AS 42A: Astrof ísica de Galaxias Clase #11
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AS 42A: Astrofísica de Galaxias Clase #11 Profesor: José Maza Sancho 16 Abril 2007
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AS 42A: Astrof ísica de Galaxias Clase #11. Profesor: Jos é Maza Sancho 16 Abril 2007. Galaxias Activas II. La distribuci ón espectral de luz de una estrella es:. Ls distribuci ón espectral de luz de una galaxia es:. - PowerPoint PPT Presentation
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AS 42A: Astrofísica de GalaxiasClase #11
AS 42A: Astrofísica de GalaxiasClase #11
Profesor: José Maza Sancho
16 Abril 2007
Profesor: José Maza Sancho
16 Abril 2007
Galaxias Activas IIGalaxias Activas II
La distribución espectral de luz de una estrella es:
La distribución espectral de luz de una estrella es:
Ls distribución espectral de luz de una galaxia es:
Ls distribución espectral de luz de una galaxia es:
Al graficar F versus log esto tiende a sobre estimar la importancia de los Rayos-X y sub estimar el IR y radio (pues es energía por unidad de longitud de onda).
Para evitar ese sesgo se grafica F
versus log con lo cual se logra que las zonas más altas son aquellas de las cuales recibimos más energía.
Al graficar F versus log esto tiende a sobre estimar la importancia de los Rayos-X y sub estimar el IR y radio (pues es energía por unidad de longitud de onda).
Para evitar ese sesgo se grafica F
versus log con lo cual se logra que las zonas más altas son aquellas de las cuales recibimos más energía.
Tipos de galaxias activasTipos de galaxias activas
En 1943 Carl Seyfert (1911-1960) llamó la atención de los astrónomos sobre un grupo de galaxias que presentaba líneas anchas de emisión.
Las galaxias de Seyfert fueron tomadas en cuenta lentamente.
En los años cincuenta se descubrieron las radio galaxias.
En 1960 se encontraron los primero cuasares.
En 1943 Carl Seyfert (1911-1960) llamó la atención de los astrónomos sobre un grupo de galaxias que presentaba líneas anchas de emisión.
Las galaxias de Seyfert fueron tomadas en cuenta lentamente.
En los años cincuenta se descubrieron las radio galaxias.
En 1960 se encontraron los primero cuasares.
Gracias a la publiucación de Markarian , a partir de 1967 de listas de galaxias azules, el número de galaxias Seyfert aumentó de 12 a ~70.
Khachikian y Weedman subdividieron las galaxias Seyfert en dos variedades:
Seyfert tipo 1 Seyfert tipo 2
Gracias a la publiucación de Markarian , a partir de 1967 de listas de galaxias azules, el número de galaxias Seyfert aumentó de 12 a ~70.
Khachikian y Weedman subdividieron las galaxias Seyfert en dos variedades:
Seyfert tipo 1 Seyfert tipo 2
Las Seyfert 1 presentan líneas anchas de emisión (~5.000 km/s) [las líneas permitidas] y líneas más angostas (~500 km/s) [líneas prohibidas].
Las tipo 2 sólo presentan líneas de un mismo ancho, ~1.000 km/s, tanto permitidas como prohibidas.
Las Seyfert 1 tienen núcleos brillantes muy azules, con excesos UV.
Las Seyfert 2 presentan núcleos menos brillantes y con colores menos azules.
Las Seyfert 1 presentan líneas anchas de emisión (~5.000 km/s) [las líneas permitidas] y líneas más angostas (~500 km/s) [líneas prohibidas].
Las tipo 2 sólo presentan líneas de un mismo ancho, ~1.000 km/s, tanto permitidas como prohibidas.
Las Seyfert 1 tienen núcleos brillantes muy azules, con excesos UV.
Las Seyfert 2 presentan núcleos menos brillantes y con colores menos azules.
NGC 4151 prototipo de Sy 1 NGC 1068 prototipo de Sy 2
NGC 4151 prototipo de Sy 1 NGC 1068 prototipo de Sy 2
CuasaresCuasares
En 1960 se identificaron varias radio fuentes puntuales, entre ellas 3C48.
En 1962, utilizando ocultaciones lunares se identificó la contrapartida óptica de la radiofuente 3C273: era estelar.
Después se le detectó un “jet”. El espectro no se parecía a ninguna estrella
conocida. En 1963 Maarten Schmidt interpretó el espectro
En 1960 se identificaron varias radio fuentes puntuales, entre ellas 3C48.
En 1962, utilizando ocultaciones lunares se identificó la contrapartida óptica de la radiofuente 3C273: era estelar.
Después se le detectó un “jet”. El espectro no se parecía a ninguna estrella
conocida. En 1963 Maarten Schmidt interpretó el espectro
El alto corrimiento al rojo de 3C273 (z=0,158) implica una inmensa luminosidad.
B ~ 12,5 v ~ 45.000 km/s D ~ 650 Mpc m - M ~ 39 M3C273 ~ - 26,5
L3C273 ~ 100 x Lgalaxia
El alto corrimiento al rojo de 3C273 (z=0,158) implica una inmensa luminosidad.
B ~ 12,5 v ~ 45.000 km/s D ~ 650 Mpc m - M ~ 39 M3C273 ~ - 26,5
L3C273 ~ 100 x Lgalaxia
LuminosidadesLuminosidades L Vía Láctea ~ 2 x 1010 Lo
Lo ~ 3,8 x 1033 erg/s
L núcleo Seyfert ~ L V.L. ~ 2 x 1010 x 3,8 x 1033
LSeyfert ~ 1044 erg/s
LSeyfert ~ 1 - 10 LV.L.
LQSO ~ 10 - 1.000 LV.L.
LQSO ~ 1045 - 1047 erg/s
<LQSO>~ 1046 erg/s
L Vía Láctea ~ 2 x 1010 Lo
Lo ~ 3,8 x 1033 erg/s
L núcleo Seyfert ~ L V.L. ~ 2 x 1010 x 3,8 x 1033
LSeyfert ~ 1044 erg/s
LSeyfert ~ 1 - 10 LV.L.
LQSO ~ 10 - 1.000 LV.L.
LQSO ~ 1045 - 1047 erg/s
<LQSO>~ 1046 erg/s
