Stellar Wind-Blown Bubbles as Environments for Late-Time Rebrightening of Gamma-Ray Burst Afterglows
Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；Xiamen University（厦门大学）；Guilin University of Technology（桂林理工大学）；University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；Guangxi University（广西大学）
研究通过结构喷流在恒星风吹出的气泡环境中传播，解释伽马射线暴延迟再亮化现象，并揭示喷流的高磁化特性。
2026-01-10 astro-ph.HE
Particle acceleration, escape and non-thermal emission from core-collapse supernovae inside non-identical wind-blown bubbles
本文使用RATPaC代码随时间模拟了不同大质量前身星（20和60 Msol）核心坍缩超新星遗迹在星风泡内的流体动力学膨胀与粒子加速过程，揭示了环境结构对粒子能谱软化和辐射形态差异的关键影响。
2024-08-28 astro-ph.HE
The impact of circumstellar wind-blown bubbles on the dynamics of pulsar wind nebulae and supernova remnants
Gran Sasso Science Institute (GSSI)（格兰萨索科学研究所）；INFN-Laboratori Nazionali del Gran Sasso (LNGS)（意大利国家核物理研究院格兰萨索国家实验室）；IRAP, Université de Toulouse, CNRS, CNES（图卢兹大学、法国国家科学研究中心、法国国家空间研究中心天文物理研究）
该研究通过一维流体力学模拟，发现星周风泡会显著增大脉冲星风云尺寸与能量，解释了部分脉冲星风云尺寸偏大、其母超新星遗迹未被探测的现象。
2026-08-26 astro-ph.HE
Shape and evolution of wind-blown bubbles of massive stars: on the effect of the interstellar magnetic field
大质量恒星的恒星风在其祖先周围产生了大（>10 pc）的气泡。当这些气泡膨胀时，它们会遇到星际相干磁场，该磁场根据其强度可以影响气泡的形状。我们希望研究星际磁场是否以及在多大程度上对大质量恒星周围的膨胀的星周气泡的形状有贡献。我们使用MPI-AMRVAC代码，使磁流体动力学模拟的气泡，使用一个单一的明星模型，结合几个不同的磁场强度：B = 5，10，和20 μ G的星际磁场。这涵盖了在银盘和凸起中发现的星际磁场的典型场强。此外，我们提出了两个模拟，包括5 μ G的星际磁场和10,000 K的星际介质和两个不同的ISM密度，以证明如何结合磁场与其他外部因素影响的形态的拱星气泡。我们的研究结果表明，低磁场，如发现在银盘，抑制在垂直于该领域的方向上的拱星气泡的增长。结果，气泡变成卵形，而不是球形。强的星际场，如银河系凸起所观察到的，可以完全阻止气泡在垂直于场的方向上的膨胀，导致管状气泡的形成。当与温暖的高密度ISM相结合时，气泡的尺寸大大减小，导致气泡内部临时特征的演变发生戏剧性的变化。星际介质的磁场会影响星周气泡的形状。这种效应可能会对星周星云和超新星遗迹的形状和演化产生影响，这些星云和超新星遗迹是在主风吹气泡内形成的。
2015-09-17 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Suzaku X-ray Observations of the Fermi Bubbles: Northernmost Cap and Southeast Claw Discovered with MAXI-SSC
我们报告了2013年获得的可能与费米泡相关的大尺度X射线结构的朱雀观测结果，总持续时间约为80 ks。观察到的区域为：（i）在最近由MAXI-SSC提供的中波段（1.7-4.0 keV）图中看到的北帽（N-cap; l ~ 0 deg，45 deg < b < 55 deg）和（ii）在ROSAT全天空图和MAXI-SSC低波段（0.7-1.7 keV）图中看到的东南爪（SE-claw; l ~ 10 deg，-20 deg < b < -10 deg）。在每个区域中，我们检测到扩散的X射线发射，其由三组分等离子体模型表示，所述三组分等离子体模型由来自局部气泡的未吸收的热组分（kT ~ 0.1 keV）、代表星系晕的吸收的kT = 0.30+/-0.05 keV的发射和由于各向同性宇宙X射线背景辐射的幂律组分组成。SE爪中GH分量的发射测量显示出超过周围发射2度的约2.5倍。在编译了来自朱雀和斯威夫特的其他档案数据后，我们还发现整个N-cap的1.7-4.0 keV计数率广泛过剩。N-cap数据的光谱叠加分析表明存在另一个热分量，kT = 0.70（+0.22，-0.11）keV。星系晕的kT ~ 0.3 keV的温度高于费米泡附近普遍存在的kT ~ 0.2 keV的温度，甚至可能更高（~ 0.7 keV）。我们讨论我们的研究结果的背景下，泡沫晕相互作用。
2015-02-04 astro-ph.HE hep-ph
Thermal and chemical properties of the eROSITA bubbles from Suzaku observations
本研究利用Suzaku卫星观测分析eROSITA泡，发现其壳层X射线辐射符合双温热模型，亮源因为气体密度更高而非温度更高，排除绝热激波假说，且化学元素比支持恒星反馈起源模型。
2023-05-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
Discovery of a Wind-Blown Bubble Associated with the Supernova Remnant G346.6-0.2: A Hint for the Origin of Recombining Plasma
