誰在銀河系中心吹了兩個“大泡泡”？
圖1：銀河系費米氣泡示意圖，圖片來源：NASA
此前我們簡單介紹過銀河系的研究歷程。銀河系是一個盤狀棒旋星系，地球與銀河系中心的距離大約是兩萬七千光年。2010年，天文學家利用費米伽馬射線太空望遠鏡發(fā)現(xiàn)銀河系內(nèi)區(qū)有兩個巨大的類橢球形新結構，稱之為“費米氣泡”（圖1中紫色的兩個橢球結構）。這兩個氣泡對稱地分布在銀河系中心上下兩側，每個氣泡在垂直于銀盤方向的高度約達三萬光年。
這一對氣泡是長期存在于銀河系中的穩(wěn)定結構，還是銀河系在近期產(chǎn)生的一個臨時性新結構？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神秘而又有意思的大氣泡。
撰文 | 郭福來（中國科學院上海天文臺）
責編 | 韓越揚、呂浩然
在討論費米氣泡之前，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構單元，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超大質(zhì)量黑洞。
在許多星系核中，我們都觀測到了能量爆發(fā)現(xiàn)象。這些爆發(fā)過程能量強大，會產(chǎn)生巨大的“氣泡”，并推動形成從星系核到整個星系的大范圍氣體外流。這些強大爆發(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，會釋放出巨大的引力能，產(chǎn)生非常準直的噴流（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），死亡時會產(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大尺度星系外流（圖2右中的暗紅色外流）。
這兩個能量爆發(fā)過程被天文學家分別稱作活動星系核反饋與恒星反饋，屬于當前天體物理研究的熱點前沿方向。許多天文學家相信這兩個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，是影響星系演化的關鍵物理過程。
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，是天文學家通過其引力的天文學效應發(fā)現(xiàn)的，不過在粒子物理的標準模型中卻并沒有這種粒子。因為暗物質(zhì)是新粒子，涉及新物理，所以也是當前物理學與天文學中極其重要的前沿方向。
一些暗物質(zhì)粒子模型預言，暗物質(zhì)粒子之間相互碰撞，有可能產(chǎn)生正負電子、正反質(zhì)子等高能粒子，這些高能粒子會產(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如此。
圖3：費米伽馬射線太空望遠鏡在10 GeV以上能段的全天圖，其中費米氣泡清晰可見。圖片來源：NASA
天文學的新發(fā)現(xiàn)常常來自于性能更好、靈敏度更高的新望遠鏡。2008年6月，由美國、法國、德國等多國聯(lián)合研制的費米伽馬射線太空望遠鏡[1]發(fā)射進入太空。費米望遠鏡的主要儀器——大面積望遠鏡（LAT）在20MeV-300GeV的伽馬射線能段很靈敏，觀測視場非常大，很適合開展巡天觀測，探測彌漫的大面積伽馬射線結構。
如圖3所示，費米氣泡在伽馬射線能段的輻射非常顯著。據(jù)筆者了解，費米望遠鏡科學團隊在半年左右的觀測數(shù)據(jù)中就發(fā)現(xiàn)了費米氣泡的伽馬射線輻射，但費米氣泡的科學發(fā)現(xiàn)論文卻是由哈佛大學的一個獨立科學團隊于2010年發(fā)表的。
對于費米望遠鏡科學團隊來說，費米氣泡的發(fā)現(xiàn)多少有一點意外，但哈佛團隊卻早就期待在內(nèi)銀河系區(qū)域發(fā)現(xiàn)彌漫的伽馬射線輻射。早在2004年，哈佛大學的Douglas Finkbeiner教授就在另一個太空望遠鏡——威爾金森微波各向異性探測器（WMAP）的觀測數(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]。在扣除了當時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。
當時，哈佛團隊認為這些輻射是高能電子在磁場中運動時產(chǎn)生的同步輻射，輻射能譜不能用銀盤上超新星爆發(fā)加速并擴散出來的高能電子解釋。WMAP迷霧在當時引起了天文學界極大的興趣，因為高能電子可能起源于銀河系核區(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，因此費米望遠鏡有可能會探測到WMAP迷霧的伽馬射線輻射。
