Diverse metallicities of Fermi bubble clouds indicate dual origins in the disk and halo
银河系中心被两个巨大的等离子体瓣所包围，称为费米泡，在银河系平面上方和下方延伸约10 kpc。在无线电、紫外线和光学波长下对费米气泡方向的光谱观测发现了被认为嵌入在气泡中的多相气体云，称为费米气泡高速云（FB HVC）。虽然这些云的运动学可以用从银河系中心发射的双锥核风来模拟，但它们的确切起源是未知的，因为到目前为止，关于它们的重金属丰度（金属丰度）的信息很少。在这里，我们表明，FB HVC有一个很宽的范围，从<20%的太阳到~320%的太阳的金属丰度。这一结果是基于FB HVC的第一次金属丰度调查。这些金属丰度挑战了以前接受的原则，即所有FB HVC都是从银河系中心发射到费米泡中的太阳或超太阳金属丰度。相反，我们认为FB HVC起源于银河系的磁盘和晕。因此，其中一些云可能是费米泡膨胀进入的环星系介质的特征，而不是由核风向外携带的物质，改变了FB HVC的规范图像。更广泛地说，这些结果揭示了螺旋星系的核外流可以通过清扫晕中的气体，同时从盘中移除气体来运作。
2022-07-18 astro-ph.GA
Probing the Halo Gas Distribution in the Inner Galaxy with Fermi Bubble Observations
在银河系内部的热晕气体分布包含了过去在银河系中心的能量反馈过程的关键化石记录。在这里，我们采用了各种球形和盘状MW晕气体模型作为初始条件在一系列的模拟研究的费米泡的形成在射流冲击的情况下。将模拟结果与费米泡的X射线和γ射线观测结果进行了比较，以确定费米泡事件发生前星系内部晕气体的分布。我们的最佳拟合气体密度分布可以用半径为$n_{\rm e}(r)=0.01(r/1 \text{~kpc})^{-1.5}$ cm $^{-3}$的幂律来描述。我们的研究不能确定是否有一个内部密度核，如果存在的话，应该是非常小的，大小为$r_{c} \lesssim 0.5$ kpc。当外推到大半径$r\sim 50-90$ kpc时，我们推导出的密度分布明显低于最近从冲压压力剥离计算中估计的气体密度，这表明晕气体密度分布要么是不连续的，要么在$10 \lesssim r \lesssim 50$ kpc内有一个或多个不连续性。这些不连续性中的一些可能与eROSITA气泡有关，并且我们导出的气体密度分布可能对应于大约$5$ Myr ago的内部eROSITA气泡中的热气分布。
2021-05-07 astro-ph.GA
Searching for Islands of Reionization: A Potential Ionized Bubble Powered by a Spectroscopic Overdensity at z = 8.7
本研究通过Keck/MOSFIRE光谱巡天在z=8.7处发现一个Lyα发射星系，其位于超密度区域，可能驱动大型电离气泡，挑战了现有星系电离能力模型，并可通过JWST观测验证。
2023-08-29 astro-ph.GA
Nuclear Outflow of the Milky Way: Studying the Kinematics and Spatial Extent of the Northern Fermi Bubble
我们报告了一个系统的，光谱的，紫外线吸收线调查，映射在银河系中心区域的高速气体的空间和运动学特性的新观测。我们研究的假设，这种气体的痕迹双锥核外流。利用哈勃空间望远镜投射到北费米泡内外的47颗背景类星体和晕星的紫外光谱，研究了北费米泡周围高速吸收的发生率，并利用北费米泡内部的5条视线约束了O I、Al II、C II、C IV、Si II、Si III、Si IV等物质示踪的流出气体的速度和柱密度。在北费米泡内的所有五条视线都表现出蓝移的高速吸收分量，而在北费米泡外的42条视线中只有9条表现出蓝移的高速吸收分量。观测到的外流速度剖面随银河系纬度和距银心的径向距离（R）而减小。观察到的蓝移速度从R~2.3 kpc时的$v_{GSR}$ =-265 km/s变化到R~6.5 kpc时的$v_{GSR}$ =-91 km/s。我们推导出沿1H 1613 -097视线的夹带气体的金属丰度，该视线穿过北部费米泡的中心，发现[O/H] $\gtrsim -0.54 \pm 0.15$。一个简单的运动学模型调整，以匹配观测到的吸收组件的速度沿五条视线内的泡沫，约束流出速度约1000 $-$ 1300公里/秒，和流出的年龄约6 $-$ 9百万年。我们估计核流出的最小质量流出率为$\gtrsim$ 0.2 $\rm{ M_{\odot}\; yr^{-1}}$。结合年龄和质量流出率，我们确定了费米泡…
