1) galactic radio spur
银河射电支
2) radiogalaxy
射电银河系
3) galactic radio wave
银河射电波
4) radio radiation of the Galaxy
银河系射电辐射
5) galactic radio emission
银河射电辐射
6) galactic radio noise
银河射电噪声<声>
补充资料：银河系射电
银河系内各种天体（不包括太阳系）发出的射电的总称，已知的有五种。
中性氢21厘米谱线射电 1944年，荷兰的范德胡斯特预言，银河系中存在中性氢21厘米谱线射电，1951年，美国、荷兰和澳大利亚几乎同时都观测到了。这种射电的波长比光的波长长得多,所以不会被星际物质吸收,而成为探测银河系的有力手段。通过21厘米谱线强度和位移的测定，得到了银河系各处氢云的密度、温度、视向速度的分布，描绘出银河系的旋臂结构。另外，根据观测到的21厘米吸收线的塞曼效应，可以确定银河系磁场。人们还发现在高银纬区存在着运动速度很高的中性氢云，最高速度可达200公里/秒。有人认为这种物质是从银河系外落到银河系内来的。
星际电离气体射电 当速度较低的电子在重离子(或质子)的库仑场中沿双曲线轨道运动时，就会发出射电。这种射电是热性质的，因此称为热轫致辐射。热辐射频谱的辐射强度在短波段上几乎与波长无关，在较长的波段,则随波长的增长而迅速减低。图1为22厘米波长上的银河射电图，用射电等亮度线表示,线上的数字是以3.25K为单位的亮温度值。圆圈密集区即为辐射强的射电源。由图可见，银河中心方向（银道坐标为:ι=327°41┡,b=-1°24┡）辐射非常强,而沿银道面(b=0°)可看到很多强射电源。这些射电源大部分被证认为亮的电离氢云，又称 HⅡ区（见电离氢区和中性氢区）。根据这种观测，可以大致得到电离氢气体在银道面上的分布情况。
星际非热射电 速度接近光速的电子（称为"相对论性电子"或"宇宙线电子"）在星际磁场中沿螺旋轨道运动时，也会发出射电。这种射电称为同步加速辐射，是非热性质的，也有人称为磁轫致辐射。非热同步加速辐射的频谱表现为:辐射强度随波长的增长急剧升高,到达极大后再缓慢下降。图2为15米波长上的局部银河射电图，等亮度线上的数字是以1,000K为单位的亮温度值。在15米的波长上银河系的非热辐射的射电亮温度超过5×105K,而电离氢云的热辐射的亮温度仅约104K。电离氢云除了本身辐射很弱外，还吸收来自它们后面区域中的非热辐射。因此图2与图1的等亮度线几乎相反。在图2中，在非热辐射的亮背景上会形成暗云。银河系核心可能就是一个以电离氢云为中心的热射电源，外面包围着一个扁平的旋转椭球状的非热射电源，这样才能解释它在较短波长和较长波长上的相反形态。通过从 3厘米到15米的宽波段的射电观测，发现银核具有复合结构。它是由几部分组成的，而且有环状结构，这可能是几百万年前的核心爆炸形成的。银河系的非热辐射可以分为两个成分：一个是射电较强的银盘，它基本上与银道面一致；另一个就是辐射较弱的银晕。通过对银晕的射电观测发现，在3.5米的波长上,银晕的连续频谱射电占整个银河系的90％。
超新星遗迹射电 已经证认出来的银河系中的非热分立射电源，几乎都是超新星遗迹。第一个被证认为分立射电源的超新星遗迹就是著名的蟹状星云（公元1054年7月4日中国观测到的超新星的遗迹）。它是一个辐射相当强的射电源，称为金牛座A，在3米波长上的射电流量密度为 1,900央。它又是毫米波段中最强的分立射电源。在米波段天空中最强的分立射电源，是银河系中著名的仙后座A射电源,在3.7米波长上,它的流量为22,000央。它在米波段上的流量差不多等于太阳宁静射电的总流量。它是公元1700年前后爆发的一颗超新星的遗迹。
射电星射电 在二十世纪四十年代到五十年代几乎将每一个新发现的射电源都不恰当地称为射电星，后来逐渐认识到这些分立射电源大多数并不是恒星。六十年代至七十年代，由于射电干涉仪技术的进展，才开始对真正的射电星进行系统的观测研究。除太阳以外，已发现的真正的射电星主要有脉冲星、射电新星、红矮耀星（简称耀星）、红超巨星及其蓝矮伴星、X射线星、早型发射线星和射电双星等等。现在已知的射电星有几千个。
星际分子谱线射电 1951年发现中性氢21厘米射电后，就有人预言在射电天文中应该存在羟基(OH)的谱线射电，1963年果然接收到了18厘米波长的羟基分子谱线。此后不断发现新的分子谱线，到1979年观测到的射电波段的分子谱线数已超过300多条,有半数以上的谱线在毫米波段，分子种类已超过50种。其中有些星际分子具有特殊的称为天体微波激射源（即"脉塞"）特性的射电。已知最复杂的分子氰基辛四炔(HC9N)由11个原子组成。星际分子大多数是由最丰富的氢、氮、碳和氧四种原子组成，硫和硅次之。已知的分子谱线是在暗星云、电离氢区、超新星遗迹、发射星云和红外星中观测到的。
参考书目
G.L.Verschuur and K.I.Kellermann,Galactic and Extragalactic Radio Astronomy, Springer-Verlag,Berlin,1974.
