고속 구름

고속 구름(HVCs)은 은하계의 후광에서 발견되는 거대한 가스 모음입니다.휴식의 국부 표준에서 이들의 대량 동작은 70~90km를⁻¹ 초과하는 속도로 측정된다.이러한 가스 구름은 크기가 거대할 수 있으며, 일부는 태양 질량의 수백만 배( ${\begin{smallmatrix}M_{\odot }\end{smallmatrix}}$ ${\begin{smallmatrix}M_{\odot }\end{smallmatrix}}$ ${\$ 에 달하며, ${\begin{smallmatrix}M_{\odot }\end{smallmatrix}}$ 하늘의 많은 부분을 덮고 있다.그것들은 은하수의 후광과 근처의 다른 은하계 안에서 관찰되었다.

HVC는 은하계의 후광에서 많은 양의 쌍성 물질을 설명하기 때문에 은하 진화의 이해에 중요하다.게다가 이러한 구름들이 은하 원반에 떨어지면서 원반에 이미 존재하는 묽은 항성형성 물질 외에 별을 형성할 수 있는 물질을 추가하게 된다.이 새로운 물질은 은하의 항성생성률(SFR)을 유지하는 데 도움이 된다.^[1]

HVC의 기원은 여전히 의문이다.은하계의 모든 HVC를 설명하는 이론은 없다.그러나, 일부 HVC는 아마도 마젤란류라고 불리는 HVC의 잘 알려진 콤플렉스를 생산하는 거대 및 소형 마젤란운(LMC, SMC)과 같은 은하와 위성 은하의 상호작용에 의해 생성되는 것으로 알려져 있다.잠재적으로 HVC를 생산할 수 있는 다양한 가능한 메커니즘 때문에, 여전히 연구자들이 연구하기 위해 HVC를 둘러싼 많은 의문점들이 있다.

관측사

2009년 12월 칠레 세로 파라날에서 등장한 은하수 아치.

1950년대 중반, 은하계 밖에서 촘촘한 가스 주머니가 처음으로 발견되었다.이는 은하계 모델들이 은하계로부터 거리에 따라 가스의 밀도가 감소하는 것을 보여줌으로써 이것이 현저한 예외를 나타냈기 때문에 상당히 주목할 만했다.널리 보급된 은하계 모델에 따르면, 밀도가 높은 주머니는 오래 전에 사라졌어야 했는데, 이것은 후광에 존재하는 바로 그 존재 자체를 상당히 곤혹스럽게 만들었다.1956년에는 밀도가 높은 주머니가 은하수를 둘러싸고 있는 뜨겁고 기체 코로나에 의해 안정화되었다는 해결책이 제안되었다.네덜란드 레이든 대학의 얀 오트는 이 제안에 영감을 받아 은하계에서 멀리 떨어진 은하광에서 차가운 가스 구름이 발견될 수 있다고 제안했다.

그들은 곧 1963년에 중립적인 수소 전파 방출을 통해 위치하게 되었다.그들은 은하 원반의 다른 실체에 비해 매우 빠른 속도로 은하 원반을 향해 이동하고 있었다.처음 두 개의 구름은 복합 A와 복합 C로 명명되었다.변칙적인 속도 때문에, 이 물체들은 "고속 구름"이라고 불리며, 정상 국지적인 휴식 속도의 가스뿐만 아니라 중속 구름(IVC)으로 알려진 느리게 움직이는 물체들과 구별된다.여러 천문학자들이 HVC의 성격에 관한 가설(나중에 부정확한 것으로 판명)을 제안했지만, 1970년대 초 HVC의 끈처럼 작용하는 마젤란류의 발견으로 이들의 모델은 더욱 복잡해졌다.^[2]

1988년 네덜란드 드윙글루 전파망원경을 이용해 중성 수소 전파 방출에 대한 북-스카이 조사가 완료되었다.이 조사를 통해 천문학자들은 더 많은 HVC를 검출할 수 있었다.

