Morris96

The Galactic Center Environment

Morris, Serabyn

1996 ARAA 34, 645 - 701

　アブストラクト

　銀河系の中央 0.5 kpc (= ±2°) は中心部の環境でしか見られない珍しい現象が数多く存在する。ここでは銀河系のポテンシャル中心に流れ込む物質流の観点から観測的な星間物質の構造を解説する。多くの散逸過程が半径 200 pc の中心分子帯 (CMZ) に強いガス集中を引き起こす。そこでは分子が大きな密度、大きな速度分散、高温、強い磁場の環境に存在する。

このようなガスの物理状態と結果としての星形成は、銀河円盤の他の場所とは大きく異なる。星形成で消費されなかったガスは、高温 X-線放射ハローに入って銀河風として失われるか、さらに数 pc サイズの中心核円盤を経由して、ついには中心 1 pc 領域にまで落ち込むかである。そこでは、流入物質による星形成と星風によるガス放出とがリミットサイクルを構成し、中心電波源　Sgr A* は流入物質のほんの僅かしか受け入れないようである。　

図１．ＣＭＺ。上：¹²CO J = 1-0. 下： IRAS 60 μm 放射。比較的暖かいダスト。

　２．２．中心分子帯 (CMZ)

　ガス密度　

　4 kpc 分子リングの内側、数百 pc まではガス密度が低い HI/H₂ 混在層が多分傾いて存在する。しかし、半径 200 pc で主に分子からなる高密度(n ≥ 10⁴ cm^-3)で高充填率 (f ≥ 0.1), 高温 (T = 30 - 200)、M = 5 - 10 10⁷ Mo の CMZ へと変わる。このような高密度は通常分子雲コアでのみ実現されるが、 CMZ においては強大な潮汐力に対抗するため、このような密度が必要とされている。しかし、高密度は要請される値としても高い面密度 (数百 Mo pc^-2）や大きな総質量は必要があるわけではない。したがって、質量の流入が想定される。

　ガス温度　

　CMZ の平均ガス温度は 70 K で、通常の分子雲や CMZ に共存するダストと較べても高温である。これはガスの直接の加熱を示唆する。超音速の速度散布度 15 - 50 km/s も又 CMZ の特徴である。これは乱流エネルギーの散逸がガスの加熱源である機構を示唆する。

　180 pc 分子リング　

　CMZ の最外側に位置する。準連続的な構造。速度は 130 - 200 km/s. リングの速度と傾きはその外側にある HI 円盤と連続的につながっている。この事実は 180 pc リングは HI/H₂ 遷移の境界にあることを示唆するのかも知れない。

内側分子雲種族　

　CMZ の内側には、低速度 100 km/s の分子雲種族が存在する。それらの分布は銀河面に密着しており、銀河中心円盤種族と呼ばれる。この円盤種族には糸状の雲が含まれその速度は 30 - 100 pc に亘って次第に変わっていく。これはダストレーンまたは潮汐力で引き伸ばされた雲の腕を示唆する。これらの幾つかは総分子質量のかなりの割合を占める。銀河系内で最も大きな分子雲である Sgr B2 は CMZ 分子質量の 5 % を占めている。

　50 km/s 雲　

　それらの分子雲の一つ 50 km/s 雲は、見かけ上銀河中心のすぐ脇にある。それは Sgr A 複合体を含んでいる。Sgr A は次の３成分から成る。
(i)　Sgr A West = 中心恒星集団の中央にある HIIR
(ii)　Sgr A East = 少し大きい非熱的電波源。銀河中心から離れているが、見かけは Sgr A West を包み込む。
(iii)　Sgr A* = 稠密な中心電波源　

　

　電離ガスと赤外放射の分布は分子より対称性が高い。これは分子雲に較べ、加熱源の分布がより対称的であることを示す。特にダスト温度は中心ピークから R = 200 pc での 23 K まで規則的に r^-0.3 で変化する。L_FIR(CMZ) = 10⁹ Lo である。

　２．３．熱い成分　

　２．４．磁気圏　

図２．Northern and Southern Threads の 20 cm 放射図。縦スケール＝16.5 arcmin = 40 pc. Sgr A は中央下に見える。左上の電波アークは望遠鏡の主ビームを外れているので弱い。

図３． HIIR G0.18-0.04 の 60 μm 偏光マップ。重ねて示したのは 6 cm 電波図。重ねた等高線は CS 短線の向きは電波ベクトルの位置角を示す。

　３．中心バー：銀河中心付近のガスの運動　

　３．１．バーポテンシャルによるガスの運動　

図４．¹²CO の l-v 図。基線は銀河面に 6° 傾き、 (l, b) = (2.5, -0.333) と (-2.0, 0.1333) を結ぶ。この傾きは　180 pc 分子リングの傾きに合わせた。

　３．１．１．強いバーの存在下での分子雲の運動　

　３．１．２．膨張分子リング対バー　

　３．２．中心核へのガスの内向き輸送　

　３．３．m = 1 波の証拠　

図５．X₁, X₂ 軌道と衝撃波の位置を示す図。衝撃波は最内側 X₁ 軌道と最外側 X₂ 軌道との交差により起きる。

　４．星形成　

図６．G0.121+0.017 星団 Keck 2.2 μm 画像

　５．中心核周辺物質：円盤またはデブリ？　

図７．12.8 μm Na⁺ 輝線による Sgr A West HIIR

図８．中心核円盤の画像。(a): ９０μm 連続光と HCN J = 1 - 0 輝線。 (b) 2 μm H₂ 輝線。(c) H₂ 輝線速度場。最大速度は楕円状輝線主軸の端ではないことに注意。速度分布のノードは短軸に沿っていない。

図９．Sgr A 複合。最外側白線＝ Sgr A East シェル。４番目の白線とその奥＝圧縮された 50 km/s 雲層。グレースケール像と破線＝膨張電波シェル。黒線＝中心核円盤。　

図１０．Sgr A* の　ＳＥＤ。 　

図１１．Sgr A* 付近の高分解 K バンド画像。