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
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
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
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
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
Can the symmetric Fermi and eROSITA bubbles be produced by tilted jets?
通过三维相对论流体动力学模拟，发现倾斜的AGN失败喷流受盘内气体阻碍形成热气泡，并在浮力作用下转为垂直，成功重现了对称的Fermi和eROSITA气泡的多波长观测特征。
2024-05-31 astro-ph.HE
A possible origin of gamma rays from the Fermi Bubbles
近年来最令人兴奋的发现之一是在银河系中心的上方和下方存在一对巨大的伽马射线发射区，即所谓的费米泡。这些气泡是由费米太空望远镜发现的，在银河系纬度上延伸到$\sim 50^\circ$，在银河系经度上有$\sim 40^\circ$宽。伽马射线发射也被发现与无线电，微波和X射线发射相关。气泡的起源和相关的非热排放仍然没有清楚地了解。对非热辐射的可能解释包括高速银河风/喷流从银河系中心注入宇宙射线，气泡内存在的多重冲击或等离子体湍流加速，以及与气泡膨胀相关的强冲击波加速。在本文中，我将讨论的伽马射线发射产生的可能性，银河宇宙射线主要是质子在银河系的扩散传播过程中注入。质子与气泡等离子体相互作用产生$π^\circ$ -衰变伽马射线，而同时，无线电和微波同步辐射由$π^{\pm}$衰变产生的次级电子/正电子产生。
2014-12-22 astro-ph.HE
Search for TeV emission from the Fermi Bubbles at low Galactic latitudes with H.E.S.S. inner Galaxy survey observations
费米泡是大约十年前在{ \it Fermi}-LAT数据中发现的，是一种延伸到55度的双瓣结构。在银河系的纬度上和银河系的中心之下。目前，它们的起源仍然未知。H.E.S.S.该合作目前正在进行有史以来第一次对银河系内部区域TeV伽马射线的调查：内部星系调查。这次巡天的目的是对银河系中心周围几度范围内的微弱和漫射辐射达到最佳的灵敏度。它对暗物质信号、新的漫发射和银河系中心的TeV外流提供了前所未有的灵敏度。了解银河系低纬度地区费米泡的性质将为了解其起源提供关键的见解。我们使用低纬度的空间模板在费米泡的基础上寻找TeV发射。2014-2020年H.E.S.S.将报告观察结果。
2021-08-24 astro-ph.HE
IceCube constraints on the Fermi Bubbles
我们分析了冰立方四年的中微子数据，以寻找费米气泡的信号。即使考虑到较软的背景，也没有从气泡或其致密的外壳中发现信号。这对宇宙射线离子（CRI）加速效率施加了保守的$ξ_i<8\%$上限，并且对加速效率的电子与离子比施加了$η\equiv ξ_e/ξ_i \gtrsim0.006$下限（在$2σ$置信水平下）。对于典型的$ξ_i$，一旦冰立方中微子的数量增加了$\sim$一个数量级，信号就应该浮出水面，除非CRI光谱上有一个$<$ PeV截止。
2017-09-23 astro-ph.HE
Fermi Bubbles as a Result of Star Capture in the Galactic Center
费米发现了两个巨大的伽马射线发射气泡，直径近10千秒差距。我们建议，周期性的恒星捕获过程的银河系超大质量黑洞，Sgr A*，与捕获率$<10^{-5}$年$^{-1}$和能量释放$\sim 10^{52}$ erg每一个捕获可以产生冲击的晕，这加速电子的能量~ 1 TeV。这些电子通过同步辐射产生无线电辐射，并通过与遗迹和银河系软光子的逆康普顿散射产生伽马射线。从观测到的伽马射线通量的扩散系数的估计解释一致的必要的最大能量的电子和尖锐的边缘的气泡。
2011-09-28 astro-ph.HE
