Las nubes de alta velocidad ( HVC ) son grandes colecciones de gas que se encuentran en todo el halo galáctico de la Vía Láctea . Sus movimientos de masa en el estándar local de reposo tienen velocidades que se miden en exceso de 70 a 90 km s −1 . Estas nubes de gas pueden tener un tamaño masivo, algunas del orden de millones de veces la masa del Sol () y cubren grandes porciones del cielo. Se han observado en el halo de la Vía Láctea y dentro de otras galaxias cercanas.
Los 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, agregan material que puede formar estrellas además del material de formación de estrellas diluido que ya está presente en el disco. Este nuevo material ayuda a mantener la tasa de formación de estrellas (SFR) de la galaxia. [1]
Los orígenes de las HVC aún están en duda. Ninguna teoría explica todos los HVC de la galaxia. Sin embargo, se sabe que algunas HVC probablemente se generen por interacciones entre la Vía Láctea y las galaxias satélites, como las Nubes de Magallanes Grandes y Pequeñas (LMC y SMC, respectivamente) que producen un conocido complejo de HVC llamado Corriente de Magallanes . Debido a los diversos mecanismos posibles que podrían producir HVC, todavía hay muchas preguntas en torno a las HVC para que los investigadores las estudien.
Historia de la 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 porque los modelos de la Vía Láctea mostraron que la densidad del gas disminuía con la distancia desde el plano galáctico, lo que lo convierte en una sorprendente excepción. Según los modelos galácticos predominantes, las densas bolsas deberían haberse disipado hace mucho tiempo, lo que hace que su existencia en el halo sea bastante desconcertante. En 1956 se propuso la solución de que las bolsas densas fueran estabilizadas por una corona gaseosa caliente que rodea la Vía Láctea. Inspirado por esta propuesta, Jan Oort , de la Universidad de Leiden, Holanda, propuso que podrían encontrarse nubes de gas frío en el halo galáctico, lejos del plano galáctico.
Pronto se localizaron, en 1963, a través de su 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 se denominaron "nubes de alta velocidad", distinguiéndolos tanto del gas en el estándar local normal de velocidades de reposo como de sus velocidades más lentas. contrapartes en movimiento conocidas como nubes de velocidad intermedia (IVC). Varios astrónomos propusieron hipótesis (que luego resultaron ser inexactas) con respecto a la naturaleza de los HVC, pero sus modelos se complicaron aún más a principios de la década de 1970 por el descubrimiento de la Corriente de Magallanes , que se comporta como una cadena de HVC. [2]
En 1988, se completó un estudio del cielo septentrional de las emisiones de radio de hidrógeno neutro utilizando el radiotelescopio Dwingeloo en los Países Bajos . A partir de esta encuesta, los astrónomos pudieron detectar más HVC.
En 1997, se completó en gran parte un mapa del hidrógeno neutro de la Vía Láctea, lo que nuevamente 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, más tarde, 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 2000, se completó un estudio del hemisferio sur de las emisiones de radio de hidrógeno neutro utilizando el radiotelescopio de Villa Elisa en Argentina a partir del cual se descubrieron aún más HVC. [2]
Observaciones posteriores del Complejo C mostraron que la nube, que originalmente se pensó que era deficiente en elementos pesados (también conocida como baja metalicidad ), contiene algunas secciones con una metalicidad más alta en comparación con la mayor parte de la nube, lo que indica que ha comenzado a mezclarse con otras. gas en el halo. Usando observaciones de oxígeno altamente ionizado y otros iones, los astrónomos pudieron demostrar que el gas caliente en el Complejo C es una interfaz entre el gas caliente y el frío. [2]
Caracteristicas
Estructura multifase
Los 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 10 4 K, gas cálido y cálido-caliente a temperaturas entre 10 4 K y 10 6 K, y gas ionizado caliente a temperaturas mayores. de 10 6 K. [1] Como resultado, las nubes frías que se mueven a través del medio de halo difuso tienen la posibilidad de ser ionizadas por el gas cada vez más caliente. Esto puede crear una bolsa de gas ionizado que rodea un interior neutro en un HVC. La evidencia de esta interacción de gas frío-caliente en el halo proviene de la observación de la absorción de OVI.