1997년, 은하수의 중성 수소 지도가 대부분 완성되어 다시 천문학자들이 더 많은 HVC를 검출할 수 있게 되었다.1990년대 후반 카나리아 제도의 라팔마 천문대, 허블우주망원경, 이후 극자외선분광탐사선(FUSE)의 데이터를 이용해 HVC까지의 거리를 처음으로 측정했다.비슷한 시기에 HVC의 화학적 조성이 처음으로 측정되었다.또한 2000년에는 아르헨티나의 빌라 엘리사 전파망원경을 사용하여 중성 수소 전파 방출에 대한 남반구 조사가 완료되었는데, 이 망원경은 HVC가 더 많이 발견되었다.^[2]

나중에 C 콤플렉스를 관찰한 결과, 원래 무거운 원소(낮은 금속성이라고도 함)가 부족하다고 생각되었던 구름은 구름의 부피에 비해 야금성이 높은 일부 구간을 포함하고 있어 후광의 다른 기체와 혼합되기 시작했음을 알 수 있었다.고이온화 산소와 다른 이온에 대한 관측을 통해 천문학자들은 복합 C에서 뜨거운 가스가 뜨거운 가스와 차가운 가스 사이의 인터페이스라는 것을 보여줄 수 있었다.^[2]

특성.

다상구조

HVC는 일반적으로 은하 광로의 가장 춥고 밀도가 높은 성분이다.그러나 후광 자체도 10K 미만의 온도에서 차고 밀도 높은⁴ 중성 수소, 10K와⁴ 10K⁶ 사이의 온도에서 따뜻하고 뜨거운 가스, 10K⁶ 이상의 온도에서 뜨거운 이온화 가스라는 다상 구조를 가지고 있다.^[1]그 결과, 분산된 후광 매체를 통해 이동하는 시원한 구름은 점점 더 따뜻하고 뜨거운 가스에 의해 이온화 될 기회를 갖게 된다.이것은 HVC에서 중립 내부를 둘러싸고 있는 이온화 가스의 포켓을 만들 수 있다.후광에서 이 냉열 가스 상호작용의 증거는 OVI 흡수를 관찰한 데서 나온다.

거리

HVC는 각각의 속도로 정의되지만 거리 측정은 크기, 질량, 부피 밀도 및 압력에 대한 추정치를 허용한다.은하수에서 구름은 일반적으로 2-15 kpc(6.52x10³ ly–4.89x10⁴ ly)와 z 높이(3.26x10⁴ ly) 내에 위치한다.^[1]마젤라닉 스트림과 리딩 암은 마젤라닉 구름 근처에 있는 약 55 kpc(1.79x10⁵ ly)에 있으며, 약 100–150 kpc(3.26x10⁵ ly–4.89x10⁵ ly)까지 연장될 수 있다.^[1]HVC에는 두 가지 거리 결정 방법이 있다.

직거리 제약

HVC까지의 거리를 결정하는 최선의 방법은 비교를 위한 표준으로 알려진 거리의 후광 별을 사용하는 것이다.우리는 별의 스펙트럼을 연구함으로써 거리에 대한 정보를 추출할 수 있다.후광성 앞에 구름이 위치하면 흡수선이 존재하는 반면, 구름이 항성 뒤에 있으면 흡수선이 없어야 한다.CaII, H, K 및/또는 NaII는 이 기법에 사용되는 이중 흡수선이다.슬론 디지털 스카이 서베이(Sloan Digital Sky Survey)를 통해 확인된 헤일로 스타들은 현재 알려진 거의 모든 대형 단지에 대한 거리 측정이 이어졌다.^[1]

간접 거리 제약

간접 거리-기형적 방법은 대개 이론적 모델에 따라 달라지며, 이론적 모델이 작동하려면 가정을 해야 한다.한 가지 간접적인 방법은 Hα 관측을 수반하는데, 여기서 방출 라인은 은하로부터 온 전리방사선에서 구름 표면에 도달하여 온다고 가정한다.또 다른 방법은 로컬 그룹의 HVC 분포가 은하수와 유사하다는 가정 하에 은하 및/또는 로컬 그룹의 깊은 HI 관측치를 사용한다.이러한 관측으로 인해 구름은 은하의 80 kpc(2.61x10⁵ ly) 이내에 있고 안드로메다 은하 관측으로 약 50 kpc(1.63x10⁵ ly)에 도달했다.^[1]둘 다 사용할 수 있는 HVC의 경우 Hα 방출을 통해 측정한 거리는 직접 거리 측정을 통해 발견된 거리들과 일치하는 경향이 있다.^[1]

