A hydrodynamical model of the circumstellar bubble created by two massive stars
大质量恒星风吹气泡的数值模型通常只考虑单个恒星的风。然而，由于大质量恒星通常是在星团中形成的，因此跟踪由几颗恒星形成的气泡的演化会更现实。我们开发了一个二维（2D）模型的两个大质量的恒星，一个40太阳质量的恒星和一个25太阳质量的恒星，并遵循它的演化。恒星之间的距离约为16 pc，被密度为每立方厘米20个粒子的冷介质包围。我们使用MPI-AMRVAC流体动力学代码来解决一个二维圆柱形网格上的流体动力学守恒方程，使用随时间变化的模型的风参数的两颗星。在恒星演化结束时（40和25太阳质量恒星分别为450万年和700万年），我们模拟了每颗恒星的超新星爆炸。每颗恒星最初都会产生自己的气泡。然而，当气泡膨胀时，它们合并，形成一个组合的非球面气泡。合并后的气泡随着时间的推移而演变，受到恒星风和超新星爆炸的影响。由两颗恒星产生的风吹气泡的演化与单颗恒星周围的气泡的演化不同。特别是，一旦其中一颗恒星爆炸，气泡太大，其余恒星的风无法维持，外壳开始解体。气泡内部缺乏热压力也改变了靠近剩余恒星的星周特征的行为。超新星包含在气泡内，气泡将部分能量反射回星周介质。
2012-04-18 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Gamma rays from red giant wind bubbles entering the jets of elliptical host blazars
在椭圆形宿主中的耀变体有一群红巨星围绕着它们的喷流。这些恒星可以携带大的风吹气泡进入喷流，通过气泡-喷流相互作用导致伽马射线发射。研究了椭圆星系中红巨星风形成的气泡穿透耀变体喷流时的相互作用动力学和伽马射线辐射。首先，我们描述了进入喷流的红巨星风泡的质量和穿透率。然后，这些气泡的动力学演化下的射流冲击进行了分析和数值计算，并在相互作用中加速粒子的辐射损失的特点。最后，在不同的喷流磁场，功率和洛伦兹因子下，估计了100 MeV以上的同步加速器和逆康普顿贡献。我们发现，一个分析动力学模型是一个合理的近似红巨星风泡喷流的相互作用。由这些风泡与射流相互作用产生的辐射可以具有高达1的占空比。对于现实的磁场，伽马射线可以从局部宇宙中的源中检测到，优选地从那些具有高洛伦兹因子（大约10）的源中检测到，并且这可能是这些源的相对常见的现象。对于与射流功率均分的磁场和高加速率，即使对于中等的洛伦兹因子（约为3），同步加速器伽马射线也可以被检测到，但是具有低得多的占空比。
2019-02-13 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
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
Variation of microphysics in wind bubbles: an alternative mechanism for explaining the rebrightenings in GRB afterglows
传统上，长伽玛暴被认为是由大质量恒星的核心坍缩引起的。在大质量恒星的一生中，应该会产生恒星风气泡环境。此外，微物理冲击参数可能会随着火球的演化而变化。本文研究了在风泡环境下微物理激波参数的变化，并允许微物理激波参数在环境介质中的激波处是不连续的。结果表明，我们的模型至少在某些情况下可以再现GRB余辉中观察到的再亮现象。研究了各种模型参数对再亮的影响。该模型再现了GRB 060206、GRB 070311和GRB 071010A的R带和X射线余辉光变曲线中观察到的再亮现象。
2009-10-19 astro-ph.HE
Shape and evolution of wind-blown bubbles of massive stars: on the effect of the interstellar magnetic field
大质量恒星的恒星风在其祖先周围产生了大（>10 pc）的气泡。当这些气泡膨胀时，它们会遇到星际相干磁场，该磁场根据其强度可以影响气泡的形状。我们希望研究星际磁场是否以及在多大程度上对大质量恒星周围的膨胀的星周气泡的形状有贡献。我们使用MPI-AMRVAC代码，使磁流体动力学模拟的气泡，使用一个单一的明星模型，结合几个不同的磁场强度：B = 5，10，和20 μ G的星际磁场。这涵盖了在银盘和凸起中发现的星际磁场的典型场强。此外，我们提出了两个模拟，包括5 μ G的星际磁场和10,000 K的星际介质和两个不同的ISM密度，以证明如何结合磁场与其他外部因素影响的形态的拱星气泡。我们的研究结果表明，低磁场，如发现在银盘，抑制在垂直于该领域的方向上的拱星气泡的增长。结果，气泡变成卵形，而不是球形。强的星际场，如银河系凸起所观察到的，可以完全阻止气泡在垂直于场的方向上的膨胀，导致管状气泡的形成。当与温暖的高密度ISM相结合时，气泡的尺寸大大减小，导致气泡内部临时特征的演变发生戏剧性的变化。星际介质的磁场会影响星周气泡的形状。这种效应可能会对星周星云和超新星遗迹的形状和演化产生影响，这些星云和超新星遗迹是在主风吹气泡内形成的。
