Clump 1: An Unusual moleculr Cloud Complex Near the Galactic Center

　アブストラクト

　１．イントロダクション　

　３．クランプ１の大構造　

図１．観測略図。実線＝ 13CO、 VLSR = [20, 170] km/s 積分強度。10, 20, 30, 40, 50 K km/s.破線＝ 5 GHz 連続光強度。 　図１：HIIR の位置　 　図１は CO 観測点と VLSR = [20, 170] km/s 13CO, 5 GHz 連続光強度分布を示す。図中には 1 K 以上の連続光ピークが 6 個所あり、 明るい４箇所で再結合線観測が行われた。内二つだけ、G354.486+0.085, VLSR = +14.6 km/s, G354.665+0.247, VLSR = +96.5 km/s が大きな正視線速度を示す。さらに、G354.665+0.247 のみがクランプ１に属する。 図１を見ると、この HIIR が分子雲の端に位置するのがはっきりと見える。11.4 kpc の距離では、HIIR は分子雲コアから 4.1′ = 13.6 pc 離れている。 　図２：禁止速度ガスの分布　 　図２には禁止速度ガスの分布が示されている。図２a は 12CO、 図２b は 13CO の VLSR = [20, 170] km/s 積分強度 である。光学的に薄い、 13CO 強度は 12CO の約 1/10 の強さであり、図からそれらが　22′ × 13 ′ = 72pc × 43 pc の単一雲に含まれていることが判る。 12CO 放射は幅広の高原形状を示すが、(l, b) = (-5.0, +0.2), (-5.0, +0.4), (-5.4, +0.2) は 12CO ピークとなっている。それらは 13CO 雲の縁に当たる。マップの端 (l, b) = (-4.5, +0.2) には VLSR < 60 km/s の雲が見え、今回のマップが完全でなく、雲 複合体は + 135 km/s 腕に沿ってもっと銀経大の方向に伸びていることを示唆する。 しかし、 クランプ１の +100 km/s コアは完全にマップされている。

図２． VLSR = [20, 170] km/s 積分での CO マップ。 (a): 12CO マップ。等高線は 50, 100, 150, ... K km/s (b): 13CO マップ。等高線は 5, 10, 15, ... K km/s

図３．速度巾 10 km/s 積分での CO 強度分布。 12CO 等高線は 25, 50, 75, ... K km/s, 13CO は 2.5, 5.0, 7.5, ... 　速度別のマップ　 　クランプ１方向に観測された運動は極めて複雑である。図３には 10 km/s 巾 での CO 分布を示す。 VLSR > 20 km/s では放射の大部分が VLSR = [55, 115] km/s で出ているので、マップもこの範囲に 限定した。はっきりした速度構造、例えば回転とか膨張といった、が見えない。 　高速雲の厚み　 　NRAO 12 m 鏡の 1′ 分解能観測から、 13CO ピークは (l, b, v) = (354.72, +9.30, +98) と求まる。図４にはこのピーク での CO スペクトルを示す。光学的に厚い 12CO には、+98, +82, +54 km/s の三つのピークが存在する。 13CO には +98, +82 km/s ピークが見える。

