The Fermi bubbles from stochastic acceleration of electrons in a Galactic outflow
费米泡的发现--在银河系中心上方和下方的GeV伽马射线中看到的一个巨大的双叶结构--意味着在盘的$\sim 10 \, \text{kpc}$处存在一个巨大的高能粒子库。没有证据表明与气泡边缘重合的强烈冲击，以及多波长观测的限制指向湍流随机加速作为可能的加速机制。我们研究了银河系中心大规模外流中电子随时间的加速。首次给出了粒子动力学方程的详细数值解，包括加速、输运和相关的能量损失过程。我们还考虑到在气泡的冲击波的电子的冲击加速度的增加。拟合观测到的光谱和表面亮度分布的气泡允许确定的输运系数，从而脱落的费米气泡的起源光。
2018-08-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Double-Episode Jet Genesis of the eROSITA and Fermi Bubbles
Henan Normal University（河南师范大学）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Tianfu Cosmic Ray Research Center（天府宇宙线研究中心）；Guizhou University（贵州大学）；Handan University（邯郸学院）；Nanjing Normal University（南京师范大学）
通过模拟发现，银河系中心两次间歇性AGN喷流产生eROSITA和费米气泡，解释其多波段特性。
2026-03-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
Fermi and eRosita bubbles as relics of the past activity of the Galactic black hole
新发射的X射线卫星eRosita最近发现了两个巨大的气泡，它们在银河系中心的上下约80度处延伸。这些“eRosita气泡”的形态与费米伽马射线太空望远镜先前发现的费米气泡及其对应物微波烟雾有着惊人的相似之处。这些引人注目的结构的物理起源一直存在激烈的争论;然而，由于它们关于银河系中心的对称性，它们可能起源于过去银河系中心的一些能量爆发。在这里，我们提出了一个理论模型，其中eRosita气泡，费米气泡，和微波烟雾可以同时解释一个单一的事件，从中央超大质量黑洞的喷流活动几百万年前。使用数值模拟，我们表明，该模型可以成功地再现所观察到的气泡和烟雾的形态和多波长光谱，这使我们能够推导出对爆发的能量和时间尺度的关键约束。这项研究是我们理解银河系过去银河系中心活动的重要一步，并可能在星系形成的背景下为更广泛的超大质量黑洞-星系共同演化带来有价值的见解。
2022-03-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
Fermi bubbles as a source of cosmic rays above 10^{15} eV
费米泡是最近由费米大天区望远镜发现的一种在银河系中心南北延伸的巨大的伽马射线结构，其特征尺寸为10 kpc量级。在费米泡覆盖的区域中，无线电和伽马射线发射之间的良好相关性意味着该区域存在高能电子。由于这种能量的相对论性电子从银河系源一路向费米泡行进相对困难，因此可以假设它们在原地加速。相应的加速机制也会影响银河系中相对论质子的分布。由于质子的寿命要长得多，这种效应甚至可以在地球附近观察到。在我们的模型中，我们认为费米泡是由电子在一系列冲击波上的加速产生的，这些冲击波是由于超大质量黑洞Sgr A* 周期性吸积恒星而产生的。我们建议，强子CR的“膝盖”内观察到的CR光谱产生的银河系超新星遗迹分布在银河系盘。这些粒子在费米泡中的再加速产生了超过膝盖的CR。这个模型提供了一个自然的解释所观察到的CR通量，光谱指数，并匹配的光谱在膝盖。
2014-12-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Fermi Bubbles: Supersonic AGN Jets with Anisotropic Cosmic Ray Diffusion
费米伽马射线太空望远镜揭示了银河系中的两个大气泡，它们在银河系中心（GC）的上方和下方几乎对称地延伸约50度。使用三维（3D）磁流体动力学（MHD）模拟，该模拟自洽地包括宇宙射线（CR）和热气体之间的动力学相互作用以及沿着磁场线的各向异性CR扩散，我们表明，观测到的伽马射线泡和空间相关的X-射线泡的关键特征，ROSAT 1.5keV图中的射线特征可以用活动星系核（AGN）最近的喷流活动成功地再现。我们发现，在考虑到3D气泡在天空中的投影后，气泡的物理高度可以比以前想象的要小得多，大大减少了气泡的形成时间。这个相对较小的气泡年龄是需要调和的模拟与上限的气泡年龄估计从高能电子的冷却时间。不需要额外的物理机制来抑制大规模的流体动力学不稳定性，因为演化时间太短，他们的发展。模拟的CR气泡是边缘增亮的，这与观察到的投影平面亮度分布一致。此外，我们表明，所观察到的气泡的尖锐的边缘可以是由于各向异性CR扩散沿磁场线，在其超声膨胀过程中悬垂周围的气泡，抑制垂直扩散整个气泡表面。费米泡向西轻微弯曲的可能原因也进行了讨论。
2012-10-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
Simulating the Formation of the Young "Fermi Bubbles" in the Circinus Galaxy
Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Tianfu Cosmic Ray Research Center（天府宇宙线研究中心）；School of Physics, Henan Normal University（河南师范大学物理学院）；Center for Theoretical Physics, Henan Normal University（河南师范大学理论物理中心）；Centre for Astrophysics Research, University of Hertfordshire（赫特福德大学天体物理研究中心）；INAF - Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）
通过水动力学模拟发现，AGN喷流驱动的激波是Circinus泡和Fermi泡形成的主要机制，揭示了AGN喷流反馈在星系演化中的关键作用。
2026-01-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
Fermi-bubble bulk and edge analysis reveals dust, cooling breaks, and cosmic-ray diffusion, facilitating a self-consistent model
本文通过费米气泡从射电到γ射线的宽频带边缘分析，发现尘埃成分掩盖约35 GHz冷却拐折，并用Kraichnan扩散解释射电软化，从而支持强激波电子加速的自洽模型。
