Vysokorychlostní mrak - High-velocity cloud

High-rychlost mraky ( HVCs ) jsou velké sbírky plynu nacházejí po celém galaktickém halo z Mléčné dráhy . Jejich hromadné pohyby v místním klidovém standardu mají rychlosti, které se měří přes 70–90 km s ^-1 . Tato oblaka plynu mohou mít obrovskou velikost, některá řádově milionkrát větší než hmotnost Slunce ( ), a pokrývají velké části oblohy. Byly pozorovány v halo Mléčné dráhy a v dalších blízkých galaxiích. ${\ displaystyle {\ begin {smallmatrix} M _ {\ odot} \ end {smallmatrix}}}$

HVC jsou důležité pro pochopení galaktického vývoje, protože tvoří velké množství baryonické hmoty v galaktickém halo. Kromě toho, jak tyto mraky padají na disk galaxie, přidávají kromě zředěného hvězdotvorného materiálu již přítomného na disku materiál, který může tvořit hvězdy. Tento nový materiál pomáhá udržovat rychlost tvorby hvězd (SFR) galaxie.

Počátky HVC jsou stále otázné. Žádná teorie nevysvětluje všechny HVC v galaxii. Je však známo, že některé HVC se pravděpodobně rodí díky interakcím mezi Mléčnou dráhou a satelitními galaxiemi, jako jsou Velké a Malé Magellanovy mraky (LMC a SMC), které produkují známý komplex HVC nazývaný Magellanic Stream . Vzhledem k různým možným mechanismům, které by mohly potenciálně produkovat HVC, existuje stále mnoho otázek kolem HVC, aby je mohli vědci studovat.

Pozorovací historie

V polovině 50. let byly poprvé objeveny husté kapsy plynu mimo galaktickou rovinu. To bylo docela pozoruhodné, protože modely Mléčné dráhy ukázaly, že hustota plynu klesá se vzdáleností od galaktické roviny, což z ní činí výraznou výjimku. Podle převládajících galaktických modelů se husté kapsy měly rozptýlit už dávno, takže jejich samotná existence v halo byla docela záhadná. V roce 1956 bylo navrženo řešení, aby byly husté kapsy stabilizovány horkou plynnou koronou, která obklopuje Mléčnou dráhu. Inspirován tímto návrhem Jan Oort z nizozemské univerzity v Leidenu navrhl, aby se v galaktickém halo, daleko od galaktické roviny, mohly nacházet mraky studeného plynu.

Brzy byly lokalizovány v roce 1963 prostřednictvím své rádiové emise neutrálního vodíku . Cestovali k galaktickému disku velmi vysokou rychlostí ve srovnání s jinými entitami na galaktickém disku. První dva mraky, které byly umístěny, byly pojmenovány Komplex A a Komplex C. Kvůli jejich anomálním rychlostem byly tyto objekty přezdívány „mraky s vysokou rychlostí“, což je odlišovalo od obou plynů při normálním lokálním standardu klidových rychlostí a také jejich pomalejších rychlostí. pohybující se protějšky známé jako oblaky střední rychlosti (IVC). Několik astronomů navrhlo hypotézy (které se později ukázaly jako nepřesné) týkající se povahy HVC, ale jejich modely byly na počátku 70. let dále komplikovány objevem Magellanova proudu , který se chová jako řetězec HVC.

V roce 1988, severní oblohy průzkum neutrální vodík rádiové emise byla dokončena pomocí radioteleskopu Dwingeloo v Nizozemsku . Z tohoto průzkumu byli astronomové schopni detekovat více HVC.

V roce 1997 byla mapa neutrálního vodíku Mléčné dráhy z velké části kompletní, což astronomům opět umožnilo detekovat více HVC. Na konci 90. let byla poprvé měřena vzdálenost k HVC pomocí dat z observatoře La Palma na Kanárských ostrovech , Hubblova kosmického dalekohledu a později z dalekohledu Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE). Přibližně ve stejnou dobu bylo nejprve měřeno chemické složení HVC. V roce 2000 byl navíc dokončen průzkum jižních polokoulí o rádiových emisích neutrálního vodíku pomocí radioteleskopu Villa Elisa v Argentině, ze kterého bylo objeveno ještě více HVC.

