Hard and bright gamma-ray emission at the base of the Fermi bubbles
费米泡（Fermi bubbles，FB）是一个巨大的伽马射线发射波瓣，在银河系中心（GC）的纬度上一直延伸到$55°$。虽然这些FB在8年前就被发现了，但它们的起源和伽马射线发射的性质仍然没有得到解决。了解银河平面附近的FB的性质可能会提供它们起源的线索。先前的分析表明，在减去银河前景后，在FB底部的伽马射线发射强度比高纬度的FB有所增加，硬幂律谱没有截止到约1 TeV的证据，并且相对于GC，发射位移为负的伽马射线。我们分析了9年的费米大面积望远镜的数据，以更详细地研究在FB的基础上，特别是在10 GeV以上的能量的伽马射线发射。我们确认，在FB的基础上的伽马射线发射是很好地描述了一个简单的幂律高达1 TeV的能量。截止能量的95%置信下限约为500 GeV。在高纬度地区，它的强度比FBs发射的强度大，并且从GC向西移动（负偏振）。如果在暗带底部的辐射确实与高纬度暗带有关，那么辐射向负色散的偏移就不利于暗带是由GC处的超大质量黑洞产生的模型。我们发现γ射线谱可以用强子相互作用产生的γ射线或轻子逆康普顿散射来解释。在强子假设中，在FBs底部的辐射可以用银河系中心附近的几百个超新星遗迹（SNRs）或距离约1 kpc的大约10个SNRs来解释。在轻子情形中，所需的SNR数是强子情形的几倍。（节略）
2019-11-28 astro-ph.HE
Two Emission Mechanisms in the Fermi Bubbles: A Possible Signal of Annihilating Dark Matter
本文研究了费米泡光谱随银河系纬度的变化。在远离银道面（|b| > 30度）的地方，观测到的伽马射线辐射几乎不随纬度变化，这与具有近似幂律谱的宇宙射线电子对星际辐射场的逆康普顿散射相一致。同样的电子在微高斯级磁场的存在下也可以产生所观察到的微波“雾”。相比之下，在较低纬度（b < 20度），与气泡相关的发射光谱具有明显的光谱特征，峰值为1-4 GeV（单位：E^2 dN/dE），这无法由任何真实的电子光谱产生。相反，我们的结论是，第二（非逆康普顿）的排放机制必须负责大部分的低能量，低纬度的排放。这第二个分量在光谱上与之前报道的银河系中心（GC）的过量GeV辐射相似，并且在空间上也与单位体积的光度近似为r^-2.4（其中r是到GC的距离）相一致。我们认为，可见的光谱特征，在低纬度泡沫是扩展对应的GC过剩，现在检测到至少2-3千秒差距的GC。信号的光谱和角分布与~10 GeV暗物质粒子湮灭为轻子或~50 GeV暗物质粒子湮灭为夸克的预测一致，遵循与典型Navarro-Frenk-White（NFW）轮廓相似的分布。我们还认为毫秒射电星是对信号的一种可能的天体物理学解释，因为观测到的毫秒射电星在大约所需的能量处具有光谱截止。任何这样的情况都需要大量的未解决的毫秒级卫星，从GC延伸至少2-3 kpc。
2013-02-26 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
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
Pulsars in a Bubble? Following Electron Diffusion in the Galaxy with TeV Gamma Rays
TeV晕是TeV γ射线辐射在中年恒星周围的扩展区域，最近被确定为γ射线天文学中的一类新的源。这些晕圈被归因于相对论电子和正电子离开了靠近脉冲星的加速区，并在周围介质中扩散。测量TeV Halos的形态首次能够在数十秒差距的尺度上直接测量电子扩散。有迹象表明，相对论性粒子的存在影响了恒星周围环境中的扩散速率。了解电子扩散是必要的，以限制在几十GeV的宇宙射线正电子的明显的“过剩”的起源。TeV Halos也可以用来寻找未对准的脉冲星，以及研究银河系脉冲星群的某些特性。未来的VHE伽马射线仪器将探测到更多的TeV晕，并确定这些晕对观测到的宇宙射线电子和正电子通量有多大贡献，以及它们如何影响环境中的扩散。
2019-03-18 astro-ph.HE
Identifying the Radio Bubble Nature of the Microwave Haze
使用威尔金森微波各向异性探测器的7年数据，我在高银河系纬度（35度< |b| < 55度）的微波霾中识别出一个尖锐的“边缘”，它在空间上与“费米霾/气泡”的边缘重合。这一发现最终证明了伽马射线的边缘是真实存在的（而不是加工伪像），明确地证明了微波雾和伽马射线气泡确实是在多个波长处观察到的相同结构，并强烈支持将微波霾解释为银河系同步加速器的一个独立组成部分（可能由瞬态事件产生），而不是圆盘同步加速器的光谱指数的简单变化。此外，通过利用逆康普顿伽马射线主要由CMB光子在这些纬度处的散射产生的事实，组合这些数据集允许使用微波和伽马射线首次确定无线电泡内的磁场，从而最小化目标辐射场的不确定性。假设均匀的体积发射率，我发现我们的银河微波/伽马射线气泡内的磁场是~5 μ G以上6千秒差距的银河平面。