2024-03-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Fermi Bubbles as Starburst Wind Termination Shocks
在银河系内部100 pc的增强型恒星形成过程中，发射了一个类似M82的参数为1600 km/s $^{-1}$的超级风。与更强大的星暴风相比，风的冲压压力非常低。我表明，晕气体停止风几千秒差距的银河系中心。我认为，终止激波加速了宇宙射线，由此产生的逆康普顿伽马射线就是可见的费米泡。这些气泡是风的气泡，恒星暴可以在1000万年内膨胀。只要星暴持续，它们就能保持稳定状态。冲击波可以加速PeV电子和EeV质子。气泡可能是星系际介质中星系风终止激波的类似物。我讨论了这种模式的优点和存在的问题。我注意到，任何来自Sgr A* 的喷流在到达晕气体之前都必须穿过星暴风泡，这可能会影响这种喷流的早期演化。
2014-08-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Multi-wavelength features of Fermi Bubbles as signatures of a Galactic wind
使用流体动力学模拟，我们第一次表明，在银河系中心的恒星形成的插曲，与恒星形成率（SFR）$\sim 0.5$ M $_\odot$年$^{-1}$为$\sim 30$万年，可以产生类似于费米泡（FB）的泡沫，当从太阳的位置。FB的形态，范围和多波长观测，特别是X射线，限制了各种物理参数，如SFR，年龄和环银河系介质（CGM）密度。我们表明，CGM与银河风驱动的恒星形成在中心区域的相互作用可以解释所观察到的表面亮度和形态特征的X射线与费米泡。此外，假设宇宙射线电子通过冲击和/或湍流被加速{ \it in situ}，可以解释伽马射线发射的亮度和形态以及微波雾。在我们的模型中，冷团和暖团的运动学也与最近通过气泡观察到的吸收线相匹配。
2015-08-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
Fermi bubble simulations: black hole feedback in the Milky Way
$Fermi$伽马射线望远镜在银河系中心发现了一对气泡。这些结构在空间上与WMAP和普朗克卫星探测到的微波辐射相关。这些气泡很可能是由银河系中心一个超大质量黑洞附近发射的喷流膨胀而成的。使用MHD模拟，其中自洽包括宇宙射线和磁场之间的相互作用，我们建立模型的超音速喷流传播，宇宙射线运输，磁场放大内的$Fermi$气泡。我们的主要发现是：（1）基于我们模拟的合成$Fermi$伽马射线和WMAP微波光谱与观测结果一致，表明宇宙线轻子的单一种群可以同时解释光子能量范围内的发射;（2）如果模型中包含第二个更近的嵌入$Fermi$气泡中的喷流，则模型符合观测到的中心峰值微波发射。这与Su & Finkbeiner（2012）提出的基于观测的建议一致;（3）由于细长湍流涡旋引起的相对高水平的场有序，预计气泡的无线电发射将被强烈极化。这种效应是由喷流驱动的激波与预先存在的星际介质湍流的相互作用引起的;（4）在激波压缩区，气泡附近可能存在一层增强的旋转测度，但这种增强的程度取决于磁拓扑的细节。
2013-11-24 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
Particle acceleration and the origin of gamma-ray emission from Fermi Bubbles
费米LAT在银道面上方和下方发现了两个扩展的伽马射线泡。我们认为，它们的起源是由于在银河系中心（GC）的准周期恒星吸积到中央黑洞的能量释放。由这些过程产生的冲击传播到星系晕并加速那里的粒子。我们表明，加速到~10 TeV的电子可能是负责所观察到的伽马射线发射的气泡作为一个结果的逆康普顿（IC）散射的遗物光子。我们还认为，由于气泡中的激波比SNRs中的激波具有更大的长度尺度和更长的寿命，因此气泡可以产生能量> 10^15 eV的CR质子流。这可以解释膝关节以上的CR谱。
2011-09-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Fermi Bubbles Without AGN: Gamma-Ray Bubbles in MHD Galaxy Formation Simulations with Full Cosmic Ray Spectra
本研究通过MHD宇宙学模拟首次证明，恒星形成与超新星反馈即可产生类似费米气泡的伽马射线外流，无需活动星系核参与，并预测了多波段观测特征。
2025-10-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
Multi-wavelength Emission from the Fermi Bubble I. Stochastic acceleration from Background Plasma
我们分析了费米泡中的电子加速过程，以确定模型的参数和限制，这些参数和限制被认为是这些巨型射电和伽马射线结构的起源。在来自气泡的非热辐射的轻子起源的情况下，这些电子应该以某种方式在原位产生，因为高能电子的寿命相对较短，它们通过同步加速器和逆康普顿过程失去能量。有人认为，气泡中的电子可能是由恒星吸积到中心黑洞上的潮汐破裂产生的冲击加速的，或者是超新星遗迹喷射出的电子重新加速的过程。这些过程将在随后的论文中进行研究。在本文中，我们专注于研究原位随机（费米）加速的磁流体/超声湍流，其中电子可以直接从背景等离子体加速。我们发现，从背景等离子体的加速是能够解释所观察到的流量的无线电和伽马射线发射的气泡，但允许的参数的模型的范围是强烈的限制。
2014-05-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Fermi Bubbles. I. Possible Evidence for Recent AGN Jet Activity in the Galaxy
费米伽马射线太空望远镜揭示了银河系中的两个大的伽马射线气泡，它们在银河系中心（GC）的上方和下方延伸约50度（~ 10 kpc），并且关于银河系平面对称。使用轴对称流体动力学模拟与自洽处理的动力学宇宙线（CR）-气体相互作用，我们表明，气泡可以创建一个最近的活动星系核（AGN）喷流活动约1 - 3百万年前，这是活跃的持续时间约0.1 - 0.5百万年。双极喷流沿银河系自转轴射入星系晕。在GC附近，相对于周围的热气体，喷流必须是适度轻的，具有典型的密度对比度0.001 <~ η<~ 0.1。射流在能量上由动能主导，并且由于CR或热压力而过压，这引起横向射流膨胀，产生如观察到的胖CR气泡。气泡的尖锐边缘意味着CR在气泡表面上的扩散受到强烈抑制。喷流活动引起强烈的冲击，加热和压缩星系晕中的环境气体，这可能解释了气泡周围的ROSAT X射线壳特征。费米泡提供了可信的证据，最近强大的活动星系核喷流活动在我们的银河系，脱落的新见解的起源晕CR人口和渠道，通过大规模的黑洞在磁盘星系的增长过程中释放反馈能量。
2012-08-07 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
Giant Gamma-ray Bubbles from Fermi-LAT: AGN Activity or Bipolar Galactic Wind?