Pozdější pozorování komplexu C ukázaly, že mrak, o kterém se původně myslelo, že má nedostatek těžkých prvků (také známý jako nízká metalicita ), obsahuje některé úseky s vyšší metalicitou ve srovnání s velikostí cloudu, což naznačuje, že se začal mísit s jinými plyn v halo. Pomocí pozorování vysoce ionizovaného kyslíku a dalších iontů byli astronomové schopni ukázat, že horký plyn v komplexu C představuje rozhraní mezi horkým a studeným plynem.

Vlastnosti

Vícefázová struktura

HVC jsou typicky nejchladnější a nejhustší součásti galaktického halo. Nicméně, halo sám také má strukturu vícefázovou: chladná a hustá neutrální vodík při teplotách méně než 10 ⁴ K, teplo a teplo-horkého plynu při teplotě v rozmezí 10 ⁴ K a 10 ⁶ K a horkého ionizovaného plynu při teplotách vyšších než 10 ⁶ K. Výsledkem je, že chladné mraky pohybující se difuzním halo médiem mají šanci ionizovat teplejším a teplejším plynem. To může vytvořit kapsu ionizovaného plynu, která obklopuje neutrální interiér v HVC. Důkaz této interakce chladného a horkého plynu v halo pochází z pozorování absorpce OVI.

Vzdálenost

HVC jsou definovány jejich příslušnými rychlostmi, ale měření vzdálenosti umožňují odhady jejich velikosti, hmotnosti, objemové hustoty a rovnoměrného tlaku. V Mléčné dráhy, mraky jsou obvykle umístěny mezi 2-15 KPC (6.52x10 ³ ly-4.89x10 ⁴ ly), a v z-výškách (vzdálenosti nad nebo pod galaktické roviny ) v 10 KPC (3.26x10 ⁴ Ly). Magellanský proud a hlavní ramena jsou na ~ 55 KPC (1.79x10 ⁵ ly), v blízkosti Magellanic mraky , a může být rozšířena na asi 100 až 150 KPC (3.26x10 ⁵ ly-4.89x10 ⁵ Ly). U HVC existují dvě metody stanovení vzdálenosti.

Omezení přímé vzdálenosti

Nejlepší metoda pro stanovení vzdálenosti k HVC zahrnuje použití halo hvězdy známé vzdálenosti jako standardu pro srovnání. Můžeme extrahovat informace o vzdálenosti studiem spektra hvězdy. Pokud se před hvězdou halo nachází mrak, budou přítomny absorpční linie, zatímco pokud je mrak za hvězdou, neměly by být přítomny žádné absorpční linie. CaII, H, K a / nebo NaII jsou dvojité absorpční linie, které se používají v této technice. Hvězdy halo, které byly identifikovány pomocí průzkumu Sloan Digital Sky Survey , vedly k měření vzdálenosti téměř všech velkých komplexů, které jsou v současné době známy.

Omezení nepřímé vzdálenosti

Metody omezení nepřímé vzdálenosti jsou obvykle závislé na teoretických modelech a je nutné učinit předpoklady, aby fungovaly. Jedna nepřímá metoda zahrnuje pozorování Hα, kde se předpokládá, že emisní čáry pocházejí z ionizujícího záření z galaxie, které se dostává na povrch mraku. Další metoda používá hluboká pozorování HI v Mléčné dráze a / nebo místní skupině s předpokladem, že distribuce HVC v místní skupině je podobná distribuci v Mléčné dráze. Tato pozorování dát mraky v 80 KPC (2.61x10 ⁵ Ly) galaxie, a pozorování Andromedě dát je na přibližně 50 KPC (1.63x10 ⁵ Ly). U těch HVC, kde jsou k dispozici obě, mají vzdálenosti měřené pomocí emise Hα tendenci souhlasit s vzdálenostmi zjištěnými prostřednictvím přímých měření vzdáleností.

Spektrální rysy

HVC jsou obvykle detekovány na rádiových a optických vlnových délkách a pro horkější HVC jsou nutná ultrafialová a / nebo rentgenová pozorování. Mraky neutrálního vodíku jsou detekovány emisní čarou 21 cm. Pozorování ukázala, že HVC mohou mít ionizované exteriéry v důsledku vnějšího záření nebo pohybu HVC difúzním halo médiem. Tyto ionizované složky lze detekovat prostřednictvím emisních linií Hα a dokonce i absorpčních linií v ultrafialovém záření. Teplý a horký plyn v HVC vykazuje absorpční vedení OVI, SiIV a CIV.

