Nube de alta velocidad

Las nubes de alta velocidad ( HVC ) son grandes acumulaciones de gas con un movimiento inusualmente rápido en relación con su entorno. Se pueden encontrar en todo el halo galáctico de la Vía Láctea . Sus movimientos globales en el estándar de reposo local tienen velocidades que se miden superiores a 70–90 km s ⁻¹ . Estas nubes de gas pueden ser masivas en tamaño, algunas del orden de millones de veces la masa del Sol ( ${\begin{smallmatrix}M_{\odot }\end{smallmatrix}}$ ), y cubren grandes porciones del cielo. Se han observado en el halo de la Vía Láctea y dentro de otras galaxias cercanas.

Las HVC son importantes para comprender la evolución galáctica porque representan una gran cantidad de materia bariónica en el halo galáctico. Además, a medida que estas nubes caen en el disco de la galaxia, añaden material que puede formar estrellas, sumándose al material diluido formador de estrellas ya presente en el disco. Este nuevo material ayuda a mantener la tasa de formación estelar (SFR) de la galaxia. ^{[ 1 ]}

El origen de los HVC sigue siendo objeto de debate. Ninguna teoría explica todos los HVC de la galaxia. Sin embargo, se sabe que algunos HVC probablemente se originan por interacciones entre la Vía Láctea y galaxias satélite, como las Nubes de Magallanes (LMC y SMC, respectivamente), que producen un conocido complejo de HVC denominado Corriente Magallánica . Debido a los diversos mecanismos posibles que podrían generar HVC, aún quedan muchas incógnitas por resolver para los investigadores.

Historial de observación

A mediados de la década de 1950, se descubrieron por primera vez densas bolsas de gas fuera del plano galáctico. Esto fue bastante notable, ya que los modelos de la Vía Láctea mostraban que la densidad del gas disminuía con la distancia al plano galáctico, lo que lo convertía en una excepción sorprendente. Según los modelos galácticos predominantes, estas densas bolsas deberían haberse disipado hace mucho tiempo, lo que hacía que su existencia en el halo resultara bastante desconcertante. En 1956, se propuso que estas densas bolsas se estabilizaban mediante una corona gaseosa caliente que rodea la Vía Láctea. Inspirado por esta propuesta, Jan Oort , de la Universidad de Leiden, Países Bajos, planteó la posibilidad de encontrar nubes de gas frío en el halo galáctico, lejos del plano galáctico.

Pronto fueron localizadas, en 1963, mediante la emisión de radio de hidrógeno neutro . Viajaban hacia el disco galáctico a una velocidad muy alta en relación con otras entidades en el disco galáctico. Las dos primeras nubes que se localizaron se denominaron Complejo A y Complejo C. Debido a sus velocidades anómalas, estos objetos fueron denominados "nubes de alta velocidad", distinguiéndolas tanto del gas con velocidades de reposo estándar locales normales como de sus contrapartes de movimiento más lento conocidas como nubes de velocidad intermedia (CVI). Varios astrónomos propusieron hipótesis (que posteriormente resultaron ser inexactas) sobre la naturaleza de las CVI, pero sus modelos se complicaron aún más a principios de la década de 1970 con el descubrimiento de la Corriente Magallánica , que se comporta como una cadena de CVI. ^{[ 2 ]}

En 1988, se completó un estudio del cielo del norte de las emisiones de radio de hidrógeno neutro ^{[ 3 ]} utilizando el radiotelescopio Dwingeloo en los Países Bajos . A partir de este estudio, los astrónomos pudieron detectar más HVC.

