銀河系中心領域の特異性が最初に認識されたのは、1932年のJanskyによる銀河系中心方向からの強い電波の発見である。彼の観測した長波長域では銀河系中心は全天で最も明るい―太陽よりも明るい―天体であった。それに引き続き、銀河系中心は可視域(星間ダストの吸収により観測できない)を除くあらゆる波長で、しかも数百パーセクの広い領域にわたって明るく輝いていることが明らかになってきた。さらに一酸化炭素(CO)の輝線観測により、この領域には大量(10⁷-10⁸)の星間分子雲が集中していることも明らかにされた。それらは銀河系円盤上の分子雲に比べて極めて広い速度輻(30-80km s^-1)を有し、その運動も回転運動とは程遠い極めて乱れた運動をしている。言い換えるならば銀河系の中心数百パーセクの領域は、重力・磁場・宇宙線・星間物質の全てが銀河系円盤上のそれに比べて著しく高いエネルギー密度を持つ、銀河系内で最も特異な領域である。

　この領域では、近い過去(10^6-7yrs前)の爆発的な星形成活動の痕跡と思われる構造が数多く発見されている。銀河面から垂直方向に伸びる百パーセクスケールの「電波ローブ」構造、数百パーセクにわたって広がった高温(T_k≡10⁸K)プラズマの存在等である。それに加え、力学的中心の位置には、約10⁶の巨大プラックホールの存在が示唆されている。つまり、我々の銀河系の中心は、最も近くにある銀河中心核という観測的有利性のみならず、スターバースト直後の(post-starburst)銀河核、そして活動銀河核の縮小版という観点からも極めて興味ある天体であるといえる。

　中心数百パーセクの領域に集中した星間分子雲は銀河系円盤上のそれとは著しく性質が異なることが知られている。その中には半径200パーセクの"膨張分子リング"を初めとする種々の特異構造が含まれる。物理状態は一般に高温(T_k＝30-60K)であり、高密度(n(H₂)＝10^4-5cm^-3)領域が広く存在する一方で、現在の星形成率として意外なほど低い値が導かれている。同領域に存在する分子ガス質量(-10⁸)で規格化した星形成率(星形成能率)の値は5×10^-9yr^-1、これは太陽系近傍の高々3倍程度、そして銀河系内域(R＝4-6kpc)の約半分の値でしかない。

　星間分子雲は星形成活動の場であり、将来の星形成活動を支配する重要な成分である。しかもその形態は超新星爆発等の外乱を敏感に反映することから、星形成の履歴を追う上でも有用な情報源であるといえる。これまで、この銀河系中心の分子雲複合体に対して種々の輝線による観測が様々な分解能で行われてきた。しかし観測装置が大型化し、分解能が向上するにつれて観測領域が特定の範囲に絞られていった事は否めない。

　この特殊な環境下におかれた分子ガス全体の性質を調べる目的で、我々は以下の二種類の観測を行った。一つは銀河系内の分子ガスの大局的な物理状態の分布を調べる目的で建設された東京大学-NRO 60 cm Survey Telescopeを使用した、CO(J＝2-1)輝線による銀河系中心領域の広域サーベイ観測(分解能9’)。もう一つは、現在ミリ波の単一鏡電波望遠鏡としては世界最高の分解能を誇るNRO 45 m Telescopeを使用した、¹²CO(J＝1-0)および¹³CO(J＝1-0)輝線による高分解能・広域サーベイ観測(実質分解能34")である。双方の観測とも銀河系中心の分子雲複合体のほぼ全域(l×b＝3°×1°)をカバーしている。

　複数の輝線を観測する動機は、それらの輝線比(強度相関)から星間分子ガスの物理状態を推測することにある(図参照)。我々はこれら各々の分解能での多輝線データを、自らが開発した輻射輸送コードを用いて解析した。この博士論文は、これらの観測によって得られた輝線データとこれまでに行われた様々なデータを総合し、この領域の分子ガスの空間構造、運動、そして物理状態を手がかりに、観測的に導かれた銀河系中心という特異領域に関する新たな描像を報告するものである。

図)一酸化炭素回転準位

　以下に、我々の観測によって導かれた結論を列挙する。

　以上の事柄を総合して、本博士論文では以下に示すような銀河中心の描像を提唱する。

　[1]銀河系中心における星形成活動は、主に二つのinner Lindblad共鳴に付随して形成されるarm及びring状構造の上にガスが溜まることによって活性化される。現在、内側のringは重力的に安定であるが、これが成長して自己重力崩壊を起こしたとき中心への急激なガス供給が行われ、爆発的星形成が起こる。

　[2]形成された大量のOB型星は、超新星爆発や星風により大量の高温プラズマを供給し、星間物質中の乱流を活性化する。

　[3]その星間物質へのエネルギー供給率は、爆発的星形成の約5×10⁷年後にピークに達する。それによって分子雲は激しい外乱を受け、"diffuse"成分は撹乱されてより低密度に、"clumpy"成分は圧縮されてより高密度になる。

　[4]供給された高温プラズマは、磁場・宇宙線等を介して分子雲に圧力を伝える。強い乱流状態を示すこの領域の分子雲は、この高圧によって支えられている。

　今後に残された重要な課題は、銀河系各領域の分子ガスに含まれる"diffuse","clumpy"成分の割合を定量的に評価して、その割合を決定する物理、そして星形成との関連を明らかにすることである。これにはHCNを始めとする高密度トレーサーの広域観測が貢献するであろう。さらに、分子雲の性質を決定する要因としての外圧の役割を観測的に確立することも重要である。その目的のために、信頼度の高い分子雲同定アルゴリズムの開発が急がれる。