银河系的 CO 与 HI 旋转曲线

利用分子气体分布在内盘而 HI 分布在外盘的事实，我们通过组合 HI 和 CO 位置速度图推导出最为完整采样的旋转曲线。我们显示，内旋转曲线在中心几百 pc 区域内呈现急剧上升。若不假设中心具有尺度半径为 100--200 pc 且质量为 $\sim 3-5\times 10^{9}\Msun$ 的中心质量成分，则无法拟合旋转曲线。这意味着约 100 pc 中心区域的恒星质量密度可达数百 $\Msun{\rm pc}^{-3}$，这在单个星系盘和 bulge 的情况下仅为数个 $\Msun {\rm pc}^{-3}$ 级别。这种在 bulge 内部的同心多组分结构（“b bulge in bulge”）可能对银河系中心区域的动力学演化具有关键意义。由于分子气体分布与光学盘紧密相关，CO 线可用于线宽-光度（Tully Fisher）关系，此外也可以取代（或作为）HI 线。我们表明，CO 线宽-光度关系可成为一种强大的常规方法，用于推导宇宙遥远银河系的距离以及该宇宙的哈勃参数。通过将 CO 线宽-光度关系应用于大口径毫米波望远镜获取的 CO 线数据，我们推导了距离为 $cz \sim 20,000$ 的银河系。为测量倾角和星 magnitudes，我们使用 CFHT 3.6 米望远镜对这些 CO 检测到的银河系进行高分辨率光学成像观测。射电数据和光学数据已被结合，用于推导这些银河系的距离。我们进一步通过应用 CO 线推导了这些银河系的哈勃比率。