En 1997, se completó en gran medida un mapa del hidrógeno neutro de la Vía Láctea, lo que permitió a los astrónomos detectar más HVC. A finales de la década de 1990, utilizando datos del Observatorio de La Palma en las Islas Canarias , el Telescopio Espacial Hubble y, posteriormente, el Explorador Espectroscópico Ultravioleta Lejano (FUSE), se midió por primera vez la distancia a un HVC. Casi al mismo tiempo, se midió por primera vez la composición química de los HVC. Además, en el año 2000, se completó un estudio del hemisferio sur de las emisiones de radio de hidrógeno neutro utilizando el radiotelescopio Villa Elisa en Argentina , desde el cual se descubrieron aún más HVC. ^[²^]

Observaciones posteriores del Complejo C mostraron que la nube, que originalmente se creía deficiente en elementos pesados (también conocida como de baja metalicidad ), contiene algunas secciones con una metalicidad mayor en comparación con el resto de la nube, lo que indica que ha comenzado a mezclarse con otros gases en el halo. Mediante observaciones de oxígeno altamente ionizado y otros iones, los astrónomos pudieron demostrar que el gas caliente en el Complejo C es una interfaz entre gas caliente y frío. ^{[ 2 ]}

Características

Estructura multifásica

Las HVC son típicamente los componentes más fríos y densos del halo galáctico. Sin embargo, el halo en sí también tiene una estructura multifásica: hidrógeno neutro frío y denso a temperaturas inferiores a 10⁴ ^K , gas cálido y caliente a temperaturas entre 10⁴ ^K y 10⁶ ^K , y gas ionizado caliente a temperaturas superiores a 10⁶ ^K. [ ^{1 ] Como} resultado, las nubes frías que se mueven a través del medio difuso del halo tienen la posibilidad de ionizarse por el gas más cálido y caliente. Esto puede crear una bolsa de gas ionizado que rodea un interior neutro en una HVC. La evidencia de esta interacción de gas frío-caliente en el halo proviene de la observación de la absorción OVI.

Distancia

Las HVC se definen por sus respectivas velocidades, pero las mediciones de distancia permiten estimar su tamaño, masa, densidad de volumen e incluso presión. En la Vía Láctea, las nubes se ubican típicamente entre 2 y 15 kpc (6,52 × 10 ³ ly–4,89 × 10 ⁴ ly) del centro, y a alturas z (distancias por encima o por debajo del plano galáctico ) dentro de 10 kpc (3,26 × 10 ⁴ ly). ^{[ 1 ]} La Corriente Magallánica y el Brazo Principal están a ~55 kpc (1,79 × 10 ⁵ ly), cerca de las Nubes de Magallanes , y pueden extenderse hasta unos 100–150 kpc (3,26 × 10 ⁵ ly–4,89 × 10 ⁵ ly). ^{[ 1 ]} Hay dos métodos de determinación de distancia para las HVC.

Restricción de distancia directa

El mejor método para determinar la distancia a un complejo de alta velocidad (HVC) consiste en utilizar una estrella del halo de distancia conocida como estándar de comparación. Podemos obtener información sobre la distancia estudiando el espectro de la estrella. Si una nube se encuentra delante de la estrella del halo, aparecerán líneas de absorción; si la nube está detrás, no deberían aparecer. Las líneas de absorción dobles que se utilizan en esta técnica son CaII, H, K y/o NaII. Las estrellas del halo identificadas mediante el Sloan Digital Sky Survey han permitido medir la distancia a casi todos los grandes complejos conocidos hasta la fecha. ^{[ 1 ]}

Restricción de distancia indirecta

Los métodos de restricción de distancia indirecta suelen depender de modelos teóricos y requieren ciertas suposiciones para su correcto funcionamiento. Un método indirecto implica observaciones de Hα, donde se asume que las líneas de emisión provienen de la radiación ionizante de la galaxia, que alcanza la superficie de la nube. Otro método utiliza observaciones profundas de HI en la Vía Láctea y/o el Grupo Local, asumiendo que la distribución de HVC en el Grupo Local es similar a la de la Vía Láctea. Estas observaciones sitúan las nubes a menos de 80 kpc (2,61 × 10⁵ ^años luz) de la galaxia, mientras que las observaciones de la Galaxia de Andrómeda las sitúan a aproximadamente 50 kpc (1,63 × 10⁵ ^años luz). ^{[ 1 ]} Para aquellas HVC donde se dispone de ambos métodos, las distancias medidas mediante la emisión de Hα tienden a coincidir con las obtenidas mediante mediciones directas. ^{[ 1 ]}

