天文學家發現了從銀河系中巨大外流氣泡的來源，但仍不清楚其起因

為了更好地了解銀河系中心（GC）和星際介質（ISM），一個天文學家團隊使用了一臺名為威斯康星 氫-阿爾法巡天儀（WHAM）的望遠鏡，利用可見光光譜中的一部分來觀察銀河系的核心。

該研究團隊專攻於銀河系中的兩類特殊現象，其中之一為費米氣泡。費米氣泡是由星系中心噴射、由高能氣體組成的大質量爆發。它們被稱為費米氣泡，是因為它們在2010年首次被費米伽馬射線空間望遠鏡發現。這些氣泡尺度很大，從銀河系盤面延伸至5萬光年之外，其傳播速度達到了每小時幾百萬英裡。

這是延伸到銀河系平面之外的費米氣泡的圖示。它們發現於2010年，很可能是銀河系中心的超大質量黑洞人馬座A*能量爆發的結果。圖源：NASA/GSFCA發表的論文：「銀河系中心上方高速H-α的發現：費米氣泡的測試模型」。這項工作的主要作者是威斯康星大學天文學研究生Dhanesh Krishnarao。這一發現已在美國天文學會第236屆會議上發表，並已提交給「天體物理雜誌快報」。在這項工作之前，費米氣泡的一些觀測是在紫外線下進行的，方法是檢查遙遠的類星體通過氣體時發出的光。雖然這些觀察擴大了科學家對氣泡的理解，但它們也有局限性。它們只能在特定的視線上拍攝，而WHAM則是全天望遠鏡。此前的觀測無法測量氣體的速度、溫度和密度。

「……不像紫外線數據，我們不僅僅局限於特定的可見光。」

合作作者鮑勃·班傑明，是華盛頓大學白水分校的一位天文學教授。但是WHAM使用了另一種方法。就像它的名字，它可以觀測到氫—阿爾法原子。在氫—阿爾法原子中，電子可以從第三能級躍遷到第二能級。這個過程可以釋放出可見光中最亮的氫譜線。

H-α過程簡化的盧瑟福-玻爾模型。當一個電子(綠色)從n=3躍遷一個能級到n=2時，它會產生一個在可見光範圍中有明亮譜線的光子。圖源：By JabberWok, CC BY-SA 3.0,

馬特·哈夫納(Matt Haffner)是恩布裡-裡德爾航空大學的天文學和物理學教授，也是這篇論文的合著者之一。在一份新聞稿中，哈夫納指出WHAM望遠鏡如何幫助天文學家在理解銀河系核心區方面取得進展。氣體擋住了我們對銀河系核心區域的視線，而其它遙遠的星系並不會被阻擋。

「我們可以利用類似WHAM這樣的靈敏儀器來觀測銀河系的核心區域，並獲取關鍵信息，以前我們僅能在觀測紅外線及無線時這樣做，」哈夫納說，「我們可以通過在銀河系的中心做同樣的觀測來與其他星系做對比。」

同時，支持這項研究的科學家們還觀測費米氣泡中的氮發射線。他們把他們的觀測結果和最近哈勃衛星在相同位置觀測到的UV光線結果相聯繫，並融合起來。

在一個新聞發布會上，第一作者克裡斯那勞說，「我們結合這兩種排放和吸收的數量來估算電離氣體的密度、壓力及溫度。」

在他們的文章中寫道，「威斯康星的WHAM觀測結果顯示在相同的地點出現了高速的H？和[N II]?6584發射線，並且速度作為紫外吸收線的特徵先前被認為與被稱為費米泡的雙錐體伽馬射線葉有關。」

天文學家們認為銀河系創造出費米泡的時間都在數百萬年前。一些研究者認為，在銀河系中心的超大黑洞 Sgr A*吸引了大量的氫雲進入它的吸積盤，引發了大量能量的爆發。但是這項研究不是在嘗試探究出原因。

既然研究者們已經掌握了費米泡中氣體的密度、速度以及溫度數據，他們就能夠參照不同的模型測驗這些數據。「另外重要的是，」

文章作者解釋說「這些光學光譜提供了一個新方法去限制電離氣體與費米泡有關的物理狀態，以及銀河中心地區和費米泡內部產生的輻射場。」

文章作者在結論描述其中一些發現。他們表示他們的調成結果表明一種溫度達8900 ± 2700 K的氣體。他們也指出這高熱壓是「相近，但仍然高於在內銀河或費米泡殼中模擬的熱氣暈。」

雖然那些發現非常詳細，但不能決定性表示是由費米泡引起。這團隊指出WHAM進一步的研究費米泡可以提供更多資料。像這個研究，未來觀測結合哈勃衛星現有的觀測可以拓展我們的認知。

費米泡在銀河平面上下的插圖，同時發射伽瑪射線和X射線。來源：NASA’s Goddard Space Flight Center

「通過未來的觀測， WHAM可以在空間和運動學上大規模追蹤與費米氣泡有關的排放。此外，其他觀察可以利用現有的HST光譜對遙遠的紫外線明亮源，來提供費米泡南部和北部不同區域的多種物種的柱密度分布。」

所以，可能有一天我們最終會知道數百萬年前在銀河中發生了什麼事才形成了這些巨大的泡泡。