스펙트럼 특성

HVC는 일반적으로 무선 및 광학 파장에서 감지되며, HVC가 더 뜨거운 경우에는 자외선 및/또는 X선 관측을 필요로 한다.중성 수소 구름은 21 cm 방출선을 통해 감지된다.관측 결과 HVC는 외부 방사선 또는 확산 후광 매체를 통한 HVC의 움직임으로 인해 이온화 외부가 있을 수 있다.이러한 이온화 성분은 Hα 방출선과 자외선의 흡수선을 통해 검출할 수 있다.HVC의 온열 가스는 OVI, SiIV 및 CIV 흡수 라인을 나타낸다.

온도

대부분의 HVC는 약 9000 켈빈에서 HVC에 대한 따뜻하고 중립적인 매체를 나타내는 스펙트럼 라인 폭을 나타낸다.그러나 많은 HVC는 선폭이 있어 500K 미만의 냉각 가스로도 부분적으로 구성되었음을 나타낸다.

미사

HVCs과 대표적인 거리(1–15 kpc)(1019년 cm−2)의 절정 칼럼 밀도에 추정 7.4x107 M⊙{\displaystyle{\begin{smallmatrix}M_{\odot}\end{smallmatrix}}}.[1]이 대마젤란 은하, 소마젤란 은하 포함시키는 총 중량 wou이내에 한때의 범위 안에 HVCs의 은하수들이 대량 견적이 최고라니까요.ld incre다른 ${\begin{smallmatrix}M_{\odot }\end{smallmatrix}}$ ${\begin{smallmatrix}M_{\odot }\end{smallmatrix}}$ ${\$ 에 의해 아스가 발생함 ${\begin{smallmatrix}M_{\odot }\end{smallmatrix}}$ ^[1]

크기

HVC에 대해 관측된 각도 크기는 10도³² 아래에서부터 관측치의 분해능 한계까지 다양하다.일반적으로 고해상도 관측은 결국 대형 HVC가 많은 소형 복합체로 구성되는 경우가 많다는 것을 보여준다.HI방출을 통해서만 HVC를 검출할 경우 은하수의 모든 HVC는 밤하늘의 약 37%를 차지한다.대부분의 HVC는 직경 2에서 15 킬로 파섹(kpc) 사이에 있다.^[1]

수명

분산된 후광매체를 통해 이동하는 차가운 구름은 소멸을 막는 일종의 지지 메커니즘 없이 2억 년의 순서로 생존 시간을 갖는 것으로 추정된다.^[1]수명은 주로 구름의 질량뿐만 아니라 구름의 밀도, 후광 밀도, 그리고 구름의 속도에 달려 있다.은하 광로의 HVC는 켈빈-헬름홀츠 불안정성을 통해 파괴된다.구름의 안쪽은 에너지를 분산시켜 후광매질의 불가피한 난방으로 이어질 수 있다.기체 광로의 다상 구조는 HVC 파괴와 냉각의 라이프 사이클이 진행 중임을 시사한다.

가능한 지원 메커니즘

HVC의 수명을 늘리는 데 책임이 있는 일부 가능한 메커니즘에는 차폐 효과를 유도하는 자기장의 존재 및/또는 암흑 물질의 존재를 포함하지만 HVC의 암흑 물질에 대한 강력한 관찰 증거가 없다.가장 많이 수용되는 메커니즘은 동적 차폐로 켈빈-헬름홀츠 시간을 증가시킨다.이 프로세스는 HVC가 온열기와 저밀도 외부로 차폐되어 HI 구름의 주변과 관련하여 상대 속도가 더 작기 때문에 작동한다.

