The Nuclear Bulge of the Galaxy III. Large-Scale Physical Characteristics of Stars and Interstellar Medium

　アブストラクト　

　１．イントロダクション　

ガスの分布　 　R ≤ 3 kpc の質量は銀河系バルジに占められている。その重力ポテンシャル により、バーの外側リンドブラッド共鳴 ROLR = 4 kpc から 星間ガスが効率的に内側に運ばれるので、共回転半径 RCR = 3.5 kpc の付近の星間ガスガスが減少する。 (ここの話は分からない。) R ≤ 2 kpc ではガスは細長い X1 軌道に落ち着く。このガスは R ≤ 1.5 kpc で中性水素の傾いた円盤 MH = 4 107 Mo として 観測され、HI 中心円盤、または中心核円盤 (Burton, Listz 1978) と呼ばれる。 内側リンドブラッド共鳴の内側では、 X1 軌道は自己交差するようになり、衝 撃波と角運動量喪失により HI は H2 となって更に内側に落ちていく。 最終的にはより円形の X2 軌道に落ち着く。孤立した異常に高密度の分子雲複合 が中心数百パーセクに存在し、中心分子帯(CMZ) と呼ばれる。ここでのガスの 分布は非対称で大部分が第１象限側に存在する。CMZ は lv-面上で 180-pc 分子 リングとして見える。これはバーポテンシャルの安定な内側 X1 軌道とより円形 な X2 軌道の衝突によるショック領域と解釈される。しかし、膨張リングという 解釈もある。 　星の分布　 　当初、GC 付近の星はバルジの最内側にある古い星の集団と考えられていた。 しかし、若い高温度星、星形成の進行、異常に高い表面輝度から、この領域は 古い星のバルジとは区別される星系でおそらく CMZ と関係すると考えられる ようになった。そこで、 Mezger et al 1996 は R < 300 pc の最深部を 中心核バルジ (NB) と呼んだ。 　論文 I, II　 　論文 I, II では R < 30 pc の星種族を扱った。高分解 K-バンドサーベイ に基づき、我々は中心 30 pc の K-バンド光度関数を導き、それを現在の 輻射等級関数と質量関数に変換した。 M ≤ 1 Mo の主系列星が力学質量の 90 % を占めるが、 K-バンドフラックスへの寄与は 6 % である。M > 1 Mo の主系列星は力学質量の 6 % で、 K-フラックスへの寄与もそのくらいである が、輻射光度では 80 % を占める。ただし、K-バンドではその大部分が主系列 から進化した巨星、超巨星、 WR 星から来る。中心 1.25 pc で低質量星の欠損 が発見され、過去 107-108 年の激しい星形成活動を 示唆する証拠を見出した。

表１．略語一覧

　２．データ　

　３．データ解析　

　３．１．輻射に寄与する天体　

図２．l=0° での b 方向の DIRBE/COBE 表面輝度断面。左：観測値。 太い灰色線＝観測。実線＝NB. 破線＝GB(Galactic Bulge)またはZL. 点線＝円盤。 右：赤化補正後の NB と GB の表面輝度。 　図１と表３　 　図１と表３には輻射と減光に関与する天体を示した。図２は NB のマップ が、特に NIR では、いかに成分分解、減光補正、銀河系要素のモデル化で 影響されるかを示す。 　NIR での寄与天体　 　NIR での寄与天体は GD, GB の星である。GD の減光は主に R = 4 - 5 kpc にある分子リングで生じる。GB と GD の向こう側天体は GC 領域にあるダスト の減光も受ける。これら、比較的一様な減光のほかに、コンパクト分子雲が 高減光の暗い穴を生じる。これらの孤立高減光域はモデルフィットの前にマスク されないといけない。 　MIR　 　MIR 放射は UV-励起された非常に小さいダスト粒子と PAH ダストに 多分星周シェルの高温ダストが寄与している。GD と NB にあるダストの質量で 99 % 以上は T = 15 - 30 K で、星間物質の質量トレーサーには FIR かサブ ミリが適当である。

