Высокоскоростное облако

Высокоскоростные облака ( HVC ) — это большие скопления газа, обнаруженные по всему галактическому гало Млечного Пути . Их объемные движения в местном эталоне покоя имеют скорости, превышающие 70–90 км с. ⁻¹. Эти облака газа могут быть огромными по размеру, некоторые из них порядка миллионов раз превышают массу Солнца ( ${\begin{smallmatrix}M_{\odot }\end{smallmatrix}}$ ) и покрывают большую часть неба. Их наблюдали в гало Млечного Пути и в других близлежащих галактиках.

HVC важны для понимания галактической эволюции, поскольку они составляют большое количество барионной материи в галактическом гало. Кроме того, когда эти облака падают в диск галактики, они добавляют материал, который может образовывать звезды, в дополнение к разбавленному звездообразующему материалу, уже присутствующему в диске. Этот новый материал помогает поддерживать скорость звездообразования (SFR) в галактике. ^[1]

Происхождение HVC до сих пор остается под вопросом. Ни одна теория не объясняет все HVC в галактике. Однако известно, что некоторые HVC, вероятно, порождены взаимодействиями между Млечным Путем и галактиками-спутниками, такими как Большие и Малые Магеллановы Облака (LMC и SMC соответственно), которые производят хорошо известный комплекс HVC, называемый Магеллановым Потоком . Из-за различных возможных механизмов, которые потенциально могут производить HVC, остается еще много вопросов, касающихся HVC, которые предстоит изучить исследователям.

История наблюдений

В середине 1950-х годов за пределами галактической плоскости впервые были обнаружены плотные карманы газа. Это было весьма примечательно, поскольку модели Млечного Пути показали, что плотность газа уменьшается по мере удаления от плоскости Галактики, что делает это поразительным исключением. Согласно преобладающим галактическим моделям, плотные карманы уже давно должны были рассеяться, что делает само их существование в гало весьма загадочным. В 1956 году было предложено решение, согласно которому плотные карманы стабилизируются горячей газовой короной, окружающей Млечный Путь. Вдохновленный этим предложением, Ян Оорт из Лейденского университета (Нидерланды) предположил, что облака холодного газа можно обнаружить в галактическом гало, далеко от галактической плоскости.

Вскоре, в 1963 году, они были обнаружены по радиоизлучению нейтрального водорода . Они двигались к галактическому диску с очень высокой скоростью по сравнению с другими объектами галактического диска. Первые два облака, которые были обнаружены, были названы Комплекс А и Комплекс С. Из-за их аномальных скоростей эти объекты были названы «высокоскоростными облаками», отличая их как от газа с нормальными местными стандартными скоростями покоя, так и от их более медленных скоростей. движущиеся аналоги, известные как облака промежуточной скорости (IVC). Несколько астрономов предложили гипотезы (которые позже оказались неточными) относительно природы HVC, но их модели еще больше усложнились в начале 1970-х годов открытием Магелланова потока , который ведет себя как цепочка HVC. ^[2]

было завершено исследование северного неба радиоизлучения нейтрального водорода В 1988 году с помощью радиотелескопа Двингелоо в Нидерландах . Благодаря этому исследованию астрономы смогли обнаружить больше HVC.

В 1997 году карта нейтрального водорода Млечного Пути была в основном завершена, что снова позволило астрономам обнаружить больше HVC. В конце 1990-х годов, используя данные Ла-Пальма обсерватории на Канарских островах , космического телескопа Хаббла , а позже и Спектроскопического исследователя дальнего ультрафиолета (FUSE), расстояние до HVC было впервые измерено. Примерно в то же время впервые был измерен химический состав ВВС. было завершено исследование радиоизлучения нейтрального водорода в южном полушарии, Вилла Элиза Кроме того, в 2000 году с использованием радиотелескопа в Аргентине в ходе которого было обнаружено еще больше HVC. ^[2]

