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
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 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
Energy Partition in AGN-driven Bubbles of NGC 4438: From Nuclear Bubbles to a Galaxy-scale Outflow
Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；Department of Astronomy, University of Science and Technology of China（中国科学技术大学天文系）；School of Astronomy and Space Science, University of Science and Technology of China（中国科学技术大学天文与空间科学学院）；Hamburger Sternwarte, Universität Hamburg（汉堡天文台，汉堡大学）；Xiangtan University（湘潭大学）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Department of Astronomy, University of Massachusetts, Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校天文学系）
本研究以 NGC 4438 为对象，通过多波段分析明确 AGN 驱动气泡的能量分配随尺度的变化，发现小尺度核区气泡与大尺度外流的喷流功率关联存在差异，揭示了 AGN 反馈的尺度依赖性。
2026-08-28 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
Generation of Internal Waves by Buoyant Bubbles in Galaxy Clusters and Heating of Intracluster Medium
星系团核心的相对论性等离子体中的浮力气泡可能在将能量从超大质量黑洞传递到星系团内介质（ICM）的过程中起着关键作用，这一过程被称为射电模式AGN反馈。能量守恒保证了气泡在跨越几个压力标度高度后将其大部分能量损失给ICM。然而，负责将能量转移到ICM的实际过程仍在争论中。一个有吸引力的可能性是激发内波，内波被困在星系团的核心，最终消散。在这里，我们表明，这些波在分层集群大气中的有效激发的充分条件是扁平的气泡在径向方向。在我们的数值模拟中，我们模型的气泡现象作为刚体conventantly在分层集群大气中上升。我们发现扁平气泡的终极速度足够小，以至于Froude数${\rm Fr}\lesssim 1$。分层效应对平衡浮力的总阻力起主要作用。特别是，在模拟中可以看到明显的内波迹象。这些波从上升的气泡水平向下传播，将其能量传播到ICM的大体积上。如果将我们的发现与英仙座星系团的条件进行对比，那么在星系团核心附近，预期的终极速度为$\sim100-200{\,\rm km\,s^{-1}}$，这与Hitomi卫星的直接测量结果基本一致。
2018-02-25 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
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
Jets blowing bubbles in the young radio galaxy 4C 31.04
我们报告发现的冲击分子和电离气体产生的喷流驱动的反馈在紧凑的射电星系4C 31.04使用近红外成像光谱。4C 31.04是一个$\sim 100$ pc双叶致密陡谱源，被认为是一个非常年轻的活动星系核。它由一个巨大的椭圆形的$\sim 10^{9}~\rm M_\odot$多相气体环核盘托管。我们使用高空间分辨率、自适应光学辅助的$H$ -和$K$ -带积分场Gemini/NIFS观测来探测（1）由$\rm H_2$的振转跃迁追踪的暖（$\sim 10^3~\rm K$）分子气相，以及（2）由[Fe II] $_{1.644~\rm μm}$线追踪的暖电离介质。[Fe II]的发射痕迹冲击气体喷射从磁盘平面的喷射吹泡$300-400~\rm pc$的直径，而$\rm H_2$发射痕迹冲击激发的分子气体在内部$\sim 1~\rm kpc$的环核盘。流体动力学模型表明，冲击气体和无线电发射的程度之间的明显差异，可以发生时，同步辐射发射等离子体的最明亮的区域暂时停止密集的团块，而不太明亮的等离子体可以渗透通过多孔ISM，并形成一个能量驱动的气泡，自由扩展出光盘平面。这个气泡充满了低表面亮度等离子体，由于灵敏度不足，在现有的4C 31.04 VLBI观测中看不到。喷射等离子体的额外径向流可能会在环核盘中渗透到$\sim \rm kpc$半径，驱动激波和加速气体云，引起$\rm H_2$发…