Distancia
Los 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 (6.52x10 3 ly-4.89x10 4 ly), y en alturas z (distancias por encima o por debajo del plano galáctico ) dentro de 10 kpc (3.26x10 4 ly). [1] La Corriente de Magallanes y el Brazo Principal están a ~ 55 kpc (1.79x10 5 ly), cerca de las Nubes de Magallanes , y pueden extenderse hasta aproximadamente 100-150 kpc (3.26x10 5 ly – 4.89x10 5 ly). [1] Hay dos métodos de determinación de la distancia para HVC.
Restricción de distancia directa
El mejor método para determinar la distancia a un HVC implica el uso de una estrella de halo de distancia conocida como estándar para la comparación. Podemos extraer información sobre la distancia estudiando el espectro de la estrella. Si una nube está ubicada frente a la estrella del halo, habrá líneas de absorción, mientras que si la nube está detrás de la estrella, no debería haber líneas de absorción. CaII, H, K y / o NaII son las líneas de doble absorción que se utilizan en esta técnica. Las estrellas de halo que han sido identificadas a través del Sloan Digital Sky Survey han llevado a mediciones de distancia para casi todos los grandes complejos actualmente conocidos. [1]
Restricción de distancia indirecta
Los métodos de restricción de distancia indirecta generalmente dependen de modelos teóricos y se deben hacer suposiciones para que funcionen. Un método indirecto involucra observaciones de Hα, donde se asume que las líneas de emisión provienen de la radiación ionizante de la galaxia, que llega a la superficie de la nube. Otro método utiliza observaciones profundas de HI en la Vía Láctea y / o Grupo Local con el supuesto de que la distribución de HVC en el Grupo Local es similar a la de la Vía Láctea. Estas observaciones sitúan las nubes a 80 kpc (2,61x10 5 ly) de la galaxia, y las observaciones de la galaxia de Andrómeda las sitúan en aproximadamente 50 kpc (1,63x10 5 ly). [1] Para aquellos HVC donde ambos están disponibles, las distancias medidas a través de la emisión de Hα tienden a coincidir con las encontradas a través de las mediciones de distancias directas. [1]
Características espectrales
Los HVC se detectan típicamente en las longitudes de onda ópticas y de radio, y para HVC más calientes, se necesitan observaciones ultravioleta y / o de rayos X. Las nubes de hidrógeno neutro se detectan a través de la línea de emisión de 21 cm. Las observaciones han demostrado que los HVC pueden tener exteriores ionizados debido a la radiación externa o al movimiento del HVC a través de un medio de halo difuso. Estos componentes ionizados se pueden detectar a través de líneas de emisión de Hα e incluso líneas de absorción en el ultravioleta. El gas caliente-caliente en HVC exhibe líneas de absorción OVI, SiIV y CIV.
Temperatura
La mayoría de los HVC muestran anchos de línea espectrales que son indicativos de un medio cálido y neutro para HVC a aproximadamente 9000 Kelvin. Sin embargo, muchos HVC tienen anchos de línea que indican que también están compuestos en parte 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) arrojan una estimación de masa de HVC en la Vía Láctea en el rango de 7,4x10 7 . [1] Si se incluyen la Gran Nube de Magallanes y la Pequeña Nube de Magallanes, la masa total aumentaría en otros 7x10 8 . [1]
Tamaño
Tamaños angulares observado para CHV van desde 10 3 grados 2 hasta el límite de resolución de las observaciones. Por lo general, las observaciones de alta resolución finalmente muestran que los HVC más grandes a menudo se componen de muchos complejos más pequeños. Cuando se detectan HVC únicamente a través de la emisión de HI, todos los HVC de la Vía Láctea cubren aproximadamente el 37% del cielo nocturno. La mayoría de los HVC tienen entre 2 y 15 kilo parsecs (kpc) de ancho. [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 evite que se disipen. [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. Los HVC en el halo galáctico se destruyen a través de lo que se llama inestabilidad de Kelvin-Helmholtz . La caída de las nubes puede disipar energía y provocar el inevitable calentamiento del medio halo. La estructura multifase del halo gaseoso sugiere que existe un ciclo de vida continuo de destrucción y enfriamiento de HVC.
