Efficiently Cooled Stellar Wind Bubbles in Turbulent Clouds I. Fractal Theory and Application to Star-Forming Clouds
来自大质量恒星的风的速度为1000公里/秒或更高，并在冲击时产生高温高压气体。我们开发了一个理论的泡沫驱动的集体风从星团的早期在他们的生命周期，其中涉及与湍流，密集的星际介质周围的出生分子云的相互作用。一个关键特征是热气泡表面的分形性质。由于湍流混合和随后在T = 10^4-10^5 K温度下的冷却（此时辐射效率最高），该界面与周围密度较大的气体的大面积接触，强烈地增强了来自热内部的能量损失。由于极端冷却，气泡半径的尺度与经典的韦弗77解不同（R ~ t^1/2），在给定的R下，膨胀速度和动量降低了10-10^2倍，压力降低了10^2 ~ 10^3倍。我们的理论解释了弱的X射线发射和低壳膨胀速度的观测源。我们讨论了我们的理论的进一步影响，观测的热气泡和冷却膨胀壳所产生的恒星风，并在一系列的环境中的反馈调节恒星形成的预测。在配套文件中，我们验证了我们的理论与一套流体动力学模拟。
2021-04-15 astro-ph.GA
The Local Leo Cold Cloud and New Limits on a Local Hot Bubble
我们提出了一个多波长的本地狮子座冷云（LLCC），一个非常接近，非常冷的云在星际介质的研究。通过对恒星吸收的研究，我们发现LLCC离我们的距离在11.3秒差距到24.3秒差距之间，这使它成为已知的离我们最近的冷中性介质云，并且在当地空腔的边界之内。在21厘米HI线的云的观测表明，LLCC是非常冷的，温度范围从15 K到30 K，是最适合由两个碰撞组件组成的模型。该云团伴随着100微米的热尘埃排放，表明尘气比略低，为48 x 10^-22兆焦耳·年·sr^-1厘米^2。我们发现，LLCC是太远了，附近的复杂的本地星际云之间的碰撞产生的，但小的相对速度表明，LLCC在某种程度上与这些云。我们使用LLCC在1/4 keV X射线中进行遮蔽实验，使我们能够区分所观察到的软X射线背景的不同可能来源。我们发现，一个本地的热泡模型不能单独考虑低纬度软X射线背景，但各向同性发射太阳风电荷交换没有重现我们的数据。在一个组合的本地热泡和太阳风电荷交换的情况下，我们排除了从本地热泡发射1/4千电子伏发射率大于1.1斯诺登/ pc在3西格玛，4倍低于以前的估计。这一结果极大地改变了我们对本地星际介质的看法。
2011-04-27 astro-ph.GA
Discovery of giant bubbles in the hot gaseous halo of the massive disk galaxy NGC 6286
利用多波段数据在 NGC 6286 中发现一对约 5 kpc 的巨型气泡，源于超级风，温度较高，能量注入率约 10^43 erg/s，揭示星系反馈过程。
2025-09-08 astro-ph.GA
The Galactic Centre Chimney
近几十年来，越来越多的证据表明，从银河系中央秒差距流出的物质和能量在各种更大的尺度上塑造了银河系的观测结构。在~15 pc的尺度上，银河系中心有双极叶，可以在X射线和无线电中看到，这表明从中心流出的大致平行的流出物，方向垂直于银河系平面。在接近银河系本身大小的更大尺度上，伽马射线观测已经确定了所谓的费米泡特征，这意味着我们的银河系中心已经或最近已经有了一段活跃的能量释放期，导致产生相对论粒子，这些粒子现在填充在银河系平面两侧的巨大空腔中。ROSAT全天巡天的X射线图显示，这些靠近银河平面的空洞边缘在X射线中是明亮的。在中等尺度（~150 pc），射电天文学家发现了银河系中心叶，这是一个只在银河系正纬度看到的明显的发射气泡，但再次表明能量从银河系中心附近注入。在这里，我们报告的发现，这些中间（百秒差距）尺度以上和以下的平面，这似乎连接银河系中心区域的费米泡突出的X射线结构。我们认为，这些新发现的结构，我们称之为银河系中心烟囱，构成了一个通道，通过这个通道，由银河系中心的准连续训练事件注入的能量和质量从中央秒差距传输到费米气泡的底部。
2019-04-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
Heating Cold Clumps by Jet-inflated Bubbles in Cooling Flow Clusters
我们模拟了星系团内部冷流介质中的稠密冷团簇在多次喷流活动循环下的演化过程，发现团簇的主要加热过程是与热冲击喷流的气体（气泡）的混合，而冲击的作用有限。我们使用PLUTO流体动力学代码在两个维度与强加的轴对称，遵循热演化的团块。我们发现，在观测中表现为X射线缺陷空洞的热气泡的膨胀过程中，伴随着气泡内部和周围复杂的诱导涡。涡量诱导热气泡的气体与ICM和冷团块的有效混合，导致团块的温度和熵的大幅增加。对于我们使用的参数加热冲击几乎没有竞争与辐射冷却，即使在25个连续的冲击激发在0.5 Gyr的模拟。一些团块被成形为可以转向观察到的光学细丝的非连续结构。我们发现并非所有的团块都被加热。那些冷却到非常低温度的物质将落入并供给中央超大质量黑洞（SMBH），从而关闭所谓冷反馈机制的反馈循环。