2016-12-05 astro-ph.GA
A Near-Infrared Search for Molecular Gas in the Fermi Bubbles
我们提出了双子座/NIFS近红外积分场光谱的视野周围的两个活动星系核背后的费米泡（PDS 456和1H 1613 -097）寻找分子气体在银河系的核风。这两个活动星系核的视线是由紫外吸收中看到的高速中性和电离气体的存在选择的。我们在2.224和2.122微米的两个方向上都没有检测到H2振转S（0）和S（1）线的任何延伸发射。对于S（1）线，从整个3x 3角秒NIFS视场中提取的光谱得出的3-sigma表面亮度极限为PDS 456的2.4e-17 erg/cm 2/s/A/arcsec 2和1H 1613 -097的4.9e-18 erg/cm 2/s/A/arcsec 2。鉴于这些非检测，我们得出结论，CO发射线的研究和H2紫外吸收线的研究是更有前途的方法来表征费米泡中的分子气体。
2021-08-26 astro-ph.GA
What's in a Fermi Bubble: a quasar episode in the Galactic centre
费米泡是最近在银河系两侧观测到的巨大（约10 kpc高）伽马射线发射叶（Su et al. 2010），在形态上与银河系中心相连，因此提供了一个机会来测试几种超大质量黑洞（SMBH）演化、反馈及其与宿主星系的关系。我们使用物理反馈模型（King 2003，2010）和新的数值技术（Nayakshin et al. 2009）来模拟Sgr A*（银河系中央SMBH）的短爆发活动，大约600万年前，与中央秒差距的恒星形成事件在时间上一致。我们能够再现气泡形态和能量分析（Zubovas等人2011）和数值（Zubovas & Nayakshin，准备）。这些结果为该模型提供了强有力的支持，该模型也用于模拟更极端的环境（Nayakshin & Power 2010）。
2012-01-17 astro-ph.GA
Imaging and spectroscopic observations of a strange elliptical bubble in the northern arm of the spiral galaxy NGC 6946
NGC 6946，因其高超新星爆发率和高恒星形成率而被称为烟花星系，嵌入在一个非常扩展的HI晕中。它的北旋臂与银河系主体分离得很好。我们发现，这个手臂包含一个大的（约300 pc大小）红色椭圆形，根据其光学图像上H-α发射线的强烈污染而命名。椭圆形伴随着一个短的平行弧和其他一些更小和更不规则的弧;在这些特征中可以看到一个明亮的星团。复杂的弧线组合似乎是独一无二的，它只是有点类似于某些SNR。然而，俄罗斯6米望远镜获得的长缝光谱数据并没有证实星云的起源是单一SN爆发的结果。发射线光谱对应于年轻热恒星的光电离，其中激波电离的贡献很小。对红椭圆最可能的解释是，位于红椭圆东北侧的星团中的大质量恒星集体反馈产生了一个超级气泡。然而，星云非常规则的椭圆形状似乎很奇怪。
2016-06-04 astro-ph.GA
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
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
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
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
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
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
A New High-latitude H I Cloud Complex Entrained in the Northern Fermi Bubble
本文利用绿岸望远镜21厘米观测在北部费米气泡内发现十一个高银纬高速H I云，揭示其结构、速度和质量特征，并提出它们可能是较大云被热气体瓦解后的碎片。
2025-07-07 astro-ph.GA
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
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
The Milky Way's Fermi Bubbles: Echoes of the Last Quasar Outburst?