2015-09-17 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
X-rays from wind-blown bubbles: an XMM-Newton detection of NGC 2359
我们提出了一个分析的XMM牛顿观测风吹气泡NGC 2359。这是第一次用X射线探测到这个物体。NGC 2359的X射线发射是软的，并且起源于典型温度为kT ~ 0.2 keV的热等离子体。风吹气泡的一维流体动力学模型和NGC 2359的X射线光谱之间的直接比较表明，为了提供观测到的通量的正确值，中心恒星的质量损失率降低了。星云的中心恒星WR 7是一个X射线源。它的发射与X射线中检测到的其他可能是单个沃尔夫-拉叶星的发射类似。WR 7光谱很好地代表了从一个双温等离子体与kT ~ 0.6 keV的冷分量和kT ~ 2.7 keV的热分量的发射。
2014-06-10 astro-ph.HE
Supernova remnants in super bubbles as cosmic ray accelerators
本研究通过解析和数值方法，探讨星团集体风中超新星遗迹激波的粒子加速过程，发现仅极端条件下少数遗迹可实现PeV能量加速。
2025-05-05 astro-ph.HE
Polytropic Wind-Driven Bubbles and their Shock Structures in Radially Stratified Ambient Media
本文扩展了 Koo 和 McKee 提出的多方星风驱动气泡及其激波结构的解析表达式，研究了 $ρ\propto r^{-2}$ 环境下的球对称构型，通过解析与数值方法建模气泡的形成演化，为计算气泡壳层厚度和理解其动力学及观测特性提供了直观途径。
2025-05-28 astro-ph.HE physics.comp-ph
Asymmetric eROSITA bubbles as the evidence of a circumgalactic medium wind
通过同名仪器检测eROSITA气泡。北部的气泡显示出明显的不对称特征，包括向西的扭曲和东部边缘的增强，而南部的气泡则明显较暗。他们的起源有争议。在这里，我们进行了流体动力学模拟表明，不对称的eROSITA气泡有利于动态的，环星系介质风模型，但不利于其他机制，如非轴对称的晕气体或倾斜的核流出。在银河系坐标系中，从东偏北方向吹来的风以大约200 km s $^{-1}$的速度吹过北晕，并有一部分进入南晕。这创造了一个动态的晕圈介质，并重新分配密度和金属量。这自然解释了在形态和表面亮度两方面的不对称气泡。我们的研究结果表明，我们的银河系是吸积低丰度环星系介质从一侧，同时提供外流反馈。
2023-02-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Cosmic ray acceleration in magnetic circumstellar bubbles
我们认为，在星际气泡的超新星祖先强大的恒星风所产生的扩散冲击加速。在中等星风磁化强度下，气泡中充满强磁化的低密度气体。结果表明，在这种环境中加速的粒子的最大能量可以超过可观测宇宙线谱中的“膝”能量。
2018-02-07 astro-ph.HE
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
Time-dependent cosmic-ray escape from wind bubbles: hard spectra formation
University of Wuppertal（伍珀塔尔大学）；Ruhr University Bochum（波鸿鲁尔大学）；INAF, Istituto Nazionale di Astrofisica, Osservatorio Astronomico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所，阿切特里天文台）；Astroparticule et Cosmologie, Universite Paris Cité（巴黎西岱大学，粒子与宇宙学实验室）
研究风泡中宇宙射线的时间依赖逃逸，通过求解含时输运方程发现逃逸谱可硬于E^{-2}，且低能粒子可能被显著抑制，为多信使观测提供特征。
2026-09-16 astro-ph.HE
3D Moving-mesh Hydrodynamical Simulations of Wind/Jet Driven Ultraluminous X-ray Source Bubbles
Center for Computational Sciences, University of Tsukuba（筑波大学计算科学中心）；Institute of High Energy Physics, Chinese Academy of Sciences（中国科学院高能物理研究所）；Tsinghua University（清华大学）