The Spatially Uniform Spectrum of the Fermi Bubbles: the Leptonic AGN Jet Scenario
费米气泡是银河系中心（GC）上方和下方的两个巨大的伽马射线气泡，是费米伽马射线太空望远镜最重要的发现之一。由于距离近，空间分辨，多波长观测提供了很好的机会，了解气泡的物理起源。观测到的气泡的一个独特特征是它们的伽马射线谱，包括在~110 GeV的高能截止和谱的整体形状，几乎是空间均匀的。高能光谱截止暗示了轻子起源，因为它可能是宇宙射线（CR）电子的同步加速器和逆康普顿（IC）冷却的标志;然而，即使是轻子模型，也不清楚为什么光谱应该是空间均匀的。在这项工作中，我们调查的费米泡的形成轻子喷流的情况下，使用新实施的CRSPEC模块在FLASH中，使我们能够跟踪CR光谱的演变过程中的飞行模拟。我们表明，高能量截止是由快速同步加速器和IC冷却GC附近的喷气机首次发射时。在喷流传播离开GC之后，喷流的动力学时间尺度在所有相关时间尺度中变得最短，因此光谱基本上是平流的，只有轻微的冷却损失。这可以解释为什么气泡光谱在空间上几乎是均匀的：在气泡膨胀的早期阶段，来自气泡不同部分的CR在GC附近都具有相同的起源。我们发现，由轻子喷流模型预测的CR空间和光谱分布可以同时匹配的归一化，光谱形状，和高能量截止观测到的伽马射线光谱和它们的空间均匀性，这表明过去的活动星系核喷流活动是一个可能的费米泡的形成机制。
2017-11-30 astro-ph.HE
Origin of Nonthermal Emission from the Fermi Bubbles and Mechanisms of Particle Acceleration There
我们分析了费米泡中粒子的加速过程。我们研究的目的是获得加速机制的限制。我们对背景等离子体加速、超新星遗迹发射的相对论电子再加速和银河系中心恒星潮汐破裂过程产生的激波加速这三个过程的分析表明，多激波加速模型目前没有严重的异议，因此似乎我们比其他模型更有吸引力。
2013-11-26 astro-ph.HE
Fermi bubbles detected in $\sim$100 TeV neutrinos
Ben-Gurion University of the Negev（内盖夫本-古里安大学）；Qedma Quantum Computing（qedma量子计算）
利用IceCube 12年高能起始事件数据，结合Fermi-LAT和eROSITA观测，在银河系外高纬度区域以>4σ显著性探测到费米气泡的中微子发射，证实了激波加速离子到PeV能量并携带~10^54.5 erg能量。
2026-09-29 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
Origin of the Fermi Bubble
费米发现了两个巨大的伽马射线发射泡，它们在银河系中心（GC）的北部和南部直径分别接近10千秒差距。气泡的存在首先在ROSAT探测到的X射线中得到证实，后来WMAP在伽马射线气泡的位置探测到了过量的无线电信号。我们建议，周期性的恒星捕获过程的银河系超大质量黑洞，Sgr A $^*$，捕获率$3\times 10^{-5}$年$^{-1}$和能量释放$\sim 3\times 10^{52}$尔格每次捕获可以产生非常热的等离子体$\sim 10$ keV的风速$\sim 10^8$ cm/s注入到晕和加热晕气体$\sim 1$ keV，产生热X射线。热等离子体的周期性注入可以在晕中产生冲击，并将电子加速到$\sim$ TeV，这通过同步辐射产生无线电发射，并通过与遗迹和银河系软光子的逆康普顿散射产生伽马射线。
2011-03-05 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
The Spectrum and Morphology of the Fermi Bubbles
