La LMC se clasifica como una espiral de Magallanes . [12] Contiene una barra estelar que está geométricamente descentrada, lo que sugiere que alguna vez fue una galaxia espiral enana barrada antes de que sus brazos espirales fueran interrumpidos, probablemente por interacciones de marea de la cercana Pequeña Nube de Magallanes (SMC) y la gravedad de la Vía Láctea. . [13] Se prevé que la LMC se fusionará con la Vía Láctea en aproximadamente 2.400 millones de años. [14]
Tanto la Nube Grande como la Pequeña de Magallanes han sido fácilmente visibles para los observadores nocturnos del sur desde la prehistoria. Se ha afirmado que la primera mención escrita conocida de la Gran Nube de Magallanes fue la del astrónomo persa ' Abd al-Rahman al-Sufi Shirazi (más tarde conocido en Europa como "Azophi"), a la que se refirió como Al Bakr , el Blanco. Ox, en su Libro de las estrellas fijas hacia el año 964 d.C. [17] [18] Sin embargo, esto parece ser un malentendido de una referencia a algunas estrellas al sur de Canopus que él admite no haber visto. [19] [20]
La primera observación confirmada registrada fue en 1503-1504 por Amerigo Vespucci en una carta sobre su tercer viaje. Mencionó "tres Canopes [ sic ], dos brillantes y uno oscuro"; "brillante" se refiere a las dos Nubes de Magallanes , y "oscuro" se refiere al Saco de Carbón . [21]
Constelación de Dorado : la LMC es el círculo verde al sur (abajo) de la imagen.
Fernando de Magallanes avistó el LMC en su viaje en 1519 y sus escritos lo llevaron al conocimiento occidental común . La galaxia ahora lleva su nombre. [18]
La galaxia y el extremo sur de Dorado se encuentran en la época actual en oposición alrededor del 5 de diciembre, cuando son visibles desde el atardecer hasta el amanecer desde puntos ecuatoriales como Ecuador, los Congos, Uganda, Kenia e Indonesia y durante parte de la noche en meses cercanos. Por encima de aproximadamente 28° sur , como en la mayor parte de Australia y Sudáfrica, la galaxia siempre está lo suficientemente por encima del horizonte para ser considerada propiamente circumpolar , por lo que durante la primavera y el otoño la nube también es visible gran parte de la noche, y en pleno invierno Junio casi coincide con la mayor proximidad a la posición aparente del Sol.
Las mediciones realizadas con el Telescopio Espacial Hubble , anunciadas en 2006, sugieren que las Nubes de Magallanes, Grande y Pequeña, pueden estar moviéndose demasiado rápido para estar orbitando la Vía Láctea . [22]
Los astrónomos descubrieron un nuevo agujero negro dentro de la Gran Nube de Magallanes en noviembre de 2021 utilizando el Very Large Telescope del Observatorio Europeo Austral en Chile . Los astrónomos afirman que su gravedad está influenciada por una estrella cercana, que tiene aproximadamente cinco veces la masa del Sol. [23] [ se necesita una mejor fuente ]
La Gran Nube de Magallanes tiene una barra central prominente y un brazo en espiral . [24] La barra central parece estar deformada de modo que los extremos este y oeste están más cerca de la Vía Láctea que el centro. [25] En 2014, las mediciones realizadas por el telescopio espacial Hubble permitieron determinar un período de rotación de 250 millones de años. [26]
Durante mucho tiempo se consideró que la LMC era una galaxia plana que se podía suponer que se encontraba a una distancia única del Sistema Solar. Sin embargo, en 1986, Caldwell y Coulson [27] descubrieron que las variables cefeidas de campo en el noreste se encuentran más cerca de la Vía Láctea que las del suroeste. De 2001 a 2002, esta geometría inclinada fue confirmada por los mismos medios, [28] mediante núcleos de estrellas rojas que queman helio, [29] y por la punta de la rama gigante roja. [30] Los tres artículos encuentran una inclinación de ~ 35°, mientras que una galaxia de frente tiene una inclinación de 0°. Trabajos posteriores sobre la estructura de la LMC utilizando la cinemática de las estrellas de carbono mostraron que el disco de la LMC es grueso [30] y ensanchado, [31] [32] probablemente debido a interacciones con la SMC. [32] Con respecto a la distribución de cúmulos de estrellas en el LMC, Schommer et al. [33] midieron las velocidades de ~ 80 grupos y descubrieron que el sistema de grupos de LMC tiene una cinemática consistente con los grupos que se mueven en una distribución similar a un disco. Estos resultados fueron confirmados por Grocholski et al., [34] quienes calcularon distancias a una muestra de cúmulos y demostraron que el sistema de cúmulos se distribuye en el mismo plano que las estrellas de campo.