来自费米-LAT的数据揭示了两个大的伽马射线气泡，在银河系中心上下50度延伸，经度宽度约为40度。与这些气泡相关的伽马射线辐射具有比银河系盘中电子的IC辐射或质子-ISM碰撞产生的π介子衰变产生的伽马射线明显更硬的光谱（dN/dE ~ E^-2）。在气泡内部或南北气泡之间，光谱或伽马射线强度没有显着的空间变化。这些气泡在空间上与被称为WMAP霾的硬谱微波过量相关;气泡的边缘也与ROSAT X射线图中1.5-2 keV的特征一致。我们认为，这些银河伽马射线泡最有可能是由银河系中心的一些大事件的能量注入，如过去的吸积事件到中央的大质量黑洞，或在过去的核星暴~10万年。暗物质湮灭/衰变似乎不太可能产生WMAP和ROSAT中气泡的所有特征和相关信号;必须了解气泡，以便使用对银河系内部弥散伽马射线发射的测量作为暗物质物理学的探测。对气泡的起源和演化的研究也有可能提高我们对银河系内部最近发生的高能事件和高纬度宇宙射线群的理解。
2010-10-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Fermi Bubbles as a Scaled-up Version of Supernova Remnants
在这项研究中，我们把费米泡作为超新星遗迹（SNRs）的放大版本。这些气泡是通过银河系中心（GC）的超大质量黑洞（SMBH）或恒星暴增的活动产生的。宇宙射线（CR）在气泡的前向冲击中加速，就像SNR一样，这意味着我们无法确定气泡是由SMBH还是来自CR辐射的星爆产生的。我们遵循CR分布的演变通过求解扩散平流方程，考虑CR流的扩散系数的减少。在这个模型中，伽马射线是通过CR质子和星系晕中的气体之间的强子相互作用产生的。在GeV波段，我们可以很好地再现所观察到的伽马射线表面亮度的平坦分布，因为在激波后面留下了一些气体。由于激波后的高气体密度和扩散系数的降低，气泡的边缘相当尖锐。后者也有助于硬伽马射线光谱的气泡。我们发现，CR加速在冲击时已经开始时，气泡是小的，在GC的能量注入的时间尺度是远远小于气泡的年龄。我们预测，如果CR被加速到TeV制度，表观气泡的大小应该是更大的TeV带，这可以用来区分我们的强子模型从其他轻子模型。我们还介绍了中微子通量。
2013-08-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
Simulating the Fermi Bubbles as Forward Shocks Driven by AGN Jets
费米气泡是两个巨大的伽马射线气泡，位于银河系中心（GC）的上方和下方。尽管对泡沫进行了大量研究，但它们的起源和排放机制仍然难以捉摸。在这里，我们使用一套流体动力学模拟研究的情况下，宇宙射线（CR）的气泡主要是加速在前冲击驱动的一对相对喷流从Sgr A*。我们发现，一个活动星系核（AGN）喷流事件发生$5-6$ Myr前可以自然地再现气泡的双叶形态，和冲击后的气泡中的气体温度被加热到$\sim0.4$ keV，与最近的X射线观测相一致。前向冲击压缩热晕气体，在低纬度，压缩气体显示出X形结构，自然解释了ROSAT 1.5 keV图中的双锥X射线结构的形态和X射线表面亮度。CR加速是最有效的在头2个百万年期间的气泡的头部区域。相对喷流释放的总能量为$\sim 10^{55}$ erg，爱丁顿比为$\sim 10^{-3}$，这完全落在黑洞的热吸积流模式的范围内。我们的模拟进一步表明，在GC的球形风驱动的前向冲击通常会产生泡沫与更广泛的基础比观察到的，并不能重现在低纬度的双锥X射线结构。这表明，星暴风或活动星系核风不太可能是冲击场景中气泡的起源。
2020-04-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Analysis and implications of the spatio-spectral morphology of the Fermi Bubbles
Indian Institute of Technology Indore（印度德瓦尔学院）；Australian National University（澳大利亚国立大学）
利用无模板重建方法对费米气泡进行逐像素光谱分析，发现强子或轻子过程均能解释观测，但轻子模型要求电子能量密度随高度和边缘增加，不利于中心加速外流模型。
2026-06-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
Nested Fermi and eROSITA bubbles require very similar $\sim10^{56}$ erg collimated Galactic-center outbursts; their asymmetry indicates an eastern density gradient
Ben-Gurion University of the Negev（内盖夫本-古里安大学）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）
研究通过模拟发现，费米泡和eROSITA泡可能源于相似的高能爆发，其不对称性暗示东部密度梯度。
2026-04-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Unified Model of the Fermi Bubbles, Microwave Haze, and Polarized Radio Lobes: Reverse Shocks in the Galactic Center's Giant Outflows
