Galactic Center Molcular Clouds II. Distribution and Kinematics

　アブストラクト

　２．銀河中心付近でのガスの運動と分布　

観測　 　観測はベル研 7 m 鏡で行われた。13CO は n ≥ 300 cm-1 の濃い分子雲をよく追跡する。CS 98 GHz 線はさらに濃い n ≥ 104 cm-1 領域の良いトレーサーである。観測結果から、 （１）雲の中心速度が禁止領域＝円運動では不可能、にある。 （２）銀河面から上下に離れた雲の存在。 　マップ（１） 　図１は幾つかの点でのスペクトルを、図２は 6′ の低分解 13CO マップ　を、図３は銀河中心付近の 2′ 分解 能 CS マップを示す。　 図１．13CO のスペクトル。(a) Sgr A, (l, b) = (-0.017, -0.067), (b) Sgr B, (l, b) = (0.683, -0.017) -400 km/s の輝線は CH3CN の J = 6-5.

図２．低分解 6′ 13CO マップ。速度区間は上から、 VLSR = [-200, -100], [-100, -20], [20, 100], [100, 200] km/s。 中心 40 km/s 巾は銀河円盤放射の混入を避けるため除いた。 図１．(c) (l, b) = (0.9, -0.2) 雲。(d) (l, b) = (3.2, 0.3) 雲。

a: VLSR = [-40, -30] km/s. 　b: VLSR = [-30, -20] km/s e: VLSR = [0, 10] km/s. 　f: VLSR = [10, 20] km/s i: VLSR = [40, 50] km/s. 　j: VLSR = [50, 60] km/s m: VLSR = [80, 90] km/s. 　n: VLSR = [90, 100] km/s

c: VLSR = [-20, -10] km/s. 　d: VLSR = [-30, -20] km/s g: VLSR = [20, 30] km/s. 　h: VLSR = [30, 40] km/s k: VLSR = [60, 70] km/s. 　l: VLSR = [70, 80] km/s

　２．a．銀河中心円盤種族　

内側中心ガス円盤は厚み 19 pc で薄い　 　分子放射の最も強い部分は正の視線速度側、銀経正側に片寄り、Sgr B2 と Sgr A が支配的である。これは銀河中心領域での分子の非対称分布を端的に 示している。これらのガスは b = 0 より少し下、b = -0.033 のラインを中心 に分布する。この精度での議論では、銀河座標の l, b 軸は厳密に銀河中心を 通らない。銀河円盤種族は実際の銀河中心 = Sgr A West を中心に分布し、 我々の観測精度内で銀河面に平行している。 Sgr A, Sgr B2 付近の雲の大部分 は分子放射の平均銀緯から数分角以内に存在する。Ro = 8.5 kpc で 1 ′ = 2.5 pc である。l = [0.2, 0.3] = [12′, 18′] = [30pc, 45pc] での分子線放射層の全巾平均値は 0.13′ = 19 pc である。分子層のスケール高がこのように 小さいことはそこが静かであることを意味する。 　円盤に属する雲　 　6′ 分解能 13CO, CS サーベイはこのガスが 正視線速度で l = 1.8° = 267 pc まで伸びていることを示している。図２ を見ると、銀河中心円盤で第３に明るい雲複合体は l = 1.5 にある。孤立した 雲は l = 3 まで存在する。銀経と視線速度が負の領域からの放射は非常に低い 強度であるが l = -1.2 までは伸びている。図５にはそれらの一部分が 1 ′ 分解能で示されている。 　ガス円盤はバーか筋？　 　見かけスケール高は Sgr A 付近で 0.1 と低く、Sgr B2 付近で 0.3 へ上がり、 さらに l = 1.5 複合体付近では 0.8 に達する。これはガス分布が方位角に関し て、（多分、銀河中心から見た方位角？）対称でないことを意味している。あり 得そうな様子は、ガスの大部分がバーか筋状の領域に含まれていて、その中で 最大の集中が銀河中心距離の順に Sgr A, Sgr B2, l=1.5 複合体 であるという ものだ。ガス層の厚みはガスの銀河中心距離に関する情報を与えてくれる。分子 ガスの分散運動は銀河面方向への重力で押さえ込まれる。近赤外測光から知られる 恒星質量分布を用いると重力が計算でき、そうすれば分子ガスシートのスケール高 をガス分散速度に関連付けられる。 ガス運動とスケール高　 　ガスの運動を次式と考え、微分して速度を出し、位相でアンサンブル平均を取る。 　　　z = z0 sin(ωzt)　　　　　　　　　　　　（１） 　　　(dz/dt) = z0ωz cos(ωzt) 　　　　　　（２） 　　　σ0 = <(dz/dt)2>1/2 = <(z2)>1/2　　　(3) 　ωz を軌道角振動数 ωcircular = Θ /R を使って表すと便利である。 　　　ωz = (ωz/ωcircular) ωcircular = (ωz/ωcircular) Θ/R こうすると、(ωz/ωcircular) が無次元量になる。 質量分布が球対称な場合、(ωz/ωcircular) = 1, 質量分布が扁平な場合、(ωz/ωcircular) > 1. である。 回転楕円体の場合　 　Schmidt 1956 モデルに従い、回転楕円体密度分布を仮定する。α = 主軸長、 e = 離心率とする。 　ωz2 = 4πG(1 - e2)1/2∫0 Rρ(α)(R2 - α2e2)-3/2α2 dα　　　(4) 　ωcircular2 = 4πG(1 - e2)1/2∫0 Rρ(α)R-2(R2 - α2e2)-1/2α2 dα　(5) もし、ρ(α) ∝ αγ であるなら、 角振動数の比は銀河中心距離に依らない： ωz2 = ∫01 (1 -x2e2)-3/2x2-γ dx 　　　(6) ωcircular2 ∫01 (1 -x2e2)-1/2x2-γ dx γ = 2 (等温) の場合は、ωz2/ ωcircular2 = (1 - e2)-1/2 e[arcsin(e)]-1 である。図６には ωz /ωcircular を e の関数として示した。 Becklin, Neugebauer 1968, Becklin, Neugebauer 1975 は、彼らの 2 μm 輝度分布を γ = 1.8, e = 0.92 の回転楕円体に フィットして、ωz/ωcircular = 1.46 を得た。この先ではこの値を使用する。