2012-08-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
Evidence for a very low-column density hole in the Galactic halo in the direction of the high latitude molecular cloud MBM 16
阴影观测是观测来自星系晕（GH）和/或环星系介质（CGM）的辐射而不受局部热泡（LHB）和太阳风电荷交换（SWCX）的任何前景污染的唯一途径。我们用\Suzaku分析了高纬中性氢云MBM 16方向的阴影观测资料。我们发现，所有的排放可以占前景排放LHB和SWCX，加上幂律排放与未解决的点源。在我们的观测中，MBM 16方向上的GH/CGM可以忽略不计或不存在，发射测量的上限为9.5x10^{-4} pc cm^{-6}（90% C.L.），目前估计的最低水平。
2015-11-30 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
Galactic diffuse gamma-ray emission at TeV energy
对于地面伽玛射线望远镜来说，测量TeV范围内的弥散银河伽玛射线通量是困难的，因为残余的宇宙射线背景比伽玛射线通量高几个数量级。由于信号统计数据较低，它的检测对于天基望远镜来说也具有挑战性。我们使用费米大天区望远镜长达十年的曝光，从银河系的漫TeV通量的特点。考虑到TeV波段的银河系弥散辐射水平接近于剩余宇宙线背景水平，我们估算了SourceVETO事件选择中的剩余宇宙线背景水平，并验证了TeV波段的银河系弥散辐射通量远高于剩余宇宙线背景，直到银河系高纬度地区。我们研究了来自银河系平面的弥散TeV信号的光谱和成像特性。我们发现更强的发射从内银道面比以前的HESS望远镜估计（下限）。我们还发现了一个显着的差异，在测量的银河系的经度和纬度配置文件的信号测量费米和HESS。这些差异可能是由HESS中背景估计区域具有不可忽略的伽马射线通量这一事实解释的。比较费米测量与ARGO-YBJ的测量，我们发现更好的协议，与天鹅座地区，我们发现更高的通量（1.5倍）的显着例外。我们还测量了TeV扩散发射光谱高银河系纬度，并表明，不同地区的天空光谱的光谱斜率与伽马=2.34+/- 0.04一致。我们讨论了TeV扩散发射的硬斜率的可能来源。费米/LAT提供了在TeV范围内的扩散银河发射光谱的可靠测量。
2019-12-17 astro-ph.HE
Prospects on detection of the Fermi Bubbles with CTAO
University of Nova Gorica（新戈里察大学）
本文利用CTAO的alpha配置评估探测费米气泡的灵敏度，并研究低纬度地区探测策略，以提高对FBs起源的理解。
2025-12-17 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
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
Constraints on very high energy gamma-ray emission from the Fermi Bubbles with future ground-based experiments
\textit{Fermi} -大面积望远镜（LAT）从银河系中心的\textit{Fermi}气泡（FB）中探测到的亚TeV伽马射线的起源仍然不确定。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所观察到的伽马射线。最近，高海拔水切伦科夫（HAWC）天文台报告说，在$b\gtrsim 6^\circ$银河系纬度的北部FB没有伽马射线过剩，这导致了能量范围为$1.2-126$ TeV的通量上限。这些上限与\textit{Fermi}在$|b|\ge 10^\circ$测得的伽马射线谱一致，其中在能量$\gtrsim 100$ GeV处的指数截止是明显的。然而，FB伽马射线谱在$|b|\le 10^\circ$，没有显示出任何迹象的截止到约1 TeV的最新结果，仍然不受约束。即将到来的切伦科夫望远镜阵列（CTA）将在20 GeV和300 TeV之间的能量范围内进行前所未有的灵敏度的银河系中心调查。在这项工作中，我们进行形态和经典的开/关分析与计划CTA深中心和扩展的调查和估计的灵敏度CTA的FB强子伽马射线通量模型，最适合的频谱在$|b|\le 10^\circ$和其对应的中微子通量模型最适合的乐观的中微子光谱从冰立方中微子天文台。我们还进行了灵敏度分析与未来的地基切伦科夫探测器的大型高海拔空气簇射天文台（LHAASO）。我们发现CTA将能够发现…
