Coupling the Dynamics and the Molecular Chemistry in the Galactic Center

　アブストラクト

　１．イントロ　

円周運動分子雲複合　 l = 1.3 複合：　l = [1.6, 1.2] の巨大分子雲複合。　 Sgr D　：　l = 1　 Sgr B　：　l = 0.7　 Sgr A　：　l = 0　 Sgr C　：　l = -0.5　 図１に示すように (l, v) 図上で Sgr A - D は原点を通る直線状に並んでいて、 ほぼ円周回転のリング = GCR の上に並んでいると考えられる。図２中央のドー ナツがそれである。祖父江 1995 はこのリングは二つの腕からなるというモデルを 提案した。 　非円周分子雲　 　クランプ２、結合腕、さらに図１で J, K, L, M, N. O, P と名付けた構造は 非円周運動雲と考えられる。これらは、 Fux (1999), Binney et al. (1991) が述べているように、バーポテンシャルに反応したガスの運動と考えると 理解可能である。 　x1, x2軌道　 　Contopoulos, Papayannopoulos 1980 はバーポテンシャル中の閉じた軌道が バーの主軸に伸びた x1　と、短軸方向に伸びた x2 の 軌道族に分かれることを示した。これは ILR が存在する場合である。シミュ レーションの結果は中心部のガスがほぼ円形の x2 軌道に沿って 運動して中心核リング GCR を形成することを示した。より遠方 ILR を越えた 距離ではガスの運動は x1 軌道に従いバー主軸に沿って動く。 実際にはガス雲は衝突の結果低エネルギー軌道へと移って行く。特に、 x1 軌道から x2 軌道へ遷移する領域では衝突が頻繁で、 散乱、または噴霧されたガス雲が x1 軌道にそって動いていく。 噴霧ガスはバー主軸の反対側にあるガスと衝突して、分子雲成分に衝撃波を 引き起こし、特徴的なダストレーンを作り出す。 (この部分のイメージが作れない。 ) ダストレーンは銀河ではバーの先行縁側に観測されている。エネルギーを 失って、ダストレーンのガスは螺旋状に中心核リングへと落ちていく。 Fux (1999) の図２０を見よ。

図１．銀河中心数度領域の (l, v) 図に現れた構造。ラベル A - D は Sgr A - Sgr D を示す。他の説明は本文。

ダストレーン構造　 　 Fux (1999) は結合腕 (Connecting Arm) を太陽に近い側のバーに付随するダストレーンで あるとした。図１で 構造 K は l = 3 で結合腕に繋がっているように見える。 この構造は細長い軌道の制動部分に連なる雲群であろう。これは x1 と x2 軌道との相互作用領域を第１回目に通過 するが、中心核リングには落下しないガス雲である。 構造 J は結合腕とほぼ 重なる角度を持つ。これは小さなダストレーンかも知れないが、結合腕や 構造 K と異なり、中心核リングの l = 1.3 複合と容易に相互作用する。 このように l = 1.3 複合はダストレーンと中心核リングとの接触点であるらしい。 この解釈は Huttemeister et al 1998, Fux (1999) が提出した。 l = 5 クランプとクランプ２とはダストレーン衝撃波に丁度突入するところの 雲である。 　l < 0 の (l, v) 図は解釈が難しい　 　l < 0 の (l, v) 図は解釈が難しい。展望効果で遠い側のダストレーン は視線方向に伸びている。そのため、それは(l, v) 面上では、中心核リングの 際付近に立つ l = 一定の垂直構造として見えることになる。 Fux (1999) の図２３を見よ。複合 L, P, N は実際ダストレーン衝撃波に属しているのかも 知れない。構造 M はこの遠い側ダストレーンと中心核リングの相互作用により 噴霧されたガス流であろう。 　銀河系中心の中性ガスの物理条件　 　銀河系中心の中性ガスの物理条件は高密度追跡ガス CS, HCN, NH3, H2, CO の観測から調べられた。これらの研究から、中心核リングと l = 1.3 複合の雲は、濃く 104 cm-3、暖かい 150 K、 であることが判る。それに加え、中心核リングの雲からは SiO, SO, CH3OH, C2H5OH のラインが検出された。これらのラインは衝撃波 の良い追跡分子である。通常、中心核リング、 l = 1.3 複合、クランプ２、に おける豊富な分子組成と高い温度を説明するには、衝撃波は通常のメカニズム である。衝撃波の原因はウォルフライエ星風や雲・雲衝突と考えられている。 　非円周雲の物理条件　 　中心核リング、 l = 1.3 複合に較べると、非円周雲の物理条件は殆ど分か っていない。Oka et al 1998, Sawada et al 2001 は CO(2-1) と CO(1-0) ラインの観測からライン強度比がほぼ１で一定であることを見出した。(l, v) 図 右上の雲の SiO, NH3, H2 観測によるとこれらの密度、 温度は中心核リングの雲と似ているらしい。 　この論文では主に非円周雲の CS, SiO 観測を実施する。それらのラインは 濃いガスの追跡分子である。さらに SiO は衝撃波の追跡子でもある。

図２．銀河中心領域を上から見た想像図。

　２．観測　

図４．灰色等高線＝異なる銀緯帯における CO(1-0) (l, v) 図。Bally et al 1987 より。 この論文で議論する運動学的構造にラベル付けした。青三角＋バー＝検出された CS のピーク 速度とその FWHM. 黒点＋バー＝ CS と SiO が検出されたソースのピーク速度と FWHM.

図５．b = [-0.3, 0.3] CO(1-0) の (l, v) 図。Bally et al 1987 より。 赤三角＋バー＝ l = [1.18, -0.55] における電波再結合線 (Pauls, Mezger 1975) のピーク速度とその FWHM. 青四角＋バー＝ l> 1.18 と l < -0.55 における電波再結合線 (Paladini 2003) のピーク速度とその FWHM.

　６．結論