Teplota

Většina HVC vykazuje šířky spektrálních čar, které svědčí o teplém neutrálním médiu pro HVC o přibližně 9 000 Kelvinech. Mnoho HVC však má šířky čar, což naznačuje, že jsou také částečně složeny z chladného plynu při méně než 500 K.

Hmotnost

Odhady na vrchol hustoty sloupce z HVCs (10 ¹⁹ cm ^-2 ) a typické vzdálenosti (1-15 KPC), čímž byl získán hmotnostní odhad HVCs Mléčné dráhy v rozsahu 7.4x10 ⁷ . Pokud jsou zahrnuty Velký Magellanův mrak a Malý Magellanův mrak, celková hmotnost by se zvýšila o dalších 7x10 ⁸ . ${\ displaystyle {\ begin {smallmatrix} M _ {\ odot} \ end {smallmatrix}}}$ ${\ displaystyle {\ begin {smallmatrix} M _ {\ odot} \ end {smallmatrix}}}$

Velikost

Pozorované úhlové velikosti pro HVC se pohybují od 10 ³ stupňů ² do limitu rozlišení pozorování. Pozorování s vysokým rozlišením obvykle ukazují, že větší HVC se často skládají z mnoha menších komplexů. Při detekci HVC výhradně prostřednictvím emise HI pokrývají všechny HVC v Mléčné dráze přibližně 37% noční oblohy. Většina HVC je někde mezi 2 a 15 kilovými parseky (kpc) napříč.

Životy

Odhaduje se, že studené mraky pohybující se rozptýleným halo médiem mají dobu přežití řádově několik set milionů let bez jakéhokoli podpůrného mechanismu, který jim zabrání rozptýlit se. Životnost závisí hlavně na hmotnosti mraku, ale také na hustotě mraku, hustotě halo a rychlosti mraku. HVC v galaktickém halo jsou zničeny prostřednictvím takzvané Kelvin-Helmholtzovy nestability . Příliv mraků může rozptýlit energii vedoucí k nevyhnutelnému zahřívání halo média. Vícefázová struktura plynného halo naznačuje, že stále probíhá životní cyklus destrukce a chlazení HVC.

Možné podpůrné mechanismy

Některé možné mechanismy odpovědné za prodloužení životnosti HVC zahrnují přítomnost magnetického pole, které indukuje stínící účinek a / nebo přítomnost temné hmoty ; v HVC však neexistují žádné silné pozorovací důkazy pro temnou hmotu. Nejpřijatelnějším mechanismem je mechanismus dynamického stínění, který zvyšuje Kelvin-Helmholtzův čas. Tento proces funguje kvůli tomu, že HVC má chladný neutrální interiér stíněný teplejším a exteriérem s nižší hustotou, což způsobuje, že mraky HI mají nižší relativní rychlosti vzhledem k jejich okolí.

Počátky

Od jejich objevu bylo navrženo několik možných modelů, které vysvětlují původ HVC. U pozorování v Mléčné dráze však mnohost mraků, odlišné vlastnosti IVC a existence mraků, které jsou jasně spojeny s kanibalizovanými trpasličími galaxiemi (tj. Mimo jiné Magellanovým systémem), naznačují, že HVC mají s největší pravděpodobností několik možných původ. Tento závěr je také silně podporován skutečností, že většina simulací pro daný model může vysvětlit některá cloudová chování, ale ne všechna.

Oortova hypotéza

Jan Oort vyvinul model, který vysvětluje HVC jako plyn, který zbyl z rané formace galaxie. Předpokládal, že pokud by tento plyn byl na okraji gravitačního vlivu galaxie, mohl by se po miliardy let táhnout zpět k galaktickému disku a spadnout zpět jako HVC. Oortův model vysvětlil pozorované chemické složení galaxie dobře. Vzhledem k izolované galaxii (tj. Galaxii bez pokračující asimilace plynného vodíku) by následující generace hvězd měly vlévat do mezihvězdného média (ISM) vyšší množství těžkých prvků. Vyšetřování hvězd ve sluneční oblasti však ukazuje zhruba stejné relativní množství stejných prvků bez ohledu na věk hvězdy; toto začalo být známé jako G trpasličí problém. HVC mohou vysvětlovat tato pozorování tím, že představují část prvotního plynu odpovědného za kontinuální ředění ISM.

