Συζήτηση:Ενεργός Γαλαξίας

	Αυτό το λήμμα είναι στο πλαίσιο ενδιαφέροντος της «Βικιεπιχείρησης Αστρονομία», μια προσπάθεια για την βελτίωση και εμπλουτισμό της Βικιπαίδειας με λήμματα που αφορούν αυτό τον τομέα. Για να συμμετάσχετε και εσείς στη Βικιεπιχείρηση, επισκεφτείτε τη σχετική σελίδα όπου μπορείτε να συμμετάσχετε στη συζήτηση και να δείτε ανοιχτά ζητήματα για εργασία.
Γ	Αυτό το λήμμα αποτιμήθηκε ως τάξης Γ κατά την κλίμακα ποιότητας.
Ύψιστης	Αυτό το λήμμα έχει αποτιμηθεί ως λήμμα με Ύψιστη σπουδαιότητα κατά την κλίμακα σπουδαιότητας.

Επαναφορά σε προηγούμενη μορφή

Το άρθρο νομίζω πρέπει να επαναφερθεί στην μορφή που είχε πριν τη σημερινή επεξεργασία. Έχει παραπομπές πλέον, βέβαια, αλλά έχει χάσει σημαντική πληροφορία.--exc 16:46, 18 Ιουλίου 2011 (UTC)

Η πληροφορία αφορούσε πρόχειρους υπολογισμούς που ήταν κάπως κακογραμμένοι και υπερβολικά αναλυτικοί σε κάποιες περιπτώσεις. Θα γράψω σύντομα καινούριο θέμα με πρόχειρους υπολογισμούς για τους γνώστες του θέματος, αλλά προς στιγμήν η επαναφορά του θέματος δεν θα βρίσκεται σε αρμονία με την καινούρια δομή του άρθρου που θεώρησα προσφιλέστερη για τον μέσο αναγνώστη. Τάσος 17:41, 18 Ιουλίου 2011 (UTC)

Έχω συνηθίσει το ιστορίκο να είναι η πρώτη ενότητα. Άλλωστε έτσι είναι στη πλειονότητα των άρθρων αστρονομίας, όταν υπάρχει. Επίσης, οι φασματικές γραμμές ουδεμία σχέση έχουν με το ιστορικό. Αν θες να το βάλεις πάλι άλλαξε τη διατύπωση, μην τα βάλεις με τίτλους (οι τίτλοι στο ιστορικό αφορούν μόνο ιστορικές περιόδους) και βάλταν σε χρονολιγική σειρά. --C messier 10:57, 20 Ιουλίου 2011 (UTC)

Συμφωνώ με τις πρόσφατες αλλαγές. Χαίρομαι που υπάρχει ενδιαφέρον για το άρθρο και αξίζει να βελτιωθεί όσο το δυνατόν περισσότερο, καθώς ο τομέας των ΕΓΠ αποτελεί έναν από πιο έντονα μελετώμενους κλάδους της αστροφυσικής αυτή τη στιγμή. Τάσος 14:41, 21 Ιουλίου 2011 (UTC)

Τύποι

Αυτούς τους τύπους που τους βρήκες; --C messier 12:03, 20 Ιουλίου 2011 (UTC)

Από πολλές και διαφορετικές πηγές. Εκείνοι που αφορούν την κεντρική μηχανή βρίσκονται όλοι (σε λίγο-πολύ την ίδια μορφή με την οποία τους παρουσιάζω στο άρθρο) σε καλά εισαγωγικά βιβλία αστροφυσικής, όπως εκείνο των Carroll & Ostlie που έχω συμπεριλάβει στη βιβλιογραφία. Εκείνοι που παρουσιάζονται στην ενότητα των δίσκων προσαύξησης βρίσκονται όλοι στο paper του Pringle που αναφέρω στην αρχή της ενότητας. Τάσος 14:37, 21 Ιουλίου 2011 (UTC)

Παρατήρησα ότι στο διαδύκτιο το έχεις συνδέσει με άλλη έρευνα, την 1961Natur.190.1053B. Απότι κατάλαβα έχεις κάνεις λάθος, αφού εδώ, αλλά και στο κείμενο αναφέρεσαι σε άλλη πηγή.--C messier 15:11, 21 Ιουλίου 2011 (UTC)

Μπορείς να γίνεις πιο συγκεκριμένος; Αν μπορείς γράψε μου που ακριβώς έχω κάνει το λάθος ώστε να το διορθώσω. Τάσος 15:16, 21 Ιουλίου 2011 (UTC)

