Φασμα γαλαξιων

Από astronomia.gr
Αναθεώρηση ως προς 11:25, 15 Ιουλίου 2010 από τον Bitsakis (Συζήτηση | συνεισφορές) (ασματικη κατανομη ενεργειας στους γαλαξιες)
(διαφορά) ← Παλαιότερη αναθεώρηση | Τελευταία αναθεώρηση (διαφορά) | Νεότερη αναθεώρηση → (διαφορά)
Μετάβαση σε:πλοήγηση, αναζήτηση

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 δημιουργητε απο τα αστρα) και το μερος που παραγεται απο σκεδαση η επενεκπομπη της ακτινοβολιας των αστρων απο τα αερια και τη σκονη. Το πρωτο ξεκινα απο το υπεριωδες (UV, εφοσον πριν υπαρχει το Lyman Limit) και συνεχιζεται μερχι 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. Το δευτερο ειναι πιο πολυπλοκο και αποτελειτε απο τα εξης μερη. Τους πολυκυκλικους αρωματικους υδρογονανθρακες (ΡΑΗ), τη ζεστη σκονη (στο μεσο υπερυθρο, mid-IR), και την κρυα σκονη (στο μακρυνο υπερυθρο, far-IR). 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.