费米泡是伽马射线天空中的两个大型结构，延伸到银河系中心上下的$55^\circ$。我们分析了50个月的费米大面积望远镜的数据之间的100 MeV和500 GeV以上的$10^\circ$在银河系纬度的费米泡的光谱和形态。我们彻底探讨了系统的不确定性，通过两种不同的方法建模时产生的银河漫发射。伽马射线谱可以用对数抛物线或指数截止的幂律来描述。我们排除了一个简单的幂律超过7 $σ$的意义。指数截止的幂律指数为$1.9 \pm 0.2$，截止能量为$110\pm 50$ GeV。我们发现气泡的γ射线光度为$4.4^{+2.4}_{-0.9} \times 10^{37}$ erg s $^{-1}$。我们确认了一个显着增强的伽马射线发射在东南部的泡沫，但我们没有找到显着的证据，一个喷气式飞机。未检测到气泡间光谱的显著变化。气泡边界的宽度估计为$3.4^{+3.7}_{-2.6}$度。逆康普顿（IC）模型和强子模型，包括IC从次级轻子发射的伽马射线数据拟合得很好。在IC方案中，来自相同电子群的同步辐射也可以解释WMAP和普朗克微波雾，磁场在5到20 $μ$ G之间。
2014-07-29 astro-ph.HE
A Latitude-Dependent Analysis of the Leptonic Hypothesis for the Fermi Bubbles
费米泡是在伽马射线和微波中都能观测到的巨大的银河系结构。最近的研究已经发现支持的假设，即伽马射线和微波辐射都可以被理解为产生于硬宇宙射线电子人口的体积内的泡沫，通过逆康普顿散射和同步辐射分别。这些过程的相对速率由星际辐射场和气泡内磁场的相对能量密度决定;因此，在共同起源的假设下，伽马射线和微波测量的组合可以用来估计气泡内的磁场。我们重新审视这一假设的一致性在一个纬度的纬度的基础上，使用费米，WMAP和普朗克的数据，估计气泡内的电子光谱的变化，并推断气泡内的磁场的界限作为距离银河系平面的函数。我们发现，虽然微波和伽马射线光谱一般是符合轻子假设的几个微高斯磁场，似乎是一个偏好的光谱硬化的微波在中纬度地区（特别是在|b| ~ 25-35度范围），这是不反映在伽马射线。这一结果可能暗示了非轻子对伽玛射线谱的贡献;然而，如果电子的截止能量在这个纬度范围内较低，并且低于截止能量的谱较硬，则在纯轻子模型中可以调和这种差异。
2016-06-18 astro-ph.HE
Unveiling the Fermi Bubbles origin with MeV photon telescopes
费米泡（Fermi Bubbles，FB）是一对大规模的椭球体结构，在银河平面的上下延伸，几乎对称地与银河中心对齐。在发现它们10多年之后，它们的性质和起源仍然不清楚。揭示初级发射机制，无论是强子还是轻子，被认为是阐明这一主题的主要工具。我们探讨了FB的MeV观测的潜在关键作用，我们提供了一个配方，以确定康普顿和康普顿对望远镜的FB的扩展发射的灵敏度。我们说明了成像康普顿望远镜COMPTEL的能力，新选择的NASA MeV任务COSI（康普顿光谱仪和成像仪），以及对未来潜在的康普顿对望远镜，如AMEGO-X（全天空中能伽马射线天文台eXplorer）的期望。
2022-03-21 astro-ph.HE
The Fermi Bubble as a Source of Cosmic Rays in the Energy Range > 10E15 eV
{ \it Fermi}大面积望远镜最近发现了两个巨大的伽马射线气泡，它们延伸到银河系中心的北部和南部，直径和高度为$H\sim 10$ kpc。我们认为，银河系超大质量黑洞Sgr A $^*$的周期性恒星捕获过程，其捕获速率为$τ_{\rm cap}^{-1}\sim 3\times 10^{-5}$ yr $^{-1}$，每次捕获释放的能量为$W\sim 3\times 10^{52}$ erg，可以导致热等离子体以$u\sim 10^8$ cm s $^{-1}$的风速注入银河系晕.热等离子体的周期性注入可以产生一系列冲击。气泡中的高能质子在与这些冲击相互作用时被重新加速。我们表明，能量大于$E> 10^{15}$ eV，加速过程可以更好地描述随机二阶费米加速。我们提出，强子宇宙射线（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超过膝盖的CR。在气泡$D_B\sim 3\times 10^{30}$ cm $^2$ s $^{-1}$中，利用该能量范围内的平均CR扩散系数，我们可以再现超出膝关节和膝关节内的光谱的光谱指数。气泡冲击能与CR能的转换效率约为10%。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。
2011-12-29 astro-ph.HE
Gamma-ray Lines in the Fermi Data: is it a Bubble?