図６．バルジ扁平度 e に対する ωz/ωcircular の変化。ρ(α) ∝ αγ を仮定。 しかし、バルジが三軸不等である効果 や分子ガス層の重力効果などの影響で。真の比の値は少し異なる。そこで、 　　　σz = 2>1/2 ωz　　 = 2>1/2 ωz Θ = 1.46 2>1/2 Θ　　(7) ωcircular R R を得る。 　雲の分散速度　　 　大雑把に言えば、速度分散は分子層のアスペクト比(短辺/長辺)かける 回転速度かける幾何学ファクター ωz /ωcircularつまり質量分布の平坦度、である。 銀河中心円盤種族では雲の最も明るい位置は銀河中心から l ∼ 0°.5 離れたところで銀河面から ∼ 3′ ずれている。 Θ = 200 km/s とすると σz = 30 km/s となり、 太陽近傍巨大分子雲内の分散速度 6/6 km/s より著しく大きい。図２と図３ を見ると、雲種族の平均高さが銀河中心からの距離と共に増加していくことが 分かる。例えば、l = 0°.8 で = 0°.15 で式（７）を使うと、 σz = 54 km/s となり、雲のライン巾とほぼ等しい。雲 分布の全体的なスケール高は雲の内部分散速度程度の雲同士の速度分散に よると考えられる。 　l = 3° の雲複合体　 　l = 3° の雲複合体は速度巾 150 km/s を持ち、スケール高 = 0°.6 である。13CO, CS サーベイはこの複合体が多数の雲から成る ことを示した。個々の雲の性質は Stark, Bania 1986 が研究した銀河系中心 分子雲と同じである。

　２b．Sgr B2　

図７．CH3CN = メチルシアノイド J = 6 - 5 による Sgr B2 マップ。強度積分 は 140 km/s 速度巾に渡った。等高線は 5 K km/s 間隔。 　CH3CN = メチルシアノイド マップ 　Sgr B2 は図５の左端 l = 0°.66 に位置する。最も明るいのは VLSR = 50 - 60 km/s チャネルにおいてである。 Sgr B2 の 差し渡しは 15′ = 45 pc である。雲の中心部直径 20 pc 領域は CH3CN = メチルシアノイド(図７) 110 GHz で検出される。この 遷移には n ≥ 105 cm-3 が必要である 　Sgr B2 の特徴 = 20 - 40 km/s リング　 　Sgr B2 の特徴は図５g, h ＝ 13CO VLSR = 20 - 40 km/s に良く現れている。この速度では Sgr B2 からの放射は非常に弱い。 その代り、Sgr B2 を取り囲むリング状のガスが見える。この速度帯で Sgr B2 位置での 13CO 強度は 0.3 K である。これはこの速度で本当に ガスが存在しないことを意味する。 CS でもこのリング構造が確認されている。

