揭露連結我們的宇宙絲狀體

重力波不只能提供星體的資訊！

說到重力波，一般人可能會想到黑洞、中子星、超新星這三個引發話題的星體。不過，只有在這些星體事件發生的「瞬間」，才會產生重力波，就像宇宙中的一場秀一樣。而當重力波通過後，就無法再偵測到這些資訊。

• 延伸閱讀：重力波很難懂？簡單明瞭的重力波捕獲現場——科學超抖宅報

譬如，LIGO 在 2015 年 9 月捕捉到的就是「來自 13 億光年外星體的重力波」。不過，和宇宙年齡相比，這其實是相對較年輕的星體事件。

我們有沒有辦法捕捉到很久很久以前，宇宙剛誕生時產生的重力波，也就是暴脹時期產生的重力波呢？

為什麼宇宙正在急速膨脹？

138 億年前，宇宙在超高溫、超高壓下，以「火球」的樣貌誕生，這就是所謂的「大霹靂」。在這之後，隨著宇宙的急速膨脹，溫度與密度逐漸下降，然後演變現在的樣貌。

這就是大霹靂宇宙論，也是目前多數學者支持的標準宇宙論。

那麼，為什麼會產生「火球宇宙」這個超高溫、超高壓的世界呢？為什麼宇宙不是一直保持原樣（不是保持相同大小），而是會急速膨脹呢？目前有一個較被接受的說法，那就是前面提過許多次的「暴脹理論」^註。

在這個理論中，宇宙初期並沒有任何物質或光，而是一個充滿能量的真空。透過這些真空能量，宇宙用比光速還快的速度，呈指數函數膨脹。

而在暴脹時期結束後，這些真空能量轉變成了光（火球），於是產生了超高溫、超高壓的宇宙，這就是所謂的大霹靂。

不過，如果空間中存在許多能量的話，應該會存在像重力這樣使空間收縮的力才對。為什麼空間會以超越光速的速度迅速膨脹，進入暴脹時期呢？

學者們用「暴脹子場」這種量子場中的真空能量，說明暴脹時期。

暴脹子場是個未證實存在的純量場。就目前而言，它的存在仍處於假說階段。

目前已知的純量場，譬如 2012 年時，由瑞士日內瓦的歐洲核子研究組織 CERN 在 LHC 實驗中發現並發表，由希格斯玻色子產生的希格斯場。研究者們也因此而獲得 2013 年諾貝爾物理學獎，各位應該還記憶猶新。

137億歲的宇宙，至今仍然不斷膨脹

暴脹子場與希格斯場在質量與粒子的結合力上，都有著很大的差異。暴脹子場的真空中，會產生長時間的負壓。而這個負壓會造成宇宙加速膨脹。

這點與目前的暗能量機制十分類似。有人猜想暗能量可能是未發現的純量場。與暴脹時期相同，目前的宇宙中可能存在著未知純量場的真空能量，就像暗能量般，佔了全宇宙能量的 70％。

• 延伸閱讀：宇宙學的最大謎團！暗物質、暗能量組成超過90%的世界，卻仍無法探知他的真面目──《大人的宇宙學教室：透過微中子與重力波解密宇宙起源》

宇宙中佔了 30％ 能量之物質，與佔了 0.1％ 的光會產生引力，但比不過真空能量所產生的斥力，所以目前宇宙正在加速膨脹。

順帶一提，即使物質與光的能量佔宇宙的 100％，宇宙也只是減速膨脹而已，並不會收縮回去。因為膨脹初期的速度過快，所以宇宙只會持續膨脹下去。

宇宙誕生的第一步——「原始重力波」

暴脹時期結束後，空間能量會迅速轉變成物質能量，使宇宙轉變成超高溫、超高壓、充滿輻射的狀態。這就是大霹靂「火球」。暴脹理論說明了幾點。

首先是前面提到的「膨脹速度超越光速的宇宙」。

這造成了我們現在看到的（宇宙視界內的）宇宙溫度擁有各向同性，在 10 萬分之 1 的精度下，為絕對溫度 2.723K（約 3K 的宇宙微波背景輻射（CMB））。

第二，這個急速膨脹，使宇宙的形狀在幾何學上變得相當平坦，就像膨脹的氣球一樣。

再者，暴脹子場的量子擾動，是宇宙初期物質擾動的來源，也就是3K宇宙微波背景輻射所觀測到的溫度擾動。暴脹子場也含有量子的擾動。這些小小的擾動在短時間內暴脹過程中，急速膨脹，延伸至宇宙視界的彼端，造成現今宇宙中不同區域的密度差異，這也是形成星系的種子。