本研究通过三维移动网格水动力学模拟，揭示了超亮X射线源气泡形态由喷流初始动量决定，且喷流机械功率影响气泡大小而非形状，同时支持喷流被限制在狭窄喷嘴区域的结论。
2026-03-04 astro-ph.HE
The X-ray afterglow of GRB 081109A: clue to the wind bubble structure
我们提供了雨燕发现的GRB 081109 A的即时BAT和余辉XRT数据，在触发后10 ^5秒达到~ 5 \times，以及早期的地面光学跟踪。X射线余辉发射的时间指数和光谱指数变化显著。我们将其解释为伽玛射线暴喷流首先穿过密度变化为$ρ\propto r^{-2}$的祖先的自由膨胀的超音速恒星风。大约300秒后，喷流进入一个表观密度恒定的区域，类似于恒星风泡或星际介质的失速风区域。光学余辉数据通常与这种情况相一致。我们的最佳数值模型具有风密度参数{ $A_{*} \sim 0.02$、失速风密度$n\sim 0.12 {\rm cm}^{-3}$和过渡半径$ \sim 4.5 \times 10^{17}$ cm}。这样的过渡半径小于恒星风气泡的数值模拟预测的半径，可能是由于接近其核心坍缩时间的祖先风的快速演变。
2009-08-17 astro-ph.CO 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
Investigating Particle Acceleration in the Wolf-Rayet Bubble G2.4+1.4
大质量恒星产生的超音速风携带着大量的动能。在许多情况下，这种风已被证明会产生冲击，其中相对论粒子被加速，释放出非热辐射。在这里，我们报告的第一次检测到的非热发射从一个单一的恒星泡，G2.4+1.4，与WO星。我们在频带4（$550-850$ MHz）和频带5（$1050-1450$ MHz）中用uGMRT观察到该源。我们目前的强度和光谱指数的地图，这个源是一致的同步辐射（平均光谱指数，$α= -0.83 \pm 0.10$）。据估计，现有的动能风能中转化为宇宙射线加速的部分约为百分之几，这一发现是观测上的突破，使人们对孤立的大质量恒星环境中发生的非热物理过程有了新的认识。特别是，我们的研究结果表明，非失控孤立的大质量恒星能够加速相对论粒子，因此被证实为银河系宇宙射线的来源。
2019-09-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Simulations of Magnetised Stellar-Wind Bubbles
最初的结果是从三维MHD模拟的星风气泡周围的O星超音速移动通过ISM。我们描述的算法更新，使高分辨率的三维MHD模拟在合理的计算成本。我们应用这些方法模拟了在两种不同恒星磁场强度（10 G和100 G）下，以30 km/s速度运动的旋转大质量恒星在弥漫星际介质中的天体层。流中的功能进行了描述，并与日光层的类似模型进行了比较。受冲击的星际介质由于包含了与恒星运动方向不一致的磁场而变得不对称，并产生了可观察到的后果。当风的阿尔文马赫数为$\leq$ 10时，恒星的磁场开始影响风泡的结构，与恒星磁轴相关的特征在秒差距尺度上变得可见。展望了非热辐射的预测和测量。
2020-07-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
Spectral softening in core-collapse supernova remnant expanding inside wind-blown bubble
上下文银河系宇宙射线被广泛认为是由扩散激波加速产生的，特别是在超新星遗迹（SNRs）中的激波。这些冲击波在复杂的环境中扩展，特别是在核心坍缩的情况下，因为这些SNR在它们的祖先恒星产生的风吹气泡中演化。核心坍缩SNR处的宇宙射线（CR）可能携带这种复杂性的光谱特征。目标。我们研究了初始质量为60 $M_\odot$的恒星在核坍缩信噪比下的粒子加速和真实的恒星演化。SNR冲击与风吹气泡内的不连续性相互作用，并产生几个传输和反射冲击。我们分析了它们对粒子光谱的影响以及由此产生的残余物的发射。方法.本文用实验粒子近似下的宇宙射线输运方程和一维球对称下的磁流体动力学（MHD）感应方程，同时求解了超新星前星周介质SNR演化的流体动力学方程。结果复杂的风吹气泡内的核心崩溃信噪比的演变修改了粒子和它们的发射光谱。我们已经发现较软的粒子光谱与光谱指数接近2.5，在冲击波传播的冲击风内，这种柔软性持续在以后的进化阶段。此外，我们计算的总生产光谱释放到星际介质证明光谱的一致性，在高能量与银河系CRs注入光谱，在传播模型中所需的。磁场结构有效地影响SNR的发射形态，因为它支配粒子的传输和同步辐射发射率。
2022-03-07 astro-ph.HE