我们报告的CO和HI研究的混合形态超新星遗迹（SNR）G346.6 $-$ 0.2。我们发现一个风吹泡沿无线电连续壳的膨胀速度为$\sim10$公里秒$^{-1}$，这可能是由强大的恒星风从高质量的SNR祖。CO/HI泡在$V_\mathrm{LSR} = -82$ - $-59$ km s $^{-1}$的径向速度也与激波激发的1720 MHz OH脉泽的径向速度一致。东北壳层的分子云显示出$\sim60$ K的高动力学温度，表明发生了激波加热。HI吸收研究表明，G346.6 $-$ 0.2位于银河系中心的远侧，SNR的运动学距离为$11.1_{-0.3}^{+0.5}$ kpc。我们发现CO谱线强度与复合等离子体的电子温度没有特定的相关性，这意味着G346.6 $-$ 0.2中的复合等离子体可能是绝热冷却产生的。通过对星际质子密度280 cm $^{-3}$和γ射线光度$< 5.8 \times 10^{34}$ erg s $^{-1}$的估算，得到了加速宇宙线总能量$W_{\rm p} < 9.3 \times 10^{47}$ erg。年龄- $W_{\rm p}$关系与其他SNR的比较表明，G346.6 $-$ 0.2中的大部分加速宇宙射线已经从SNR壳层逃逸。
2021-08-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
S 308 and other X-ray emitting bubbles around Wolf-Rayet stars
本文利用SRG/eROSITA全天巡天数据首次完整呈现沃尔夫-拉叶星WR 6周围气泡S 308的X射线图像和光谱，并用双温度非平衡等离子体模型拟合，同时为22个光学/红外气泡给出X射线流量上限。
2023-11-29 astro-ph.HE
Beyond Strömgren Spheres and Wind-Blown Bubbles: An Observational Perspective on H II Region Feedback
大质量恒星产生大量的紫外线辐射，超过莱曼极限，光致电离的星际介质（ISM）和产生H II区。作为强的复合和禁止线发射，红外连续谱和热（自由）无线电连续谱的来源，H II区域作为银河系和外部星系中大质量恒星形成的容易观测的信标。与超新星一样，H II区域是恒星形成星系的主要反馈源，将辐射和机械光度注入ISM。H II区域可能比超新星更重要，因为它是通过冷云核心的局部压缩而形成恒星的触发器。在这篇评论中，我给了一个广泛的概述H II区域的结构和时间演化，强调并发症的多波长观测揭示的理论图片。我讨论了最近的争议，围绕占主导地位的反馈机制30剑鱼座，最明亮的H II区域的本地组。我总结了来自银河系计划（MWP）的第一批结果，该计划通过招募> 35，000名“公民科学家”搜索斯皮策太空望远镜的气泡状结构调查图像，产生了数千个候选银河系H II区域的新目录。MWP和类似的大型星表使经验研究银河系H II区域的演化在整个范围内的光度和触发恒星形成的统计研究。
2012-02-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
Diffuse x-ray emission from the northern arc of loop I observed with suzaku
费米泡发现后，人们讨论了射电到X射线观测到的巨大结构，认为它们是银河系中心（GC）过去活动的可能证据。我们在这里报告的分析朱雀数据指向周围的环I弧。弥散X射线辐射可以用三分量模型来描述：（1）来自局部热泡（LHB）和/或太阳风电荷交换（SWCX）的kT ~ 0.1 keV的未吸收热等离子体，（2）被认为是来自环I和星系晕（GH）的贡献的吸收热等离子体，（3）代表宇宙X射线背景的吸收幂律分量。吸收的热等离子体的温度沿回路I（“ON”区域）聚集在0.30 ± 0.02 keV的范围内，而在邻近气泡和回路I（“OFF”区域）的腔中，温度低约20%，为0.24 ± 0.03 keV。发射测量值（EM）沿银河系纬度变化，并与ROSAT在0.75 keV波段测量的计数率变化有很好的相关性。虽然中性气体的数量并不能决定性地限制到Loop I的距离，但观测到的EM值排除了该结构靠近太阳的假设;我们认为Loop I是一个遥远的，kpc的冲击加热GH气体结构。我们讨论了费米泡和Loop I弧的形貌明显不匹配的起源，提出了GC中的两步爆炸过程。
2018-06-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
XMM-Newton and Suzaku X-ray Shadowing Measurements of the Solar Wind Charge Exchange, Local Bubble, and Galactic Halo Emission
我们目前的结果从一个样本的XMM牛顿和朱雀观测的星际云，投下阴影的软X射线背景（SXRB）-第一个统一的分析，这样一个样本从这些任务。通过对阴影光谱和非阴影光谱的拟合，我们分离了SXRB的前景和星系晕成分。我们测试了不同的前景模型-两个太阳风电荷交换（SWCX）模型和本地气泡（LB）模型。我们还检查了不同的丰度表。我们发现，Anders & Grevesse（1989）丰度，通常用于以前的SXRB研究，可能会导致高估的前景亮度和晕温度。我们还发现，假设一个单一的太阳风电离温度的SWCX模型可能会导致不可靠的结果。我们比较了我们的前景发射的测量与预测的SWCX发射从一个顺利的太阳风，发现只有部分协议。使用现有的观测特定SWCX预测和各种合理的假设，我们将LB的OVII强度上限定为约0.8光子/cm ^2/s/sr（90%置信度）。比较使用SWCX和LB前景模型获得的晕圈结果表明，如果前景以SWCX为主并且亮度高于~1.5e-12 erg/cm^2/s/deg^2（0.4 - 1.0 keV），则使用LB前景模型可以使晕温度向上偏置，并且使0.5 - 2.0keV的表面亮度向下偏置~（0.2 - 0.3）e6 K和~（1 - 2）e-12 erg/cm^2/s/deg^2。类似地，比较来自不同观测站的结果表明，除了统计上的不确定性之外，晕温度和表面亮度的不确定性可能分别高达~0.2e6…
2015-05-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
Observational signature of a wind bubble environment for double neutron star mergers
在致密双星的内螺旋阶段，如果双星轨道运动产生的电磁辐射足够强，则可能在星际介质中形成风泡。因此，由双中子星合并引起的短伽马射线暴（SGRB）原则上会发生在风泡环境中，从而影响SGRB喷流的传播和余辉发射。通过对喷流驱动外激波的动力学和同步辐射的计算，揭示了SGRB的余辉光变曲线可能出现突变，且突变的观测时间与观测角度有关。这种光变曲线跳跃提供了一个观测信号，通过与引力波探测相结合，可以限制风泡的半径，然后限制双星电磁辐射的功率。
2019-05-23 astro-ph.HE
The soft X-ray background with Suzaku II: Supervirial temperature bubbles?