CMB 觀測到的「溫度擾動」，正是暴脹時期產生之暴脹子場的量子擾動。

另外，在重力波方面，暴脹時期不僅會產生前述密度（溫度）的擾動，也會產生「時空擾動」。急速膨脹的過程中，真空會一直變化，成對產生重力子，這與黑洞周圍產生霍金幅射的機制類似。

學者們認為這種重力波現今仍存在，稱其為「原始重力波」。因為整個宇宙都存在這種重力波，所以也叫做背景重力波。若能檢出這種背景重力波，不只能成為暴脹理論的證據，也會是宇宙起源相關研究的一大步。

原始重力波就像是背景雜訊一樣，在宇宙四處飄蕩

黑洞雙星的合併會產生重力波，不過當重力波通過地球，被 LIGO 觀測到時，該事件便已結束。不只是黑洞，中子星雙星的合併、超新星爆發也一樣。

不過，暴脹時期產生的重力波並非如此。當時整個宇宙充滿了重力波。不過這種重力波就像白噪音般的存在，很難分析這種波的狀態，所以也叫做背景重力波。若依波的種類來分，可以將其算在駐波。如何找到這種駐波，是我們現在的課題。

與光波不同，重力波的偏振方式可以分成十字形（＋）與交叉形（×）2 種，如下圖所示。十字形的偏振會往縱向與橫向伸縮、交叉形偏振則會往斜向伸縮，如其名所示。這兩種波疊合後，會變成圖中右方的樣子，往外傳播。

隨著時間的經過，來自黑洞的重力波會持續前進；但暴脹時期產生的重力波為「背景重力波」，是一種駐波，就像噪音一樣充滿在整個宇宙中。如果能發現這種波，就能證明暴脹理論。

宇宙之窗：暴脹子場是什麼？

暴脹時期產生的「暴脹子場」究竟是什麼樣的東西呢？

重複一次，暴脹子場被認為是某種未知、很重的純量場，其質量上限在 10¹³GeV　以下。目前這個低能量宇宙中，已經不存在暴脹子場。即使透過粒子對撞，產生目前可達到的最高能量（數 10TeV，相當於數 10 京度的溫度），也沒辦法產生這種場。

每種基本粒子都有著伴隨其出現的「量子場」。

譬如希格斯場會伴隨著希格斯玻色子出現。就希格斯場這種純量場而言，其存在機率最高的期望值稱做場值（真空值），是希格斯玻色子的位置。而場值周圍存在所謂的量子擾動。這種量子擾動只有在微觀尺度下有意義。

在我們生活的巨觀尺度下，幾乎察覺不到任何量子擾動，所以我們平常的生活並不會意識到它們。

我們周圍有許多電路會用到二極體。在微觀尺度下看這些電路，會看到粒子般的電子周圍有量子擾動，這種量子擾動對二極體來說相當重要。

在這種量子擾動下，電流只能沿著電路中可跳躍量子擾動的方向流動，二極體才有如此特別的性質，可見量子論也是現代科技中的重要理論。

所以說，考慮初期宇宙中暴脹子場的量子擾動，可以知道當宇宙還很小時，暴脹並非在宇宙中的各個地方同時間發生。宇宙中各個地方開始暴脹與結束暴脹的時間都不一樣。

量子擾動會造成時間擾動，不過在暴脹這種急速膨脹後，會轉變成超越視界的古典擾動，所以我們會在巨觀視界下觀察到，各個地方都有著不同的密度。這就是所謂的「密度擾動」或「溫度擾動」。

