Φασμα γαλαξιων: Διαφορά μεταξύ των αναθεωρήσεων

Από astronomia.gr
Πήδηση στην πλοήγησηΠήδηση στην αναζήτηση
Χωρίς σύνοψη επεξεργασίας
μΧωρίς σύνοψη επεξεργασίας
 
(7 ενδιάμεσες αναθεωρήσεις από τον ίδιο χρήστη δεν εμφανίζεται)
Γραμμή 1: Γραμμή 1:
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.
Το φάσμα των γαλαξιών αποτελεί σύνθεση του συνεχούς και των φασματικών γραμμών. 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).
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.
 
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).  
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.  
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.
[[Αρχείο:sed_chary.jpeg|thumb| Galaxy spectral energy distributions]]
[[Αρχείο:sed_chary.jpeg]]
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.
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.
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).  
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.
 
 
[[Κατηγορία:Αστροφυσική]]

Τελευταία αναθεώρηση της 20:53, 2 Αυγούστου 2014

Το φάσμα των γαλαξιών αποτελεί σύνθεση του συνεχούς και των φασματικών γραμμών. 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).

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.

Galaxy spectral energy distributions

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. 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. 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). 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.