2014-09-30 astro-ph.GA
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
Inflation of 430-parsec bipolar radio bubbles in the Galactic Centre by an energetic event
银河系中心包含一个质量为400万个太阳的超大质量黑洞，其环境与银河系圆盘的环境明显不同。虽然黑洞在更广泛的活动星系核背景下基本上是静止的，但X射线观测提供了其周围高能爆发的证据。此外，虽然银河系中心的恒星形成水平在过去几百万年中大致保持不变，但有证据表明，在银河系经度|l| < 0.7度和纬度|b| < 0.2度的环状中央分子带内，存在着黑洞与增强的气体密度相互作用的强烈影响，从而导致了短时间爆发。内部200 pc区域的特征是大量温暖的分子气体，高宇宙射线电离率，不寻常的气体化学，增强的同步辐射，以及大量的无线电发射磁化细丝，其起源尚未确定。在这里，我们报告的无线电成像显示，双极泡跨越1度x 3度（140秒差距x 430秒差距），在银河平面上方和下方延伸，显然与银河中心有关。该结构边缘明亮，有界，对称性意味着银河系中心的能量事件的创造。我们估计这些气泡的年龄为几百万年，总能量为7 × 10^52尔格。我们假设，祖先事件是一个主要的贡献者增加宇宙射线密度在银河系中心，并反过来是主要来源的相对论粒子所需的电力同步辐射的射电灯丝内和附近的气泡腔。
2019-09-12 astro-ph.GA
Interstellar magnetic cannon targeting the Galactic halo : A young bubble at the origin of the Ophiuchus and Lupus molecular complexes
我们报告检测到一个新的银河系泡沫之间的接口晕和银河系盘。我们认为，附近的狼疮复合体和蛇夫座复合体的部分构成了结构的致密部分。这个年轻的气泡，年龄小于300万年，可能是超新星的遗迹，并在一个更大的HI环内膨胀，该环是由上天蝎座OB协会的流出物造成的。一个充满热X射线气体的HI空腔与该结构相关，这与银河系烟囱情景一致。X射线辐射超出了气泡的西部和西北部边缘，表明热气体流出正在突破空腔，可能是通过破碎的狼疮复合体。对该地区的偏振射电同步加速器和偏振尘埃辐射的分析表明，银河系中心的支线与年轻的银河系泡沫有关。在VLSR ~ -100 km/s时，发现了与空泡边界空间对应的HI团簇分布。这些HI团块中的一些正在形成射流，这些射流可能来自气泡的破碎部分。我们认为，这些团块可能是从充满热电离气体的空腔内的壳壁上“滴落”的冷云。这些团块中的一些可能被磁化，然后被空腔边缘的压缩磁场加速。这种机制将挑战银河系吸积和喷泉模型，其中高速云被认为是由来自银河系平面的热气流在银河系高纬度形成的。
2018-07-11 astro-ph.GA
Physical and numerical stability and instability of AGN bubbles in a hot intracluster medium
虽然来自活动星系核（AGN）的反馈是星系团中心的一个重要热源，但反馈能量是如何注入到星系团内介质（ICM）中的以及不同的数值方法所起的作用仍不清楚。在这里，我们比较了四个流体动力学方案在理想化模拟的上升气泡膨胀AGN反馈在热分层ICM：（传统的）平滑粒子流体动力学（TSPH），SPH（PSPH）的压力味，无网格有限质量（MFM）计划，以及自适应网格细化的欧拉代码。在没有磁场的情况下，气泡在足够短的时间尺度上是Kelvin-Helmholtz不稳定的，以使其完全溶解在ICM中，这被MFM和RAMSES模拟捕获，而在TSPH模拟中，气泡存活。当ICM是湍流时，气泡与ICM的混合被加速。如果数值格式能够很好地捕捉到不稳定性，就会出现这种情况。气泡演化的差异对ICM的热结构的影响令人惊讶地小。然而，在MFM和RAMSES的模拟中，气泡破裂导致ICM的湍流搅拌，这在SPH中被抑制。在后者中，热能保持被捕获在气泡中并被输送到大半径。我们讨论了流体动力学方案的选择是否会导致宇宙学模拟结果的系统差异。
2018-02-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Galactic centre star formation writ large in gamma-rays