總而言之，最初產生量子擾動後，隨著空間的急速膨脹而迅速延伸，轉變成了空間性的密度擾動。

備註

• 暴脹理論與大霹靂的名稱

1981 年，佐藤勝彥在大統一模型的框架下，提出真空相變會造成宇宙呈指數函數膨脹的理論。同年，古斯也發表了同樣的想法。自宇宙誕生的瞬間起（依大統一理論，約為 10⁻³⁸ 秒後～10⁻³⁶ 秒後）宇宙會以超越光速的速度，呈指數函數膨脹，然後轉變成大霹靂的「火球」宇宙。

1980 年時，為修正愛因斯坦的重力觀點，學者們提出了以指數函數膨脹中的宇宙。

而在 20 世紀初，多數學者認為「宇宙永遠不會改變」（宇宙穩態論），沒有開始，沒有結束，大小也永遠不會改變。不過宇宙穩態論的擁護者霍伊爾（Fred Hoyle）曾在某個廣播節目中說「宇宙的開始？那是大霹靂的觀點（the ‘big bang’ idea）」，於是「大霹靂」這個名稱就定了下來。

當時連愛因斯坦都相信宇宙穩態論，否定膨脹宇宙。不過在觀測結果陸續出爐後，哈伯（Edwin Hubble）、勒梅特（Georges Lemaître）等人成功說服了愛因斯坦接受宇宙正在膨脹。

——本文摘自《大人的宇宙學教室：透過微中子與重力波解密宇宙起源》，2022 年 6 月，台灣東販，未經同意請勿轉載。

觀測星系時，科學家發現了「看不見的物質」

我們現在所看到的人類、太陽、星系以及星系群等等，所有東西都是由物質構成。「物質構成了宇宙的全部」這個概念長年以來深植於人類心中。

不過，後來我們了解到，宇宙中存在著許多我們人類看不到的物質，那就是「暗物質（dark matter）」。這個名稱聽起來很像科幻作品中的虛構物質，卻實際存在於宇宙中，而且暗物質在宇宙中的含量，遠多於我們看得到的「物質」。

1934 年，瑞士的天文學家茲威基（Fritz Zwicky，1898～1974）觀測「后髮座星系團」時，發現周圍星系的旋轉速度所對應的中心質量，與透過光學觀測結果推算的中心質量不符。

周圍星系的轉速明顯過快，推測存在 400 倍以上的重力缺損（missing mass）。

在這之後，美國天文學家魯賓（Vera Rubin，1928～2016）於 1970 年代觀測仙女座星系時，發現周圍與中心部分的旋轉速度幾乎沒什麼差別，並推論仙女座的真正質量，是以光學觀測結果推算出之質量的 10 倍左右。

到了 1986 年，科學家們觀測到了宇宙中的大規模結構，發現星系的分布就像是泡泡般的結構。若要形成這種結構，僅靠觀測到的質量是不夠的。

為了補充質量的不足，科學家們假設宇宙中存在「看不見的物質＝暗物質」。

看不到卻存在？暗物質究竟是什麼？

前面提到我們看不見暗物質，而且不只用可見光看不到，就連用無線電波、X 射線也不行，任何電磁波都無法檢測出這種物質（它們不帶電荷，交互作用極其微弱）。

因為用肉眼、X 射線，或者其他方法都看不到它們，所以稱其為「暗」物質。

不過，從星系的運動看來，可以確定「那裡確實存在眼見所及之上的重力（質量）」。這就是由暗物質造成的重力。

• 延伸閱讀：暗物質比先前認為的還要「暗」

看不到的能量：暗能量

事實上，科學家們也逐漸了解到，宇宙中除了暗物質之外，還存在「看不見的能量」。

原本科學家們認為，宇宙膨脹速度應該會愈來愈慢才對，不過，1998 年觀測 Ⅰa 型超新星（可精確估計距離）時，發現宇宙的膨脹正在加速中。這個結果證明宇宙充滿了我們看不到的能量「暗能量（dark energy）」。而且，暗能量的量應該比暗物質還要更多。

我們過去所知道的「物質」，以及暗物質、暗能量在宇宙中的估計比例，如下圖所示。 這項估計是基於 WMAP 衛星（美國）於 2003 年起觀測的宇宙微波背景輻射（CMB），計算出來的結果。

