円盤銀河中の星間物質はどのような形態で存在するのだろうか。この問いに答えるため、これまで銀河系や系外銀河で様々な観測が行われてきた。しかし、これまでの分子ガスの研究は、一酸化炭素(CO)輝線の強い領域にバイアスがかかっていた。CO輝線でトレースされる分子ガスは、大部分が銀河系中心から7kpc以内に集中しており、その半径を超えると急激に減少する。それでは、銀河系外域の様に、CO輝線が弱くなっている領域での分子ガスの性質はどのようになっているのだろうか。CO輝線が強い領域と何が違うのだろうか。また、本当にCO輝線で大部分の分子ガスをトレースできているのだろうか。そこで本研究では、(1)CO(J＝2-1)/CO(J＝1-0)輝線比を正確に測定できる60cm望遠鏡を用いた、CO(J＝2-1)輝線による銀河系外域の広域サーベイ、(2)明るいミリ波、サブミリ波連続波源を背景とした中性炭素原子[CI]、C¹⁸O吸収線の検出、の2つのアプローチをとり、CO輝線が弱いところでの分子ガスの物理状態を調べた。

(1)CO(J＝2-1)輝線による銀河系外域の広域サーベイ

　野辺山とラシヤ(チリ)にある2台の口径60cm電波望遠鏡を用いて銀河系第2象限(ペルセウスアーム領域)と第4象限(カリーナアーム領域)をCO(J＝2-1)輝線で観測した。観測は1994年から1997年にかけて合計9.5か月にわたり行った。第2象限は銀経l＝108°.0-155°.25、銀緯b＝-2°.75-+2°.75の約240平方度(3.4kpc×0.3kpc)を、第4象限はl＝293°.0-310°.875、b＝±1°.125の約40平方度(3.5kpc×0.4kpc)を、ビームサイズと等価の0°.125グリッドで観測した。データの実空間分解能は、ペルセウスアームで28pc、カリーナアームで24pcと同等である。このように、広範囲のCO(J＝2-1)輝線のサーベイがなされたのはもちろん初めてのことである。COデータを銀経l-速度V(LSR)図上でHIデータと比較し、アームの速度を定義した。銀河系外域ではCOのアーム-アーム間のコントラストが内域に比べて激しく、アーム間領域でほとんどCO輝線を検出できない。1本のアームに着目すると、内域のアームでは連続的にCOが分布しているのに対し、外域ではHI強度が強い領域でのみCOが離散的に検出される。ここでは1.分子雲の統計的性質(〜100pc)、2.アームに沿ったガスの分布(〜1kpc)、3.分子ガスの動径分布(>1kpc)の3つのスケールで解析を行った。

1.分子雲の統計的性質(空間スケール〜100pc)

　CO(J＝1-0)輝線強度が(l,b,V)空間中で、一定のレベルを超える閉じた領域を1つの分子雲と見なし、ペルセウスアームで13個、カリーナアームで19個の分子雲を同定した。分子雲の銀河系中心からの距離はそれぞれのアームで11.5±0.4kpc、9.9±0.5kpcである。個々の分子雲についてビリアル平衡を仮定し、ビリアル質量とL_COを比較してCO-H₂換算係数(Xファクター)を求めた。その結果、X＝(5.7±0.5)×10²⁰cm^-2(K kms^-1)^-1と、銀河系内域に比べて3倍高い値になった。同定した分子雲の質量は2つの領域でともに10^5-6で、巨大分子雲をビックアップしており、比較したDameらの銀河系内域の分子雲と同程度の質量を持つが、光度は内域の分子雲に比べて0.4-0.8倍と低い。CO(J＝2-1)/CO(J＝1-0)輝線強度比R_2-1/1-0はペルセウスアーム、カリーナアームでそれぞれ0.6±0.2、0.68±0.10と平均値には差がないが、ペルセウスアームの分子雲の方が分散が大きい。遠赤外線光度と分子雲の質量の比L_FIR/M_COで表される星形成効率は、ペルセウスアーム、カリーナアームでそれぞれ38±15、1.8±0.8[10^-3/]と、内域での値400[10^-3/]に比べて一桁以上小さい。全体のCO輝線強度の中で分子雲からくる輝線強度の割合は、ペルセウスアームで76%、カリーナアームで48%と、ペルセウスアームの方が約2倍高い。つまり、ペルセウスアームの方が、分子雲間の希薄なガスが2倍程度少ない、ということになる。