我们模拟了银河系内部200 pc的高能天体物理学，以期解释从该区域检测到的扩散，宽带（无线电连续体到TeV伽马射线），非热信号。我们的建模钉下ISM参数的环境中，宇宙射线（CR）的电子和离子驻留在银河系中心（GC）。我们发现，该区域的磁场为100-300 microG，气体密度< 60 cm^-3，并且一股强大的（> 200 km/s）“超级”风可以在该区域加速的宇宙射线有时间在原地失去能量之前将其带走95%以上。由GC宇宙射线质子携带的~ 10^39 erg/s的能量足以激发最近发现的费米“气泡”的~GeV伽马射线发射，这些气泡在GC南北方向延伸到~10 kpc的距离，前提是这些气泡构成了GC质子的厚靶，并且情况已经达到稳定状态。在这种情况下的“饱和”的硬，均匀的光谱的气泡的解释和次级电子同步加速器解释的非热微波发射中发现的WMAP数据镜像的气泡。考虑到气泡等离子体的密度非常低（<0.01 cm^-3），气泡中的pp损失时间大于5 Gyr。因此，我们的设想有一个惊人的暗示，即时间平均功率为10^39 erg/s的非热粒子GC源自银河系年轻以来一直存在。
2011-03-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
Galactic winds and bubbles from nuclear starburst rings
从局部星暴星系流出的星系流通常呈现出分层的几何形状，冷的$10^4\,$ K流包裹着较热的$10^7\,$ K，圆柱形准直的X射线发射等离子体。在这里，我们认为，风驱动的能量注入在一个环形的几何形状可以产生这种独特的大规模多相形态。环状结构的动机是观察到大质量的年轻星团通常分布在宿主星系内部林德布拉德共振的环中，在那里大规模的螺旋臂结构终止。我们提出了参数化的三维辐射流体动力学模拟，遵循的出现和动力学的能量驱动的热风从星暴环。在这封信中，我们表明，在内环孔内的流动冲击本身，保持高$10^7$ \，K温度，而从风驱动环畅通无阻的流动可以经历快速批量冷却到$10^4\,$ K，产生一个快速的热双锥形流出封闭的鞘冷却器几乎共同移动的材料没有冲压压力加速。即使没有来自银盘或磁场的压力限制，热流也会沿着环轴准直。在膨胀的早期阶段，出现的风形成一个类似于银河系的eROSITA和费米气泡的气泡形状，并且可以达到通常与活动星系核驱动的风相关的速度。我们讨论的物理环配置，辐射体冷却的条件，以及未来的X射线观测的影响。
2022-08-04 astro-ph.GA
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
Diffuse X-ray Emission from Planetary Nebulae with Nebular O VI
O-VI离子的存在表明等离子体的温度可能达到10^5 K的数倍，这是在热冲击恒星风气体（10^6 K）和行星状星云（PNe）中较冷的星云气体（约10，000 K）之间的热传导层中预期的。我们已经使用FUSE观测PNe寻找星云的O VI发射或吸收作为诊断的传导层，以确保热的内部气体的存在。三个显示星云O VI的PNe，即IC 418，NGC 2392和NGC 6826，已被选中用于Chandra观测，并且在这些PNe中的每一个中确实检测到弥散X射线发射。其中，NGC 2392具有特别高的漫射X射线光度和等离子体温度，与其恒星风的机械光度和终极速度相比。热传导对NGC 2392恒星风终极速度较低时热气泡等离子体温度的影响有限，这可能部分解释了其高等离子体温度的原因，但高X射线光度需要由观测到的恒星风以外的过程提供动力，这可能是由NGC 2392 CSPN的一个看不见的双星伴星的存在造成的。我们已经编制了相关信息的X射线，恒星和星云的PNE与气泡形态的属性，并发现预期的泡沫模型，包括热传导比较有利的热气泡周围的H-丰富的CSPNe与目前的X射线观测，但有显着的差异为那些周围的H-穷人[WR] CSPNe。我们注意到，更多的大质量中心恒星的PNe可以产生更热的等离子体和更高的X射线表面亮度的中央热泡内。
2013-02-15 astro-ph.GA
Discovery of Radial Spectral Hardening in the Hot Bubble of Planetary Nebula BD+30 3639 with Median Energy Imaging
本文提出中值能量成像新技术，发现行星状星云BD+30 3639热气泡存在径向光谱硬化，归因于边缘柱密度增加，为暗弱延展X射线源空间变化研究提供新途径。
2023-05-08 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Thermals in stratified regions of the ISM
我们提出了一个“热”模型（即，热泡）在ISM的指数分层区域内上升。该模型包括代表冲压压力制动和环境气体夹带到热的条款。然后，我们校准的自由参数与这两项通过比较与三维数值模拟的上升气泡。最后，我们应用我们的“热”模型的情况下，由SN内的分层ISM银河系磁盘产生的热泡。
2013-10-14 astro-ph.GA
Detecting hot stars in the Galactic centre with combined near- and mid-infrared photometry