2019-02-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Detection of non-thermal hard X-ray emission from the "Fermi bubble" in an external galaxy
我们报告了新的钱德拉硬X射线（$>2\rm~keV$）和JVLA C波段观测的NGC 3079，在我们的银河系中的“费米泡”的模拟核超泡。我们探测到银河核西南侧的扩展硬X射线发射，具有射电、H $α$和软X射线的相干多波长特征。硬X射线特征为锥形，可能有弱帽，形成直径为$\sim1.1\rm~kpc$的气泡状结构。然而，在东北侧没有检测到类似的延伸特征，东北侧在所有其他波长（例如无线电、H $α$和软X射线）中更亮。来自核区域或其他附近点状X射线亮源的散射光子、宇宙射线电子通过与宇宙微波背景相互作用产生的逆康普顿发射，或任何单独的微弱恒星X射线源群，都无法解释SW侧扩展的硬X射线发射和强烈的NE/SW不对称性。一个同步辐射模型，加上一个热分量占过量的$\sim1\rm~keV$，可以很好地表征宽带无线电/硬X射线光谱。宽带同步辐射光谱没有显示出任何明显的截止，甚至可能在更高的能量下稍微平坦。这就排除了在这个超级气泡内或周围宇宙射线电子加速的损失有限的情况。作为首次探测到与银河系核超泡相关的kpc尺度扩展硬X射线辐射，多波长辐射的空间和光谱特性表明，造成SW泡宽带同步辐射的宇宙线轻子必须在原地加速，而不是从银河系核区传输。
2019-01-29 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
On the Nature of X-ray Surface Brightness Fluctuations in M87
星系团和富含气体的椭圆星系的X射线图像显示了大量的小尺度特征，反映了星系团内介质的密度和/或温度的波动。在本文中，我们研究这些波动在M87/室女座，以确定是否声波/冲击，气泡或上升的冷气体占主导地位的结构。我们利用强依赖性的发射率密度和温度在不同的能带来区分这些过程。使用模拟，我们证明了我们的分析恢复的领先类型的波动，即使在投影效应和温度梯度的存在。我们证实了由急剧上升的气泡夹带的冷气体细丝的等压性质，延伸到7'到东部和西南部，和绝热性质的弱地震在40”和3'从中心。对于5- 10 kpc的特征，我们表明，中心4 '× 4'区域是由冷结构与周围较热的气体压力平衡，而高达30%的变化，在这个区域可以归因于绝热波动占主导地位。除了上面描述的旋臂和激波之外，中心14'x14'区域的其余部分主要是明显的等温波动（气泡），可能还掺有绝热（声波）和等压结构（约30%）。较大的功能，约30千秒差距，显示出更强的贡献，等压波动。结果与相对论等离子体气泡介导的活动星系核反馈模型基本一致。
2015-07-31 astro-ph.GA astro-ph.HE
Metal distribution in sloshing galaxy clusters: the case of A496
我们报告的结果，从一个详细的研究晃动的气体在核心的A496。我们发现在几个核心的低温/熵螺旋功能，我们还发现，在螺旋和周围介质的气体之间的传导必须抑制一个以上的数量级斯皮策电导率。有趣的是，虽然螺旋中的气体具有比周围介质更高的金属丰度，但它遵循由位于螺旋外部的气体定义的熵与金属丰度关系。对这种行为最合理的解释是，低熵富金属等离子体通过晃动而在星系团大气中升起，几乎没有受到加热或与环境介质混合。虽然晃动似乎能够提升大量的气体，但螺旋内外气体之间有限的热交换和混合意味着这种机制在以下方面根本无效：1）在核心区域内永久地重新分配金属，以及2）加热最冷和最致密的气体，从而对冷却核心中的灾难性冷却的延缓贡献很小或没有贡献。
2014-07-25 astro-ph.CO 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 interaction between rising bubbles and cold fronts in cool core clusters