2019-03-29 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
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
New limit on high Galactic latitude PeV gamma-ray flux from Tibet AS-gamma data
西藏AS-gamma合作最近报告了从银河平面部分探测到能量高达Peta电子伏的伽马射线。我们注意到，西藏AS-γ实验对γ射线通量的分析也暗示了在100 TeV ~ 1 PeV能量范围内，来自银河系高纬度地区（|b| >20度）的弥散γ射线通量的上限。这个界限是一个数量级强于先前从GRAPES 3，KASCADE和CASA-MIA实验中得出的界限。我们讨论了银河系高纬度γ射线通量的新TibetAS-γ极限，并结合附近宇宙线源的多信使（γ射线和中微子）发射、银河系的暗物质衰变和大尺度宇宙线晕的可能机制进行了讨论.
2021-09-06 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
Search for neutrino emission from the Cygnus Bubble based on LHAASO $γ$-ray observations
基于LHAASO γ射线观测构建模板，利用IceCube七年数据搜索天鹅座气泡中微子发射，未发现显著信号，并给出5 TeV处90%置信水平通量上限。
2025-01-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
Mapping large-scale diffuse gamma-ray emission in 10-100 TeV band with Cherenkov telescopes
由于银河系的宇宙线背景带电量高、视场小，使得成像大气切伦科夫望远镜（IACT）测量银河系弥散γ射线辐射的难度较大。我们表明，这样的测量仍然是可能的，在能带10-100 TeV。IACT的最小带电粒子本底是在用于宇宙线电子分析的事件选择中实现的。在这些事件的选择事件质量上的严格削减允许实现足够低的背景水平，以允许10 TeV以上的弥漫银河伽马射线通量的测量。我们计算了不同类型的IACT阵列对银河系漫射辐射测量的灵敏度，并将它们与费米大面积望远镜测量的3 TeV以下的来自天空不同部分的漫射伽马射线通量和IceCube望远镜测量的天体物理中微子信号进行了比较。我们表明，现有的IACT系统的深曝光是足够的检测从所有的银河系平面的银河系纬度|b| ~度的扩散通量。CTA的中型望远镜阵列将能够探测到银河系纬度30度以上的漫射通量。它的灵敏度将足以探测到冰立方天体物理中微子信号中银河分量的伽马射线对应物，其能量超过10 TeV。我们还建议，一个专用的IACT系统组成的小，但宽视场的望远镜可以用于映射10-100 TeV的扩散伽马射线发射从整个天空。
2020-03-27 astro-ph.HE
The Origin of the Fermi Halo-like Emission: A New Model of the Fermi Bubbles
Oakland University（奥克兰大学）；City University of Hong Kong（香港城市大学）
本研究通过对费米伽马射线数据的模板拟合，证实Totani（2025）报道的晕状辐射真实存在，认为其源于费米气泡而非暗物质湮灭，还构建了含扁平气泡、内部气泡及茧状结构的费米气泡新模型，为探究其起源提供了新依据。
2026-10-09 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
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
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
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
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
Signatures of Recent Cosmic-Ray Acceleration in the High-Latitude $γ$-Ray Sky
