Rentgenový hřeben Galaxie ( angl. Galactic ridge X-ray emise ) je pozorovaným projevem struktury Galaxie v oblasti rentgenového záření . Rentgenový hřeben Galaxie je rozšířené záření nízké povrchové jasnosti, které se nachází ve formě pruhu o šířce asi 1-2 stupně podél galaktické roviny. Podle nedávných studií se záře galaktického hřbetu skládá z emise velkého počtu slabých rentgenových zdrojů, zejména přibývajících bílých trpaslíků a hvězd s aktivními korónami.
Zrod rentgenové astronomie nastal v době objevu rentgenového záření mimo sluneční soustavu , v roce 1962 objev kosmického rentgenového pozadí a nejjasnějšího zdroje rentgenové oblohy - Scorpio X-1 [1] bylo zveřejněno . První důkazy, že na rentgenovém pozadí oblohy existuje složka spojená s naší Galaxií, se začaly objevovat na počátku 70. let [2] . Citlivost a úhlové rozlišení raných rentgenových přístrojů však neumožňovaly s jistotou rozlišit příspěvek malého počtu jasných zdrojů od rozšířeného záření „hřebenu“ galaxie. Ve skutečnosti lze objev rentgenového „hřebenu“ považovat za výsledky pozorování observatoře HEAO-1 (NASA) [3] . Ukázalo se, že kromě malého počtu jasných zdrojů rentgenového záření umístěných podél roviny Galaxie je na obloze nepochybně rozšířené záření (kromě prakticky izotropního kosmického rentgenového pozadí), které není vyřešeno na té úrovni citlivosti na jednotlivé zdroje. Celková svítivost rentgenového hřebene galaxie byla odhadnuta na 10 38 erg/s .
Dalším velkým krokem ve studiu hřebene Galaxie bylo získání jeho energetického spektra pomocí přístrojů japonské observatoře Tenma [4] . V emisním spektru hřbetu byly nalezeny emisní čáry silně ionizovaných těžkých prvků , které jasně naznačovaly vznik čáry v horkém (o teplotě 10 7 −10 8 K) opticky tenkém plazmatu . Tyto výsledky byly dále potvrzeny a upřesněny pomocí pozorování z různých observatoří na oběžné dráze, včetně nejnovější generace Chandra , XMM-Newton , Suzaku. Detekce čar charakteristických pro horké plazma v záření rentgenového hřebene Galaxie způsobila obrovské potíže pro pochopení podstaty tohoto záření. Hlavním problémem bylo, že pokud předpokládáme, že rozšířené záření „hřebenu“ vzniká v důsledku záření horkého řídkého plazmatu mezihvězdného média Galaxie, pak Galaxie nemá jak udržet toto plazma v pásmu šířka pouze 1-2 stupně (tloušťka 100-200 ks). ). Takto horké plazma by mělo vytékat z disku Galaxie a nést s sebou obrovskou energii, asi 10 43 erg/s, což ve skutečnosti převyšuje uvolnění energie při všech explozích supernov [5] .
V oblasti tvrdého rentgenového záření je měření „hřebenu“ Galaxie značně komplikováno skutečností, že až do roku 2000 neměly přístroje v tomto energetickém rozsahu ( >20 keV ) dobré úhlové rozlišení, a proto jejich měření by mohla obsahovat významný příspěvek záření jednotlivých galaktických a extragalaktických zdrojů . Podle výsledků pozorování spektrometru OSSE na observatoři ComptonGRO bylo konstatováno, že záření rentgenového hřebene Galaxie pokračuje do oblasti tvrdého rentgenového záření mocninným způsobem [6] . Observatoř tvrdého rentgenového a gama záření nejnovější generace INTEGRAL umožnila spolehlivě změřit jak mapu hřebene Galaxie v rozsahu 20-100 keV , tak její spektrum. Ukázalo se, že tvrdá rentgenová mapa a emisní spektrum hřbetu Galaxie jsou v souladu s předpověďmi modelu jeho vzniku v důsledku přidání záření velkého počtu přibývajících bílých trpaslíků [7] .
Hypotéza, že záření rentgenového hřebene Galaxie může sestávat z příspěvku velkého množství slabých, individuálně nedetekovatelných zdrojů rentgenového záření, byla předložena téměř okamžitě po jeho objevení [8] . Vzhledem k nedostatečnému porozumění statistikám takových zdrojů v Galaxii, jakož i kvůli neřešitelnosti hřebene Galaxie na jednotlivé zdroje rentgenového záření v období 1980–2006 však hlavní hypotéza pro jeho vznikem bylo záření horkého plazmatu, případně s výrazným vlivem nízkoenergetického kosmického záření.
Prvním krokem k vyřešení problému charakteru záření hřebene Galaxie byla práce, ve které byly získány jeho podrobné mapy [9] . Ukázalo se, že jasnost rentgenového hřebene přesně opakuje jasnost Galaxie v infračervené oblasti, ve které hlavní příspěvek pochází od obyčejných nízkohmotných starých hvězd Galaxie. Porovnání rentgenové jasnosti hřbetu na jednotku hmotnosti hvězdné populace uvažovaných oblastí umožnilo ukázat, že požadované záření mohou produkovat známé typy zdrojů, konkrétně bílí trpaslíci v binárních soustavách a hvězdy s aktivní koróny [10] .
Konečným řešením problému povahy rentgenového hřebene Galaxie byly výsledky ultrahlubokého pozorování oblasti nacházející se ve vzdálenosti asi 1,5 stupně od středu Galaxie observatoří Chandra. Bylo prokázáno, že minimálně 88 ± 12 % záření v energetickém rozsahu ~6-7 keV je produkováno jednotlivými zdroji rentgenového záření [11] .
Studie jiných galaxií pomocí nejnovější generace rentgenových observatoří Chandra a XMM-Newton ukázaly, že příspěvek záření ze slabých zdrojů rentgenového záření (tj. záření podobného „hřebenu“ naší Galaxie) je velmi významný. velká část galaxií netvořících hvězdy. Zejména převládá v galaxiích M32 , M31 , NGC 3379 [12] .