{The银河系中心（GC）是一个独特的天体物理实验室，研究星系核的恒星星族，因为它是唯一的星系核，其恒星可以分辨到毫秒差距尺度。然而，极端和空间高度可变的星际消光对GC构成了严重的障碍光度恒星分类。{Our目标是通过结合近红外（NIR）和中红外（MIR）测光来识别核星盘（NSD）区域中的热大质量恒星，从而证明这种技术的可行性，随着詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST）的到来，这种技术可能会变得非常重要。{We将GLACTICNUCLEUS NIR调查与GC的IRAC/Spitzer MIR调查相结合。我们将所谓的Rayleigh-Jeans颜色过量（RJCE）去红方法应用于我们的组合近红外-中红外数据，以识别颜色星等图（CMD）中的潜在热星。{尽管IRAC的角分辨率很低，但我们在符合我们选择标准的$1\,065$源中发现了12颗年轻大质量恒星的明确候选者。在这12颗恒星中，有7颗是以前已知的属于拱和五重星团的炽热大质量恒星，也是哈勃太空望远镜/NICMOS Paschen- $α$巡天探测到的来源。我们的五个大质量恒星候选人以前没有在文献中报道过。{We表明RJCE方法是一个有价值的工具，以确定热星的GC单独使用测光。即将到来的具有高角分辨率的MIR成像能力的仪器，如JWST，肯定会更多地利用这种去红化方法，并帮助建立一个比目前可能的更完整的GC区域年轻热恒星的普查。
2021-06-22 astro-ph.GA
Ionization Sources of the Local Interstellar Clouds: Two B-stars, Three White Dwarfs, and the Local Hot Bubble
University of Colorado, Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；University of North Carolina, Chapel Hill（北卡罗来纳大学教堂山分校）；University of Arizona（亚利桑那大学）
研究指出本地星际云的极紫外电离源包括两颗B型星、三颗热矮星及本地热泡，更新了β CMa参数，发现两星曾近距太阳且电离通量更高，其辐射在相关空腔留下高电离气体尾迹。
2025-11-12 astro-ph.GA
The SRG/eROSITA diffuse soft X-ray background. I. The local hot bubble in the western Galactic hemisphere
本研究利用太阳活动极小期的SRG/eROSITA首次全天巡天数据，分析银河北半球软X射线背景中的本地热泡，发现其温度存在南北二分等空间特征，构建了三维模型并测得热压偏低，提示其高银纬方向可能开放。
2024-10-30 astro-ph.GA
A three-dimensional map of the hot Local Bubble using diffuse interstellar bands
太阳系位于一个低密度的空腔内，被称为局部气泡，其中似乎充满了温度为10 $^6$ K的X射线发射气体。这样的条件对于典型的星际原子和分子来说太苛刻了。星际气体中存在着一种神秘的示踪物，称为弥散星际带（DIB），它通常以吸收特征出现在恒星光谱中。这些乐队的携带者基本上仍然身份不明。在这里，我们使用两种不同的DIB示踪剂（$λ$ 5780和$λ$ 5797）报告的三维结构的局部气泡，这表明，DIB载体存在于气泡。该图显示与外部相比，气泡内部的$λ$ 5797/ $λ$ 5780的低比率。这一发现证明，$λ$ 5780 DIB的载体可以承受X射线光解离和快离子溅射，其中$λ$ 5797 DIB的载体屈服。这意味着DIB载体可能比迄今为止认为的更稳定，并且$λ$ 5780 DIB的载体必须大于$λ$ 5797 DIB的载体。另一种可能是，小规模的致密（和冷却）结构，屏蔽了一些DIB载体必须在气泡内普遍存在，这意味着这种结构可能是超新星驱动气泡的内在特征。
2019-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Bow-shock structure of Sgr B molecular-cloud complex in the Galactic Centre inferred from 3D CO-line kinematics
本研究通过CO谱线运动学分析得到银河系中心Sgr-B分子云复合体的三维扁锥泡状结构，提出其由银河系弓激波形成，且Sgr B2的恒星形成因激波与电离氢区的双向压缩而增强。
2024-07-12 astro-ph.GA
Dissecting the hot bubbles in LMC-N57 with XMM-Newton
