Chandra, FUSE, GALEX, HST, Spitzer、アーカイヴから集めた
M31 中心核の多波長データを調べた。Chandra データから中心ブラックホール
の X 線放射強度として L0.3-7keV
≤ 1.2 × 1036 erg s-1 を得た。これはエディントン
光度の 10-11 （？）である。
X 線拡散成分から中心核周囲は 0.3 keV 0.1 cm-3 の高温ガスが
存在していることが判った。超大質量ブラックホールが不活動で、最近の星形成
もないので、ガスの加熱源はタイプ Ia 超新星であろう。
より冷たい、ダストを含むガスが中心核の渦巻に存在していることは光学輝線
と減光から知られていた。我々はそこからの赤外放射を見出し、考えられる様々
な電離源の相対的重要度を見積もった。中心核渦巻と高温ガスの間の、多分熱蒸
発を通じての、相互作用の証拠を見出した。
図１．30'×30' (6.8 kpc × 6.8 kpc) 赤＝24μm(Spitzer/MIPS)＝ダスト, 緑＝K (2MASS)＝星, 青＝0.5 - 2 keV (Chandra/ACIS)＝高温ガス。
図２．四角＝Chandra/ACSI 0.5 - 8 keV 超分解(0".125)画像。等高線＝ HST/ACS F330W 像。P1, P2 ＝中心核。下に SSS の一部が除く。
図４．中心 1' のスペクトル。３成分モデルでフィット。青＝Catacrismiv Variables. 緑＝活動連星。赤＝高温ガス。
図６a．Hα 6'×6' 画像上の等高線＝(a）8 μm, （c）70 μm
図７．(a)FIR の関数としての強度比。 (b) MIPS スペクトルの 2 成分温度ダストモデルによるフィット。
このメカニズムにより以下の説明が自然に行われる：（１）外側円盤から
恐らく絶え間なくガスが供給されるに拘らずブラックホールが不活発である。
（２）中心核周囲からの高温バルジ流出ガス。
熱伝導により、境界には中間温度ガスが存在するはずである。実際、FUSE 観測
はバルジの強い光を背景に、 O VIλ1032, 1038 の強い吸収線を示す。
そのコラム密度 NOVI = 4 × 1014 cm-2
はバルジか円盤に帰せられる。
個の研究から星によるフィードバック、特に SNe Ia によるエネルギー解放が
超大質量ブラックホールの成長とバルジの星間空間環境を制御することを示す。
図１（続き）．左図の破線箱の Hα 拡大図(6'×6')。 等高線＝ X 線強度 (0.5 - 2 keV)。 十字＝銀河中心。
図３．0.5 - 2 keV 強度プロファイル。（左）短軸。（中）長軸。（右）距離。 破線＝ K バンドプロファイル。実線＝ Hα プロファイル。
長軸沿いのプロファイルは短軸沿いより少し急峻であり、さらに短軸沿いでは 北西側が低い。これは図1b と一致している。主軸プロファイル中心 1' はキャップ をかぶっている。これは中心域の渦巻に伴うデコボコである。
図５．FUSE λ 1031, 1037 スペクトル。（左）フラックス。（右）コラム密度。
図６（続き）．Hα 6'×6' 画像上の等高線＝(b）24 μm, （d）160 μm