誰在銀河系中心吹了兩個(gè)“大泡泡”？
圖1：銀河系費(fèi)米氣泡示意圖，圖片來源：NASA
此前我們簡(jiǎn)單介紹過銀河系的研究歷程。銀河系是一個(gè)盤狀棒旋星系，地球與銀河系中心的距離大約是兩萬七千光年。2010年，天文學(xué)家利用費(fèi)米伽馬射線太空望遠(yuǎn)鏡發(fā)現(xiàn)銀河系內(nèi)區(qū)有兩個(gè)巨大的類橢球形新結(jié)構(gòu)，稱之為“費(fèi)米氣泡”（圖1中紫色的兩個(gè)橢球結(jié)構(gòu)）。這兩個(gè)氣泡對(duì)稱地分布在銀河系中心上下兩側(cè)，每個(gè)氣泡在垂直于銀盤方向的高度約達(dá)三萬光年。
這一對(duì)氣泡是長(zhǎng)期存在于銀河系中的穩(wěn)定結(jié)構(gòu)，還是銀河系在近期產(chǎn)生的一個(gè)臨時(shí)性新結(jié)構(gòu)？它們又是怎么被“吹”起來的？
本期賽先生天文將和大家一起，探討我們所在的銀河系中心這兩個(gè)神秘而又有意思的大氣泡。
撰文 | 郭福來（中國(guó)科學(xué)院上海天文臺(tái)）
責(zé)編 | 韓越揚(yáng)、呂浩然
在討論費(fèi)米氣泡之前，讓我們先回顧一下星系與星系核。明亮的星系是黑暗廣袤宇宙中的基本結(jié)構(gòu)單元，其中含有大量暗物質(zhì)、恒星、氣體、等離子體、高能粒子等物質(zhì)。星系核是一個(gè)星系的中心區(qū)域，物質(zhì)分布尤其密集，其中心處通常還有一個(gè)超大質(zhì)量黑洞。
在許多星系核中，我們都觀測(cè)到了能量爆發(fā)現(xiàn)象。這些爆發(fā)過程能量強(qiáng)大，會(huì)產(chǎn)生巨大的“氣泡”，并推動(dòng)形成從星系核到整個(gè)星系的大范圍氣體外流。這些強(qiáng)大爆發(fā)現(xiàn)象的起源一般有兩種可能性：其一是中心超大質(zhì)量黑洞在吸積物質(zhì)的過程中，會(huì)釋放出巨大的引力能，產(chǎn)生非常準(zhǔn)直的噴流（如圖2左）或者有較大張角的外流。其二，如果星系核有較高的恒星形成率，大質(zhì)量恒星的壽命較短（大約幾百萬年），死亡時(shí)會(huì)產(chǎn)生超新星爆發(fā)。這一系列超新星爆發(fā)匯聚在一起也能推動(dòng)大尺度星系外流（圖2右中的暗紅色外流）。
這兩個(gè)能量爆發(fā)過程被天文學(xué)家分別稱作活動(dòng)星系核反饋與恒星反饋，屬于當(dāng)前天體物理研究的熱點(diǎn)前沿方向。許多天文學(xué)家相信這兩個(gè)星系反饋過程可以影響星系中新恒星形成的速度，調(diào)節(jié)星系的成長(zhǎng)，是影響星系演化的關(guān)鍵物理過程。
圖2左：射電星系3C296中的射電噴流與射電瓣，圖片來源：NRAO；圖2右：星爆星系M82中的外流，圖片來源：NASA & ESA
星系核也可能是一個(gè)星系中暗物質(zhì)分布特別聚集的地方。暗物質(zhì)在宇宙中的總質(zhì)量大約是普通物質(zhì)的五倍，是天文學(xué)家通過其引力的天文學(xué)效應(yīng)發(fā)現(xiàn)的，不過在粒子物理的標(biāo)準(zhǔn)模型中卻并沒有這種粒子。因?yàn)榘滴镔|(zhì)是新粒子，涉及新物理，所以也是當(dāng)前物理學(xué)與天文學(xué)中極其重要的前沿方向。
一些暗物質(zhì)粒子模型預(yù)言，暗物質(zhì)粒子之間相互碰撞，有可能產(chǎn)生正負(fù)電子、正反質(zhì)子等高能粒子，這些高能粒子會(huì)產(chǎn)生高能光子輻射。星系核內(nèi)的暗物質(zhì)密度高，其發(fā)生碰撞湮滅的可能性比較大，是比較有希望探測(cè)到這種高能輻射的地方。尤其是離我們比較近的星系核，如銀河系的星系核更應(yīng)如此。