我们对来自大麦云（LMC）中恒星形成区LMC-N 57的漫X射线发射进行了研究。我们使用档案XMM-牛顿观测详细揭示了这个复杂的热泡分布。X射线辐射是从中心超级气泡（SB）DEM L 229，超新星遗迹（SNR）0532 $-$ 675和沃尔夫-拉叶（WR）气泡DEM L 231围绕WR星Br 48探测到的。与红外图像的比较揭示了大质量恒星摧毁其托儿所的强大影响。热气体在SNR和SB中的分布在与由IR图像检测到的间接冷材料接触的区域中显示其最大值。我们的观测并没有显示出充满DEM L 231的扩展X射线发射，尽管在这个WR星云的视场中检测到了几个点状源。Br 48的X射线性质与其他作者提出的WN 4 $+$ O的X射线性质一致。我们模拟了SB的X射线发射，发现它的X射线发射可以简单地用压力驱动风模型来解释，也就是说，没有必要像以前建议的那样调用SN爆炸的存在。通过对热气体压力的计算，证实了SB DEM L 229的动力学演化是由LH 76星团的恒星风主导的。
2019-09-06 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
Analytical Framework for Expanding Bubbles in a Hot Circumgalactic Medium
Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）
本文提出分析框架，研究反馈驱动气泡在热 circumgalactic 媒介中的演化，探讨压力限制和跨音速过渡对演化结束的影响，并讨论AGN反馈与超新星反馈的动力学差异。
2026-03-22 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Unravelling the physics of multiphase AGN winds through emission line tracers
对活动星系核（AGN）中发射谱线的观测经常发现，在电离的中性原子和分子气体中，可以看到速度高达千秒差距的快速（~1000 km/s^-1）外流。在这项工作中，我们提出了辐射转移计算的发射线的流体动力学模拟驱动的活动星系核外流的热风泡，包括非平衡化学，探索这些线跟踪的物理性质的多相流出。我们发现，热气泡压缩线发射气体，导致更高的压力比在周围的ISM或AGN辐射压力将产生。这意味着观察到的发射线比，如[OIV] 25 $μ$ m / [NeII] 12 $μ$ m、[NeV] 14 $μ$ m / [NeII] 12 $μ$ m和[NIII] 57 $μ$ m / [NII] 122 $μ$ m，限制了气泡的存在，从而限制了流出驱动机制。然而，与热气泡本身相比，线发射气体是欠加压的，并且大部分线发射是由压力、热和/或化学平衡之外的气体引起的。因此，我们的研究结果表明，假设平衡条件下，通常在活动星系核线发射模型，是不合理的，如果一个热风泡。我们还发现，超过50%的流出物的质量流出率、动量通量和动能通量由[NII] 122 $μ$ m和[NeIII] 15 $μ$ m（产生于10^4 K相）和[CII] 158 $μ$ m（产生于10^4 K到100 K的转变）等线追踪。
2021-02-23 astro-ph.GA
Pressure Balance and Energy Budget of the Nuclear Superbubble of NGC 3079
本文通过多波段观测分析NGC 3079核超级气泡的压力与能量，发现热压力占优且所需能量超过当前星暴与喷流功率，暗示过去更强AGN活动可能驱动膨胀。
2024-04-05 astro-ph.GA
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
Cold Filaments Formed in Hot Wake Flows Uplifted by Active Galactic Nucleus Bubbles in Galaxy Clusters
通过流体动力学模拟，发现星系团中冷纤维可由AGN气泡抬升的热尾流凝聚形成，且其性质受喷流能量类型和参数显著影响。
2024-08-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
Gentle heating by mixing in cooling flow clusters
我们分析了三维流体动力学模拟的相互作用的射流和气泡，他们膨胀的内集群介质（ICM），并表明，加热的ICM混合热气泡气体与ICM操作超过数千万年，因此可以平滑的零星活动的射流。热气泡在传播射流的作用下膨胀形成许多旋涡，这些旋涡将热气泡气体与ICM混合。混合，因此ICM的加热，在喷流发射后立即开始，但持续了数千万年。我们认为，活动星系核活动星系核（AGN）的零星活动的长寿命的涡旋平滑解释了最近发现的一个温和的能量耦合之间的活动星系核加热和ICM。
2017-07-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
In a hot bubble: why does superbubble feedback work, but isolated supernovae do not?
