**Galaktik sırt**, Samanyolu'nun galaktik düzlemi ile çakışan iç gökada bölgesidir. Dünya'dan, 'toz şeritleri' ile kesilmiş bir yıldızlar kuşağı olarak görülebilir. Bu 'toz şeritlerinde', gaz halindeki galaktik diskin (veya düzlemin) tozu, arka plandaki yıldızların görünür ışığını engeller. Bu nedenle, Samanyolu'nun en ilginç özelliklerinin birçoğu sadece X-ışınlarında görülebilir. Samanyolu'nu dolduran noktasal X-ışını kaynaklarının yanı sıra, galaktik düzlemde yoğunlaşmış, görünüşte dağınık bir X-ışını emisyonu da (X-ışını yayılımı) gözlemlenmektedir. Buna galaktik sırt X-ışını emisyonu (GRXE) denir. Bu emisyonlar, Diana Worrall ve çalışma arkadaşları tarafından 1982 yılında keşfedilmiş ve o zamandan beri bu emisyonların kökeni dünya çapında astrofizikçileri şaşırtmıştır.

Başlangıçta GRXE'yi noktasal kaynaklara ayırmanın zorluğu nedeniyle, x-ışını emisyonlarının doğası gereği gerçekten dağınık olduğuna ve kökenlerinin uzak yıldız kaynaklarından ziyade bir galaktik plazma olabileceğine inanılıyordu. Bölgedeki soğuk gazla etkileşime giren düşük enerjili kozmik ışınların gazı ısıttığı ve X-ışınları yaymasına neden olduğu düşünülüyordu. Aynı zamanda böyle bir emisyon üreten gazın sıcaklığının on milyonlarca derece civarında olması gerektiği keşfedildi. Bu sıcaklık, gazın kütle çekimsel olarak gökadaya bağlanması için çok yüksektir. Bu nedenle, GRXE'nin muhtemelen aşırı derecede uzak ve merkezin dışında bulunan yıldızlar tarafından oluşturulabileceği öne sürüldü. 2009 yılında GRXE'yi çözmeye yönelik on yıllar süren çabalardan sonra, Mikhail Revnivtsev ve ortağı Sazonov ile meslektaşları, Chandra X ışını Gözlemevi'ni kullanarak 12 günlük süre içinde emisyonların yaklaşık %80'ini çözmeyi başardılar. Bu süre zarfında, dolunay boyutundan çok daha küçük bir alanda toplam 473 adet x-ışını emisyonu kaynağı tespit edildi. Bu, gökadamızda şimdiye kadar görülen en yüksek x-ışını kaynak yoğunluklarından biridir. Bu muhteşem keşif sayesinde, emisyonun yaklaşık %80'inin beyaz cüceler ve aktif koronalara sahip yıldızlar gibi münferit kaynaklardan geldiği düşünülmektedir.

Bununla birlikte, Max Planck Astrofizik Enstitüsü'ndeki araştırmacılar tarafından yapılan son çalışmalar, GRXE'nin gerçekten de ilave bir dağınık bileşenden oluşabileceğini öne sürmektedir. Bu dağınık bileşen, çok sıcak bir plazmanın termal emisyonundan ziyade, gökadadaki parlak X ışını ikilisi kaynakları tarafından üretilen X-ışını radyasyonunun yıldızlararası gaz tarafından yeniden işlenmesinden kaynaklanabilir. X-ışını ikilileri, Samanyolu gibi gökadalardaki en parlak X-ışını kaynaklarıdır. Bu ikili sistemler, "donör yıldız" olarak da adlandırılan bir yıldızdan gelen madde veya malzeme, nötron yıldızı veya kara delik gibi kompakt bir cismin kütle çekim alanına düştüğünde X-ışını radyasyonu yayar. Bu X-ışını radyasyonu, galaktik yıldızlararası gazdaki atomları ve molekülleri aydınlatır ve daha sonra, gelen fotonları farklı yönlerde ve farklı enerjilerde saçar. Sonuç olarak ortaya çıkan emisyon, gözlemciye gerçekten de dağınık görünür.

Galaktik Sırt, galaktik koordinat sisteminde 5° enlem (b) ve ±40° boylam (l) genişliğindedir.

Dağınık X-ışını emisyonunu ölçebilen ilk cihaz HEAO A2 (Yüksek Enerjili Astrofizik Gözlemevi, *High Energy Astrophysical Observatory*) idi. Bu cihaz, Samanyolu'nun ve evrenin geniş ölçekli yapısını incelemek ve X-ışını bölgesinde yüksek kaliteli uzaysal ve spektral veriler sağlamak amacıyla yapılmıştı. Yine de HEAO A2, ikili yıldız sistemleri, sıcak beyaz cüceler, kataklizmik değişen yıldızlar ve süpernova kalıntıları gibi münferit X-ışını kaynakları hakkında değerli bilgiler üretti. HEAO A2 ayrıca radyo gökadalar, seyfert gökadaları ve kuasarlar gibi dış galaktik cisimlerin incelenmesine olanak sağladı. HEAO A2 cihazının baş araştırmacısı Elihu Boldt, projede G. Gamire ile birlikte çalıştı. HEAO A2, 1977 yılında uzaya fırlatıldı ve görevi yaklaşık 17 ay boyunca gökyüzünü tarayarak X-ışınlarını tespit etmekti. 2-60 keV bandında ilk düşük-arka plan tüm-gökyüzü haritalarını üretti ve 2-60 keV enerji aralığının üzerinde zamanının en iyi spektrumlarını elde etti.

