https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?action=history&feed=atom&title=%CE%A6%CE%B1%CF%83%CE%BC%CE%B1_%CE%B3%CE%B1%CE%BB%CE%B1%CE%BE%CE%B9%CF%89%CE%BD 2026-05-03T14:52:38Z Ιστορικό αναθεωρήσεων για αυτή τη σελίδα στο wiki MediaWiki 1.43.8 https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%A6%CE%B1%CF%83%CE%BC%CE%B1_%CE%B3%CE%B1%CE%BB%CE%B1%CE%BE%CE%B9%CF%89%CE%BD&diff=7724&oldid=prev 2014-08-02T20:53:39Z

<p></p> <table style="background-color: #fff; color: #202122;" data-mw="interface"> <col class="diff-marker" /> <col class="diff-content" /> <col class="diff-marker" /> <col class="diff-content" /> <tr class="diff-title" lang="el"> <td colspan="2" style="background-color: #fff; color: #202122; text-align: center;">← Παλαιότερη αναθεώρηση</td> <td colspan="2" style="background-color: #fff; color: #202122; text-align: center;">Αναθεώρηση της 20:53, 2 Αυγούστου 2014</td> </tr><tr><td colspan="2" class="diff-lineno" id="mw-diff-left-l1">Γραμμή 1:</td> <td colspan="2" class="diff-lineno">Γραμμή 1:</td></tr> <tr><td class="diff-marker" data-marker="−"></td><td style="color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #ffe49c; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Το φάσμα των γαλαξιών <del style="font-weight: bold; text-decoration: none;">αποτελείται απο το συνεχές </del>και <del style="font-weight: bold; text-decoration: none;">τις φασματικές γραμμές</del>. Οι φασματικές γραμμές δεν είναι τίποτε άλλο παρά γραμμές εκπομπής ή απορρόφησης που οφείλονται στις μεταβάσεις ηλεκτρονίων απο μια στοιβάδα ενός ατόμου στην άλλη, ή μετάβασεις-ταλάντωσεις-περιστροφές μορίων. Το σύνεχες οφείλεται στην εκπομπή απο τις διάφορες πηγές που υπάρχουν μέσα στους γαλαξίες, π.χ. άστρα, αέριο, σκόνη, μη-θερμικές πηγες (όπως μάυρες τρύπες).  </div></td><td class="diff-marker" data-marker="+"></td><td style="color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #a3d3ff; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Το φάσμα των γαλαξιών <ins style="font-weight: bold; text-decoration: none;">αποτελεί σύνθεση του συνεχούς </ins>και <ins style="font-weight: bold; text-decoration: none;">των φασματικών γραμμών</ins>. Οι φασματικές γραμμές δεν είναι τίποτε άλλο παρά γραμμές εκπομπής ή απορρόφησης που οφείλονται στις μεταβάσεις ηλεκτρονίων απο μια στοιβάδα ενός ατόμου στην άλλη, ή μετάβασεις-ταλάντωσεις-περιστροφές μορίων. Το σύνεχες οφείλεται στην εκπομπή απο τις διάφορες πηγές που υπάρχουν μέσα στους γαλαξίες, π.χ. άστρα, αέριο, σκόνη, μη-θερμικές πηγες (όπως μάυρες τρύπες).  </div></td></tr> <tr><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><br></td><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><br></td></tr> <tr><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Η φασματική κατανομή ενεργειας στους γαλαξιες (ή spectral energy distribution, SED) είναι η κατανομή αυτής της ενέργειας που παράγεται απο τις διάφορες πήγες, αν παρατηρήσουμε τον γαλαξία σε όλα τα μήκη κύματος. Βασικά χωρίζεται σε τρία μέρη, το αστρικό (που ακτινοβολείται από τα άστρα), τη μη-θερμική ακτινοβολία (π.χ. μαύρες τρύπες), και το μέρος που παράγεται από τη σκέδαση ή επανεκπομπή της ακτινοβολίας απο τα αέρια και τη σκόνη.  </div></td><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Η φασματική κατανομή ενεργειας στους γαλαξιες (ή spectral energy distribution, SED) είναι η κατανομή αυτής της ενέργειας που παράγεται απο τις διάφορες πήγες, αν παρατηρήσουμε τον γαλαξία σε όλα τα μήκη κύματος. Βασικά χωρίζεται σε τρία μέρη, το αστρικό (που ακτινοβολείται από τα άστρα), τη μη-θερμική ακτινοβολία (π.χ. μαύρες τρύπες), και το μέρος που παράγεται από τη σκέδαση ή επανεκπομπή της ακτινοβολίας απο τα αέρια και τη σκόνη.  </div></td></tr> </table>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%A6%CE%B1%CF%83%CE%BC%CE%B1_%CE%B3%CE%B1%CE%BB%CE%B1%CE%BE%CE%B9%CF%89%CE%BD&diff=7718&oldid=prev 2014-07-27T17:18:43Z

<p></p> <table style="background-color: #fff; color: #202122;" data-mw="interface"> <col class="diff-marker" /> <col class="diff-content" /> <col class="diff-marker" /> <col class="diff-content" /> <tr class="diff-title" lang="el"> <td colspan="2" style="background-color: #fff; color: #202122; text-align: center;">← Παλαιότερη αναθεώρηση</td> <td colspan="2" style="background-color: #fff; color: #202122; text-align: center;">Αναθεώρηση της 17:18, 27 Ιουλίου 2014</td> </tr><tr><td colspan="2" class="diff-lineno" id="mw-diff-left-l1">Γραμμή 1:</td> <td colspan="2" class="diff-lineno">Γραμμή 1:</td></tr> <tr><td class="diff-marker" data-marker="−"></td><td style="color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #ffe49c; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Το φάσμα των γαλαξιών αποτελείται απο το συνεχές και τις φασματικές γραμμές. Οι φασματικές γραμμές δεν είναι τίποτε άλλο παρά γραμμές εκπομπής ή απορρόφησης που οφείλονται <del style="font-weight: bold; text-decoration: none;">ή </del>στις μεταβάσεις ηλεκτρονίων απο μια στοιβάδα ενός ατόμου στην άλλη, ή μετάβασεις-ταλάντωσεις-περιστροφές μορίων. Το σύνεχες οφείλεται στην εκπομπή απο τις διάφορες πηγές που υπάρχουν μέσα στους γαλαξίες, π.χ. άστρα, αέριο, σκόνη, μη-θερμικές πηγες (όπως μάυρες τρύπες).  </div></td><td class="diff-marker" data-marker="+"></td><td style="color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #a3d3ff; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Το φάσμα των γαλαξιών αποτελείται απο το συνεχές και τις φασματικές γραμμές. Οι φασματικές γραμμές δεν είναι τίποτε άλλο παρά γραμμές εκπομπής ή απορρόφησης που οφείλονται στις μεταβάσεις ηλεκτρονίων απο μια στοιβάδα ενός ατόμου στην άλλη, ή μετάβασεις-ταλάντωσεις-περιστροφές μορίων. Το σύνεχες οφείλεται στην εκπομπή απο τις διάφορες πηγές που υπάρχουν μέσα στους γαλαξίες, π.χ. άστρα, αέριο, σκόνη, μη-θερμικές πηγες (όπως μάυρες τρύπες).  </div></td></tr> <tr><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><br></td><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><br></td></tr> <tr><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Η φασματική κατανομή ενεργειας στους γαλαξιες (ή spectral energy distribution, SED) είναι η κατανομή αυτής της ενέργειας που παράγεται απο τις διάφορες πήγες, αν παρατηρήσουμε τον γαλαξία σε όλα τα μήκη κύματος. Βασικά χωρίζεται σε τρία μέρη, το αστρικό (που ακτινοβολείται από τα άστρα), τη μη-θερμική ακτινοβολία (π.χ. μαύρες τρύπες), και το μέρος που παράγεται από τη σκέδαση ή επανεκπομπή της ακτινοβολίας απο τα αέρια και τη σκόνη.  </div></td><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Η φασματική κατανομή ενεργειας στους γαλαξιες (ή spectral energy distribution, SED) είναι η κατανομή αυτής της ενέργειας που παράγεται απο τις διάφορες πήγες, αν παρατηρήσουμε τον γαλαξία σε όλα τα μήκη κύματος. Βασικά χωρίζεται σε τρία μέρη, το αστρικό (που ακτινοβολείται από τα άστρα), τη μη-θερμική ακτινοβολία (π.χ. μαύρες τρύπες), και το μέρος που παράγεται από τη σκέδαση ή επανεκπομπή της ακτινοβολίας απο τα αέρια και τη σκόνη.  </div></td></tr> </table>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%A6%CE%B1%CF%83%CE%BC%CE%B1_%CE%B3%CE%B1%CE%BB%CE%B1%CE%BE%CE%B9%CF%89%CE%BD&diff=7717&oldid=prev 2014-07-27T17:18:04Z

<p></p> <table style="background-color: #fff; color: #202122;" data-mw="interface"> <col class="diff-marker" /> <col class="diff-content" /> <col class="diff-marker" /> <col class="diff-content" /> <tr class="diff-title" lang="el"> <td colspan="2" style="background-color: #fff; color: #202122; text-align: center;">← Παλαιότερη αναθεώρηση</td> <td colspan="2" style="background-color: #fff; color: #202122; text-align: center;">Αναθεώρηση της 17:18, 27 Ιουλίου 2014</td> </tr><tr><td colspan="2" class="diff-lineno" id="mw-diff-left-l1">Γραμμή 1:</td> <td colspan="2" class="diff-lineno">Γραμμή 1:</td></tr> <tr><td class="diff-marker" data-marker="−"></td><td style="color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #ffe49c; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Το φάσμα των γαλαξιών αποτελείται απο το συνεχές και τις φασματικές γραμμές. Οι γραμμές δεν είναι τίποτε άλλο παρά γραμμές εκπομπής που οφείλονται ή στις μεταβάσεις ηλεκτρονίων απο μια στοιβάδα ενός ατόμου στην άλλη, ή μετάβασεις-ταλάντωσεις-περιστροφές μορίων. Το σύνεχες οφείλεται στην εκπομπή απο τις διάφορες πηγές που υπάρχουν μέσα στους γαλαξίες, π.χ. άστρα, αέριο, σκόνη, μη-θερμικές πηγες (όπως μάυρες τρύπες).  </div></td><td class="diff-marker" data-marker="+"></td><td style="color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #a3d3ff; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Το φάσμα των γαλαξιών αποτελείται απο το συνεχές και τις φασματικές γραμμές. Οι <ins style="font-weight: bold; text-decoration: none;">φασματικές </ins>γραμμές δεν είναι τίποτε άλλο παρά γραμμές εκπομπής <ins style="font-weight: bold; text-decoration: none;">ή απορρόφησης </ins>που οφείλονται ή στις μεταβάσεις ηλεκτρονίων απο μια στοιβάδα ενός ατόμου στην άλλη, ή μετάβασεις-ταλάντωσεις-περιστροφές μορίων. Το σύνεχες οφείλεται στην εκπομπή απο τις διάφορες πηγές που υπάρχουν μέσα στους γαλαξίες, π.χ. άστρα, αέριο, σκόνη, μη-θερμικές πηγες (όπως μάυρες τρύπες).  </div></td></tr> <tr><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><br></td><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><br></td></tr> <tr><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Η φασματική κατανομή ενεργειας στους γαλαξιες (ή spectral energy distribution, SED) είναι η κατανομή αυτής της ενέργειας που παράγεται απο τις διάφορες πήγες, αν παρατηρήσουμε τον γαλαξία σε όλα τα μήκη κύματος. Βασικά χωρίζεται σε τρία μέρη, το αστρικό (που ακτινοβολείται από τα άστρα), τη μη-θερμική ακτινοβολία (π.χ. μαύρες τρύπες), και το μέρος που παράγεται από τη σκέδαση ή επανεκπομπή της ακτινοβολίας απο τα αέρια και τη σκόνη.  </div></td><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Η φασματική κατανομή ενεργειας στους γαλαξιες (ή spectral energy distribution, SED) είναι η κατανομή αυτής της ενέργειας που παράγεται απο τις διάφορες πήγες, αν παρατηρήσουμε τον γαλαξία σε όλα τα μήκη κύματος. Βασικά χωρίζεται σε τρία μέρη, το αστρικό (που ακτινοβολείται από τα άστρα), τη μη-θερμική ακτινοβολία (π.χ. μαύρες τρύπες), και το μέρος που παράγεται από τη σκέδαση ή επανεκπομπή της ακτινοβολίας απο τα αέρια και τη σκόνη.  </div></td></tr> </table>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%A6%CE%B1%CF%83%CE%BC%CE%B1_%CE%B3%CE%B1%CE%BB%CE%B1%CE%BE%CE%B9%CF%89%CE%BD&diff=7716&oldid=prev 2014-07-27T17:11:43Z

<p></p> <table style="background-color: #fff; color: #202122;" data-mw="interface"> <col class="diff-marker" /> <col class="diff-content" /> <col class="diff-marker" /> <col class="diff-content" /> <tr class="diff-title" lang="el"> <td colspan="2" style="background-color: #fff; color: #202122; text-align: center;">← Παλαιότερη αναθεώρηση</td> <td colspan="2" style="background-color: #fff; color: #202122; text-align: center;">Αναθεώρηση της 17:11, 27 Ιουλίου 2014</td> </tr><tr><td colspan="2" class="diff-lineno" id="mw-diff-left-l1">Γραμμή 1:</td> <td colspan="2" class="diff-lineno">Γραμμή 1:</td></tr> <tr><td class="diff-marker" data-marker="−"></td><td style="color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #ffe49c; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div><del style="font-weight: bold; text-decoration: none;">Η φασματικη κατανομη ενεργειας στους γαλαξιες (ή spectral energy distribution, SED) ειναι η κατανομη της ενεργειας αν παρατηρησουμε ενα γαλαξια σε ολα τα μηκη κυματος. Βασικα χωριζεται σε δυο μερη, το αστρικο (που δημιουργηται </del>απο <del style="font-weight: bold; text-decoration: none;">τα αστρα) και </del>το <del style="font-weight: bold; text-decoration: none;">μερος που παραγεται απο σκεδαση η επενεκπομπη της ακτινοβολιας των αστρων απο τα αερια </del>και <del style="font-weight: bold; text-decoration: none;">τη σκονη</del>. <del style="font-weight: bold; text-decoration: none;"> </del></div></td><td class="diff-marker" data-marker="+"></td><td