Distancia
Ubicación de la Gran Nube de Magallanes con respecto a la Vía Láctea y otras galaxias satélite
La distancia al LMC se ha calculado utilizando velas estándar ; Las variables cefeidas son una de las más populares. Se ha demostrado que tienen una relación entre su luminosidad absoluta y el período durante el cual varía su brillo. Sin embargo, es posible que también sea necesario tomar la variable de metalicidad como un componente de esto, ya que hay consenso en que esto probablemente afecte sus relaciones período-luminosidad . Desafortunadamente, los de la Vía Láctea que normalmente se utilizan para calibrar la relación son más ricos en metales que los que se encuentran en la LMC. [35]
En 2006, la luminosidad absoluta de las Cefeidas se recalibró utilizando variables Cefeidas en la galaxia Messier 106 que cubren una variedad de metalicidades. [8] Utilizando esta calibración mejorada, encuentran un módulo de distancia absoluto de , o 48 kpc (160.000 años luz). Esta distancia ha sido confirmada por otros autores. [9] [10]
Al correlacionar diferentes métodos de medición, se puede limitar la distancia; los errores residuales son ahora menores que los parámetros de tamaño estimados del LMC.
Los resultados de un estudio que utilizó binarias eclipsantes de tipo tardío para determinar la distancia con mayor precisión se publicaron en la revista científica Nature en marzo de 2013. Se obtuvo una distancia de 49,97 kpc (163.000 años luz) con una precisión del 2,2%. [2]
Características
Dos nubes de gas brillante muy diferentes en la Gran Nube de Magallanes, NGC 2014 (rojo) y NGC 2020 (azul) [36]
Un puente de gas conecta la Pequeña Nube de Magallanes (SMC) con la LMC, lo que evidencia la interacción de mareas entre las galaxias. [42] Las Nubes de Magallanes tienen una envoltura común de hidrógeno neutro, lo que indica que han estado unidas gravitacionalmente durante mucho tiempo. Este puente de gas es un sitio de formación de estrellas. [43]
No se detectaron rayos X por encima del fondo de ninguna de las nubes durante el vuelo del cohete Nike-Tomahawk del 20 de septiembre de 1966, ni el de dos días después. [44] El segundo despegó del atolón Johnston a las 17:13 UTC y alcanzó un apogeo de 160 km (99 millas), con estabilización de giro a 5,6 rps. [45] El LMC no se detectó en el rango de rayos X de 8 a 80 keV. [45]
Otro fue lanzado desde el mismo atolón a las 11:32 UTC del 29 de octubre de 1968, para escanear el LMC en busca de rayos X. [46] La primera fuente discreta de rayos X en Dorado estaba en RA 05 h 20 m Dec −69°, [46] [47] y era la Gran Nube de Magallanes. [48] Esta fuente de rayos X se extendió sobre unos 12° y es consistente con la Nube. Su tasa de emisión entre 1,5 y 10,5 keV para una distancia de 50 kpc es4 × 10 38 ergios /s. [46] Se llevó un instrumento de astronomía de rayos X a bordo de un misil Thor lanzado desde el mismo atolón el 24 de septiembre de 1970, a las 12:54 UTC y altitudes superiores a 300 km (190 millas), para buscar la Pequeña Nube de Magallanes y ampliar la observación de la LMC. [49] La fuente en el LMC parecía extendida y contenía la estrella ε Dor . La luminosidad de rayos X (L x ) en el rango de 1,5 a 12 keV fue6 × 10 31 W (6 × 10 38 ergios/s ). [49]
La Gran Nube de Magallanes (LMC) aparece en las constelaciones Mensa y Dorado . LMC X-1 (la primera fuente de rayos X en el LMC) está en RA 05 h 40 m 05 s Dec −69° 45′ 51″, y es una fuente binaria (sistema estelar) de rayos X de alta masa ( HMXB ). [50] De los primeros cinco binarios luminosos de rayos X LMC: LMC X-1, X-2, X-3, X-4 y A 0538–66 (detectados por Ariel 5 en A 0538–66), LMC X- 2 es el que es un sistema binario de rayos X brillante de baja masa ( LMXB ) en el LMC. [51]
DEM L316 en la Nube consta de dos restos de supernova. [52] Los espectros de rayos X del Chandra muestran que la capa de gas caliente en la parte superior izquierda tiene abundante hierro. Esto implica que la SNR superior izquierda es producto de una supernova de Tipo Ia ; una abundancia mucho menor en el remanente inferior contradice una supernova de Tipo II . [52]
Un púlsar de rayos X de 16 ms está asociado con SNR 0538-69.1. [53] SNR 0540-697 se resolvió utilizando ROSAT . [54]
Galería
Parte del conjunto de datos SMASH que muestra una vista de gran angular de la Gran Nube de Magallanes [55]
Gran Nube de Magallanes fotografiada por un astrónomo aficionado. Se han eliminado las estrellas no relacionadas.
