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4.3.1 Galaxias activas

4.3 Galaxias activas y cuasares. 4.3.1 Galaxias activas. Diferencia entre galaxias normales y activas (energía enorme fuera del rango visible) Diferentes tipos de galaxias activas: - Galaxias “Seyfert”: espirales con núcleo brillante

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4.3.1 Galaxias activas

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  1. 4.3 Galaxias activas y cuasares 4.3.1 Galaxias activas • Diferencia entre galaxias normales y activas (energía enorme fuera del rango visible) • Diferentes tipos de galaxias activas: - Galaxias “Seyfert”: espirales con núcleo brillante - Objetos “BL Lac”: elípticas con núcleo brillante - Radiogalaxias: elípticas gigantes con lóbulos dobles en radio y jets - Cuasares: “quasi stellar radio sources” fuerte emisión en radio - QSOs: “quasi stellar objects”, similar a cuasares pero también sin emisión fuerte en radio INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  2. Mecanismo central La energía proviene de un lugar pequeño en el núcleo de la galaxia  ¿qué produce esta energía enorme? • Cuasares: objetos más luminosos y más fácil de ver en el Universo lejano (z≲4; más allá se vuelven raros  objetos más lejanos conicidos ahora (z~7-10 : galaxias) alejado ≙ pasado remoto ⇒ son objetos clave para estudiar el Universo en su juventud, cuando inició la existencia de galaxias Galaxias activas: papel importante para comprender la evolución de las galaxias INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  3. Galaxias normales: • la mayoría de las galaxias son normales • caben en el esquema de la clasificación de Hubble • emiten su radiación predominantemente en el óptico Galaxias anormales = activas • Galaxias con características anormales • Parecen normales en el óptico, pero emiten energía enorme (100 – 1000 veces la radiación visible) en otras bandas del espectro e.m. • son muy raras en el universo cercano (raros en general) • mayoría se encuentra en universo lejano (más volumen, más objetos, más objetos “raros”) • Las más activas se encuentran a distancias mayores INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  4. La “actividad” de la Vía Láctea: Vía Láctea tiene Lopt ~ 1037 W (Sol tiene Lʘ = 4 1026 W) → LVL ~ luminosidad de 25 x 109 de ** de ~1 Mʘ Lradio ~ 1031 W ~ 10-6 Lóptico  Sol y otras estrellas no son fuente significativa de radio  suma de la radiación de estrellas puede explicar la luminosidad óptica de la Vía Láctea Todo el cielo en radiocontinuo 408 MHz Antenas de Jodrell Bank (76m) Effelsberg (100 m) Parkes (64 m) M87 North Polar Spur 3C273 NCP Cen A Cyg A Cas A LMC SMC INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA Haslam et al. 1982 A&AS 47, 1

  5. Galaxias activas: • radiación no tiene su máximo • en el óptico • radiación es no-estelar (no-térmica) M86: galaxia “normal” Distribución espectral de energía (spectral energy distribution (SED) Unidad de la ordenada: densidad de flujo en “Jansky” 1 Jy = 10-26 W m-2 Hz-1 M87: radiogalaxia (“activa”) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  6. NGC1275: radiogalaxia y Seyfert 3C273: un cuasar muy cercano Arp 220: galaxia “starburst” M82: galaxia “starburst” INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  7. Galaxias Seyfert(descubiertas en 1942 por Carl Seyfert) • Características generales: - parecen galaxias espirales normales pero tienen una fuente de energía enorme (núcleo muy brillante) en su centro - la mayoría a gran distancia (> 100 Mpc), pero existen algunas cercanas (20 – 30 Mpc) - la mayoría de la energía proviene del núcleo galáctico (región central y pequeña) - núcleo galáctico (similar a centro galáctico, C.G.) f ≃ 104 a 105 veces más luminoso que el C.G. f ≃ 1 - 10 veces más luminoso que toda nuestra galaxia • Emisión óptica (excepto del núcleo): estrellas del disco • Emisión radio, IR, rayos X: - proviene del núcleo galáctico - es muy fuerte (mayor parte de la luminosidad de la galaxia - luminosidad es no-estelar INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  8. Galaxia Seyfert NGC5728 dist ~40 Mpc desde Tierra con el HST muestra “conos” de emisión INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  