最近，费米大天区望远镜（LAT）的数据分析报告了能量在130 GeV左右的伽马射线过量的初步证据。这种过量可能会引起人们的极大兴趣，因为它可能与银河系暗物质的成对湮灭以及随后单色或内部韧致辐射伽马射线的产生有关。130 GeV的过剩出现时，采用了优化选择的目标区域的利益，一个程序，这取决于假设的暗物质密度分布。对于产生可感知信号的轮廓，这些目标区域与对应于所谓的“费米泡”的区域极大地重叠。我们认为，线功能的初步证据可能是由于硬光子在费米泡区域，其中的伽马射线光谱包含一个光谱中断的能量范围内的利益（100-150 GeV）。虽然这种幂律定律被打破的起源还不清楚，但它可能与标准的天体物理过程有关，而不是与暗物质湮灭有关。即使在小的能量窗口内，破幂律也提供与线“过量”一样好的拟合，并且对于大的能量窗口提供明显更好的拟合。
2012-06-19 astro-ph.HE hep-ph
The Fermi Bubbles. II. The Potential Roles of Viscosity and Cosmic Ray Diffusion in Jet Models
费米伽马射线太空望远镜最近在银河系内部探测到的费米气泡的起源是神秘的。在Guo和Mathews的配套论文（论文I）中，我们使用流体动力学模拟来表明它们可能是由最近一次强大的活动星系核喷流事件产生的。在这里，我们进一步探讨这种情况下，研究剪切粘度和宇宙射线（CR）扩散的气泡的形态和CR分布的潜在作用。我们发现，即使是相对较低的粘度水平（μ_{visc} >~ 3 g cm^{-1} s^{-1}，或约0.1% - 1%的Braginskii粘度在这种情况下）可以有效地抑制发展的Kelvin-Helmholtz不稳定性的气泡表面，导致光滑的气泡边缘观察。此外，粘度降低了气泡内的循环运动，否则会将气泡边缘附近的CR携带射流回流与气泡内部混合。因此，粘性自然地产生边缘有利的CR分布，这是产生所观察到的平坦伽马射线表面亮度分布的重要成分。一般来说，这样的CR分布经常产生边缘增亮的伽马射线强度分布。然而，我们表明，通过将CR扩散，这是强烈抑制整个气泡表面（从尖锐的气泡边缘推断），但在气泡内部接近规范值，我们得到一个合理的平坦的伽马射线强度分布。由此产生的CR泡与观察到的费米泡的相似性加强了我们以前的结果，在文件I中，费米泡是由最近的活动星系核喷流事件。研究附近的费米泡可能提供了一个独特的机会，研究等离子体粘度和CR扩散的AGN喷流和气泡的演化的潜在作用。
2012-08-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
Unveiling the Origin of the Fermi Bubbles
费米气泡是银河系中心（GC）上下的两个巨大结构，是费米伽马射线太空望远镜最重要的发现之一。研究它们的物理起源为宇宙射线传输、银河系磁场和银河系GC过去的活动提供了有价值的见解。尽管它们的重要性，泡沫的形成机制仍然难以捉摸。在过去的几年里，有许多观测和理论上的努力来揭示泡沫的本质。在这篇文章中，我们提出了一个概述，我们的理解泡沫的起源的现状，并讨论可能的未来方向，这将有助于区分不同的情况下，泡沫的形成。