使用理想化的1-D欧拉流体动力学模拟，我们对比孤立的超新星的行为与多个，并置超新星驱动的超级气泡。连续的能量注入通过连续的超新星在热/稀泡内爆炸，保持了强烈的终止激波。这种强烈的冲击使超级气泡保持超压，并在外部冲击变得具有辐射性之后驱动外部冲击。与此相反，孤立的超新星，没有进一步的能量注入，变得辐射相当早（$\lesssim 0.1$百万年，10秒pc），并停止在尺度$\lesssim 100$ pc。我们发现，孤立的超新星失去了几乎所有的机械能的百万年，但超级气泡可以保留高达$\sim 40\%$的输入能量的形式机械能在整个星团的寿命（几十亿年）。这些结论甚至在存在真实的磁场和热传导的情况下也成立。我们还比较了各种食谱实施超新星反馈的数值模拟。对于各种反馈处方，我们得出的空间尺度下，能量需要存放它耦合到星际介质（ISM）。我们发现，一个稳定的热风内的超级气泡出现只有大量的超新星（$\gtrsim 10^4$）。对于较小的星系团，我们预计会有多个内部激波，而不是平滑、密集的热化风。
2014-10-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
SMA Observations of Haro 2: Molecular Gas around a Hot Superbubble
哈罗2，一个附近的矮恒星暴矮星系，具有强烈的Ly α发射，拥有一个恒星暴，创造了外流和细丝。星系外流的明确证据使其成为研究反馈对矮星系中分子气体影响的理想候选者。我们在亚毫米波阵上观测了Haro 2中的CO（2-1），并绘制了速度分辨率为4.1km/s，空间分辨率为2.0 × 1.6”的分子辐射图。与以前的测量相比，分辨率有了显着的提高，我们看到分子气体包括两个组成部分：与星爆的嵌入星团相关的明亮团块，以及星爆区域以东较暗的扩展发射。扩展的发射与X射线泡一致，并且具有以+-35 km/s的速度膨胀的壳或泡的运动学特征。我们认为，星暴风，创造了X射线泡夹带分子气体，并在光度轴上的视速度梯度是一个文物造成的外流。分子和X射线活动在星系的东面，电离外流和光学细丝在西面，它们之间的关系尚不清楚。
2020-03-04 astro-ph.GA
Complex Velocity Structure of Nebular Gas in Active Galaxies Centred in Cooling X-ray Atmospheres
本文利用KCWI观测四个冷却流星系团中心星系，揭示其星云气体存在复杂速度结构，包括气泡喷流搅动、气体与星系间速度差异及高速外流，表明这些运动显著影响冷却、喷流能量扩散和黑洞吸积过程。
2024-09-30 astro-ph.GA
Dark supernova remnant buried in the Galactic-Centre "Brick" G0.253+0.016 revealed by an expanding CO-line bubble
本文利用CO谱线数据研究银河系中心“砖块”G0.253+0.016，发现其内部存在一个膨胀的分子气泡，并将其解释为埋藏在其中的暗超新星遗迹，表明该区域约0.1 Myr前曾发生大质量恒星形成和超新星爆发。
2024-05-05 astro-ph.GA
Non-Thermal Insights on Mass and Energy Flows Through the Galactic Centre and into the Fermi Bubbles
我们构建了一个简单的模型，恒星形成（和由此产生的超新星）驱动的质量和能量流通过内部的~200 pc（直径）的银河系。我们的建模受到限制，特别是，从该地区检测到的非热无线电连续谱和γ射线信号。该模型指出，当前恒星形成速率为0.04 - 0.12 M \msun/年，置信度为2 σ，最佳拟合值在0.08 - 0.12 M \msun/年范围内，如果持续超过10 Gyr，将填补核凸起的~10^9 M \msun恒星星族。质量正以大约0.3兆\msun/年的速度被吸积到银河系中心（GC）区域。该区域的恒星形成活动推动了等离子体、宇宙射线和夹带的较冷气体的外流。然而，等离子体和夹带的气体都没有达到引力逃逸的速度，所有这些物质都回到了银河系内部。我们所建立的系统模型可以很自然地解释最近观察到的围绕在中央分子带周围100 - 200 pc高度的分子气体的~> 10^6 "晕"。较冷的高金属量物质注入GC上方的星系晕，可能催化了该区域热等离子体的冷却和冷凝，并解释了GC中相对原始的、未经核处理的气体的存在。从GC流出的等离子体达到了几千秒差距的高度，并且与最近发现的费米泡有着令人信服的联系。我们的模拟表明，约10^9 M \msun的热气体通过GC处理超过10 Gyr。我们推测，在银河系的年龄内，GC中持续的恒星形成使SMBH保持在静止状态，从而防止它显着加热日冕气体，允许气体持续吸积到盘上，并在…
2012-04-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
IR Dust Bubbles II: Probing the Detailed Structure and Young Massive Stellar Populations of Galactic HII Regions
我们提出了一个分析晚O/早B供电，秒差距大小的气泡和相关的恒星形成使用2 MASS，GLIMPSE，MIPSGAL和MAGPIS调查。从Churchwell等人（2007）的目录中选择了三个气泡。我们证实，在沃森等人（2008年）中确定的结构保持在能量较低的气泡中，即PDR，由8 um发射确定，由于多环芳烃围绕热尘埃，由24 um发射确定，电离气体，由20 cm连续谱确定。我们通过比较气泡尺寸和Hosokawa & Inutsuka（2006）的数值模型来估计两个气泡的动力学年龄。我们还确定和分析候选年轻恒星对象（YSO）使用SED拟合和确定可能触发恒星形成的网站。最后，我们确定可能的电离源的两个源的基础上SED拟合。