银河系中心的巨大外流表现为三种不同的非热现象：i）从核发出并延伸到|b| ~ 50度的硬谱γ射线“费米泡”; ii）硬谱总强度微波（~ 20-40 GHz）“雾”延伸到费米泡下游的|b| ~ 35度;以及iii）陡峭频谱、极化、“S-通过”无线电（~ 2-20 GHz）波瓣，其包围气泡并延伸至|b| ~ 60度。我们发现，核外流膨胀一个真正的泡沫在每个银河系半球，具有经典的结构，向外工作，反向冲击，接触不连续性，向前冲击。膨胀到晕的有限压力中，并考虑到可观的冷却和重力损失，每个气泡的接触不连续性现在只是非常缓慢地膨胀。我们发现在两个半球的巨大的观测签名，反向冲击的高度约1千秒差距以上的核;他们的存在最终解释了上述所有三个非热现象。激波再加速宇宙射线电子的同步辐射解释了微波烟霞和极化射电瓣的光谱、形态和垂直范围。激波再加速的强子与接触间断内部形成的冷却凝聚中密度更大的气体之间的碰撞解释了大部分气泡的γ射线发射率。
2015-06-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
Fermi Bubbles and Bubble-like emission from the Galactic Plane
弥漫的伽马射线天空揭示了在银河系中心对称的银河平面上方和下方的发射“气泡”，在两个方向上的高度为10千秒差距。目前还没有令人信服的解释的起源。为了理解银河系中心（GC）的作用，我们必须研究圆盘内部的气泡光谱，这个区域由于前景广阔而被排除在以前的分析之外。从一个新的模板拟合，它允许在任何方向上的信号和前景的同时确定，我们发现，泡沫状的发射不仅发现在晕，但在银河系平面以及与纬度的宽度与分子云一致。的经度分布有一个宽度对应的银河酒吧与额外的贡献从盾牌半人马座手臂。泡沫的能谱与预测的贡献从CR被困在源（SCR）。能量学也很适合。因此，我们得出这样的结论：气泡状辐射具有强子起源，它来自于SCR，而晕中的气泡来自于平流气体中的强子相互作用。平流的证据是由来自气泡区热气的ROSAT X射线提供的。
2014-09-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Fermi Bubbles: Gamma-ray, Microwave, and Polarization Signatures of Leptonic AGN Jets
费米泡和微波雾的起源还有待确定。要理清不同的模型，需要在理论预测和多波长观测之间进行详细的比较。我们以前的模拟表明，费米泡的主要特征可以成功地再现最近的喷流活动从中央活动星系核（AGN）。在这项工作中，我们产生的伽马射线和微波地图和光谱的基础上模拟的宇宙线（CR）和磁场的性质，以检查是否可以解释所观察到的泡沫和烟雾排放轻子包含在活动星系核喷流。我们还研究了费米泡的极化特性的模型预测。我们发现：（1）假设气泡内的磁场与指数分布的环境场非常接近，则相同的轻子布居可以同时解释气泡和霾的发射，这可以通过环境场的混合以及随后的湍流场放大来解释;（2）微波廓线的中心峰值表明CR补充，这与较近的第二次急流事件的存在相一致;（3）由于激波后的细长涡拉伸了有序的径向磁力线，气泡内部呈现出高度的极化，在覆盖层内部也可以观察到高度极化的信号;（4）由于激波压缩层内气体密度的增加和磁场的放大和有序，旋转测度可能会增强。我们讨论了b<-35度的雾发射不足是由于磁场的抑制的可能性，这与在2.3 GHz处引起偏振发射的较低能量CR的存在是一致的。在轻子的情况下可能的活动星系核喷流的组成进行了讨论。
2013-10-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Fermi Bubbles: Giant, Multi-Billion-Year-Old Reservoirs of Galactic Center Cosmic Rays
最近，费米-LAT仪器观测到的伽马射线天空中出现了巨大特征的证据：以银河系核心为中心的双边发射“气泡”，并在银河系平面上方和下方延伸到约10千秒差距。这些结构与WMAP数据中发现的非热微波“薄雾”和ROSAT探测到的X射线辐射的扩展区域相吻合。气泡的伽马射线辐射的特征是具有坚硬且相对均匀的光谱，相对均匀的强度，总光度约为4 x 10^37 erg/s，比它们的微波光度大约大一个数量级，而比它们的X射线光度小一个数量级以上。在这里，我们表明，气泡是自然的解释，由于人口的遗迹宇宙射线质子和较重的离子注入的过程与极长的时间尺度（>~8 Gyr）和高面密度的恒星形成在银河系中心。
2011-02-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
Fermi Bubbles: an Elephant in the Gamma-ray Sky
费米泡是费米大天区望远镜（LAT）揭示的伽马射线天空中最显着的特征之一。伽马射线发射的性质和气泡的起源仍然是悬而未决的问题。本文将讨论γ射线产生的轻子模和强子模的一些基本特征。目前，伽马射线是我们研究气泡的最佳方法，但为了解决气泡的起源，多波长和多信使观测将是至关重要的。
2017-04-09 astro-ph.HE
Evidence for powerful winds and the associated reverse shock as the origin of the Fermi bubbles