Более поздние наблюдения Комплекса C показали, что облако, первоначально считавшееся дефицитным по тяжелым элементам (также известным как низкая металличность ), содержит некоторые участки с более высокой металличностью по сравнению с основной массой облака, что указывает на то, что оно начало смешиваться с другими элементами. газ в ореоле. Используя наблюдения за высокоионизованным кислородом и другими ионами, астрономы смогли показать, что горячий газ в Комплексе C является границей раздела между горячим и холодным газом. ^[2]

Характеристики

Многофазная структура

HVC обычно являются самыми холодными и плотными компонентами галактического гало. Однако само гало тоже имеет многофазную структуру: холодный и плотный нейтральный водород при температуре менее 10°С. ⁴ К, теплый и тепло-горячий газ при температуре от 10 ⁴ К и 10 ⁶ К и горячий ионизированный газ при температуре выше 10 ⁶ К. ^[1] В результате холодные облака, движущиеся через диффузную среду гало, имеют шанс ионизироваться более теплым и горячим газом. Это может создать карман ионизированного газа, окружающий нейтральную внутреннюю часть HVC. Доказательством этого взаимодействия холодного и горячего газа в гало являются наблюдения поглощения OVI.

Расстояние

HVC определяются их соответствующими скоростями, но измерения расстояний позволяют оценить их размер, массу, объемную плотность и даже давление. В Млечном Пути облака обычно располагаются в пределах 2–15 кпк (6,52x10 ³ ly–4,89x10 ⁴ ly) от центра и на z-высотах (расстояниях выше или ниже плоскости Галактики ) в пределах 10 кпк (3,26x10 ⁴ ли). ^[1] Магелланов поток и ведущий рукав находятся на высоте ~55 кпк (1,79x10 ⁵ лет), вблизи Магеллановых Облаков и может простираться примерно до 100–150 кпк (3,26x10 ⁵ ly–4,89x10 ⁵ ли). ^[1] Существует два метода определения расстояния для HVC.

Ограничение прямого расстояния

Лучший метод определения расстояния до HVC предполагает использование звезды с гало известного расстояния в качестве стандарта для сравнения. Мы можем получить информацию о расстоянии, изучая спектр звезды. Если облако расположено перед звездой в гало, линии поглощения будут присутствовать, тогда как если облако находится за звездой, линий поглощения быть не должно. CaII, H, K и/или NaII — это линии двойного поглощения, которые используются в этом методе. Звезды гало, идентифицированные с помощью Слоановского цифрового обзора неба, позволили измерить расстояния почти для всех известных в настоящее время крупных комплексов. ^[1]

Ограничение косвенного расстояния

Методы косвенного ограничения расстояния обычно зависят от теоретических моделей, и для их работы необходимо сделать предположения. Один из косвенных методов включает наблюдения Ha, в которых делается предположение, что эмиссионные линии исходят от ионизирующего излучения галактики, достигающего поверхности облака. Другой метод использует глубокие наблюдения HI в Млечном Пути и/или Местной группе с предположением, что распределение HVC в Местной группе аналогично распределению в Млечном Пути. Эти наблюдения показали, что облака находятся в пределах 80 кпк (2,61x10 ⁵ ly) галактики, а наблюдения Галактики Андромеды установили, что они находятся примерно в 50 кпк (1,63x10 ⁵ ли). ^[1] Для тех HVC, где доступны оба, расстояния, измеренные с помощью излучения Ha, как правило, совпадают с расстояниями, полученными с помощью прямых измерений расстояний. ^[1]

Спектральные особенности

HVC обычно обнаруживаются на радио- и оптических волнах, а для более горячих HVC необходимы ультрафиолетовые и/или рентгеновские наблюдения. Нейтральные водородные облака обнаруживаются по эмиссионной линии длиной 21 см. Наблюдения показали, что HVC могут иметь ионизированную внешнюю поверхность из-за внешнего излучения или движения HVC через среду диффузного гало. Эти ионизированные компоненты можно обнаружить по эмиссионным линиям Ha и даже линиям поглощения в ультрафиолете. Теплый-горячий газ в HVC демонстрирует линии поглощения OVI, SiIV и CIV.