style="color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #a3d3ff; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div><ins style="font-weight: bold; text-decoration: none;">Το φάσμα των γαλαξιών αποτελείται </ins>απο το <ins style="font-weight: bold; text-decoration: none;">συνεχές </ins>και <ins style="font-weight: bold; text-decoration: none;">τις φασματικές γραμμές</ins>. <ins style="font-weight: bold; text-decoration: none;">Οι γραμμές δεν είναι τίποτε άλλο παρά γραμμές εκπομπής που οφείλονται ή στις μεταβάσεις ηλεκτρονίων </ins>απο <ins style="font-weight: bold; text-decoration: none;">μια στοιβάδα ενός ατόμου στην άλλη</ins>, <ins style="font-weight: bold; text-decoration: none;">ή μετάβασεις</ins>-<ins style="font-weight: bold; text-decoration: none;">ταλάντωσεις</ins>-<ins style="font-weight: bold; text-decoration: none;">περιστροφές μορίων</ins>. Το <ins style="font-weight: bold; text-decoration: none;">σύνεχες οφείλεται στην εκπομπή </ins>απο <ins style="font-weight: bold; text-decoration: none;">τις διάφορες πηγές που υπάρχουν μέσα στους γαλαξίες</ins>, <ins style="font-weight: bold; text-decoration: none;">π.χ. άστρα</ins>, <ins style="font-weight: bold; text-decoration: none;">αέριο</ins>, <ins style="font-weight: bold; text-decoration: none;">σκόνη</ins>, <ins style="font-weight: bold; text-decoration: none;">μη</ins>-<ins style="font-weight: bold; text-decoration: none;">θερμικές πηγες </ins>(<ins style="font-weight: bold; text-decoration: none;">όπως μάυρες τρύπες</ins>).  </div></td></tr> <tr><td class="diff-marker" data-marker="−"></td><td style="color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #ffe49c; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div><del style="font-weight: bold; text-decoration: none;">Το πρωτο ξεκινα </del>απο <del style="font-weight: bold; text-decoration: none;">το υπεριωδες (UV</del>, <del style="font-weight: bold; text-decoration: none;">αφου πριν υπαρχει το Lyman Limit) και συνεχιζεται μεχρι και το κοντινο υπερυθρο (near</del>-<del style="font-weight: bold; text-decoration: none;">IR, 3microns) αναλογα με το ποσα αστρα εχει σε καθε φασματικη κατηγορια ([[Φασματικός Τύπος]]) ο γαλαξιας θα εχει το μεγιστο στην αντιστοιχη περιοχη. Για παραδειγμα ενας σπειροειδης γαλαξιας που παραγει πολλα νεα αστρα τυπων ΟΒ θα εχει μεγιστο στο UV ενω ενας ελλειπτικος που εχει μονο παλια αστρα τυπων ΚΜ, θα εχει μονο στο κοκκινο και near</del>-<del style="font-weight: bold; text-decoration: none;">IR</del>.</div></td><td colspan="2" class="diff-side-added"></td></tr> <tr><td class="diff-marker" data-marker="−"></td><td style="color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #ffe49c; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Το <del style="font-weight: bold; text-decoration: none;">δευτερο ειναι πιο πολυπλοκο και αποτελειτε </del>απο <del style="font-weight: bold; text-decoration: none;">τα εξης μερη: Τους πολυκυκλικους αρωματικους υδρογονανθρακες ([[PAH]])</del>, <del style="font-weight: bold; text-decoration: none;">τη ζεστη σκονη (στο μεσο υπερυθρο</del>, <del style="font-weight: bold; text-decoration: none;">mid-IR)</del>, <del style="font-weight: bold; text-decoration: none;">και την κρυα σκονη (στο μακρυνο υπερυθρο</del>, <del style="font-weight: bold; text-decoration: none;">far</del>-<del style="font-weight: bold; text-decoration: none;">IR). </del></div></td><td colspan="2" class="diff-side-added"></td></tr> <tr><td class="diff-marker" data-marker="−"></td><td style="color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #ffe49c; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div><del style="font-weight: bold; text-decoration: none;">Αν ενας γαλαξιας ειναι σπειροειδης και αρα εχει πολυ σκονη και πολλα ΟΒ αστρα, τα [[PAH]] που εχει θα απορροφησουν το φως στο UV και θα το επανεκπεμψουν στα ΡΑΗ-bands (3-12microns), επισης η σκονη θα ζεσταθει και θα ακτινοβολησει στο  mid-IR ενω η κρυα σκονη </del>(<del style="font-weight: bold; text-decoration: none;">θερμοκρασιας 15Κ ή -258C</del>) <del style="font-weight: bold; text-decoration: none;">θα συνεχισει να ακτινοβολει κανονικα. Αν τωρα ο γαλαξιας ειναι ελλειπτικος και αρα με παλια αστρα και λιγη σκονη δεν θα εχει ΡΑΗ ουτε mid-IR απο ζεστη σκονη παρα μονο εκπομπη απο την κρυα σκονη</del>.</div></td><td colspan="2" class="diff-side-added"></td></tr> <tr><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><br></td><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><br></td></tr> <tr><td colspan="2" class="diff-side-deleted"></td><td class="diff-marker" data-marker="+"></td><td style="color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #a3d3ff; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div><ins style="font-weight: bold; text-decoration: none;">Η φασματική κατανομή ενεργειας στους γαλαξιες (ή spectral energy distribution, SED) είναι η κατανομή αυτής της ενέργειας που παράγεται απο τις διάφορες πήγες, αν παρατηρήσουμε τον γαλαξία σε όλα τα μήκη κύματος. Βασικά χωρίζεται σε τρία μέρη, το αστρικό (που ακτινοβολείται από τα άστρα), τη μη-θερμική ακτινοβολία (π.χ. μαύρες τρύπες), και το μέρος που παράγεται από τη σκέδαση ή επανεκπομπή της ακτινοβολίας απο τα αέρια και τη σκόνη. </ins></div></td></tr> <tr><td colspan="2" class="diff-side-deleted"></td><td class="diff-marker" data-marker="+"></td><td style="color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #a3d3ff; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div><ins style="font-weight: bold; text-decoration: none;">[[Αρχείο:sed_chary.jpeg|thumb| Galaxy spectral energy distributions]] </ins></div></td></tr> <tr><td colspan="2" class="diff-side-deleted"></td><td class="diff-marker" data-marker="+"></td><td style="color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #a3d3ff; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div><ins style="font-weight: bold; text-decoration: none;">Το πρώτο ξεκινά απο τα χαμηλά μήκη κύματος, π.