2018-03-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
IceCube Neutrino Events from Fermi Bubbles
冰立方中微子天文台公布了37个候选事件，其沉积能量超过$\sim$ 30 TeV，三年的数据集，比大气背景的预期要多。我们讨论了费米泡（FB）的可探测性的冰立方和显示，多达6 - 7的37个事件可能起源于FB。如果观测到的来自FB的伽马射线是由于重子机制产生的，那么高能（$>$ GeV）中微子应该作为对应物发射。这些中微子应该可以在千米的$^3$中微子探测器上以簇射或径迹的形式被探测到。对于硬初级宇宙射线质子谱，$E^{-2.1}$，和截止能量在10 PeV或以上，FB通量大大超过大气背景。对于更陡的光谱、$E^{-2.3}$和/或更低的截止能量，具有高显著性的检测将需要更长的运行时间。
2014-12-19 astro-ph.HE
The AGN Jet Model of the Fermi Bubbles
在银河系内部探测到的费米气泡的性质和起源仍然难以捉摸。在本文中，我们简要地讨论了最近的一些理论和观测的发展，重点是活动星系核喷流模型。类似于在大质量星系中观察到的射电瓣，费米泡可能是由一对几乎沿着银河系旋转轴从银河系中心发出的相对喷流自然产生的。我们的双流体动力学模拟再现相当不错的气泡的位置和形状，和界面的不稳定性在气泡表面可以有效地抑制剪切粘度。我们简要地评论了与我们的模型相关的一些潜在问题，这些问题可能会导致未来的进展。
2016-09-25 astro-ph.GA astro-ph.HE
Multi-wavelength Emission from the Fermi Bubble III. Stochastic (Fermi) Re-Acceleration of Relativistic Electrons Emitted by SNRs
分析了银河系盘中超新星遗迹（SNRs）发射的电子随机再加速并传播到星系晕的模型，以解释费米泡（FB）非热辐射（射电和γ射线）的起源。我们假设，在晕中的再加速的能量是由恒星吸积到中心黑洞的过程所产生的冲击提供的。数值模拟表明，具有强湍流的区域（电子再加速的地方）位于星系晕的高处，大约在盘上方几千秒差距。由于同步加速器和逆康普顿能量损失，到达这些区域的SNR电子的能量不超过几个GeV。在适当的再加速参数下，这些电子可以被再加速到10E12 eV的能量，这解释了在这个模型中观察到的FB的无线电和伽马射线发射的起源。然而，尽管模型的伽玛射线谱与费米实验结果一致，但模型的射电谱比WMAP和普朗克实验观测到的要陡。如果绝热损失，由于等离子体流出银河系中心区域的考虑，然后再加速模型很好地再现了普朗克数据点。
2015-03-13 astro-ph.HE
Analytical and numerical studies of central galactic outflows powered by tidal disruption events -- a model for the Fermi bubbles?