後來，普朗克衛星^＊（歐洲太空總署）於 2013 年起開始觀測宇宙，並發表了更為精準的數值。

歐洲太空總署（ESA）為了觀測距離我們 138 億光年的宇宙微波背景輻射（CMB）而發射至宇宙的觀測裝置（人造衛星）。可與 NASA 發射，廣視角、低感度的 WMAP 衛星互相對照。由 WMAP 衛星製成的 CMB 地圖，計算出宇宙年齡應為 137 億年左右，誤差在正負 2 億年內；普朗克衛星則製作出了更為詳細的 CMB 地圖，並以此推論出宇宙年齡應為 138 億年左右，誤差在正負 6000 萬年內，數字更為精準。  

暗物質的真面目，究竟是什麼？微中子嗎？

既然暗物質有質量，那會不會是由某種基本粒子構成的呢？也有人認為暗物質是在宇宙初期誕生的迷你黑洞（原始黑洞），而我也致力於這些研究，不過相關說明不在此贅述。

已知的基本粒子（共 17 種）以及其他未知粒子，都有可能是暗物質，在這些粒子當中最被看好的是微中子。

因為暗物質不帶電荷，不與其他物質產生交互作用，會輕易穿過其他物質。這些暗物質的特徵與微中子幾乎相同。而且，宇宙中也確實充滿了微中子。因此，微中子很可能是暗物質的真面目。

不過，目前的物理學得出的結論卻是「微中子不可能是暗物質的主要成分」。

為什麼微中子被撇除了呢？

這是因為，雖然微中子大量存在於宇宙中，質量卻太輕了。雖然科學家們現在還不確定微中子的精準質量是多少，不過依照目前的宇宙論，3 個世代的微中子總質量上限應為 0.3eV。如果暗物質是微中子，那麼 3 個世代的微中子總質量應高達 9eV 才對，兩者相差過大。

另一方面，暗物質中的冷暗物質（cold dark matter）的速度應該會非常慢才對。

宇宙暴脹時期會產生密度的擾動，進而產生暗物質的擾動（空間的擾動應與觀測到的 CMB 擾動相同），這種微妙的重力偏差，會讓周圍的暗物質聚集，提升重力，進一步吸引更多原子聚集，最後形成我們現在看到的星系。

相較於此，微中子過輕（屬於熱暗物質，hot dark matter），會以高速飛行。微中子無法固定在一處，這樣就無法聚集起周圍的原子，自然也無法形成星系。

熱暗物質、冷暗物質

這裡要介紹的是熱暗物質與冷暗物質。所謂的「熱暗物質」，指的是由像微中子那樣「以接近光速的速度飛行」的粒子組成暗物質的形式。

宇宙微波背景輻射（CMB）可顯示出宇宙初期的溫度起伏，因而得知存在相當微小，卻十分明顯的擾動，此擾動與暗物質的擾動相同。擾動中，物質會往較濃的部分聚集，並形成星系或星系團等大規模結構。

不過，如同我們前面提到的，科學家們認為以接近光速的速度運動的微中子，在程度那麼微弱的宇宙初期擾動下，很難形成現今的星系團。

於是，科學家們假設宇宙中還存在著速度非常慢的未知粒子「冷暗物質」。

冷暗物質的候選者包括「超對稱粒子（SUSY 粒子）」當中光的超伴子——超中性子（neutralino）、名為軸子（axion）的假設粒子；另外，也有人認為原始黑洞可能是「冷暗物質的候選者」，雖然黑洞並不是基本粒子。

在討論暗物質時，即使不假設這些未知粒子的存在，在標準模型的範圍內，微中子也是呼聲很高的候選者。

如同在討論熱暗物質時提到的，當我們認為微中子應該不是主要暗物質時，就表示基本粒子物理學需要一個超越標準理論的新理論，這點十分重要。

那麼，微中子真的完全不可能是暗物質嗎？

倒也並非如此。如果存在右旋的微中子，由於我們還不曉得它的質量以及存在量，所以「微中子是暗物質」的可能性還沒完全消失。不過，這樣就必須引入超越標準理論的理論才行。

在目前只有發現左旋、符合標準理論的微中子的情況下，一切都還未知。關於這點，我們將在《大人的宇宙學教室：透過微中子與重力波解密宇宙起源》第 6 章第 7 節詳細說明。