2.アームに沿ったガスの分布(空間スケール〜1kpc)

　銀河系を外から観測した場合、それぞれのアームがどのように見えるかを調べるために、ペルセウスアームについてはアームの幅〜1.7kpc、カリーナアームについては幅〜1kpcについて平均したCO、HIの表面輝度、R_2-1/1-0、水素が分子で存在する割合f_molをアームに沿って実距離でプロットしたものを図1に示す。このようにして銀河系のアームに沿ったガスの分布を表示したのは、本研究が初めてである。ペルセウスアーム、カリーナアームともに〜1.5kpcおきにCO、HIのピークが周期的に現れること、そしてHIとCOのピークがほぼ一致することが発見された。HIピーク-ピーク間領域のコントラストは両アームともに〜1.5と同程度であるのに対して、COのピーク-ピーク間領域コントラストは、輝線がペルセウスアームのピーク間領域でほとんど受かっていないことから、ペルセウスアームの方が高い。R_2-1/1-0が示す分子ガスの性質に着目すると、ペルセウスアームのR_2-1/1-0はピーク間領域で精度良く決めることができなかったが、ピークでのR_2-1/1-0が0.2-1.2とばらつき、f_molと正の相関を示す。それに対してカリーナアームでは、R_2-1/1-0は〜0.65と一定でf_molとの相関が見られない。

図1:ペルセウスアームとカリーナアームの、アームに沿ったCOとHIの表面輝度、R_2-1/1-0、水素が分子で存在する割合(f_mol)の変化。横軸の0kpcはペルセウスアームでは銀経108°.5、カリーナアームでは銀経293°.0に対応する。3.分子ガスの動径分布(空間スケール>1kpc)

　銀河系中心からの距離R_Gによる分子ガスの性質の変化を調べた。銀河系内域では、R_G＝4-8.5kpcにおいてR_2-1/1-00.6-0.7とほぼ一定の値を示すのに対し、外域(R_G＝8.5-12kpc)ではR_2-1/1-00.6-0.9と大きくばらつくことがわかった。また、銀河系内域では、R_2-1/1-0が一定な中でも4kpcから8.5kpcに行くに従って比が緩やかに減少する傾向が見られるが、外域はその傾向を外挿できない高い値になっている。これは、銀河系外域では、内域に比べて比の高い(0.7)ガスの占める割合が高く、比の低い(<0.7)ガスの寄与が極端に減るためである。

　以上、銀河面サーベイの結果をまとめると、銀河系外域の分子ガスは以下の3つの特徴を示す。

　○単位分子ガス質量当たりのCO輝線強度が銀河系内域に比べて弱い。

　○CO輝線が強く、R_2-1/1-0が高いコンパクトな成分(分子雲、ピーク、アーム)と、その間にある、希薄でR_2-1/1-0が低い成分(分子間、ピーク間、アーム間ガス)とのコントラストが、特にペルセウスアームで大きい。

　○比の高い(0.7)ガスの割合が高く、比の低い(<0.7)ガスの寄与が極端に減る。

　即ち銀河系外域のように、CO輝線強度の弱い領域では、コンパクトな成分の間を埋める希薄な分子ガスからのCO輝線がきめわて弱いかまたは受からない。このような場所には分子ガスはないのだろうか。あるいは、存在するが、輝線で見えないだけなのだろうか、という新たな疑問が発生した。

(2)[CI]、C¹⁸O吸収線による低密度分子雲の観測

　励起されず輝線で見えないガスは、明るい連続波源を背景とした吸収線を検出することによって存在を知ることができる。そこで、(1)で出てきた疑問に答えるために、Sgr B2(M)方向の[CI]、C¹⁸O吸収線を、それぞれの波長で最大の集光力を持つ電波望遠鏡に観測提案を行い、予想通り検出に成功した。[CI]、C¹⁸O(J＝3-2,2-1)吸収線はハワイマウナケア山頂のJames Clark Maxwell Telescope(JCMT)で、C¹⁸O(J＝1-0)吸収線は野辺山宇宙電波観測所(NRO)45m鏡で観測した。C¹⁸Oだけでなく、[CI]の吸収線も観測したのは、中性炭素がCO、C⁺と並ぶ炭素の重要な存在形態であり、励起されていないCIの物理状態を調べることは、低密度分子ガスの性質を知る上で重要な手がかりとなるからである。連続波源を背景に[CI]の吸収線が検出されたのは、これが初めてである。

