銀河系の水素原子・分子ガス
３次元分布中西 裕之（野辺山宇宙電波観測所）
祖父江 義明（東大天文センター）

CONTENTS
１．はじめに
２．銀河系ＨＩ・H2分布の決定方法
３．結果・議論
４．まとめ

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はじめに

天の川銀河の構造について
・銀河系は最も近い銀河→最も小さい空間スケールでの研究が可能
・系内天体を研究する上で銀河系内での位置は重要
ex. 銀河中心部 or 外縁部？
arm or inter-arm ？等
・しかしながら我々観測者が銀河系内部に位置するため、銀河系の構造を探るのは難しい課題

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天の川銀河の構造について
・電波輝線データは銀河系構造を探るのに適している（i）可視光では減光が大きい。
（ii）速度情報が使える。
(iii)銀河全体に分布している。
・我々は最新のＨＩ・ＣＯサーベイデータを用いて銀河系の３次元構造を調べた。

天の川銀河の構造について
・先行研究
ＨＩ分布図：
Oort et al. 1958等
Ｈ２分布図：
Clemens et al. 1988等
ただし、天の川銀河全体の３次元ガス分布は未知→天の川銀河の３次元ガス分布を探ることは重要
ＨＩ・Ｈ２の比較も興味深いテーマ

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ＨＩ・Ｈ２ガス分布の決定方法

データ：HI・COサーベイ
HIサーベイデータ
Hartmann & Burton (1997):
0.5°< l < 240°
Kerr et al. (1986):
240.5° < l < 350°
Burton & Listz (1983):
350°< l < 359.5°
グリッド間隔：0.5°, 速度分解能：1.0 - 5.5 km/s
12CO(J=1-0)サーベイデータ

Dame et al. （2001）: 0°< l <360 °, -1.5°< b < +1.5°
グリッド間隔：0.125°-0.250 °, 速度分解能：1.3 km/s

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データ：回転曲線
inner Galaxy （R< R0 ) : Clemens(1985)
outer Galaxy （R> R0 ) : Dehnen & Binney (1998)

R0=8.0kpc,
V0=217km/s

Inner Galaxy

Outer Galaxy

Tb(l,b,Vr)→ n(R,θ, z) の変換
・視線速度Vr → 距離r
Vr = (R0V(R)/R – V0) sinl cosb
R2 = R02 + r2 – 2rR0 cos ll,b:銀経、銀緯、r:太陽からの距離、
R:銀河中心からの距離、V:回転速度

・輝度温度Tb → 密度nn = C Tb ΔVr/Δr
C=1.82 x 1018 (HI),C=1.80 x 1020 (CO; Dame et al. 2001)

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Near-far problem
同じ視線速度を与える点が２点存在

Inner Galaxyでは同一視線上に同じ視線速度を与える点が２点存在する。
→ 観測されるガス分布は近い点と遠い点 両方からの足し合わせ（Near-far problem)→ Near-far の分離が必要

Near-far problemの解決策
z方向の分布のモデル（Spitzer 1942）を導入
nHI[cm-3]=nHIo sech2((z – zo)/h

観測されるＨＩ、Ｈ２密度の銀緯ｂ分布は未知パラメータ(nHIo1, zo1 , nHIo2, zo2)を用いて観測

nHI[cm-3] = (nHIo1 sech2((r1 tan b – zo1)/h＋nHIo2 sech2((r2 tan b – zo2)/h))/cos b

未知パラメータ(nHIo1, zo1 , nHIo2, zo2)
をfittingで決定してNear-farproblemを解決し、Inner GalaxyでのＨＩ、Ｈ２分布を求めた

Total

Near point
Far point6結果・議論HI map・HIガスは外縁部で豊富、中心部で少ない

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HI map・HIガスは外縁部で豊富、中心部で少ない
・Outer arm,Perseus arm,
Local (Orion) arm,
Sagittarius-Carina arm,
Crux armの一部が見られる

HI map・HIガスは外縁部で豊富、中心部で少ない
・Outer arm,
Perseus arm,
Local (Orion) arm,
Sagittarius-Carina arm,
Crux armの一部が見られる
・ＨＩガス分布は軸対象ではなく、偏長（Lopsided disk）

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H2 map・第４象限は初めてのマップ化
・第１象限には4kpcリングが見られる
・分子ガスが銀河中心に集中

H2 map・第４象限は初めてのマップ化
・第１象限には4kpcリングが見られる
・分子ガスが銀河中心に集中
・ Norma-Outer arm,
Perseus arm,
Local (Orion) arm,
Sagittarius-Carinaarm,
Scutum-Crux arm
がトレースできる