図４． 12CO と 13CO の (l, b) = (354.72, +0.30) でのスペクトル。(b) のガウシャンフィットは中心 +83.4, +98.4 km/s, ライン巾 12.0, 6.4 km/s である。 この二つの雲の励起温度はどちらも 14 K である。 +98 km/s 雲は Bania 1977 がクランプ１とした雲である。この雲の 12CO/13CO 強度比は 2 である。13CO の光学的厚みは 0.7 に達する。その H2 柱密度＝ 2.4 × 1022 cm-2 である。+82 km/s 雲では 12CO/13CO = 9 で銀河円盤 の分子雲に較べファクター２高い値である。13CO の光学的厚みは 0.1, H2 柱密度＝ 7 × 1021 cm-2 である。 スペクトル解析法　 　この論文では Bania 1985 の解析を用いている。そこでは 12CO を光学的に厚いと仮定し、従って Tex の決定に用いた。次の仮定として、 12CO と 13CO の双方とも H2 と衝突 励起で熱平衡にあるとし、TK = H2 の熱運動温度と して、Tex = TK とする。Tex が判ったらそれを使って、光学的に 薄い 13CO の光学的深さ、τ13 が、次に柱密度 N(13CO) を導く。さらに 　　　　　N(13CO)/N(H2) = 2×10-6 を仮定すると、 　　　　　N(H2) = 1.21×1020τ13ΔV Tex/ [1-exp(-5.29/tex)] が得られる。注意すべきは上式太陽近傍メタル量で妥当な式なことである。 　クランプ１、３、４　 　上式を観測点の各速度成分に適用した結果を表２に示す。その結果から、CO 放射の大部分は三つの分子雲複合 VLSR = +100, +85, +68 km/s から出ていることが判った。 Bania 1977 の命名法に従うとそれらはクランプ１、クランプ３、クランプ４である。表２ の速度成分中、わずかに８個がこれら３つの雲複合に属さない。表２で "0" と 貼られた４つは多分 +100 km/s クランプ＝クランプ１の高速成分であろう。 "5" と貼られた４つは観測領域の端にあり、明らかに +68 km/s クランプ４と 異なる。

クランプの配置　 　図５に三つの主要分子雲複合体を示す。クランプ１とクランプ４は速度でも 空間でも分離している。クランプ３はクランプ１と速度で 15 km/s ずれている。 　クランプの性質　 　表３にはそれぞれの性質を数値で示した。３つのクランプは互いに似ている。 その質量は外側銀河の巨大分子雲と同じくらいである。それらの運動軌道と 大きなライン巾が違う点である。 表３．三つのクランプの性質

図５．三つのクランプ。各クランプの速度 +100, +85, +68 km/s の周り 25 km/s 積分した CO 強度マップ。黒実線＝13CO 2.5, 5.0, 7.5, 10.0,... K km/s 等高線。灰実線＝12CO 25, 50, 75, ... K km/s 等高線。プラス印は観測点。

　４．クランプ１の細かい構造　

三つの速度成分　 　観測された速度構造は非常に複雑である。図７には 63 点での視線速度の分布 を示した。図から３つの速度成分が見分けられる。内二つは明らかにクランプ１ とクランプ３によるものである。３番目はしかしクランプ４から 12 km/s 青い 方にずれている。 　クランプ１、３、４の構造　 　クランプ１、３、４の細かい構造を図８、９、１０に示した。図８には二つの 雲成分が見える。一つは HIIR G354.67+0.25 であり、もう一つはクランプ１の コアである。両者は 4′ 離れている。図９はクランプ３の 構造を示す。４つの雲が見分けられる。最大の雲は HIIR からやはり 4′ 離れている。図１０には、クランプ４の二つの雲が見える。 近い方は HIIR G354.67+0.25 から 6′ 離れている。