Gran Nube de Magallanes renderizada desde Gaia EDR3
Gran Nube de Magallanes renderizada desde Gaia EDR3 sin estrellas en primer plano
"Revisando un espectáculo de fuegos artificiales celestiales, desde la cámara planetaria de campo amplio 2" . Las delicadas láminas y los intrincados filamentos son restos de la muerte catastrófica de una estrella masiva que alguna vez vivió en la LMC. [56]
DEM L316A se encuentra a unos 160.000 años luz de distancia en la Gran Nube de Magallanes [57]
Notas
^ abcdefgh "Base de datos extragaláctica de la NASA / IPAC". "Resultados de la Gran Nube de Magallanes" . Consultado el 29 de julio de 2022 .
^ abc Pietrzyński, G; D. Graczyk; W. Gieren; IB Thompson; B. Pilecki; A. Udalski; I. Soszyński; et al. (7 de marzo de 2013). "Una distancia binaria eclipsante a la Gran Nube de Magallanes con una precisión del dos por ciento". Naturaleza . 495 (7439): 76–79. arXiv : 1303.2063 . Código Bib :2013Natur.495...76P. doi : 10.1038/naturaleza11878. PMID 23467166. S2CID 4417699.
^ Erkal, Denis (2019). "La masa total de la Gran Nube de Magallanes a partir de su perturbación en la corriente Orphan". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society: cartas . 487 (2): 2685–2700. arXiv : 1812.08192 . doi : 10.1093/mnras/stz1371 .
^ ab De Vaucouleurs, Gerard; De Vaucouleurs, Antonieta; Corwin, Herold G.; Buta, Ronald J.; Paturel, Georges; Fouque, Pascal (1991). Tercer catálogo de referencia de galaxias brillantes. Código Bib : 1991rc3..libro.....D.
^ Steven J. Dick (21 de marzo de 2019). Clasificación del cosmos: cómo podemos darle sentido al paisaje celeste. Saltador. ISBN978-3-03-010380-4.
^ Buscombe, William (1954). «Folletos de la Sociedad Astronómica del Pacífico, Las Nubes de Magallanes ». Folletos de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 7 (302): 9. Bibcode : 1954ASPL....7....9B.
^ Shattow, Genevieve; Loeb, Abraham (2009). "Implicaciones de las recientes mediciones de la rotación de la Vía Láctea para la órbita de la Gran Nube de Magallanes". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society: cartas . 392 (1): L21-L25. arXiv : 0808.0104 . Código Bib : 2009MNRAS.392L..21S. doi : 10.1111/j.1745-3933.2008.00573.x . S2CID 854729.
^ ab Macri, LM; et al. (2006). "Una nueva distancia cefeida a la galaxia máser-anfitriona NGC 4258 y sus implicaciones para la constante de Hubble". La revista astrofísica . 652 (2): 1133-1149. arXiv : astro-ph/0608211 . Código bibliográfico : 2006ApJ...652.1133M. doi :10.1086/508530. S2CID 15728812.
^ ab Freedman, Wendy L.; Madore, Barry F. (2010). "La constante de Hubble". Revista Anual de Astronomía y Astrofísica . 48 : 673–710. arXiv : 1004.1856 . Código Bib : 2010ARA&A..48..673F. doi : 10.1146/annurev-astro-082708-101829. S2CID 119263173.