Galaktická fontána

Alternativní teorie se soustředí na to, že plyn byl vyhozen z galaxie a spadl zpět jako plyn o vysoké rychlosti, který pozorujeme. Existuje několik navržených mechanismů, které vysvětlují, jak může být materiál vyhozen z galaktického disku, ale nejrozšířenější vysvětlení Galaktické fontány se soustředí na sloučení výbuchů supernov k vyhození velkých „bublin“ materiálu. Jelikož je plyn vypuzován z disku galaxie, měla by být pozorovaná metalicita vypuzeného plynu podobná jako na disku. I když to může být pro zdroj HVC vyloučeno, tyto závěry mohou ukazovat na Galaktickou fontánu jako zdroj IVC.

Nahromadění ze satelitních galaxií

Když trpasličí galaxie procházejí halo větší galaxie, plyn, který existuje jako mezihvězdné prostředí trpasličí galaxie, může být odstraněn přílivovými silami a tlakovým odizolováním . Důkazy pro tento model formování HVC pocházejí z pozorování Magellanova proudu v halo Mléčné dráhy. Docela odlišné rysy HVC vytvořené tímto způsobem jsou také zohledněny simulacemi a většina HVC v Mléčné dráze, které nejsou spojeny s Magellanovým proudem, se nezdá být vůbec spojena s trpasličí galaxií .

Temná hmota

Další model, který navrhl David Eichler, nyní na univerzitě Ben Gurion University, a později Leo Blitz z Kalifornské univerzity v Berkeley, předpokládá, že mraky jsou velmi masivní, nacházejí se mezi galaxiemi a vznikají, když se baryonový materiál hromadí poblíž koncentrací temné hmoty . Gravitační přitažlivost mezi temnou hmotou a plynem měla vysvětlit schopnost mraků zůstat stabilní i na mezigalaktických vzdálenostech, kde by nedostatek okolního materiálu měl způsobit poměrně rychlé rozptýlení mraků. S příchodem stanovení vzdálenosti pro většinu HVC může být tato možnost vyloučena.

Galaktická evoluce

Zkoumat původ a osud halo plynu v galaxii znamená zkoumat vývoj uvedené galaxie. HVC a IVC jsou významnými rysy struktury spirální galaxie. Tyto mraky mají zásadní význam při posuzování rychlosti tvorby hvězd (SFR) v galaxii . Mléčná dráha má ve svém disku přibližně 5 miliard solárních hmot hmotného hvězdotvorného materiálu a SFR 1–3 roky ^-1 . Modely pro galaktickou chemickou evoluci zjistily, že nejméně polovina tohoto množství musí být nepřetržitě akumulovaným materiálem s nízkou metalízou, aby bylo možné popsat současnou pozorovatelnou strukturu. Bez tohoto nárůstu SFR naznačují, že současný materiál pro tvorbu hvězd vydrží maximálně dalších několik gigayearů (Gyr). ${\ displaystyle {\ begin {smallmatrix} M _ {\ odot} \ end {smallmatrix}}}$

Modely hmoty přílivem umístit maximální rychlost narůstání .4 yr ^-1 od HVCs. Tato míra nesplňuje to, co požadují chemické evoluční modely. Existuje tedy možnost, že Mléčná dráha může procházet nízkým bodem obsahu plynu a / nebo snižovat svůj SFR, dokud nedorazí další plyn. V důsledku toho se při diskusi o HVC v kontextu galaktické evoluce hovoří do značné míry o tvorbě hvězd a o tom, jak budoucí hvězdný materiál pohání galaktický disk. ${\ displaystyle {\ begin {smallmatrix} M _ {\ odot} \ end {smallmatrix}}}$

Současný model vesmíru, ɅCDM, naznačuje, že galaxie mají tendenci se shlukovat a v průběhu času dosáhnout struktury podobné webu. Podle takových modelů tak velká většina baryonů vstupujících do galaktického halo dělá podél těchto kosmických vláken. 70% hmotnostního přítoku v poloměru viria odpovídá vývoji kosmických vláken v evolučních modelech Mléčné dráhy. Vzhledem k současným pozorovacím omezením není většina vláken přiváděných do Mléčné dráhy v HI viditelná. Navzdory tomu mají některé plynové mraky uvnitř halo galaxie nižší metalitu než plyn odstraněný ze satelitů, což naznačuje, že mraky jsou prvotní materiál pravděpodobně proudící dovnitř kosmických vláken. Plyn tohoto typu, detekovatelný až na ~ 160 000 ly (50 kpc), se z velké části stává součástí horkého halo, ochlazuje a kondenzuje a padá na galaktický disk, aby sloužil při tvorbě hvězd.