Particle acceleration and multimessenger emission from starburst-driven galactic winds
增强的恒星形成活动，典型的星暴星系，强大的星系风，以千秒差距（kpc）的尺度扩张，并以气泡结构为特征。在这里，我们讨论的可能性，粒子加速可能发生在终端冲击的风。我们计算加速粒子的光谱和它们的最大能量，对于参数的典型值，其范围高达几百拍电子伏（PeV）。在终止激波处加速的宇宙射线被平流输送到被风挖出的气泡边缘，最终逃逸到河外空间。我们还计算了气泡中强子相互作用产生的γ射线和中微子的通量以及宇宙尺度上星暴星系贡献叠加产生的漫射通量。最后，我们计算了星暴气泡的宇宙射线散射通量，并与已有的数据进行了比较。
2022-02-13 astro-ph.HE
Suzaku Observations of the Prototype Wind-Blown Bubble NGC 6888
我们提出了一个分析的原型风吹气泡NGC 6888这是基于使用标准的光谱模型和理论模型与观测的直接比较朱雀观测。NGC 6888的X射线谱是软的，大多数X射线在（0.3 - 1.5 keV）能量范围内。但是，也检测到硬X射线（1.5 - 4.0 keV）（约为观测通量的10%）。相应的光谱拟合需要一个相对较冷的等离子体与kT < 0.5 keV but much hotter plasma with temperature kT >2.0 keV是需要匹配所观察到的硬X射线发射。我们发现在NGC 6888的热泡内没有明显的温度变化。导出的丰度（N，O，Ne）与光学星云的丰度一致。这表明X射线发射气体和外部冷壳层的共同起源：大多数X射线等离子体（具有不均匀的空间分布：团块）从光学星云流入热气泡。如果电子热传导是有效的，这自然可以解释大多数X射线发射等离子体的相对低的等离子体温度。或者，NGC 6888中的热气泡将是绝热的，而冷团块可能通过重粒子之间的能量交换（热离子扩散到冷团块中）被加热到X射线温度。
2010-12-17 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
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
Simulated X-ray Spectra From Ionized Wind-Blown Nebulae around Massive Stars
使用电离气体动力学代码，我们模拟了一个模型的风吹气泡周围的40太阳质量的恒星。我们用它来计算气泡的X射线光谱，可以直接与观测结果进行比较。我们概述了我们的方法和技术，这些计算，并与以前的计算进行对比。我们模拟的X射线光谱与观察到的Wolf-Rayet气泡光谱相当好。他们认为，大质量恒星周围的X射线星云可能不容易被探测到，这与观测结果一致。
2012-12-11 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
The galactic bubbles of starburst galaxies The influence of galactic large-scale magnetic fields
本研究通过磁流体动力学模拟探究大尺度磁场对星暴星系风泡演化的影响，发现磁场会改变泡的结构但无法单独解释M82等星系的观测特征，同时指出风终止激波是高能粒子加速的潜在位点。
2024-02-02 astro-ph.GA astro-ph.HE
High-energy Processes in the Bubbles of Wolf-Rayet Stars: The case of WR 102
Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas, Universidade de São Paulo（圣保罗大学天文、地球物理与大气科学研究所）
研究WR 102星泡的高能过程，通过拟合射电数据预测伽马射线发射，考虑电子和质子在风激波处加速，评估高能粒子对星泡的影响。
2026-04-14 astro-ph.HE
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
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
Pulsar Wind Bubble Blowout from a Supernova
对于诞生于超新星中的脉冲星，受冲击的脉冲星风星云的膨胀最初是在超新星自由膨胀的喷出物中。当星云处于喷射物密度分布的内部平坦部分时，向上掠的加速壳层受到瑞利-泰勒不稳定性的影响。我们进行了2和3维模拟表明，不稳定性引起在此初始阶段的粘性结构，但并没有很大地改变动态的扩展壳。流是有效的自相似。如果壳体被驱动到密度分布的外部陡峭部分，壳体会受到鲁棒的瑞利-泰勒不稳定性的影响，在这种不稳定性中，壳体会破碎，冲击脉冲星风会穿过壳体。在这个阶段，流动不是自相似的。风星云要达到这一阶段，需要沉积的脉冲星能量大于超新星能量，或者初始脉冲星周期在典型的$10^{51}$ erg超新星的ms范围内。I型超亮超新星的某些磁星模型满足这些条件。我们还考虑了蟹状星云，它可能与这种情况适用的低能量超新星有关。