^ ab Majaess, Daniel J.; Turner, David G.; Carril, David J.; Henden, Arne; Krajci, Tom (2010). "Anclaje de la escala de distancia universal mediante una plantilla Wesenheit". Revista de la Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables . 39 (1): 122. arXiv : 1007.2300 . Código Bib : 2011JAVSO..39..122M.
^ "Nube de Magallanes". Enciclopedia Británica . 2009 . Consultado el 30 de agosto de 2009 .
^ Besla, Gurtina; Martínez-Delgado, David; Marel, Roeland P. van der; Beletsky, Yuri; Seibert, Marcos; Schlafly, Edward F.; Grebel, Eva K.; Neyer, Fabián (2016). "Imágenes de bajo brillo de la superficie del sistema de Magallanes: huellas de interacciones de marea entre las nubes en la periferia estelar". La revista astrofísica . 825 (1): 20. arXiv : 1602.04222 . Código Bib : 2016ApJ...825...20B. doi : 10.3847/0004-637X/825/1/20 . ISSN 0004-637X. S2CID 118462693.
^ McAlpine, Estuardo; Frenk, Carlos S.; Deason, Alis J.; Cautún, Marius (21 de febrero de 2019). "Las secuelas de la Gran Colisión entre nuestra Galaxia y la Gran Nube de Magallanes". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 483 (2): 2185–2196. arXiv : 1809.09116 . Código Bib : 2019MNRAS.483.2185C. doi : 10.1093/mnras/sty3084 . ISSN 0035-8711.
^ Sesiones, Larry (8 de diciembre de 2021). "Las Nubes de Magallanes, nuestras vecinas galácticas". CieloTierra . Consultado el 17 de julio de 2013 .
^ "Vestido de rojo". ESA/HUBBLE . 24 de febrero de 2014 . Consultado el 12 de marzo de 2014 .
^ "Observatorio de París (Abd-al-Rahman Al Sufi)" . Consultado el 19 de abril de 2007 .
^ ab "Observatorio de París (LMC)" . Consultado el 19 de abril de 2007 .
^ Hafez, Ihsan; Stephenson, Richard; Orchiston, Wayne (2011), Abdul-Rahman al-Sufi y su libro de las estrellas fijas, págs. 121-138, ISBN 9781441981615 , consultado el 13 de noviembre de 2019
^ Ridpath, Ian. Star Tales: las nebulosas de al-Sufi. Edición en línea . Consultado el 15 de septiembre de 2021 .
^ "Observatorio de París (Amerigo Vespucci)" . Consultado el 19 de abril de 2007 .
^ "Comunicado de prensa: Las nubes de Magallanes pueden estar de paso". Universidad de Harvard. 9 de enero de 2007.
^ Ashley Strickland (11 de noviembre de 2021). "Agujero negro oculto descubierto en nuestra galaxia vecina". CNN . Consultado el 18 de noviembre de 2021 .
^ Nicolson, Iain (1999). Desplegando nuestro Universo . Estados Unidos: Cambridge University Press. págs. 213-214. ISBN0-521-59270-4.
^ Subramaniam, Annapurni (3 de noviembre de 2003). "Gran barra de nubes de Magallanes: evidencia de una barra deformada". La revista astrofísica . 598 (1). Estados Unidos: L19 – L22. Código Bib : 2003ApJ...598L..19S. doi : 10.1086/380556 . S2CID 4368706.
^ "La velocidad de rotación de esta galaxia determinada con precisión te dejará boquiabierto". Grabador científico . Archivado desde el original el 21 de febrero de 2014.
^ Caldwell, JAR; Coulson, IM (1986). "La geometría y distancia de las Nubes de Magallanes a las variables Cefeidas". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 218 (2): 223–246. Código bibliográfico : 1986MNRAS.218..223C. doi : 10.1093/mnras/218.2.223 .
^ Nikolaev, S.; et al. (2004). "Geometría del gran disco de la nube de Magallanes: resultados de MACHO y el Two Micron All Sky Survey". La revista astrofísica . 601 (1): 260–276. Código Bib : 2004ApJ...601..260N. CiteSeerX 10.1.1.409.5235 . doi :10.1086/380439. S2CID 15818077.