——本文摘自《大人的宇宙學教室：透過微中子與重力波解密宇宙起源》，2022 年 6 月，台灣東販，未經同意請勿轉載。

• 作者：林彥興｜EASY 天文地科小站主編、清大天文所碩士生，努力在陰溝中仰望繁星

你看過銀河嗎？

如果你在晴朗的夏日午夜旅行到沒有光害的山上，將會看到天上有一條淡淡的、若有似無的亮帶，好像一條薄薄的雲橫跨夜空，它正是我們所居住的星系 ── 銀河系（Milky Way）的盤面。在數位相機的加持之下，我們還能看到這薄薄的盤面上，其實布滿恆星、星雲、以及塵埃帶，複雜、深邃而美麗。

但如果，你有一雙能夠看到「伽瑪射線」的眼睛，你將看到兩個視角高 50 度、寬 40 度的巨大橢圓形「泡泡」，矗立於銀河盤面兩側。它們名為「費米泡泡 Fermi Bubbles」，是銀河系中巨大且神祕的結構之一。

費米泡泡的起源，以及存在的意義，一直是過去十多年來，天文學家相當關注的研究主題。

最近（2022 年 3 月），一篇刊登於《自然天文學》（Nature Astronomy）的研究顯示，壯闊的費米泡泡很可能源自兩百多萬年前，銀河系中心超大質量黑洞的一次能量爆發。

費米泡泡的發現

當我們一聽到「費米泡泡」這個詞，腦海中浮現的第一個問題往往是：

「費米是誰？這個泡泡跟他有什麼關係？」

在物理界，恩里科．費米（Enrico Fermi）這個名字可謂家喻戶曉。他是 20 世紀初最重要的物理學家之一，曾參與曼哈頓計畫，設計與建造世上第一個核子反應爐和原子彈；並且在量子力學、核子物理、粒子物理和統計力學都貢獻卓越。後世以他命名的物理概念、研究計畫不計其數。這之中，就包含「費米伽瑪射線太空望遠鏡 Fermi Gamma-ray Space Telescope」。

正如其名，費米是一座專門用於觀測伽瑪射線的太空望遠鏡，它於 2008 年發射升空，是軌道上最好的伽瑪射線太空望遠鏡之一。比起前輩們，費米擁有更大的視野、更高的靈敏度和空間解析度，可以看得更廣、更暗、更清楚。

它的主要任務，是不斷的掃視整片天空，繪製伽瑪射線的全天地圖（all sky map），研究黑洞、中子星、超新星等宇宙中最高能的天體。

費米太空望遠鏡升空短短兩年後，天文學家就從觀測資料中發現，如果我們將費米的全天伽瑪射線圖中已知的星體（比如銀河系的瀰散氣體、中子星、其他星系等）全部扣除，將會看到銀河中心的上下兩側，各有一對高 50 度、寬 40 度的巨大橢圓形區域，而這是從未發現過的銀河系新結構！

天文學家於是將它命名為「費米泡泡 Fermi Bubble」，以紀念費米太空望遠鏡的重要貢獻。

而除了在伽瑪射線看到的費米泡泡之外，天文學家也在微波和 X 射線波段看到了相似的結構。

在微波波段，威爾金森微波各向異性探測器（WMAP）和普朗克衛星（Planck）都在費米泡泡的位置觀測到兩片橢圓形的明亮區域，天文學家稱之為「微波薄霧 microwave haze」。而在 X 射線波段，2019 年才昇空的義羅西塔（eROSITA）衛星則發現了與費米泡泡相似，但是更大的泡泡狀結構，被稱為「eROSITA 泡泡」。

另外，在紫外線波段，雖然沒辦法直接看見泡泡狀的結構，但天文學家藉由遙遠天體通過費米泡泡中的稀薄氣體時產生的吸收譜線，可以計算出費米泡泡的膨脹速率，大約是每秒數百到數千公里的等級。

綜合以上資料，天文學家認為費米泡泡應該是源自數百萬至一千萬年前，銀河系中心的一次巨大爆炸。這場爆炸大約釋放了 10⁴⁸ – 10⁴⁹ 焦耳的龐大能量（相當於太陽終其一生釋放的能量，再乘以 10000 倍以上），並加熱了銀河系中心的氣體，使其以每秒數千公里的速度劇烈膨脹。百萬年後的今天，就成為了橫跨數萬光年巨大泡泡。