2017-07-25 astro-ph.HE
The impact of red giant/AGB winds on AGN jet propagation
密集的恒星风可能会给活动星系核的喷流带来大量的物质，尽管目前还不清楚混合发生的时间和空间尺度。我们研究喷流和恒星风之间的相互作用的第一步，以及恒星风可能与喷流和质量负载混合的尺度，我们提出了一个详细的二维模拟，包括热冷却，由恒星风形成的气泡。我们还研究了第一次相互作用的风气泡与射流使用三维模拟中，恒星进入射流。对激波结构进行了稳定性分析，以评估形成尾部的射流拖曳风在不与射流混合的情况下可以传播的距离。二维模拟点在快速风气泡膨胀和破碎后，约一个气泡激波交叉时间。三维模拟和稳定性分析表明，在强扰动和喷流与喷流拖曳风之间相对较小的密度比的情况下，局部混合，以及在最大尾部质量通量阶段可能更稳定的激波结构。分析估计还表明，恒星喷流穿透时间的非常早期阶段也可能与质量负荷有关。这些和以前的结果从文献中的组合建议高度不稳定的相互作用结构和有效的风喷流混合的规模上的射流相互作用的高度，可能产生强烈的不均匀性内的射流。此外，初始风泡被喷流冲击，导致瞬态的，大的相互作用表面。相互作用结构可以是显著的非热发射源。
2017-06-20 astro-ph.CO astro-ph.HE
The impact of circumstellar wind-blown bubbles on the dynamics of pulsar wind nebulae and supernova remnants
Gran Sasso Science Institute (GSSI)（格兰萨索科学研究所）；INFN-Laboratori Nazionali del Gran Sasso (LNGS)（意大利国家核物理研究院格兰萨索国家实验室）；IRAP, Université de Toulouse, CNRS, CNES（图卢兹大学、法国国家科学研究中心、法国国家空间研究中心天文物理研究）
该研究通过一维流体力学模拟，发现星周风泡会显著增大脉冲星风云尺寸与能量，解释了部分脉冲星风云尺寸偏大、其母超新星遗迹未被探测的现象。
2026-08-26 astro-ph.HE
Clustered Supernovae Drive Powerful Galactic Winds After Super-Bubble Breakout
我们使用三维流体动力学模拟的垂直分层补丁的星系盘，研究如何时空集群的超新星（SNe）增强的权力，银河风。随机分布在星系盘中的超新星驱动着低效的星系风，因为大多数超新星遗迹在爆发出星系盘之前就已经失去了辐射能量。考虑到大多数恒星的形成都是聚集在一起的这一事实，这一问题就更加复杂了。由星系团SNe的联合效应驱动的超级气泡传播得足够快，足以在星系团SNe停止之前很久就从星系盘中爆发出来。爆发后的辐射损失急剧减少，SNe释放的能量的很大一部分（$\gtrsim 0.2$）进入光晕，为强大的星系风提供动力。这些高能风能够提供强大的预防性反馈，并从星系中喷射出大量物质，其流出率与恒星形成率相当。风中的动量通量仅与SNe注入的动量通量相同，因为热气在对周围环境做显著的功之前就排出了。我们表明，我们的结论适用于一系列星系性质，无论是在本地宇宙（例如，M82）和高红移（例如，$z \sim 2$恒星形成星系）。我们进一步表明，如果形成星团的效率随着气体表面密度的增加而增加，如理论参数所建议的那样，星团驱动的超级气泡从星系盘中爆发的条件对应于星系风$\sim 0.03$ M $_\odot$年$^{-1}$千分之$^{-2}$的开始的阈值恒星形成率表面密度，观察到的顺序。
2018-07-23 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
An investigation into the fraction of particle accelerators among colliding-wind binaries. Towards an extension of the catalogue
粒子加速碰撞风双星（PACWB）是由早期类型的恒星组成的多个系统，能够将粒子加速到相对论速度。在碰撞风区，相对论粒子可以与不同的场（磁场或辐射）相互作用，产生非热辐射。在许多情况下，非热同步辐射可能是可观测的，因此构成了在这些多重系统中存在相对论粒子群的指示器。迄今为止，PACWBs的目录包括大约40个物体，分布在许多恒星类型和演化阶段，没有明确的趋势指向可能加速粒子的特权子类。本文旨在批判性地讨论在大质量双星中选择新候选双星的一些准则。随后对这些物体中非热辐射的研究有望导致对粒子加速器的新探测。在此基础上，提出了观测策略的一些基本思路。在PACWBs研究的这个阶段，没有明确的理由认为大质量双星中的粒子加速是异常的，甚至是罕见的现象。因此，我们认为，几个PACWBs将在未来几年内被检测到，主要是使用敏感的无线电干涉仪，能够测量同步辐射碰撞风双星。高能探测的前景也简要讨论。