费米泡是一种巨大的伽马射线发射结构。它们对称于银河系中心（GC），因此它们的产生归因于在GC的密集能量注入。在这项研究中，我们专注于非平衡X射线气体结构与气泡。我们表明，组合的密度，温度和冲击年龄的X射线气体的配置文件可以用来区分能量注入机制。通过将数值模拟的结果与观测结果进行比较，我们指出，气泡是由GC的快速风产生的，因为它产生了强烈的反向激波，并再现了观测到的温度峰值。另一方面，在GC处的瞬时能量注入不能再现温度分布。风速约为1000 km/s，持续时间约为10^7年。由于风的质量通量很大，因此需要从黑洞流出的大角度气流夹带星际气体。因此，风可能与其他星系中经常观察到的活动星系核外流相同，并被认为调节星系及其中心黑洞的生长。
2022-12-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
Time and Space Dependent Stochastic Acceleration Model for the Fermi Bubbles
Fermi-LAT揭示了存在于银河系中心的两个巨大的伽马射线气泡，称为“费米气泡”。WMAP的观测也报告了在同一区域存在两个微波气泡，被称为“WMAP haze”。为了解释这些成分，有人认为γ射线是由等离子体湍流加速的相对论电子的逆康普顿散射产生的，而微波是由同步辐射辐射的。但是以前的研究没有再现费米泡和WMAP雾在星系中典型的磁场下。我们假设存在于气泡中的冲击和由等离子体湍流加速的效率，“随机加速”，随着与冲击波阵面的距离而变化。与激波阵面的距离随着时间的增加而增加，因此加速效率也随着时间的变化而变化。我们还考虑了电子通过扩散损失从湍流中逃逸的时间发展。我们的模型成功地再现了典型磁场下费米泡和WMAP霾的观测特性。
2015-02-10 astro-ph.HE
Hadronic models of the Fermi bubbles: Future perspectives
费米-LAT从银河系中心的费米气泡中探测到的亚TeV伽马射线的起源仍然未知。在强子模型中，质子和/或原子核的加速以及它们随后与气泡体积中的气体的相互作用可以产生观测到的伽马射线。这种相互作用自然会产生高能中微子，对它们的探测可以区分伽马射线的强子和轻子起源。从最近的HAWC观测限制强子模型参数，这反过来又不利于费米气泡作为一个大部分的中微子事件沿气泡方向检测到的起源费米气泡在TeV范围内的伽马射线通量的额外限制。我们重新审视我们的强子模型，并讨论未来的约束参数从观测中非常高的能量伽马射线和中微子。
2018-04-09 astro-ph.HE
The Fermi bubbles as a Superbubble
为了模拟费米泡，我们应用超泡（SB）的理论。综述了热模型和自引力模型。我们介绍了第三个模型的基础上的动量守恒的薄层在介质中传播的密度平方反比的依赖。比较了这三种模型的截面与费米泡观测图的截面。导出了SB展开式随时间和极角变化的解析规律。我们得到了费米泡在椭圆框架中成像的一个新的解析结果。
2018-06-24 astro-ph.HE
Possible counterpart signal of the Fermi bubbles at the cosmic-ray positrons
本研究通过分析AMS-02正电子比例发现12、21和48 GeV处的能谱特征，其中12 GeV特征可能源自与Fermi气泡年龄一致的银河系内部电子/正电子暴发事件，提出这些特征是Fermi气泡或eROSITA气泡的对应信号。
2022-08-16 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Fermi and eROSITA Bubbles as Persistent Structures of the Milky Way
本研究提出Fermi和eROSITA气泡是由宇宙射线驱动的稳定星系风及星系喷泉流副产物，通过建模证明其X射线和伽马射线辐射与观测一致，表明气泡是银河系持续存在至少1 Gyr的持久结构。
2024-08-23 astro-ph.GA 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
The Fermi Bubbles Revisited
我们分析了费米-LAT 60个月的所有天空数据。我们的分析清楚地揭示了以前发现的费米泡结构。有了更多的数据和更好的统计数据，我们现在可以将每个气泡分成恒定的经度切片，以研究它们的总$γ$射线光谱形态。虽然在我们的分析中得出的每个切片的详细光谱行为在某种程度上取决于假设的背景模型，但我们稳健地发现，在低能量下通量的相对不足（即，（1）向南方泡沫的顶部。在这两个泡泡中，光谱都不随经度而变软。费米泡的形态也被揭示是依赖于能量的：在高能量下，它们更加扩展。我们得出结论，从高纬度的伽玛射线谱，在轻子和强子模型中，需要在母宇宙线人口的低能量突破。我们简要地讨论可能的轻子和强子解释这一现象。
2014-02-03 astro-ph.HE
Detection Potential of the KM3NeT Detector for High-Energy Neutrinos from the Fermi Bubbles
最近对费米大天区望远镜数据的分析提供了证据，证明在银河系中心上下各50°的两个大区域（“费米泡”）中存在高强度的高能伽马射线发射，其光谱为E^-2。提出了一个强子机制，这种伽马射线发射费米泡的候选源的高能中微子发射。在这项工作中，蒙特卡罗模拟的费米气泡的高能中微子的探测能力与未来的多公里^3中微子望远镜在地中海的KM 3 NeT。假设伽马射线的发射完全是由强子过程引起的，结果表明，对于截止能量为100 TeV的中微子谱和仪器体积约为6 km^3的探测器来说，在大约一年的运行时间内就可以发现气泡中的中微子。还考虑了可能的下限截止值的影响。
