银河系中心云的温度结构——湍流气体加热的直接证据

我们星系中心的中心分子区（CMZ）是在类似于高红移星系的极端条件下研究恒星形成过程的最佳模板。我们对银河系中心的七个云观测了 218 GHz 和 291 GHz 处的 para-H$_{2}$CO 跃迁的 on-the-fly 图。结合对气体密度敏感的 H$_{2}$CO(3$_{2,1}-$2$_{2,0}$)/H$_{2}$CO(3$_{0,3}-$2$_{0,2}$) 和 H$_{2}$CO(4$_{2,2}-$3$_{2,1}$)/H$_{2}$CO(4$_{0,4}-$3$_{0,3}$) 积分强度线比与辐射转移模型，我们生成了目标的气体温度图。这些跃迁对密度为 $\sim$10$^{5}$ cm$^{-3}$ 且温度 <150 K 的气体敏感。我们源中测得的气体温度均高于（>40 K）其尘埃温度（$\sim$25 K）。我们的目标具有复杂的速度结构，需要仔细解开不同分量的缠绕。我们为每个速度分量生成了温度图，并表明各分量的温度不同，揭示了云中的温度梯度。结合温度测量与 H$_{2}$CO(4$_{0,4}-$3$_{0,3}$)/H$_{2}$CO(3$_{0,3}-$2$_{0,2}$) 的积分强度线比，我们将此暖气体的密度限制在 10$^{4}-$10$^{6}$ cm$^{-3}$。我们发现主 H$_{2}$CO 谱线的线宽与气体温度呈正相关，这是湍流气体加热的直接证据。我们的数据与密度为 n = 10$^5$ cm$^{-3}$ 的湍流加热模型一致。