Λέω ότι έχεις συνδέσεις το σύνδεσμο με λάθος σελίδα, σε μία έρευνα από το περιοδικό Nature με τίτλο Galactic Explosions as Sources of Radio Emission γραμμένη από τον Burbidge (ο αριθμός 3) και όχι με την έρευνα με τίτλο accretion disks in astrophysics του Pringle. Όμως κατά άλλα όλα τα άλλα δεδομένα για την έρευνα είναι σωστά, όπως για παράδειγμα ο bibcode όπου και βρήκα το σωστό άρθρο. Το σωστό σύνδεσμο μπορώ να τον τοποθετήσω σε ένα δευτερόλεπτο, αλλά να σε ρωτήσω: θες να δίνει πρόσφαση στο abstract(όπως συνηθίζεται) ή το άρθρο αυτό καθέ αυτό.--C messier 15:22, 21 Ιουλίου 2011 (UTC)

Νομίζω είναι εντάξει τώρα, ευχαριστώ πολύ! Τάσος 15:28, 21 Ιουλίου 2011 (UTC)

Να σου πω και κάτι άλλο. Αν θες να χρησιμοποιήσεις μια παραπομπή πολλές φορές μέσα στο κείμενο, τότε εκεί που γράφεις τις πολλές λεμπτομέρεις αντι < ref ></ref> χρησιμοποίησε το < ref name=XXX>---</ ref>, όπου ΧΧΧ είναι ένα όνομα για να αναγνωρίζεις τη πηγή δικής σου επιλογής. Όποτε θες να ξαναχρησιμοποιήσεις αυτή τη πηγή γράφεις < ref name=XXX/>. Αν έχεις απορία δες μέσα στο άρθρο.--C messier 15:50, 21 Ιουλίου 2011 (UTC)

Ευχαριστώ, θα το χρησιμοποιήσω σίγουρα. Μερικές παρατηρήσεις όσον αφορά τις πιο πρόσφατες αλλαγές μόνο: 1) Δεν είμαι σίγουρος αν έχουμε παρατηρήσει ποτέ δίσκο προσαύξησης σε ΕΓΠ. Μπορεί να κάνω λάθος, θα το κοιτάξω. 2) Τα πραγματικά χαρακτηριστικά ενός δίσκου προσαύξησης είναι εξαιρετικά περίπλοκα. Το μοντέλο των λεπτών δίσκων που αποτελείται από κυκλικούς δακτύλιους και χαρακτηρίζεται από σταθερή γωνιακή ταχύτητα είναι μία μαθηματική προσέγγιση. 3) O Pringle δεν υπολογίζει τη μέγιστη θερμοκρασία του δίσκου, αν και σωστά προσέθεσες τον σύνδεσμο εκεί που αναφέρεται η χαρακτηριστική θερμοκρασία του δίσκου. Τον υπολογισμό δεν τον έχω δει πουθενά προσωπικά και έτσι τον έκανα ο ίδιος, ακολουθώντας το παράδειγμα των Carroll και Ostlie οι οποίοι κάνουν το ίδιο ακριβώς πράγμα αλλά για διαφορετική συνάρτηση θερμοκρασίας. Το δικό τους αποτέλεσμα είναι κοντά στο 0.5 αν θυμάμαι καλά αντί για 0.414 που προκύπτει από την συγκεκριμένη συνάρτηση θερμοκρασίας που εξάγει θεωρητικά ο Pringle. Τάσος 16:16, 21 Ιουλίου 2011 (UTC)

1. Κοιτώντας τις φωτογραφίες στο αρχείο των Commons ανακάλυψα ότι όντως ο δίσκος έχει παρατηρηθεί.
2. Γενικά τα χαρακτηριστικά των ΕΓΠ πρέπει να μπουν όλα κάτω από μια ενότητα. (Ενα παρομοιο πρόβλημα παρουσιάζει η εξέλιξη ενός διπλού αστέρα μέχρι να γίνει καινοφανής αστέρας)
3. Επίσης το υλικό για το δίσκο προσαύξησης δεν ξέρω κατά πόσο μπορεί να μείνει μόνο εδώ όλο αυτό το υλικό, καθώς είναι γενικό, και όχι ειδικό όπως συμβαίνει για τη μάζα.
4. Επίσης μπορώ να μεταφέρω υλικό από το αντίστοιχο άρθρο στα αγγλικά.
5. Οι πολλοί τύποι μέσα σε λίγες γραμμές δίνουν μια άχαρη εμφάνιση, αλλά δεν μπορούμε χωρίς αυτούς. --C messier 16:25, 21 Ιουλίου 2011 (UTC)

Πράγματι, το υλικό που αφορά το δίσκο είναι κάπως γενικό, αλλά αναφέρω μόνο τα πιο σημαντικά σημεία. Ιδιαίτερη σημασία έχει το γεγονός ότι, σύμφωνα με το μοντέλο των λεπτών δίσκων, τα φάσμα των ΕΓΠ θα πρέπει να παρουσιάζει μέγιστο στο μπλε-υπεριώδες μέρος του φάσματος (όπως δείχνει και ο υπολογισμός που έκανα για έναν συγκεκριμένο ΕΓΠ) - το λεγόμενο "Big Blue Bump". Ετοιμάζω καινούριες θεματικές ενότητες που θα θίξουν το θέμα αυτό. Τάσος 16:34, 21 Ιουλίου 2011 (UTC)

Στο κομμάτι του δίσκου προσαύξησης σχετικά με την θερμοκρασία κάτι πάει λάθος.