中性氢21厘米谱线射电 1944年，荷兰的范德胡斯特预言，银河系中存在中性氢21厘米谱线射电，1951年，美国、荷兰和澳大利亚几乎同时都观测到了。这种射电的波长比光的波长长得多,所以不会被星际物质吸收,而成为探测银河系的有力手段。通过21厘米谱线强度和位移的测定，得到了银河系各处氢云的密度、温度、视向速度的分布，描绘出银河系的旋臂结构。另外，根据观测到的21厘米吸收线的塞曼效应，可以确定银河系磁场。人们还发现在高银纬区存在着运动速度很高的中性氢云，最高速度可达200公里/秒。有人认为这种物质是从银河系外落到银河系内来的。
星际电离气体射电 当速度较低的电子在重离子(或质子)的库仑场中沿双曲线轨道运动时，就会发出射电。这种射电是热性质的，因此称为热轫致辐射。热辐射频谱的辐射强度在短波段上几乎与波长无关，在较长的波段,则随波长的增长而迅速减低。图1为22厘米波长上的银河射电图，用射电等亮度线表示,线上的数字是以3.25K为单位的亮温度值。圆圈密集区即为辐射强的射电源。由图可见，银河中心方向（银道坐标为:ι=327°41┡,b=-1°24┡）辐射非常强,而沿银道面(b=0°)可看到很多强射电源。这些射电源大部分被证认为亮的电离氢云，又称 HⅡ区（见电离氢区和中性氢区）。根据这种观测，可以大致得到电离氢气体在银道面上的分布情况。
星际非热射电 速度接近光速的电子（称为"相对论性电子"或"宇宙线电子"）在星际磁场中沿螺旋轨道运动时，也会发出射电。这种射电称为同步加速辐射，是非热性质的，也有人称为磁轫致辐射。非热同步加速辐射的频谱表现为:辐射强度随波长的增长急剧升高,到达极大后再缓慢下降。图2为15米波长上的局部银河射电图，等亮度线上的数字是以1,000K为单位的亮温度值。在15米的波长上银河系的非热辐射的射电亮温度超过5×105K,而电离氢云的热辐射的亮温度仅约104K。电离氢云除了本身辐射很弱外，还吸收来自它们后面区域中的非热辐射。因此图2与图1的等亮度线几乎相反。在图2中，在非热辐射的亮背景上会形成暗云。银河系核心可能就是一个以电离氢云为中心的热射电源，外面包围着一个扁平的旋转椭球状的非热射电源，这样才能解释它在较短波长和较长波长上的相反形态。通过从 3厘米到15米的宽波段的射电观测，发现银核具有复合结构。它是由几部分组成的，而且有环状结构，这可能是几百万年前的核心爆炸形成的。银河系的非热辐射可以分为两个成分：一个是射电较强的银盘，它基本上与银道面一致；另一个就是辐射较弱的银晕。通过对银晕的射电观测发现，在3.5米的波长上,银晕的连续频谱射电占整个银河系的90％。
超新星遗迹射电 已经证认出来的银河系中的非热分立射电源，几乎都是超新星遗迹。第一个被证认为分立射电源的超新星遗迹就是著名的蟹状星云（公元1054年7月4日中国观测到的超新星的遗迹）。它是一个辐射相当强的射电源，称为金牛座A，在3米波长上的射电流量密度为 1,900央。它又是毫米波段中最强的分立射电源。在米波段天空中最强的分立射电源，是银河系中著名的仙后座A射电源,在3.7米波长上,它的流量为22,000央。它在米波段上的流量差不多等于太阳宁静射电的总流量。它是公元1700年前后爆发的一颗超新星的遗迹。
射电星射电 在二十世纪四十年代到五十年代几乎将每一个新发现的射电源都不恰当地称为射电星，后来逐渐认识到这些分立射电源大多数并不是恒星。六十年代至七十年代，由于射电干涉仪技术的进展，才开始对真正的射电星进行系统的观测研究。除太阳以外，已发现的真正的射电星主要有脉冲星、射电新星、红矮耀星（简称耀星）、红超巨星及其蓝矮伴星、X射线星、早型发射线星和射电双星等等。现在已知的射电星有几千个。
星际分子谱线射电 1951年发现中性氢21厘米射电后，就有人预言在射电天文中应该存在羟基(OH)的谱线射电，1963年果然接收到了18厘米波长的羟基分子谱线。此后不断发现新的分子谱线，到1979年观测到的射电波段的分子谱线数已超过300多条,有半数以上的谱线在毫米波段，分子种类已超过50种。其中有些星际分子具有特殊的称为天体微波激射源（即"脉塞"）特性的射电。已知最复杂的分子氰基辛四炔(HC9N)由11个原子组成。星际分子大多数是由最丰富的氢、氮、碳和氧四种原子组成，硫和硅次之。已知的分子谱线是在暗星云、电离氢区、超新星遗迹、发射星云和红外星中观测到的。
参考书目
G.L.Verschuur and K.I.Kellermann,Galactic and Extragalactic Radio Astronomy, Springer-Verlag,Berlin,1974.
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