오리진스

그들의 발견 이후, HVC의 기원을 설명하기 위해 몇 가지 가능한 모델들이 제안되었다.그러나 은하수 관측의 경우, 구름의 다양성, IVC의 구별되는 특성, 식인화된 왜소 은하와 분명히 연관되어 있는 구름의 존재(즉, 마젤란계 등)는 HVC가 여러 가지 가능한 기원을 가지고 있을 가능성이 가장 높다는 것을 나타낸다.이러한 결론은 특정 모델에 대한 대부분의 시뮬레이션이 일부 클라우드 동작을 설명할 수 있지만 전부는 아니라는 사실에서도 강하게 뒷받침된다.

우르트의 가설

얀 오트는 HVC를 은하 초기 형성에서 남은 가스로 설명하는 모델을 개발했다.그는 만약 이 가스가 은하계의 중력 영향의 가장자리에 있다면 수십억 년 동안 은하 원반 쪽으로 다시 끌려가 HVC로 다시 떨어질 수 있다는 이론을 세웠다.^[2]오트의 모델은 은하의 관찰된 화학적 구성을 잘 설명했다.고립된 은하(즉, 수소 가스의 지속적인 동화가 없는 은하)를 고려할 때, 연속적인 별 세대는 무거운 원소들이 더 많은 성간 매체(ISM)를 주입해야 한다.그러나 태양 근방의 별들에 대한 검사는 별의 나이와 상관없이 거의 동일한 원소의 상대적 숙성을 보여준다; 이것은 G 난쟁이 문제로 알려지게 되었다.HVC는 ISM을 지속적으로 희석하는 원시 가스의 일부를 나타냄으로써 이러한 관측치를 설명할 수 있다.^[2]

은하분수

대체 이론은 가스가 은하계에서 배출되고 우리가 관찰하는 고고속 가스로서 다시 떨어진다는 것에 초점을 맞추고 있다.은하 원반에서 물질을 어떻게 배출할 수 있는지 설명하기 위해 여러 제안된 메커니즘이 존재하지만, 은하 분수에 대한 가장 일반적인 설명은 거대한 물질의 "거품"을 배출하기 위해 초신성 폭발을 혼합하는 것에 초점을 맞추고 있다.가스가 은하 원반에서 배출되고 있기 때문에 배출 가스의 관찰된 금속성은 원반과 유사해야 한다.HVC의 출처에 대해서는 이것이 배제될 수 있지만, 이러한 결론은 IVC의 출처로 은하 분수를 가리킬 수 있다.^[1]

위성 은하로부터의 점착

왜소 은하계가 더 큰 은하의 후광을 통과함에 따라 왜소 은하의 성간 매개체로 존재하는 가스가 조력과 램 압력 박토에 의해 벗겨질 수도 있다.^[1]HVC 형성의 이 모델에 대한 증거는 은하수의 후광에 있는 마젤란류의 관측에서 나온다.이러한 방식으로 형성된 HVC의 다소 뚜렷한 특징도 시뮬레이션에 의해 설명되며, 마젤란류 흐름과 관련이 없는 은하수의 HVC는 대부분 왜소 은하와 전혀 연관되어 있지 않은 것으로 보인다.^[1]

암흑 물질

데이비드 아이클러가 제안한 또 다른 모델은 현재 벤 구리온 대학교에서, 그리고 나중에 버클리 캘리포니아 대학의 레오 블리츠가 제안한 것으로, 구름이 매우 거대하고 은하 사이에 위치하며, 쌍성 물질이 암흑 물질의 농도에 근접할 때 생성된다고 가정한다.^[2]암흑물질과 기체 사이의 중력 인력은 주변 물질의 불안이 구름이 다소 빨리 소멸되도록 해야 하는 은하간 거리에서도 구름이 안정적으로 유지될 수 있는 능력을 설명하기 위한 것이었다.그러나 대부분의 HVC에 대한 거리 결정의 등장으로 이 가능성은 배제될 수 있다.