• Τι είναι η σειρά Τέιλορ;
• Ποια είναι η εσωτερική ακτίνα του δίσκου;
• Η χαρακτηριστική θερμοκρασία του δίσκου είναι η θερμοκρασία στην εσωτερική ακτίνα;(το κείμενο αυτό δείχνει)
• Επίσης αφού θέλουμε το άρθρο να κάνει μια γενική αναφορά θεωρώ ότι ο τύπος για R>>Rin είναι κάπως περιττός.

Και τις θεματικές ενότητες μάλλον πρέπει να ενταχθούν στο άρθρο δίσκος προσαύξησης. Μπορώ να αρχίσω φτιάχνοτας ένα σχετικά μικρό λήμμα και στη συνέχεια βλέπουμε ποιο μπορεί να μείνει εδώ.--C messier 16:44, 21 Ιουλίου 2011 (UTC)

1. Η σειρά Τέιλορ είναι μία δυναμοσειρά η οποία υπολογίζεται γύρο από το σημείο x=0 μίας οποιασδήποτε συνεχούς συνάρτησης f(x). Η προσέγγιση συναρτήσεων (που εξαρτώνται από μεταβλητές που παίρνουν τιμές πολύ μικρότερες της μονάδας) με τους πρώτους όρους μίας τέτοιας δυναμοσειράς είναι πολύ διαδεδομένος στη Φυσική.
2. Ο δίσκος σύμφωνα με το καθιερωμένο μοντέλο έχει κάποια εσωτερική ακτίνα στην οποία ο δίσκος σταματά. Αν η κεντρική πηγή είναι μελανή οπή, η ακτίνα αυτή αντιστοιχεί σε 3 φορές την ακτίνα Σβάρτσιλντ της.
3. Η χαρακτηριστική θερμοκρασία του δίσκου είναι μία αυθαίρετα ορισμένη θερμοκρασία διαστατικής σημασίας, καθώς εξαρτάται από τις φυσικές παραμέτρους του δίσκου και είναι εγγενής ιδιότητα του μοντέλου.

Συμφωνώ με τη μετακίνηση πάντως. Μπορούμε να κρατήσουμε μόνο τα πολύ βασικά χαρακτηριστικά του μοντέλου και τα υπόλοιπα να τα μεταφέρουμε στο άρθρο που αφορά τους δίσκους προσαύξησης. Τάσος 17:28, 21 Ιουλίου 2011 (UTC)

Φάσμα

Το φάσμα πρέπει να ενωθεί με τις γραμμές εκπομπής, αφού αυτές οι γραμμές είναι μέρος του φασμά τους.--C messier 20:31, 23 Ιουλίου 2011 (UTC)

Χαρακτηριστικά

Τι είναι η κορόνα ενός ΕΓΠ; Από το άρθρο φαίνεται σαν μια συγκέντρωση φορτισμένων σωματιδίων κοντά στη κεντρική πηγή. Είναι το αντίστοιχο του ηλιακού στέμματος για ένα ΕΓΠ;--C messier 17:03, 24 Ιουλίου 2011 (UTC)

Όχι ακριβώς, αν και υπάρχουν κάποιες ομοιότητες. Είναι όπως είπες συγκέντρωση σχετικιστικά κινούμενων φορτισμένων σωματιδίων που πιστεύεται ότι περιβάλλει την μελανή οπή στο κέντρο του δίσκου προσαύξησης και σκεδάζει τα φωτόνια του δίσκου, δίνοντάς τους ενέργεια μέσω του αντίστροφου φαινομένου Κόμπτον. Ο λόγος που συνήθως μιλάμε για ηλεκτρόνια είναι διότι η ενεργός διατομή σκέδασης είναι μεγαλύτερη για σκέδαση φωτονίου-ηλεκτρονίου σε σχέση με την αντίστοιχη φωτονίου-πρωτονίου. Τάσος 12:17, 25 Ιουλίου 2011 (UTC)

Θα μπορούσες να βάζεις τις παραπομπές μετά τα σημεία στίξης;--C messier 21:52, 25 Ιουλίου 2011 (UTC)

Υπάρχει αντίστροφο φαινόμενο Κόμπτον; Τι είναι αυτό;--C messier 11:33, 14 Οκτωβρίου 2011 (UTC)

Μάλιστα. Αναφέρεται και στο σχετικό paper μαζί με άλλους μηχανισμούς παραγωγής ακτίνων-Χ. Στα αγγλικά λέγεται "inverse Compton scattering".Τάσος 23:13, 15 Οκτωβρίου 2011 (UTC)