Características espectrales

Las nubes de hidrógeno neutro (HVC) se detectan típicamente en longitudes de onda de radio y ópticas, y para las HVC más calientes, se requieren observaciones ultravioleta y/o de rayos X. Estas nubes se detectan mediante la línea de emisión de 21 cm. Las observaciones han demostrado que las HVC pueden tener superficies exteriores ionizadas debido a la radiación externa o al movimiento de la HVC a través de un medio de halo difuso. Estos componentes ionizados se pueden detectar mediante líneas de emisión Hα e incluso líneas de absorción en el ultravioleta. El gas caliente en las HVC presenta líneas de absorción OVI, SiIV y CIV.

Temperatura

La mayoría de las HVC muestran anchos de línea espectral que indican un medio cálido y neutro para HVC a unos 9000 Kelvin. Sin embargo, muchas HVC tienen anchos de línea que indican que también están compuestas parcialmente de gas frío a menos de 500 K.

Masa

Las estimaciones sobre la densidad de columna máxima de HVC (10 ¹⁹ cm ⁻² ) y las distancias típicas (1–15 kpc) dan como resultado una estimación de masa de HVC en la Vía Láctea en el rango de 7,4 × 10 ⁷ ${\begin{smallmatrix}M_{\odot }\end{smallmatrix}}$ . ^{[ 1 ]} Si se incluyen la Gran Nube de Magallanes y la Pequeña Nube de Magallanes, la masa total aumentaría en otros 7 × 10 ⁸ ${\begin{smallmatrix}M_{\odot }\end{smallmatrix}}$ . ^{[ 1 ]}

Tamaño

Los tamaños angulares observados para los HVC varían desde 10 ³ grados ² hasta el límite de resolución de las observaciones. Por lo general, las observaciones de alta resolución muestran que los HVC más grandes suelen estar compuestos por muchos complejos más pequeños. Al detectar HVC únicamente mediante la emisión de HI, todos los HVC de la Vía Láctea cubren aproximadamente el 37 % del cielo nocturno. La mayoría de los HVC tienen un diámetro de entre 2 y 15 kiloparsecs (kpc). ^{[ 1 ]}

vidas

Se estima que las nubes frías que se mueven a través de un medio de halo difuso tienen un tiempo de supervivencia del orden de un par de cientos de millones de años sin algún tipo de mecanismo de soporte que impida su disipación. ^{[ 1 ]} La vida útil depende principalmente de la masa de la nube, pero también de la densidad de la nube, la densidad del halo y la velocidad de la nube. Las HVC en el halo galáctico se destruyen a través de lo que se denomina inestabilidad de Kelvin-Helmholtz . La caída de nubes puede disipar energía, lo que lleva al calentamiento inevitable del medio del halo. La estructura multifásica del halo gaseoso sugiere que existe un ciclo de vida continuo de destrucción y enfriamiento de las HVC.

Posibles mecanismos de apoyo

Algunos posibles mecanismos responsables del aumento de la vida útil de una nube de hidrógeno volátil (HVC) incluyen la presencia de un campo magnético que induce un efecto de apantallamiento y/o la presencia de materia oscura ; sin embargo, no existe evidencia observacional sólida de materia oscura en las HVC. El mecanismo más aceptado es el de apantallamiento dinámico, que aumenta el tiempo de Kelvin-Helmholtz. Este proceso se produce debido a que la HVC posee un interior neutro frío apantallado por un exterior más cálido y de menor densidad, lo que provoca que las nubes de HI tengan velocidades relativas menores con respecto a su entorno.