2009-01-08 astro-ph.GA
Constraining the Milky Way's Hot Gas Halo with OVII and OVII Emission Lines
银河系拥有一个热的（$\approx 2 \times 10^6$ K），弥漫，气体晕的基础上检测z = 0 OVII和OVIII吸收线类星体光谱和发射线在空白的天空光谱。在这里，我们通过拟合径向模型的OVII和OVIII发射线测量的XMM-牛顿EPIC-MOS光谱相比，以前的研究（$\approx$ 650视线）更大的样本，提高了对热气晕结构的约束。我们假设一个修改的$β$模型的晕密度分布和一个恒定密度的本地气泡，我们计算的排放量与观测比较。我们发现一个可接受的拟合OVIII发射线观测$χ^{2}_{red}$（dof）= 1.08（644）的最佳拟合参数为$n_o r_c^{3β} = 1.35 \pm 0.24$ cm $^{-3}$ kpc $^{3β}$和$β= 0.50 \pm 0.03$的热气晕和可忽略的本地气泡的贡献。对于相似的最佳拟合参数，OVII观察结果得出不可接受的$χ^{2}_{red}$（dof）= 4.69（645），这可能是由于局部气泡中的温度或密度变化所致。OVIII拟合结果表明，$M$（< 50 kpc）= $3.8_{-0.3}^{+0.3} \times 10^{9} M_{\odot}$，$M$（< 250 kpc）= $4.3_{-0.8}^{+0.9} \times 10^{10} M_{\odot}$，占银河系中丢失重子的$\lesss…
2015-02-06 astro-ph.GA
Three-dimensional Radiative Properties of Hot Accretion Flows onto the Galactic Centre Black Hole
通过求解辐射转移方程，研究了银河系中心超大质量黑洞附近磁流体动力学吸积流模型与观测到的Sgr A* 谱的三维辐射性质.结果表明，射电辐射的中心大于事件视界阴影的大小，其峰值位置偏离引力中心。我们还发现，自吸收同步辐射的热电子的叠加在几十个Schwartzschild半径可以解释低于临界频率$ν_{c}\approx 10^{12}$ Hz的低频光谱。在临界频率以上，热电子的同步自康普顿辐射可以解释最近近红外观测中的可变辐射。与Ohsuga等人（2005）的研究不同，我们发现不同质量吸积速率下的热电子韧致辐射X射线谱与{ \it Chandra}观测到的Sgr A* 的耀斑态和静止态都是一致的。
2009-06-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
The XMM-Newton Line Emission Analysis Program (X-LEAP) II: The Multi-scale Temperature Structures in the Milky Way Hot Gas
本研究作为X-LEAP计划的一部分，利用XMM-Newton存档数据定义两种温度示踪比，证实银河系热气体存在多尺度温度结构，揭示了银心泡、银盘、银晕的大尺度温度特征及小尺度结构规律，并发现热气体与紫外暖气体呈反相关。
2024-03-08 astro-ph.GA
The wavelength dependence of interstellar polarization in the Local Hot Bubble
在离太阳最近的星际介质（ISM）中，尘埃的性质知之甚少，因为靠近恒星的尘埃柱密度很低，几乎不会引起测光变红，使得尘埃颗粒很大程度上无法检测到。恒星偏振测量提供了一种推导这种漫射材料性质的途径。在这里，我们提出了多波长孔径偏振测量的七个明亮的恒星选择探测星际偏振的边缘附近的局部热泡（LHB）-一个相对低密度的星际气体和尘埃的非晶区域，从太阳延伸~70-150 pc。这些测量是使用3.9米英澳望远镜上的高精度偏振仪（HIPPI）进行的。HIPPI是一种孔径恒星偏振计，经证实灵敏度为百万分之4.3。在观测到的恒星中，有两颗恒星的偏振程度比其他恒星大得多;它们的最大偏振波长（$λ_{max}$）约为550 $\pm$ 20 nm --与LHB以外的恒星相似--我们得出结论，它们位于LHB的壁中。其余五颗恒星的偏振度在70到160 ppm之间，其中四颗的$λ_{max}$更蓝，约为350 $\pm$ 50 nm。较蓝的$λ_{max}$值可能表明在Loop I超级气泡演化过程中受到冲击的颗粒。另一颗恒星HD 4150并不能很好地符合瑟可夫斯基曲线，可能是内在偏振的。
2018-12-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation and X-ray emission from hot bubbles in planetary nebulae - III. The impact of [Wolf-Rayet]-type winds
Instituto de Radioastronomía y Astrofísica, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学无线电天文学与天体物理研究所）；Instituto de Astrofísica de Andalucía, CSIC（安达卢西亚天体物理研究所，西班牙高等科学研究委员会）；Fakultät für Physik, Universität Duisburg-Essen（杜伊斯堡-埃森大学物理学院）
研究通过辐射-流体动力学模拟，发现[WR]型风显著提高PNe热气泡的X射线辐射功率，但等离子体温度趋于稳定，表明混合是产生软X射线发射的关键机制。