圖3：費(fèi)米伽馬射線太空望遠(yuǎn)鏡在10 GeV以上能段的全天圖，其中費(fèi)米氣泡清晰可見。圖片來源：NASA
天文學(xué)的新發(fā)現(xiàn)常常來自于性能更好、靈敏度更高的新望遠(yuǎn)鏡。2008年6月，由美國(guó)、法國(guó)、德國(guó)等多國(guó)聯(lián)合研制的費(fèi)米伽馬射線太空望遠(yuǎn)鏡[1]發(fā)射進(jìn)入太空。費(fèi)米望遠(yuǎn)鏡的主要儀器——大面積望遠(yuǎn)鏡（LAT）在20MeV-300GeV的伽馬射線能段很靈敏，觀測(cè)視場(chǎng)非常大，很適合開展巡天觀測(cè)，探測(cè)彌漫的大面積伽馬射線結(jié)構(gòu)。
如圖3所示，費(fèi)米氣泡在伽馬射線能段的輻射非常顯著。據(jù)筆者了解，費(fèi)米望遠(yuǎn)鏡科學(xué)團(tuán)隊(duì)在半年左右的觀測(cè)數(shù)據(jù)中就發(fā)現(xiàn)了費(fèi)米氣泡的伽馬射線輻射，但費(fèi)米氣泡的科學(xué)發(fā)現(xiàn)論文卻是由哈佛大學(xué)的一個(gè)獨(dú)立科學(xué)團(tuán)隊(duì)于2010年發(fā)表的。
對(duì)于費(fèi)米望遠(yuǎn)鏡科學(xué)團(tuán)隊(duì)來說，費(fèi)米氣泡的發(fā)現(xiàn)多少有一點(diǎn)意外，但哈佛團(tuán)隊(duì)卻早就期待在內(nèi)銀河系區(qū)域發(fā)現(xiàn)彌漫的伽馬射線輻射。早在2004年，哈佛大學(xué)的Douglas Finkbeiner教授就在另一個(gè)太空望遠(yuǎn)鏡——威爾金森微波各向異性探測(cè)器（WMAP）的觀測(cè)數(shù)據(jù)中發(fā)現(xiàn)銀河系中心方向有大量彌散的微波輻射[2]。在扣除了當(dāng)時(shí)已知的銀河系微波輻射之后，這些殘留的微波輻射看起來以銀心（即銀河系中心）為中心，半徑大約一萬多光年，被稱為WMAP迷霧。
當(dāng)時(shí)，哈佛團(tuán)隊(duì)認(rèn)為這些輻射是高能電子在磁場(chǎng)中運(yùn)動(dòng)時(shí)產(chǎn)生的同步輻射，輻射能譜不能用銀盤上超新星爆發(fā)加速并擴(kuò)散出來的高能電子解釋。WMAP迷霧在當(dāng)時(shí)引起了天文學(xué)界極大的興趣，因?yàn)楦吣茈娮涌赡芷鹪从阢y河系核區(qū)暗物質(zhì)的湮滅。這些高能電子可以把遇到的低能光子散射到伽馬射線能段，因此費(fèi)米望遠(yuǎn)鏡有可能會(huì)探測(cè)到WMAP迷霧的伽馬射線輻射。
費(fèi)米望遠(yuǎn)鏡的觀測(cè)數(shù)據(jù)是對(duì)全球公開的。2010年，哈佛團(tuán)隊(duì)利用費(fèi)米數(shù)據(jù)發(fā)表了兩篇研究?jī)?nèi)銀河系伽馬射線彌散輻射的論文。第一篇論文[3]果然看到了這個(gè)伽馬射線彌散結(jié)構(gòu)，剛好對(duì)應(yīng)著微波波段的WMAP迷霧，并稱之為費(fèi)米迷霧。第二篇論文[4]確認(rèn)了這個(gè)輻射來自于銀心上下兩個(gè)對(duì)稱性分布的類橢球狀結(jié)構(gòu)（圖3），命名為費(fèi)米氣泡。該文詳盡地討論了費(fèi)米氣泡的性質(zhì)以及銀河系中心的其它相關(guān)現(xiàn)象，指出這個(gè)結(jié)構(gòu)不太可能來自于暗物質(zhì)湮滅，而更可能起源于銀河系核區(qū)的活動(dòng)星系核反饋或恒星反饋現(xiàn)象。這個(gè)工作引起了學(xué)術(shù)界極大的興趣，開啟了后續(xù)費(fèi)米氣泡研究的大門。論文三位作者（蘇萌、Tracy Slatyer, Douglas Finkbeiner）獲得了2014年美國(guó)天文學(xué)會(huì)高能天體物理部門的Bruno Rossi獎(jiǎng)。