宇宙线源在其附近区域的相对论粒子密度暂时高于银河系过去注入活动和传播所积累的背景分布。如果单个源足够接近太阳系，它们的局部增强可能会出现在CR的测量光谱和相关的二次电磁辐射中。在无线电天空中可见的大规模环状结构是这种附近CR源的可能特征。如果是这样的话，这些环在高纬度的$γ$射线天空中也可能有对应的环。使用$\sim$ 10年的数据从费米大面积望远镜，应用贝叶斯分析，包括高斯过程，我们搜索扩展增强发射与推定的附近CR源的能量范围从1 GeV到1 TeV的天空区域$|b| > 30^\circ$。我们仔细控制系统的不确定性，由于星际气体分布的不完善的知识。我们首次确认了Loop~IV是一个$γ$射线辐射源，并在Loop~I中发现了显著的辐射。强有力的证据被发现的银河系$l = 0^\circ$子午线，可能与部分所谓的“费米泡”的不对称功能，和一些证据也被发现$γ$射线发射从其他无线电环路。的CR生产的功能和可能的位置的排放源的影响进行了讨论。
2021-05-15 astro-ph.HE
A multi-messenger study of the Fermi Bubbles: very high energy gamma rays and neutrinos
费米气泡已经在费米-LAT的亚TeV伽马射线中成像，如果它们的起源是强子的，它们可能已经在冰立方的$\sim 0.1- 1$ PeV中微子中以低统计数据被发现。我们讨论了这些对象在新的高海拔水切伦科夫（HAWC）伽马射线探测器的可探测性。HAWC将每天观察北气泡$\sim 2-3$几个小时，并将绘制其0.1-100 TeV的光谱。对于解释冰立方五个事件所需的硬初级质子谱，HAWC将在不到30天的时间内实现高显著性检测。HAWC和IceCube实验结果的结合将进一步证实强子模型，或限制其谱参数。
2015-07-02 astro-ph.HE hep-ph
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
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
Geminga and Monogem in the CTAO Era: Probing TeV Halos and Cosmic-Ray Transport
GRAPPA Institute, University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学 GRAPPA 研究所）；Department of Physics and Astronomy, San Francisco State University（旧金山州立大学物理与天文系）；Kapteyn Astronomical Institute, University of Groningen（格罗宁根大学卡普坦天文研究所）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe, University of Tokyo（东京大学宇宙物理数学研究所）
研究Geminga和Monogem周围TeV晕，构建两区扩散模型，用GALPROP v57模拟粒子传播，校准测量数据，通过CTAO响应函数前向折叠模型，贡献是能高显著性探测晕，区分相关参数变化。
2026-09-03 astro-ph.HE
Detection of the extended $γ$-ray emission from the high Galactic latitude Calvera's SNR candidate
利用{ \em Fermi}大天区望远镜记录的Pass 8数据，我们报道了与高银河纬度超新星遗迹候选者-- Calvera的SNR在空间上相关的扩展GeV $γ$射线辐射。在100 MeV和1 TeV之间的卡尔韦拉SNR的$γ$射线谱显示出明显的（$\sim$ 3.4 $σ$）在几十GeV的光谱曲率。多波长数据可以用轻子模型或强子模型拟合。然而，轻子模型表现出平坦射电谱与Calvera信噪比的硬GeV $γ$射线谱之间的不一致。对于强子模型，质子的谱指数应大于1.6。并且质子的总能量比典型超新星的爆炸能量高出一个数量级以上，这也对强子模型提出了挑战。明显的光谱曲率和缺乏非热X射线发射从卡尔韦拉的SNR使它成为一个有趣的源桥接明亮的非热X射线发射和老年龄的SNRs与分子云相互作用的老年龄的SNRs。
2022-11-18 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
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
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
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
Evidence for the Galactic contribution to the IceCube astrophysical neutrino flux