Температура

Большинство HVC имеют ширину спектральных линий, которая указывает на теплую нейтральную среду для HVC при температуре около 9000 Кельвинов. Однако ширина линий многих HVC указывает на то, что они также частично состоят из холодного газа при температуре менее 500 К.

Масса

Оценки пиковой плотности столба ВВК (10 ¹⁹ см ⁻²) и типичные расстояния (1–15 кпк) дают оценку массы HVC в Млечном Пути в диапазоне 7,4x10 ⁷ ${\begin{smallmatrix}M_{\odot }\end{smallmatrix}}$ . ^[1] Если включить Большое Магелланово Облако и Малое Магелланово Облако, то общая масса увеличится еще на 7x10. ⁸ ${\begin{smallmatrix}M_{\odot }\end{smallmatrix}}$ . ^[1]

Размер

Наблюдаемые угловые размеры для ВВК составляют от 10 ³ степени ² вплоть до предела разрешения наблюдений. Обычно наблюдения с высоким разрешением в конечном итоге показывают, что более крупные HVC часто состоят из множества более мелких комплексов. При обнаружении HVC исключительно по излучению HI все HVC в Млечном Пути покрывают около 37% ночного неба. Большинство HVC имеют диаметр от 2 до 15 килопарсеков (кпк). ^[1]

Срок службы

По оценкам, холодные облака, движущиеся через диффузную среду гало, имеют время существования порядка пары сотен миллионов лет без какого-либо механизма поддержки, который предотвращает их рассеивание. ^[1] Время жизни в основном зависит от массы облака, а также от плотности облака, плотности гало и скорости облака. HVC в галактическом гало разрушаются в результате так называемой нестабильности Кельвина-Гельмгольца .Падение облаков может рассеивать энергию, приводящую к неизбежному нагреву среды гало. Многофазная структура газового гало предполагает, что существует непрерывный жизненный цикл разрушения и охлаждения HVC.

Возможные механизмы поддержки

Некоторые возможные механизмы, ответственные за увеличение срока службы HVC, включают наличие магнитного поля , вызывающего экранирующий эффект, и/или присутствие темной материи ; однако убедительных наблюдательных доказательств наличия темной материи в HVC нет. Наиболее приемлемым механизмом является механизм динамического экранирования, который увеличивает время Кельвина-Гельмгольца. Этот процесс работает благодаря тому, что HVC имеет холодную нейтральную внутреннюю часть, защищенную более теплой внешней средой с меньшей плотностью, в результате чего облака HI имеют меньшие относительные скорости по отношению к окружающей среде.

Происхождение

С момента их открытия было предложено несколько возможных моделей, объясняющих происхождение HVC. Однако для наблюдений в Млечном Пути множественность облаков, различные характеристики IVC и существование облаков, которые явно связаны с каннибализированными карликовыми галактиками (т.е. с Магеллановой системой среди других), указывают на то, что HVC, скорее всего, имеют несколько возможных вариантов. происхождение. Этот вывод также подтверждается тем фактом, что большинство симуляций для любой конкретной модели могут учитывать некоторые, но не все, поведения облаков.

Гипотеза Оорта

Ян Оорт разработал модель, объясняющую HVC как газ, оставшийся от раннего формирования галактики. Он предположил, что, если бы этот газ находился на границе гравитационного влияния галактики, в течение миллиардов лет он мог бы быть притянут обратно к галактическому диску и упасть обратно в виде HVC. ^[2] Модель Оорта хорошо объяснила наблюдаемый химический состав галактики. Учитывая изолированную галактику (то есть галактику, в которой отсутствует продолжающаяся ассимиляция газообразного водорода), последующие поколения звезд должны насыщать Межзвездную среду (ISM) более высоким содержанием тяжелых элементов. Однако исследования звезд в окрестностях Солнца показывают примерно одинаковое относительное содержание одних и тех же элементов независимо от возраста звезды; это стало известно как проблема G-карлика . HVC могут объяснить эти наблюдения, представляя собой часть первичного газа, ответственного за постоянное разбавление МЗС. ^[2]