図３．COBE データ整約のフローチャート 　λ = [3mm, 6cm] 　 　　λ = [3mm, 6cm] では早期型星に電離されたガスからの f-f 放射 が支配的である。λ > 6 cm になると相対論的電子によるシンクロ トロン輻射が最強成分に変わる。 　表面輝度　 　表面輝度は次の式で与えられる。

　３．５．減光　

３．５．１．銀河円盤の減光　 　前景減光を決める二つの方法　 　GD 内ダストによる前景減光の決定法には次の二つがある。 （１）GB 星の赤化 （２）GD ダストの FIR 放射 　方法１　 　GB の固有色温度＝ I1/I2 はバルジ全体で一様で、 高銀緯での観測値が使えると仮定する。すると前景減光マップは観測輝度比 I1'/I2' から次の式で得られる。 I1/I2 は、|b| > 3.5°, λ 2.2, 3.5, 4.8 DIRBE バンドで円盤寄与を差し引いた後で得られる。差し引きは後ろで述 べる。それらは GB の平均カラー温度 4000 K を与え、前景 Av = 14 mag であった。 　方法２　 　このためにはダストの３次元分布モデルが必要で、それは App B に述べた。 ベスト解は Av = 15 mag を与える。実際に使用した減光マップは方法２の マップを l = 0 での平均値にスケールを合わせたものである。

図４．GD ダストによる GB と NB の前景減光。 点線＝方法２による減光。破線＝方法１による減光。実線＝平均。 灰色点＝ Catchpole et al 1990 による GC 方向の星の CMD から導いた減光。 このプロファイルは GC 星を使っていて NB 内のダストによる減光も含む。

　３．６．円盤の差し引き　

　３．７．銀河バルジの差し引き　

GB 　 　NB の NIR 輝度分布を得るためには GB からの寄与を差し引く必要がある。 GB の中心部プロファイルが外側部から外挿（内挿？）で決められると仮定す る。GB の表面輝度分布は指数関数型に近い形でかつ対称的でない。そこで、 適切な減光補正と内挿が重要である。前景減光が適切に処理されると、しばしば 言われてきたピーナツ形状は消え、図５(a) のようなボックス型の非対称楕円 形状が残った。GB が３軸不等な楕円体である証拠が多いので、その表面輝度 分布を単純な対称関数で表現するのはまずい。Althanassoula et al 1990, Freudenreich et al. 1998 に倣い、バーを表現するのに、有効半径 Rs で表 される一般化した楕円を選ぶ。 　　　ρ ∝ exp(-Rs) ここに、C⊥ と C∥ は上からと横から見た ときの形状パラメターである。 (Rs の求め方が書いていないんですけど。 ) また、 　　　φx = x-軸と太陽-GC線のなす角度。 　　　θx = 銀河面から突き出し角。 太陽は銀河中心面から 16 pc 上方にある。

図５．GB と NB の 2.2 μm 輝度分布。S/N を上げるため、2.2, 3.5, 4.9 μm マップを重みを付けて加算した。GD (円盤）成分は差し引かれ、前景ダ ストによる減光の効果が補正された。(a)等高線マップ。濃い灰色線＝赤化補正 したマップ。薄い灰色線＝モデル。(b) l = 0 での GB の銀緯断面図。点＝観測。 破線＝モデル。

表４＝ GB パラメター　 　GD 差し引き後の COBE/NIR の GB マップでは、GD 内ダストによる減光が補正 （3.5 節を見よ）される。その際、CMZ と 個々の不透明 GMCs はマスクされる。 表４に GB モデルパラメターを示す。GB のSED は 4.2. 節で扱う。 　CMZ 吸収の補正　 　GB のモデル表面輝度マップ IGB は、次に GC 領域の減光＝ CMZ を補正される。 　　　I'GB = IGB [1+exp(-τCMZ)]/2 つまり、IGB の半分は CMZ 前面で CMZ 吸収なし、半分は CMZ 吸収あり、 ということ。CMZ 吸収は場所による変化を含んでいるのか、それとも定数？定数だと IGB にただ定数を掛けるだけになるけど。 この I'GB が COBE マップから引かれる。