结果表明，能量大于100 TeV的冰立方天体物理中微子事件的银河纬度分布与天体物理中微子流的各向同性模型不一致。也就是说，事件的银河系纬度分布在低纬度|b| 50度处显示出过量<10 degrees and a deficit at high Galactic latitude |b| >。我们使用蒙特卡罗模拟表明，各向同性信号模型与数据的不一致性是在> 3西格玛水平，在我们的分析中的帐户的试验因素有关的低能量阈值的选择和银河系纬度分箱。
2015-11-23 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
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
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
Gamma ray emission in Fermi bubbles and Higgs portal dark matter
最近有人指出，低纬费米泡中γ射线谱的过剩可以用暗物质粒子的湮灭来解释。最佳拟合候选对应于质量约为$62$ GeV的暗物质湮灭为$b \bar{b}$，截面为$σv \simeq 3.3 \times 10^{-26}$ cm $^3$ /s，或者质量约为$10$ GeV的暗物质湮灭为τ轻子对，截面为$σv \simeq 5.6 \times 10^{-27}$ cm $^3$ /s。我们指出，希格斯门暗物质模型是完全兼容的暗物质湮灭的这种解释，满足其他现象学约束。我们还表明，参数区域再现的bet-fit值可以部分探讨未来的直接暗物质搜索在XENON 1 T。
2014-03-11 astro-ph.HE hep-ph
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
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
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
TeV Observations of the Galactic Plane with HAWC and Joint Analysis of GeV Data from Fermi
一些银河系的源发出GeV-TeV的伽马射线，这些射线是通过轻子和/或强子机制产生的。在这个能量范围内的光谱分析是至关重要的，以了解发射机制。HAWC伽马射线天文台拥有大视场，位于$19^\circ$ N纬度，正在从高银河系边缘到银河系中心附近的银河平面上进行观测。2013-2014年部分建造的HAWC阵列的数据显示了沿银河平面的TeV伽马射线发射。HAWC的高级分析可能性框架也在这次会议上提出，与多任务极大似然（3 ML）架构同时开发，以反卷积银河源并进行多仪器分析。该方法已在早期HAWC数据上进行了测试，并将在全阵列HAWC数据上应用相同的方法。我将介绍银河系源的初步结果，从TeV的观测与HAWC和费米和HAWC数据在GeV-TeV的能量范围内的联合分析。
2015-09-07 astro-ph.HE
High-energy neutrinos from Galactic superbubbles
我们研究了由超级气泡内的源产生的宇宙射线的传播。结果表明，磁泡壁磁场的增强导致了内部宇宙线密度的增加。由于壁中物质密度很大，宇宙射线与气体相互作用的概率在那里达到峰值。因此，位于年轻宇宙线源附近的超级气泡壁会有效地发射中微子。我们将这种情况应用于Loop~I和Local Superbubble：这些气泡足够接近，使得来自Vela等年轻源的宇宙射线在气泡壁中相互作用，可以产生$\sim$几个$\times 100$ TeV以下的天体物理高能中微子通量的相当大的一部分。
2018-06-25 astro-ph.HE
An analytical model for the magnetic field in the thick shell of Galactic bubbles with uniform initial conditions
本文推导了均匀初始磁场下爆炸泡厚壳内无散正则磁场的解析模型，并结合三维尘埃图表明本地泡在高银纬对同步辐射贡献显著。
2025-02-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
Analyzing the Gamma-ray Sky with Wavelets
我们分析的伽马射线天空中的能量为0.5至50 GeV的非抽样小波变换的球体上。专注于内$60^{\circ} \times 60^{\circ}$的天空，我们确定和表征四个独立的残差超出预期的银河系漫发射。我们检测到的\textit{Fermi}泡沫，发现令人信服的证据表明，他们是分散的性质，并包含很少的小规模结构。我们检测到的“茧”内的南方泡沫，我们也确定其北部对应的2 GeV以上。北茧位于同一轴线上，但$\sim 30 \%$比南茧暗。我们描述银河系中心过剩，我们发现扩展到$20^{\circ}$在$|b|$。在纬度$|b| \leq 5^{\circ}$，我们发现了小角度尺度上能量的证据，这可能是点源贡献的结果，但对于$|b| \geq 5^{\circ}$，银河系中心过剩在其性质上主要是扩散的。我们的研究结果表明，要么银河系中心过剩和{ \it费米}泡顺利连接或泡沫显着增亮低于$15^\circ$纬度。我们发现，银河系中心过剩出现偏离中心的几度朝着负$\ell$。此外，我们发现和表征沿银河系盘中心在$\ell \simeq +25^{\circ}$和$-20^{\circ}$的两个排放。这些辐射沿银河系盘面的长度要比银河系中心的长度长得多。