図８．(l, b) = (0.9, -0.033) から (-0.5, -0.067) にかけての、 13CO 速度ストリップマップ。横軸は上の二点を結ぶ直線上の位置。 0.333 K 間隔。 　リングと穴の大きさ　 　Sgr B2 の大きさは 12′ × 18′ である。図５に見えた穴は直径 14′ で 半径 21 pc に相当 する。 Sgr B2 の力学質量　 　図８には 13CO 速度ストリップマップを示す。これを見ると、 Sgr B2 のコアとリングとの速度差は 25 km/s 程度である。このリングと 穴とは、 Sgr B2 の大きな質量に起因する雲の分布の乱れと解釈される。 もしも V = 20 - 40 km/s に見える雲のリングが Sgr B2 に重力的に束縛 されているとすると、 Sgb B2 の重力質量として、 Mdyn ≥ 3.0× 106 Mo ( Vring )2 ( rring ) 25 km/s 21 pc この評価はライン巾とヴィリアル定理、 Sgr B2 直径に基づく推定質量に 近い。また、13CO コラム密度から Scoville, Solomon, penzias 1975 が導いた値とも近い。

　３c. Sgr A　

図９．CH3CN の分布。等高線は 2.5 K km/s. 　速度分布　 　銀河系の力学中心は電波源 Sgr A W 方向 (l, b) = (-0.054, -0.046) にある。 Sgr A 分子雲はこの方向にある。 V = [-40, 90] km/s で分子マップには 銀河面と 10° 傾いた放射尾根が見える。この尾根は l = [0.2, -0.2] に見える。ガス分布は正銀経、正銀緯側に寄っている。尾根上にはいくつかの ピークが見え、最高峰は銀河中心と考えられる赤外・電波源から数分角東の 所にある。この位置の周り　10′ 以内にある分子雲は 1′ サーベイ全体の中でも最大の速度勾配を示す。 図８に見るように、ピーク速度は 0°.2 (36 pc) 領域で VLSR = -25 km/s から +70 km/s へと変化する。 　天体の相対位置　 　ホルムアルデヒド吸収観測によると、この雲の一部は Sgr A 近くの電波 連続波源の前面に存在する。 Sgr A の東にある分子雲ピークは非熱的な シェル状天体 Sgr A East の前面にあるが、多分 IRS 16 を囲む熱的 渦巻きを含む Sgr A West の背後である。 　急速度勾配の分子ガス　 　Sgr A 近くの急速度勾配の分子ガスには、中心熱的電波源を挟んで、二つの ピークがある。南西のピーク (l, b) = (-0.117, -0.083) の中心速度は V LSR = 17 km/s, 北東のピーク (l, b) = (-0.017, -0.067) の中心 速度は VLSR = 53 km/s である。 　銀河系の力学中心は、この二つのピークを結ぶ仮想直線の中心から 2 ′ 北西にずれている。ピーク間の距離は 6.5′ = 16 pc である。 　中心付近の雲の分布　 　銀河中心の 8 pc 以内にある星の質量は近赤外光の分布から導かれ、 Oort 1977 によると M(r≤10pc) = 7 × 107 Mo で回転速度として Θ = 170 km/s を与える。ピーク間の大きな 速度差に拘わらず、ガスは円環を形成していない。 3 km/s/pc という大きな ガス速度勾配中にピークは埋もれていて、しかもスケール高は小さいことから、 これ等の雲は中心近くにあると考えられる。 Sgr A 熱電波源までの減光は Av = 30 mag しかないが、これは 13CO 観測のガスから期待される 減光量よりずっと小さい。これらから、この構造は銀河中心の背後にあると 考えられる。 Sgr A を囲むリング　 　Becklin, Gatley, Werner 1982 は、銀河中心熱電波源の周り r = 3 pc にあるリング状の遠赤外(100 μm)電波源を発見した。Liszt, Burton, van der Hulst 1985 は 12CO で Θ = 100 km/s のやはり リング構造を発見した。今回の 13CO データにはそのような小 スケールの構造は見えなかった。恐らく 13CO にはかからない 程、光学厚みが薄いのであろう。マップのノイズは大きいが分布は CS と 似ている。 　Sgr A の CH3CN 　CH3CN 110 GHz は非常に濃い n ∼ 105 cm-3 ガスの分布を示す。図９にあるように、この分子の最強点は 13CO と一致する。