Orígenes

Desde su descubrimiento, se han propuesto varios modelos para explicar el origen de las nubes hipercristalinas (HVC). Sin embargo, las observaciones en la Vía Láctea, la multiplicidad de nubes, las características distintivas de las nubes hipercristalinas y la existencia de nubes claramente asociadas con galaxias enanas canibalizadas (como el sistema de Magallanes, entre otras) sugieren que las HVC probablemente tengan varios orígenes posibles. Esta conclusión se ve reforzada por el hecho de que la mayoría de las simulaciones de cualquier modelo pueden explicar algunos comportamientos de las nubes, pero no todos.

La hipótesis de Oort

Jan Oort desarrolló un modelo para explicar las HVC como gas remanente de la formación temprana de la galaxia. Teorizó que si este gas se encontraba en el borde de la influencia gravitacional de la galaxia, a lo largo de miles de millones de años podría ser arrastrado de vuelta hacia el disco galáctico y volver a caer en forma de HVC. ^{[ 2 ]} El modelo de Oort explicaba bien la composición química observada de la galaxia. Dada una galaxia aislada (es decir, una sin asimilación continua de gas hidrógeno), las sucesivas generaciones de estrellas deberían infundir al medio interestelar (ISM) mayores abundancias de elementos pesados. Sin embargo, los exámenes de estrellas en la vecindad solar muestran aproximadamente las mismas abundancias relativas de los mismos elementos, independientemente de la edad de la estrella; esto se conoce como el problema de las enanas G. Las HVC podrían explicar estas observaciones al representar una porción del gas primordial responsable de diluir continuamente el ISM. ^{[ 2 ]}

Fuente galáctica

Una teoría alternativa se centra en la expulsión de gas de la galaxia y su posterior recaída como el gas de alta velocidad que observamos. Existen varios mecanismos propuestos para explicar cómo se puede expulsar material del disco galáctico, pero la explicación más extendida de la Fuente Galáctica se centra en la acumulación de explosiones de supernovas para expulsar grandes "burbujas" de material. Dado que se expulsa gas del disco de la galaxia, la metalicidad observada del gas expulsado debería ser similar a la del disco. Si bien esto puede descartarse para la fuente de las HVC, estas conclusiones podrían indicar que la Fuente Galáctica es la fuente de las IVC. ^{[ 1 ]}

Acreción procedente de galaxias satélite

Cuando las galaxias enanas atraviesan el halo de una galaxia más grande, el gas que constituye el medio interestelar de la galaxia enana puede ser arrancado por fuerzas de marea y presión dinámica . ^{[ 1 ]} La evidencia de este modelo de formación de HVC proviene de observaciones de la Corriente de Magallanes en el halo de la Vía Láctea. Las características distintivas de los HVC formados de esta manera también se explican mediante simulaciones, y la mayoría de los HVC en la Vía Láctea que no están asociados con la Corriente de Magallanes no parecen estar asociados en absoluto con una galaxia enana . ^{[ 1 ]}

materia oscura

Otro modelo, propuesto por David Eichler, actualmente en la Universidad Ben Gurion, y posteriormente por Leo Blitz de la Universidad de California en Berkeley, supone que las nubes son muy masivas, se ubican entre galaxias y se crean cuando el material bariónico se acumula cerca de concentraciones de materia oscura . ^{[ 2 ]} La atracción gravitatoria entre la materia oscura y el gas pretendía explicar la capacidad de las nubes para permanecer estables incluso a distancias intergalácticas, donde la escasez de material ambiental debería provocar que las nubes se disiparan con bastante rapidez. Sin embargo, con la llegada de las determinaciones de distancia para la mayoría de las HVC, esta posibilidad puede descartarse.