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HI-H2 map
・分子ガスは銀河の中心付近で豊富・ＨＩガスは銀河の外側部分で豊富・Outer arm, Perseusarm,Carina armで 分子ガ
スとＨＩガスの腕が一致している

HI-H2 map

ＩＣ３４２のＨＩ・ＣＯ(Crosthwait et al. 2001)

緑：ＣＯ
赤：ＨＩ

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緑：ＨＩ
赤：ＣＯ

緑：ＨＩ
赤：ＣＯ

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緑：ＨＩ
赤：ＣＯ

HI-H2 map/断面図
・ＨＩガスが分子ガスを囲むように分布（あんぱん構造）
・ＨＩガスは外側付近で大きく歪む（Ｗａｒｐｉｎｇ）
・分子ガスでもＷａｒｐｉｎｇの兆候が見られる・銀河の内側部分でもｚ方向の揺らぎ（tilted disk)

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Total gas map
・ＨＩガスと分子ガスの両方のマップが得られて初めて描くことが可能になった

Total gas map
・ＨＩガスと分子ガスの両方のマップが得られて初めて描くことが可能になった・銀河系全体の渦巻き腕構造がトレースしやすくなった・Norma armとOuter arm
はピッチアングルが約１１度付近であると考えると同一の腕らしい13

HI vs. H2/ fmol
・分子ガス比fmol=MH2/(MH2+MHI)と定義
・ fmolは密度Ｐ，金属量Ｚ，紫外線強度（Ｕ）によって決定される（Elemegreen, 1993)Ｐ↑ ⇒ fmol ↑Ｚ↑ ⇒ fmol ↑Ｕ↑ ⇒ fmol ↓ｆmolの動径分布
・銀河中心付近でfmol〜1・銀河の外側でfmol〜0・半径５−８ｋｐｃ付
近で急激に減少(Molecular Front)

14小さなスケールでのｆmoｌ変化・fmolは小さいスケール
でも変化・渦巻き腕上で変化が顕著
・渦巻き腕でＨＩ−Ｈ２の遷移が短時間で起こっている。
・変化の幅はパターン速度とガスの速度の差で決まり、106−107ｙｒ程度で変化していると考えられる。

HI・H2 vs. 全ガス(体積密度の場合）Inner galaxy

Outer galaxy

・全ガス密度が低い部分ではＨＩガスは破線に沿って増加（ＨＩガスが優勢）
・全ガス密度がある密度（0.4cm-3）を超えると、ＨＩガス密度は一定となり、分子ガスが線形に増加する。
→ ＨＩ飽和密度が存在→ ＵＶの減光が顕著になる密度か (400pcでNHI+H2=5e+20cm-2)

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HI・H2 vs. 全ガス(面積密度の場合）
Inner galaxy

Outer galaxy

・全ガスの面積密度とＨＩ・Ｈ２の面積密度の関係
・体積密度の場合と同様、面積密度の場合もＨＩ飽和密度が存在→ なぜ 同様の傾向が見られるのか？

柱密度でのＨＩ飽和密度の解釈
・z方向のガス分布がSpitzer (1942)のモデルに従うと考える。
ntot(z) = n0 sech2(z/h)
・この時、ＨＩの密度はnHI(z) = max(n0 sech2(z/h) , nsat)
・ＨＩガス分布を−∞から+∞まで積分するとNHI = 2h (nsat log((n00.5 + (n0-nsat) 0.5)/nsat0.5) + n0(1-(1-nsat/n0) 0.5))
nn0
Ntotal(全体）NHI

nsat0z16

NHI

柱密度でのＨＩ飽和密度の解釈

Ntot

Ntotalの変化に対してNHIの変化は小さい→ 全ガスの面積密度が変化しても、ＨＩガスの面積密度はほとんど変化しない→ 体積密度で飽和密度が存在すると、面積密度でもＨＩ飽和密度が見られる

Scale-height
・内側から外側に向かい厚みが増加する
・Armで薄くinter-armで暑いとい う傾向がある
重力では説明できなさそう
磁場やＳＮが原因か

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まとめ・ 最新のＨＩ・ＣＯサーベイデータと回転曲線を用いて天の川銀河の３次元ＨＩ・Ｈ２分布マップを構築した
・ 天の川銀河全体の渦巻き腕構造を明らかにした
Norma armとOuter armは同一
・ ＨＩ飽和密度が体積密度・面積密度、両方で見られることが明らかになった

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