Melchior11

　Molecular Gas in the Inner 0.7 kpc Radius Ring of M31

　　Melchior, Combes　　　　　2011 AA 536, 52 -

M31 の中心 1.5 kpc × 1.5 kpc 領域のガス運動は幾つかの点で驚くべき物がある。初めは IRAM 30m 望遠鏡で分子ガスが検出され、そのビーム ∼ 40 pc 内でラインが 260 km/s の分裂を示したことであった。この領域はガス密度が低く、中心 75 pc 中心核領域からは電離ガスの流出が X 線で観測されている。　これらの観測に基づき、我々は数億年前に M31 が M32 と正面衝突し、その結果中心で星形成活動が活発化したというシナリオを描いた。この衝突は半径 0.7 kpc と 10 kpc のリングをも説明する。		HI と [NII] で回転が検出されている内側円盤、傾斜角 43°, 方位角 70°、は主円盤、傾斜角 77°, 方位角 35°、に対して傾いている。 CO 速度成分の一つはこの内側円盤とよく合う。一方、もう一つの成分は傾斜角 40°, 方位角 -35° のリング的な物質から来る。　残存の星形成は以前の研究で 1 億年以上昔に起きたとされているが、これは電離ガスで検出された放出現象と関連するかもしれない。最後に、我々は CO で見つかった、系統運動の両側へのラインの分裂、は短軸方向に向いた弱いバーでは説明できないことを示す。M31 のバルジは 3 軸不等であるが、ガスにはバー成分の証拠はない。

図１．（左）Nieten et al 2006 による CO 速度場。中央の四角がこの論文の観測領域。大規模円盤は傾斜角 77°, 方位角 35° を示す。（右）Melchior et al 2000 の減光マップ。赤丸＝ 3 mm, 青丸＝ 1 mm による 10 箇所の観測点を示す。青十字＝銀河中心。(Crane et al 1992) 図２．Ａ，Ｄ，Ｇ点のCO観測。バックは A_B 減光マップ。（左）CO(2-1)。緑丸＝FWHM。（右）CO(1-0)。赤丸＝FWHM。各点でのスペクトルを重ねた。

図３．M31A, M31D, M31G, (resp. M31E, M31F, M31I, M31J) のスペクトル。		図６．6.'7 角の電離ガス速度マップ。
図４．G,I,J 点スペクトルを重ねた。（上）CO(1-0), （下）CO(2-1) 図５．（上左）Hα + [NII]　(Ciardullo et al 1988) （上右）[NII](Boulesteix et al 1987) （下左）CO 速度を[OII], [NeIII],Hα, [NII] と重ねた（？）（下右）[NII]λ6584 速度マップ。(Boulesteix et al 1987) 図８．単純な円盤回転モデル上にガス速度を重ねた。
図９．M31 中心速度 -310 km/s の周り ±100 km/s を省いた HI 強度マップ。このカットで大規模速度成分を除いた。等高線は Spitzer/IRAC のダスト放射 = 8 μm 画像 - 規格化した 3.6 μm画像(星)。		図１０．図9に対応する HI 放射の速度場。
図１１．（左）等高線＝図5の Hα+[NII] 強度をチャンドラ分解能になまらせた。色マップ＝Ｘ線マップ。（右）青線：A_B=0.05, 白線：：A_B=0.15 に　図9の Spizter/IRAC ダスト放射を重ねた。
図１２．一様円盤＋傾いたリングモデルからの CO 放射強度。画角は半径にして 200 arcsec = 0.76 kpc。二重丸＝我々の観測点。図１４．図１２モデルの速度分散マップ。図１６．立体模型図。内側円盤とリングが示されている。N, E とある左上の棒は 150 pc.		図１３．図１２モデルの平均速度場。図１５．図１２モデルでの枠内(RA,DEC)オフセットでのスペクトル。左は M31G, 右は M31I に対応。