我们调查是否在英仙座星系团的核心旋转冷锋影响了外部浮力气泡，起源于中央星系NGC1275的活动星系核的射流。内部气泡和外部南方气泡位于通过核的南北轴上，而外部北方气泡似乎与该轴旋转了约45度。详细的相互作用的数值模拟表明，外北方气泡可能已被推动顺时针占其目前的位置。考虑到冷核心集群中冷锋的常见情况，我们提出了这样一种可能性，即在这种环境中缺乏许多清晰的外部气泡可能是由于冷锋的破坏。
2021-06-07 astro-ph.GA 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
RAD@home citizen science discovery of an AGN spewing a large unipolar radio bubble onto its merging companion galaxy
活动星系核在星系合并过程中的反馈是解释黑洞-星系协同演化的最受欢迎的模型。然而，活动星系核驱动的喷流/风/辐射如何与合并星系的气体相结合，导致正反馈，瞬间增强恒星形成，随后是负反馈，恒星形成下降，人们对此知之甚少。只有少数情况下是已知的喷流和伴星星系的相互作用导致轻微的离轴扭曲的喷流和增强恒星形成的气体丰富的小同伴。在这里，我们简要地报告一个非凡的情况下，RAD 12，发现RAD@home公民科学合作实验室，其中第一次显示出对称反射的无线电射流驱动的气泡~137 kpc的碰撞后，传入的星系，这不是一个富含气体的小，但在一个主要的合并气体贫乏的早型星系。令人惊讶的是，既没有正反馈，也没有任何无线电波瓣的反喷流侧，如果有的话，被检测到。令人困惑的是，RAD 12是一个真正的单侧喷流，还是一个在合并过程中被激波捕获、压缩和重新加速的射电瓣。这是RAD 12的首次成像研究，采用GMRT、存档MeerKAT无线电数据和CFHT光学数据进行随访。
2022-10-12 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Effects of Anisotropic Viscosity on the Evolution of Active Galactic Nuclei Bubbles in Galaxy Clusters
活动星系核喷流与星系团内介质的相互作用是制约超大质量黑洞对星系团内介质的反馈和供给的关键因素。关于活动星系核反馈的许多认识是从纯流体动力学模型中获得的，然而，这种近似是否适用于磁化的、弱碰撞的ICM需要严格地检验。例如，在流体动力学模拟中，活动星系核吹出的气泡很容易被流体不稳定性破坏，这使得很难解释观测到的气泡（如英仙座西北部的幽灵气泡）的一致性。为了研究磁张力和粘性在现实条件下是否可以保持气泡的完整性，我们进行了第一次Braginskii磁流体动力学模拟射流膨胀气泡在介质中与纠缠的磁场。我们发现，单独的磁张力是不够的，以防止气泡变形，由于大的速度剪切在早期阶段的演变。尽管在缠结磁场中未抑制的各向异性粘度可以具有与各向同性粘度类似的效果，但是当压力各向异性受到微观等离子体不稳定性的限制时，粘度的水平基本上受到限制，从而不能防止气泡变形，如在无粘性情况下。我们的研究结果表明，Braginskii粘度是不太可能的主要机制，抑制AGN气泡的流体不稳定性，它仍然是一个具有挑战性的任务，重现所观察到的平滑和连贯的气泡。由于ICM的动力学影响和加热严重依赖于气泡的形态，我们的研究突出了“微观物理”对AGN反馈过程的宏观性质的基本作用。
2019-09-16 astro-ph.HE
Non-Thermal Radiation from the Inner Galaxy
我回顾了我们目前对银河系中心（GC）和内星系非热辐射的认识。从理论上讲，银河系的核心位于银河系引力阱的底部，这使得它成为一个有希望寻找暗物质衰变或湮灭特征的区域。然而，它也拥有银河系的常驻超大质量黑洞和银河系中高达10%的当前大质量恒星形成。因此，银河系核心是一个动态的和高能量的环境，这意味着在解释任何不寻常的或意外的信号（或出现）的区域作为暗物质相关过程的证据时，必须非常谨慎。“意外”信号的一个引人注目的例子是在过去几年中发现的“费米泡”，以及随后发现的极化射电对应物。这些巨大的裂片从星系核延伸到银河系南北半球约7千秒差距。硬光谱，微波辐射与气泡的下游也被检测到，首先是在WMAP中，最近是在普朗克数据中。关于气泡的起源及其多波长辐射的争论仍在继续：它们是超大质量黑洞相对较近（在最近~百万年）活动的标志，还是核恒星形成的标志？我将简要回顾一下指向后一种解释的证据。