χ. το υπεριώδες και συνεχίζεται εως και το κοντινό υπέρυθρο (near-IR, 3 μικρόμετρα) ανάλογα με το πόσα νέα ή παλαιά άστρα έχει ο γαλαξίας. σε κάθε φασματική κατηγορία ([[Φασματικός Τύπος]]). Για παράδειγμα ενας σπειροειδής γαλαξίας που παράγει πολλά νέα άστρα τύπων ΟΒ θα έχει αρκετό φως στο υπεριώδες, ενώ ένας ελλειπτικός που αποτελείτε κυρίως από παλαιά άστρα, τύπων ΚΜ, θα έχει κυρίως κόκκινο και near-IR φως.</ins></div></td></tr> <tr><td colspan="2" class="diff-side-deleted"></td><td class="diff-marker" data-marker="+"></td><td style="color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #a3d3ff; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div><ins style="font-weight: bold; text-decoration: none;">Ανάλογα με την ισχύ των μη-θερμικών πηγών, ο γαλαξίας δύναται να εχει και έντονη ακτινοβολία απο τις ακτίνες γ εως και τα ραδιοφωνικά μήκη κύματος.</ins></div></td></tr> <tr><td colspan="2" class="diff-side-deleted"></td><td class="diff-marker" data-marker="+"></td><td style="color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #a3d3ff; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div><ins style="font-weight: bold; text-decoration: none;">Τέλος το πιο πολύπλοκο είναι το μέρος που απορροφά, σκεδάζει και επανεκμπέμπει το φως το οποίο αποτελείτε από τα εξής μέρη: Τους πολυκυκλικούς αρωματικούς υδρογονάνθρακες ([[PAH]]), τη ζεστή σκόνη (στο μέσο υπέρυθρο, mid-IR), και την κρύα σκόνη (στο μακρυνό υπέρυθρο και τα μικροκύματα). </ins></div></td></tr> <tr><td colspan="2" class="diff-side-deleted"></td><td class="diff-marker" data-marker="+"></td><td style="color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #a3d3ff; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div><ins style="font-weight: bold; text-decoration: none;">Αν ένας γαλαξίας είναι σπειροειδής και άρα κατά πάσα πιθανότητα έχει πολλά αέρια και σκόνη καθώς και αρκετά νέα αστρα, τα [[PAH]] που περιέχει θα απορροφούν το φως στο UV και θα το επανεκπέμπουν στα ΡΑΗ-bands (3-12 μικρόμετρα). Επίσης η σκόνη του θα θερμανθεί και θα ακτινοβολήσει στο  mid-IR. Αντίθετα ένας ελλειπτικός γαλαξίας που περιέχει κυρίως παλαιά άστρα και ελάχιστη σκόνη, δεν θα περιέχει ΡΑΗ-bands στο φάσμα του, ούτε σημαντική εκμπομπή στο mid-IR.</ins></div></td></tr> <tr><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><br></td><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><br></td></tr> <tr><td class="diff-marker" data-marker="−"></td><td style="color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #ffe49c; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div><del style="font-weight: bold; text-decoration: none;">[[Αρχείο:sed_chary.jpeg]]</del></div></td><td colspan="2" class="diff-side-added"></td></tr> <tr><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><br></td><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><br></td></tr> <tr><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>[[Κατηγορία:Αστροφυσική]]</div></td><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>[[Κατηγορία:Αστροφυσική]]</div></td></tr> </table>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%A6%CE%B1%CF%83%CE%BC%CE%B1_%CE%B3%CE%B1%CE%BB%CE%B1%CE%BE%CE%B9%CF%89%CE%BD&diff=7238&oldid=prev 2010-07-15T15:21:35Z

<p></p> <table style="background-color: #fff; color: #202122;" data-mw="interface"> <col class="diff-marker" /> <col class="diff-content" /> <col class="diff-marker" /> <col class="diff-content" /> <tr class="diff-title" lang="el"> <td colspan="2" style="background-color: #fff; color: #202122; text-align: center;">← Παλαιότερη αναθεώρηση</td> <td colspan="2" style="background-color: #fff; color: #202122; text-align: center;">Αναθεώρηση της 15:21, 15 Ιουλίου 2010</td> </tr><tr><td colspan="2" class="diff-lineno" id="mw-diff-left-l3">Γραμμή 3:</td> <td colspan="2" class="diff-lineno">Γραμμή 3:</td></tr> <tr><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Το δευτερο ειναι πιο πολυπλοκο και αποτελειτε απο τα εξης μερη: Τους πολυκυκλικους αρωματικους υδρογονανθρακες ([[PAH]]), τη ζεστη σκονη (στο μεσο υπερυθρο, mid-IR), και την κρυα σκονη (στο μακρυνο υπερυθρο, far-IR).  </div></td><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Το δευτερο ειναι πιο πολυπλοκο και αποτελειτε απο τα εξης μερη: Τους πολυκυκλικους αρωματικους υδρογονανθρακες ([[PAH]]), τη ζεστη σκονη (στο μεσο υπερυθρο, mid-IR), και την κρυα σκονη (στο μακρυνο υπερυθρο, far-IR).  </div></td></tr> <tr><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Αν ενας γαλαξιας ειναι σπειροειδης και αρα εχει πολυ σκονη και πολλα ΟΒ αστρα, τα [[PAH]] που εχει θα απορροφησουν το φως στο UV και θα το επανεκπεμψουν στα ΡΑΗ-bands (3-12microns), επισης η σκονη θα ζεσταθει και θα ακτινοβολησει στο  mid-IR ενω η κρυα σκονη (θερμοκρασιας 15Κ ή -258C) θα συνεχισει να ακτινοβολει κανονικα. Αν τωρα ο γαλαξιας ειναι ελλειπτικος και αρα με παλια αστρα και λιγη σκονη δεν θα εχει ΡΑΗ ουτε mid-IR απο ζεστη σκονη παρα μονο εκπομπη απο την κρυα σκονη.</div></td><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Αν ενας γαλαξιας ειναι σπειροειδης και αρα εχει πολυ σκονη και πολλα ΟΒ αστρα, τα [[PAH]] που εχει θα απορροφησουν το φως στο UV και θα το επανεκπεμψουν στα ΡΑΗ-bands (3-12microns), επισης η σκονη θα ζεσταθει και θα ακτινοβολησει στο  mid-IR ενω η κρυα σκονη (θερμοκρασιας 15Κ ή -258C) θα συνεχισει να ακτινοβολει κανονικα. Αν τωρα ο γαλαξιας ειναι ελλειπτικος και αρα με παλια αστρα και λιγη σκονη δεν θα εχει ΡΑΗ ουτε mid-IR απο ζεστη σκονη παρα μονο εκπομπη απο την κρυα σκονη.