圖4：費(fèi)米望遠(yuǎn)鏡科學(xué)團(tuán)隊(duì)特殊處理后的伽馬射線全天圖，扣除已知的伽馬輻射后，費(fèi)米氣泡邊界清晰。圖片來源：參考文獻(xiàn)[5]
在內(nèi)銀河系，暗物質(zhì)的分布預(yù)期是以銀心為中心，大致呈球?qū)ΨQ性分布，但是觀測(cè)到的費(fèi)米氣泡卻是分布在銀盤上下的兩個(gè)氣泡。這基本排除了費(fèi)米氣泡的暗物質(zhì)起源。費(fèi)米氣泡的邊界清晰（圖4），暗示這個(gè)結(jié)構(gòu)很可能是一個(gè)銀河系近期的臨時(shí)性結(jié)構(gòu)。將圖4與圖2進(jìn)行對(duì)比，我們發(fā)現(xiàn)這個(gè)結(jié)構(gòu)的形狀與星系反饋出來的氣泡或外流頗為相似，因此對(duì)費(fèi)米氣泡起源的研究集中在活動(dòng)星系核反饋與恒星反饋這兩個(gè)機(jī)制。
從2011年開始，不同的恒星反饋模型陸續(xù)被提出來解釋費(fèi)米氣泡的起源。典型的恒星反饋模型認(rèn)為銀河系在最近的幾千萬年或幾億年內(nèi)，有大約10余萬顆超新星陸續(xù)爆發(fā)，產(chǎn)生的氣體匯集成了費(fèi)米氣泡。這些超新星來源于銀河系中心新形成的大質(zhì)量恒星。如果氣泡年齡是幾億年，所需要的銀心恒星形成率和當(dāng)前相當(dāng)。如果氣泡年齡是幾千萬年，所需恒星形成率則是當(dāng)前值的數(shù)倍。
銀河系中心有一個(gè)四百萬倍太陽(yáng)質(zhì)量的超大質(zhì)量黑洞——人馬座A*，其觀測(cè)確認(rèn)與質(zhì)量測(cè)定獲得了2020年諾貝爾物理學(xué)獎(jiǎng)。超大質(zhì)量黑洞在吸積周圍物質(zhì)的過程中，會(huì)將一部分吸積物質(zhì)的引力能通過準(zhǔn)直性很好的噴流或張角較大的外流釋放出來，形成巨大的氣泡或外流（圖5；參考文獻(xiàn)[6]）。而人馬座A*目前的吸積率非常低，不足以產(chǎn)生較強(qiáng)的噴流或外流。但只要在過去的幾百萬年或一千萬年中有過一段較強(qiáng)的吸積過程，就有可能產(chǎn)生現(xiàn)在觀測(cè)到的費(fèi)米氣泡。
那么，銀河系費(fèi)米氣泡是由一系列超新星爆發(fā)產(chǎn)生的，還是由活躍的人馬座A*吸積過程產(chǎn)生的？如果是后者，產(chǎn)生費(fèi)米氣泡的是噴流，是從經(jīng)典的黑洞吸積薄盤出來的外流，還是從很厚的黑洞熱吸積流中出來的風(fēng)？或者，是某種混合機(jī)制？真相只有一個(gè)，天文學(xué)家還在積極探索中，而更多方面的觀測(cè)細(xì)節(jié)則是做出突破的重要手段。
下文將介紹筆者與合作者提出的黑洞噴流模型，以及如何利用費(fèi)米氣泡的X射線輻射來探索其起源。
圖5：超大質(zhì)量黑洞的吸積與反饋過程，圖片來源：郭福來，參考文獻(xiàn)[6]
筆者提出噴流模型[7]的靈感很簡(jiǎn)單地來源于如圖2左所示的射電瓣（radio lobe）。在射電星系中，我們經(jīng)常探測(cè)到這類由黑洞噴流產(chǎn)生的射電氣泡。費(fèi)米氣泡的形狀與射電瓣很相似，而且產(chǎn)生射電同步輻射的高能電子也能產(chǎn)生伽馬射線輻射。我們的數(shù)值計(jì)算[7]表明黑洞噴流產(chǎn)生的氣泡確實(shí)可以解釋費(fèi)米氣泡的位置、大小、形狀、與清晰的邊界。