9. Líneas espectrales - Líneas de emisión de elementos pesados ionizados, no de absorción como espectros de estrellas - Líneas muy anchas: por qué? a) muy caliente (T > 108 K) problema: gas sería 100% ionizado no se observarían líneas espectrales b) rotación de ~ 1000 km/s alrededor de un objeto central INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  10. Variabilidad • Variabilidad irregular e impredecible (en galaxias normales la emisión no varía) • Variación fuerte f = 2 o f = ½ en períodos de menos de 1 año Ej: Variabilidad en radio; tambien hay variaciónes en rayos X y en el óptico. Curva de “luz” en radio de la galaxia Seyfert NGC 1275 = 3C 84 en el centro del cúmulo de Perseo INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  11. Fuente pequeña y compacta • Fluctuaciones en tiempos cortos (t ≲ 1 año)  proviene de una región de diámetro < 1 a.l. (1 ly) ¿Porqué?  supón cúmulo de estrellas con diámetro = 10 ly y todas las estrellas aumentan su luminosidad al mismo tiempo El cambio se nota primero para  A - para  B 5 años después - para  C 10 años después El “flash” del del cúmulo se extiende por 10 años  diám. del cúmulo = 10 a.l. INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  12. Objetos “BL Lac” o “Blazares” • Galaxias elípticas con núcleos brillantes (E, N) 1929: Cuno Hoffmeister descubre “estrella” variable en la constelación de Lacerta (lagartija) ⇒ BL Lac • Variaciones en brillo enormes: f = 2 Δt ~ 1 semana f = 15 Δt ~ meses • Variación de la polarización en óptico y radiocontinuo • Espectro sin líneas, sólo continuo m~14.5; z difícil de determinar: z = 0.0686; v = 20566 km/s  d = 300 Mpc Imagen de 5’x 5’ del atlas de Palomar (Digitized Sky Survey) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  13. 1970: Macleod & Andrew; BL Lac es radiofuente muy luminosa (y superlumínica: vaparente > c) Fotografías más profundas: - BL Lac es extendido y borroso - distribución de luz igual a E, pero con núcleo muy brillante - otras galaxias débiles alrededor - ¿parte de un cúmulo de galaxias? λ=15 GHz ν= 2 cm 5 mas =0.005” =8 pc =25 a.l. Imagen de BL Lac con el VLBA en 1997 (resolución ~0.35 mas) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  14. ~ 1980: Gunn, Oke & Miller: espectro de BL Lac dominada por la parte brillante del núcleo; líneas (de la galaxia huesped) muy débiles ⇒ BL Lac: elíptica gigante a ~ 300 Mpc con fuente central muy pequeña (1 día luz = 170 U.A.); velocidades del chorro aparentemente superlumínicas  chorro está apuntando casi hacia nosotros  Doppler boosting: chorro hacia nosotros amplificado en intensidad, chorro opuesto reducido en intensidad HOY (2006): ~ 1100 objetos BL Lac conocidos; para z>0.6 los BL Lac’s tienen Mabs ~ 1m – 1.5m más brillante que las galáxias más brillantes de cúmulos (efecto de selección?) BL Lac’s están en transición entre cuasares y radio galaxias INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  15. Radiogalaxias • La mayor parte de la energía se emite en radio [Sy: IR o mm] • Emisión no estelar de regiones muy grandes (≳ 100 kpc) [BL Lac y Sy: 1 día luz → 1 ly] Tipos: • núcleo – halo, a veces con chorros (HOY: efecto de proyección: visto cerca del eje de los chorros • En general: 2 chorros que “alimentan” a 2 “lóbulos” desde el núcleo que coincide con el núcleo óptico Error en libro de Chaisson Region de M86 en rayos X (Einstein IPC) Radio galaxia M 86 en Virgo INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  16. Diferencias entre radiogalaxias Lóbulos ↔ núcleo – halo Probablemente ninguna: morfología diferente por la orientación: a lo largo del eje de los chorros observamos una radiogalaxia núcleo – halo, con el núcleo en el centro INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  17. Radiogalaxias Núcleo-Halo Energía proviene de un núcleo pequeño (~ 1 pc), pero existe además un halo de emisión mas débil • Núcleo ~ 1 pc emisión fuerte • Halo ~ 50 kpc emisión más débil, extensión comparable o poco más grande que en óptico • Lradio ~ 1037 W, similar a Seyferts, similar a energía total de galaxias normales • Jets/chorros ~ 1035 W (tamaño ~ 0.1 . . . >100 kpc): chorros que llevan “plasma” (p+, e-) relativistas que se alejan del núcleo de la galaxia con v ~ 0.1 . . . 0.7 c INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  18. M87: la gigante elíptica que domina el cúmulo Virgo Halo y región central: exposición óptica larga Núcleo y jet: exposición óptica corta (descubierto por H.D. Curtis en 1918) Jet óptico a la misma escala Jet en radiocontinuo (VLA: ν = 5 GHz (λ = 6 cm) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA HST