2014-11-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
Searching for High Energy Neutrino counterpart signals; The case of the Fermi Bubbles signal and of Dark Matter annihilation in the inner Galaxy
最近在\textit{Fermi}伽马射线数据中发现的\textit{Fermi}气泡/雾状物已经产生了理论工作来解释这种硬$γ$射线信号与\textit{WMAP}雾状物信号的组合。这些理论模型中的许多可能对高能中微子的产生有着截然不同的影响。我们讨论了中微子信号从不同的模型提出的解释\textit{Fermi}泡沫/阴霾，更明确地说，从暗物质湮灭在星系晕的条件下优先CR扩散，从最近的活动星系核喷流活动，从周期性的扩散冲击加速，从随机的二阶费米加速和从长时间尺度的恒星形成在银河系中心结合强星系风。我们发现其中一些模型将被IceCube DeepCore探测器探测。此外，在北半球安装一个km的$^3$望远镜，我们将能够区分强子、轻子和DM模型。此外，利用重建的中微子光谱，我们将探测TeV尺度的暗物质对银河系中心的湮灭。
2013-09-27 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Re-Acceleration of Fossil Electrons by Shocks Encountering Hot Bubbles in the Outskirts of Galaxy Clusters
已知星系团中存在许多具有射电喷流的活动星系，这些射电喷流可以在团内介质（ICM）中膨胀形成具有相对论电子的射电泡。有人认为，化石相对论电子包含在残余泡沫从灭绝的射电星系可以重新加速到无线电发射能量的合并驱动的冲击通过扩散冲击加速（DSA），导致诞生的射电遗迹中检测到的集群。在这项研究中，我们假设这样的气泡主要包括从周围介质中夹带的热气体和动态无关紧要的相对论电子量。我们还考虑了几个现实的模型，在集群外围的磁场，包括ICM领域的规模与气体密度为$B_{\rm ICM}\propto n_{\rm ICM}^{0.5}$。然后，我们进行时间相关的DSA模拟的球形冲击，运行到一个较低的密度，但较高的温度气泡的比例$n_{\rm b}/n_{\rm ICM} \approx T_{\rm ICM}/T_{\rm b}\approx 0.5$。我们发现，在所考虑的情况下，气泡内部的激波速度增加了约20%，而马赫数减小了约15%。在这个再加速模型中，观测到的射电遗迹的性质，如射电通量，光谱指数，和综合频谱将主要取决于种子相对论电子和磁场轮廓以及冲击动力学的存在。因此，了解活动星系核如何在ICM中沉积化石电子，以及激波后下游磁场如何演化，对射电遗迹的详细模拟至关重要。
2018-12-14 astro-ph.HE
Thermal and chemical properties of the eROSITA bubbles from Suzaku observations
本研究利用Suzaku卫星观测分析eROSITA泡，发现其壳层X射线辐射符合双温热模型，亮源因为气体密度更高而非温度更高，排除绝热激波假说，且化学元素比支持恒星反馈起源模型。
2023-05-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
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
Driving massive molecular gas flows in central cluster galaxies with AGN feedback
我们提出了一个新的和档案ALMA观测分子气体在12个中央星系团星系的分析。我们研究了分子细丝形态和气体速度的新趋势，以了解它们的起源。这些系统中的分子气体质量跨越$10^9-10^{11}\mathrm{M}_{\odot}$，远远超过大多数富含气体的星系。ALMA图像揭示了分布的形态，从平行的磁盘为主的结构。在千秒差距尺度上的环核盘似乎很罕见。在大多数系统中，一半到几乎所有的分子气体都存在于质量为几个$\times10^{8-10}\mathrm{M}_{\odot}$，径向延伸几到几十kpc的对流结构中。在几乎所有的情况下，分子气体的速度远低于恒星的速度色散，表明年轻，瞬变或两者兼而有之。暗条的整体速度远低于星系的逃逸速度和自由落体速度，这表明它们被束缚并被减速。大多数伸展的分子丝围绕着由活动星系核中心膨胀起来的射电泡，或位于射电泡之下。沿着细丝发现的平滑速度梯度与沿着围绕这些气泡的流线流动的气体一致。有证据表明，大多数分子云是由低熵X射线气体形成的，当被浮力气泡提升时，这些气体变得热不稳定并冷却。上升的气体将停滞并以循环流的形式落回星系。因此，从丝状到盘状为主的源的形态分布意味着缓慢演变的分子结构驱动的活动星系核的幕式活动。