表４．GB モデルのパラメター。式 (4), (5) 参照。

　４．DIRBE/COBE と ISSA/IRAS から導かれる基本パラメター　

４．１．GC 領域方向の減光　 　減光は半々　 　図４には、太陽と GB, NB こちら側との間での l = 0° 減光の銀緯による 変化が示されている。 3.5.節参照。近似すると、 　　　Av(b) = 11 sech2(b/0.78) + 3.5 sech2(b/3.3) である。銀河面中心線での GB と NB 前面までの減光は Av = 14.5 である。 良く知られている Av(GC) = 30 mag と比べると、我々の結果は GC までの減光の 半分は GD で生じ、半分が GC 領域で生じることを意味する。 図４には Catchpole et al 1990 による GC 周辺 CMD から導いた減光変化を 示す。これは GC 周りの星に対する減光を示す。 　４．２．GB　 　表４ = GB パラメター　 　表４ に GB モデルのパラメターを示す。図５にはその結果を図示した。我 々のモデルはパラメター空間全てを当たったわけでないので、これがユニーク とは主張しない。 　図６＝GB の SED。　 　図６には GB の SED を示す。黒四角はモデル輝度を l = [-20, 20], b = [-10, 10] で積分したものである。BB フィットはバルジ星の有効温度 4400 K を与える。一方、BW での観測フラックスへの BB フィットは Te = 3850 K を与える。これは上の値とまあまあの一致である。 　GB の光度。　 　モデルが与える全光度は 1 1010 Lo である。

図６．GB の SED. 黒四角＝モデルフィットの積分フラックス。曲線(a) = BB(Teff = 4400 K) フィット. 黒丸＝円盤を差し引き、減光補正なしの COBE による BW 表面輝度。曲線(b)=黒丸への BB(Teff=3850K)フィット。

　４．３．　NB と CMZ　

　４．３．１．NB のイメージ　

図７．COBE ９バンドで見た NB. 黄道光(ZL), 円盤(GD), バルジ(GB) および (l, b) = (-1.4, 0) の点光源放射（銀経プロファイルの点線）は差し引いて ある。データは前景円盤減光は補正してあるが、 NB 内部の減光はそのまま である。図左下の小さい四角は COBE ビーム HPBW を示す。

図８．NB からのダスト熱放射の IRAS マップ。角分解能 2'. ZL と　GD 成分 は差し引かれている。データは GD 前景減光の補正済み。 図９．NB からの電波連続波。出所は様々、表２を参照。

４．３．２．NB の SED　 　NB 成分だけを残した図７−９の各点での輝度から SED を求めた。NB 全体 は l = [-2.5, 3.8], b=[-1.3, 1.1] を含む多角形を積分した。この領域は NB の外側に接する CMZ のダストを少し含む。中心 120 pc は COBE ピクセル 0.7° 四方の大きさで、同じ面積の円形アパーチャに直すと 半径 0.395 ° であり、それは Requiv = 60 pc である。 　４．３．３．CMZ の H コラム密度　 　H コラム密度 NH は 240 μm ダスト放射から得られる。

図１０．上＝中心 120 pc と下＝ NB 全体の COBE+IRAS+radio SED. 前景減光 だけ補正。点線＝ダストと星とf-f+シンクロトロンの成分。フィットパラメター は表６に示す。この SED には高温大質量星の成分が入っていない。