  19. M87 en radiocontinuo del halo hasta el nucleo “halo”: 12’ x 16’ jet (chorro) óptico: 20” tamaño del núcleo: < 1 mas = 0.001” ≙ 0.08 pc ~17000 U.A. INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  20. Radiogalaxias “clasicas”: núcleo + 2 lóbulos • Mayoría de radiogalaxias son del tipo “clasico” de 2 lóbulos • Emisión radio en regiones hasta mucho más extensas (≲ 1 Mpc) que su tamaño en óptico (~ 10-50 kpc) • Tamaño depende de la frecuencia y sensibilidad del telescopio • luminosidad radio LR ~ 1036 – 1038 W (lóbulos no emiten en óptico) • Lóbulos varían en tamaño y forma, y no siempre están alineados con el centro de la galaxia = 0.1 . . . 10 LtotV.L., LradioV.L.≃ 1031 W INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  21. Alineación de lóbulos sugiere que: ― Eyección de material en direcciones opuestas por eventos violentos en el núcleo galáctico ― a veces existen lóbulos secundarios con la misma orientación y simetría a distancias más pequeñas del núcleo galáctico  eyectados más recientemente Radiogalaxia Cygnus A en 4.9 GHz (VLA) resolución 4“; tamaño 2’ ≙ 150 kpc Galaxia óptica doble: ∅=20’’ a z=0.056 dist ~260 Mpc Galaxia huesped INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  22. Centaurus A (NGC 5128) • La radio galaxia (activa) más cercana: d = 4 Mpc • Galaxia peculiar: E2 con disco de gas y polvo • Simulaciones numéricas: fusión de una E2 grande con S pequeña hace ~500 millones de años ― elíptica en visible: ∅ ~ 30 kpc (como Vía Láctea) ― lóbulos salen del centro perpendicular al disco de polvo ― lóbulos en radio: diám ~ 8o≙ 560 kpc (o mayor con proyección) ― lóbulos secundarios con casi la misma orientación D ~ 50 kpc ― imagen radio de alta resolución: jet del núcleo de D ~ 0.7 kpc INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  23. Cen A = NGC 5128 Imagen J,H,K (2MASS) 13ˈx 13ˈ Imagen visible del Palomar Sky Survey ~15ˈ x 21ˈ Contornos radio VLA a λ=6.2 cm Lóbulos interiores sobre imagen óptico Burns et al 1983, ApJ 273,128 Lóbulos interiores en radio (VLA 5 GHz) 10 kpc (~12ˈ x 12ˈ) Burns et al. 1983, ApJ 273, 128 INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  24. Extensión total de los lóbulos exteriores en radio ~8 grados! 408 MHz (telescopio de 100 m, Effelsberg, resolución ~45ˈ ) 1435 MHz (telescopio de 30 m, Argentina, resolución ~32ˈ ) Lóbulos conocidos desde ~1960; requiere telescopios únicos (single dish) para detectarlos, NO detectables on radiointerferómetros INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  25. Cen A = NGC 5128 en rayos X (1999) Observatorio espacial de rayos-X “Chandra” resolución angular ~5’’ 10’ x 6’, Chandra 18’ x 17’ por Chandra INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  26. Interpretación para Centaurus A si la eyección sucede con v ≲ c • creación de los lóbulos exteriores hace unos 109 años • ~ época de la fusión de las galaxias E + S • actividad violenta producida por fusión (alimentación del hoyo negro en el centro INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  27. Radiogalaxias “head-tail” (cabeza-cola):3C 129 en plano Galáctico con VLA a λ=90cm 3C 129.1 3C 129 Contornos rayos X sobre imagen óptico 37ˈ x 37ˈ imagen J,H,K (IR) 2MASS, 1.8ˈ x 1.8ˈ 38ˈ x 22ˈ galaxia óptica: v = 6240 km/s  d = 100 Mpc tamaño total en radio: 25ˈ≙ 700 kpc Galaxia muy oscurecida por la Vía Láctea, en cúmulo (rayos X) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  28. NGC 1265: 2a galaxia más brillante (tipo E) del cúmulo Perseo a d ≃ 80 Mpc • en algunas galaxias los lóbulos se curvan por detrás • Jets salen en direcciones opuestas, después se doblan hacia atrás (~cometa) • Solamente se observan en cúmulos de galaxias WSRT 5 GHz (Miley+76, IAUS 58, 109) Parte interior de la radiogalaxia VLA λ = 6.1 cm (4.9 GHz); resol. ang. ~0.7" galaxia óptica INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  29. Otros ejemplos • Por el movimiento de la radiogalaxia dentro del medio intergaláctico, el material expulsado (chorros y lóbulos) se quedan atrás ← Secuencia por curvatura Curvatura depende de: • Velocidad relativa • Densidad del medio INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  30. Velocidad del cúmulo de Perseo: v = 5 300 km/s velocidad de la galaxia NGC 1265: v = 7 650 km/s ⇒ velocidad relativa: v = 2 350 km/s Problema: las radiogalaxias “head-tail” NO muestran una diferencia significativamente mayor de su velocidad relativa al promedio del cúmulo…  vientos intracumulares? INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  31. NGC 6166 = 3C 338 Galaxia cD dominante del cúmulo Abell 2199 (z=0.030) Imagen en visible muestra 3 núcleos = restos de galaxias “digeridas” (tamaño ~3’ x 3’) Imagen a 4.9 GHz (radio) del Very Large Array 2.1’ x 1.1’; resolución ~1”; tamaño total ~80 kpc (no excede mucho al tamaño óptico) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  32. Efectos de rotación y precesión de la “máquina central”: 3C 288 z = 0.246 d = 1100 Mpc, ∅ ~ 36"~120 kpc VLA 8.3 GHz, 3.6 cm 3C31 = NGC 383, z = 0.0173 d = 80 Mpc, ∅ ~ 30ˈ ~ 700 kpc WSRT 609 MHz + imagen óptica NGC 382 y 383 en órbita  simetría “C” NGC 382 Eje del chorro precesando: simetría “S” INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  33. Radiogalaxias con jets y lóbulos: - Secuencia morfológica Fanaroff-Riley I y II: FR I: máximo de emisión radio dentro de 50% del tamaño total FR II: máximo de emisión radio fuera de 50% del tamaño total LR (FR II) > LR (FR I) RGs “clasicas” head-tails, etc. y la luminosidad “limite” entre I y II aumenta ligeramente con Mabs de la galaxia huesped Todas las galaxias activas como Seyfert, BL Lac y radio galaxias tienen emisión de una fuente muy energética, compacta y central: son “AGN” = active galactic nuclei (núcleos galácticos activos) Radiogalaxias siempre tienen elípticas como huesped . . . O NO ? INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  34. Radiogalaxia 1313-192 en el cúmulo • Abell 428 • Imagen de Palomar Sky Survey (DSS) • con contornos en radio (VLA, 1.5 GHz) • Galaxia tiene filamento de polvo  • Espiral con 2 lóbulos enormes • El primer caso que se conoce Extensión total en radio ~2.5ˈ ≙ 200 kpc (z ~ 0.067, d ~ 300 Mpc) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  35. Ledlow et al. 2003, NRAO NL 96, p. 18 Parte central de la galaxia con el chorro radio interior (núcleo en radio subtraido) Imagen óptico (HST) y radio (VLA, en rojo; resol. ~0.2") INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  36. Mecanismo central en galaxias activas Características que debemos explicar: • Luminosidades altas ≫ 1037 W, la Ltot de una galaxia normal • Emisión no estelar  radiación total emitida por las estrellas no es suficiente para explicar la energía observada • A veces la radiación es muy variable: entredías y años  radiación se produce en región muy pequeña ∅ ~ cientos de U.A. hasta años luz • A veces con líneas de emisión anchas  movimientos internos muy rápidos (≳ 1 000 km/s) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  37. Muestran jets y otros indicios de eventos violentos  materia expulsada del núcleo a velocidades relativistas • La mayoría de la energía se emite en IR y radio • No en el óptico como las estrellas luminosidades típicas de 1038 W ~Ltot de una E grande con 1012 M⊙ producido dentro de D ≲ 1pc  toda una galaxia de D = 50 000 pc → D = 1pc ⇒ factor de 1014 en volumen INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  38. Compresión 1012 M⊙ → D ≲ 1pc  hoyo negro (BH) de ~1012 M⊙ • Radiación no podría escapar, entonces la energía observada no puede originarse de estrellas • Observaciones parecidas; fuente de energía fuerte en regiones pequeñas con emisión en chorros • Estrellas de neutrones y hoyos negros estelares: • materia cayendo en movimiento espiral, formando un disco de acreción alrededor de un objeto masivo de algunas M⊙ Centro galáctico: BH de 106 M⊙ y anillo de materia girando alrededor de este objeto M 87, Cen A, Cyg A: procesos observados similares aún a escalas más grandes INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  