Галактический фонтан

Альтернативная теория основана на том, что газ выбрасывается из галактики и возвращается обратно в виде высокоскоростного газа, который мы наблюдаем. Существует несколько предложенных механизмов, объясняющих, как материал может быть выброшен из галактического диска, но наиболее распространенное объяснение Галактического Фонтана основано на объединении взрывов сверхновых с выбросом больших «пузырей» материала. Поскольку газ выбрасывается из диска галактики, наблюдаемая металличность выброшенного газа должна быть аналогична металличности диска. Хотя это можно исключить для источника HVC, эти выводы могут указывать на Галактический Фонтан как на источник IVC. ^[1]

Аккреция от галактик-спутников

Когда карликовые галактики проходят через гало более крупной галактики, газ, который существует в качестве межзвездной среды карликовой галактики, может быть вырван приливными силами и напорным давлением . ^[1] Доказательства этой модели формирования HVC получены из наблюдений Магелланова потока в гало Млечного Пути. Некоторые отличительные особенности HVC, образовавшихся таким образом, также объясняются моделированием, и большинство HVC в Млечном Пути, которые не связаны с Магеллановым потоком, по-видимому, вообще не связаны с карликовой галактикой . ^[1]

Темная материя

Другая модель, предложенная Дэвидом Эйхлером, сейчас работающим в Университете Бен-Гуриона, а затем Лео Блитцем из Калифорнийского университета в Беркли, предполагает, что облака очень массивны, расположены между галактиками и создаются, когда барионный материал накапливается вблизи концентраций темной материи . ^[2] Гравитационное притяжение между темной материей и газом должно было объяснить способность облаков оставаться стабильными даже на межгалактических расстояниях, где из-за нехватки окружающего материала облака должны рассеиваться довольно быстро. Однако с появлением методов определения расстояний для большинства HVC такая возможность может быть исключена. ^{[ нужна ссылка ]}

Галактическая эволюция

Изучать происхождение и судьбу гало-газа галактики — значит исследовать эволюцию этой галактики. HVC и IVC являются важными особенностями структуры спиральной галактики. Эти облака имеют первостепенное значение при рассмотрении скорости звездообразования в галактике (SFR). Млечный Путь содержит около 5 миллиардов солнечных масс звездообразующего материала внутри своего диска и SFR 1–3. ${\begin{smallmatrix}M_{\odot }\end{smallmatrix}}$ тот ⁻¹. ^[1] Модели галактической химической эволюции показывают, что по крайней мере половина этого количества должна представлять собой постоянно накапливающийся материал с низкой металличностью, чтобы описать текущую наблюдаемую структуру. Без этой аккреции SFR указывают на то, что нынешнего материала звездообразования хватит еще максимум на несколько гигалет (млн лет). ^[1]

Модели притока массы предполагают максимальную скорость прироста 0,4. ${\begin{smallmatrix}M_{\odot }\end{smallmatrix}}$ тот ⁻¹ из ВВК. Эта скорость не соответствует требованиям моделей химической эволюции. Таким образом, существует вероятность того, что Млечный Путь может пройти через низкую точку содержания газа и/или снизить SFR до тех пор, пока не прибудет новый газ. ^[1] Следовательно, при обсуждении HVC в контексте галактической эволюции разговор в основном касается звездообразования и того, как будущее звездное вещество питает галактический диск.