2019-09-25 astro-ph.GA astro-ph.HE
Dense gas formation and destruction in a simulated Perseus-like galaxy cluster with spin-driven black hole feedback
延伸的丝状H $α$发射星云是附近星系团的一个显著特征，但丝状体的形成机制以及塑造其形态的过程仍然不清楚。我们进行了调查的形成，演化和破坏的致密气体的中心模拟，英仙座，集群的影响下的自旋驱动射流。我们特别研究了稠密气体从扩散的团内介质中凝结所起的作用，以及现有稠密气体由喷流直接抬升的影响，确定稠密气体的空间分布和运动学。我们提出了一个理想化的英仙座状集群使用自适应网格细化代码{ \sc ramses}的流体动力学模拟。我们的模拟包括一个超大质量黑洞（SMBH），自洽地跟踪其自旋演化通过其本地吸积，并反过来驱动一个大规模的喷流，其方向是基于黑洞的自旋演化。我们表明，致密气体的形成和破坏是密切相关的SMBH的反馈周期，其形态是高度可变的整个模拟。虽然扩展的对流结构很容易从热的团内介质凝结，但它们在与喷流驱动的外流相互作用期间很容易破碎成过度聚集的气体分布。在活动星系核的静止阶段，当冷却时间与自由降落时间的局部比值低于20时，即当$t_{\rm cool}/t_{\rm ff} < 20$。我们发现了致密气体凝结和抬升的证据，但要注意的是，纯粹的流体动力学模拟难以有效地调节集群冷却循环，并产生过度cluerical分布的致密气体形态，观察相比。
2019-09-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
Tracing the Energetic Outflows from Galactic Nuclei: Observational Evidence for a Large-Scale Bipolar Radio and X-ray-emitting Bubble-like Structure in M106
本研究利用Low-Frequency Array和Chandra观测数据，在邻近盘星系M106中发现了大规模双极射电/X射线气泡结构，证实了星系核反馈通过AGN喷流和星风调节周围星系际介质气体与能量的作用。
2023-09-09 astro-ph.GA astro-ph.HE physics.plasm-ph
Precessing jets and X-ray bubbles from NGC1275 (3C84) in the Perseus galaxy cluster: a view from 3D numerical simulations
英仙座星系团在X射线中呈现出多对错位的空洞，在射电波长上也有千秒差距尺度的扭曲喷流;这两种形态都表明活动星系核喷流是受岁差影响的。在这项工作中，我们进行了3D流体动力学模拟的进动AGN喷流和温暖的团内介质等离子体之间的相互作用，动力学耦合到NFW暗物质引力势。活动星系核的喷流使空洞膨胀，空洞变得非常不稳定，并从星系团核心升起。我们发现，在某些情况下，岁差可以产生多对泡沫。对于英仙座星系团的物理条件，在喷流进动张开角> 40度的情况下，获得了多对气泡，至少作用了三个进动周期，很好地再现了射电和X射线图。在此基础上，假设Bardeen-Peterson效应占主导地位，我们研究了该系统的进动张开角的演化。我们能够限制吸积盘和黑洞角动量之间的比值为0.7 - 1.4。我们还能够将目前的岁差角限制在30 - 40度，以及膨胀气泡的近似年龄为1亿至1亿5千万年。
2010-03-11 astro-ph.CO astro-ph.HE
Gamma-ray emission from the Sagittarius Dwarf Spheroidal galaxy due to millisecond pulsars