2012-11-27 astro-ph.HE
Galactic center gamma-ray excess and the Fermi bubbles
银河系中心（GC）被认为是可能的暗物质（DM）湮灭信号的最亮源。有几个小组已经探测到了过量的伽马射线发射。DM和更传统的天体物理学解释的过剩已经提出。在这份报告中，我们讨论了可能的影响，在低纬度的费米泡上的GC过剩建模。我们认为在低纬度的费米泡的模板，通过假设在低纬度的1 GeV和10 GeV之间的频谱是相同的，在高纬度。我们认为，费米泡附近的GC的存在可能有显着的影响，特别是在10 GeV以上的能量的GC过剩的光谱。
2018-02-09 astro-ph.HE
Fermi Bubbles with HAWC
费米泡由两个大而均匀的硬伽马射线辐射区域组成，一直延伸到银河系中心上方和下方的$55^{o}$，2010年费米望远镜的GeV伽马射线数据首次被注意到。产生所观察到的硬光谱的一种或多种机制尚不清楚。虽然强子和轻子模型都可以描述气泡的光谱，但轻子模型也可以解释WMAP和普朗克卫星微波数据中观察到的类似结构。最近的研究表明费米泡的能谱在100 MeV到500 GeV的能量范围内符合幂律和指数截止。在更高的伽马射线能量下观察费米气泡将有助于限制气泡的起源。一个更陡的截止线将有利于轻子模型。高海拔水切伦科夫（HAWC）天文台位于墨西哥海拔4100米，旨在测量100 GeV至100 TeV之间的高能伽马射线。HAWC具有大视场和对空间扩展源的良好灵敏度，是最适合在TeV能量下寻找费米泡等扩展区域的天文台。我们将在红十字国际委员会会议期间介绍对银河系北半球HAWC可见的费米泡的初步分析结果。
2015-08-26 astro-ph.HE
Fermi bubbles: high latitude X-ray supersonic shell
双极、$γ$射线费米泡（FB）的性质仍不清楚，部分原因是它们微弱的高纬度X射线对应物迄今为止尚未被清楚地探测到。我们在离FB边缘不同距离处叠加ROSAT数据，从而增强信号并识别西南，东南和西北边缘后面的膨胀壳，尽管不在Loop I附近的尘土飞扬的东北部门。一个Primakoff类似的模型的底层流调用表明，信号是一致的，由一个强大的，向前冲击加热到$\sim$千电子伏的温度晕气体。假设离子-电子热平衡，那么意味着$\sim7$百万年前在银河系中心附近发生了一次$\sim10^{56}$ erg事件。然而，所报道的高吸收线速度表明离子的优先冲击加热，因此更有活力（$\sim 10^{57}$ erg），更年轻（$\lesssim 3$ Myr）的FB。
2017-04-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Evidence of Fermi bubbles around M31
由于逃逸的星系宇宙射线与周围气体的相互作用，星系周围可能存在伽马射线晕。我们使用近7年的费米LAT数据，在300 MeV以上的能量下，在附近的巨大螺旋仙女座星系M31周围寻找这样的晕。在5.3 $σ$的置信水平上发现了一个弥散的γ射线晕，其总光子通量为$2.6\pm 0.6\times 10^{-9}$ cm $^{-2}$ ~s $^{-1}$，对应于$(3.2\pm 0.6)\times 10^{38}$ erg s $^{-1}$的光度（0.3-100 GeV）（距离为780 kpc）。晕的形式并不对应于M31的扩展的重子HI盘，正如在宇宙射线相互作用产生伽马光子的强子中所预期的那样，也不像暗物质湮灭那样是球对称的。最适合的晕模板对应于两个6-7.5 kpc的气泡，对称地垂直于M31星系盘，类似于银河系中心周围发现的“费米气泡”，这表明中央超大质量黑洞过去的活动或M31中的恒星形成爆发。
2016-03-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
IceCube and HAWC constraints on very-high-energy emission from the Fermi bubbles
从\emph{Fermi}气泡发射的$γ$射线的性质是未知的.强子模型和轻子模型都被用来解释Fermi-LAT在0.1-500~GeV之间观测到的特殊的$γ$射线信号。如果这种发射持续超过$\sim$ 30 TeV，那么\emph{Fermi}气泡的强子模型将为冰立方天文台探测到的高能中微子通量做出重大贡献。即使在轻子$γ$ -射线产生GeV能量的\emph{Fermi}泡通量的模型中，在非常高的能量下也可以观察到强子成分。IceCube和HAWC测量的组合有能力通过比较中微子和$γ$ -射线通量在类似的能量尺度上区分这些情况。我们检查了最近四年的数据集产生的冰立方合作，并没有发现中微子发射来自\emph{Fermi}气泡的证据。特别是，我们发现先前提出的过度与弥漫的天体物理背景一致，p值为0.22（在极端情况下，所有与气泡重叠的IceCube事件都来自它们）。此外，我们表明，现有的和即将到来的HAWC观测提供独立的约束任何中微子发射的\emph{Fermi}气泡，由于密切相关的$γ$射线和中微子通量之间的强子相互作用。这些结果的结合不利于\emph{Fermi}气泡对冰立方中微子通量的显著贡献。