银河系中心（GC）的超大质量黑洞对恒星的捕获和潮汐破裂应该定期发生。这个过程释放和耗散的能量将影响GC和星系晕的周围环境。单颗恒星的超爱丁顿爆发产生了一个亚音速流，其能量释放超过$10^{52}$尔格，但仍不足以将激波加热的气体推入晕中。只有在GC附近的恒星的常规潮汐破裂才能提供足够的累积能量来形成和维持像费米泡这样的大尺度结构。破坏事件的平均速率预计为$10^{-4}$ ~ $10^{-5}$/年$^{-1}$，提供从GC到晕的能量释放的平均功率为dW/dt ~ 3*10 $^{41}$ erg/s，这是支持费米泡所需的。GC黑洞被盘中的分子云包围，但它们的总质量和填充因子太低，无法显著阻止潮汐破裂事件的冲击。事实上，在百万年时间尺度上的连续能量注入将导致强冲击在密度分层的星系晕中传播，从而产生细长的气泡状特征，这些特征与银河系中平面对称。
2020-10-08 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
Detection of polarized Fermi-bubble synchrotron and dust emission
Ben-Gurion University of the Negev（内盖夫本-古里安大学）
研究通过分离费米气泡极化微波信号与扩展极化领域，发现同步辐射极化方向与气泡边缘平行，尘埃极化方向限制了极端环境下的尘埃对齐。
2025-01-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
Time-Dependent Stochastic Acceleration Model for the Fermi Bubbles
我们研究费米泡的随机加速模型。通过Kelvin-Helmholtz、Rayleigh-Taylor或Richtmyer-Meshkov不稳定性，在激波前沿后面激发湍流，等离子体粒子通过与湍流的相互作用而不断加速。湍流随着远离激波阵面而逐渐衰减。采用随机加速的唯象模型，我们明确地解决了湍流中粒子能量分布的时间演化。我们的结果表明，高能粒子的空间分布是不同于那些稳定的解决方案。我们还表明，从加速区域逃逸的电子的贡献显着软化的光子谱。我们的模型再现了光子谱和表面亮度分布。如果逃逸效率非常高，那么逃逸的低能电子的射电通量可以与WMAP烟雾的射电通量相媲美。我们也证明了强子模型与随机加速度，但他们是不可能的能量收支的观点。
2015-11-09 astro-ph.HE
A Novel Approach towards the Search for Gamma-ray Emission from the Northern Fermi Bubble with HAWC
费米泡是在GeV能量的伽马射线中观察到的结构，从我们银河系的中心区域发出，在银道面上方和下方延伸到8.5 kpc。虽然最初的研究显示整个结构的亮度是平坦的，但最近的研究发现底部变亮了。我们执行一个基于模板的搜索TeV信号从北部费米泡，只是从它的基础上的数据从高海拔水切伦科夫（HAWC）的伽马射线天文台。我们采用了一个配置文件的可能性方法来计算的重要性和通量的搜索区域。没有显着的信号从北部费米泡和它的基地，我们报告新的上限积分通量在95%的置信水平。我们的积分通量上限为北费米泡更约束比以前的限制报告HAWC。此外，我们提出，第一次，TeV的限制有关的泡沫的基础构成了一个更公平的比较费米大面积望远镜的数据点接近这个特定的区域。
2021-07-30 astro-ph.HE astro-ph.IM
The Fermi/eROSITA Bubbles: A look into the nuclear outflow from the Milky Way
本文综述了费米/eROSITA气泡的多波长观测，探讨了银河系核外流的特征，指出其起源和本质仍待研究。
2024-03-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
Suzaku observations of the diffuse x-ray emission across the fermi bubbles' edges