本文分析 130 个 Suzaku 软 X 射线背景观测，发现约半数光谱需加入约 0.8 keV 的超维里温度碰撞电离成分，且在猎户座–波江座超级气泡方向最强，可能源于银盘超新星反馈与星系喷泉。
2023-09-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
The many sides of RCW 86: a type Ia supernova remnant evolving in its progenitor's wind bubble
我们提出了一个详细的调查银河系超新星遗迹RCW 86使用XMM-牛顿X射线望远镜的结果。RCW 86可能是SN 185 A.D的残骸，SN 185 A.D是一颗超新星，可能在一个风吹的空腔内爆炸。我们使用的XMM-牛顿反射光栅光谱仪（RGS），以获得精确的温度和电离年龄的等离子体，这是一个指示的相互作用历史的残余与假定的腔。我们发现，光谱很好地拟合了两个非平衡电离模型，这使我们能够约束喷出物和星际物质等离子体的属性。此外，我们进行了EPIC MOS和pn数据的主成分分析，以找到具有特定光谱特性的区域。我们提出的证据表明，冲击喷出物，发射铁-钾和硅线发射，被限制在一个外壳的约2 PC宽度与扁球形形态。使用详细的流体动力学模拟，我们表明，一般的动力学和发射特性在不同部分的残留物可以很好地再现的Ia型超新星，在一个非球对称的风吹腔爆炸。我们还表明，这种腔可以创建一个单一的退化系统使用一般的风属性。我们的数据和模拟提供了进一步的证据，证明RCW 86确实是SN 185的残余物，并且可能是单一简并起源的Ia型爆炸的结果。
2014-04-22 astro-ph.HE
Super-virial temperature or Neon overabundance?: Suzaku observations of the Milky Way circumgalactic Medium
我们分析了朱雀和钱德拉观测的软漫射X射线背景向四个视线的目标，从银河系环星系介质（CGM）的特征的X射线发射。我们确定了CGM的两个热分量，一个处于$\rm kT = 0.176\pm0.008 ~keV$的均匀温度，另一个处于$\rm kT = 0.65-0.90~ keV$之间的温度范围。均匀的低温成分与银河系的维里温度（$ \sim10^{6}~ K$）一致。较热组分的温度与最近发现的（$\rm \sim 10^{7}~ K$ ; Das等人）相似。在blazar 1 ES 1553 +113的视线中，靠近费米气泡。或者，光谱可以用一个具有超太阳氖丰度的低温成分来描述，再次类似于1 ES 1553 +113视线中发现的成分。在$>4σ$的意义上需要额外的热组分或过量的Ne，但我们不能区分这两种可能性。这些结果表明，超维里温度的气体或增强的Ne丰度的暖热气体在CGM中是普遍的，而这些并不一定与费米泡。
2021-01-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
A hydrodynamical model of the circumstellar bubble created by two massive stars
大质量恒星风吹气泡的数值模型通常只考虑单个恒星的风。然而，由于大质量恒星通常是在星团中形成的，因此跟踪由几颗恒星形成的气泡的演化会更现实。我们开发了一个二维（2D）模型的两个大质量的恒星，一个40太阳质量的恒星和一个25太阳质量的恒星，并遵循它的演化。恒星之间的距离约为16 pc，被密度为每立方厘米20个粒子的冷介质包围。我们使用MPI-AMRVAC流体动力学代码来解决一个二维圆柱形网格上的流体动力学守恒方程，使用随时间变化的模型的风参数的两颗星。在恒星演化结束时（40和25太阳质量恒星分别为450万年和700万年），我们模拟了每颗恒星的超新星爆炸。每颗恒星最初都会产生自己的气泡。然而，当气泡膨胀时，它们合并，形成一个组合的非球面气泡。合并后的气泡随着时间的推移而演变，受到恒星风和超新星爆炸的影响。由两颗恒星产生的风吹气泡的演化与单颗恒星周围的气泡的演化不同。特别是，一旦其中一颗恒星爆炸，气泡太大，其余恒星的风无法维持，外壳开始解体。气泡内部缺乏热压力也改变了靠近剩余恒星的星周特征的行为。超新星包含在气泡内，气泡将部分能量反射回星周介质。
2012-04-18 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Hot bubbles of planetary nebulae with hydrogen-deficient winds. III. Formation and evolution in comparison with hydrogen-rich bubbles
本研究通过流体动力学模拟与12个行星状星云样本的观测对比，揭示了Wolf-Rayet型中心星贫氢风驱热泡的演化特性与富氢泡的差异，及其形成途径的多样性。
2024-01-29 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A Hadronic-Leptonic Model for the Fermi Bubbles: Cosmic-Rays in the Galactic Halo and Radio Emission
本文在强子模型下研究了费米泡的非热辐射。宇宙射线（CR）质子在气泡的前向激波处被加速。它们与星系晕中的背景气体相互作用，通过质子-质子相互作用产生$π^0$衰变的伽马射线和次级电子。我们遵循CR质子和电子的演化，通过计算它们的分布函数。我们发现，$π^0$衰变γ射线的光谱和强度分布与观测一致。我们预测，激波阵面位于费米泡的伽马射线边界的前面。这自然解释了在最近的朱雀观测中，在伽马射线边界处没有发现明显的热气体温度跳跃的事实。我们还考虑了在激波阵面的星系晕中背景CRs的再加速。我们发现，它可以显着影响费米泡的γ射线，除非背景CR的密度是$\lesssim 10$的银河系盘。我们指出，单独的次级电子不能产生所观察到的费米泡的射电辐射。然而，从气泡的最外层区域的无线电发射可以解释，如果电子直接加速在冲击波阵面的效率为质子的$\sim 0.1$ \%。
