银河系中心分子云的热状态：非光子驱动加热的证据

我们利用阿塔卡马探路者实验 (APEX) 12 米望远镜，同时观测了 218 GHz 处的 para-H_2CO 的 $J_{KaKc}=3_{03}-2_{02}$、$3_{22}-2_{21}$ 和 $3_{21}-2_{20}$ 跃迁，以确定银河系中心分子区 (CMZ) 致密气体的动力学温度。该图谱沿银河平面延伸约 40 角分 x 8 角分（约 100x20 pc$^2$），线性分辨率为 1.2 pc。三条谱线中最强的 H_2CO ($3_{03}-2_{02}$) 跃迁被发现广泛存在，其发射显示出与氨相似的空间分布。para-H_2CO 的相对丰度为 0.5-1.2 $\times 10^{-9}$，这与低频 H_2CO 吸收线的结果一致。推导出的单个分子云的气体动力学温度范围从 50 K 到超过 100 K。虽然未发现动力学温度随距银河系中心 (GC) 角距离增加而（递减）的系统趋势，但最高温度 ($T_{kin} > 100$ K) 的云均位于核区附近。对于致密云外的分子气体，平均动力学温度为 65$\pm$10 K。银河系中心区域大尺度上分子云的高温可能是由湍流能量耗散和/或宇宙射线而非光子驱动的。这种分子气体的非光子驱动热状态为超亮红外星系 (ULIRGs) 中更遥远的剧烈星爆提供了极好的模板。