Рентгеновский хребет Галактики (Jyumiyukfvtnw ]jyQym Iglgtmntn)

Перейти к навигации Перейти к поиску

Рентгеновский хребет Галактики (англ. Galactic ridge X-ray emission) — наблюдаемое проявление структуры Галактики в рентгеновском диапазоне. Рентгеновский хребет Галактики представляет собой протяжённое излучение малой поверхностной яркости, расположенное в виде полосы шириной около 1-2 градусов вдоль галактической плоскости. Согласно последним исследованиям, свечение галактического хребта состоит из излучения большого количества слабых рентгеновских источников, в основном аккрецирующих белых карликов и звёзд с активными коронами.

История открытия

[править | править код]

Рождение рентгеновской астрономии произошло в момент открытия рентгеновского излучения за пределами Солнечной системы, в 1962 году было опубликовано открытие космического рентгеновского фона и ярчайшего источника рентгеновского неба — Скорпион Х-1[1]. Первые свидетельства того, что в рентгеновском фоне неба присутствует компонента, связанная с нашей Галактикой, начали появляться в начале 1970-х годов[2]. Однако чувствительность и угловое разрешение ранних рентгеновских инструментов не позволяли уверенно различать вклад малого числа ярких источников от протяжённого излучения «хребта» галактики. Фактически открытием рентгеновского «хребта» можно считать результаты наблюдений обсерватории HEAO-1 (NASA)[3]. Было показано, что кроме небольшого ряда ярких источников рентгеновского излучения, расположенных вдоль плоскости Галактики, на небе несомненно присутствует протяжённое излучение (в дополнение к практически изотропному космическому рентгеновскому фону), не разрешаемое на том уровне чувствительности на отдельные источники. Общая светимость рентгеновского хребта галактики была оценена в 1038 эрг/сек.

Следующим большим шагом в изучении хребта Галактики стало получение его энергетического спектра при помощи приборов японской обсерватории Tenma[4]. В спектре излучения хребта были обнаружены эмиссионные линии сильноионизированных тяжёлых элементов, что явно указывало на формирование линии в горячей (с температурой в 107−108К) оптически тонкой плазме. Эти результаты в дальнейшем были подтверждены и уточнены при помощи наблюдений различных орбитальных обсерваторий, включая обсерватории последнего поколения Чандра, XMM-Newton, Сузаку. Обнаружение в излучении рентгеновского хребта Галактики линий, характерных для горячей плазмы, создало огромные сложности для понимания природы этого излучения. Основная проблема состояла в том, что если предположить, что протяжённое излучение «хребта» возникает в результате излучения горячей разрежённой плазмы межзвёздной среды Галактики, то у Галактики нет никакой возможности удержать эту плазму в полосе шириной всего 1-2 градуса (толщиной 100—200 пк). Такая горячая плазма должна оттекать из диска Галактики, унося с собой огромную энергию, около 1043 эрг/сек, что фактически превышает энерговыделение всех взрывов сверхновых звёзд[5].

В жёстком рентгеновском диапазоне измерения «хребта» Галактики сильно осложнены тем, что до 2000-х годов инструменты этого диапазона энергий (>20 кэВ) не имели хорошего углового разрешения, и, следовательно, их измерения могли содержать значительный вклад излучения отдельных галактических и внегалактических источников. По результатам наблюдений спектрометра OSSE обсерватории ComptonGRO утверждалось, что излучение рентгеновского хребта Галактики продолжается в жёсткую рентгеновскую область степенным образом[6]. Обсерватория жёстких рентгеновских и гамма лучей последнего поколения ИНТЕГРАЛ позволила надёжно измерить как карту хребта Галактики в диапазоне 20-100 кэВ, так и его спектр. Было показано, что карта и спектр излучения хребта Галактики в жёстком рентгеновском диапазоне согласуются с предсказаниями модели его формирования в результате сложения излучения большого количества аккрецирующих белых карликов[7].

Природа излучения рентгеновского хребта Галактики

[править | править код]

Гипотеза о том, что излучение рентгеновского хребта Галактики может состоять из вклада большого количества слабых, индивидуально необнаружимых источников рентгеновского излучения, была высказана практически сразу после его открытия[8]. Однако ввиду отсутствия детального понимания статистики таких источников в Галактике, а также ввиду неразрешимости хребта Галактики на индивидуальные рентгеновские источники в период 1980—2006 годов, основной гипотезой его формирования было излучение горячей плазмы — возможно, со значительным влиянием космических лучей малых энергий.

Первым шагом к решению проблемы о природе излучения хребта Галактики стали работы, в которых были получены его детальные карты[9]. Было показано, что яркость рентгеновского хребта в точности повторяет яркость Галактики в инфракрасном диапазоне, в котором основной вклад дают обычные маломассивные старые звёзды Галактики. Сопоставление рентгеновской яркости хребта в расчёте на единичную массу звёздного населения рассматриваемых областей позволило показать, что необходимое излучение могут создать известные типы источников, а именно белые карлики в двойных системах и звёзды с активными коронами[10].

Окончательным разрешением проблемы природы рентгеновского хребта Галактики стали результаты сверхглубокого наблюдения области, расположенной на расстоянии примерно 1,5 градуса от центра Галактики, обсерваторией «Чандра». Было показано, что как минимум 88 ± 12 % излучения в диапазоне энергий ~6-7 кэВ создаётся индивидуальными рентгеновскими источниками[11].

Излучение «хребта» в других Галактиках

[править | править код]

Исследования других галактик при помощи рентгеновских обсерваторий последнего поколения «Чандра» и ХММ-Ньютон показали, что вклад излучения слабых рентгеновских источников (то есть излучения типа «хребта» нашей Галактики) весьма значителен у большой доли незвездообразующих галактик. В частности, он преобладает у галактик М32, М31, NGC 3379[12].

Примечания

[править | править код]
  1. ↑ Evidence for x Rays From Sources Outside the Solar System. Дата обращения: 20 октября 2009. Архивировано 12 апреля 2019 года.
  2. ↑ Evidence for a Galactic Component of the Diffuse X-Ray Background
  3. ↑ HEAO 1 measurements of the galactic ridge
  4. ↑ Thermal X-ray emission with intense 6.7-keV iron line from the Galactic ridge. Дата обращения: 20 октября 2009. Архивировано 5 октября 2018 года.
  5. ↑ ASCA observation of X-ray emission from the Galactic ridge
  6. ↑ OSSE Observations of the Soft Gamma-Ray Continuum from the Galactic Plane at Longitude 95 degrees
  7. ↑ Hard X-ray emission from the Galactic ridge. Дата обращения: 20 октября 2009. Архивировано 18 сентября 2007 года.
  8. ↑ Stellar contributions to the hard X-ray galactic ridge
  9. ↑ Origin of the Galactic ridge X-ray emission
  10. ↑ X-ray luminosity function of faint point sources in the Milky Way
  11. ↑ Discrete sources as the origin of the Galactic X-ray ridge emission. Дата обращения: 20 октября 2009. Архивировано 2 июля 2014 года.
  12. ↑ Universal X-ray emissivity of the stellar population in early-type galaxies: unresolved X-ray sources in NGC 3379. Дата обращения: 20 октября 2009. Архивировано 10 апреля 2019 года.

Ссылки

[править | править код]
Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Рентгеновский_хребет_Галактики&oldid=121542414