费米气泡是从银河系核心发出的巨大的伽马射线辐射瓣，由费米伽马射线太空望远镜上的大面积望远镜收集的~1-100 GeV数据中发现。先前的工作已经揭示了费米泡内部的子结构，这被解释为银河系超大质量黑洞准直流出的特征。在这里，我们通过空间模板分析表明，大部分与子结构最亮区域相关的伽马射线发射-所谓的茧-可能是由于人马座矮球状（Sgr dSph）星系。这颗巨大的银河系卫星是从太阳系的位置通过费米泡看到的。作为一个潮汐和冲压压力剥离的残余，Sgr dSph没有正在进行的恒星形成，但我们仍然证明，矮的毫秒脉冲星（MSP）人口可以合理地提供伽马射线信号，我们的分析关联到它的恒星模板。测量到的光谱自然是由属于Sgr dSph的MSP注入的高能电子-正电子对宇宙微波背景光子的逆康普顿散射，以及这些物体的磁层发射来解释的。这一发现合理地表明，MSP在古老的恒星星族中产生了显着的伽马射线辐射，可能会混淆银河系中心，仙女座星系和其他大质量银河系矮球体等地区的间接暗物质搜索。
2022-09-09 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
How merger-driven gas motions in galaxy clusters can turn AGN bubbles into radio relics
星系团中的射电遗迹是宇宙射线电子在$μ$ G磁场中产生的扩展同步辐射源。许多遗迹被发现在集群的外围，并有集群为中心，狭窄的弧形形状，这表明电子被加速或再加速的合并冲击波前向外传播的集群内等离子体。在X射线中，一些遗迹确实在遗迹所在的位置显示出这种冲击，但许多遗迹没有。我们探讨的可能性，无线电遗迹痕迹不是冲击波的前锋，但种子相对论电子的基本分布的形状，照亮了最近的冲击通道。我们使用磁流体动力学模拟集群合并，包括从中央活动星系核或从一个偏离中心的射电星系喷射注入的相对论电子气泡。我们发现，合并驱动的气体运动（a）可以平流的气泡宇宙射线非常大的半径，和（b）传播的相对论种子电子优先在切向方向-沿引力等势面-生产扩展，非连续性或片状区域的团内等离子体富含老化宇宙射线，这类似于无线电遗迹。一旦激波阵面穿过这样的区域，尖锐的射电辐射边缘将追踪这些富集区的尖锐边界，而不是前锋。我们还表明，这些拉长的宇宙射线的功能是自然与磁场沿其长轴切向拉伸，这可能有助于解释文物的高极化。
2021-05-28 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Sunyaev-Zel'dovich effect of simulated jet-inflated bubbles in clusters
活动星系核的反馈对于调节星系团中心低熵气体的快速辐射冷却和降低中心椭圆星系的恒星形成率是必不可少的。自我调节的细节关键取决于AGN膨胀气泡的未知内容。活动星系核泡的Sunyaev-Zeldovich（SZ）信号的观测为我们提供了直接测量给定泡形态的波瓣电子压力的能力。在这里，我们计算SZ信号的射流膨胀的气泡在三维磁流体动力学模拟的星系团MS 0735.6 +7421的Arepo代码，并比较我们的合成SZ的结果与流行的建模方法得到的推论。我们发现，从一个双β压力剖面中切出椭球形气泡只与模拟中的内气泡边缘相匹配，并且不能解释气泡外的激波增强压力茧的排放。这一额外的贡献显著地提高了切割方法对于相对于视线具有小倾角的射流的精度。此外，动力学SZ效应的气泡，以前被忽视的贡献，成为相关的在这些较小的倾角，由于夹带和混合的集群内介质与低密度射流材料。幸运的是，在相反的波瓣中的动力学SZ信号的不同符号允许对这种效应进行建模。我们提出了一种近似的方法来确定射流倾角，它结合了射流功率和寿命估计，射流头和弓形激波之间的距离，以及动力学SZ效应，从而有助于正确推断气泡含量。
2018-12-17 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
Feedback under the microscope II: heating, gas uplift, and mixing in the nearest cluster core
使用深574 ks钱德拉数据，XMM-牛顿高分辨率光谱，和光学Halpha+NII图像的组合，我们研究的性质和空间分布的多相等离子体在M87。我们的研究结果提供了直接的观测证据，“无线电模式”活动星系核反馈的行动，剥离其最低熵的气体和防止恒星形成的中央星系。这种低熵气体被急剧上升的相对论等离子体夹带并抬升，形成长长的“手臂”。这些武器可能在我们视线的15-30度范围内。上升的气体在武器的质量是在近似球对称的3.8千秒差距核心的气体质量相媲美，表明活动星系核有一个深刻的影响，其周围环境。M87中最冷的X射线发射气体的温度约为0.5 keV，在空间上与Halpha+NII星云重合，形成了一种多相介质，其中较冷的气相排列在磁化的细丝中。我们把强大的上限为0.06 Msun/年的等离子体辐射冷却量从0.5千电子伏，并表明，一个统一的，体积平均的加热机制不能阻止冷气体进一步冷却。所有明亮的H α细丝都出现在300万年前的激波阵面的下游区域，半径小于~ 0.6 '。我们认为，冲击诱导剪切周围的细丝，从而促进混合的冷气体与周围的热ICM通过不稳定性。通过使热的热粒子与冷的线发射气体接触，混合可以提供解释所观察到的光谱所需的能量和电离粒子。最冷的X射线发射等离子体与冷的光学线发射惰性气体的混合促进了两相之间的有效传导，允许非辐射冷却，这可以解释温度低于0.5 keV的X射线气体的缺乏。
