银河系核球中的弥散分子成分

背景：银河系中心区域中央分子区（CMZ）中的大部分分子气体显示出较高的动力学温度，从最冷和最致密区域（$n\sim 10^{4-5}$ cm$^{-3}$）的 $>20$ K 到密度约为 $n\sim 10^3$ cm$^{-3}$ 区域的 100 K 以上。最近，通过对 H$_3^+$ 的吸收观测发现了一种更弥散、更热（$n \sim 100$ cm$^{-3}$，$T\sim 250$ K）的气体成分。该成分可能在银河系中心广泛存在，甚至在 CMZ 之外穿过银河系延伸核球的视线方向上也可能存在可通过吸收探测到的低密度气体。目标：我们旨在利用对吸收中可见的 3 毫米分子跃迁的观测来观测并表征弥散和低密度气体。方法：利用阿塔卡马大型（亚）毫米波阵列（ALMA），我们观测了类星体 J1744-312 前方的吸收线，该类星体位于银河系核球区域 $(l,b)=(-2{^\circ}.13,-1{^\circ}.0)$，但在主要分子复合体之外。结果：针对类星体 J1744-312 的 ALMA 吸收观测揭示了低密度分子云（推测为弥散云）中丰富而复杂的化学性质。我们探测到了三个速度分量，分别位于 $\sim$ 0、$-153$ 和 $-192$ km s$^{-1}$。$\sim 0$ km s$^{-1}$ 的分量可能代表银河系盘中的气体，而 $-153$ 和 $-192$ km s$^{-1}$ 的速度分量可能源自银河系核球。我们在巡天中探测到了 12 种分子，但在银河系核球气体中仅探测到 7 种。