Posibles mecanismos de apoyo
Algunos posibles mecanismos responsables de aumentar la vida útil de una HVC incluyen la presencia de un campo magnético que induce un efecto de blindaje y / o la presencia de materia oscura ; sin embargo, no hay evidencia de observación sólida para la materia oscura en los HVC. El mecanismo más aceptado es el de blindaje dinámico, que aumenta el tiempo de Kelvin-Helmholtz. Este proceso funciona debido a que el HVC tiene un interior frío neutro protegido por un exterior más cálido y de menor densidad, lo que hace que las nubes HI tengan velocidades relativas más pequeñas con respecto a su entorno.
Orígenes
Desde su descubrimiento, se han propuesto varios modelos posibles para explicar los orígenes de las HVC. Sin embargo, para las observaciones en la Vía Láctea, la multiplicidad de nubes, las características distintivas de las VCI y la existencia de nubes que están claramente asociadas con galaxias enanas canibalizadas (es decir, el Sistema de Magallanes, entre otras) indican que lo más probable es que las HVC tengan varios posibles orígenes. Esta conclusión también está fuertemente respaldada por el hecho de que la mayoría de las simulaciones para cualquier modelo dado pueden explicar algunos comportamientos de la nube, pero no todos.
Hipótesis de Oort
Jan Oort desarrolló un modelo para explicar las HVC como gas sobrante de la formación inicial de la galaxia. Teorizó que si este gas estuviera en el borde de la influencia gravitacional de la galaxia, durante miles de millones de años podría ser arrastrado hacia el disco galáctico y volver a caer como HVC. [2] El modelo de Oort explicó 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) una mayor abundancia 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 ha llegado a conocerse como el problema de las enanas G. Los HVC pueden explicar estas observaciones al representar una parte del gas primordial responsable de diluir continuamente el ISM. [2]
Fuente galáctica
Una teoría alternativa se centra en el gas que se expulsa de la galaxia y vuelve a caer 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 frecuente de la Fuente Galáctica se centra en la combinación de explosiones de supernovas para expulsar grandes "burbujas" de material. Dado que el gas se expulsa 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 HVC, estas conclusiones pueden apuntar a la Fuente Galáctica como la fuente de IVC. [1]
Acreción de galaxias satélite
A medida que las galaxias enanas atraviesan el halo de una galaxia más grande, el gas que existe como medio interestelar de la galaxia enana puede ser arrancado por las fuerzas de las mareas y la presión de los arietes . [1] La evidencia de este modelo de formación de HVC proviene de las observaciones de la Corriente de Magallanes en el halo de la Vía Láctea. Las características algo distintas de los HVC formados de esta manera también se explican mediante simulaciones, y la mayoría de los HVC de 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, ahora en la Universidad Ben Gurion, y luego por Leo Blitz de la Universidad de California en Berkeley, asume que las nubes son muy masivas, ubicadas entre galaxias y creadas cuando el material bariónico se acumula cerca de concentraciones de materia oscura . [2] La atracción gravitacional entre la materia oscura y el gas tenía la intención de explicar la capacidad de las nubes para permanecer estables incluso a distancias intergalácticas donde la escasez de material ambiental debería hacer que las nubes se disipen con bastante rapidez. Sin embargo, con la llegada de las determinaciones de distancia para la mayoría de los HVC, esta posibilidad puede descartarse.