Kaynakça
--------

1. 1 2  Bhat, C. L.; Kifune, T.; Wolfendale, A. W. (21 Kasım 1985). "A cosmic-ray explanation of the galactic ridge of cosmic X-rays". *Nature*. **318** (6043): 267-269. Bibcode:1985Natur.318..267B. doi:10.1038/318267a0.
2. 1 2  Molaro, Margherita; Khatri, Rishi; Sunyaev, Rashid. "New Light on the Origin of the Galactic Ridge X-ray Emission". *Max-Planck-Gesellschaft*. 22 Ocak 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 14 Ocak 2015.
3. ↑  "Galactic Ridge X-Ray Emission Has Millions of Sources". *Science 2.0*. 27 Ağustos 2014. 22 Ocak 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Ocak 2015.
4. ↑  Revnivtsev, M.; Sazonov, S.; Churazov, E.; Forman, W.; Vikhlinin, A.; Sunyaev, R. (Nisan 2009). "Discrete sources as the origin of the Galactic X-ray ridge emission". *Nature*. **458** (7242): 1142-1144. arXiv:0904.4649 $2. Bibcode:2009Natur.458.1142R. doi:10.1038/nature07946. PMID 19407795.
5. ↑  Molaro, Margherita; Khatri, Rishi; Sunyaev, Rashid. "New Light on the Origin of the Galactic Ridge X-ray Emission". *Max-Plank-Gesellschaft*. 22 Ocak 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Ocak 2015.
6. ↑  Gehrels, N. (August 26–30, 1996). "Gamma Ray Sky Surveys". Brian J. McLean; Daniel A. Golombek; Jeffrey J. E. Hayes; Harry E. Payne (Ed.). *New horizons from multi-wavelength sky surveys: proceedings of the 179th Symposium of the International Astronomical Union*. Baltimore, U.S.A.: Kluwer Academic Publishers. ss. 69-. Bibcode:1998IAUS..179...69G.
7. ↑  Allen, J.; Jahoda, K.; Whitlock, L. "HEAO1 and the A2 Experiment". *Nasa's HEASARC*. 12 Aralık 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Ocak 2015.

| * g
* t
* d
Galaksiler |
| --- |
| Biçimler | 
* Cüce galaksi
	+ eliptik
	+ düzensiz
	+ küremsi
	+ sarmal
* Düzensiz galaksi
	+ çubuklu
* Eliptik galaksi
	+ cD-galaksi
* Halkalı
	+ kutup-halkalı
* Merceksi galaksi
	+ çubuklu
	+ çubuksuz
* Sarmal galaksi
	+ ara
	+ büyük tasarım
	+ çubuklu
	+ çubuksuz
	+ macellansı
	+ solgun
	+ topaklanmış
* Tuhaf galaksi

 |
| Yapı | 
* Çubuk
* Dev kütleli karadelik
* Disk
	+ Disk galaksisi
* Etkin galaksi çekirdeği
* Galaksi halesi
	+ taç
* Galaktik düzlem
* Galaksi merkezi
* Galaktik sırt
* İlkel galaksi
* Gökada iplikçiği
* Karanlık madde halesi
* Sarmal kol
* Şişkinlik
* Yıldızlararası madde

 |
| Etkin Çekirdek | 
* Bağıl jet
* Blazar
* Kuasar
* LINER
* Markarian
* Radyo galaksisi
	+ DRAGN
	+ X-biçimli
* Seyfert galaksisi

 |
| Enerjik Galaksiler | 
* Parlak kızılötesi
* LAE
* Sıcak, tozla gizlenmiş
* Starburst galaksisi
	+ bcd
	+ bezelyemsi
	+ soluk mavi

 |
| Düşük etkinlik | 
* Aşırı dağınık
* Düşük yüzey parlaklığı
* Karanlık galaksi

 |
| Etkileşim | 
* Alan galaksisi
* Boşluk galaksisi
* Boşluk ve süperboşluklar
* Denizanası
* Bulut
* Duvarlar
* Etkileşen galaksi
	+ birleşme
* Galaktik gelgit
* Grup ve kümeler
	+ BCG
	+ fosil grup
	+ grup
	+ küme
* Süperkümeler
* Uydu galaksi
* Yıldız akıntısı

 |
| Listeler | 
* Boşluklar
* Galaksiler
	+ En büyük
	+ En yakın
	+ Halkalı
	+ Kutup-halkalı
	+ Sarmal
* Kuasarlar
* Kümeler
* Süperkümeler

 |
| Ayrıca bakınız | 
* Ekstragalaktik astronomi
* Galaksi dönüş eğrisi
* Galaksi koordinat sistemi
* Galaksi oluşumu ve evrimi
* Galaksilerarası seyahat
* Galaksilerarası toz
* Galaksilerarası yıldızlar
* Galaktik astronomi
* Galaktik yaşanabilir bölge

 |
| **Kategori Kategori:Galaksiler**  **·**  **Portal Portal:Astronomi** |