2018-03-05 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Morphological Evidence for the eROSITA Bubbles Being Giant and Distant Structures
本研究通过银道面三维尘埃分布发现遥远分子云与北eROSITA泡特征的X射线阴影匹配，结合偏振射电弧界定边界，证实eROSITA泡是根植于银河系中心的10 kpc尺度巨型结构，解决了其尺度与距离的争议。
2024-08-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
Past activity of Sgr A* is unlikely to affect the local cosmic-ray spectrum up to the TeV regime
本文通过3D磁流体动力学模拟研究了银河系中心宇宙射线爆发对太阳邻域的影响，发现因扩散的各向异性，其典型变化时间尺度约10 Myr，远超Fermi气泡估计年龄，故不太可能在TeV能区局部CR谱中产生可观测特征。
2024-05-27 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
Search for Very High Energy Gamma Rays from the Northern $\textit{Fermi}$ Bubble Region with HAWC
我们提出了一个非常高的能量伽玛射线发射的搜索从北部$\textit{Fermi}$气泡区域使用的数据收集的高海拔水切伦科夫（HAWC）伽玛射线天文台。数据集的大小为290天。在Northern $\textit{Fermi}$气泡区域未观察到显著过量，因此计算出高于$1\,\text{TeV}$的上限。上限介于$3\times 10^{-7}\,\text{GeV}\, \text{cm}^{-2}\, \text{s}^{-1}\,\text{sr}^{-1}$和$4\times 10^{-8}\,\text{GeV}\,\text{cm}^{-2}\,\text{s}^{-1}\,\text{sr}^{-1}$之间。上限不利于延伸超过$100\,\text{TeV}$而不被抑制的质子注入光谱。他们也不赞成由中微子测量得到的强子注入谱。
2017-05-24 astro-ph.HE
Fermi bubbles: the collimated outburst needed to explain forward-shock edges
被称为费米泡（Fermi bubbles，FB）的双极、非热、高纬度叶被认为起源于银河系中心（GC）附近的大量能量释放。我们约束FB引擎和环银河介质（CGM）的FB边缘的分析和数值模拟强前向冲击，从最近的观测推断。一个非定向能量释放产生的冲击太球形的观测，即使是最大质量的银河系盘，临界CGM旋转，或注入有效地抵消了GC。相比之下，准直注射几乎垂直于光盘可以占在弹道（自由膨胀）和减速制度的观察，我们使用一个简单的分层演化模型验证流体动力学模拟。仍处于弹道状态的FB需要注入（在我们模型中的$z\simeq100$ pc高度）半开角$θ\simeq4^\circ$、归一化速度$β_{-2}\equiv v/(0.01c)\gtrsim 0.4$和能量$E\gtrsim2β_{-2}^2\times 10^{55}$ erg，这是在$\mathbb{T}\simeq 3.3β_{-2}^{-1}$ Myr前发射的，显示出气泡头部后面的独特低压区域。减速（质量累积）FB需要更快的注入、更薄的射流、更小的$E/(β_{-2}θ)^{2}$和相当的$\mathbb{T}$，并且遵循必须达到高度$z_{s}\gtrsim 5$ kpc的弹道级。
2021-09-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Accretion Wind Model of the Fermi Bubbles (II): Radiation
