银河中心区域的分子云正面视图

我们提出一种方法，通过定量比较 2.6 mm CO 辐射线与 18 cm OH 吸收线，推导分子云在视线上的位置，并应用于银河系中心约 1 千分之一球体区域。基于若干简单且合理的假设，我们在无需运动学模型的情况下，推导了银河中心的 CO 亮度及其径向速度的正面分布。所得气体分布呈细长倾斜状，使得银河东侧(正方位角)的气体更靠近我们。气体分布以类似中心凝聚体为主，其显著尺寸为 500×200 pc。观察到一条脊狱结构，从中心凝聚体的一端延伸而来，尽管其细长形貌可能具有人工性。速度场显示出中心凝聚体中存在明显的非圆周运动。`扩张分子环' 特征对应于中心凝聚体周围的外围区域，银河东侧更靠近我们。这一特征与银河系中心约 1 千分之一球体气体运动受强烈 bar 模型势影响的图景相吻合。从 CO 多线分析中推导分子气体的局部压力分布。所得压力在中心 100 pc 处最高，在该区域气体正在积聚并形成恒星。