Evolución galáctica

Investigar el origen y el destino del gas del halo de una galaxia es investigar la evolución de dicha galaxia. Las nubes de alta y baja velocidad (HVC e IVC) son características significativas de la estructura de una galaxia espiral . Estas nubes son de suma importancia al considerar la tasa de formación estelar (SFR) de una galaxia. La Vía Láctea tiene aproximadamente 5 mil millones de masas solares de material formador de estrellas dentro de su disco y una SFR de 1–3 ${\begin{smallmatrix}M_{\odot }\end{smallmatrix}}$ yr ⁻¹ . ^{[ 1 ]} Los modelos de evolución química galáctica encuentran que al menos la mitad de esta cantidad debe ser material de baja metalicidad acrecentado continuamente para describir la estructura observable actual. Sin esta acreción, las tasas de formación estelar indican que el material de formación estelar actual solo durará unos pocos gigaaños (Gyr) más como máximo. ^{[ 1 ]}

Los modelos de entrada de masa establecen una tasa de acreción máxima de 0,4. ${\begin{smallmatrix}M_{\odot }\end{smallmatrix}}$ año⁻¹ de HVC. Esta tasa no cumple con lo que exigen los modelos de evolución química. Por lo tanto, es posible que la Vía Láctea atraviese un punto bajo en contenido de gas y/o disminuya su tasa de formación estelar hasta que llegue más gas. ^[^{1 ] En} consecuencia, al hablar de HVC en el contexto de la evolución galáctica, la conversación se centra principalmente en la formación estelar y cómo el futuro material estelar alimenta el disco galáctico.

El modelo actual del universo, ɅCDM, indica que las galaxias tienden a agruparse y a adquirir una estructura reticular con el tiempo. ^{[ 4 ]} Según estos modelos, la gran mayoría de los bariones que entran en un halo galáctico lo hacen a lo largo de estos filamentos cósmicos. El 70 % del flujo de masa en el radio virial es consistente con la entrada a lo largo de filamentos cósmicos en los modelos evolutivos de la Vía Láctea. Dadas las limitaciones observacionales actuales, la mayoría de los filamentos que alimentan la Vía Láctea no son visibles en HI. A pesar de esto, algunas nubes de gas dentro del halo de la Galaxia tienen metalicidades más bajas que las del gas arrancado de satélites, lo que sugiere que las nubes son material primordial que probablemente fluye a lo largo de los filamentos cósmicos. El gas de este tipo, detectable hasta ~160 000 años luz (50 kpc), se convierte en gran medida en parte del halo caliente, se enfría y condensa, y cae en el disco galáctico para servir en la formación estelar. ^{[ 1 ]}

Los mecanismos de retroalimentación mecánica, como las eyecciones de gas impulsadas por supernovas o núcleos galácticos activos, son elementos clave para comprender el origen del gas del halo de una galaxia espiral y las HVC (composiciones de alto volumen) en su interior. Las observaciones de rayos X y rayos gamma en la Vía Láctea indican la probabilidad de que se haya producido algún tipo de retroalimentación del motor central en los últimos 10-15 megaaños (Myr). Además, como se describe en «orígenes», el fenómeno de la «fuente galáctica» que abarca todo el disco es igualmente crucial para reconstruir la evolución de la Vía Láctea. Los materiales eyectados durante la vida de una galaxia ayudan a describir los datos observacionales (principalmente el contenido de metalicidad observado) y proporcionan fuentes de retroalimentación para la formación estelar futura. ^{[ 1 ]}

Como se detalla en la sección "orígenes", la acreción de galaxias satélite desempeña un papel en la evolución de una galaxia. Se supone que la mayoría de las galaxias son el resultado de la fusión de precursores más pequeños, y este proceso continúa a lo largo de la vida de la galaxia. ^{[ 2 ]} En los próximos 10 mil millones de años, más galaxias satélite se fusionarán con la Vía Láctea, lo que sin duda impactará significativamente su estructura y dirigirá su evolución futura. ^{[ 2 ]}

Las galaxias espirales poseen abundantes fuentes de material potencial para la formación estelar, pero aún se desconoce cuánto tiempo podrán aprovechar continuamente estos recursos. Una futura generación de herramientas de observación y capacidades computacionales arrojará luz sobre algunos detalles técnicos del pasado y el futuro de la Vía Láctea, así como sobre el papel que desempeñan los HVC en su evolución. ^{[ 1 ]}