費米望遠鏡的觀測數(shù)據(jù)是對全球公開的。2010年，哈佛團隊利用費米數(shù)據(jù)發(fā)表了兩篇研究內(nèi)銀河系伽馬射線彌散輻射的論文。第一篇論文[3]果然看到了這個伽馬射線彌散結構，剛好對應著微波波段的WMAP迷霧，并稱之為費米迷霧。第二篇論文[4]確認了這個輻射來自于銀心上下兩個對稱性分布的類橢球狀結構（圖3），命名為費米氣泡。該文詳盡地討論了費米氣泡的性質(zhì)以及銀河系中心的其它相關現(xiàn)象，指出這個結構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)的活動星系核反饋或恒星反饋現(xiàn)象。這個工作引起了學術界極大的興趣，開啟了后續(xù)費米氣泡研究的大門。論文三位作者（蘇萌、Tracy Slatyer, Douglas Finkbeiner）獲得了2014年美國天文學會高能天體物理部門的Bruno Rossi獎。
圖4：費米望遠鏡科學團隊特殊處理后的伽馬射線全天圖，扣除已知的伽馬輻射后，費米氣泡邊界清晰。圖片來源：參考文獻[5]
在內(nèi)銀河系，暗物質(zhì)的分布預期是以銀心為中心，大致呈球?qū)ΨQ性分布，但是觀測到的費米氣泡卻是分布在銀盤上下的兩個氣泡。這基本排除了費米氣泡的暗物質(zhì)起源。費米氣泡的邊界清晰（圖4），暗示這個結構很可能是一個銀河系近期的臨時性結構。將圖4與圖2進行對比，我們發(fā)現(xiàn)這個結構的形狀與星系反饋出來的氣泡或外流頗為相似，因此對費米氣泡起源的研究集中在活動星系核反饋與恒星反饋這兩個機制。
從2011年開始，不同的恒星反饋模型陸續(xù)被提出來解釋費米氣泡的起源。典型的恒星反饋模型認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前相當。如果氣泡年齡是幾千萬年，所需恒星形成率則是當前值的數(shù)倍。
銀河系中心有一個四百萬倍太陽質(zhì)量的超大質(zhì)量黑洞——人馬座A*，其觀測確認與質(zhì)量測定獲得了2020年諾貝爾物理學獎。超大質(zhì)量黑洞在吸積周圍物質(zhì)的過程中，會將一部分吸積物質(zhì)的引力能通過準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[6]）。而人馬座A*目前的吸積率非常低，不足以產(chǎn)生較強的噴流或外流。但只要在過去的幾百萬年或一千萬年中有過一段較強的吸積過程，就有可能產(chǎn)生現(xiàn)在觀測到的費米氣泡。
那么，銀河系費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？或者，是某種混合機制？真相只有一個，天文學家還在積極探索中，而更多方面的觀測細節(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[6]
筆者提出噴流模型[7]的靈感很簡單地來源于如圖2左所示的射電瓣（radio lobe）。在射電星系中，我們經(jīng)常探測到這類由黑洞噴流產(chǎn)生的射電氣泡。費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)值計算[7]表明黑洞噴流產(chǎn)生的氣泡確實可以解釋費米氣泡的位置、大小、形狀、與清晰的邊界。
與射電瓣一樣，費米氣泡在這個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費米氣泡，產(chǎn)生可觀測的高能輻射。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。費米氣泡的微波與伽馬射線光譜顯示其對應的高能電子能譜還沒有遭受長期能量損失帶來的影響，因此在這個模型中，費米氣泡的年齡應該在100-300萬年之內(nèi)。
通過模擬計算[7]，噴流模型預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），被這個激波掃過的熱氣體會被壓縮并加熱，產(chǎn)生可觀測的X射線輻射。模擬中激波目前的位置與X射線觀測發(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，這在費米望遠鏡的觀測數(shù)據(jù)中也發(fā)現(xiàn)了[4]。模擬預言的激波與北極枝比較相符，似乎進一步驗證了噴流模型的正確性。事實真是如此嗎？