{ \it Fermi}-LAT最近探测到两个相对于银河平面对称放置的伽马射线泡。这些气泡被认为是处于准稳定状态，在银河系的年龄中不断形成恒星而膨胀。在这里，我们提出了一个替代的图片中的气泡是一个大规模的广角流出的残余物，从\sgra，我们的银河系的SMBH。这样的外流可能是$\sim 6$\上一个短暂但明亮的吸积事件的自然结果，如果它与$\sim 6$ Myr前银河系内部0.5 pc的著名恒星形成事件同时发生的话。我们发现，假设的近球形流出集中成一对对称的叶沿银道面的较大的气体压力。外流冲击着银河系隆起中的星际气体。伽马射线发射可以由\sgra直接产生的宇宙射线提供动力，也可以由外部介质在冲击中加速产生的宇宙射线提供动力。银河系盘仍然不受影响，同意最近的观测证据，即超大质量黑洞与银河系盘属性无关。我们估计，吸积事件所需的吸积质量$\sim 2 \times 10^3\msun$的权力所观察到的{ \it费米}-LAT叶。在几个因素之内，这与在恒星形成事件中诞生的年轻恒星的质量一致。这一估计表明，大约50%的气体变成了恒星，而其余的则聚集在\sgra上。一种解释是由于恒星反馈导致\sgra \吸积盘内恒星形成效率降低，另一种解释是由于特殊的质量沉积几何形状导致大量气体直接落入银河系内部$\sim 0.03$ pc。
2011-04-28 astro-ph.GA
Discovery of High-Velocity H$α$ Emission in the Direction of the Fermi Bubble
Wisconsin H-Alpha Mapper（WHAM）的观测揭示了高速和[NII] $\lambda6584$发射线的方向和速度与紫外线吸收线特征相同，这些特征以前与称为费米泡的双锥伽马射线叶有关。我们测量了$I_{\textrm{H}α}=0.84^{+0.10}_{-0.09}$瑞利发射线中心$v_\textrm{LSR}=-221\pm3~\textrm{km}~\textrm{s}^{-1}$的反射校正强度，对应于$EM = 2.00^{+0.64}_{-0.63}~\textrm{cm}^{-6}~\textrm{pc}$的发射测量。这种发射的速度与哈勃太空望远镜/宇宙起源光谱仪对PDS 456类星体视线中检测到的紫外线吸收特征的观测速度相同，PDS 456类星体视线穿过$l = 10^\circ.4, b = +11^\circ.2$附近的北方气泡。我们估计在这个速度分量中电离气体的总柱密度为$N(H^{+}) = \left(3.28 \pm 0.33\right) \times 10^{18}~\textrm{cm}^{-2}$。电离气体的发射和吸收的比较产生的估计的特征密度的$n_{e,c} = 1.8 \pm 0.6~\textrm{cm}^{-3}$和特征长度的$L_{c} =0.56 \pm 0.21~\textrm{pc}$假设$30\%$太阳金属丰…
2020-08-04 astro-ph.GA
Fermi Bubbles Without AGN: Gamma-Ray Bubbles in MHD Galaxy Formation Simulations with Full Cosmic Ray Spectra
California Institute of Technology（加州理工学院）
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
Fermi Bubbles in the Milky Way: the closest AGN feedback laboratory courtesy of Sgr A*?