2014-05-20 astro-ph.HE
Gamma rays from red giant wind bubbles entering the jets of elliptical host blazars
在椭圆形宿主中的耀变体有一群红巨星围绕着它们的喷流。这些恒星可以携带大的风吹气泡进入喷流，通过气泡-喷流相互作用导致伽马射线发射。研究了椭圆星系中红巨星风形成的气泡穿透耀变体喷流时的相互作用动力学和伽马射线辐射。首先，我们描述了进入喷流的红巨星风泡的质量和穿透率。然后，这些气泡的动力学演化下的射流冲击进行了分析和数值计算，并在相互作用中加速粒子的辐射损失的特点。最后，在不同的喷流磁场，功率和洛伦兹因子下，估计了100 MeV以上的同步加速器和逆康普顿贡献。我们发现，一个分析动力学模型是一个合理的近似红巨星风泡喷流的相互作用。由这些风泡与射流相互作用产生的辐射可以具有高达1的占空比。对于现实的磁场，伽马射线可以从局部宇宙中的源中检测到，优选地从那些具有高洛伦兹因子（大约10）的源中检测到，并且这可能是这些源的相对常见的现象。对于与射流功率均分的磁场和高加速率，即使对于中等的洛伦兹因子（约为3），同步加速器伽马射线也可以被检测到，但是具有低得多的占空比。
2019-02-13 astro-ph.HE
Detection of a Radio Bubble around the Ultraluminous X-ray Source Holmberg IX X-1
我们提出了著名的超铝X射线源（ULX）Holmberg IX X-1的C和X波段射电观测，以前发现与光发射线星云几百pc的范围。我们最近对ULX的红外研究表明，一股喷流可能是在ULX位置探测到的红外过量的原因。利用卡尔G. Jansky甚大阵（VLA）在B配置，揭示了一个射电对应星云的存在，光谱斜率为-0.56，类似于其他ULX。重要的是，我们没有发现与ULX本身相关的未解决的无线电源的证据，我们设定了一个上限，任何5 GHz的无线电核心发射6.6 $μ$ Jy（$4.1\times10^{32}$ erg s $^{-1}$）。这比我们预期的要暗20倍，如果气泡是由射流激发的。如果喷流存在，它的核心成分不太可能是红外过量的原因，除非它是可变的。在超级爱丁顿源中预计的强风也可能在吹胀无线电泡沫中发挥重要作用。我们讨论了可能的解释的无线电/光学气泡，我们更喜欢喷气+风吹气泡的情况下类似的微类星体SS 433。
2020-06-09 astro-ph.HE
Global structure of isothermal X-ray emission along the Fermi bubbles
在我们之前的工作中（Kataoka et al. 2013，Tahara et al. 2015），我们发现在费米气泡边缘附近普遍观察到kT ~ 0.3 keV的吸收热X射线等离子体，并将这种发射解释为弱冲击加热的星系晕（GH）气体。在这里，我们提出了一个系统的和统一的分析档案朱雀（29点，6个新提出的）和雨燕（68点，49个新提出的）的数据在银河系内的星系|l| < 20度和纬度5度< |b| < 60度，覆盖整个范围的费米泡。我们发现等离子体温度恒定在kT = 0.30+-0.07 keV，而发射量度（EM）变化一个数量级，向银河系中心增加（即，低|b|），在北极支线（SPOT）、SE-爪和NW-丛特征处增强。kT ~ 0.30 keV等离子体的电磁场分布在南北气泡中是高度不对称的。虽然协会的X射线发射与气泡是不确定的，我们比较观察到的EM性能与简单的模型假设（一）一个充满的光环没有气泡，其气体密度遵循流体静力学等温模型（国王配置文件）和（ii）一个气泡中的光环，其中两个相同的气泡扩展到光环形成厚壳的扫晕气体。我们认为，在北部（b > 0度）的EM轮廓有利于（ii），而南部（b < 0度）是相当接近（i），但弱过剩的签名也清楚地检测到在南部一样，南极支线（SPS）。这种不对称性，如果是由于气泡，不能完全理解只有气泡的轴对银河系盘正常的倾斜，从而表明由于不同的环境/初始条件的不对…
2015-05-22 astro-ph.HE
X-ray and Gamma-ray Observations of the Fermi Bubbles and NPS/Loop I Structures
费米泡可能是由大量能量注入到银河系中心（GC）而产生的，要么是由活动星系核（AGN），要么是由大约1000万年前的核星爆。然而，与Loop I（一个在天空中跨越100度的无线电连续环）相关的弥散伽马射线发射的起源仍在争论中。环I的最北端，被称为北极支线（North Polar Spur，简称SPU），是最明亮的旋臂，甚至在ROSAT X射线星图中也清晰可见。本文综述了费米泡的X射线观测及其与双光子和Loop I结构的可能联系。使用统一的档案朱雀和雨燕数据的分析，我们表明，X射线等离子体与kT ~ 0.3 keV和低金属丰度（Z ~ 0.2 Z_太阳）是无处不在的气泡和环I，自然被解释为弱冲击加热的星系晕气体。然而，观察到的GC上方和下方的X射线发射气体的不对称性仍然没有得到解决;它不能完全解释为费米泡的轴倾斜到银河系盘法线。我们认为，γ射线和环I可能是在费米泡形成之前发生的大爆炸的不对称残留物，环I的软γ射线发射可能是由于加速质子的π ^0衰变或电子韧致辐射。
2018-02-21 astro-ph.HE
Towards an understanding of long gamma-ray burst environments through circumstellar medium population synthesis predictions
伽马射线暴（GRB）余辉的时间和光谱演化可以用来推断激波传播所经过的介质的密度和密度剖面。在长持续时间（核心坍缩）伽玛暴中，星周介质（CSM）被认为类似于一个被风吹的气泡，一个终端激波将星风和星际介质（ISM）分开。一个长期存在的问题是，平坦的密度分布，指示ISM，往往发现在较低的半径比预期的大质量恒星祖。此外，在高半径处的类似风的环境和在低半径处的类似ISM的环境的存在仍然是一个谜。在本文中，我们进行了“CSM人口合成”与长GRB祖恒星演化模型。风吹气泡的演变的分析结果进行调整，通过比较与网格的2D流体动力学模拟。排放半径的预测，ISM风环境，风和ISM密度的比例进行比较，最大的样本余辉衍生参数尚未编译，我们提供给社会。我们发现，高ISM密度约1000/cm 3最好重现观察。如果长伽玛暴发生在典型的ISM密度约为1/cm 3，那么理论和观测之间的差异将持续在人口水平。我们讨论了可能的解释的起源品种在长伽玛射线暴余辉，并为CSM建模的整体趋势，过度预测的终止冲击波半径。
