Estudio de Galaxias Hiperluminosas en el Infrarrojo con el observatorio de rayos X XMM-Newton
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Dissertation to obtain the "Diploma de Estudios Avanzados" (equivalent to a Master degree). University of Cantabria, on February the 22nd, 2007.
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Estudio de Galaxias Hiperluminosas en el Infrarrojo con el observatorio de rayos X XMM-Newton
- 1. Estudio de Galaxias Hiperluminosas en el Infrarrojo con el observatorio de rayos X XMM-Newton Ángel Ruiz Camuñas Instituto de Física de Cantabria (CSIC-UC) 22 de Febrero de 2007
- 5. Origen de su luminosidad IR aún desconocido.
- 7. Acreción de materia en un agujero negro central super-masivo (10 8 -10 9 M ⊙ ). 3c273 Distribución espectral de energia
- 9. Acreción de materia en un agujero negro central super-masivo (10 8 -10 9 M ⊙ ). 3c273 Distribución espectral de energia
- 11. Luminosidad IR muy elevada debido al reprocesamiento de la emisión UV de estrellas jóvenes por el polvo . M82 Distribución espectral de energía
- 13. Área colectora total ~0.5 m 2 .
- 14. Tres cámaras EPIC (resolución angular y espectral media), sensibles entre 0.2 y 12 keV.
- 15. Espectrómetros RGS (gran resolución espectral), sensibles por debajo de ~2 keV.
- 16. Telescopio OM, sensible en el visible y UV.
- 18. Laboratorios únicos para investigar fenómenos de formación estelar extrema (~1000 M ⊙ /año) y su conexión con agujeros negros supermasivos.
- 19. Conexión evolutiva: QSO ↔ ULIRG ↔ HLIRG.
- 20. Contribución al fondo cósmico de rayos X e IR.
- 22. Galaxias muy jóvenes observadas durante su mayor episodio de formación estelar.
- 23. Emisión IR por otro mecanismo : v. g. fase evolutiva transitoria de los QSO, muy luminosa en el IR.
- 26. Resultados previos sugieren que algunas fuentes se encuentran muy oscurecidas y la emision X directa no es detectada: fuentes Compton-Thick .
- 27. Muestras de comparación : Franceschini et al. 2003 ( ULIRGs ), Stevens et al. 2005 ( HLIRGs alto z ).
- 28. Muestra XMM Galaxia SB AGN tipo 2 AGN tipo 1
- 31. Emisión “blanda” (0.2-2 keV) térmica .
- 32. Rasgos de absorción y lineas de emisión. Características diferentes en AGN y SB
- 33. Espectros X (EPIC) IRAS 00182-7112 IRAS 09104+4109 PG 1206+459 PG 1247+267 IRAS F14218+3845 IRAS 12514+1027 IRAS F12509+3122 IRAS F15307+3252 IRAS 16347+7037 IRAS 18216+6418
- 34. Análisis espectral NTH: modelo no térmico TH: modelo térmico. LINE: línea de emisión FeK a Galaxia SB AGN tipo 2 AGN tipo 1
- 38. Diferencia intrínseca entre SED estándar de QSO y la de HLIRGs.
- 39. Discusión (II) Contribución de AGN y SB a la emisión IR Rowan-Robinson (2000)
- 40. Discusión (II) Cociente luminosidad X / IR en QSO cercanos Elvis et al. (1994) IR X
- 42. Diferencia entre QSO SED y HLIRGs SED
- 44. Solo una fuente con emisión asociada a SB.
- 46. RX/IR ~constante con z ⇒ Relación física entre AGN y SB.
- 48. En todos los HLIRGs detectados su espectro X esta dominado por la emisión de un AGN .
- 49. Emisión X “dura” sistemáticamente por debajo de la esperada para un QSO de la misma luminosidad IR. Quizá debido a diferencia intrínseca entre AGN y HLIRGs.
- 50. Cinco fuentes con emisión “térmica”. Cuatro asociadas a AGN y una a SB.
- 51. RX/IR constante con redshift, sugiriendo que AGN y SB están físicamente conectados .