人们普遍认为，在银河系内部秒差距内沉积了一个巨大的（$10^4$到$10^5 \msun$）巨分子云（GMC），可以解释$\sim 6$几百万年前在那里诞生的一百多颗异常巨大的年轻恒星的起源。这种气体的一个未知部分可能是由银河系的超大质量黑洞（SMBH）Sgr A* 吸积的。最近有人提出，两个观测到的从银河系中心发出的$γ$射线气泡，是由于Sgr A* 的这种假定活动而膨胀的。我们运行了一套数值模拟来测试所观察到的气泡形态是否可能是由于盘状中央分子区（CMZ）对Sgr A* 的广角流出的准直，CMZ是中央$\sim 200$ pc中众所周知的大量分子气体储存库。我们发现，一个爱丁顿限制爆发的Sgr A* 持久$\simeq 1$ Myr需要重现的{ \it费米}泡的形态，这表明GMC质量是$\sim 10^5 \msun$，它主要是吸积的Sgr A*，而不是用来制造恒星。我们还发现，从Sgr A* 的流出在CMZ盘中强制执行强角动量混合，将其有力地雕刻成一个更窄的结构-环-也许与最近报道的“赫歇尔环”同义。此外，我们发现，Sgr A* 外流很可能已诱导形成的大质量恒星形成的GMC中的CMZ。在这种情况下，拱门和五重星团，两个观察到的年轻星团在中央几十秒差距的银河系，以及GMC，如Sgr B2，欠他们的存在，以最近的Sgr A* 活动。
2012-03-14 astro-ph.GA
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
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
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
Metal Enrichment in the Fermi Bubbles as a Probe of Their Origin
费米泡是我们银河系中巨大的伽马射线结构。泡沫的物理起源仍在争论中。主导方案可分为两类。一个是类似于河外星暴星系的核成星活动，另一个是过去的活动星系核（AGN）的银河系中心超大质量黑洞的类似活动。在本文中，我们建议，金属丰度测量将提供一个重要的线索，以探讨其起源。基于一个简单的球对称气泡模型，我们发现气泡气体的金属丰度和丰度模式强烈依赖于假设的恒星形成或活动星系核活动。由于超新星喷出物的存在，恒星形成情景比活动星系核情景预测更高的金属丰度和[O/Fe]和[Ne/Fe]丰度比。此外，所得到的丰度取决于伽马射线发射过程，因为由于非热粒子的加速和冷却时间尺度，不同的伽马射线发射过程需要不同的质量注入历史。未来的X射线任务，如ASTRO-H和Athena，将通过其高能量分辨率仪器的丰度测量，为探测气泡的起源提供线索。
2015-04-22 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 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
Spatial structure of the WMAP-Planck haze
有人提出，这两种现象，WMAP-Planck雾和费米泡，可能有一个共同的起源。在本文中，我们使用普朗克2018年发布的数据分析了霾的空间结构。结果表明，在实验不确定度范围内，WMAP-Planck haze和Fermi bubbles的空间尺寸和位置是一致的。在普朗克数据中没有发现类似费米泡茧的子结构。比较了银河系中心脉冲星群和银河系中心区域暗物质粒子衰变所产生的电子-正电子对可能的同步辐射的空间范围。银河系星云和暗物质衰变仍然是WMAP-普朗克烟雾的可行解释。
2018-12-13 astro-ph.GA
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
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
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
Sequential Star Formation in RCW 34: A Spectroscopic Census of the Stellar Content of High-mass Star-forming Regions
我们目前的VLT/SINFONI积分场光谱RCW 34随着斯皮策/IRAC测光的环境。RCW 34由三个不同的区域组成。在IRAC图像上发现了一个大气泡，其中发现了一个中低质量的II类天体集群，在这个气泡的北部边缘，定位了一个HII区域，由3颗OB星电离。中等质量恒星（2 - 3 Msun）被发现的G-和K-光谱类型。这些恒星仍处于主序前（PMS）阶段。在HII区域的北部，存在一个光子占主导地位的区域，标志着由H2发射跟踪的致密分子云的边缘。几个0/I类天体与这片云有关，表明恒星的形成仍在进行中。到RCW 34的距离修正为2.5 +- 0.2 kpc，根据HII区内PMS星的性质，年龄估计为2 - 1 Myrs。这三个区域形成的最可能的情况是，恒星的形成从南向北传播。首先，气泡形成，仅由中低质量恒星产生，之后，HII区域由分子云边缘的致密核心形成，导致膨胀为香槟流。最近，恒星形成发生在分子云的其余部分。两种不同的形成情景是可能的：（a）气泡与低质量和中等质量恒星的集群触发了O星在分子云边缘的形成，这反过来又诱导了分子云中当前的恒星形成。(b)一个外部的触发是负责从南向北传播的恒星形成。[删节]
2010-02-12 astro-ph.GA
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
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