図７．NRAO 12-m 鏡で測った 63 点での 13CO ピークの VLSR ヒストグラム。

　５．クランプ１方向の分子雲の性質　

　６．クランプ１領域の力学　

HIIR と雲との作用　 　クランプ１の雲Ａとクランプ３の雲Ｃは HIIR G354.67+0.25 から僅か 14 pc しか離れていない。この二つはおそらく HIIR と相互作用しているであろう。 それはこの二つの雲の励起温度が最も高いことからも推察される。この領域には 超新星残骸は存在せず、この HIIR は新しく生まれた星と分子雲とのエネルギー 交換が行われている唯一の例である。 HIIR の質量　 　この　HIIR の Te = 6600 K, ne = 17 cm-3, MHII = 6.6 × 103 Mo である。これは分子雲質量 の 1 % にあたる。この HIIR パラメタ―は Panagia 1973 を参照すると O5.5 に相当する。このように小さな HIIR では単一巨大分子雲を表４にあるような個々 の分子雲へと分裂させるには力不足である。 　個々の雲の運動エネルギー　 　図１１には HIIR に対する個々の雲の速度を示した。それらは雲Ａの 1 km/s から雲Ｈの 39 km/s にまで及ぶ。もしクランプ３とクランプ４が初めはクランプ１ の一部であったとすると、現在の運動を与えるのは 5.5 × 1050 erg のエネルギーが必要となる。 　大きな特異運動の反映か　 　しかし、クランプ１複合体の雲が重力的に拘束されていたと考える理由は ない。もっとありそうな状況は、雲相互間の見かけの運動エネルギーは単に 銀河重力ポテンシャル中の異なる軌道が原因で生まれたことである。内側銀河系 のポテンシャルは外側より深いので、 +135 km/s 腕成分の特異運動(peculiar motion) と速度分散は局所腕で見出される値より大きい。外側銀河渦状腕の 巨大分子雲は特異速度 15 km/s, 内部分散速度 2 km/s 程度であるが、クランプ１ の雲は銀河動径方向速度 135 km/s, 内部分散速度 6 km/s である。同様な 特異速度の増加は M31 でも観察されていて、内側渦状腕は中心核方向に　80 km/s の速度を持ち、一方外側渦状腕はわずか 20 km/s である。 　重力拘束半径　 　個々の雲の質量は銀河系潮汐力に対し対抗する重力を生み出すに十分である。 拘束密度の下限は、 ⟨ρ⟩≥ T = G-1 [ Θ2 - d ( Θ2 )] G R2 dR R = 96 amu cm-3 [ 3 kpc ] 2 R ここに T = 単位距離当たりの潮汐加速度、 R = 銀河中心からの距離、 Θ = 円運動速度である。この式を変形し、 r ≤ [ 3GMc ] 1/3 = 21 pc [ R ] 2/3 [ Mc ] 1/3 4πT 3 kpc 105 Mo 雲の中心から 21 pc 以内の物質は重力拘束されている。これは雲の半径の数倍大きい。 　ビリアル平衡　 　もし雲が比較的長命であるなら、雲物質はビリアル平衡にあるであろう。 ⟨V2⟩1/2 = [ 2GMc ] 1/2 ⟨r⟩ = 6.4 km/s [ Mc ] 1/2 [ 21 pc ] 1/2 105Mo ⟨r⟩ 表４を見ると、FWHM 速度はこの値の 2.35 倍で丁度準平衡に要求される値である。

図１１．(a) 八つの分子雲位置。各雲の性質は表４に載せた。雲輪郭線はピーク値の半分 をなぞる。 (b) 斜線＝HIIR G354.67+0.25　を原点とした各雲の性質の相対プロット。 縦軸＝銀緯 b. 横軸＝HIIR からの角距離。雲の大きさは表４のサイズを示す。雲の速度、 励起温度、 FWHM ライン巾も示す。速度は HIIR 速度 +97 km/s からの相対速度。 　雲同士は重力的に拘束されていない　 　以上から浮かび上がるクランプ１領域の描像は定性的には外側銀河の巨大 分子雲環境と類似している。各雲ではガスの大部分は重力に拘束され、乱流運動 で支えられている。雲同士は互いに拘束されてはいないが、空間、速度の二点で 集まっている。このように雲が腕状に集まる現象はおそらく銀河系全体で働く 重力の作用による。 (意味不明 ) 　HIIR が少ない = 星形成率が低い　 　クランプ１および +135 km/s 腕上の雲は他の雲より、濃い、内部乱流速度が 大きい、相互間の乱雑速度が大きい。これは内側銀河系における強い潮汐力のため と理解できる。+135 km/s 腕、 4 kpc 腕、M 31 収縮腕の雲は運動学的に激しい点 以外は通常の GMC と変わらない分子雲である。しかし、この激しい運動は星形成 を妨げる。クランプ３、４と同程度の質量がある外側銀河系分子雲ならほぼ確実に 数個の HIIR を伴っている。しかし、クランプ３、４には HIIR が一つもない。 4 kpc 腕、+ 135 km/s 腕、銀河中心から 4 kpc 以内のガスには HIIR の数が 少ない。

　６．まとめ