Текущая модель Вселенной, ɅCDM, указывает на то, что галактики имеют тенденцию группироваться и со временем приобретать паутинную структуру. ^[3] Согласно таким моделям, подавляющее большинство барионов, входящих в галактическое гало, делают это вдоль этих космических нитей. 70% притока массы на вириальном радиусе соответствует приходу по космическим нитям в эволюционных моделях Млечного Пути. Учитывая текущие ограничения наблюдений, большинство волокон, питающих Млечный Путь, не видны в HI. Несмотря на это, некоторые газовые облака в гало Галактики имеют меньшую металличность, чем металличность газа, удаленного со спутников, что позволяет предположить, что облака представляют собой первичный материал, вероятно, поступающий по космическим нитям. Газ этого типа, обнаруживаемый на расстоянии около 160 000 световых лет (50 кпк), в основном становится частью горячего гало, охлаждается и конденсируется и падает в галактический диск, где участвует в звездообразовании. ^[1]

Механические механизмы обратной связи, истечения газа, вызванные сверхновыми или активными ядрами галактик, также являются ключевыми элементами в понимании происхождения газа гало спиральной галактики и HVC внутри. Рентгеновские и гамма-наблюдения в Млечном Пути указывают на вероятность того, что некоторая обратная связь с центральным двигателем произошла за последние 10–15 мегалет (млн лет). Более того, как описано в «Происхождении», феномен «галактического фонтана» по всему диску также имеет решающее значение для понимания эволюции Млечного Пути. Материалы, выброшенные в течение жизни галактики, помогают описать данные наблюдений (в первую очередь наблюдаемое содержание металличности), одновременно обеспечивая источники обратной связи для будущего звездообразования. ^[1]

Также подробно описано в разделе «Происхождение»: аккреция спутников играет роль в эволюции галактики. Предполагается, что большинство галактик возникли в результате слияния более мелких предшественников, и этот процесс продолжается на протяжении всей жизни галактики. ^[2] В течение следующих 10 миллиардов лет другие галактики-спутники сольются с Млечным Путем, что обязательно окажет существенное влияние на структуру Млечного Пути и направит его будущую эволюцию. ^[2]

Спиральные галактики имеют обильные источники потенциального материала для звездообразования, но как долго галактики смогут непрерывно использовать эти ресурсы, остается под вопросом. Будущее поколение наблюдательных инструментов и вычислительных возможностей прольет свет на некоторые технические детали прошлого и будущего Млечного Пути, а также на то, какую роль HVC играют в его эволюции. ^[1]

Примеры HVC

Северное полушарие

В Северном полушарии мы находим несколько крупных HVC, но ничего порядка Магеллановой системы (обсуждается ниже). Комплексы A и C были первыми обнаруженными HVC и впервые наблюдались в 1963 году. ^[2] Было обнаружено, что в обоих этих облаках наблюдается дефицит тяжелых элементов , их концентрация составляет 10–30% от солнечной. ^[1] Их низкая металличность, кажется, служит доказательством того, что HVC действительно приносят «свежий» газ. По оценкам, комплекс C приносит 0,1–0,2 ${\begin{smallmatrix}M_{\odot }\end{smallmatrix}}$ нового материала каждый год, тогда как Комплекс А приносит примерно половину этой суммы. Этот свежий газ составляет около 10–20% от общего количества, необходимого для правильного разбавления галактического газа, достаточного для учета химического состава звезд. ^[2]

Комплекс С

Комплекс C, один из наиболее хорошо изученных HVC, находится на расстоянии не менее 14 000 св. лет (около 4 кпк) от плоскости Галактики , но не более чем на 45 000 св. лет (около 14 кпк) . ^[2] Следует также отметить, что в Комплексе C содержится около 1/50 азота, содержащегося на Солнце . ^[2] Наблюдения за звездами большой массы показывают, что они производят меньше азота по сравнению с другими тяжелыми элементами, чем звезды малой массы. Это означает, что тяжелые элементы в Комплексе C могут происходить от звезд большой массы. Известно, что самые ранние звезды были звездами с большей массой, поэтому Комплекс C выглядит своего рода окаменелостью, образовавшейся за пределами галактики и состоящей из газа древней Вселенной. Однако более недавнее исследование другой области Комплекса C обнаружило, что металличность в два раза выше, чем сообщалось первоначально. ^[2] Эти измерения заставили ученых поверить, что Комплекс C начал смешиваться с другими, более молодыми, расположенными поблизости газовыми облаками.

