Advertising:
Φασμα γαλαξιων: Διαφορά μεταξύ των αναθεωρήσεων
Χωρίς σύνοψη επεξεργασίας |
μΧωρίς σύνοψη επεξεργασίας |
||
| (11 ενδιάμεσες αναθεωρήσεις από τον ίδιο χρήστη δεν εμφανίζεται) | |||
| Γραμμή 1: | Γραμμή 1: | ||
Η | 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 | |||
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 | [[Αρχείο:sed_chary.jpeg|thumb| 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. | |||
[[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.
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.