Mechanické mechanismy zpětné vazby, odtoky plynu poháněné supernovy nebo aktivní galaktická jádra, jsou také klíčovými prvky pro pochopení původu halo plynu spirální galaxie a HVC uvnitř. Rentgenová a gama pozorování v Mléčné dráze naznačují pravděpodobnost, že by se za posledních 10–15 megayearů (Myr) vyskytla nějaká centrální zpětná vazba motoru. Navíc, jak je popsáno v „počátcích“, je fenomén „galaktické fontány“ na celém disku podobně zásadní pro sestavení evoluce Mléčné dráhy. Materiály vymrštěné v průběhu života galaxie pomáhají popsat pozorovací data (primárně pozorovaný obsah metalicity) a zároveň poskytují zdroje zpětné vazby pro budoucí vznik hvězd.

Podobně podrobně popsáno v části „Počátky“ hraje při vývoji galaxie roli satelitní narůstání. Předpokládá se, že většina galaxií je výsledkem sloučení menších prekurzorů a proces pokračuje po celý život galaxie. Během příštích 10 miliard let se další satelitní galaxie spojí s Mléčnou dráhou, což významně ovlivní strukturu Mléčné dráhy a povede její budoucí vývoj.

Spirální galaxie mají bohaté zdroje pro potenciální materiál pro tvorbu hvězd, ale jak dlouho jsou galaxie schopné nepřetržitě čerpat z těchto zdrojů, zůstává otázkou. Budoucí generace pozorovacích nástrojů a výpočetních schopností osvětlí některé technické detaily minulosti a budoucnosti Mléčné dráhy a také to, jak HVC hrají roli v jejím vývoji.

Příklady HVC

Severní polokoule

Na severní polokouli najdeme několik velkých HVC, ačkoli nic v pořadí Magellanova systému (popsáno níže). Komplexy A a C byly prvními objevenými HVC a byly poprvé pozorovány v roce 1963. Bylo zjištěno, že oba tyto mraky neobsahují těžké prvky a vykazují koncentraci 10–30% koncentrace Slunce. Zdá se, že jejich nízká metalicita slouží jako důkaz toho, že HVC skutečně přinášejí „čerstvý“ plyn. Odhaduje se, že komplex C přináší každý rok 0,1–0,2 nového materiálu, zatímco komplex A přináší přibližně polovinu tohoto množství. Tento čerstvý plyn je asi 10–20% z celkového množství potřebného ke správnému zředění galaktického plynu natolik, aby odpovídalo chemickému složení hvězd. ${\ displaystyle {\ begin {smallmatrix} M _ {\ odot} \ end {smallmatrix}}}$

Komplex C.

Komplex C, jeden z nejlépe prostudovaných HVC, je vzdálen nejméně 14 000 ly (asi 4 kpc), ale ne více než 45 000 ly (asi 14 kpc) nad galaktickou rovinou . Je třeba také poznamenat, že bylo pozorováno, že komplex C má asi 1/50 obsahu dusíku, který obsahuje Slunce . Pozorování hvězd s vysokou hmotností naznačují, že ve srovnání s jinými těžkými prvky produkují méně dusíku než hvězdy s nízkou hmotností. To znamená, že těžké prvky v komplexu C mohou pocházet z hvězd s vysokou hmotností. Je známo, že nejstaršími hvězdami byly hvězdy s vyšší hmotností, a tak se komplex C jeví jako fosilie svého druhu, vytvořená mimo galaxii a složená z plynu ze starověkého vesmíru. Avšak novější studie jiné oblasti komplexu C zjistila metalicitu dvakrát vyšší než to, co bylo původně hlášeno. Tato měření vedla vědce k přesvědčení, že komplex C se začal mísit s jinými, mladšími, blízkými oblaky plynu.

Komplex A.

Komplex A se nachází 25 000–30 000 ly (8–9 kpc) daleko v galaktické halo .