　図2にSgr B2(M)方向のCI吸収線の連続波源(on-continuum)位置でのスペクトル(a)と、連続波源からはずれた(off-continuum)位置でのスペクトル(b)を示す。吸収線の深さは光学的厚さ()と励起温度(T_ex)の2つのパラメータを含む輻射輸送の方程式で記述できるが、(a)と(b)とで連立方程式を解くことによってそれぞれの速度成分でとT_exを独立に求めた。図3に、Sgr B2(M)方向のC¹⁸O吸収線のJ＝2-1線のon-continuumプロファイル(a)、J＝1-0線のon-continuumプロファイル(b)、J＝1-0線のoff-continuumプロファイル(c)を示す。[CI]、C¹⁸Oともにon-continuum位置でV(LSR)＝-42,-46kms^-1に深い吸収が見られる。C¹⁸O(J＝1-0)off-continuum位置では-42kms^-1成分が輝線で見えている。この、3-kpcアームからきた2つの成分で、[CI]、C¹⁸Oそれぞれの、T_ex、柱密度Nを求めた。(C¹⁸O)はJ＝1-0、2-1、3-2でそれぞれ、0.8、0.3、0.02-0.1、T_ex(C¹⁸O)は〜2.7K、N(C¹⁸O)は(1-3)×10¹⁵cm^-2となった。この値からH₂柱密度を見積もるとN(H₂)＝(2.4±0.5)×10²²cm^-2となる。(CI)は〜1-2、T_ex(CI)は〜8-15Kと励起温度がC¹⁸Oや他の分子吸収線に比べて明らかに高い。N(CI)は(3-7)×10¹⁷cm^-2となり、[C¹⁸O]/[CO]＝500を仮定すると、[CI]/[CO]〜1である。

図2:Sgr B2(M)方向のCI吸収線の、on-continuum位置(a)とoff-continuum位置(b)でのプロファイル。図3:Sgr B2(M)方向のC¹⁸O吸収線のJ＝2-1(a)、J＝1-0(b)のon-continuum位置とJ＝1-0のoff-continuum位置(c)のプロファイル。

　さらに、吸収線が見える領域の物理パラメータを調べるために、CI、C¹⁸OのLarge Velocity Gradient(LVG)励起コードを作成して解析した。結果は、CI吸収線が見えているガスの水素個数密度はn(H₂)100-600cm^-3、C¹⁸Oの計算からはn(H₂)160cm^-3と、CS吸収線の解析結果と一致する。これらの吸収線は低密度の分子ガスからきていることがわかった。

　3-kpcアームで、これだけの分子ガスがあれば、これだけの輝線で受かるというXファクターの考え方を適用すると、10²K kms^-1の強度で輝線が受かるはずである。しかし、観測される積分強度は7K kms^-1にすぎない。つまり、3-kpcアームではCO輝線のみからでは、分子ガスの量を約20倍過小評価してしまうことになる。このことから、CO輝線で見えない分子ガスが大量に存在することが示唆される。

　本論文は4章からなり、第1章は、序論、第2章は、CO(J＝2-1)輝線による銀河系外域の広域サーベイ、第3章は[CI]、C¹⁸O吸収線による低密度分子雲の観測について、そして、第4章では総合的な結論が述べられている。

　銀河系に代表される円盤銀河の中の物質がどのような形態で存在するのかを知りたい、というのが著者の研究の動機である。銀河系の中の分子ガスについては、これまで主に、CO分子の輝線を用いて研究がなされてきたが、CO輝線強度の大きな領域、即ち銀河系の内側の領域に観測が偏る傾向があった。これは、その方が観測するのが容易であるためである。それでは銀河系の外域では分子ガスはどのような物理的な性質を持ち、どのように分布しているのであろうか。それを知るために、著者は、野辺山とラシヤ(チリ)にある2台の口径60cm電波望遠鏡を用いて自ら観測を行ない、ペルセウスアーム領域(銀河系第2象限)とカリーナアーム領域(第4象限)におけるCO(J＝2-1)輝線の空間強度分布を調べた。その成果が第2章に述べてある。

