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ラジオ波散乱
微細構造遷位
ラジオ波
赤外線
X-線
H3+ 赤外線吸収
γ-線
塵遠赤外発光
H2O+遠赤外線吸収
CO ラジオ発光
再結合線
21cm HI 発光
「はじめに」 榎谷玲依（名古屋大学)
「宇宙線を考慮したパーカー不安定性」 工藤祐己（千葉大学）
「NANTEN2による銀河系中心部広域分子雲観測」 榎谷玲依（名古屋大学）
「N2H+ J=1-0 輝線による銀河系中心分子雲の重力束縛度診断」
西川綾乃（慶應義塾大学）
「近赤外線偏光観測で探る銀河系中心領域の磁場構造」 西山正吾（国立天文台）
「すざく衛星による銀河中心領域の観測結果」 信川正順（京都大学）
「H3+で見た銀河中心」 岡武史（シカゴ大学）
「赤外線サーベイ・分光観測で探る銀河中心近傍の星間物質の物理状態」
金田英宏（名古屋大学）
銀河中心の濃い雲、薄い雲
濃い雲 (n > 103 cm‒3)
薄い雲 (n ≤ 102 cm‒3)
CO, CS, HCN, NH3, H2O… H3+ (HCO+, CH, H2O+, CH+)
塵、X-線、γ-線
(X-線)
300 pc
Balance
10%
10%
Diffuse gas
↓
10%
↓
Balance
Lazio & Cordes, ApJ, 505, 715 (1998)
銀河中心の気体の温度, T ～ 250 K と密度, n < 100 cm‒3
銀河中心のイオン化速度,ζ > 2×10－15 s‒1, 雲の径長, L > 30 pc
ζL = 2keN(H3+)(nC/nH)SVRC/H/f(H2)
炭素の状態: C＋, C, CO
銀河中心のMetallicity RC/H
分子の割合: f(H2) = 2n(H2)/nH = 2n(H2)/[2n(H2) + n(H)]
銀河中心の構造、特にExpanding Molecular Ring (Shell)
The Expanding Molecular Ring (Shell)
Scoville, ApJ, 175, L127 (1972)
H2CO
(OH, CO)
Sofue, PASJ, 47, 551 (1995)
CO
OH
NH3
Kaifu, Kato, Iguchi, Nature, 238, 105 (1972)
Molecular face-on views of the GC
T. Sawada et al. 2004,
MNRAS, 349, 1167
N. Z. Scoville, 1972, ApJ, 175, L127
T. Sawada et al. 2001, ApJS, 136, 189
Molinari et al, 2011, ApJ, 735, L33
Rodríguez-Fernandez et al. 2006
Bally et al. 2010, ApJ, 721, 137
Double ring or single ring
EMR
Sawada et al. 2004
Scoville, 1972
Rodríguez-Fernandez et al. 2006
J. Kormendy & R. C. Kennicutt, 2004, ARA&A
Molinari et al, 2011, ApJ, 735, L33
星探し
η+
λ
ε+
εα+
θ+
θ-
δ+
We use H3+ in diffuse clouds for morphology
Longitude velocity diagram
E
D
B2 B1
λ
κ
C
A*
ι
δ
θ
1.00
GCS 4
NHS 21
0.95
NHS 25
0.90
NHS 42
0.85
FMM 361
0.80
0.75
0.70
-200
-150
-100
-50
0
50
100
α
γ
β
Sofue 1995, PASJ, 47, 551
Sofue 1995, PASJ, 47, 551