</div></td></tr> <tr><td colspan="2" class="diff-side-deleted"></td><td class="diff-marker" data-marker="+"></td><td style="color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #a3d3ff; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div><ins style="font-weight: bold; text-decoration: none;"></ins></div></td></tr> <tr><td colspan="2" class="diff-side-deleted"></td><td class="diff-marker" data-marker="+"></td><td style="color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #a3d3ff; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div><ins style="font-weight: bold; text-decoration: none;"></ins></div></td></tr> <tr><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>[[Αρχείο:sed_chary.jpeg]]</div></td><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>[[Αρχείο:sed_chary.jpeg]]</div></td></tr> <tr><td colspan="2" class="diff-side-deleted"></td><td class="diff-marker" data-marker="+"></td><td style="color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #a3d3ff; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div><ins style="font-weight: bold; text-decoration: none;"></ins></div></td></tr> <tr><td colspan="2" class="diff-side-deleted"></td><td class="diff-marker" data-marker="+"></td><td style="color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #a3d3ff; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div><ins style="font-weight: bold; text-decoration: none;">[[Κατηγορία:Αστροφυσική]]</ins></div></td></tr> </table>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%A6%CE%B1%CF%83%CE%BC%CE%B1_%CE%B3%CE%B1%CE%BB%CE%B1%CE%BE%CE%B9%CF%89%CE%BD&diff=7224&oldid=prev 2010-07-15T14:34:54Z

<p></p> <table style="background-color: #fff; color: #202122;" data-mw="interface"> <col class="diff-marker" /> <col class="diff-content" /> <col class="diff-marker" /> <col class="diff-content" /> <tr class="diff-title" lang="el"> <td colspan="2" style="background-color: #fff; color: #202122; text-align: center;">← Παλαιότερη αναθεώρηση</td> <td colspan="2" style="background-color: #fff; color: #202122; text-align: center;">Αναθεώρηση της 14:34, 15 Ιουλίου 2010</td> </tr><tr><td colspan="2" class="diff-lineno" id="mw-diff-left-l2">Γραμμή 2:</td> <td colspan="2" class="diff-lineno">Γραμμή 2:</td></tr> <tr><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Το πρωτο ξεκινα απο το υπεριωδες (UV, αφου πριν υπαρχει το Lyman Limit) και συνεχιζεται μεχρι και το κοντινο υπερυθρο (near-IR, 3microns) αναλογα με το ποσα αστρα εχει σε καθε φασματικη κατηγορια ([[Φασματικός Τύπος]]) ο γαλαξιας θα εχει το μεγιστο στην αντιστοιχη περιοχη. Για παραδειγμα ενας σπειροειδης γαλαξιας που παραγει πολλα νεα αστρα τυπων ΟΒ θα εχει μεγιστο στο UV ενω ενας ελλειπτικος που εχει μονο παλια αστρα τυπων ΚΜ, θα εχει μονο στο κοκκινο και near-IR.</div></td><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Το πρωτο ξεκινα απο το υπεριωδες (UV, αφου πριν υπαρχει το Lyman Limit) και συνεχιζεται μεχρι και το κοντινο υπερυθρο (near-IR, 3microns) αναλογα με το ποσα αστρα εχει σε καθε φασματικη κατηγορια ([[Φασματικός Τύπος]]) ο γαλαξιας θα εχει το μεγιστο στην αντιστοιχη περιοχη. Για παραδειγμα ενας σπειροειδης γαλαξιας που παραγει πολλα νεα αστρα τυπων ΟΒ θα εχει μεγιστο στο UV ενω ενας ελλειπτικος που εχει μονο παλια αστρα τυπων ΚΜ, θα εχει μονο στο κοκκινο και near-IR.</div></td></tr> <tr><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Το δευτερο ειναι πιο πολυπλοκο και αποτελειτε απο τα εξης μερη: Τους πολυκυκλικους αρωματικους υδρογονανθρακες ([[PAH]]), τη ζεστη σκονη (στο μεσο υπερυθρο, mid-IR), και την κρυα σκονη (στο μακρυνο υπερυθρο, far-IR).  </div></td><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Το δευτερο ειναι πιο πολυπλοκο και αποτελειτε απο τα εξης μερη: Τους πολυκυκλικους αρωματικους υδρογονανθρακες ([[PAH]]), τη ζεστη σκονη (στο μεσο υπερυθρο, mid-IR), και την κρυα σκονη (στο μακρυνο υπερυθρο, far-IR).  </div></td></tr> <tr><td class="diff-marker" data-marker="−"></td><td style="color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #ffe49c; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Αν ενας γαλαξιας ειναι σπειροειδης και αρα εχει πολυ σκονη και πολλα ΟΒ αστρα, τα [[<del style="font-weight: bold; text-decoration: none;">ΡΑΗ</del>]] που εχει θα απορροφησουν το φως στο UV και θα το επανεκπεμψουν στα ΡΑΗ-bands (3-12microns), επισης η σκονη θα ζεσταθει και θα ακτινοβολησει στο  mid-IR ενω η κρυα σκονη (θερμοκρασιας 15Κ ή -258C) θα συνεχισει να ακτινοβολει κανονικα. Αν τωρα ο γαλαξιας ειναι ελλειπτικος και αρα με παλια αστρα και λιγη σκονη δεν θα εχει ΡΑΗ ουτε mid-IR απο ζεστη σκονη παρα μονο εκπομπη απο την κρυα σκονη.</div></td><td class="diff-marker" data-marker="+"></td><td style="color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #a3d3ff; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Αν ενας γαλαξιας ειναι σπειροειδης και αρα εχει πολυ σκονη και πολλα ΟΒ αστρα, τα [[<ins style="font-weight: bold; text-decoration: none;">PAH</ins>]] που εχει θα απορροφησουν το φως στο UV και θα το επανεκπεμψουν στα ΡΑΗ-bands (3-12microns), επισης η σκονη θα ζεσταθει και θα ακτινοβολησει στο  mid-IR ενω η κρυα σκονη (θερμοκρασιας 15Κ ή -258C) θα συνεχισει να ακτινοβολει κανονικα. Αν τωρα ο γαλαξιας ειναι ελλειπτικος και αρα με παλια αστρα και λιγη σκονη δεν θα εχει ΡΑΗ ουτε mid-IR απο ζεστη σκονη παρα μονο εκπομπη απο την κρυα σκονη.</div></td></tr> <tr><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>[[Αρχείο:sed_chary.jpeg]]</div></td><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>[[Αρχείο:sed_chary.jpeg]]</div></td></tr> </table>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%A6%CE%B1%CF%83%CE%BC%CE%B1_%CE%B3%CE%B1%CE%BB%CE%B1%CE%BE%CE%B9%CF%89%CE%BD&diff=7223&oldid=prev 2010-07-15T14:34:25Z

