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AS 42A: Astrof ísica de Galaxias Clase #12

AS 42A: Astrof ísica de Galaxias Clase #12. Profesor: Jos é Maza Sancho 23 Abril 2007. Principales l íneas de emisión. Ly   1.216Å C I V (1549)   1.548, 1.551Å C III]  1.909Å Mg II (2.798)   2.796, 2.803Å H   4.861Å

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AS 42A: Astrof ísica de Galaxias Clase #12

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  1. AS 42A: Astrofísica de GalaxiasClase #12 Profesor: José Maza Sancho 23 Abril 2007

  2. Principales líneas de emisión • Ly   1.216Å • C IV (1549)   1.548, 1.551Å • C III]  1.909Å • Mg II (2.798)   2.796, 2.803Å • H  4.861Å • H  6.563Å

  3. Los cuasares y las galaxias Seyfert son variables en el óptico y en otras bandas espectrales. • Un pequeño porcentaje de los cuasares son radio fuentes (<10%). • La gran mayoría de los cuasares emiten poco en radio • Todos emiten en rayos-X. • Los cuasares también emiten una gran cantidad de energía en el IR.

  4. Tamaño • R ~ c  t • t ~ 0,1 días  104 seg • R = 300.000  103  104 = 3  1012 [m] • R = 3  1012 / 150  106  103 [U.A.] • R = 20 [U.A.] • El motor de un AGN tiene un tamaño similar al sistema solar.

  5. Los AGN tienen una protuberancia azul en su distribución espectral de energía (SED). • Entre las radio quiet y las radio loud la diferencia principal es en las ondas de radio

  6. Algunos cuasares, como 3C273 muestran un jet prominente en radio, óptico y rayos-X.

  7. Los cuasares son núcleos de galaxias, principalmente espirales, como lo muestran las imágenes de las “host galaxies”, tomada por el telescopio espacial Hubble.

  8. Las radio galaxias muestran una emisión puntual, asociada con el núcleo, un jet y dos lóbulos. • Algunas de esta estructuras alcanzan grandes dimensiones.

  9. El espectro de los cuasares presenta líneas anchas de emisión.

  10. Las radio galaxias como Centarus A, alcanzan grandes dimesiones angulares en el cielo.

  11. BL Lac • Los objetos BL Lacertae son “cuasares sin líneas” y siempre son radio fuentes. • Son altamente variables en el óptico y tienen una polarización óptica alta y variable. • Se hospedan en galaxias elípticas.

  12. La variabilidad en rayos-X puede tener un tiempo asociado muy pequeño. • El tiempo de variación puede estar, está, asociado a la longitud de onda en que se observe.

  13. El tiempo de variabilidad define un tamaño máximo para el objeto. • Un objeto debe ser menor que lo que recorre la luz en el tiempo en que varía.

  14. Dicho de otra manera, un objeto no puede variar en escalas de tiempo menores que el tiempo que le toma a la luz recorrerlo.

  15. Nubes de gas podrán caer a un hoyo negro masivo en el centro del AGN sólo si pueden disipar el momento angular. • Para que materia caiga al hoyo negro el problema es la transferencia del momento angular.

  16. El material formará un disco en torno del hoyo negro. • Las partículas en él seguirán órbitas keplerianas (el período aumenta con el semi-eje mayor; P2a3) • Ese disco, llamado disco de acreción, debido a su viscosidad, permite transferencia de momento angular hacia afuera, con lo cual la materia cae siguiendo una espiral.

  17. El momento angular debe disminuir para que una partícula pueda seguir acercándose al hoyo negro. • El disco tiene una temperatura que aumenta a medida que el radio disminuye.

  18. Velocidad de escape • Rs = radio de Schwarzschild de un hoyo negro

  19. Problema: Calcular el radio de Schwarzschild de un hoyo negro de una masa solar. • R: • El radio de Schwarzschild de una masa solar es aprox. 3 kilómetros.

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