Комплекс А

Комплекс А расположен на расстоянии 25 000–30 000 световых лет (8–9 кпк) в галактическом гало . ^[2]

Южное полушарие

В Южном полушарии наиболее известные HVC связаны с Магеллановой системой , которая состоит из двух основных компонентов: Магелланова потока и Ведущего рукава. Оба они состоят из газа, выделенного из Большого и Малого Магеллановых Облаков (БМО и ММО). Половина газа затормозилась и теперь отстает от облаков на их орбитах (это составляющая потока). Другая половина газа (компонент ведущего рукава) была ускорена и вытянута перед галактиками на их орбите. Магелланова система находится на расстоянии около 180 000 световых лет (55 кпк) от галактического диска, хотя кончик Магелланова потока может простираться на расстояние до 300 000–500 000 световых лет (100–150 кпк). ^[1] Считается, что вся система вносит вклад как минимум 3x10 ⁸ ${\begin{smallmatrix}M_{\odot }\end{smallmatrix}}$ HI в гало Галактики, около 30–50% массы HI Млечного Пути . ^[1]

Магелланов поток

рассматривается Магелланов поток как «длинная непрерывная структура с четко выраженным градиентом скорости и плотности столбов ». ^[1] Предполагается, что скорость на кончике Магелланова потока составит +300 км/с в системе отсчета Галактического стандарта покоя (GSR). ^[1] Считается, что потоковые облака имеют более низкое давление, чем другие HVC, поскольку они расположены в области, где среда галактического гало находится дальше и имеет гораздо меньшую плотность. FUSE обнаружил высокоионизированный кислород , смешанный с Магеллановым потоком. Это говорит о том, что поток должен быть заключен в горячий газ.

Ведущая рука

Ведущий рукав — это не один непрерывный поток, а скорее совокупность множества облаков, обнаруженных в регионе, предшествующем Магеллановым облакам. Считается, что в системе GSR его скорость составляет -300 км/с. ^[1] Один из HVC в ведущем плече имеет состав, очень похожий на SMC. Кажется, это подтверждает идею о том, что газ, из которого он состоит, был вырван из галактики и ускорен перед ней с помощью приливных сил , которые разрывают галактики-спутники и ассимилируют их с Млечным Путем.

Облако Смита

Облако Смита — еще один хорошо изученный HVC, обнаруженный в Южном полушарии, расположенный в созвездии Орла .

См. также

Ссылки

^ Перейти обратно: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж ^г ^час ^я ^дж ^к ^л ^м ^н ^тот ^п ^д ^р ^с ^т ^в ^v ^В ^х ^и ^С М. Е. Путман; Дж. Э. Пик; Г-н Юнг (сентябрь 2012 г.). «Газообразные гало галактик». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 50 : 491–529. arXiv : 1207.4837 . Бибкод : 2012ApJ...460..914В . doi : 10.1146/annurev-astro-081811-125612 . S2CID 119195745 .
^ Перейти обратно: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж ^г ^час ^я ^дж ^к ^л ^м ^н Барт П. Ваккер; Филипп Рихтер (январь 2004 г.). «Наша растущая, дышащая галактика». Научный американец . 290 (1): 38–47. Бибкод : 2004SciAm.290a..38W . doi : 10.1038/scientificamerican0104-38 . ПМИД 14682037 .
^ Андрей Владимирович Кравцов (1999). «Эволюция кластеризации гало-ореолов и смещения в модели CDM». Международный симпозиум по астрофизическим исследованиям и научному образованию . 257 : 257. Бибкод : 1999arse.conf..257K .