在以前的工作中，我们已经表明，费米泡的形成可能是由于从Sgr A* 中的热吸积流发射的风与星际介质（ISM）之间的相互作用。在这项工作中，我们只关注形态学。在本文中，我们继续我们的研究，计算γ射线辐射。一些宇宙射线质子（CRp）和电子必须包含在风中，这可能是由物理过程形成的，如磁重联。我们进行了MHD模拟研究CRp的空间分布，考虑对流和扩散的CRp在磁场的存在。我们发现，一个渗透区形成的风和ISM之间的接触不连续的外部，在那里的CRp和热核之间的碰撞主要发生。碰撞中产生的中性π介子的衰变以及碰撞中产生的次级轻子和初级CR电子对背景软光子的逆康普顿散射可以很好地解释观测到的γ射线谱能量分布。还解释了沿纬度方向均匀的表面亮度和气泡的边界宽度等其它特征。这种吸积风模型的优点是所采用的风的性质来自于对吸积流的详细的小尺度MHD数值模拟，质量吸积率的取值有独立的观测依据。模型的成功表明，我们可以认真考虑在其他环境中观察到的空洞和气泡（如星系团）可能是由风而不是喷流形成的可能性。
2015-08-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
A young SNR illuminating nearby Molecular Clouds with cosmic rays
超新星遗迹HESS J1731 - 347显示出强烈的非热TeV伽马射线和X射线辐射，因此该物体目前正在将粒子加速到非常高的能量。这个年轻的SNR的一个显着特征是附近（投影约30 pc）的扩展源HESS J1729 - 345，目前尚未确定，但在空间投影与已知的分子云（MC）相吻合。我们模拟SNR的演变，以探讨从HESS J1729 - 345的TeV的排放可以解释为失控的强子宇宙射线（CR），照亮这些MC的排放。HESS J1729 - 345和HESS J1731 - 347的观测数据可以用HESS J1731 - 347的核心坍缩SN模型重现。从不同的祖星和他们的前超新星环境，我们模型潜在的SNR的演变历史，随着CR加速的SNR和CR的扩散。根据~（12）CO数据，采用距源3.2kpc的距离，给出了MCs的简化三维结构。针对非均匀环境，建立了一个基于蒙特卡罗的逃逸CR扩散模型。当采用祖星质量在20和25太阳质量之间的场景时，可以很容易地解释X射线数据所暗示的快速SNR前向冲击速度，其中SNR冲击目前仍在主序星（MS）泡内扩展。HESS J1729 - 345的TeV能谱与逃逸SNR的最高能量CR的发射相吻合，并使用了星系间CR的标准扩散系数。HESS J1729 - 345的TeV像可以用合理的MC三维结构来解释。在这个模型中，来自SNR本身的TeV发射以轻子发射为主。我们还…
2016-05-02 astro-ph.HE
Multi-wavelength emission from leptonic processes in ageing galaxy bubbles
星系周围气泡的演化行为和多波长发射特性，例如银河系的\textit{Fermi}气泡，尚未确定。我们进行了三维磁流体动力学模拟，以研究由0.3百万年强烈的爆发驱动的轻子星系气泡的演化从银河系类星系的核心。采用轻子宇宙射线的老化模型，我们对模拟进行后处理，以计算这些气泡的多波长发射特性。我们计算从射频的气泡发射的光谱$γ$ -射线，并构建发射图在四个能带显示的空间发射结构的气泡的发展。模拟的气泡显示出其光谱特性的进展，因为他们的年龄。特别是TeV的$γ$ -射线发射最初很强，主要是逆康普顿散射，但在$\sim$ 1百万年后迅速下降.相比之下，无线电同步辐射保持相对稳定，并在气泡的生命周期内缓慢衰减。基于我们的后处理模拟的发射特性，我们证明了$γ$射线观测在探测星系气泡的能力方面是有限的，只有附近星系周围的年轻气泡才能到达。然而，无线电观测，例如即将到来的平方公里阵列，将能够在更远的距离上探测到更古老的气泡，并且将更好地捕捉星系气泡种群的进化过程和多样性。
2022-01-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
The TeV gamma-ray luminosity of the Milky-Way and the contribution of H.E.S.S. unresolved sources to VHE diffuse emission
H.E.S.S.最近完成了银河系平面在TeV能量域的系统调查。分析了H.E.S. S观测到的$γ-$射线源的通量分布和经纬度分布。以推断银河系TeV源群的性质。我们证明了在1-100 TeV能量范围内的总Milky Way光度为$L_{\rm MW} = 1.7^{+0.5}_{-0.4}\times 10^{37} {\rm ergs}\,{\rm sec}^{-1}$。评估所考虑的人口在地球上预期的累积通量，我们表明，H.E.S.S.未解决的来源提供了一个相关的贡献弥漫银河系的排放。最后，在H.E.S.S.由脉冲星活动提供动力，例如脉冲星风星云或TeV晕，我们估计脉冲星人口的主要属性。
2020-06-07 astro-ph.HE hep-ph
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
