Galaksin röntgenharjanne ( eng. Galactic ridge X-ray emission ) on galaksin rakenteen havaittu ilmentymä röntgenalueella . Galaxyn röntgenharjanne on pidennetty säteily, jolla on matala pintakirkkaus, ja se sijaitsee noin 1-2 astetta leveän nauhan muodossa galaktista tasoa pitkin. Viimeaikaisten tutkimusten mukaan galaktisen harjanteen hehku koostuu useiden heikkojen röntgenlähteiden säteilystä, pääasiassa kerääntyneistä valkoisista kääpiöistä ja tähdistä , joilla on aktiivinen korona.
Röntgentähtitiede syntyi, kun aurinkokunnan ulkopuolelta löydettiin röntgensäteilyä , vuonna 1962 löydettiin kosminen röntgentausta ja röntgentaivaan kirkkain lähde - Scorpio X-1 [1] julkaistiin . Ensimmäiset todisteet siitä, että taivaan röntgentaustalla on galaksiimme liittyvä komponentti, alkoi ilmestyä 1970-luvun alussa [2] . Varhaisten röntgeninstrumenttien herkkyys ja kulmaresoluutio eivät kuitenkaan mahdollistaneet varmuudella erottaa pienten kirkkaiden lähteiden panosta galaksin "harjanteen" laajennetusta säteilystä. Itse asiassa röntgen "harjanteen" löytöä voidaan pitää HEAO-1- observatorion (NASA) havaintojen tuloksin [3] . Osoitettiin, että galaksin tasossa sijaitsevien pienten kirkkaiden röntgenlähteiden lisäksi taivaalla on epäilemättä laajennettua säteilyä (käytännön isotrooppisen kosmisen röntgentaustan lisäksi), jota ei ole ratkaistu. tällä herkkyystasolla yksittäisille lähteille. Galaksin röntgenharjanteen kokonaisvalovoimaksi arvioitiin 10 38 erg/s .
Seuraava iso askel galaksin harjanteen tutkimuksessa oli sen energiaspektrin hankkiminen japanilaisen observatorion Tenman välineillä [4] . Harjanteen emissiospektristä löytyi vahvasti ionisoituneiden raskaiden alkuaineiden emissioviivoja , mikä osoitti selvästi viivan muodostumista kuumassa (lämpötila 10 7 −10 8 K) optisesti ohuessa plasmassa . Nämä tulokset vahvistettiin ja tarkennettiin käyttämällä havaintoja useista kiertävistä observatorioista, mukaan lukien uusimman sukupolven Chandra , XMM-Newton , Suzaku. Kuumalle plasmalle ominaisten viivojen havaitseminen galaksin röntgenharjanteen säteilyssä loi valtavia vaikeuksia ymmärtää tämän säteilyn luonnetta. Suurin ongelma oli, että jos oletetaan, että "harjanteen" laajennettu säteily syntyy galaksin tähtienvälisen väliaineen kuuman, harvinaisen plasman säteilyn seurauksena, galaksilla ei ole keinoa pitää tätä plasmaa kaistalla. vain 1-2 astetta leveä (100-200 kpl paksuus). Sellaisen kuuman plasman pitäisi virrata ulos galaksin kiekosta kantaen mukanaan valtavaa energiaa, noin 10 43 erg/s, joka itse asiassa ylittää kaikkien supernovaräjähdysten energian vapautumisen [5] .
Kovalla röntgensäteellä Galaxyn "harjanteen" mittaamista vaikeuttaa suuresti se, että 2000-luvulle asti tällä energia-alueella ( >20 keV ) olevilla instrumenteilla ei ollut hyvää kulmaresoluutiota ja siksi niiden tarkkuus. mittaukset voivat sisältää merkittävän panoksen yksittäisten galaktisten ja ekstragalaktisten lähteiden säteilystä. ComptonGRO-observatorion OSSE- spektrometrin havaintojen tulosten mukaan galaksin röntgenharjanteen säteily jatkuu voimalain mukaisesti kovalle röntgenalueelle [6] . Uusimman sukupolven INTEGRALin kovien röntgen- ja gammasäteiden observatorio mahdollisti sekä galaksin harjanteen kartan mittaamisen 20-100 keV alueella että sen spektrin luotettavasti. Osoitettiin, että galaksin harjanteen kova röntgenkartta ja emissiospektri ovat yhdenmukaisia sen muodostumismallin ennusteiden kanssa, koska säteilyä on lisätty suuresta määrästä lisääntyviä valkoisia kääpiöitä [7] .
Oletus, että galaksin röntgenharjanteen säteily voi koostua useiden heikkojen, yksilöllisesti havaitsemattomien röntgensädelähteiden vaikutuksesta, esitettiin melkein heti sen löytämisen jälkeen [8] . Kuitenkin, koska tällaisten galaksin lähteiden tilastoista ei ole saatu yksityiskohtaista ymmärrystä ja koska galaksin harjanteen ei voida ratkaista yksittäisiin röntgenlähteisiin vuosina 1980–2006, päähypoteesi sen muodostuminen oli kuumaa plasmasäteilyä, mahdollisesti vähäenergiaisten kosmisten säteiden merkittävällä vaikutuksella.
Ensimmäinen askel kohti galaksin harjanteen säteilyn luonteen ongelman ratkaisemista oli työ, jossa saatiin sen yksityiskohtaiset kartat [9] . Osoitettiin, että röntgenharjanteen kirkkaus toistaa tarkalleen galaksin kirkkautta infrapuna-alueella, jossa pääosa tulee tavallisilta pienimassaisilta vanhoilta galaksin tähdiltä. Harjanteen röntgenkirkkauden vertailu tarkasteltavien alueiden tähtipopulaation massayksikköä kohden mahdollisti sen osoittamisen, että tarvittava säteily voidaan tuottaa tunnetuilla lähteillä, nimittäin binäärijärjestelmissä olevilla valkoisilla kääpiöillä ja aktiivisilla tähdillä. korona [10] .
Lopullinen ratkaisu galaksin röntgenharjanteen luonteen ongelmaan saatiin Chandra-observatorion erittäin syvästä havainnosta alueesta, joka sijaitsee noin 1,5 asteen etäisyydellä galaksin keskustasta. On osoitettu, että vähintään 88 ± 12 % säteilystä energia-alueella ~6-7 keV on yksittäisten röntgenlähteiden tuottamaa [11] .
Muiden galaksien tutkimukset, joissa käytettiin uusimman sukupolven röntgenobservatorioita Chandra ja XMM-Newton, ovat osoittaneet, että heikkojen röntgenlähteiden säteilyn (eli galaksimme "harjanteen" kaltaisen säteilyn) osuus on erittäin merkittävä. suuri osa ei-tähtiä muodostavista galakseista. Erityisesti se vallitsee galakseissa M32 , M31 , NGC 3379 [12] .