2010-03-28 astro-ph.CO astro-ph.HE
Odd Radio Circles Modeled by Shock-Bubble Interactions
University of Wisconsin-Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）
该研究通过模拟探索奇无线电环的形成机制，提出由激波-气泡相互作用产生的同步辐射漩涡环模型，并揭示其与宿主星系位置无关的特性。
2026-02-12 astro-ph.GA astro-ph.HE physics.comp-ph
Buoyant AGN bubbles in the quasi-isothermal potential of NGC 1399
天炉座星系团是一个低质量的冷核星系团。本文介绍了对天炉座中央椭圆星系NGC 1399的深度{ \sl Chandra}研究。星团中心有两个对称的X射线腔，与一对射电瓣重合，这对射电瓣由两个准直喷流沿南北轴馈送。温度图显示，活动星系核的爆发创造了一个充满较冷气体的通道，半径为10千秒差距。这些空洞被冰冷明亮的边缘和细丝所包围，这些边缘和细丝可能是被漂浮的气泡从较小的半径上提起的。X射线成像显示西北方向有一个直径为$\gtrsim$ 5千秒差距的潜在鬼泡。我们发现，由活动星系核气泡提升的气体量与否则将冷却的气体量相当，这表明活动星系核驱动的外流在抵消低质量星系团的冷却方面是有效的。星系团冷却时间尺度比动力学时间尺度长$>30$倍，这与星系团中心缺乏冷分子气体相一致。X射线流体静力学质量与由光学数据导出的总质量在10%以内是一致的。观测到的熵曲线呈线性上升，比在大质量星团中心观测到的斜率更陡; NGC 1399中恒星释放的气体可能被纳入热相。然而，超新星驱动的外流产生和维持NGC 1399的热分布是遥不可及的，它与热气体中的金属含量有关。
2017-10-08 astro-ph.HE
A diffuse bubble-like radio-halo source MRC 0116+111: imprint of AGN feedback in a low-mass cluster of galaxies
我们提出了详细的观测MRC 0116+111，揭示了一个明亮的，迷你无线电晕的直径约240千秒差距位于中心的星系团在红移z = 0.131。我们的光学和多波长GMRT和VLA射电观测揭示了一个非常不寻常的射电源：显示了一对巨大的（直径约100 kpc）气泡状漫射结构，这比在M87中观察到的类似扩展射电发射大三倍-M87是室女星系团中占主导地位的中央射电星系。然而，在MRC 0116+111中，我们没有探测到任何正在进行的活动星系核（AGN）活动，例如致密的核心或活跃的射电喷流为等离子体气泡提供能量。射电发射相对论粒子和磁场很可能是由一对起源于中央cD星系活动星系核的射电喷流在过去播下的种子。位于离星团中心约100千秒差距的西北方气泡的高频无线电频谱非常陡峭，表明辐射损失，可能是因为已经分离，它正在迅速上升并远离假定的热星团内介质。另一个气泡，更接近星团中心，显示出正在进行的粒子再加速的迹象。我们估计，使这两个气泡膨胀的射电喷流也可能向星团内介质提供了足够的能量，以创造一个巨大的空腔和激波阵面系统，并从活动星系核中驱动大量外流，这可能会抵消甚至淬灭冷却流。因此，这个来源提供了一个很好的机会，了解在热集群大气中的无线电射流膨胀等离子体气泡的能量和动力学演化。
2009-07-09 astro-ph.CO astro-ph.HE
Confinement and diffusion time-scales of CR hadrons in AGN-inflated bubbles