Ejemplos de HVC

Hemisferio Norte

En el hemisferio norte , encontramos varias nubes de vapor de hidrógeno (HVC) grandes, aunque ninguna del orden del sistema de Magallanes (que se analiza más adelante). Los complejos A y C fueron las primeras HVC descubiertas y se observaron por primera vez en 1963. ^{[ 2 ]} Se ha descubierto que ambas nubes son deficientes en elementos pesados , mostrando una concentración que es del 10 al 30 % de la del Sol. ^{[ 1 ]} Su baja metalicidad parece servir como prueba de que las HVC sí traen gas "fresco". Se ha estimado que el complejo C trae entre 0,1 y 0,2 ${\begin{smallmatrix}M_{\odot }\end{smallmatrix}}$ de material nuevo cada año, mientras que el Complejo A aporta aproximadamente la mitad de esa cantidad. Este gas fresco representa entre el 10 y el 20 % del total necesario para diluir adecuadamente el gas galáctico lo suficiente como para explicar la composición química de las estrellas. ^{[ 2 ]}

Complejo C

El Complejo C, uno de los HVC más estudiados, se encuentra a una distancia de al menos 14 000 años luz (unos 4 kpc), pero no más de 45 000 años luz (unos 14 kpc) por encima del plano galáctico . ^{[ 2 ]} Cabe señalar también que se ha observado que el Complejo C tiene aproximadamente 1/50 del contenido de nitrógeno que contiene el Sol . ^{[ 2 ]} Las observaciones de estrellas de alta masa indican que producen menos nitrógeno, en comparación con otros elementos pesados, que las estrellas de baja masa. Esto implica que los elementos pesados del Complejo C podrían provenir de estrellas de alta masa. Se sabe que las primeras estrellas fueron de mayor masa, por lo que el Complejo C parece ser una especie de fósil, formado fuera de la galaxia y compuesto de gas del universo antiguo. Sin embargo, un estudio más reciente de otra área del Complejo C ha encontrado una metalicidad dos veces mayor que la reportada originalmente. ^{[ 2 ]} Estas mediciones han llevado a los científicos a creer que el Complejo C ha comenzado a mezclarse con otras nubes de gas cercanas más jóvenes.

Complejo A

El complejo A se encuentra a 25.000–30.000 años luz (8–9 kpc) de distancia en el halo galáctico . ^{[ 2 ]}

hemisferio sur

En el hemisferio sur , las HVC más prominentes están asociadas con el sistema magallánico , que tiene dos componentes principales: la Corriente Magallánica y el Brazo Principal. Ambos están formados por gas que fue arrancado de las Nubes de Magallanes Grande y Pequeña (LMC y SMC). La mitad del gas se desaceleró y ahora se encuentra rezagada con respecto a las nubes en sus órbitas (este es el componente de la corriente). La otra mitad del gas (el componente del brazo principal) se aceleró y se colocó delante de las galaxias en su órbita. El sistema magallánico se encuentra a unos 180 000 años luz (55 kpc) del disco galáctico, aunque la punta de la Corriente Magallánica puede extenderse hasta 300 000–500 000 años luz (100–150 kpc). ^[¹^]^Se cree que todo el sistema contribuye con al menos 3 × 10⁸ ${\begin{smallmatrix}M_{\odot }\end{smallmatrix}}$ de HI al halo galáctico, aproximadamente entre el 30 y el 50 % de la masa de HI de la Vía Láctea . ^{[ 1 ]}

Corriente de Magallanes

La Corriente Magallánica se considera una “estructura larga y continua con un gradiente de velocidad y densidad de columna bien definido”. ^{[ 1 ]} Se hipotetiza que la velocidad en la punta de la Corriente Magallánica es de +300 km/s en el marco del estándar de reposo galáctico (GSR). ^{[ 1 ]} Se cree que las nubes de la corriente tienen una presión menor que otras HVC porque residen en un área donde el medio del halo galáctico está más distante y tiene una densidad mucho menor. FUSE encontró oxígeno altamente ionizado mezclado con la Corriente Magallánica. Esto sugiere que la corriente debe estar incrustada en gas caliente.