　まず、銀河系外域においてこの様な広域のサーベイが行なわれたが始めててあることを指摘しておく必要があろう。著者は、まず、CO(J＝1-0)輝線強度が(銀経、銀緯、速度)空間中で、一定のレベルを超える閉じた領域を一つの分子雲と見なし、ペルセウスアームで13個、カリーナアームで19個の分子雲を同定した。それについてビリアル平衡にあると仮定して質量を求めたところ、いずれの領域でも10^5-6であった。これは銀河系内域の巨大分子雲とほぼ同じである。つまり、銀河系の外域にも、いわゆる、巨大分子雲が多数存在していることがわかる。けれども、CO輝線の強度は銀河系内域の分子雲と比べて、高々40-80%しかないことが判明した。また、二つの領域における分子雲は決して同じではなく、遠赤外線光度と分子雲の質量の比から推定される星の生成効率(L_FIR/M_CO)はペルセウスアーム、カリーナアームで、各々、38±15、1.8±0.8(10^-3/)と、内域での値400(10^-3/)に比べて一桁以上小さく、二つの領域の間でも一桁の違いがある。つまり、銀河系外域の分子雲における星生成は内域よりも不活発であり、また、領域間の分散も顕著である。さらに、領域全体の積分したCO輝線強度の内、分子雲が占める割合はペルセウスアームで76%、カリーナアームで48%である。即ち、カリーナアームでは輝線強度の半分以上が分子雲以外のガスからきていることがわかる。

　著者は、次に、アームに沿ったガスの分布について調べた。その結果は特筆べきものがある。著者はペルセウスアーム、カリーナアームともに約1.5kpcおきにCO、HI(中性水素)輝線強度のピークが周期的に現れること、そしてCOとHIのピークがほぼ一致することを発見したのである。これは分子雲の成長を理解する上での画期的な発見といえよう。

　ペルセウスアームにはさらに注目すべき現象が見られる。即ち、CO輝線のピークに輝線強度が集中し、それ以外の領域、つまり、ピークとピークの間の領域におけるCO輝線はほとんど検出されない。HIの場合にはピーク以外の領域でも有意に輝線が観測されている。これは、銀河系外域における特徴的な現象であると著者は考える。即ち、銀河系外域のように、CO輝線強度の弱い領域では、コンパクトな成分の間を埋める希薄な分子ガスからのCO輝線がきめわて弱いかまたは受からない。これは、この領域に分子ガスが存在しないか、或は、存在しても輝線を出す物理状態にないかの、いずれかを示唆する。

　著者は次に、分子ガスが輝線を出さない状態で存在するのであれば、それは逆に明るい連続波源を背景とした吸収線で検出できるであろうと考えた。そこで、第3章においては、銀河系における低密度分子雲の吸収線観測の結果が報告されている。著者は、Sgr B2(M)(3kpcアーム)方向の[CI]、C¹⁸O吸収線を、ハワイマウナケア山頂のJCMTと野辺山宇宙電波観測所(NRO)45m鏡で観測し、見事にこれらの吸収線の検出に成功した。著者は、吸収線が見える領域の物理パラメータを調べるために、CI、C¹⁸Oの大規模な速度勾配を考慮した励起コードを作成して、観測データを解析した。その結果、CI吸収線が見えているガスの水素個数密度はn(H2)100-600cm^-3、C¹⁸Oの計算からはn(H2)160cm^-3という値が得られた。これは、これらの吸収線は低密度の分子ガスからきていることを意味する。3kpcアームで、これだけの分子ガスがあるにもかかわらず、CO輝線強度は理論値の約20倍低い。このことから、銀河系にはCO輝線で見えない分子ガスが大量に存在することが示唆される。

　以上の観測結果を踏まえて、著者は「銀河系には、CO輝線では見えない分子ガスが多量に存在する可能性が高い」と結論している。これまで、分子ガスの検出はCO輝線の強度を唯一の手がかりとして進められてきた。けれども、本研究が明らかにしたように、それは高密度の分子ガスのみの検出であり、銀河にはさらに多量の低密度の分子ガスが存在するということになれば、本研究が星間ガス、星生成、銀河の形成と進化の研究に与える影響は甚だ大きいといわざるをえない。

　なお、本論文第2章は、長谷川 哲夫、半田 利弘、林 正彦、阪本 成一、岡 朋治、瀬田 益道、そらい 和夫、森野 潤一、澤田 剛士との共同研究であり、第3章は、長谷川哲夫、Glenn J.Whiteとの共同研究であるが、論文提出者が主体となって分析及び検証を行なったもので、論文提出者の寄与が十分であると判断する。

　したがって、博士(理学)の学位を授与できると認める。