2017-03-07 astro-ph.HE
Stellar Wind-Blown Bubbles as Environments for Late-Time Rebrightening of Gamma-Ray Burst Afterglows
Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；Xiamen University（厦门大学）；Guilin University of Technology（桂林理工大学）；University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；Guangxi University（广西大学）
研究通过结构喷流在恒星风吹出的气泡环境中传播，解释伽马射线暴延迟再亮化现象，并揭示喷流的高磁化特性。
2026-01-10 astro-ph.HE
Interaction between massive star winds and the interstellar medium
大质量恒星驱动强风，冲击周围的星际介质，为孤立的恒星和年轻的星团周围的超级气泡产生秒差距尺度的气泡。这些气泡可以通过电磁波谱观察到，包括风本身和被扫起的星际气体。失控的大质量恒星产生弓形激波，强烈压缩星际气体，产生明亮的红外线，光学和无线电星云。随着对弓形激波的非热射电辐射的探测，现在也可以研究粒子加速。我回顾了大质量恒星周围的风泡和弓形激波的研究，突出了红外，无线电和X射线观测的最新进展，以及这些星云的多维模拟的进展。这些进展使理论和观测之间的定量比较，并允许测试一些物理过程的重要性，如热传导和开尔文-亥姆霍兹不稳定性在塑造星云和限制能量的恒星风反馈到星际介质。
2022-11-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
A thick-shell formalism for pulsar wind nebulae based on energy conservation
INAF, Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所，阿切尔西天文台）；Dipartimento di Fisica e Astronomia, Università di Firenze（佛罗伦萨大学，物理与天文系）；INFN , Sezione di Firenze（意大利国家核物理研究所，佛罗伦萨分部）
针对薄壳形式体系在蟹状星云中的不一致性，提出基于能量守恒的厚壳形式体系，通过新方程和数值方法准确再现其结构与谱特性。
2026-06-18 astro-ph.HE
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
Physical Structure of the Planetary Nebula NGC 3242 from the Hot Bubble to the Nebular Envelope
行星状星云（PNe）形成的相互作用恒星风模型的一个关键特征是在PNe的中心空腔中存在激波加热的恒星风。这个所谓的热泡应该可以用X射线检测到。在这里，我们提出了XMM牛顿观测NGC 3242，一个多壳PN的壳形态是一致的相互作用的恒星风模型。在0.55 kpc的距离上，在其内壳层内探测到了弥散X射线发射，等离子体温度约为2.35 \times 10^6 K，本征X射线光度约为2 \times 10^30 ergs ^（-1）。观测到的X射线温度和光度与包括热传导在内的模型的“特设”预测一致。然而，X射线发射等离子体的化学丰度似乎意味着很少有冷物质蒸发到热气泡中，而热气体的热压力不太可能驱动星云膨胀，因为它低于内壳边缘的热压力。NGC 3242中央空腔内的热气体的明显大填充因子加剧了这些不一致性。行星状星云：个体（NGC 3242）
2011-07-21 astro-ph.HE
The many sides of RCW 86: a type Ia supernova remnant evolving in its progenitor's wind bubble
我们提出了一个详细的调查银河系超新星遗迹RCW 86使用XMM-牛顿X射线望远镜的结果。RCW 86可能是SN 185 A.D的残骸，SN 185 A.D是一颗超新星，可能在一个风吹的空腔内爆炸。我们使用的XMM-牛顿反射光栅光谱仪（RGS），以获得精确的温度和电离年龄的等离子体，这是一个指示的相互作用历史的残余与假定的腔。我们发现，光谱很好地拟合了两个非平衡电离模型，这使我们能够约束喷出物和星际物质等离子体的属性。此外，我们进行了EPIC MOS和pn数据的主成分分析，以找到具有特定光谱特性的区域。我们提出的证据表明，冲击喷出物，发射铁-钾和硅线发射，被限制在一个外壳的约2 PC宽度与扁球形形态。使用详细的流体动力学模拟，我们表明，一般的动力学和发射特性在不同部分的残留物可以很好地再现的Ia型超新星，在一个非球对称的风吹腔爆炸。我们还表明，这种腔可以创建一个单一的退化系统使用一般的风属性。我们的数据和模拟提供了进一步的证据，证明RCW 86确实是SN 185的残余物，并且可能是单一简并起源的Ia型爆炸的结果。