은하 진화

은하의 후광 가스의 기원과 운명을 묻는 것은 해당 은하의 진화를 묻는 것이다.HVC와 IVC는 나선은하 구조의 중요한 특징이다.이러한 구름은 은하의 별 생성률(SFR)을 고려할 때 가장 중요하다.은하수는 원반 내에 약 50억 개의 태양 질량의 항성형성 물질을 가지고 있으며, ${\begin{smallmatrix}M_{\odot }\end{smallmatrix}}$ M $⊙{\$ yr의 ${\begin{smallmatrix}M_{\odot }\end{smallmatrix}}$ ⁻¹ SFR을 가지고 있다.^[1]은하계 화학적 진화를 위한 모델은 이 양의 적어도 절반은 현재 관측 가능한 구조를 설명하기 위해 지속적으로 첨가되고 낮은 금속성 물질이어야 한다는 것을 발견한다.이러한 억제가 없다면, SFR은 현재의 항성 형성 물질이 기껏해야 몇 기가이어(Gyr)만 더 지속될 것임을 나타낸다.^[1]

질량 유입 모델은 HVC에서 최대 .4 $⊙{\$ smallmatrix} $M_{\odot }\end{smallmatrix}}}$ yr를 ${\begin{smallmatrix}M_{\odot }\end{smallmatrix}}$ ⁻¹ 발생시킨다.이 비율은 화학적 진화 모델에 의해 요구되는 것을 충족시키지 못한다.따라서, 은하수가 가스 함량에서 저점을 통과하거나 추가 가스가 도착할 때까지 SFR을 감소시킬 가능성이 있다.^[1]따라서 은하 진화의 맥락에서 HVC를 논의할 때, 대화는 주로 항성 형성과 미래의 항성 물질이 은하 원반을 어떻게 연료로 하는가에 관한 것이다.

현재 우주의 모델인 ʌCDM은 은하계가 시간이 지남에 따라 거미줄 같은 구조를 이루고 있는 경향이 있음을 나타낸다.^[3]그러한 모델 하에서 은하계의 후광으로 들어가는 대부분의 바리온들은 이러한 우주적인 필라멘트를 따라 그렇게 한다.처녀반경에서의 질량유입의 70%는 은하계의 진화모델에서 우주 필라멘트를 따라 들어오는 것과 일치한다.현재의 관측 한계로 볼 때 은하수로 공급되는 필라멘트의 대부분은 HI에서 볼 수 없다.그럼에도 불구하고 은하 후광 안에 있는 일부 가스 구름은 인공위성에서 벗겨낸 가스보다 낮은 금속성을 가지고 있어 이 구름들이 아마도 우주 필라멘트를 따라 흘러들어오는 원시 물질임을 시사한다.이 형태의 가스는 16만 리 (50 kpc)까지 검출할 수 있으며, 주로 뜨거운 광로의 일부가 되어 냉각과 응축이 되며, 은하 원반에 떨어져 항성 형성에 기여한다.^[1]

기계적 피드백 메커니즘, 즉 초신성 기반 또는 활성 은하 핵에 의한 가스 유출은 나선 은하의 후광 가스와 내부의 HVC의 기원을 이해하는 데 중요한 요소이기도 하다.은하수의 X선 및 감마선 관측은 과거 10-15메가헤어(Myr)에서 일부 중앙 엔진 피드백이 발생했을 가능성을 나타낸다.게다가, "원산지"에서 설명한 것처럼, 원반 전체의 "은하 분수" 현상은 은하수의 진화를 결합하는 데 있어 유사하게 중요하다.은하 수명의 과정에서 배출되는 물질은 관측 데이터(주로 관측된 금속성 함량)를 설명하는 동시에 미래의 항성 형성을 위한 피드백 소스를 제공한다.^[1]

"원산지" 섹션에서 자세히 설명했듯이, 위성 억제는 은하의 진화에 역할을 한다.대부분의 은하는 작은 전구체가 합쳐져서 생긴 것으로 추정되며, 그 과정은 은하 수명 동안 계속된다.^[2]향후 100억년 이내에, 더 많은 위성 은하계가 은하수와 합쳐질 것이며, 이것은 확실히 은하수의 구조에 상당한 영향을 미치고 미래의 진화를 이끌 것이다.^[2]