2022-06-27 astro-ph.HE
Energy Spectra of the Soft X-ray Diffuse Emission in Fourteen Fields Observed with Suzaku
本文介绍了用朱雀观测到的十二个场的软漫射X射线发射，以及以前分析中的另外两个场。所有的星系都有65度< l < 295度的星系角，以避免来自非常明亮的漫射源的贡献，该漫射源从银河系中心延伸至少30度。朱雀星9个观测场的表面亮度在统计上与ROSAT全天巡天（RASS）值一致，在R45波段的差异上限为17 x 10^{-6} c s^{-1} amin^{-2}。Ovii和Oviii的强度彼此之间有很好的相关性，Ovii的发射在约2个光子s^{-1} cm^{-2 str^{-1}（LU）处显示出强度下限。高纬度的Oviii辐射与地面上方过量的Ovii辐射有密切的相关性，（Oviii强度）= 0.5 x [（Ovii强度）-2 LU]，这表明不同视线上的平均温度在约0.2 keV附近有一个狭窄的分布。我们认为Ovii的偏移强度来自太阳层太阳风的电荷交换，可能来自本地的热泡，而多余的Ovii（2-7 LU）是来自银河系更遥远的部分的发射。这个星系辐射的总辐射热光度估计为4 x 10^{39} erg s^{-1}，其特征温度可能与银河系的维里温度有关。
2009-05-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
Structure of magnetic fields in intracluster cavities
对星系团的观测显示，X射线空洞无处不在，推测是由活动星系核喷流吹出的。我们考虑这些腔的磁场结构。稳定性要求它们包含环形和极向磁场，而实际的配置应该在边界上有消失的磁场。对于非磁化等离子体中的轴对称结构，磁泡表面极向和环向磁场分量的连续性需要求解具有狄利克雷和诺依曼边界条件的椭圆梯度-沙夫诺夫方程。这导致了一个双本征值问题，与压力梯度和环形磁场的气泡的半径。我们已经找到了完全解析的稳定解。这一结果得到了数值模拟的证实。我们提出了合成的X射线图像和同步辐射发射轮廓，并评估辐射穿过气泡的旋转措施。
2010-08-31 astro-ph.HE physics.plasm-ph
The Interaction of the Fermi Bubbles with the Milky Way's Hot Gas Halo
费米泡是两个充满非热粒子的裂片，它们发射伽马射线，从银河系中心垂直延伸$\approx$ 10 kpc，形成于Sgr A* 上的核恒星形成或吸积活动。模拟预测的冲击强度范围内的气泡扩展到周围的热气晕分布（$T_{halo} \approx 2 \times 10^6$ K），但在能量，年龄和热气体结构的显着不确定性。气泡应包含温度在$10^6$和$10^8$ K之间的热气体，具有潜在的X射线特征。在这项工作中，我们约束气泡的热气体结构的OVII和OVIII发射线强度从档案XMM牛顿和朱雀数据建模。我们的发射模型包括一个热的热体积填充的气泡组件与伽马射线区域同空间，和一个外壳的压缩材料。我们发现，一个气泡/壳模型与$n \approx 1 \times 10^{-3}$ cm $^{-3}$和log（$T$）$\approx$ 6.60-6.70是一致的观察线强度。在一个连续的银河外流的框架中，我们推断泡沫膨胀率，年龄和能量注入率的$490_{-77}^{+230}$公里的$^{-1}$，$4.3_{-1.4}^{+0.8}$百万年，和$2.3_{-0.9}^{+5.1} \times 10^{42}$尔格的$^{-1}$。这些估计与Sgr A* 吸积事件而不是核恒星形成形成的气泡一致。
2016-07-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Two-Phase ICM in the Central Region of the Rich Cluster of Galaxies Abell 1795: A Joint Chandra, XMM-Newton, and Suzaku View
基于对X射线明亮星系团Abell 1795的高质量Chandra，XMM-牛顿和朱雀数据的详细分析，我们报告了两相团内介质（ICM）结构的明确证据，它由一个很酷的（具有温度T = 2.0- 2.2keV）和热（T = 5.0- 5.7keV）分量共存，并且至少在中心80 kpc中主导X射线发射。第三个弱发射分量（T = 0.8千电子伏）也检测到在最里面的144千秒差距，并归因于一部分的cD星系的星际介质（ISM）。解投影谱分析揭示了热相和冷相组分的平坦径向温度分布。这些结果与Xu等人（1998）报道的ASCA测量结果一致，并且类似于先前对半人马座星系团的发现（例如，Takahashi等人，2009年）。通过分析从Chandra数据创建的发射测量比率和气体金属丰度图，我们发现在50-100 kpc区域，冷相组分比热相组分更富集金属，这与M87中发现的结果一致（Simionescu et al. 2008）。冷相和热相ICM的共存不能仅通过活动星系核（AGN）的气泡抬升来实现。相反，两相ICM特性与cD电晕模型更好地协调（Makishima等人，2001）。（节录）
2012-02-15 astro-ph.CO astro-ph.HE
Fermi Bubbles Inflated by Winds Launched from the Hot Accretion Flow in Sgr A*