圖6：X射線太空望遠鏡ROSAT在3/4 keV（上）與1.5 keV（下）兩個能段全天圖中的北極枝（North Polar Spur），圖片改編自參考文獻[8]
讓我們來仔細看一下圖6（下）。圖片中心對應著銀河系中心方向，在銀心上下兩側，我們可以清晰地看到各有一個圓錐形結構，其頂點剛好位于銀河系中心。如果把這個雙圓錐形X射線結構與伽馬射線能段的費米氣泡相對比（圖7），我們發(fā)現(xiàn)這兩個結構在低銀緯區(qū)域的底部高度重合，顯示它們很可能是同一個結構的不同輻射。
圖7：費米伽馬射線太空望遠鏡和ROSAT X射線太空望遠鏡的觀測表明費米氣泡在低銀緯區(qū)域與銀心雙圓錐形X射線結構高度重合。圖片改編自參考文獻[9]
銀心雙圓錐形X射線結構的內(nèi)部輻射較弱，而邊界卻很明亮。這個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，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米氣泡。如果費米氣泡與銀心雙圓錐形X射線結構確實有著共同起源，我們的噴流模型就需要大大修正。噴流驅(qū)動的正向激波并不對應著北極枝，反而對應著費米氣泡表面。
X射線觀測可以限制費米氣泡表面殼層內(nèi)的熱氣體溫度與密度分布，并進一步約束費米氣泡的能量與年齡。能量越高的噴流驅(qū)動的激波傳播速度越快，導致費米氣泡年齡越短，溫度越高。通過大量的數(shù)值模擬并與觀測相對比，我們的新工作[10]發(fā)現(xiàn)由大約500萬年前銀心黑洞發(fā)出的一對噴流所驅(qū)動的激波可以產(chǎn)生目前觀測到的費米氣泡。在噴流爆發(fā)期間，人馬座A*的吸積率大約是其當前吸積率的一萬倍，并總共吸積了大約100倍太陽質(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。這個模型很好地擬合了費米氣泡的形狀、溫度、與X射線表面亮度分布。
如果費米氣泡表面確實是一個正向激波，那么費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]。這兩個過程中出來的外流張角較大，驅(qū)動的激波在低銀緯區(qū)域（銀盤附近）傳播較快較遠，無法解釋觀測到的底部狹窄的雙圓錐形X射線結構。相反，沿著銀河系旋轉軸方向的準直噴流會將大部分噴流能量快速輸運到較遠距離，導致其驅(qū)動的激波在銀盤附近傳播較慢，自然形成雙圓錐形結構。
圖8：X射線太空望遠鏡eROSITA發(fā)現(xiàn)的eROSITA氣泡（圖中青綠色）與費米伽馬射線太空望遠鏡發(fā)現(xiàn)的費米氣泡（圖中紅色），圖片改編自參考文獻[11]
費米氣泡的起源謎團就此解開了嗎？科學探索需要謹慎、細心、耐心，尤其是批判性思維。我們還需要更多更細致的觀測來進一步驗證這個噴流-激波模型。如果費米氣泡的表面確實是噴流驅(qū)動的正向激波，那么噴流噴出物會在費米氣泡內(nèi)部形成一個小一些的結構。我們在將來能看到這個結構存在的確切證據(jù)嗎？
如果噴流驅(qū)動的正向激波是費米氣泡表面，這個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射線望遠鏡ROSAT是1990年發(fā)射進入太空的。在近三十年之后的2019年，新一代X射線巡天望遠鏡eROSITA發(fā)射升空。2020年，eROSITA望遠鏡發(fā)現(xiàn)在費米氣泡外面有一個更大的X射線波段的氣泡——eROSITA氣泡（圖8）。從地球上看過去，這個氣泡似乎包裹住了費米氣泡與北極枝。eROSITA氣泡與北極枝、費米氣泡是否有關聯(lián)？如果不相關，eROSITA氣泡很可能是銀河系核區(qū)的一個比費米氣泡更早的反饋爆發(fā)現(xiàn)象。那么，會不會有更大的氣泡存在呢？這些氣泡的真實起源又是什么呢？
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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作者簡介
郭福來
2008年在加州大學圣芭芭拉分校獲物理博士學位，現(xiàn)任中國科學院上海天文臺研究員，上海市天文學會理事，研究領域是理論與計算天體物理，側重于星系反饋、星系周介質(zhì)、星系團介質(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：
制版編輯 | Morgan