39. Modelo similar (“unificado”) para las AGN con BHs supermasivos (106 -109 M⊙) • Estrella neutrónica con compañera (aquí: muchas… una tras otra…)  nubes de gas de la compañera cayendo hacia BH súpermasivo • se forma disco de acreción • aumento Temp. por fricción • Emisión de radiación, formación de chorros eyectando material a velocidades altas perpendicular a disco (lóbulos) S&T 112, 1, p. 42, July 2006 INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  40. BH supermasivo (106 a 1010 Mʘ)  BH pequeño: 3 a 100 Mʘ INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  41. Producción de la energía • Acreción: manera eficaz de producir energía • 10% - 20% del material cayendo hacia el BH se puede convertir en energía (E = m c2) antes de llegar al BH • Materia necesaria para explicar 1038 W: • P.e.: 1 M⊙ puede generar 2x1047 J • [E = mc2 = 1030 kg x (3x108 m)2 = 2x1047 J] • Eficiencia 10% → 2x1046 J • 1038 W = 1038 J/s : 1 M⊙ /2x108 s = 1 M⊙/ 6 años • Energía de radio galaxias de ~ 1038 W requiere de • ~ 1 M⊙ cada 10 años • Energía en núcleos de galaxias Seyfert: 1036 W • ~ 1 M⊙ cada 1 000 años INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  42. Tamaño de la región del BH Radio de Schwarzschild: 2 GM 2 GM Velocidad de escape: v2esc = = c2 Rs = R c2 • Sol con 1030 kg: Rs⊙ = 3 km (en realidad tiene 700 000 km) • BH con 109 M⊙ RsBH = 3x109 km = 20 UA = 10-4 pc • en acuerdo con observaciones INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  43. Disco de acreción Teoría predice ~ 1pc para un BH de 109 Mʘ • en acuerdo con observaciones Variabilidad • Producido por inestabilidades en el disco de acreción Rotación rápida del disco • Comprobado con los anchos grandes de líneas de emisión en los espectros ópticos Modelo aceptado para la producción de energía en galaxias activas y cuasares INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  44. Observaciones recientes a favor de este modelo • NGC 4261: galaxia activa elíptica en Virgo (d ~ 18 Mpc) con jets y lóbulos de ∅ ~ 60 kpc Observaciones con el HST • Resolución de 0.05” ≙ 5 pc a la distancia de Virgo • Insuficiente para resolver BH pero indicios concuerdan con a la hipótesis de BH súper masivo • Disco/anillo de ~ 100 pc alrededor de un objeto brillante, que probablemente contiene un BH INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  45. NGC 4261 en Virgo Imagen óptico (azul) y Radio (VLA, rojo/naranja) Imagen del HST de la zona nuclear INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  46. M 87: galaxia principal de Virgo, elíptica con chorro radio/óptico • HST: imagen óptica/ IR • Región central: estructura espiral de estrellas, gas y polvo • HST: espectros alrededor de la fuente central • Rotación rápida • ⇒ BH de 3x109 M⊙ en el centro INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  47. El núcleo de M87: galaxia central de Virgo INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  48. NGC 4258: galaxia espiral a d = 6 Mpc • VLBA (Very Long Baseline Array: 10 telescopios en E.U. entre Hawaii e Islas Virgenes) • Resolución 0.0005“ = 0.5 mas (100 veces mejor que HST) • Detección de nubes de gas (máseres de H2O) rotando en un radio de 0.2 pc • De la curva de rotación de estos máseres se infiere MBH ~ 40 106 M⊙ dentro de r = 0.2 pc INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  49. NGC 4258 Disco de acresentamiento alrededor del BH central, a partir del movimiento de máseres de H2O) Imagen de toda la galaxia en ultravioleto (UV) NGC 4258 INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

  50. Transporte de la energía hacia fuera: mecanismos de radiación • Fuente de energía definida pero no el mecanismo de radiación • Radiación no producida por estrellas → no estelar Radiación sincrotrónica: • Partículas cargadas con velocidades relativisticas en campos magnéticos sufren aceleración normal por fuerza de Lorentz  emiten radiación (según Maxwell) • Partículas se mueven en espiral alrededor de líneas del campo magnético → emiten radiación en un cono de apertura angular θ ~ 1/γ (γ = factor de Lorentz de los e- relativistas) → E baja →λ baja (νaumenta) INTRODUCCIÓN A LA ASTRONOMÍA

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