虽然富星系团是X射线的强大来源，但这些大型宇宙结构的伽马射线发射尚未被探测到。在松弛的星系团的中心区域，X射线辐射能量的损失是如此之强，以至于人们需要考虑特殊的能量来源，可能是活动星系核的反馈，以抑制气体的灾难性冷却。我们考虑一个活动星系核的反馈模型，假设活动星系核通过膨胀相对论等离子体的气泡向气体提供能量，其能量含量主要由宇宙射线（CR）强子决定。如果这些强子中的大多数都能迅速逃离气泡，那么CRs与团内介质（ICM）中的热质子的碰撞应该会导致强烈的伽马射线发射，除非CRs的快速扩散将它们从团中移除。因此，缺乏现代伽马射线望远镜的探测限制了CR强子在气泡中的约束时间和ICM中的CR扩散传播。
2017-07-17 astro-ph.HE
Bubble in the Whale: Identifying the Optical Counterparts and Extended Nebula for the Ultraluminous X-ray Sources in NGC 4631
本文通过深度光学成像与档案数据，在星暴星系 NGC 4631 中识别出超亮 X 射线源的光学对应体，并发现 X4 周围的不对称气泡星云，结合数值模拟估算其机械功率与年龄，提出黑洞自旋为超爱丁顿喷流提供额外能量。
2022-12-30 astro-ph.HE
Diffuse bubble-like radio-halo emission in MRC 0116+111: Imprint of AGN feedback in a distant cluster of galaxies
我们报道了在一个红移z = 0.131的遥远星系团的中心发现了一个发光的，尺寸约为240千秒差距的迷你射电晕。我们的光学和多波长GMRT和VLA观测揭示了一个非常不寻常的结构，显示了一个双泡状的漫射射电晕围绕着一个明亮的椭圆星系团，非常相似的大尺度射电结构的M87，在室女星系团的主导星系。它提供了一个很好的机会，了解这种无线电喷流膨胀等离子体泡在热集群大气中的能量和动力学演化。
2009-02-28 astro-ph.CO astro-ph.HE
Type Ia supernovae and stellar winds in AGN driven relativistic bubbles
我们分析了演化恒星的星风行为和活动星系核驱动的相对论气泡中Ia超新星爆炸的结果。我们发现，风壳的膨胀是有效地减速的相对论压力，但它们的整体运动被保存，使它们与母星一起穿过气泡。风物质只占气泡体积的一小部分，基本上不影响SN残余物的膨胀。如果包层保持完整并保持球形，估计气泡中SN残留物的最大半径为30-40 pc。由于Rayleigh-Taylor不稳定性导致的SN壳层的破碎可以减轻SN物质的传播，因此喷出物碎片能够穿过相对论气泡。在气泡外，风壳和超新星碎片在气泡边界附近的团内介质中减速。沉积的超新星Ia物质可以在相对论气泡的边界处的薄层中富集具有金属的团内气体。这个过程可能导致增强的线发射的边缘。在相反的极限，当超新星遗迹的碎片是温和的或不存在的，超新星Ia物质平流的相对论等离子体，并可能离开明亮的星系团星系的中心区域，与不情愿地移动的气泡。
2011-01-27 astro-ph.CO astro-ph.HE
Radio Galaxy NGC 1265 unveils the Accretion Shock onto the Perseus Galaxy Cluster
我们提出了一个一致的头-尾射电星系NGC 1265的三维模型，解释了复杂的无线电形态和频谱的星系和射电泡通过冲击波过去的通道。使用解析解的完整的黎曼问题和流体动力学模拟，我们研究了如何通过转换成一个环形涡环的等离子体气泡。老化的电子群体的绝热压缩使其被激励并发出低表面亮度和陡谱无线电发射。NGC 1265的大的下落速度和低的法拉第旋转测量值和喷流的方差强烈地表明，这种转变是由于英仙座上的吸积激波大约位于R_200。通过估算射电泡的体积变化，可以推断出激波的马赫数为M = 4.2 - 1.2 ^{+0.8}，密度跃变为3.4 - 0.4 ^{+0.2}，温度跃变为6.3 - 2.7 ^{+2.5}，以及21.5 +/-10.5的压力跃变，同时考虑到无线电等离子体的状态方程和环面的体积的不确定性。通过外推X射线剖面，我们得到了在kT < 0.4 keV和n < 5e-5 / cm^3的下落的温热星系际介质中气体温度和密度的上限。椭圆形的射电环面的方向与星系头部和尾部在天空平面上的方向相结合，不可能与投影效应相一致。相反，这表明激波后剪切流是由激波表面曲率引起的，特征半径为850 kpc。剪切流的能量密度对应于14%的热能密度。激波注入的涡旋可能在产生和放大星系团中的磁场方面起重要作用。未来对头尾星系的LOFAR观测可以作为对星系团吸积冲击的补充探测。
2011-02-08 astro-ph.CO astro-ph.HE
