H3 ＋とCOの赤外線スペクトルによる、天の川の中心分子域の研究岡

Ｈ３＋とＣＯの赤外線スペクトルによる、天の川の中心分子域の研究
岡
武史
シカゴ大学
化学教室
天体物理教室
Enrico Fermi 研究所
星間Ｈ３＋の最初の検出は永くかかったが（文献 1）、一旦見つかると、Ｈ３＋はどこでも
観測された。理論的に予想されていた、高密度雲 (n ~ 104 cm-3) ばかりではなく、低密度
雲 (n ~ 10２cm-3) にも多量に観測され（文献 2）、気体中の占有率にすると、Ｈ３＋は低密
度雲のほうに、一桁多く存在することがわかったのは、全く思いもかけぬことであった
（文献 3）。この結果、宇宙線によるイオン化の速度が、低密度雲では高密度雲より一
桁高いことが結論された（文献 4）。
銀河中心にある、半径 200 pc くらいの中心分子域 (Central Molecular Zone) は、多量の低
密度分子雲からなっており、Ｈ３＋の宝庫である。この領域で、回転量子数がＪ＝Ｋ＝３
の準安定状態にあるＨ３＋が、すばる望遠鏡により発見された（文献 5）。基底回転状態
から 361 K も高いこの準安定状態に、広い速度分布をもった多量のＨ３＋が存在するのは、
予想外の驚きであった。最初は全く何のことかわからなかったが、自然放出と分子間衝
突による熱平衡の解析（文献 6）と、南半球、チリにあるGemini South 観測所での高分
解能の観測結果その他から、中心分子域にある、高温 (~ 250 K)、低密度 (~ 100 cm-3) の
多量のガスの存在が、明らかとなった（文献 7）。
1. T. R. Geballe and T. Oka, Nature 384, 334 (1996) 星間空間のＨ３＋の検出
2. B. J. McCall et al., ApJ 567, 391 (2002) 低密度域でのＨ３＋の観測
3. T. Oka, Proc. Natl. Acad. Sci. 103, 12235 (2006) 星間Ｈ３＋
4. B. J. McCall et al., Nature 422, 500 (2003) ζ ペルセウス方向の強い宇宙線束
5. M. Goto et al., PASJ 54, 951 (2002) 銀河中心方向のＨ３＋の吸収線測量I. GCS 3-2
6. T. Oka and E. Epp, ApJ 613, 349 (2004) Ｈ３＋の非熱平衡回転分布
7. T. Oka et al., ApJ 632, 883 (2005) 準安定Ｈ３＋により探査された銀河中心の熱く薄い雲
Central Molecular Zone of the Milky Way probed by the infrared spectra of H3+ and CO
Takeshi Oka Department of Chemistry and Department of Astronomy and Astrophysics,
The Enrico Fermi Institute, the University of Chicago
Although it took many years to detect the first signal of interstellar H3+,1, once detected,
H3+ has been found everywhere. It was observed not only in dense clouds (n ~ 104
cm-3) where its presence was anticipated theoretically, but also abundantly in diffuse
clouds (n ~ 102 cm-3)2 and, to our surprise, the fraction of H3+ in the gas is 10 times
higher in diffuse clouds than in dense clouds.3 This led us to conclude that the cosmic ray
ionization rate of the gas is 10 times higher in diffuse clouds than in dense clouds.4
The Central Molecular Zone with a radius of about 200 pc at the Galactic center is filled
with diffuse clouds and is the treasure house of H3+. We have discovered in this region
metastable H3+ with rotational quantum numbers J = K = 3 using the Subaru Telescope5.
The existence of a large amount of H3+ with large velocity dispersion in this level which
is higher than the ground level as much as 361 K was a big surprise. Initially we have no
clue how to understand it but, from an analysis of thermalization of H3+ through
spontaneous emission and collision6 and our new high resolution observation at the
Gemini Observatory in the southern hemisphere located in Chile, it has become clear that
the spectrum demonstrates the existence of a vast amount of high temperature (~ 250 K)
and low density (~ 100 cm-3) gas in the Central Molecular Zone.7
1
+
T. R. Geballe and T. Oka, Nature 384, 334 (1996) Detection of H3 in interstellar space
+
2
B. J. McCall et al., ApJ 567, 391 (2002) Observation of H3 in diffuse interstellar medium
+
3
T. Oka, Proc. Natl. Acad. Sci. 103, 12235 (2006) Interstellar H3
4
B. J. McCall et al., Nature 422, 500 (2003) An enhanced cosmic-ray flux toward ζ Persei
+
5
M. Goto et al., PASJ 54, 951 (2002) Absorption survey of H3 toward the Galactic center
+
6
T. Oka and E. Epp, ApJ 613, 349 (2004) The non-thermal rotational distribution of H3
7
T. Oka et al., ApJ 632, 883 (2005) Hot and diffuse clouds near the Galactic center probed by
+
metastable H3

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