與射電瓣一樣，費(fèi)米氣泡在這個(gè)模型中也主要是由噴流噴出物（ejecta）形成的。在噴流中被加速的高能電子傳播到整個(gè)費(fèi)米氣泡，產(chǎn)生可觀測(cè)的高能輻射。但是，高能電子在輻射損失下壽命有限，越是能量高的電子其能量損失越快。費(fèi)米氣泡的微波與伽馬射線光譜顯示其對(duì)應(yīng)的高能電子能譜還沒有遭受長(zhǎng)期能量損失帶來的影響，因此在這個(gè)模型中，費(fèi)米氣泡的年齡應(yīng)該在100-300萬年之內(nèi)。
通過模擬計(jì)算[7]，噴流模型預(yù)言噴流將在銀河系的熱氣體暈中產(chǎn)生向外傳播的正向激波（forward shock），被這個(gè)激波掃過的熱氣體會(huì)被壓縮并加熱，產(chǎn)生可觀測(cè)的X射線輻射。模擬中激波目前的位置與X射線觀測(cè)發(fā)現(xiàn)的北極枝（North Polar Spur，圖6）的外邊界比較接近，都位于費(fèi)米氣泡的外面。北極枝處的激波也能加速高能粒子，產(chǎn)生伽馬射線輻射，這在費(fèi)米望遠(yuǎn)鏡的觀測(cè)數(shù)據(jù)中也發(fā)現(xiàn)了[4]。模擬預(yù)言的激波與北極枝比較相符，似乎進(jìn)一步驗(yàn)證了噴流模型的正確性。事實(shí)真是如此嗎？
圖6：X射線太空望遠(yuǎn)鏡ROSAT在3/4 keV（上）與1.5 keV（下）兩個(gè)能段全天圖中的北極枝（North Polar Spur），圖片改編自參考文獻(xiàn)[8]
讓我們來仔細(xì)看一下圖6（下）。圖片中心對(duì)應(yīng)著銀河系中心方向，在銀心上下兩側(cè)，我們可以清晰地看到各有一個(gè)圓錐形結(jié)構(gòu)，其頂點(diǎn)剛好位于銀河系中心。如果把這個(gè)雙圓錐形X射線結(jié)構(gòu)與伽馬射線能段的費(fèi)米氣泡相對(duì)比（圖7），我們發(fā)現(xiàn)這兩個(gè)結(jié)構(gòu)在低銀緯區(qū)域的底部高度重合，顯示它們很可能是同一個(gè)結(jié)構(gòu)的不同輻射。
圖7：費(fèi)米伽馬射線太空望遠(yuǎn)鏡和ROSAT X射線太空望遠(yuǎn)鏡的觀測(cè)表明費(fèi)米氣泡在低銀緯區(qū)域與銀心雙圓錐形X射線結(jié)構(gòu)高度重合。圖片改編自參考文獻(xiàn)[9]
銀心雙圓錐形X射線結(jié)構(gòu)的內(nèi)部輻射較弱，而邊界卻很明亮。這個(gè)特征可以很自然地被解釋為正向激波壓縮形成的熱氣體殼層外流。同時(shí)，激波加速的高能電子能產(chǎn)生微波同步輻射與伽馬射線能段的逆康普頓散射，這正是我們所看到的費(fèi)米氣泡。如果費(fèi)米氣泡與銀心雙圓錐形X射線結(jié)構(gòu)確實(shí)有著共同起源，我們的噴流模型就需要大大修正。噴流驅(qū)動(dòng)的正向激波并不對(duì)應(yīng)著北極枝，反而對(duì)應(yīng)著費(fèi)米氣泡表面。
X射線觀測(cè)可以限制費(fèi)米氣泡表面殼層內(nèi)的熱氣體溫度與密度分布，并進(jìn)一步約束費(fèi)米氣泡的能量與年齡。能量越高的噴流驅(qū)動(dòng)的激波傳播速度越快，導(dǎo)致費(fèi)米氣泡年齡越短，溫度越高。通過大量的數(shù)值模擬并與觀測(cè)相對(duì)比，我們的新工作[10]發(fā)現(xiàn)由大約500萬年前銀心黑洞發(fā)出的一對(duì)噴流所驅(qū)動(dòng)的激波可以產(chǎn)生目前觀測(cè)到的費(fèi)米氣泡。在噴流爆發(fā)期間，人馬座A*的吸積率大約是其當(dāng)前吸積率的一萬倍，并總共吸積了大約100倍太陽(yáng)質(zhì)量的物質(zhì)，釋放的能量接近于約兩萬顆超新星爆發(fā)所釋放的總能量。這個(gè)模型很好地?cái)M合了費(fèi)米氣泡的形狀、溫度、與X射線表面亮度分布。