<p></p> <table style="background-color: #fff; color: #202122;" data-mw="interface"> <col class="diff-marker" /> <col class="diff-content" /> <col class="diff-marker" /> <col class="diff-content" /> <tr class="diff-title" lang="el"> <td colspan="2" style="background-color: #fff; color: #202122; text-align: center;">← Παλαιότερη αναθεώρηση</td> <td colspan="2" style="background-color: #fff; color: #202122; text-align: center;">Αναθεώρηση της 14:34, 15 Ιουλίου 2010</td> </tr><tr><td colspan="2" class="diff-lineno" id="mw-diff-left-l2">Γραμμή 2:</td> <td colspan="2" class="diff-lineno">Γραμμή 2:</td></tr> <tr><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Το πρωτο ξεκινα απο το υπεριωδες (UV, αφου πριν υπαρχει το Lyman Limit) και συνεχιζεται μεχρι και το κοντινο υπερυθρο (near-IR, 3microns) αναλογα με το ποσα αστρα εχει σε καθε φασματικη κατηγορια ([[Φασματικός Τύπος]]) ο γαλαξιας θα εχει το μεγιστο στην αντιστοιχη περιοχη. Για παραδειγμα ενας σπειροειδης γαλαξιας που παραγει πολλα νεα αστρα τυπων ΟΒ θα εχει μεγιστο στο UV ενω ενας ελλειπτικος που εχει μονο παλια αστρα τυπων ΚΜ, θα εχει μονο στο κοκκινο και near-IR.</div></td><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Το πρωτο ξεκινα απο το υπεριωδες (UV, αφου πριν υπαρχει το Lyman Limit) και συνεχιζεται μεχρι και το κοντινο υπερυθρο (near-IR, 3microns) αναλογα με το ποσα αστρα εχει σε καθε φασματικη κατηγορια ([[Φασματικός Τύπος]]) ο γαλαξιας θα εχει το μεγιστο στην αντιστοιχη περιοχη. Για παραδειγμα ενας σπειροειδης γαλαξιας που παραγει πολλα νεα αστρα τυπων ΟΒ θα εχει μεγιστο στο UV ενω ενας ελλειπτικος που εχει μονο παλια αστρα τυπων ΚΜ, θα εχει μονο στο κοκκινο και near-IR.</div></td></tr> <tr><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Το δευτερο ειναι πιο πολυπλοκο και αποτελειτε απο τα εξης μερη: Τους πολυκυκλικους αρωματικους υδρογονανθρακες ([[PAH]]), τη ζεστη σκονη (στο μεσο υπερυθρο, mid-IR), και την κρυα σκονη (στο μακρυνο υπερυθρο, far-IR).  </div></td><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Το δευτερο ειναι πιο πολυπλοκο και αποτελειτε απο τα εξης μερη: Τους πολυκυκλικους αρωματικους υδρογονανθρακες ([[PAH]]), τη ζεστη σκονη (στο μεσο υπερυθρο, mid-IR), και την κρυα σκονη (στο μακρυνο υπερυθρο, far-IR).  </div></td></tr> <tr><td class="diff-marker" data-marker="−"></td><td style="color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #ffe49c; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Αν ενας γαλαξιας ειναι σπειροειδης και αρα εχει πολυ σκονη και πολλα ΟΒ αστρα, τα ΡΑΗ που εχει θα απορροφησουν το φως στο UV και θα το επανεκπεμψουν <del style="font-weight: bold; text-decoration: none;">στο </del>ΡΑΗ (3-12microns), επισης η σκονη θα ζεσταθει και θα ακτινοβολησει στο  mid-IR ενω η κρυα σκονη (θερμοκρασιας 15Κ ή -258C) θα συνεχισει να ακτινοβολει κανονικα. Αν τωρα ο γαλαξιας ειναι ελλειπτικος και αρα με παλια αστρα και λιγη σκονη δεν θα εχει ΡΑΗ ουτε mid-IR απο ζεστη σκονη παρα μονο εκπομπη απο την κρυα σκονη.</div></td><td class="diff-marker" data-marker="+"></td><td style="color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #a3d3ff; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Αν ενας γαλαξιας ειναι σπειροειδης και αρα εχει πολυ σκονη και πολλα ΟΒ αστρα, τα <ins style="font-weight: bold; text-decoration: none;">[[</ins>ΡΑΗ<ins style="font-weight: bold; text-decoration: none;">]] </ins>που εχει θα απορροφησουν το φως στο UV και θα το επανεκπεμψουν <ins style="font-weight: bold; text-decoration: none;">στα </ins>ΡΑΗ<ins style="font-weight: bold; text-decoration: none;">-bands </ins>(3-12microns), επισης η σκονη θα ζεσταθει και θα ακτινοβολησει στο  mid-IR ενω η κρυα σκονη (θερμοκρασιας 15Κ ή -258C) θα συνεχισει να ακτινοβολει κανονικα. Αν τωρα ο γαλαξιας ειναι ελλειπτικος και αρα με παλια αστρα και λιγη σκονη δεν θα εχει ΡΑΗ ουτε mid-IR απο ζεστη σκονη παρα μονο εκπομπη απο την κρυα σκονη.</div></td></tr> <tr><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>[[Αρχείο:sed_chary.jpeg]]</div></td><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>[[Αρχείο:sed_chary.jpeg]]</div></td></tr> </table>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%A6%CE%B1%CF%83%CE%BC%CE%B1_%CE%B3%CE%B1%CE%BB%CE%B1%CE%BE%CE%B9%CF%89%CE%BD&diff=7222&oldid=prev 2010-07-15T14:33:20Z

<p></p> <table style="background-color: #fff; color: #202122;" data-mw="interface"> <col class="diff-marker" /> <col class="diff-content" /> <col class="diff-marker" /> <col class="diff-content" /> <tr class="diff-title" lang="el"> <td colspan="2" style="background-color: #fff; color: #202122; text-align: center;">← Παλαιότερη αναθεώρηση</td> <td colspan="2" style="background-color: #fff; color: #202122; text-align: center;">Αναθεώρηση της 14:33, 15 Ιουλίου 2010</td> </tr><tr><td colspan="2" class="diff-lineno" id="mw-diff-left-l1">Γραμμή 1:</td> <td colspan="2" class="diff-lineno">Γραμμή 1:</td></tr> <tr><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Η φασματικη κατανομη ενεργειας στους γαλαξιες (ή spectral energy distribution, SED) ειναι η κατανομη της ενεργειας αν παρατηρησουμε ενα γαλαξια σε ολα τα μηκη κυματος. Βασικα χωριζεται σε δυο μερη, το αστρικο (που δημιουργηται απο τα αστρα) και το μερος που παραγεται απο σκεδαση η επενεκπομπη της ακτινοβολιας των αστρων απο τα αερια και τη σκονη.   </div></td><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Η φασματικη κατανομη ενεργειας στους γαλαξιες (ή spectral energy distribution, SED) ειναι η κατανομη της ενεργειας αν παρατηρησουμε ενα γαλαξια σε ολα τα μηκη κυματος. Βασικα χωριζεται σε δυο μερη, το αστρικο (που δημιουργηται απο τα αστρα) και το μερος που παραγεται απο σκεδαση η επενεκπομπη της ακτινοβολιας των αστρων απο τα αερια και τη σκονη.   </div></td></tr> <tr><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Το πρωτο ξεκινα απο το υπεριωδες (UV, αφου πριν υπαρχει το Lyman Limit) και συνεχιζεται μεχρι και το κοντινο υπερυθρο (near-IR, 3microns) αναλογα με το ποσα αστρα εχει σε καθε φασματικη κατηγορια ([[Φασματικός Τύπος]]) ο γαλαξιας θα εχει το μεγιστο στην αντιστοιχη περιοχη. Για παραδειγμα ενας σπειροειδης γαλαξιας που παραγει πολλα νεα αστρα τυπων ΟΒ θα εχει μεγιστο στο UV ενω ενας ελλειπτικος που εχει μονο παλια αστρα τυπων ΚΜ, θα εχει μονο στο κοκκινο και near-IR.</div></td><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Το πρωτο ξεκινα απο το υπεριωδες (UV, αφου πριν υπαρχει το Lyman Limit) και συνεχιζεται μεχρι και το κοντινο υπερυθρο (near-IR, 3microns) αναλογα με το ποσα αστρα εχει σε καθε φασματικη κατηγορια ([[Φασματικός Τύπος]]) ο γαλαξιας θα εχει το μεγιστο στην αντιστοιχη περιοχη. Για παραδειγμα ενας σπειροειδης γαλαξιας που παραγει πολλα νεα αστρα τυπων ΟΒ θα εχει μεγιστο στο UV ενω ενας ελλειπτικος που εχει μονο παλια αστρα τυπων ΚΜ, θα εχει μονο στο κοκκινο και near-IR.