{ \it Fermi} LAT揭示了一对巨大的伽马射线泡。本文探讨了它们的形成机理。观测表明，位于银河系中心Sgr A* 的超大质量黑洞的活动比现在强得多。具体地说，一种可能性是，虽然Sgr A* 也处于热吸积状态，但在过去的$\sim 10^7$年中，吸积速率应该是$10^3-10^4$的$10^3-10^4$倍。另一方面，最近的热吸积流的MHD数值模拟明确地显示了强风的存在，并获得了它们的性质。基于这些知识，通过进行三维流体动力学模拟，我们在本文中表明，费米气泡可以膨胀的风发射的“过去”热吸积流在Sgr A*。在我们的模型中，Sgr A* 的活跃期需要持续约1000万年，它在不超过20万年前被淬灭。中央分子带（CMZ）包括在内，它使风的方向对准银河系的两极。粘性抑制瑞利-泰勒和开尔文-亥姆霍兹不稳定性，并导致气泡边缘的平滑。气泡的主要观测特征可以得到很好的解释。具体地说，{ \it ROSAT}的X射线特征被解释的冲击星际介质和风和CMZ气体之间的相互作用区域。在我们的模型中得到的热压力和温度与最近的{ \it朱雀}观测结果有很好的一致性。
2014-06-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
Direct Detection of Quasar Feedback Via the Sunyaev-Zeldovich Effect
类星体中热风反馈的性质和能量可以通过观测类星体风吹进星系际介质的热等离子体气泡引起的Sunyaev-Zeldovich效应（SZE）来约束。在这封信中，我们提出了证据，证明我们已经首次探测到这样一个气泡，与超亮类星体HE 0515 -4414有关。SZE探测通过与风处于相同位置角的延伸发射线气体的存在得到证实。我们的检测只出现在类星体的一侧，与热和动力学贡献相结合所产生的SZE信号一致。对风的能量的估计使我们能够将风的光度限制在理论预测的低端，约为类星体热光度的0.01%。然而，我们估计气泡的年龄约为0.1 Gyr，冷却时间约为0.6 Gyr，这意味着这些气泡可能有效地在类星体活动爆发之间提供反馈。
2019-02-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Probing hadronic gamma-ray and high-energy neutrino emission from Gaia DR2 star clusters
Friedrich-Alexander-Universität Erlangen-Nürnberg（埃尔朗根-纽伦堡大学）；Istituto Nazionale di Astrofisica, Osservatorio Astrofisico di Arcetri（国家天体物理研究所，阿切特里天文台）；Sapienza Università di Roma（罗马智慧大学）；Istituto Nazionale di Fisica Nucleare, Sezione di Roma（国家核物理研究所，罗马分部）；Instituto de Astrofìsica de Andalucìa, CSIC（安达卢西亚天体物理学研究所，西班牙高等科学研究理事会）；Erlangen Centre for Astroparticle Physics（埃尔朗根高能粒子物理中心）
本文研究了Gaia DR2星团作为银河宇宙射线源的潜力，通过模拟星团风终止激波和超新星残骸激波处的宇宙射线加速过程，预测伽马射线和中微子发射的二次通量，并探讨了未来观测的可能性。
2026-03-17 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The soft X-ray background with Suzaku: I. Milky Way halo
我们提供了从2005年到2015年在$75^\circ<l < 285^\circ$和$|b|>15^\circ$获得的130个朱雀观测数据的软X射线背景发射测量，覆盖了近一个太阳周期。除了标准的软X射线背景模型组成的本地热泡和银河系晕（MWH），我们包括一个热的碰撞电离平衡组件的温度为$\sim 0.8$ keV重现光谱的一个显着的分数的视线。然后，减少了MWH部件的排放测量与温度之间的关系的分散。在这里，我们排除了具有高计数率的时间范围，以最大限度地减少太阳风电荷交换（SWCX）的影响。然而，几乎相同的视线的光谱是不一致的。日光层SWCX排放可能会污染，并在MWH的温度和排放测量中产生偏差。排除太阳活动极大期附近的数据，并使用2009年底之前在$|b|>35^\circ$和$105^\circ<l<255^\circ$获得的数据，MWH的温度（0.22 keV）和排放测量（$2\times 10^{-3}~\rm{cm^{-6}pc}$）相当一致。在$|b|<35^\circ$，朝向银河系低纬度的发射测量的增加表明存在盘状形态成分。一个复合模型，其中包括盘状和球形形态组件也再现了观测到的排放量分布的MWH。在这种情况下，距离银河系中心几十千秒差距处的流体静力质量与银河系的引力质量一致。具有维里温度的等离子体可能以接近流体静力学平衡的方式填充银河系晕。假设气体的金属丰度为0.3太…
2022-09-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
Tidal disruption events as the origin of the eROSITA and Fermi bubbles
本研究通过三维水动力学模拟发现，银河系中心过去10-20 Myr内的规律性潮汐瓦解事件驱动的外流，能同时形成观测到的eROSITA气泡的X射线发射和Fermi气泡的γ射线发射。
2025-03-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
Jets blowing bubbles in the young radio galaxy 4C 31.04