図１０． 13CO VLSR = [-100, -40] km/s 積分 によるマップ。等高線は 10 K km/s 間隔、この図の速度勾配は 図３の CS データにもよく現れている 　その他の雲　 　 13CO と CS マップは Sgr A 付近にはその他にいくつかの雲が 存在することを示す。 （１）(l, b, VLSR) = (0.1167, -0.033, 55 km/s) に分子ピーク がある。 （２）VLSR = [20, 40] km/s、(l, b) = (0.1167, -0.133) に 別のピークがある。この雲は南北に伸びている。その高銀緯の縁は Yuzef-Zadeh, Morris, Chance 1984 が観測した電波連続光弧と位置が重なる。 （３）(l, b) = (0, 0.08) ふきんには、後に述べる "polar ring"　の 底の縁が　VLSR = 90 km/s に見える。 （４）VLSR = [-30, 40] km/s, (l, b) = (0.05, 0.0) 付近 には４つのピークが見える。 （５）l = [0, 0.2], b = [-0.1, 0.1] 領域には VLSR = [-40, -10] km/s には雲の群れが見える。これらは再結合輝線フィラメントに付随して いるらしい。 （６）Sgr A の南西、(l, b, VLSR) = (-0.117, -0.083, 17 km/s) にある分子ピークは l = [-0.4, -0.1], b = [-0.2, 0], VLSR = [-40, -10] km/s にある尾根とつながっているようだ。この尾根と再結合線 電波フィラメントに付随する（４）のガスは一緒になって、Sgr A を囲む分子ガス は銀河面に傾き 10° を持つ集団を形成しているという印象に寄与している。 　全体像　 　全体として、銀河系中心領域のガスは分子雲の部分的リングまたは弧状配列 として、熱電波源 Sgr A West のすぐ近くに存在している。これらの雲の 最内側の縁は銀河核の数パーセク内に存在する熱スパイラルと相互作用している 可能性がある。潮汐力が高速度勾配雲を引き裂き、熱スパイラルのすぐ外側に 分子リングを形成した可能性もある。類似の結論は Ho et al 1985 も述べて いる。Becklin, Gatley, Werner 1982 が報告した遠赤外放射と Gatley et al 1984 による 2.1 μm 衝突励起水素分子輝線はそのようなリングのよい証拠 である。この構造を 13CO でとらえることに失敗したが、その 原因は光学的深さが薄すぎたか、100″ ビーム径が 大きすぎたからであろう。 　中心近くのフィラメント　 　負速度で大きな速度勾配を持つ目立つ構造が Sgr A のすぐ北側にある。 この構造は図１０にあるように、 (l, b, VLSR) = (-0.5, -0.033, -110) に見える。この構造は他とはっきり区別できる独立の 細いフィラメントとして Sgr A に接近するにつれ速度を変えていく。 (l, b) = (-0.05, 0.05) では VLSR = -45 km/s になる。 この構造の厚みは 5′ = 12 pc で、長さは 30′ = 74 pc である。速度勾配 0.9 km/s/pc は軌道運動の視線速度成分が 変化する結果として説明できる。比較的小さなスケール長と明らかな 端末速度が l = -0.6 に見られることから、この構造は中心核から 100 pc 以内にあると思われる。