</div></td></tr> <tr><td class="diff-marker" data-marker="−"></td><td style="color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #ffe49c; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Το δευτερο ειναι πιο πολυπλοκο και αποτελειτε απο τα εξης μερη<del style="font-weight: bold; text-decoration: none;">. </del>Τους πολυκυκλικους αρωματικους υδρογονανθρακες ([[PAH]]), τη ζεστη σκονη (στο μεσο υπερυθρο, mid-IR), και την κρυα σκονη (στο μακρυνο υπερυθρο, far-IR).  </div></td><td class="diff-marker" data-marker="+"></td><td style="color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #a3d3ff; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Το δευτερο ειναι πιο πολυπλοκο και αποτελειτε απο τα εξης μερη<ins style="font-weight: bold; text-decoration: none;">: </ins>Τους πολυκυκλικους αρωματικους υδρογονανθρακες ([[PAH]]), τη ζεστη σκονη (στο μεσο υπερυθρο, mid-IR), και την κρυα σκονη (στο μακρυνο υπερυθρο, far-IR).  </div></td></tr> <tr><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Αν ενας γαλαξιας ειναι σπειροειδης και αρα εχει πολυ σκονη και πολλα ΟΒ αστρα, τα ΡΑΗ που εχει θα απορροφησουν το φως στο UV και θα το επανεκπεμψουν στο ΡΑΗ (3-12microns), επισης η σκονη θα ζεσταθει και θα ακτινοβολησει στο  mid-IR ενω η κρυα σκονη (θερμοκρασιας 15Κ ή -258C) θα συνεχισει να ακτινοβολει κανονικα. Αν τωρα ο γαλαξιας ειναι ελλειπτικος και αρα με παλια αστρα και λιγη σκονη δεν θα εχει ΡΑΗ ουτε mid-IR απο ζεστη σκονη παρα μονο εκπομπη απο την κρυα σκονη.</div></td><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Αν ενας γαλαξιας ειναι σπειροειδης και αρα εχει πολυ σκονη και πολλα ΟΒ αστρα, τα ΡΑΗ που εχει θα απορροφησουν το φως στο UV και θα το επανεκπεμψουν στο ΡΑΗ (3-12microns), επισης η σκονη θα ζεσταθει και θα ακτινοβολησει στο  mid-IR ενω η κρυα σκονη (θερμοκρασιας 15Κ ή -258C) θα συνεχισει να ακτινοβολει κανονικα. Αν τωρα ο γαλαξιας ειναι ελλειπτικος και αρα με παλια αστρα και λιγη σκονη δεν θα εχει ΡΑΗ ουτε mid-IR απο ζεστη σκονη παρα μονο εκπομπη απο την κρυα σκονη.</div></td></tr> <tr><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>[[Αρχείο:sed_chary.jpeg]]</div></td><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>[[Αρχείο:sed_chary.jpeg]]</div></td></tr> </table>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%A6%CE%B1%CF%83%CE%BC%CE%B1_%CE%B3%CE%B1%CE%BB%CE%B1%CE%BE%CE%B9%CF%89%CE%BD&diff=7221&oldid=prev 2010-07-15T14:29:17Z

<p></p> <table style="background-color: #fff; color: #202122;" data-mw="interface"> <col class="diff-marker" /> <col class="diff-content" /> <col class="diff-marker" /> <col class="diff-content" /> <tr class="diff-title" lang="el"> <td colspan="2" style="background-color: #fff; color: #202122; text-align: center;">← Παλαιότερη αναθεώρηση</td> <td colspan="2" style="background-color: #fff; color: #202122; text-align: center;">Αναθεώρηση της 14:29, 15 Ιουλίου 2010</td> </tr><tr><td colspan="2" class="diff-lineno" id="mw-diff-left-l1">Γραμμή 1:</td> <td colspan="2" class="diff-lineno">Γραμμή 1:</td></tr> <tr><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Η φασματικη κατανομη ενεργειας στους γαλαξιες (ή spectral energy distribution, SED) ειναι η κατανομη της ενεργειας αν παρατηρησουμε ενα γαλαξια σε ολα τα μηκη κυματος. Βασικα χωριζεται σε δυο μερη, το αστρικο (που δημιουργηται απο τα αστρα) και το μερος που παραγεται απο σκεδαση η επενεκπομπη της ακτινοβολιας των αστρων απο τα αερια και τη σκονη.   </div></td><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Η φασματικη κατανομη ενεργειας στους γαλαξιες (ή spectral energy distribution, SED) ειναι η κατανομη της ενεργειας αν παρατηρησουμε ενα γαλαξια σε ολα τα μηκη κυματος. Βασικα χωριζεται σε δυο μερη, το αστρικο (που δημιουργηται απο τα αστρα) και το μερος που παραγεται απο σκεδαση η επενεκπομπη της ακτινοβολιας των αστρων απο τα αερια και τη σκονη.   </div></td></tr> <tr><td class="diff-marker" data-marker="−"></td><td style="color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #ffe49c; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Το πρωτο ξεκινα απο το υπεριωδες (UV, αφου πριν υπαρχει το Lyman Limit) και συνεχιζεται μεχρι και το κοντινο υπερυθρο (near-IR, 3microns) αναλογα με το ποσα αστρα εχει σε καθε φασματικη κατηγορια ο γαλαξιας θα εχει το μεγιστο στην αντιστοιχη περιοχη. Για παραδειγμα ενας σπειροειδης γαλαξιας που παραγει πολλα νεα αστρα τυπων ΟΒ θα εχει μεγιστο στο UV ενω ενας ελλειπτικος που εχει μονο παλια αστρα τυπων ΚΜ, θα εχει μονο στο κοκκινο και near-IR.</div></td><td class="diff-marker" data-marker="+"></td><td style="color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #a3d3ff; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Το πρωτο ξεκινα απο το υπεριωδες (UV, αφου πριν υπαρχει το Lyman Limit) και συνεχιζεται μεχρι και το κοντινο υπερυθρο (near-IR, 3microns) αναλογα με το ποσα αστρα εχει σε καθε φασματικη κατηγορια <ins style="font-weight: bold; text-decoration: none;">([[Φασματικός Τύπος]]) </ins>ο γαλαξιας θα εχει το μεγιστο στην αντιστοιχη περιοχη. Για παραδειγμα ενας σπειροειδης γαλαξιας που παραγει πολλα νεα αστρα τυπων ΟΒ θα εχει μεγιστο στο UV ενω ενας ελλειπτικος που εχει μονο παλια αστρα τυπων ΚΜ, θα εχει μονο στο κοκκινο και near-IR.</div></td></tr> <tr><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Το δευτερο ειναι πιο πολυπλοκο και αποτελειτε απο τα εξης μερη. Τους πολυκυκλικους αρωματικους υδρογονανθρακες ([[PAH]]), τη ζεστη σκονη (στο μεσο υπερυθρο, mid-IR), και την κρυα σκονη (στο μακρυνο υπερυθρο, far-IR).  </div></td><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Το δευτερο ειναι πιο πολυπλοκο και αποτελειτε απο τα εξης μερη. Τους πολυκυκλικους αρωματικους υδρογονανθρακες ([[PAH]]), τη ζεστη σκονη (στο μεσο υπερυθρο, mid-IR), και την κρυα σκονη (στο μακρυνο υπερυθρο, far-IR).  </div></td></tr> <tr><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Αν ενας γαλαξιας ειναι σπειροειδης και αρα εχει πολυ σκονη και πολλα ΟΒ αστρα, τα ΡΑΗ που εχει θα απορροφησουν το φως στο UV και θα το επανεκπεμψουν στο ΡΑΗ (3-12microns), επισης η σκονη θα ζεσταθει και θα ακτινοβολησει στο  mid-IR ενω η κρυα σκονη (θερμοκρασιας 15Κ ή -258C) θα συνεχισει να ακτινοβολει κανονικα. Αν τωρα ο γαλαξιας ειναι ελλειπτικος και αρα με παλια αστρα και λιγη σκονη δεν θα εχει ΡΑΗ ουτε mid-IR απο ζεστη σκονη παρα μονο εκπομπη απο την κρυα σκονη.