A Galaxis X-ray gerince ( eng. Galactic ridge X-ray emission ) a Galaxis szerkezetének megfigyelt megnyilvánulása a röntgensugár tartományban . A Galaxis röntgen gerince egy kis felületi fényességű kiterjesztett sugárzás, amely körülbelül 1-2 fok széles csík formájában helyezkedik el a galaktikus sík mentén. A legújabb tanulmányok szerint a galaktikus gerinc izzása nagyszámú halvány röntgenforrás kibocsátásából áll, főként fehér törpék és aktív koronájú csillagok akkretálásából .
A röntgencsillagászat megszületése a Naprendszeren kívüli röntgensugárzás felfedezésének idején , 1962 -ben a kozmikus röntgenháttér és a röntgenégbolt legfényesebb forrásának, a Scorpio X-1 felfedezésének idején történt. [1] megjelent . Az első bizonyítékok arra vonatkozóan, hogy az égbolt röntgenhátterében Galaxisunkkal kapcsolatos komponens található, az 1970-es évek elején jelentek meg [2] . A korai röntgenkészülékek érzékenysége és szögfelbontása azonban nem tette lehetővé, hogy magabiztosan megkülönböztessék a kis számú fényes forrás hozzájárulását a galaxis "gerincének" kiterjesztett sugárzásától. Valójában a röntgen "gerinc" felfedezése a HEAO-1 obszervatórium (NASA) megfigyelésének eredményeinek tekinthető [3] . Kimutatták, hogy a Galaxis síkja mentén elhelyezkedő kis számú fényes röntgenforrás mellett kétségtelenül kiterjedt sugárzás is van az égbolton (a gyakorlatilag izotróp kozmikus röntgenháttéren kívül), ami nem oldódik fel. az egyes források iránti érzékenység azon a szintjén. A galaxis röntgensugaras gerincének teljes fényességét 10 38 erg/sec -re becsülték .
A következő nagy lépés a Galaxis gerincének tanulmányozásában az energiaspektrumának felvétele volt a Tenma japán obszervatórium műszereivel [4] . A gerinc emissziós spektrumában erősen ionizált nehéz elemek emissziós vonalait találtuk , amelyek egyértelműen jelzik a vonal kialakulását egy forró (10 7 -10 8 K hőmérsékletű) optikailag vékony plazmában . Ezeket az eredményeket tovább erősítették és finomították a különböző keringő obszervatóriumok megfigyelései, köztük a Chandra legújabb generációja , XMM-Newton , Suzaku. A forró plazmára jellemző vonalak észlelése a Galaxis röntgengerincének sugárzásában óriási nehézségeket okozott e sugárzás természetének megértésében. A fő probléma az volt, hogy ha feltételezzük, hogy a "gerinc" kiterjesztett sugárzása a Galaxis csillagközi közegének forró, ritkított plazmájának sugárzása következtében keletkezik, akkor a Galaxisnak nincs módja sávban tartani ezt a plazmát. csak 1-2 fok széles (100-200 db vastag). Egy ilyen forró plazmának ki kellene folynia a Galaxis korongjából, és hatalmas energiát, körülbelül 10 43 erg/sec-et hordozva magával, ami valójában meghaladja az összes szupernóva-robbanás energiafelszabadulását [5] .
A kemény röntgentartományban a Galaxis "gerincének" mérését nagyban nehezíti, hogy a 2000-es évekig az ebben az energiatartományban ( >20 keV ) lévő műszerek nem rendelkeztek jó szögfelbontással, és ezért A mérések jelentős mértékben hozzájárulhatnak az egyes galaktikus és extragalaktikus források sugárzásából. A ComptonGRO obszervatórium OSSE spektrométerének megfigyelései alapján megállapították, hogy a Galaxis röntgengerincének sugárzása hatványtörvényes módon folytatódik a kemény röntgentartományban [6] . A legújabb generációs INTEGRAL kemény röntgen- és gamma -sugarak obszervatóriuma lehetővé tette a Galaxis gerincének 20-100 keV tartományban lévő térképének és spektrumának megbízható mérését. Kimutatták, hogy a Galaxis gerincének kemény röntgentérképe és emissziós spektruma összhangban van a modell jóslataival, amelyek a nagyszámú felszaporodó fehér törpéből származó sugárzás hozzáadásának eredményeként keletkeztek [7] .
Azt a hipotézist, miszerint a Galaxis röntgensugaras gerincének sugárzása nagyszámú gyenge, egyénileg nem észlelhető röntgenforrás hozzájárulásából állhat, szinte közvetlenül a felfedezése után terjesztették elő [8] . Azonban a Galaxisban található ilyen források statisztikáinak részletes megértésének hiánya, valamint a Galaxis gerincének egyes röntgenforrásokra való feloldhatatlansága miatt az 1980–2006 közötti időszakban a fő hipotézis keletkezése forró plazmasugárzás volt, valószínűleg az alacsony energiájú kozmikus sugarak jelentős befolyásával.
Az első lépés a Galaxis gerincének sugárzási természetével kapcsolatos probléma megoldása felé az a munka volt, amelyben részletes térképeket kaptak [9] . Kimutatták, hogy a röntgensugár fényessége pontosan megismétli a Galaxis fényességét az infravörös tartományban, amelyben a fő hozzájárulás a Galaxis közönséges kis tömegű régi csillagaitól származik. A vizsgált régiók csillagpopulációjának egységnyi tömegére vetített gerincoszlop röntgenfényességének összehasonlítása lehetővé tette annak bizonyítását, hogy a szükséges sugárzást ismert típusú források, nevezetesen a kettős rendszerekben lévő fehér törpék és az aktív csillagok elő tudják állítani. coronas [10] .
A Galaxis röntgensugaras gerincének természetével kapcsolatos probléma végső megoldását a Chandra obszervatórium egy, a Galaxis középpontjától körülbelül 1,5 fokos távolságra lévő régió ultramélyen végzett megfigyelésének eredménye adta. Kimutatták, hogy a ~6-7 keV energiatartományban a sugárzás legalább 88 ± 12%-át egyedi röntgenforrások állítják elő [11] .
A Chandra és az XMM-Newton röntgenmegfigyelő központok legújabb generációjával végzett más galaxisok tanulmányozása kimutatta, hogy a gyenge röntgenforrásokból származó sugárzás (vagyis a galaxisunk "gerincéhez" hasonló sugárzás) nagyon jelentős mértékben járul hozzá a nem csillagképző galaxisok nagy része. Különösen az M32 , M31 , NGC 3379 galaxisokban érvényesül [12] .