我们报告发现的冲击分子和电离气体产生的喷流驱动的反馈在紧凑的射电星系4C 31.04使用近红外成像光谱。4C 31.04是一个$\sim 100$ pc双叶致密陡谱源，被认为是一个非常年轻的活动星系核。它由一个巨大的椭圆形的$\sim 10^{9}~\rm M_\odot$多相气体环核盘托管。我们使用高空间分辨率、自适应光学辅助的$H$ -和$K$ -带积分场Gemini/NIFS观测来探测（1）由$\rm H_2$的振转跃迁追踪的暖（$\sim 10^3~\rm K$）分子气相，以及（2）由[Fe II] $_{1.644~\rm μm}$线追踪的暖电离介质。[Fe II]的发射痕迹冲击气体喷射从磁盘平面的喷射吹泡$300-400~\rm pc$的直径，而$\rm H_2$发射痕迹冲击激发的分子气体在内部$\sim 1~\rm kpc$的环核盘。流体动力学模型表明，冲击气体和无线电发射的程度之间的明显差异，可以发生时，同步辐射发射等离子体的最明亮的区域暂时停止密集的团块，而不太明亮的等离子体可以渗透通过多孔ISM，并形成一个能量驱动的气泡，自由扩展出光盘平面。这个气泡充满了低表面亮度等离子体，由于灵敏度不足，在现有的4C 31.04 VLBI观测中看不到。喷射等离子体的额外径向流可能会在环核盘中渗透到$\sim \rm kpc$半径，驱动激波和加速气体云，引起$\rm H_2$发…
2019-02-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Thermal Structure and Chemical Enrichment of the North and South Polar Spurs: Supersolar N/O and Ne/O in the X-ray Plasma
Columbus State Community College（哥伦布州立社区学院）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；Center for Cosmology and Astroparticle Physics（宇宙学与高能粒子物理中心）；University of Miami（迈阿密大学）；Kavli Institute for Particle Astrophysics & Cosmology, Stanford University（斯坦福大学卡弗里粒子天体物理学与宇宙学研究所）；Instituto de Astronomia, Universidad Nacional Autonoma de Mexico（墨西哥国立自治大学天文学研究所）
研究通过分析存档数据和新观测结果，确定了北极极冠和南极极冠的热和化学特性，发现其具有超太阳丰度比，表明这些极冠可能是银河气泡的相反边缘，且化学性质表明恒星反馈在形成银河气泡中起重要作用。
2026-05-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
H.E.S.S. observations of massive stellar clusters
星团中存在超新星遗迹和脉冲星风星云，是极高能（VHE，E > 100 GeV）粒子的潜在加速场。此外，在星团中，粒子也可以被加速，例如在风吹气泡的边界处，在大质量双星系统中的碰撞风区中，或者在集体风或风/超新星（SN）喷出物情景的框架中。由于探测到VHE伽马射线向韦斯特伦德2发射，并假设类似的粒子加速机制在工作，韦斯特伦德1是一个更有希望的VHE伽马射线观测目标，因为与韦斯特伦德2相比，大质量恒星的含量和距离更有利于探测VHE伽马射线发射。给你，海珊。本文概述了对大质量星团的观测，特别着重介绍了银河系中质量最大的星团--韦斯特伦德1号。
2009-07-13 astro-ph.HE
Fermi-LAT detection of gamma-ray emission in the vicinity of the star forming regions W43 and Westerlund 2
大质量恒星形成区的粒子加速可以通过各种可能的发射方案进行，包括大质量沃尔夫-拉叶双星碰撞风区的高能伽马射线产生（这里是WR 20 a和WR 121 a），集体风情景，星团中风吹气泡边界处的扩散冲击加速度，和爆发现象从热恒星风进入星际介质。鉴于最近费米-LAT探测到HESS J1023-575（在Westerlund 2附近），我们研究了另一个非常高能量（VHE）的伽马射线源，HESS J1848-0145（在W 43附近），可能与一个大质量星团有关。考虑到多波长的数据，特别是TeV的伽马射线，我们研究了现有的证据表明，与Westerlund 2和W 43一致的伽马射线发射可能起源于大质量星团中由上述机制加速的粒子。
2011-09-22 astro-ph.HE
Deciphering the Nature of the Pulsar Wind Nebula CTB 87 with XMM-Newton
CTB 87（G74.9+1.2）是一个演化的超新星遗迹（SNR），拥有一个独特的脉冲星风星云（PWN）。X射线峰值与射电观测的峰值有偏移，位于射电星云的边缘。假设的脉冲星，CX 10 ~J201609.2+371110，首先被\textit{Chandra}解析，被一个紧凑的和更广泛的X射线星云包围。在这里，我们使用一个深{ \textit{XMM-Newton} }观测检查的形态和演化阶段的PWN和搜索的热发射预期从超新星壳或反向冲击与超新星喷出物的相互作用。我们没有发现从SNR的热X射线发射的证据，并放置在等离子体温度$kT\sim 0.8$ keV的0.05 cm $^{-3}$的电子密度的上限。其形态和光谱特征与一个$\sim$ 20千光年的遗迹PWN膨胀成恒星风吹泡的结果一致。我们还提出了第一个X射线光谱指数图从PWN和表明，我们可以重现其形态通过二维轴对称相对论流体动力学模拟。
2019-11-26 astro-ph.HE
Do We Detect the Galactic Feedback Material in X-ray Observations of Nearby Galaxies? - A Case Study of NGC 5866