</div></td><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Αν ενας γαλαξιας ειναι σπειροειδης και αρα εχει πολυ σκονη και πολλα ΟΒ αστρα, τα ΡΑΗ που εχει θα απορροφησουν το φως στο UV και θα το επανεκπεμψουν στο ΡΑΗ (3-12microns), επισης η σκονη θα ζεσταθει και θα ακτινοβολησει στο  mid-IR ενω η κρυα σκονη (θερμοκρασιας 15Κ ή -258C) θα συνεχισει να ακτινοβολει κανονικα. Αν τωρα ο γαλαξιας ειναι ελλειπτικος και αρα με παλια αστρα και λιγη σκονη δεν θα εχει ΡΑΗ ουτε mid-IR απο ζεστη σκονη παρα μονο εκπομπη απο την κρυα σκονη.</div></td></tr> <tr><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>[[Αρχείο:sed_chary.jpeg]]</div></td><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>[[Αρχείο:sed_chary.jpeg]]</div></td></tr> </table>

Bitsakis https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%A6%CE%B1%CF%83%CE%BC%CE%B1_%CE%B3%CE%B1%CE%BB%CE%B1%CE%BE%CE%B9%CF%89%CE%BD&diff=7220&oldid=prev 2010-07-15T14:28:26Z

<p></p> <table style="background-color: #fff; color: #202122;" data-mw="interface"> <col class="diff-marker" /> <col class="diff-content" /> <col class="diff-marker" /> <col class="diff-content" /> <tr class="diff-title" lang="el"> <td colspan="2" style="background-color: #fff; color: #202122; text-align: center;">← Παλαιότερη αναθεώρηση</td> <td colspan="2" style="background-color: #fff; color: #202122; text-align: center;">Αναθεώρηση της 14:28, 15 Ιουλίου 2010</td> </tr><tr><td colspan="2" class="diff-lineno" id="mw-diff-left-l1">Γραμμή 1:</td> <td colspan="2" class="diff-lineno">Γραμμή 1:</td></tr> <tr><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Η φασματικη κατανομη ενεργειας στους γαλαξιες (ή spectral energy distribution, SED) ειναι η κατανομη της ενεργειας αν παρατηρησουμε ενα γαλαξια σε ολα τα μηκη κυματος. Βασικα χωριζεται σε δυο μερη, το αστρικο (που δημιουργηται απο τα αστρα) και το μερος που παραγεται απο σκεδαση η επενεκπομπη της ακτινοβολιας των αστρων απο τα αερια και τη σκονη.   </div></td><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Η φασματικη κατανομη ενεργειας στους γαλαξιες (ή spectral energy distribution, SED) ειναι η κατανομη της ενεργειας αν παρατηρησουμε ενα γαλαξια σε ολα τα μηκη κυματος. Βασικα χωριζεται σε δυο μερη, το αστρικο (που δημιουργηται απο τα αστρα) και το μερος που παραγεται απο σκεδαση η επενεκπομπη της ακτινοβολιας των αστρων απο τα αερια και τη σκονη.   </div></td></tr> <tr><td class="diff-marker" data-marker="−"></td><td style="color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #ffe49c; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Το πρωτο ξεκινα απο το υπεριωδες (UV, <del style="font-weight: bold; text-decoration: none;">εφοσον </del>πριν υπαρχει το Lyman Limit) και συνεχιζεται <del style="font-weight: bold; text-decoration: none;">μερχι </del>και το κοντινο υπερυθρο (near-IR, 3microns) αναλογα με το ποσα αστρα εχει σε καθε φασματικη κατηγορια ο γαλαξιας θα εχει το μεγιστο στην αντιστοιχη περιοχη. Για παραδειγμα ενας σπειροειδης γαλαξιας που παραγει πολλα νεα αστρα τυπων ΟΒ θα εχει μεγιστο στο UV ενω ενας ελλειπτικος που εχει μονο παλια αστρα τυπων ΚΜ, θα εχει μονο στο κοκκινο και near-IR.</div></td><td class="diff-marker" data-marker="+"></td><td style="color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #a3d3ff; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Το πρωτο ξεκινα απο το υπεριωδες (UV, <ins style="font-weight: bold; text-decoration: none;">αφου </ins>πριν υπαρχει το Lyman Limit) και συνεχιζεται <ins style="font-weight: bold; text-decoration: none;">μεχρι </ins>και το κοντινο υπερυθρο (near-IR, 3microns) αναλογα με το ποσα αστρα εχει σε καθε φασματικη κατηγορια ο γαλαξιας θα εχει το μεγιστο στην αντιστοιχη περιοχη. Για παραδειγμα ενας σπειροειδης γαλαξιας που παραγει πολλα νεα αστρα τυπων ΟΒ θα εχει μεγιστο στο UV ενω ενας ελλειπτικος που εχει μονο παλια αστρα τυπων ΚΜ, θα εχει μονο στο κοκκινο και near-IR.</div></td></tr> <tr><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Το δευτερο ειναι πιο πολυπλοκο και αποτελειτε απο τα εξης μερη. Τους πολυκυκλικους αρωματικους υδρογονανθρακες ([[PAH]]), τη ζεστη σκονη (στο μεσο υπερυθρο, mid-IR), και την κρυα σκονη (στο μακρυνο υπερυθρο, far-IR).  </div></td><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Το δευτερο ειναι πιο πολυπλοκο και αποτελειτε απο τα εξης μερη. Τους πολυκυκλικους αρωματικους υδρογονανθρακες ([[PAH]]), τη ζεστη σκονη (στο μεσο υπερυθρο, mid-IR), και την κρυα σκονη (στο μακρυνο υπερυθρο, far-IR).  </div></td></tr> <tr><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Αν ενας γαλαξιας ειναι σπειροειδης και αρα εχει πολυ σκονη και πολλα ΟΒ αστρα, τα ΡΑΗ που εχει θα απορροφησουν το φως στο UV και θα το επανεκπεμψουν στο ΡΑΗ (3-12microns), επισης η σκονη θα ζεσταθει και θα ακτινοβολησει στο  mid-IR ενω η κρυα σκονη (θερμοκρασιας 15Κ ή -258C) θα συνεχισει να ακτινοβολει κανονικα. Αν τωρα ο γαλαξιας ειναι ελλειπτικος και αρα με παλια αστρα και λιγη σκονη δεν θα εχει ΡΑΗ ουτε mid-IR απο ζεστη σκονη παρα μονο εκπομπη απο την κρυα σκονη.</div></td><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Αν ενας γαλαξιας ειναι σπειροειδης και αρα εχει πολυ σκονη και πολλα ΟΒ αστρα, τα ΡΑΗ που εχει θα απορροφησουν το φως στο UV και θα το επανεκπεμψουν στο ΡΑΗ (3-12microns), επισης η σκονη θα ζεσταθει και θα ακτινοβολησει στο  mid-IR ενω η κρυα σκονη (θερμοκρασιας 15Κ ή -258C) θα συνεχισει να ακτινοβολει κανονικα. Αν τωρα ο γαλαξιας ειναι ελλειπτικος και αρα με παλια αστρα και λιγη σκονη δεν θα εχει ΡΑΗ ουτε mid-IR απο ζεστη σκονη παρα μονο εκπομπη απο την κρυα σκονη.</div></td></tr> <tr><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>[[Αρχείο:sed_chary.jpeg]]</div></td><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>[[Αρχείο:sed_chary.jpeg]]</div></td></tr> </table>

Bitsakis