Jižní polokoule

Na jižní polokouli jsou nejvýznamnější HVC všechny spojeny s Magellanovým systémem, který má dvě hlavní součásti, Magellanův proud a hlavní rameno. Oba jsou vyrobeny z plynu, který byl odstraněn z Velkého a Malého Magellanova mračna (LMC a SMC). Polovina plynu byla zpomalena a nyní zaostává za mraky na svých oběžných drahách (to je složka proudu). Druhá polovina plynu (hlavní složka ramene) byla zrychlena a vytažena před galaxie na jejich oběžné dráze. Magellanův systém je asi 180 000 ly (55 kpc) od galaktického disku, i když špička Magellanic Stream může dosahovat až 300 000–500 000 ly (100–150 kpc). Celý systém se předpokládá, že přispívá alespoň 3x10 ⁸ z Hl na galaktické halo, asi 30-50% HI hmotnosti Mléčné dráhy . ${\ displaystyle {\ begin {smallmatrix} M _ {\ odot} \ end {smallmatrix}}}$

Magellanův proud

Magellanský proud je považován za „dlouhou, nepřetržitou strukturu s rychlostí a dobře definované sloupce hustoty gradientu“. Rychlost na špičce Magellanova proudu je předpokládána jako +300 km / s v rámci Galaktického standardu odpočinku (GSR). Předpokládá se, že mračna proudů mají nižší tlak než ostatní HVC, protože se nacházejí v oblasti, kde je galaktické halo médium vzdálenější a má mnohem nižší hustotu. FUSE našel vysoce ionizovaný kyslík smíchaný s Magellanovým proudem. To naznačuje, že proud musí být zabudován do horkého plynu.

Přední rameno

Vedoucí rameno není jeden nepřetržitý proud, ale spíše sdružení několika mraků nalezených v oblasti před Magellanovými mraky. Předpokládá se, že v rámu GSR má rychlost −300 km / s. Jeden z HVC v předním rameni vykazuje složení velmi podobné SMC. Zdá se, že to podporuje myšlenku, že plyn, který ji obsahuje, byl vytažen z galaxie a zrychlen před ní pomocí slapových sil, které oddělují satelitní galaxie a asimilují je do Mléčné dráhy.

Smithův mrak

Toto je další dobře prostudovaný HVC na jižní polokouli. Další informace najdete v článku Smithův cloud .

Viz také

• Mezihvězdný mrak
• Mlhovina

Reference

Další čtení

• Mraky s vysokou rychlostí.

  Bart P. Wakker a Hugo van Woerden,

  Výroční přehled astronomie a astrofyziky,

  Sv. 35, strany 217–266; Září 1997.

• Potvrzené místo v galaktickém halo pro cloud „High-Velocity Cloud“ Chain A.

  Hugo van Woerden, Ulrich J. Schwarz, Reynier F. Peletier, Bart P. Wakker a Peter MW Kalberla,

  Nature, sv. 400, strany 138–141; 8. července 1999.

  arXiv: arXiv : astro-ph / 9907107

• Nahromadění plynu s nízkou kovovou energií Mléčnou dráhou.

  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 a Peter MW Kalberla,

  Nature, sv. 402, č. 6760; stránky 388–390; 25. listopadu 1999.

• Vznik a vývoj Mléčné dráhy.

  Cristina Chiappini,

  Americký vědec,

  Sv. 89, č. 6, strany 506–515;

  Listopad – prosinec 2001.

• Daleko ultrafialový spektroskopický průzkumný průzkum molekulárního vodíku v oblacích střední rychlosti v halo Mléčné dráhy.

  P. Richter, BP Wakker, BD Savage a KR Sembach,

  Astrophysical Journal, sv. 586, č. 1, strany 230–248; 20. března 2003.

  arXiv: arXiv : astro-ph / 0211356

• Vysoce ionizovaný vysokorychlostní plyn v okolí galaxie.

  KR Sembach, BP Wakker, BD Savage, P. Richter, M. Meade, JM Shull, EB Jenkins, G. Sonneborn a HW Moos,

  Astrophysical Journal Supplement Series, sv. 146, č. 1, strany 165–208; Květen 2003.

  arXiv: arXiv : astro-ph / 0207562

• Komplex C: Mrak s nízkou metalízou a vysokou rychlostí vrhající se do Mléčné dráhy.

  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, svazek 125, číslo 6, str. 3122–3144; Červen 2003.

  DOI: doi : 10,1086 / 374995

  Bibliografický kód: Bibcode : 2003AJ .... 125.3122T