　５．NB の物理特性　

　５．１．NB の恒星種族　

　５．２．NB の形態と星の広域分布　

図１１．(a) NB の 4.9 μm マップ。太い灰色線＝前面ダストと NB 内部ダ ストの減光を補正した。細線＝ベストフィットモデル(b) を COBE ビームで コンボルブした図。(b) (a) に使用したモデル。 　　 　恒星 NB の大きさと形は 4.9 μm 画像が最適である。図１１a は COBE 4.9 μm による NB の最終画像である。NB 前面と NB 内部の減光を補正して ある。3.5.2.節参照。対応する l, b 断面図が図１２e, f にある。中心が少し ずれてはいるが、NIR 放射の全体像は SgrA* に関し対称的である。 　　 　中心数パーセクは R-2 密度プロファイルの中心核恒星円盤 が支配的である。しかしその形は R > 30 pc の輝度分布は説明できない。 それは楕円形で単一べき乗則では合わない。それには中心 に中心核星団(Nuclear Stellar Cluster = NCS)を持つ指数円盤(Nuclear stellar Disc = NCD) が合う。 　Nuclear Stellar Cluster = NSC　 　K 輝度分布は下の形が良く合う。 n = 2, Ro = 0.22 pc がよい。 ( 表面輝度と体積放射率が混同されて いて、意味不明なので以下を読まない。)

図１２．Δ = SgrA* を原点とした経度、緯度。(a), (b) = NB の体積放 射率のモデル。(c) = 表面輝度のモデル。(d) = 表面輝度の観測 図１３．NB における大質量星。(a) 暖かい(50-100K)ダストの分布＝IRAS 60 μm マップ。 (b) 熱い(200-500K) ダストの分布＝IRAS 12 μm マップ。(c) f-f 放射分布。 ６�pパークス。等高線＝Stellar Nuclear disk モデルの NIR 表面輝度。

　５．３．NB の恒星光度　

　５．４．NB の恒星質量　

図１４．半径 Rgc 内に含まれる質量。細い実線＝モデルから決めた中心核星団 (NSC) と中心核円盤(NSD)の質量. 点線＝バルジ(GB) の測光質量。破線＝ BH 質量。太い灰色実線＝上記全ての和。

　５．５．GC 領域での星間物質の形態　

図１５．(a) CMZ における H コラム密度の銀経変化。b=0. (b) CMZ 内の Td 変化。 (c) 実線＝ダストコラム密度。灰色点線＝赤化補正した 4.9μm 輝度。 第１象限の点線＝NB でのダスト光度。(d) 水素質量当たりダスト放射度。(Ld/MH) (e) IRAS 60, 100 μm 輝度。

図１６．(a) 12CO(1-0) 分布。(b) COBE 240 μm ダスト放射 マップから導いた NH マップ。GD 寄与は差し引いた。(c) NB の外側 ISM のコラム密度。(d) NB 内 ISM のコラム密度。(e) NB モデルの NH マップ。(f) NH 断面図。

図１７．(a) NB における H 密度の銀経変化。b=0. 中心部の密度低下は はっきり決められてはいないことに注意。(b) Td 変化。 (c) IRAS 60, 100 μm 輝度。暖かいダストを表す。

図１８．NB の 2.2 μm, 4.9 μm 放射プロファイル。減光補正は二つの モデルで行った。破線と白丸＝ ";1°" 分子雲複合が前面にあると仮定。 実線と黒丸＝NB の背面にあるモデル。

　６．観測的な　NB モデルの建設に　

図１９．(a) 完全に赤化補正された NB の 4.9 μm 表面輝度マップ。 (b) IRAS 60 μm による暖かいダストの放射。(c) NB 水素コラム密度モデル。 主に冷たいダストの分布を表す。破線＝ NB の外にある ISM のコラム密度＝ 大きな COBE ビームで見える。(d) GC 領域のマンガ。点線＝バルジの星の NIR 輻射。実線＝CMZ 内にある冷たい ISM. 灰色＝NB。

図A１．星間減光曲線

図B１．円盤の特性。(a) GD の HI と H2 密度プロファイルの FWHM 半径 R による変化。 (b) R = 一定リング上で平均した密度（ H cm-3 ）プロファイル。 トゲトゲは渦状腕を表現。(c) Td 変化。(d) 重元素量勾配。