Evolución galáctica
Indagar sobre el origen y el destino del gas halo de una galaxia es indagar sobre la evolución de dicha galaxia. Las HVC y las IVC son características importantes de la estructura de una galaxia espiral. Estas nubes son de importancia primordial cuando se considera la tasa de formación de estrellas (SFR) de una galaxia . La Vía Láctea tiene aproximadamente 5 mil millones de masas solares de material de formación estelar dentro de su disco y una SFR de 1-3año −1 . [1] Los modelos para la evolución química galáctica encuentran que al menos la mitad de esta cantidad debe ser material de baja metalicidad acumulada continuamente para describir la estructura observable actual. Sin esta acumulación, los SFR indican que el material de formación estelar actual solo durará otros pocos gigayears (Gyr) como máximo. [1]
Los modelos de flujo de masa colocan una tasa de acreción máxima de .4 año -1 de HVC. Esta tasa no cumple con la exigida por los modelos evolutivos químicos. Por lo tanto, es posible que la Vía Láctea pase por un punto bajo en el contenido de gas y / o disminuya su SFR hasta que llegue más gas. [1] En consecuencia, cuando se habla de los HVC en el contexto de la evolución galáctica, la conversación se centra en gran medida en la formación de estrellas y en cómo el futuro material estelar alimenta el disco galáctico.
El modelo actual para el universo, ɅCDM, indica que las galaxias tienden a agruparse y lograr una estructura similar a una red con el tiempo. [3] Bajo tales modelos, la gran mayoría de 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 el ingreso 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 ingresan a la Vía Láctea no son visibles en HI. A pesar de esto, algunas nubes de gas dentro del halo de la Galaxia tienen una metalicidad menor que la del gas extraído de los 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 ly (50 kpc), se convierte en gran parte en parte del halo caliente, se enfría y se condensa, y cae en el disco galáctico para servir en la formación estelar. [1]
Los mecanismos de retroalimentación mecánica, las salidas de gas impulsadas por supernovas o núcleos galácticos activos, también son elementos clave para comprender el origen del gas halo de una galaxia espiral y los HVC que contiene. Las observaciones de rayos X y rayos gamma en la Vía Láctea indican la probabilidad de que se haya producido alguna retroalimentación del motor central en los últimos 10 a 15 mega años (Myr). Además, como se describe en "Orígenes", el fenómeno de la "fuente galáctica" en todo el disco es igualmente crucial para reconstruir la evolución de la Vía Láctea. Los materiales expulsados en el curso de la vida de una galaxia ayudan a describir los datos de observación (principalmente el contenido de metalicidad observado) al tiempo que proporcionan fuentes de retroalimentación para la formación de estrellas en el futuro. [1]
Asimismo, se detalla en la sección "orígenes", la acumulación de satélites juega 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 el proceso continúa a lo largo de la vida de una galaxia. [2] En los próximos 10 mil millones de años, más galaxias satélites se fusionarán con la Vía Láctea, lo que seguramente impactará significativamente en la estructura de la Vía Láctea y dirigirá su evolución futura. [2]
Las galaxias espirales tienen abundantes fuentes de material potencial para la formación de estrellas, pero la cantidad de tiempo que las galaxias pueden recurrir continuamente a estos recursos sigue siendo cuestionable. Una generación futura de herramientas de observación y capacidades computacionales arrojará luz sobre algunos de los detalles técnicos del pasado y el futuro de la Vía Láctea, así como sobre cómo las HVC juegan un papel en su evolución. [1]
Ejemplos de HVC
Hemisferio norte
En el hemisferio norte , encontramos varios HVC grandes, aunque nada del orden del Sistema de Magallanes (discutido a continuación). Los complejos A y C fueron los primeros HVC descubiertos 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 los HVC sí aportan gas "fresco". Se ha estimado que el complejo C aporta 0,1-0,2de material nuevo cada año, mientras que el Complejo A aporta aproximadamente la mitad de esa cantidad. Este gas fresco es aproximadamente el 10-20% 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 mejor estudiados, se encuentra al menos a 14.000 ly (aproximadamente 4 kpc) de distancia, pero no más de 45.000 ly (aproximadamente 14 kpc) por encima del plano galáctico . [2] También debe tenerse en cuenta 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 gran 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 pueden provenir de estrellas de gran masa. Se sabe que las primeras estrellas fueron estrellas de mayor masa, por lo que el Complejo C parece ser una especie de fósil, formado fuera de la galaxia y compuesto por gas del universo antiguo. Sin embargo, un estudio más reciente de otra área del Complejo C ha encontrado una metalicidad dos veces más alta que la que se informó 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 entre 25 000 y 30 000 ly (8–9 kpc) de distancia en el halo galáctico . [2]