Дальнейшее чтение

Высокоскоростные облака.
Барт П. Ваккер и Хьюго ван Вурден,
Ежегодный обзор астрономии и астрофизики,
Том. 35, страницы 217–266; Сентябрь 1997 года.
Подтвержденное местоположение высокоскоростного облака «Цепочка А» в галактическом гало.
Хьюго ван Вурден, Ульрих Дж. Шварц, Рейнье Ф. Пелетье, Барт П. Ваккер и Питер М.В. Калберла,
Природа, Том. 400, страницы 138–141; 8 июля 1999 г.
arXiv: arXiv : astro-ph/9907107
Аккреция низкометалличного газа Млечным Путем.
Барт П. Ваккер, Дж. Крис Хоук, Блэр Д. Сэвидж, Хьюго ван Вурден, Стив Л. Тафт, Ульрих Дж. Шварц, Роберт Бенджамин, Рональд Дж. Рейнольдс, Рейнье Ф. Пелетье и Питер М. В. Калберла,
Природа, Том. 402, № 6760; страницы 388–390; 25 ноября 1999 г.
Формирование и эволюция Млечного Пути.
Кристина Кьяппини,
американский учёный,
Том. 89, № 6, страницы 506–515;
Ноябрь – декабрь 2001 г.
Спектроскопическое исследование молекулярного водорода в облаках средней скорости в гало Млечного Пути в дальнем ультрафиолетовом диапазоне.
П. Рихтер, Б. П. Ваккер, Б. Д. Сэвидж и К. Р. Сембах,
Астрофизический журнал, Том. 586, № 1, стр. 230–248; 20 марта 2003 г.
arXiv: arXiv : astro-ph/0211356
Высокоионизированный высокоскоростной газ в окрестностях Галактики.
К. Р. Сембах, Б. П. Ваккер, Б. Д. Сэвидж, П. Рихтер, М. Мид, Дж. М. Шулл, Э. Б. Дженкинс, Г. Зоннеборн и Х. В. Моос,
Серия приложений к астрофизическому журналу, Vol. 146, № 1, стр. 165–208; Май 2003 года.
arXiv: arXiv : astro-ph/0207562
Комплекс C: облако с низкой металличностью и высокой скоростью, погружающееся в Млечный Путь.
Тодд М. Трипп, Барт П. Уоккер, Эдвард Б. Дженкинс, К.В. Бауэрс, А.С. Дэнкс, РФ Грин, С.Р. Хип, К.Л. Джозеф, М.Э. Кайзер, Б.Е. Вудгейт,
Астрономический журнал, том 125, выпуск 6, стр. 3122–3144; Июнь 2003 года.
ДОИ: дои : 10.1086/374995
Библиографический код: Bibcode : 2003AJ....125.3122T

[Putman-1] Перейти обратно: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж ^г ^час ^я ^дж ^к ^л ^м ^н ^тот ^п ^д ^р ^с ^т ^в ^v ^В ^х ^и ^С М. Е. Путман; Дж. Э. Пик; Г-н Юнг (сентябрь 2012 г.). «Газообразные гало галактик». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 50 : 491–529. arXiv : 1207.4837 . Бибкод : 2012ApJ...460..914В . doi : 10.1146/annurev-astro-081811-125612 . S2CID 119195745 .

[Wakker_Richter-2] Перейти обратно: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж ^г ^час ^я ^дж ^к ^л ^м ^н Барт П. Ваккер; Филипп Рихтер (январь 2004 г.). «Наша растущая, дышащая галактика». Научный американец . 290 (1): 38–47. Бибкод : 2004SciAm.290a..38W . doi : 10.1038/scientificamerican0104-38 . ПМИД 14682037 .

[Kravtsov-3] Андрей Владимирович Кравцов (1999). «Эволюция кластеризации гало-ореолов и смещения в модели CDM». Международный симпозиум по астрофизическим исследованиям и научному образованию . 257 : 257. Бибкод : 1999arse.conf..257K .

[1]

[2]

[3]