^ Olsen, KAG; Salyk, C. (2002). "¿Una deformación en el gran disco de la nube de Magallanes?". La Revista Astronómica . 124 (4): 2045-2053. arXiv : astro-ph/0207077 . Código Bib : 2002AJ....124.2045O. doi :10.1086/342739. S2CID 121615519.
^ ab van der Marel, RP; Cioni, M.-RL (2001). "Estructura de la nube de Magallanes a partir de estudios de infrarrojo cercano. I. Los ángulos de visión de la gran nube de Magallanes". La Revista Astronómica . 122 (4): 1807–1826. arXiv : astro-ph/0105339 . Código Bib : 2001AJ....122.1807V. doi :10.1086/323099. S2CID 15850335.
^ Alves, DR; Nelson, California (2000). "La curva de rotación de la gran nube de Magallanes y las implicaciones para la microlente". La revista astrofísica . 542 (2): 789–803. arXiv : astro-ph/0006018 . Código bibliográfico : 2000ApJ...542..789A. doi :10.1086/317023. S2CID 7266377.
^ ab Ripepi, Vincenzo; Camino, Laurent; Molinaro, Roberto; Cioni, María-Rosa L.; Bekki, Kenji; Clementini, Gisella; De Grijs, Richard; De Somma, Giulia; El Youssoufi, Dalal; Girardi, Leo; Groenewegen, Martín A T.; Ivanov, Valentín; Marconi, Marcella; McMillan, Paul J.; Van Loon, Jacco Th (2022). "El estudio VMC - XLVIII. Las cefeidas clásicas revelan la geometría 3D del LMC". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 512 (1): 563–582. arXiv : 2203.01780 . Código Bib : 2022MNRAS.512..563R. doi : 10.1093/mnras/stac595 .
^ Schommer, RA; et al. (1992). "Espectroscopia de gigantes en grupos de LMC. II - Cinemática de la muestra del grupo". La Revista Astronómica . 103 : 447–459. Código bibliográfico : 1992AJ....103..447S. doi :10.1086/116074.
^ Grocholski, AJ; et al. (2007). "Distancias a cúmulos poblados en la Gran Nube de Magallanes a través de la luminosidad de la banda K del grupo rojo". La Revista Astronómica . 134 (2): 680–693. arXiv : 0705.2039 . Código Bib : 2007AJ....134..680G. doi :10.1086/519735. S2CID 14921511.
^ Mottini, M.; Romaniello, M.; Primas, F .; Bono, G.; Groenewegen, MAT; François, P. (2006). "La composición química de las Cefeidas en la Vía Láctea y las Nubes de Magallanes". Memoria de la Sociedad Astronómica Italiana . 77 : 156-159. arXiv : astro-ph/0510514 . Código Bib : 2006MmSAI..77..156M.
^ "La extraña pareja". Comunicado de prensa de ESO . Consultado el 8 de agosto de 2013 .
^ Arny, Thomas T. (2000). Exploraciones: una introducción a la astronomía (2ª ed.). Boston: McGraw-Hill. pag. 479.ISBN0-07-228249-5.
^ Burnham, Robert Jr. (1978). Manual celestial de Burnham: volumen dos . Nueva York: Dover. pag. 837.ISBN0-486-23567-X.
^ Burnham (1978), 840–848.
^ Dopita, MA; Mathewson, DS; Ford, VL (1977). "Emisión óptica de ondas de choque. III. Abundancias en restos de supernovas". La revista astrofísica . 214 : 179. Código bibliográfico : 1977ApJ...214..179D. doi : 10.1086/155242 . ISSN 0004-637X.
^ "Un grupo juvenil". Imagen de la semana de la ESA/Hubble . Consultado el 24 de agosto de 2015 .
^ Mathewson DS, Ford VL (1984). S. van den Bergh; KS de Boer (eds.). "Estructura y Evolución de las Nubes de Magallanes". Simposio de la UAI . 108 . Reidel, Dordrecht: 125.
^ Heydari-Malayeri, M.; Meynadier, F.; Charmandaris, V.; Deharveng, L.; Le Bertre, Th.; Rosa, señor; Schärer, D. (2003). "El entorno estelar de SMC N81". Astronomía y Astrofísica . 411 (3): 427–435. arXiv : astro-ph/0309126 . Código Bib : 2003A y A...411..427H. doi :10.1051/0004-6361:20031360. S2CID 8240730.