2017-11-17 astro-ph.HE
2nd-order Fermi acceleration as the origin of the Fermi bubbles
费米-LAT的伽马射线数据显示，在银河系中心上下50度处有一个双小叶结构，与ROSAT X射线图中可能相关的结构相吻合，该结构可能起源于几百万年前靠近银河系中心的一些能量释放。有人认为，伽马射线的产生是由于相对论电子在气泡中存在的等离子体冲击下加速的逆康普顿散射。我们探讨了另一种可能性，相对论电子进行随机的二阶费米加速在整个体积的气泡等离子体波湍流。这种湍流产生的外部冲击波后面，并传播到气泡体积，导致一个非平凡的空间变化的电子光谱指数。而不是一个恒定的体积发射率预测在其他模型中，我们发现一个几乎恒定的表面亮度的伽马射线，也重现观察到的尖锐边缘的气泡。我们对其他渠道可能进行的交叉检查发表意见。
2011-08-08 astro-ph.HE
Multi-wavelength Emission from the Fermi Bubble II. Secondary Electrons and the Hadronic Model of the Bubble
在强子模型的框架下，我们分析了费米泡（Fermi Bubbles，FBs）中γ射线通量的来源。在强子模型中，γ射线是由相对论质子与星系晕中背景等离子体质子碰撞产生的。在这个模型中，假设所观察到的来自FB的无线电发射是由于由$pp$碰撞产生的次级电子的同步辐射。然而，如果这些电子通过同步加速器和逆康普顿释放它们的能量，则次级电子的光谱太软，并且为了再现无线电数据，需要额外的初级电子的任意分量。因此，强子和轻子模型的混合物是所观察到的无线电流量所必需的。结果表明，如果初级电子能谱为$\propto E_e^{-2}$，则磁场强度的允许范围为2 - 7 $μ$ G。由$pp$碰撞产生的伽马射线的分数可以达到来自FB的总伽马射线通量的约80%。如果磁场为<2 $μ$ G or >7 $μ$ G，则模型无法重现数据。或者，如果在GC中存在强等离子体流出，则FB中的电子可能通过绝热能量损失而损失其能量。然后，纯强子模型能够再现的特点，无线电和伽玛射线通量的FB。然而，在这种情况下，FB中所需的磁场强度和CR源的功率远高于观测所遵循的那些。
2014-11-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
Fermi gamma-ray `bubbles' from stochastic acceleration of electrons
来自费米-LAT的伽马射线数据显示，在银河系中心上下50度处有一个双叶结构，这可能起源于不到几百万年前的某种形式的能量释放。有人认为，伽马射线是由强风平流输送出来的高能宇宙射线的强子相互作用产生的，或者是由气泡中等离子体冲击加速的相对论电子的逆康普顿散射产生的。我们探讨了另一种可能性，即相对论电子正在经历随机的第二阶费米加速等离子体波湍流通过整个体积的气泡。观察到的伽马射线光谱形状，然后自然地解释所产生的硬电子谱和逆康普顿损失。而不是一个恒定的体积发射率在其他模型中，我们预测一个几乎恒定的表面亮度，并重现所观察到的尖锐边缘的气泡。
2011-07-27 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Correlation of high energy neutrinos and gamma rays on the direction of Fermi Bubbles
我们研究了由IceCube探测到的天体物理中微子与位于银河系中心的两个大型球状结构（称为费米泡（FB））的几何形状的空间相关性。利用8年来收集的Fermi-LAT数据和高海拔水切伦科夫（HAWC）γ射线天文台得出的上限，我们使用混合（轻强子）模型来研究费米泡方向上的高能中微子的可能相关性。我们发现，这些事件可能与北方泡沫无关，但不排除与南方球状结构的可能相关性。我们希望在未来几年通过切伦科夫望远镜阵列（CTA）和南方伽马射线巡天观测站（SGSO）改进伽马射线观测，以测试南方气泡可能的强子发射。
2019-08-15 astro-ph.HE
Galactic breeze origin for the Fermi bubbles emission
费米泡的起源仍然不清楚，它构成了银河平面上方和下方的两个伽马射线发射叶。费米泡的伽马射线发射起源于强子宇宙射线平流的亚音速银河外流，或微风的可能性，在这里进行了探讨。微风的解决方案和随后的宇宙射线传输的模拟进行了使用流体动力学代码，PLUTO，结合宇宙射线传输代码。得到的银河系外流模型被认为是兼容的费米泡区域中的气体的减速外流速度剖面的推论，和大量的热电离气体的存在下，在星系晕区域的证据。虽然简单，这个模型被认为是能够重现所观察到的费米-LAT能量通量在银河系高纬度地区。根据这些结果，对1-3~TeV光子的γ射线辐射作了预测，以便将来与CTA/SWGO测量作比较。
2022-11-29 astro-ph.HE
The role of magnetic fields in shaping $γ$-ray emission from the Fermi bubbles
Deutsches Elektronen-Synchrotron DESY（德国电子同步加速器）；Astronomy & Astrophysics Section, School of Cosmic Physics, Dublin Institute for Advanced Studies（都柏林高等研究院宇宙物理学院天文学与天体物理学系）