Brazo principal

El Brazo Principal no es una corriente continua, sino una asociación de múltiples nubes que se encuentran en la región que precede a las Nubes de Magallanes. Se cree que tiene una velocidad de −300 km/s en el marco GSR. ^{[ 1 ]} Una de las HVC en el Brazo Principal muestra una composición muy similar a la de la Pequeña Nube de Magallanes (SMC). Esto parece respaldar la idea de que el gas que la compone fue arrancado de la galaxia y acelerado frente a ella por fuerzas de marea que separan galaxias satélite y las asimilan a la Vía Láctea.

Nube de Smith

La Nube de Smith es otro HVC bien estudiado que se encuentra en el hemisferio sur, ubicado en la constelación de Aquila .

Véase también

Referencias

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↑ Andrey V. Kravtsov (1999). "Evolución del agrupamiento halo-halo y el sesgo en un modelo ɅCDM". Simposio internacional sobre investigación astrofísica y educación científica . 257 : 257. Bibcode : 1999arse.conf..257K .

Lecturas adicionales

Nubes de alta velocidad.
Bart P. Wakker y Hugo van Woerden,
Revista Anual de Astronomía y Astrofísica,
Vol. 35, páginas 217–266; septiembre de 1997.
Ubicación confirmada en el halo galáctico para la nube de alta velocidad "Cadena A".
Hugo van Woerden, Ulrich J. Schwarz, Reynier F. Peletier, Bart P. Wakker y Peter MW Kalberla,
Nature, vol. 400, páginas 138–141; 8 de julio de 1999.
arXiv: arXiv : astro-ph/9907107
Acumulación de gas de baja metalicidad por la Vía Láctea.
Bart P. Wakker, J. Chris Howk, Blair D. Savage, Hugo van Woerden, Steve L. Tufte, Ulrich J. Schwarz, Robert Benjamin, Ronald J. Reynolds, Reynier F. Peletier y Peter MW Kalberla,
Nature, vol. 402, n.º 6760; páginas 388–390; 25 de noviembre de 1999.
La formación y evolución de la Vía Láctea.
Cristina Chiappini,
Científico estadounidense,
Vol. 89, No. 6, páginas 506–515;
Noviembre-diciembre de 2001.
Estudio espectroscópico en el ultravioleta lejano del hidrógeno molecular en nubes de velocidad intermedia en el halo de la Vía Láctea.
P. Richter, BP Wakker, BD Savage y KR Sembach,
Revista Astrofísica, vol. 586, n.º 1, páginas 230-248; 20 de marzo de 2003.
arXiv: arXiv : astro-ph/0211356
Gas altamente ionizado y de alta velocidad en las proximidades de la galaxia.
KR Sembach, BP Wakker, BD Savage, P. Richter, M. Meade, JM Shull, EB Jenkins, G. Sonneborn y HW Moos,
Serie de suplementos de la revista Astrophysical Journal, vol. 146, n.º 1, páginas 165-208; mayo de 2003.
arXiv: arXiv : astro-ph/0207562
Complejo C: Una nube de baja metalicidad y alta velocidad que se precipita hacia la Vía Láctea.
Todd M. Tripp, Bart P. Wakker, Edward B. Jenkins, CW Bowers, AC Danks, RF Green, SR Heap, CL Joseph, ME Kaiser, BE Woodgate,
The Astronomical Journal, Volumen 125, Número 6, págs. 3122–3144; junio de 2003.
DOI: doi : 10.1086/374995
Código bibliográfico: Bibcode : 2003AJ....125.3122T

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