如果費(fèi)米氣泡表面確實(shí)是一個(gè)正向激波，那么費(fèi)米氣泡不太可能是由恒星反饋或黑洞吸積過程中的外流產(chǎn)生的[10]。這兩個(gè)過程中出來的外流張角較大，驅(qū)動(dòng)的激波在低銀緯區(qū)域（銀盤附近）傳播較快較遠(yuǎn)，無法解釋觀測(cè)到的底部狹窄的雙圓錐形X射線結(jié)構(gòu)。相反，沿著銀河系旋轉(zhuǎn)軸方向的準(zhǔn)直噴流會(huì)將大部分噴流能量快速輸運(yùn)到較遠(yuǎn)距離，導(dǎo)致其驅(qū)動(dòng)的激波在銀盤附近傳播較慢，自然形成雙圓錐形結(jié)構(gòu)。
圖8：X射線太空望遠(yuǎn)鏡eROSITA發(fā)現(xiàn)的eROSITA氣泡（圖中青綠色）與費(fèi)米伽馬射線太空望遠(yuǎn)鏡發(fā)現(xiàn)的費(fèi)米氣泡（圖中紅色），圖片改編自參考文獻(xiàn)[11]
費(fèi)米氣泡的起源謎團(tuán)就此解開了嗎？科學(xué)探索需要謹(jǐn)慎、細(xì)心、耐心，尤其是批判性思維。我們還需要更多更細(xì)致的觀測(cè)來進(jìn)一步驗(yàn)證這個(gè)噴流-激波模型。如果費(fèi)米氣泡的表面確實(shí)是噴流驅(qū)動(dòng)的正向激波，那么噴流噴出物會(huì)在費(fèi)米氣泡內(nèi)部形成一個(gè)小一些的結(jié)構(gòu)。我們?cè)趯砟芸吹竭@個(gè)結(jié)構(gòu)存在的確切證據(jù)嗎？
如果噴流驅(qū)動(dòng)的正向激波是費(fèi)米氣泡表面，這個(gè)激波就不能解釋北極枝的起源。那么，北極枝是怎么產(chǎn)生的？X射線望遠(yuǎn)鏡ROSAT是1990年發(fā)射進(jìn)入太空的。在近三十年之后的2019年，新一代X射線巡天望遠(yuǎn)鏡eROSITA發(fā)射升空。2020年，eROSITA望遠(yuǎn)鏡發(fā)現(xiàn)在費(fèi)米氣泡外面有一個(gè)更大的X射線波段的氣泡——eROSITA氣泡（圖8）。從地球上看過去，這個(gè)氣泡似乎包裹住了費(fèi)米氣泡與北極枝。eROSITA氣泡與北極枝、費(fèi)米氣泡是否有關(guān)聯(lián)？如果不相關(guān)，eROSITA氣泡很可能是銀河系核區(qū)的一個(gè)比費(fèi)米氣泡更早的反饋爆發(fā)現(xiàn)象。那么，會(huì)不會(huì)有更大的氣泡存在呢？這些氣泡的真實(shí)起源又是什么呢？
目前的銀河系核區(qū)比較平靜，恒星形成率不高，中心黑洞的吸積率也很低。但在不久遠(yuǎn)的過去，銀河系核區(qū)似乎經(jīng)歷過一系列高能爆發(fā)現(xiàn)象，到了今天，它的“天空”仍保留著如煙花般精彩紛呈的痕跡，留待我們?nèi)祟惾ヌ剿髌潆[藏的秘密。
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作者簡(jiǎn)介
郭福來
2008年在加州大學(xué)圣芭芭拉分校獲物理博士學(xué)位，現(xiàn)任中國(guó)科學(xué)院上海天文臺(tái)研究員，上海市天文學(xué)會(huì)理事，研究領(lǐng)域是理論與計(jì)算天體物理，側(cè)重于星系反饋、星系周介質(zhì)、星系團(tuán)介質(zhì)、黑洞天體物理、宇宙線天體物理等方向。
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參考文獻(xiàn)：
制版編輯 | Morgan