我们提出了朱雀X射线观测沿两个边缘区域的费米泡，8 ~20 ksec的点，在北部的北极支线（ESPUR）的北部周围的北泡和6个跨越最南端的边缘的南泡。去除致密X射线特征后，弥散X射线发射被清楚地检测到，并由三分量光谱模型很好地再现，该三分量光谱模型由来自局部气泡（LB）的未吸收热发射（温度kT ~0.1 keV）、与日冕和/或星系晕（GH）相关的吸收kT ~0.3 keV热发射以及与宇宙X射线背景一致的水平的幂律分量组成。0.3 keV等离子体的发射测量值（EM）朝东北气泡的内部区域下降约50%，而没有伴随的温度变化。然而，在南方泡沫的数据中并没有清楚地看到EM的这种跳跃。虽然目前还不清楚这颗超新星是否来自附近的超新星遗迹，或者与银河系中心内部/周围以前的活动有关，但我们的朱雀观测提供了暗示后一种情况的证据。在后一种框架中，大量吸收X射线的中性物质的存在以及kT ~ 0.3 keV气体的存在可以自然地解释为由周围介质中的气泡膨胀驱动的弱激波，速度v_exp ~300 km/s（对应于激波马赫数M ~1.5），压缩GH气体以形成激波特征。我们还推导出了与气泡相关的任何非热X射线发射分量的上限，并证明了与上述发现一致的是，从其宽带谱的单区轻子模型估计的非热压力和能量与周围热等离子体的非热压力和能量大致平衡。
2014-02-04 astro-ph.HE
A discovery of a low-energy excess in cosmic-ray iron: an evidence of the past supernova activity in the Local Bubble
阿尔法磁谱仪- 02（AMS-02）自发射以来，对宇宙射线（CR）种类（$\bar{p}$、$e^{\pm}$）和原子核（$_1$ H- $_8$ O、$_{10}$ Ne、$_{12}$ Mg、$_{14}$ Si）的光谱进行了高质量的测量，并取得了若干突破。最新的期待已久的惊喜之一是AMS-02刚刚公布的$_{26}$ Fe的光谱。由于大的碎裂截面和大的电离能损失，大多数低能量的CR铁是本地的，并且可能具有与太阳附近相对较新的超新星（SN）活动相关的一些特征。我们对新的铁光谱以及旅行者1号和ACE-CRIS数据的分析揭示了铁光谱和Fe/He，Fe/O和Fe/Si比值在1-2 GV处的意外碰撞，而He，O，Si的光谱及其比值中没有类似的特征，暗示了低能CR的本地来源。所发现的过量与最近在陆地和月球样品以及CR中发现的放射性$^{60}$ Fe矿床非常吻合。我们提供了一个更新的本地星际光谱（LIS）的铁的能量范围从1 MeV的核子$^{-1}$ $\sim$ 10 TeV的核子$^{-1}$。我们的计算采用GalProp-HelMod框架，该框架被证明是推导CR $\bar{p}$、$e^{-}$和细胞核$Z\le28$ LIS的可靠工具。
2021-03-23 astro-ph.HE
The Bending Feature of the Fermi Bubbles: A Presumed Horizontal Galactic Wind and Its Implication on the Bubbles' Age
在我们的银河系中有两个壮观的结构：伽马射线观测中的{ \it Fermi}气泡和X射线观测中的北极支线（North Polar Spur）结构。由于它们的形态相似性，它们可能具有相同的起源，即，与银河系中心（GC）过去的活动有关。此外，这些结构在银河系坐标系中表现出明显的向西弯曲的特征。这启发我们考虑弯曲可能是由假定的全球水平银河风（HGW）从东向西吹造成的可能性。在此假设下，我们采用一个玩具激波膨胀模型来理解两个观测特征：（1）粒子的相对厚度;（2）{ \it Fermi}泡和粒子的弯曲。在该模型中，接触不连续（CD）标志着{ \it Fermi}泡的边界，而受冲击的星际介质（ISM）标志着X射线结构。计算结果表明，东部前向激波的马赫数为$\sim$ 1.9-2.3，HGW的速度为~ 0.7-0.9 $c_{s}$。根据震前ISM的温度，在银河系坐标系中，膨胀的超新星的速度约为180-290 km/s，HGW约为110-190 km/s。我们认为，费米泡和{ \it Fermi}泡的年龄约为1800 - 3400万年。这是一种不依赖于注入理论和辐射机制的估算{ \it Fermi}泡年龄的新方法。
2018-12-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
Limits on the Emission of Gamma Rays from M31 (The Andromeda Galaxy) with HAWC
费米气泡的发现表明，像银河系这样的螺旋星系可以经历活跃期。利用伽马射线观测，我们可以研究这种结构存在于其他邻近星系中的可能性。我们利用高海拔水切伦科夫天文台记录的TeV伽马射线数据分析了仙女座星系（梅西耶星表M31）周围区域的气泡状发射迹象。我们拟合了一个模型，由两个6千秒差距的气泡对称和垂直于M31银道面，并假设一个幂律分布的伽马射线通量。我们比较了这些气泡区域的发射，从类似于在银河系中发现的费米气泡的结构预期。未观察到显著排放。我们报告上限的费米泡结构在M31的TeV通量。
2017-08-09 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