^ Chodil, G; Marcos, Hans; Rodríguez, R; Seward, FD; Swift, CD (octubre de 1967). "Intensidades y espectros de rayos X de varias fuentes cósmicas". La revista astrofísica . 150 (10): 57–65. Código bibliográfico : 1967ApJ...150...57C. doi : 10.1086/149312 .
^ ab Seward, FD; Toor, A (noviembre de 1967). "Búsqueda de rayos X de 8 a 80 KEV de la Gran Nube de Magallanes y la Nebulosa del Cangrejo". La revista astrofísica . 150 (11): 405–12. Código bibliográfico : 1967ApJ...150..405S. doi : 10.1086/149343 .
^ abc Marcos, Hans; Precio, R; Rodríguez, R; Seward, FD; Swift, CD (marzo de 1969). "Detección de rayos X de la gran nube de Magallanes". Cartas de diarios astrofísicos . 155 (3): L143–4. Código bibliográfico : 1969ApJ...155L.143M. doi :10.1086/180322.
^ Lewin, WHG; Clark, GW; Smith, WB (1968). "Búsqueda de rayos X de las Nubes de Magallanes Grande y Pequeña". Naturaleza . 220 (5164): 249–250. Código Bib :1968Natur.220..249L. doi :10.1038/220249b0. S2CID 4187949.
^ Dolan JF (abril de 1970). "Un catálogo de fuentes de rayos X celestes discretas". La Revista Astronómica . 75 (4): 223–30. Código bibliográfico : 1970AJ.....75..223D. doi :10.1086/110966.
^ ab Precio, RE; Groves, DJ; Rodrigues, RM; Seward, FD; Swift, CD; Toor, A (agosto de 1971). "Rayos X de las Nubes de Magallanes". La revista astrofísica . 168 (8): L7–9. Código bibliográfico : 1971ApJ...168L...7P. doi : 10.1086/180773 .
^ Rapley, Tuohy (1974). "Observaciones de rayos X de la gran nube de Magallanes mediante el satélite Copérnico". Revista Astrofísica . 191 : L113. Código bibliográfico : 1974ApJ...191L.113R. doi : 10.1086/181564 .
^ Bonnet-Bidaud, JM; Motch, C.; Beuermann, K.; Pakull, M.; Parmar, AN; Van Der Klis, M. (abril de 1989). "LMC X-2: una fuente extragaláctica tipo bulbo". Astronomía y Astrofísica . 213 (1–2): 97–106. Código bibliográfico : 1989A y A...213...97B.
^ ab Williams, RM; Chu, Y.-H (diciembre de 2005). "Remanentes de supernova en las Nubes de Magallanes. VI. Los remanentes de supernova DEM L316". La revista astrofísica . 635 (2): 1077–86. arXiv : astro-ph/0509696 . Código Bib : 2005ApJ...635.1077W. doi :10.1086/497681. S2CID 17863461.
^ Marshall, FE; Gotthelf, EV; Zhang, W.; Middleditch, J.; Wang, QD (1998). "Descubrimiento de un púlsar de rayos X ultrarrápido en el remanente de supernova N157B". La revista astrofísica . 499 (2): L179-L182. arXiv : astro-ph/9803214 . Código Bib : 1998ApJ...499L.179M. doi :10.1086/311381. ISSN 0004-637X. S2CID 15812971.
^ Chu, Y.-H.; Kennicutt, RC; Snowden, SL; Smith, RC; Williams, RM; Bomans, DJ (1997). "Descubriendo un remanente de supernova escondido cerca de LMCX-1". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 109 : 554. Código bibliográfico : 1997PASP..109..554C. doi : 10.1086/133913 . ISSN 0004-6280.
^ "La cámara de energía oscura toma la foto más profunda hasta ahora de hermanos galácticos". noirlab.edu . Consultado el 19 de diciembre de 2020 .
^ "Revisando un espectáculo de fuegos artificiales celestiales" . Consultado el 24 de agosto de 2023 .
^ "Una estrella muerta hace mucho tiempo". www.spacetelescope.org . Consultado el 25 de julio de 2016 .