星系周围发射热气体的X射线的主要来源之一是来自超新星的反馈（SNe），但大多数这种富含金属的反馈物质通常不能在X射线观测中直接检测到。这种缺失的星系反馈问题在早期型星系凸起中非常突出，那里几乎没有冷气体使SNe喷出物以较低的温度辐射出X射线域。本文介绍了一个深朱雀观测的S 0星系NGC 5866，这是相对丰富的分子气体作为一个S 0星系，并显示出显着的证据，冷热气体相互作用。通过联合分析朱雀和档案钱德拉数据，我们测量的Fe/O丰度比是$7.63_{-5.52}^{+7.28}$相对于太阳值。这一丰度比远高于螺旋星系，甚至在S 0和椭圆星系中最高。NGC 5866也同时具有最高的Fe/O丰度比和分子气体质量之间的小样本的气体贫乏的早型星系。铁预算的估计表明，NGC 5866可以保留一个比通常的分数更大，但远从Ia型SNe注入的铁的总量。我们还发现热气体温度从内晕到外晕逐渐升高，内晕的温度约为0.25keV，明显低于Ia型超新星加热的温度。这种低温可以最自然地解释为与冷热气体相互作用有关的额外冷却过程，如许多平面外尘埃丝的存在所表明的。我们的研究结果表明，大量的冷气体含量和存在的内部区域的冷-热气体相互作用的NGC 5866显着降低了比能量的SN喷出物，因此银河系外流的速度。因此，银河系可以保留相当一部分富含金属的反馈物质，使其不被吹出。
2015-07-24 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Hadronic acceleration in the young star cluster NGC 6611 inside the M16 region unveiled by Fermi-LAT: constraints on the acceleration efficiency
本文利用Fermi-LAT数据在M16区域发现与NGC 6611星团相关联的GeV辐射，通过建模恒星风终端激波加速与星风泡传播过程，将其解释为强子辐射，并将该星团的宇宙射线加速效率限制在约1%至4%之间。
2025-07-17 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Studying the Interstellar Medium and the inner region of NPS/Loop 1 with shadow observations toward MBM36
利用朱雀卫星对高密度分子云MBM 36（l~4°，b~35°）的阴影观测资料进行了分析。MBM 36位于一个相对较弱的3/4~keV波段的区域，与周围的环/环1结构和银河系隆起相比。MBM 36区域中高密度和低密度目标之间的对比度允许人们将软漫射X射线背景的本地和远程贡献者分开，与单点观测相比，提供了更好的单个组件的表征。我们确定了两个非本地热分量，一个在kT~0.12 keV和kT~ 0.29 keV。较冷的成分与银河系隆起高纬度地区的发射模型很好地匹配。较温暖的成分的发射与预测的模型一致，该模型预测，太阳系是由于来自银河系中心的超壳层。几何和压力计算排除了附近的气泡作为负责排放相关的气体。任何星系晕/环绕星系晕的辐射，如果存在的话，都会被其他成分所掩盖。我们还报告了大约0.9 keV的过量发射，可能是由于过量的NeIX。
2015-11-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
X-Ray Luminosity and Size Relationship of Supernova Remnants in the LMC
大麦云（LMC）有$\sim$ 60个已确认的超新星遗迹（SNR）。由于已知的距离为50 kpc，SNR的角尺寸可以转换为线性尺寸，并且它们的X射线观测结果可以用于评估X射线光度（$L_X$）。我们严格审查了文献中报告的LMC SNR的大小，以确定最合理的大小。这些尺寸和\emph{XMM-Newton}观测确定的$L_X$被用来研究它们之间的关系，以探索环境和进化对SNRs的X射线性质的影响。我们发现：（1）小的LMC SNR，大小从几个到10个pc，都是Ia型，具有$L_X>10^{36}$ ergs $^{-1}$。小核心坍缩（CC）SNR的稀缺性是CCSNe在其大质量祖先在其主序星阶段吹出的星际气泡的低密度内部爆炸的结果。(2)中等大小（10-30 pc）的CC SNR在$L_X$中表现出分叉，其中X射线亮SNR位于与分子云相关的环境中或包含恒星和脉冲星风星云的环境中，而X射线暗SNR位于低密度星际环境中。(3)大（尺寸$>$ 30 pc）SNR显示出$L_X$随尺寸衰减的趋势，尽管分散度很大。观察到的$L_X$和尺寸之间的关系可以帮助约束SNR演变的模型。
2018-08-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
An Expanding Shell of Neutral Hydrogen Associated with SN 1006: Hints for the Single-Degenerate Origin and Faint Hadronic Gamma-Rays
我们报告了新的HI观测Ia型超新星遗迹SN 1006使用澳大利亚望远镜紧凑阵列的角分辨率为$4.5' \times 1.4'$（$\sim$ 2 pc在假设的SNR距离为2.2 kpc）。在位置-速度图中我们发现了一个膨胀气体运动，其膨胀速度为$\sim$ 4 km s $^{-1}$，质量为$\sim$ 1000 $M_\odot$ .膨胀壳的空间范围大致与SN 1006相同。我们在这里提出一个假设，SN 1006爆炸内的风吹气泡由吸积风从一个白矮星和伴星组成的祖系统形成的，然后向前冲击已经到达风墙。这种情况与单退化模型一致。采用$\sim$ 25 cm $^{-3}$的平均星际质子密度，导出宇宙线质子$W_\mathrm{p}$的总能量仅为$\sim$ 1.2- $2.0 \times 10^{47}$ erg。这个小值与年龄小于$\sim$ 6 kyr的其他γ射线超新星遗迹的年龄和$W_\mathrm{p}$之间的关系是一致的。SN 1006中的$W_\mathrm{p}$值在下一个$\sim$ 5 kyr内通过宇宙射线扩散进入HI风壳层可能会增加到几十个$^{49}$尔格。
2022-05-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