나선은하는 잠재적인 항성형성 물질에 대한 풍부한 근원을 가지고 있지만, 은하가 이러한 자원에 대해 얼마나 오랫동안 지속적으로 끌어당길 수 있는가는 여전히 의문이다.미래 세대의 관측 도구와 계산 능력은 은하수의 과거와 미래의 기술적 세부사항과 HVC가 그것의 진화에 어떻게 역할을 하는지를 밝혀줄 것이다.^[1]

HVC의 예

북반구

북반구에서 우리는 마젤란계(Magellanic System)의 명령에는 아무것도 없지만 몇 개의 대형 HVC를 발견한다(아래에서 설명).A와 C 콤플렉스는 HVC가 최초로 발견되어 1963년에 처음 관찰되었다.^[2]이 두 구름 모두 무거운 원소가 부족한 것으로 나타나 태양의 10~30%의 농도를 보이고 있다.^[1]그들의 낮은 야금성은 HVC가 정말로 "신선한" 가스를 들여온다는 증거인 것 같다.복합 C는 매년 0.1– ${\begin{smallmatrix}M_{\odot }\end{smallmatrix}}$ .2 M $⊙{\$ 의 ${\begin{smallmatrix}M_{\odot }\end{smallmatrix}}$ 신소재를 들여올 것으로 추정되어 왔으며, 복합 A는 그 양의 약 절반을 들여온다.이 신선한 가스는 별의 화학적 구성을 설명하기에 충분할 정도로 은하 가스를 적절히 희석하는데 필요한 전체 가스의 약 10~20%이다.^[2]

복합 C

가장 잘 연구된 HVC 중 하나인 콤플렉스 C는 적어도 14,000 ly (약 4 kpc)의 거리지만 은하계 비행기 위에서는 45,000 ly (약 14 kpc)를 넘지 않는다.^[2]또한 콤플렉스 C는 태양에 함유된 질소 함량의 약 1/50을 함유하고 있는 것으로 관찰되어 왔음에 유의해야 한다.^[2]고질량 별의 관측은 질소가 저질량 별보다 다른 무거운 원소에 비해 적게 생산한다는 것을 나타낸다.이는 콤플렉스 C의 무거운 원소가 고질량 별에서 나올 수 있음을 암시한다.초기의 별들은 더 높은 질량의 별들로 알려져 있고 그래서 콤플렉스 C는 은하 밖에서 형성되고 고대 우주에서 온 가스로 이루어진 종류의 화석인 것으로 보인다.그러나, 콤플렉스 C의 다른 영역에 대한 최근의 연구는 원래 보고되었던 것보다 두 배나 높은 야금성을 발견했다.^[2]이러한 측정은 과학자들이 C 콤플렉스가 다른, 더 젊고 가까운 가스 구름과 섞이기 시작했다고 믿게 만들었다.

복합 A

콤플렉스 A는 은하 후광에서 25,000–30,000 리 (8–9 kpc) 떨어져 있다.^[2]

남반구

남반구에서 가장 두드러진 HVC는 모두 마젤란계(Magellanic Stream)와 선행암(Leading Arm)이라는 두 가지 주요 성분을 가진 마젤란계(Magellanic System)와 관련이 있다.둘 다 대마젤란운과 소마젤란운(LMC, SMC)에서 벗겨낸 가스로 만든 것이다.기체의 절반은 감속되어 궤도의 구름에 뒤처져 있다(이것이 하천 성분이다).가스의 나머지 절반(선봉 암 성분)은 가속되어 궤도에 있는 은하계 앞에서 당겨졌다.마젤란계통은 은하 원반으로부터 약 18만 리(55 kpc) 떨어져 있지만, 마젤란계 하천의 끝은 30만-50만 리(100–150 kpc)까지 뻗어 있을 수 있다.^[1]전체 시스템은 은하계의 HI 질량의 약 30~50%인 은하광고에 HI의 최소 ${\begin{smallmatrix}M_{\odot }\end{smallmatrix}}$ ${\begin{smallmatrix}M_{\odot }\end{smallmatrix}}$ m ${\$ 를 기여하는 것으로 생각된다.^[1]