2014-04-22 astro-ph.HE
Discovery of a Wind-Blown Bubble Associated with the Supernova Remnant G346.6-0.2: A Hint for the Origin of Recombining Plasma
我们报告的CO和HI研究的混合形态超新星遗迹（SNR）G346.6 $-$ 0.2。我们发现一个风吹泡沿无线电连续壳的膨胀速度为$\sim10$公里秒$^{-1}$，这可能是由强大的恒星风从高质量的SNR祖。CO/HI泡在$V_\mathrm{LSR} = -82$ - $-59$ km s $^{-1}$的径向速度也与激波激发的1720 MHz OH脉泽的径向速度一致。东北壳层的分子云显示出$\sim60$ K的高动力学温度，表明发生了激波加热。HI吸收研究表明，G346.6 $-$ 0.2位于银河系中心的远侧，SNR的运动学距离为$11.1_{-0.3}^{+0.5}$ kpc。我们发现CO谱线强度与复合等离子体的电子温度没有特定的相关性，这意味着G346.6 $-$ 0.2中的复合等离子体可能是绝热冷却产生的。通过对星际质子密度280 cm $^{-3}$和γ射线光度$< 5.8 \times 10^{34}$ erg s $^{-1}$的估算，得到了加速宇宙线总能量$W_{\rm p} < 9.3 \times 10^{47}$ erg。年龄- $W_{\rm p}$关系与其他SNR的比较表明，G346.6 $-$ 0.2中的大部分加速宇宙射线已经从SNR壳层逃逸。
2021-08-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
Particle acceleration, escape and non-thermal emission from core-collapse supernovae inside non-identical wind-blown bubbles
本文使用RATPaC代码随时间模拟了不同大质量前身星（20和60 Msol）核心坍缩超新星遗迹在星风泡内的流体动力学膨胀与粒子加速过程，揭示了环境结构对粒子能谱软化和辐射形态差异的关键影响。
2024-08-28 astro-ph.HE
Identification of Bubble Nebulae around NGC 55 ULX-1 with MUSE Observations
本研究利用甚大望远镜MUSE设备，在NGC 55的超亮X射线源ULX-1周围证认出三个泡状星云，分析了各泡的形态、成因与物理参数，并预测了泡B的射电辐射流量。
2023-08-23 astro-ph.HE
Direct Detection of Quasar Feedback Via the Sunyaev-Zeldovich Effect
类星体中热风反馈的性质和能量可以通过观测类星体风吹进星系际介质的热等离子体气泡引起的Sunyaev-Zeldovich效应（SZE）来约束。在这封信中，我们提出了证据，证明我们已经首次探测到这样一个气泡，与超亮类星体HE 0515 -4414有关。SZE探测通过与风处于相同位置角的延伸发射线气体的存在得到证实。我们的检测只出现在类星体的一侧，与热和动力学贡献相结合所产生的SZE信号一致。对风的能量的估计使我们能够将风的光度限制在理论预测的低端，约为类星体热光度的0.01%。然而，我们估计气泡的年龄约为0.1 Gyr，冷却时间约为0.6 Gyr，这意味着这些气泡可能有效地在类星体活动爆发之间提供反馈。
2019-02-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
S 308 and other X-ray emitting bubbles around Wolf-Rayet stars
本文利用SRG/eROSITA全天巡天数据首次完整呈现沃尔夫-拉叶星WR 6周围气泡S 308的X射线图像和光谱，并用双温度非平衡等离子体模型拟合，同时为22个光学/红外气泡给出X射线流量上限。
2023-11-29 astro-ph.HE
Particle acceleration at the termination shock of stellar clusters' wind
研究了在星际介质中星团风吹出的气泡中产生的终止激波处粒子的加速过程。我们发展了一个理论的扩散冲击加速在这样的冲击，我们发现，最大能量可能达到PeV区域非常强大的集群。我们展示了最大能量如何受到两个不同过程的限制：粒子从气泡边界逃逸和粒子能够扩散到集群中心的能量增益下降。在这个问题中，风的动能耗散到磁扰动中起着至关重要的作用，磁扰动决定了粒子的扩散状态：如果扩散接近玻姆，则可以达到PeV能量。
2021-08-04 astro-ph.HE