研究磁场对银河中心喷流中宇宙射线扩散的影响，揭示其在费米气泡γ射线发射形成中的作用。
2026-01-22 astro-ph.HE
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
Fermi bubble $γ$-rays as a result of diffusive injection of Galactic cosmic rays
最近，{ \it{Fermi} }太空望远镜发现了两个大的$γ$射线发射区，即所谓的“费米泡”，它们延伸到银河系中心上方和下方的$\sim 50^\circ$。发现气泡的$γ$射线发射遵循强度和光谱形状没有显著空间变化的硬光谱。发射的起源仍然不清楚。建议的解释包括高速银河风从银河系中心注入宇宙射线核，多次冲击的电子加速和气泡内的随机电子加速。在这封信中，有人提出，$γ$ -射线可能是银河宇宙射线质子在银河系传播过程中扩散注入的结果。考虑到气泡是缓慢膨胀的，并且宇宙射线在气泡内的扩散比在平均星系中慢得多，同时由于绝热膨胀和与气泡等离子体的非弹性碰撞而遭受损失，该模型可以解释观察到的强度分布、发射光谱和测量的光度，而不像其他现有模型那样调用任何额外的粒子产生过程。
2013-10-02 astro-ph.HE
Formation of large-scale magnetic structures associated with the Fermi bubbles
费米泡是银河系复杂区域的一部分。这一区域呈现出宽带扩展的非热辐射，显然来自于根植于银河系中心的物理结构，并有一个部分有序的磁场贯穿其中。我们探讨了费米泡区域爆炸起源的可能性，以解释其形态，特别是大尺度磁场，并提供宽带非热辐射的背景。我们对几百万年前的一次爆炸进行了3D磁流体动力学模拟，该爆炸推动并剪切了周围的磁环，该磁环锚定在银河系中心周围的分子环面中。我们的结果可以解释费米泡区大尺度磁结构的形成。连续爆炸事件可能更好地匹配该地区的形态。激波顶部的速度比两侧的速度快，这可以解释在GeV辐射中发现的离银道面越远越硬的现象。在我们的设想框架中，我们估计费米泡的寿命为$2\times10^6$ yr，爆炸中注入的总能量为$> 10^{55}$ ergs。来自该区域的宽带非热辐射可以用轻子发射来解释，在无线电和X射线中更广泛，并且在伽马射线中局限于费米泡。
2013-11-26 astro-ph.HE
Magnetic substructure in the northern Fermi Bubble revealed by polarized WMAP emission
我们报告了巨大的，极化的微波结构出现在银河系中心附近的银河系平面和一些GeV的伽马射线特征，包括最近发现的北部费米泡的东部边缘之间的对应关系。极化微波特征也对应于全天空408 MHz总强度数据中看到的结构，包括银河系中心的支线。在23 GHz的极化数据所揭示的磁场结构表明，无论是与气泡边缘重合的发射，还是银河系中心的毛刺，都不太可能是本地ISM的特征。根据观测到的形态对应，类似的推断光谱，和类似的能量的所有来源，我们建议银河系中心的支线和北部费米泡之间的直接连接。
2012-02-02 astro-ph.HE
Misaligned jets from Sgr A$^*$ and the origin of Fermi/eROSITA bubbles
本文通过倾斜喷流模拟研究Fermi/eROSITA气泡起源，发现超爱丁顿喷流虽能解释气泡对称性但与O VIII/O VII谱线比不符，提出低光度磁主导喷流或超新星/潮汐瓦解事件驱动风是更可能的成因。
2022-11-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
Search for a neutrino emission from the Fermi Bubbles with the ANTARES telescope
ANTARES是北半球最大的中微子望远镜。主要的科学目标是寻找来自银河系和河外源的宇宙中微子。中微子是通过沿着探测器内部或附近中微子相互作用产生的带电粒子的路径发射的切伦科夫光来探测的。ANTARES对所有的味道都很敏感，尽管它对μ子中微子进行了优化。自2008年5月以来，该探测器一直在完整配置中获取数据。利用2007-2010年期间收集的数据，第一次分析专门从费米泡中寻找中微子。费米泡的特征是具有E^{-2}光谱的伽马发射，并且在整个空间中具有相对恒定的强度。根据一种提出的伽马射线发射的强子机制，费米泡可以是高能中微子的来源。在ANTARES的数据中没有发现中微子信号的证据。因此，上限的中微子通量与不同的能量截止计算。
2013-03-19 astro-ph.HE
Neutrino Events at IceCube and the Fermi Bubbles
我们讨论的可能性，冰立方中微子望远镜可能是观察费米泡。如果在伽马射线中发现的气泡来自加速的质子，它们应该是高能（> GeV）中微子的强发射体。在千米^3中微子观测站，这些中微子可以作为簇射或径迹状事件被探测到。对于一次宇宙射线截止能量等于或高于10 PeV的情况，费米泡通量大大超过大气背景，并且可以解释在冰立方探测到的28个高于~ 30 TeV的事件中的~ 4-5个。运行探测器5-7年以上应该足以发现这种高意义的通量。对于光谱较陡和/或截止能量较低的初级宇宙线通量，需要较长的运行时间来克服背景。
2014-06-18 astro-ph.HE
