H2O+遠赤外線吸収 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 再結合線

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1 H2O+遠赤外線吸収 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 再結合線
CO ラジオ発光 再結合線 21cm HI 発光

2 「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） 　

3 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 300 pc Balance ↓ 10% % 10% ↓ Diffuse gas Balance Lazio & Cordes, ApJ, 505, 715 (1998)

4 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)

5 The Expanding Molecular Ring (Shell)
Scoville, ApJ, 175, L127 (1972) Sofue, PASJ, 47, 551 (1995) H2CO (OH, CO) CO OH NH3 Kaifu, Kato, Iguchi, Nature, 238, 105 (1972)

6 Molecular face-on views of the GC
T. Sawada et al. 2004, MNRAS, 349, 1167 T. Sawada et al. 2001, ApJS, 136, 189 N. Z. Scoville, 1972, ApJ, 175, L127 Molinari et al, 2011, ApJ, 735, L33 Rodríguez-Fernandez et al. 2006 Bally et al. 2010, ApJ, 721, 137

7 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

8 星探し ε+ ε- η+ λ α+ θ+ θ- δ+

9 We use H3+ in diffuse clouds for morphology Longitude velocity diagram
B2 B1 D λ C A* α κ ι δ θ γ β

10 Sofue 1995, PASJ, 47, 551

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12 Sofue 1995, PASJ, 47, 551