Galaksens røntgenryg ( eng. Galactic ridge røntgenudsendelse ) er en observeret manifestation af strukturen af galaksen i røntgenområdet . Galaksens røntgenryg er en udvidet stråling med lav overfladelysstyrke, placeret i form af en strimmel omkring 1-2 grader bred langs det galaktiske plan. Ifølge nyere undersøgelser består gløden af den galaktiske højderyg af udsendelsen af et stort antal svage røntgenkilder, hovedsageligt opsamlende hvide dværge og stjerner med aktive koronaer.
Fødslen af røntgenastronomi fandt sted på tidspunktet for opdagelsen af røntgenstråling uden for solsystemet , i 1962 opdagelsen af den kosmiske røntgenbaggrund og den lyseste kilde til røntgenhimlen - Skorpionen X-1 [1] blev offentliggjort . Det første bevis på, at der er en komponent forbundet med vores galakse i himlens røntgenbaggrund begyndte at dukke op i begyndelsen af 1970'erne [2] . Følsomheden og vinkelopløsningen af tidlige røntgeninstrumenter tillod imidlertid ikke, at man sikkert kunne skelne bidraget fra et lille antal lyse kilder fra den udvidede stråling fra galaksens "ryg". Faktisk kan opdagelsen af røntgen-"ryggen" betragtes som resultaterne af observationer fra HEAO-1- observatoriet (NASA) [3] . Det blev vist, at ud over et lille antal lyse røntgenkilder placeret langs galaksens plan, er der utvivlsomt udvidet stråling på himlen (ud over den praktisk taget isotropiske kosmiske røntgenbaggrund), som ikke er løst. på det niveau af følsomhed over for individuelle kilder. Den samlede lysstyrke af galaksens røntgenryg blev estimeret til 10 38 erg/sek .
Det næste store skridt i studiet af galaksens højderyg var erhvervelsen af dens energispektrum ved hjælp af instrumenterne fra det japanske observatorium Tenma [4] . Emissionslinjer af stærkt ioniserede tunge grundstoffer blev fundet i højderyggens emissionsspektrum , hvilket tydeligt indikerede dannelsen af en linje i et varmt (med en temperatur på 10 7 −10 8 K) optisk tyndt plasma . Disse resultater blev yderligere bekræftet og forfinet ved hjælp af observationer fra forskellige kredsende observatorier, inklusive den seneste generation af Chandra , XMM-Newton , Suzaku. Detekteringen af linjer, der er karakteristiske for varmt plasma, i strålingen fra galaksens røntgenryg skabte enorme vanskeligheder for at forstå arten af denne stråling. Hovedproblemet var, at hvis vi antager, at den udvidede stråling fra "ryggen" opstår som et resultat af strålingen fra det varme, forkælede plasma fra det interstellare medium i Galaksen, så har galaksen ingen mulighed for at holde dette plasma i et bånd kun 1-2 grader bred (100-200 stk tyk). ). Sådan et varmt plasma skulle strømme ud af galaksens disk og bære en enorm energi med sig, omkring 10 43 erg/sek., som faktisk overstiger energifrigivelsen fra alle supernovaeksplosioner [5] .
I det hårde røntgenområde er målinger af galaksens "ryg" meget komplicerede af det faktum, at instrumenter i dette energiområde ( >20 keV ) indtil 2000'erne ikke havde en god vinkelopløsning, og derfor havde deres målinger kan indeholde et væsentligt bidrag fra strålingen fra individuelle galaktiske og ekstragalaktiske kilder. Ifølge resultaterne af observationer af OSSE- spektrometeret ved ComptonGRO-observatoriet blev det oplyst, at strålingen fra Galaxys røntgenryg fortsætter ind i det hårde røntgenområde på en magtlovlig måde [6] . Observatoriet af hårde røntgen- og gammastråler fra den seneste generation af INTEGRAL gjorde det muligt pålideligt at måle både kortet over galaksens højderyg i området 20-100 keV og dets spektrum. Det blev vist, at det hårde røntgenkort og emissionsspektrum for galaksens højderyg er i overensstemmelse med forudsigelserne af modellen for dens dannelse som et resultat af tilføjelsen af stråling fra et stort antal ophobende hvide dværge [7] .
Hypotesen om, at strålingen fra Galaksens røntgenryg kan bestå af bidraget fra et stort antal svage, individuelt uopdagelige røntgenkilder, blev fremsat næsten umiddelbart efter dens opdagelse [8] . Men på grund af manglen på en detaljeret forståelse af statistikken for sådanne kilder i galaksen, samt på grund af uopløseligheden af galaksens højderyg til individuelle røntgenkilder i perioden 1980-2006, er hovedhypotesen for dens dannelse var varm plasmastråling, muligvis med en betydelig indflydelse af lavenergiske kosmiske stråler.
Det første skridt mod at løse problemet med arten af strålingen fra Galaksens højderyg var arbejdet, hvor dens detaljerede kort blev opnået [9] . Det blev vist, at lysstyrken af røntgenryggen nøjagtigt gentager galaksens lysstyrke i det infrarøde område, hvor hovedbidraget kommer fra almindelige gamle galaksestjerner med lav masse. Sammenligning af røntgenlysstyrken af højderyggen pr. masseenhed af stjernepopulationen i de undersøgte områder gjorde det muligt at vise, at den nødvendige stråling kan frembringes af kendte typer kilder, nemlig hvide dværge i binære systemer og stjerner med aktiv coronas [10] .
Den endelige løsning på problemet med arten af galaksens røntgenryg var resultaterne af en ultradyb observation af et område, der ligger i en afstand på omkring 1,5 grader fra centrum af galaksen ved Chandra-observatoriet. Det er vist, at mindst 88 ± 12 % af strålingen i energiområdet ~6-7 keV produceres af individuelle røntgenkilder [11] .
Undersøgelser af andre galakser ved hjælp af den seneste generation af røntgenobservatorier Chandra og XMM-Newton har vist, at bidraget fra stråling fra svage røntgenkilder (det vil sige stråling som "ryggen" af vores galakse) er meget betydeligt i en stor del af ikke-stjernedannende galakser. Især hersker den i galakserne M32 , M31 , NGC 3379 [12] .
| Mælkevejen | |||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Position | Mælkevejen → Mælkevejens undergruppe → Lokal gruppe → Lokal superklynge af galakser → Laniakea → Fiskene-Cetus superklyngekompleks → Observerbart univers → Universe | ||||||||
| galakse kerne | |||||||||
| Ærmer |
| ||||||||
| Satellitgalakser |
| ||||||||