид (2013). Динамика и эволюция ядер галактик.. Принстон, штат Нью-Джерси: Princeton University Press. ISBN  9781400846122.
  4. ^ Гейр, Джонатан; Валлиснери, Микеле; Ларсон, Шейн Л .; Бейкер, Джон Г. (2013). «Проверка общей теории относительности с помощью низкочастотных космических детекторов гравитационных волн». Живые обзоры в теории относительности. 16 (1): 7. arXiv:1212.5575. Bibcode:2013LRR .... 16 .... 7G. Дои:10.12942 / lrr-2013-7. ЧВК  5255528. PMID  28163624.
  5. ^ Мур, Кристофер; Коул, Роберт; Берри, Кристофер (19 июля 2013 г.). «Детекторы и источники гравитационных волн». Получено 14 апреля 2014.
  6. ^ Глампедакис, Костас (7 августа 2005 г.). «Инспирали с экстремальным соотношением масс: уникальный зонд LISA для изучения гравитации черной дыры». Классическая и квантовая гравитация. 22 (15): S605 – S659. arXiv:gr-qc / 0509024. Bibcode:2005CQGra..22S.605G. Дои:10.1088/0264-9381/22/15/004. S2CID  27304014.
  7. ^ Гейр, Дж. Р. (13 декабря 2008 г.). «Симфония черной дыры: исследование новой физики с помощью гравитационных волн». Философские труды Королевского общества A: математические, физические и инженерные науки. 366 (1884): 4365–4379. Bibcode:2008RSPTA.366.4365G. Дои:10.1098 / rsta.2008.0170. PMID  18812300. S2CID  2869235.
  8. ^ Барак, Леор; Катлер, Курт (2004). «Источники захвата LISA: приблизительные формы сигналов, отношения сигнал / шум и точность оценки параметров». Физический обзор D. 69 (8): 082005. arXiv:gr-qc / 0310125. Bibcode:2004ПхРвД..69х2005Б. Дои:10.1103 / PhysRevD.69.082005. S2CID  21565397.
  9. ^ Грейс Мейсон-Джарретт, «Отображение пространства-времени вокруг сверхмассивных черных дыр» Вещи, которых мы не знаем, 1 июля 2014 г.
  10. ^ Berry, C. P. L .; Гейр, Дж. Р. (12 декабря 2012 г.). «Наблюдение за массивной черной дырой Галактики со всплесками гравитационных волн». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 429 (1): 589–612. arXiv:1210.2778. Bibcode:2013МНРАС.429..589Б. Дои:10.1093 / мнрас / стс360. S2CID  118944979.
  11. ^ а б Мерритт, Дэвид; Александр, Таль; Миккола, Сеппо; Уилл, Клиффорд (август 2011 г.). «Звездная динамика спиралей с экстремальной массой». Физический обзор D. 84 (4): 044024. arXiv:1102.3180. Bibcode:2011ПхРвД..84д4024М. Дои:10.1103 / PhysRevD.84.044024. S2CID  119186938.
  12. ^ Хопман, Хлодвиг; Александр, Таль (10 июля 2006 г.). «Резонансная релаксация около массивной черной дыры: распределение звезд и источники гравитационных волн». Астрофизический журнал. 645 (2): 1152–1163. arXiv:Astro-ph / 0601161. Bibcode:2006ApJ ... 645.1152H. Дои:10.1086/504400. S2CID  6867371.
  13. ^ Амаро-Сеоан, По; Сопуэрта, Карлос Ф .; Фрайтаг, Марк Д. (2013). «Роль сверхмассивного спина черной дыры в оценке частоты событий EMRI». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 429 (4): 3155–3165. arXiv:1205.4713. Bibcode:2013МНРАС.429.3155А. Дои:10.1093 / мнрас / стс572. S2CID  119305660.
  14. ^ Мандель, Илья; Браун, Дункан А .; Гейр, Джонатан Р .; Миллер, М. Коулман (2008). «Скорости и характеристики вдохновляющих веществ с промежуточным соотношением масс, обнаруживаемых усовершенствованным LIGO». Астрофизический журнал. 681 (2): 1431–1447. arXiv:0705.0285. Bibcode:2008ApJ ... 681.1431M. Дои:10.1086/588246. S2CID  10664239.
  15. ^ Барак, Леор (7 ноября 2009 г.). «Гравитационная сила самодействия в спиралях с экстремальным соотношением масс». Классическая и квантовая гравитация. 26 (21): 213001. arXiv:0908.1664. Bibcode:2009CQGra..26u3001B. Дои:10.1088/0264-9381/26/21/213001. S2CID  13881512.
  16. ^ Барак, Леор; Саго, Норичика (2007). «Гравитационная сила самодействия на частицу на круговой орбите вокруг черной дыры Шварцшильда». Физический обзор D. 75 (6): 064021. arXiv:gr-qc / 0701069. Bibcode:2007ПхРвД..75ф4021Б. Дои:10.1103 / PhysRevD.75.064021. S2CID  119404834.Барак, Леор; Саго, Норичика (2010). «Гравитационная сила самодействия на частицу на эксцентрической орбите вокруг черной дыры Шварцшильда». Физический обзор D. 81 (8): 084021. arXiv:1002.2386. Bibcode:2010ПхРвД..81х4021Б. Дои:10.1103 / PhysRevD.81.084021. S2CID  119108413.
  17. ^ Уорбертон, Нильс; Барак, Леор (2011). «Самостоятельная сила на скалярном заряде в пространстве-времени Керра: эксцентричные экваториальные орбиты». Физический обзор D. 83 (12): 124038. arXiv:1103.0287. Bibcode:2011PhRvD..83l4038W. Дои:10.1103 / PhysRevD.83.124038. S2CID  119187059.Уорбертон, Нильс; Барак, Леор (2010). «Самостоятельная сила на скалярном заряде в пространстве-времени Керра: круговые экваториальные орбиты». Физический обзор D. 81 (8): 084039. arXiv:1003.1860. Bibcode:2010ПхРвД..81х4039Вт. Дои:10.1103 / PhysRevD.81.084039. S2CID  119115725.

дальнейшее чтение

  • Амаро-Сеоан, По; Гейр, Джонатан; Фрайтаг, Марк; Миллер, М. Коулман; Мандель, Илья; Катлер, Курт; Бабак, Станислав (2007). «Вдохновляющие устройства с промежуточным и экстремальным соотношением масс - астрофизика, научные приложения и обнаружение с использованием LISA». Классическая и квантовая гравитация. 24 (17): R113 – R169. arXiv:Astro-ph / 0703495. Bibcode:2007CQGra..24R.113A. Дои:10.1088 / 0264-9381 / 24/17 / R01. S2CID  37683679.
  • Миллер, М. Коулман; Александр, Таль; Амаро-Сеоан, По; Барт, Аарон Дж .; Катлер, Курт; Гейр, Джонатан Р .; Хопман, Хлодвиг; Мерритт, Дэвид; Финни, Э. Стерл; Ричстон, Дуглас О. (2010). «Исследование звездной динамики в ядрах галактик». Десятилетний обзор Astro2010. 2010: 209. arXiv:0903.0285. Bibcode:2009astro2010S.209M.
  • Хопман, Хлодвиг (2006). «Астрофизика экстремальных соотношений масс в спиральных источниках». Материалы конференции AIP. 873: 241–249. arXiv:Astro-ph / 0608460. Bibcode:2006AIPC..873..241H. Дои:10.1063/1.2405050. S2CID  118444237.

внешняя ссылка