Hemisferio sur
En el hemisferio sur , los HVC más prominentes están asociados con el Sistema de Magallanes, que tiene dos componentes principales, la Corriente de Magallanes y el Brazo Principal. Ambos están hechos de gas extraído de las Nubes de Magallanes Grandes y Pequeñas (LMC y SMC). La mitad del gas se desaceleró y ahora va por detrás de 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 extrajo frente a las galaxias en su órbita. El Sistema de Magallanes está a aproximadamente 180.000 ly (55 kpc) del disco galáctico, aunque la punta de la Corriente de Magallanes puede extenderse hasta 300.000-500.000 ly (100-150 kpc). [1] Se cree que todo el sistema contribuye al menos 3x10 8de HI al halo galáctico, alrededor del 30-50% de la masa de HI de la Vía Láctea . [1]
Arroyo de Magallanes
La Corriente de Magallanes se ve como una "estructura larga y continua con una velocidad bien definida y un gradiente de densidad de columna ". [1] Se supone que la velocidad en la punta de la Corriente de Magallanes es de +300 km / s en el marco del estándar galáctico de reposo (GSR). [1] Se cree que las nubes de corriente tienen una presión más baja que otras HVC porque residen en un área donde el medio del halo galáctico es más distante y tiene una densidad mucho más baja. FUSE encontró oxígeno altamente ionizado mezclado con la Corriente de Magallanes. Esto sugiere que la corriente debe estar embebida en gas caliente.
Brazo principal
El Brazo Principal no es una corriente continua, sino más bien 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] Uno de los HVC del brazo principal muestra una composición muy similar al SMC. Esto parece respaldar la idea de que el gas que lo comprende se extrajo de la galaxia y se aceleró frente a ella a través de las fuerzas de marea que separan las galaxias satélites y las asimilan a la Vía Láctea.
Nube de Smith
Este es otro HVC bien estudiado que se encuentra en el hemisferio sur. Para leer más, consulte el artículo Smith's Cloud .
Ver también
- Nube interestelar
- Nebulosa
Referencias
- ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s t u v w x y z M.E. Putman; JEG Peek; MR Joung (septiembre de 2012). "Halos de galaxias gaseosas". Revista anual de astronomía y astrofísica . 50 : 491–529. arXiv : 1207.4837 . Código bibliográfico : 2012ApJ ... 460..914V . doi : 10.1146 / annurev-astro-081811-125612 .
- ^ a b c d e f g h yo j k l m n Bart P. Wakker; Philipp Richter (enero de 2004). "Nuestra galaxia que crece y respira". Scientific American . 290 : 38–47. Código Bibliográfico : 2004SciAm.290a..38W . doi : 10.1038 / scientificamerican0104-38 .
- ^ Andrey V. Kravtsov (1999). "Evolución de la agrupación en clústeres Halo-Halo y el sesgo en un modelo ɅCDM". Simposio Internacional de Investigación en Astrofísica y Educación Científica . 257 . Código Bibliográfico : 1999arse.conf..257K .
Otras lecturas
- Nubes de alta velocidad.
- Bart P. Wakker y Hugo van Woerden,
- Revisión anual de astronomía y astrofísica,
- Vol. 35, páginas 217–266; Septiembre de 1997.
- Una 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
- Acreción 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, nº 6760; páginas 388–390; 25 de noviembre de 1999.
- La formación y evolución de la Vía Láctea.
- Cristina Chiappini,
- Científico americano
- Vol. 89, núm. 6, páginas 506–515;
- Noviembre-diciembre de 2001.
- Un estudio explorador espectroscópico ultravioleta lejano de 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, núm. 1, páginas 230–248; 20 de marzo de 2003.
- arXiv: arXiv : astro-ph / 0211356
- Gas altamente ionizado 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 revistas astrofísicas, vol. 146, núm. 1, páginas 165–208; Mayo de 2003.
- arXiv: arXiv : astro-ph / 0207562
- Complejo C: una nube de baja metalicidad y alta velocidad que se sumerge en 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