Впервые радиоизлучение Галактики в непрерывном спектре наблюдалось К. Янским в 1932 г. на волне 14.6 м. В 1940-х гг. Г. Ребер построил первую карту галактического радиоизлучения на n = 160 МГц. Было маловероятно, что радиоизлучение создается звездами, поскольку как минимум одна звезда – Солнце – мало излучает в радиодиапазоне, в особенности на коротких волнах. Для создания наблюдаемой интенсивности пришлось бы предположить, что Галактика заполнена звездами с яркостной температурой радиоизлучения ~1016 K, при этом совершенно не излучающими в оптическом диапазоне. Объяснение радиозвездами не проходит и по динамическим соображениям, так как даже при минимальной массе каждой радиозвезды их суммарная масса должна была бы намного превосходить массу Галактики.

Излучение Галактики в континууме концентрируется к галактической плоскости. Имеются локальные максимумы в Лебеде и Тельце. Особенно повышенная концентрация наблюдается в Стрельце, в направлении центра Галактики. На частоте 18 МГц яркостная температура 2·105 K в направлении центра и 7.5·104 K в направлении антицентра. На низких частотах спектральный индекс a < 2 (In µ n–a).

Применительно к протяженному радиоизлучению Галактики обычно вводят спектральный индекс для температуры: Tb(n) µ nb, a = –(b + 2). На частоте 178 МГц b = –0.4 для диска Галактики и –0.6 для высоких галактических широт.

Нетепловой фон делится на четыре компонента:

1) галактический диск, симметричный относительно галактического центра;

2) локальные особенности, определяемые спиральными рукавами;

3) галактическое гало, симметричное относительно галактического центра;

4) изотропный фон, обусловленный неразрешенными метагалактическими источниками.

Если механизм излучения синхротронный, а межзвездное магнитное поле упорядочено вдоль спиральных рукавов Галактики, то рукава должны давать локальные максимумы излучения там, где луч зрения скользит вдоль рукавов. Реально вместо максимумов наблюдаются широкие ступеньки. Это указывает, что магнитное поле в рукавах сильно неоднородно.

На волнах короче 20 см основная часть фона имеет тепловую природу. Тепловое излучение сильнее концентрируется к галактической плоскости: толщина по половинной яркости теплового компонента 200 пк, нетеплового – 400 пк. Вблизи l = 20 см вклад теплового и нетеплового излучения примерно одинаков.

Все приведенные данные основаны на результатах обзоров с разрешением ~1°.

Обзор плоскости Галактики, выполненный на волне 11 см в NRAO c угловым разрешением 11¢, показал наличие большого количества (несколько сотен) источников размером ~10¢–20¢. Таким образом, на высоких частотах фон – наложение отдельных дискретных источников.

Были также получены наблюдения радиоизлучения Галактики на низких частотах (до десятков и сотен килогерц) с космических аппаратов IMP 6 [Brown L.W., ApJ, 1973, 180, 359], RAE 2 [Novaco J.C., Brown L.W., ApJ, 1978, 221, 114] и WIND [Токарев М.Л. и др., ПАЖ, 2000, 26, 643], хотя и с низким угловым разрешением (десятки градусов).

Приемник IМР 6 был оснащен 91-м дипольной антенной, стабилизированной вращением в плоскости эклиптики. Были измерены абсолютные значения, спектр интенсивности радиофона на 32 дискретных частотах в диапазоне 0.13–2.6 МГц. Наблюдения Галактики проводились также с искусственного спутника Луны RAE 2 (Radio Astronomy Explorer), запущенного 10 июня 1973 г. на круговую орбиту вокруг Луны высотой 1100 км; это позволяло в некоторые интервалы времени экранировать мешающее влияние радиоизлучения Солнца и Земли. RAE 2 имел 229-метровую V-образную антенну. Радиоизлучение Галактики наблюдалось на 22 частотах от 0.25 до 9.18 МГц. Были измерены спектры радиофона в четырех характерных направлениях: центр Галактики, антицентр, южный и северный полюсы Галактики. На борту КА WIND имеется радиоприемник диапазона 20–1040 кГц со 100-м дипольной антенной. Особый интерес представляют участки орбиты аппарата с максимальным удалением от Земли (до 1.4 млн. км), где влияние нетеплового радиоизлучения магнитосферы Земли должно быть сильно ослаблено. Основной цикл измерений радиофона Галактики на WIND проведен 26–30 декабря 1997 г.

Спектры галактического фона на низких частотах в разных направлениях отличаются, но не очень сильно. Максимумы всех спектров лежат в области 3 МГц,

I(3 МГц) = 10–19 Вт/(м2×Гц×стерад).

При n < 3 МГц I µ n–0.5, при n > 3 МГц I µ n1.5. По-видимому, низкочастотный завал спектра вызван свободно-свободным механизмом поглощения в горячей слабоионизованной межоблачной среде галактического диска с Ne ~ 0.03 см–3, Te = 4000 K. При этом мера эмиссии (2.30) ME ~ 25 см–6пк. Галактический горизонт видимости r, определяемый свободно-свободным поглощением, на частоте 1 МГц уже меньше характерной полутолщины галактического газового диска (500 пк), а на 260 кГц r ~ 15 пк. Таким образом, на низких частотах особенности фона определяются только локальными источниками. Согласно данным IMP 6 и WIND, в пределах 30° от северного галактического полюса на частотах n < 600 кГц, возможно, имеется протяженный радиоисточник размером ~70°, создающий локальную анизотропию фона.

Галактический центр. В центре находится дискретный радиоисточник Sgr A. Этот источник имеет сложную структуру. Излучение нетепловое, на n > 1 ГГц Sn µ n–0.7. В самом центре компонент размером ~10². В инфракрасной области спектр начинает расти. В области l ~100 мкм светимость . Есть разные мнения относительно природы максимума в субмиллиметровой области: излучение нагретой пыли, наложение большого числа молекулярных линий и т.д.

В области галактического центра имеется ряд источников с тепловым спектром, в том числе Sgr B2. Молекулярное облако, связанное с этим источником, содержит все открытые до сих пор межзвездные молекулы.

По наблюдениям в линии молекулы CO, вокруг центра Галактики имеется расширяющееся кольцо газа диаметром ~270 пк.

В центре наблюдаются также рекомбинационные радиолинии, облака нейтрального водорода в линии 21 см и дискретные источники линий молекулы OH l = 18 см с лучевыми скоростями до –250 км/с.

Галактические шпуры. Это крупномасштабные детали галактического фонового радиоизлучения. Самый крупный из них – Северный Полярный Отрог, язык излучения, который отходит от галактической плоскости на долготе l = 30° и тянется почти до галактического полюса, до широты b = +80°. Отрог имеет вид незамкнутой дуги малого круга на небесной сфере. Внутрь круга интенсивность спадает медленнее, чем наружу. Расстояние до Северного Полярного Отрога ~100 пк. Вероятно, это близкий старый остаток вспышки Сверхновой. В оптическом диапазоне на месте Отрога просматриваются волокна, дающие слабую эмиссию в линии Ha. Имеется еще несколько шпуров (в том числе Арка Кита и др. – отмечены на рис. 5.1 овалами). Излучение шпуров сильно поляризовано, что указывает на синхротронную природу. Магнитное поле в шпурах H ~ 5×10–5 Гс, т.е. примерно на порядок величины усилено по сравнению с межзвездным полем. Усиление поля объясняется сжатием газа под действием ударной волны остатка вспышки Сверхновой.