XMM-Newton and Suzaku X-ray Shadowing Measurements of the Solar Wind Charge Exchange, Local Bubble, and Galactic Halo Emission
我们目前的结果从一个样本的XMM牛顿和朱雀观测的星际云，投下阴影的软X射线背景（SXRB）-第一个统一的分析，这样一个样本从这些任务。通过对阴影光谱和非阴影光谱的拟合，我们分离了SXRB的前景和星系晕成分。我们测试了不同的前景模型-两个太阳风电荷交换（SWCX）模型和本地气泡（LB）模型。我们还检查了不同的丰度表。我们发现，Anders & Grevesse（1989）丰度，通常用于以前的SXRB研究，可能会导致高估的前景亮度和晕温度。我们还发现，假设一个单一的太阳风电离温度的SWCX模型可能会导致不可靠的结果。我们比较了我们的前景发射的测量与预测的SWCX发射从一个顺利的太阳风，发现只有部分协议。使用现有的观测特定SWCX预测和各种合理的假设，我们将LB的OVII强度上限定为约0.8光子/cm ^2/s/sr（90%置信度）。比较使用SWCX和LB前景模型获得的晕圈结果表明，如果前景以SWCX为主并且亮度高于~1.5e-12 erg/cm^2/s/deg^2（0.4 - 1.0 keV），则使用LB前景模型可以使晕温度向上偏置，并且使0.5 - 2.0keV的表面亮度向下偏置~（0.2 - 0.3）e6 K和~（1 - 2）e-12 erg/cm^2/s/deg^2。类似地，比较来自不同观测站的结果表明，除了统计上的不确定性之外，晕温度和表面亮度的不确定性可能分别高达~0.2e6…
2015-05-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
Beyond Strömgren Spheres and Wind-Blown Bubbles: An Observational Perspective on H II Region Feedback
大质量恒星产生大量的紫外线辐射，超过莱曼极限，光致电离的星际介质（ISM）和产生H II区。作为强的复合和禁止线发射，红外连续谱和热（自由）无线电连续谱的来源，H II区域作为银河系和外部星系中大质量恒星形成的容易观测的信标。与超新星一样，H II区域是恒星形成星系的主要反馈源，将辐射和机械光度注入ISM。H II区域可能比超新星更重要，因为它是通过冷云核心的局部压缩而形成恒星的触发器。在这篇评论中，我给了一个广泛的概述H II区域的结构和时间演化，强调并发症的多波长观测揭示的理论图片。我讨论了最近的争议，围绕占主导地位的反馈机制30剑鱼座，最明亮的H II区域的本地组。我总结了来自银河系计划（MWP）的第一批结果，该计划通过招募> 35，000名“公民科学家”搜索斯皮策太空望远镜的气泡状结构调查图像，产生了数千个候选银河系H II区域的新目录。MWP和类似的大型星表使经验研究银河系H II区域的演化在整个范围内的光度和触发恒星形成的统计研究。
2012-02-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Burst in a Wind Bubble and the Impact on Baryonic Ejecta: High-Energy Gamma-Ray Flashes and Afterglows from Fast Radio Bursts and Pulsar-Driven Supernova Remnants
稀薄的风泡，这是由中心致密残余物的自旋下降活动形成的，在快速射电暴（FRB）和超亮超新星的一些模型中是相关的。我们研究了它们的高能特征，重点是年轻磁星、快速旋转的中子星和磁化的白矮星产生的成对富集气泡的作用。(i)首先，我们研究了星云的性质和允许高能伽马射线和无线电波逃逸的条件，表明它们的逃逸是可能的年龄>10-100年的星云。在快速旋转的中子星的情况下，我们发现，从准稳定星云本身的无线电发射可能是足够明亮的检测，特别是在亚毫米频率，这是相关的脉冲星驱动的SNe和FRB的可能对应物。(ii)第二，我们考虑星云中爆发发射的命运。我们认为，脉冲爆发可能会导致一个高度相对论性的流动，这将与星云相互作用。如果受冲击的星云仍然是相对论性的，星云中预先存在的非热粒子可以被前向冲击显着增强，导致短持续时间（可能是毫秒或更长）的高能伽马射线闪光。在反向激波处可能的耗散也可能导致伽马射线发射。(iii)在这样的耀斑之后，与重子喷射物的相互作用可能导致持续数天至数周的余辉发射。在磁星的假设中，这个气泡中的爆发模型导致了这样的预期，即附近（<10-100 Mpc）的高能伽马射线闪光可能被HAWC和CTA探测到，随后的余辉发射可能被射电望远镜（如VLA）观测到。(iv)最后，我们讨论了几个特定的FRB的影响，包括发射区域的限制和软伽马射线同行。
2017-01-31 astro-ph.CO 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
