3-D CMZ II: 中心分子区层次结构分析

中心分子区 (CMZ) 是我们银河系核心的中性气体大型储库，连接从银河系尺度流入的气体与中心核。关于其3-D结构、星形成性质以及在调节气体流入方面的作用，仍存在关键性未解决问题。本文我们利用来自论文I (Battersby 等, submitted) 的柱密度图识别出CMZ中离散结构的层次结构。我们计算了每个结构的物理属性 ($N$(H$_2$), $T_{\rm dust}$, 质量, 半径) 和运动学属性 (HNCO, HCN, 和 HC$_3$N矩)，以及其孔辐射率和星形成率 (SFR)。我们将这些属性与银河系盘内区域以及外部星系进行比较。尽管CMZ整体处于 Gao-Solomon 稠密气体星形成关系之下，且在Schmidt-Kennicutt关系中持续良好，但单个在分子云尺度上的结构通常遵循这些星形成关系，与其他银河系和外部星系区域良好一致。我们发现，单个CMZ结构需要较大的外部压力 ($P_e$/k$_B$ $> 10^{7-9}$ K cm$^{-3}$) 才能被视为受束，但简单估计表明大多数CMZ分子云尺度结构与压力受限的virial平衡相一致。我们对内100 pc、SgrB2 以及CMZ外100 pc的柱密度概率分布函数 (N-PDF) 进行幂律拟合，以及几个单个分子云结构，发现其幂律斜率 ($-9<\alpha<-2$) 通常比文献中 ($-6 < \alpha < -1$) 更陡峭。