마젤란 하천

마젤란 하천은 "속도와 기둥 밀도 구배가 잘 정의된 길고 연속적인 구조물"^[1]로 평가된다.마젤란 하천 끝의 속도는 은하계-휴식 기준(GSR) 프레임에서 +300 km/s로 가정한다.^[1]스트림 구름은 은하 후광 매체가 더 멀고 밀도가 훨씬 낮은 지역에 거주하기 때문에 다른 HVC보다 압력이 낮은 것으로 생각된다.퓨즈는 마젤란 하천과 혼합된 고이온화 산소를 발견했다.이것은 이 하천이 반드시 뜨거운 가스에 담겨 있어야 한다는 것을 암시한다.

리딩 암

선두 팔은 하나의 연속적인 흐름이 아니라 마젤란 구름 앞의 지역에서 발견되는 복수의 구름의 연관성이다.GSR 프레임에서는 속도가 -300km/s인 것으로 생각된다.^[1]Leading Arm의 HVC 중 하나는 SMC와 매우 유사한 구성을 보여준다.이를 구성하는 기체가 은하계에서 떨어져 나와 위성 은하를 분리해 은하수에 동화시키는 조력력을 통해 그 앞에서 가속됐다는 생각을 뒷받침하는 것으로 보인다.

스미스의 구름

이것은 남반구에서 발견된 또 다른 잘 연구된 HVC이다.자세한 내용은 Smith's Cloud 기사를 참조하십시오.

그린 뱅크 망원경이 2008년에 찍은 스미스의 구름 이미지

참고 항목

참조

^ ^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; J.E.G. Peek; M.R. Joung (September 2012). "Gaseous Galaxy Halos". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 50: 491–529. arXiv:1207.4837. Bibcode:2012ApJ...460..914V. doi:10.1146/annurev-astro-081811-125612.
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추가 읽기

높은 속도 구름.
바트 P. 와커와 휴고 반 워든,

매년 천문학 및 천체물리학 리뷰,

제35권, 217-266쪽; 1997년 9월.
은하계의 후광에서 고도로 빠른 클라우드 "체인 A"의 위치가 확인됨.
휴고 판 우어든, 울리히 J. 슈바르츠, 레이니어 F.Pelletier, Bart P.Wakker와 Peter M. W. Kalberla,

네이처, 400권 138-141쪽; 1999년 7월 8일.

arXiv: arXiv:astro-ph/9907107
은하수에 의한 저금속성 기체의 부착.
Bart P. Wakker, J. Chris Howk, Blair D.새비지, 휴고 반 워든, 스티브 L투프테, 울리히 J. 슈바르츠, 로버트 벤자민, 로널드 J. 레이놀즈, 레이니어 F.펠레티에와 피터 M. W. 칼버라

네이처 402, 6760; 페이지 388–390; 1999년 11월 25일.
은하수의 형성과 진화.
크리스티나 치아피니

아메리칸 사이언티스트,

제89권, 제6권, 페이지 506–515호

2001년 11월~12월.
극자외선 분광 탐사선 은하수 광속구름의 분자수소에 관한 연구
P. 리히터, B. P. 와커, B. D. 새비지, K. R. 셈바흐,

Astrophysical Journal, Vol.586, No.1, 페이지 230–248; 2003년 3월 20일.

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은하 근처의 고이온화 고경사성 가스.
K. R. Sembach, B. P. Wakker, B. D. Savage, P. Richter, M. Meade, J. M. Shull, E. B. 젠킨스, G. Sonneborn, H. W. Moos,

천체물리학 저널 보충 시리즈, 146권, 1번 페이지 165-208; 2003년 5월.

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콤플렉스 C: 은하수로 곤두박질치는 저금속성, 고도로 빠른 구름.
토드 M. 트립, 바트 P.Wakker, Edward B.젠킨스, C. W. 바우어스, A. C. Danks, R. F. Green, S. R. Hip, C. L. Joseph, M. E. Kaiser, B. E. Woodgate,

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