2026-01-22 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Detection of large-scale X-ray bubbles in the Milky Way halo
银河系的晕提供了一个实验室来研究由星系形成模型预测的冲击热气体的性质。有观测证据表明，从银河系核心过去的活动中，能量注入到晕中;然而，这种能量的起源（恒星形成或超黑洞活动）是不确定的，原子核结构和大尺度特征之间的因果关系尚未明确建立。在这里，我们报告了软X射线发射气泡，在银河系中心的上方和下方延伸约14千秒差距，并包括南部天空中类似于北极支线的结构。这些气泡的清晰边界追踪了无碰撞和无辐射的冲击，并证实了气泡不是局部超新星的遗迹，而是与伽马射线中看到的特征密切相关的巨大银河系尺度结构的一部分。来自银河系中心的大量能量注入是最有可能导致γ射线和X射线气泡的原因。后者的估计能量约为10 $^{56}$ erg，足以扰动银河系环星系介质的结构、能量含量和化学富集。
2020-12-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
Constraining the dynamical importance of hot gas and radiation pressure in quasar outflows using emission line ratios
类星体反馈模型经常预测一个膨胀的热气泡，它驱动着星系尺度的外流。在许多情况下，这种热气体辐射效率低，因此难以直接观察。我们提出了一个间接的方法来检测一个热气泡的存在，使用流体静力学光电离计算的冷（~10^4 K）线发射气体。我们比较我们的计算与观测的宽线区域，内面的环面，窄线区域（NLR），和扩展的NLR，从而限制热气体压力在距离0.1 pc - 10千秒差距的中心。我们发现，在平均类星体光谱中观察到的发射线比是一致的辐射压力占主导地位的模型在所有尺度上。在小于40 pc的尺度上，排除了动态显著的热气体压力，而在更大的尺度上，热气体压力不能超过局部辐射压力的六倍。在单个类星体中，约25%的类星体表现出与辐射压力主导模型不一致的NLR比，尽管在这些物体中，热气体压力也不太可能超过辐射压力一个数量级或更多。导出的高温气体压力上限意味着作用于星系尺度外流的瞬时气体压力力低于解释星系尺度外流的大动量通量\dot{p} L_AGN/c所需的时间平均力。如果光学类星体以前经历过一个被掩埋的、完全遮蔽的阶段，在这个阶段中，热气泡被更有效地限制，星系风加速发生，那么这种明显的差异就可以得到调和。
2016-01-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
On the high-energy protons regular acceleration in the Fermi Bubbles
提出了费米泡（Fermi bubbles，FB）中电磁场的全局结构模型，该模型使质子规则加速到超高能量成为可能。极向和环向磁场，以及径向电场，转而具有类似于存在于从活动星系核（AGN）喷出的喷流中的场的结构。在银河系中心观测到一个强大的相对论粒子源，它与旋转的超大质量黑洞（SMBH）Sgr A* 有关，可以为FB提供能量，并使其长时间保持活跃。黑洞上没有吸积，因而没有相对论性喷流，并不意味着黑洞没有转动能的损失。在FB的情况下，BH损失的能量可以保持FB的活性。规则的FBs结构可能是继承自相对论性喷流形成的，这种喷流可能存在于$ 10^7 $年前的银河系活跃的过去，或者是银河系中心附近存在于银河系整个生命周期中的过程。FB的电磁场中的质子的加速被发现的能量为$ E_{max} \simeq 10^{17} $ eV，这解释了观察到的辐射FB在伽马范围内，以及高能量中微子的排放。
2022-04-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
The multi-phase environment in the centre of Centaurus A
研究了半人马座A（Cen A）活动星系核附近的多相介质。ALMA和Chandra天文台的高分辨率观测表明，在Cen A中，热X射线发射等离子体与温暖和寒冷的介质共存。这种复杂的环境是一氧化碳线的来源，对其诊断有很大的影响。我们提供了来自上述两种仪器的覆盖核区域的图像（直径为10“，即，~180 pc），我们研究了等离子体热平衡的条件和可能共存的冷云嵌入在热X射线发射气体。此外，我们表明，多相介质起源于自然的热不稳定性（TI）所产生的高能辐射场的核与周围的气体和尘埃的相互作用。我们证明了冷气体云可以共存于热等离子体的相互接触，但即使是更冷的尘埃分子云必须从热区域几百pc的距离。最后，我们提出了一个3-D模型的外观的热等离子体和CO线发射区域与钱德拉图像一致，我们从这个模型中得到的ALMA观察到的特定分子线的综合发射率。为了重现观测到的图像和CO线的亮度，尘埃壳层必须厚约420 pc，距离中心约1000 pc。
2020-11-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
The JWST/MIRI view of the planetary nebula NGC 6302 I.: a UV irradiated torus and a hot bubble triggering PAH formation
利用 JWST/MIRI 对行星状星云 NGC 6302 进行空间分辨光谱观测，揭示其核心由脉冲式气泡抛射和含尘环面塑造，并首次在该类天体中识别出 PAH 形成地点。
2025-08-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