　２d．禁止速度域および銀河面外の構造　

図１１．(a) 銀河面の下方、負速度の雲の集団である -150 km/s アーク。 図は VLSR = [-160, 100] km/s 積分の 13CO マップ。 等高線は 10 K km/s 間隔。 (b) 13CO VLSR = [135, 165] km/s で正銀緯に見える 135 km/s アークのマップ。等高線は 10 K km/s 間隔。この構造は -150 km/s アークと関連しているかも知れない。双方共に Bania 1977 が提案した 300 pc 分子リングの一部かも知れない。 　面から遠く離れたガス　 　13CO マップに見える構造の内のいくつかは銀河面からはるかに 離れた場所にある。負視線速度ガスの多くは正視線速度で見える銀河中心円盤 種族が形作る面から遠く離れている。 　300 pc 分子リングの負速度成分　 　b = [-0.4, 0.1] の低銀緯では、VLSR = [-155, -100] km/s で禁止速度構造が見える(図11a)。これは Bania 1977 が 300 pc 分子リングと呼んだものである。この構造は多数の雲から成り、 1′ サーベイの巾 1°.4 全長に渡って伸びていて、 b 巾は 0°.2 である。b 巾が他の構造より大きいことはこの雲複合体 のスケール高が大きいことを意味する。スケール高を 30 pc とすると、 内部分散速度は 30 km/s となり、銀河中心距離は 240 pc となる。 この構造は 1′ マップでは (l, b, VLSR) = (-0.5, -0.1, -150) に現れる。 13CO 輝度 ∫Ta dV ≤ 10 K km/s であまり明るくない。6′ マップでは この構造は (l, b, VLSR) = (-0.5, -0.1, -100) 銀河面円盤種族雲と混 ざってしまい、判別不能である。正銀経側ではこの構造を (l, b, VLSR) = (1.8, -0.4, -25) まで辿ることが出来る。

図１２．表１で「傾いたアーク」とされた構造の銀河面に対し 50° の傾き を持つ直線に沿った位置・速度図。出発点は (l, b) = (0.25, 0.3) で l = -0.35 で終わっている。 　300 pc 分子リングの正速度成分　 　300 pc 分子リングの正速度成分は図１１ｂに見られるように、銀河面に対し 傾いた雲の弧として見える。これは 135 km/s アークと呼ばれ、 (l, b, VLSR) = (-0.5, 0.0, 130) で現れ、(0.8, 0.4) で 消える。6′ マップでは この構造を (1.5, 0.2) まで 辿れる。銀緯方向の広がりは (1, 0.3) 付近で最大である。構造の 平均視線速度は 140 km/s で分散速度は 20 km/s である。-150 km/s アーク と同様に、この雲複合体は高度に分裂していて、低輝度の雲から成る。 スケール高は 0.1 である。我々はこの構造は銀河中心の 180 pc 背後にある と考える。 全て 300 pc 分子リングの内側　 　図４から分かるように、 300 pc 分子リングを構成する二つの弧は 銀河中心付近では速度の両極端を示している。l = [-1.2, 3.0] の 分子放射は位置・速度図上で、全てこの二つの弧の内側に位置する。 　ポーラーアーク　 　図１２に示されるように、ポーラーアークと我々が呼ぶ分子雲の集団 がある。この構造は(l, b, VLSR) = (0, 0.05, 70) から出発し、 北に向かい (0.2, 0.25, 140) に達する。このフィラメントは銀河面に対し、 40° 傾いている。速度勾配は非常に大きい。VLSR 70 km/s 以下ではこの構造は銀河面に接近し円盤種族と紛れてしまう。 図１２の位置・速度図はこの構造がさらに (-0.3, -0.25, -50) まで伸びて いることを明らかにする。このごちゃごちゃした領域で、負速度ガスが本当に ポーラーアークの一部なら、この構造の速度の広がりは、 ΔV ≥ 190 km/s となり、長さは 0°.8 である。速度は許容領域 内に位置するのであるが、銀河面との大きな傾きは特異である。 　その他の構造　 　図１２にはまた、 135 km/s アークの一部（上の方）、3 kpc 腕の一部分 (V = -50 km/s)、-150 km/s アークの一部 (V = -140 km/s), V = [-10, 40] の銀河中心円盤種族、V = 0 km/s 付近の円盤雲からの混入がある。ポーラー アークは CS サーベイにもよく現れている。これはアークの平均密度が 高いことを物語る。

　２e. 1^′13CO サーベイの外側の構造　

　２．ｆ　銀河円盤内の構造　

　２ｇ． 1 kpc 以内での回転曲線　

　３．非円運動の起源　

　４．連続電波アークと分子雲の関係　

　５．結論