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우리은하 중심분자대(CMZ)는 은하 내 고밀도 분자가스의 대부분을 품고 있으면서도 별 형성률은 예상외로 낮은데, 연구자는 분자운 G+0.693-0.027을 대상으로 한 동위원소 연구 결과를 정리했다. 중수소 분별(D/H 비)에서는 따뜻하고 난류가 심한 CMZ 안에 온도 30K 이하의 차갑고 비교적 정적인 가스 성분이 존재함이 드러나, 극한 환경에서도 별 형성 초기 단계가 유지될 수 있음을 시사한다. 또한 HC3N과 HC5N을 이용한 새로운 12C/13C 측정값을 제시했으며, 이중 치환 13C 동위원소체에서 얻은 최초의 제약도 포함된다. 천문화학 모델로 동위원소 분별 효과를 보정한 결과 추정된 원소비는 약 37~48로 기존 CMZ 통용값(약 20)을 웃돌아, 은하 중심부가 은하 바(bar)를 따라 유입되는 화학적으로 덜 가공된 가스로 보충된다는 시나리오를 지지한다.
arXiv astro-ph.GA (은하)
은하 중심은 흔히 중심부 초대질량 블랙홀 궁수자리 A*(Sgr A*)와 동일시되지만, 블랙홀이 중력적으로 지배하는 범위는 우리은하 최내부 수 파섹에 그친다. 그 바깥에서는 핵성단(Nuclear Star Cluster), 핵원반(Nuclear Stellar Disc), 중심분자대(CMZ)가 점차 더 큰 규모에서 별과 가스의 역학을 좌우한다. 연구진은 이들 구성 요소의 상호작용을 이해하는 것이 우리은하의 역사를 재구성할 뿐 아니라 은하핵 일반을 해석하는 데도 핵심이라고 밝혔다.
arXiv astro-ph.HE (고에너지)
H.E.S.S.의 초고에너지(VHE) 감마선 관측 자료를 스펙트럼-형태 동시 분석한 결과, 은하 중심(GC) 리지의 방출은 1/r^α(α = 1.10 ± 0.05_stat ± 0.10_syst) 우주선 밀도 분포로 잘 재현되며 중심분자대(CMZ) 전역에서 유의미한 스펙트럼 변화가 나타나지 않아 은하 중심으로부터의 지속적 주입을 뒷받침한다. 연구진은 GC 리지 감마선 스펙트럼에서 3σ 이상의 곡률(꺾임)을 보고했고, 이는 모체 양성자의 꺾임 에너지 E_b ~ 15–50 TeV(차단 에너지 E_cut ~ 60–160 TeV)에 해당한다. 또한 펄서풍성운 G0.9+0.1 스펙트럼에서 약 5 TeV의 유의미한 차단을 확인했으며, 주입 지점이 은하 중심 부근으로 제한돼 아치스·퀸튜플렛 성단은 주요 기여원에서 배제됐다.
arXiv astro-ph.HE (고에너지)