đài thiên hà

english galactic radio

Tổng quan

Các thiên hà vô tuyến và các họ hàng của chúng, chuẩn tinh có âm lượng vô tuyến và cực đại, là các loại hạt nhân thiên hà hoạt động rất phát sáng ở các bước sóng vô tuyến, với độ sáng lên đến 10 W trong khoảng 10 MHz đến 100 GHz. Sự phát xạ vô tuyến là do quá trình synctron. Cấu trúc quan sát được trong phát xạ vô tuyến được xác định bởi sự tương tác giữa máy bay phản lực đôi và môi trường bên ngoài, được sửa đổi bởi tác động của tia tương đối tính. Các thiên hà chủ hầu như chỉ là các thiên hà hình elip lớn. Các thiên hà đang hoạt động với cường độ vô tuyến có thể được phát hiệnkhoảng cách lớn, khiến chúng trở thành công cụ có giá trị để quan sát vũ trụ học. Gần đây, nhiều nghiên cứu đã được thực hiện về tác động của những vật thể này lên môi trường giữa các thiên hà, đặc biệt là trong các nhóm và cụm thiên hà. Thiên hà vô tuyến xa nhất hiện được biết đến là TGSS J1530 + 1049, ở độ lệch đỏ 5,72

Một thuật ngữ chung cho các sóng vô tuyến phát ra từ nhiều nguyên nhân khác nhau trong thiên hà của chúng ta. Tuy nhiên, trong nhiều trường hợp, các sóng vô tuyến gây ra bởi các nguồn vô tuyến riêng lẻ như tàn dư siêu tân tinh, mặt trời và hành tinh bị loại trừ và các sóng vô tuyến có phổ như sóng vô tuyến hydro 21 cm và các vạch phổ phân tử thường bị loại trừ. Trong trường hợp như vậy, đôi khi người ta gọi nó là sóng vô tuyến nền thiên hà để phân biệt.

Nhìn từ trái đất, nó bao gồm một <thành phần đĩa> phân bố dọc theo mặt phẳng thiên hà (Dải Ngân hà), một <thành phần hào quang> được cho là bức xạ từ khí bao quanh thiên hà và một thành phần bao quanh trung tâm của thiên hà. Tuy nhiên, có phần nghi ngờ liệu thành phần hào quang có thực sự tồn tại hay không. Thành phần đĩa là các sóng vô tuyến bức xạ từ phần hình đĩa của thiên hà, tức là phần cánh tay của xoắn ốc, và bức xạ synctron được tạo ra bởi chuyển động xoắn ốc của các điện tử năng lượng cao trong từ trường thiên hà ở bước sóng vài cm hoặc hơn nữa, bước sóng ngắn Khi đó, bức xạ của các ion nhiệt là chính. Một tính năng đặc biệt nổi bật của thiên hà trước đây là sự hiện diện của dải ngân hà kéo dài theo chiều thẳng đứng từ mặt phẳng thiên hà ở một số nơi. Sóng vô tuyến mạnh đang lan ra xa mặt phẳng thiên hà do tàn tích của một siêu tân tinh cũ trong một khoảng cách ngắn. Ở bước sóng từ 10 m trở lên, cường độ trường vô tuyến giảm trong khoảng vài độ so với mặt phẳng thiên hà do sự hấp thụ của các nhiệt trên mặt phẳng thiên hà. Nhiều sóng vô tuyến mạnh đang tràn về hướng trung tâm của thiên hà, và có những sóng vô tuyến bao quanh chúng và lan truyền. Bước sóng càng dài, sóng vô tuyến càng rộng và cường độ càng cao. Ở bước sóng vài chục cm trở lên, sóng vô tuyến từ bầu trời có tâm thiên hà và các thành phần đĩa mạnh nhất, và chính sóng vô tuyến này đã được nhà vật lý người Mỹ Jansky (1939) tình cờ phát hiện ra. Sự tồn tại của thành phần vầng hào quang được chấp nhận vì sự phân bố cường độ trường vô tuyến hơi dị hướng và mạnh theo hướng của trung tâm thiên hà, và thiên hà Andromeda cũng có một vầng hào quang, nhưng nó đã được xác nhận đầy đủ. Tôi không thể nói.
Masaki Morimoto