但是，這張錯綜複雜的拼圖，還缺少了最核心的一塊：

這麼龐大的能量，究竟是從何而來？

超新星爆發還是黑洞噴流？費米泡泡的身世之謎

費米泡泡剛被發現不久，天文學家就對驅動費米泡泡的核心引擎，提出了兩位候選人：

第一種觀點，認為銀河系中心在數千萬年前可能曾有大量的恆星形成，其中年輕的恆星由於壽命短暫，很快的就走完它的一生，並發生超新星爆炸，釋放出巨大的能量。

另一種觀點，則認為銀河系中心的超大質量黑洞在數百萬年前可能短時間內吃進了大量氣體，並在過程中將能量以噴流（jet）或外流（outflow）的形式釋放出來。

兩種說法聽起來都頗有可能，而且天文學家都有在其他星系看過類似的現象，那該怎麼知道哪邊才是對的呢？這時，天文學家們就兵分兩路，觀測學家們繼續對費米泡泡進行更多觀測，尋找更多可能的隱藏線索；理論學家則利用電腦模擬，嘗試在電腦中重現出觀測結果。

早年，兩派假說各有各的優勢，也有各自難以解釋的弱點。但隨著觀測資料的不斷累積，天文學家漸漸發現黑洞的噴流假說似乎更符合觀測結果，因此更具說服力。但即使如此，想要在電腦模擬中一次重現費米泡泡所有的觀測特徵，仍是相當困難的挑戰。

三個願望，一次滿足

然而今（2022）年三月，清大天文所楊湘怡教授利用三維磁流體力學電腦模擬（MHD Simulation），就一次重現了費米泡泡、義羅西塔泡泡與微波薄霧三個重要的觀測特徵。

他們假設銀河系中心的超大質量黑洞，在 260 萬年前曾經朝著銀河系盤面的上下兩側噴出兩道噴流。噴流帶有 10⁵⁰ 焦耳的強大能量，其中含有大量以接近光速運動的高能電子。當這些高能電子與低能量的光子碰撞時，電子會將能量傳遞給光子，就好像被保齡球打到的球瓶一樣，讓光子從低能量的可見光，變成高能量的伽瑪射線。這個被稱為「逆康普頓散射 Inverse Compton Scattering」的機制，讓我們能在伽瑪射線看到費米泡泡。

與此同時，這些高能電子在銀河系的磁場中運動時，會以「同步輻射 Synchrotron Radiation」的方式放出微波與無線電波，形成我們看到的微波薄霧。最後，強大的噴流在撞擊銀河系中的氣體時，會產生以每秒數千公里高速移動的震波（Shock Wave）。震波所到之處，受到壓縮而加溫的氣體就會釋放出 X 射線，成為我們看到的義羅西塔泡泡。而且氣體運動的速度，也與紫外線觀測的結果相符。

這個研究結果，將伽瑪射線、X 光、紫外線到微波的所有觀測結果，用黑洞噴流漂亮的一次重現，這無疑是我們對費米泡泡理解的一大進展。

未來展望

那麼，費米泡泡的身世之迷，就此蓋棺論定了嗎？

嗯⋯⋯還沒這麼快。

無論多麼精細的模擬，終究是對真實世界的近似與簡化，理論學家永遠可以繼續考慮更多的物理機制，計算出更精細的結果。觀測天文學家也會不斷拿出更多、更好的儀器，挑戰模擬的結果。

更宏觀的看，如果銀河系中心的超大質量黑洞在兩百多萬年前真的曾經如此活躍，它釋放出的龐大的能量，是否曾對銀河系造成其他的影響？我們是否能夠從中學到更多關於銀河系的歷史，以及黑洞跟星系間複雜的共同演化機制？這些都有待天文學家的持續探索。

費米泡泡的故事，仍未完結。

銘謝

感謝論文第一作者、清大天文所楊湘怡老師對本文的指導與建議。

參考資料（學術論文）

1. Fermi and eROSITA bubbles as relics of the past activity of the Galaxy’s central black hole | Nature Astronomy
2. Unveiling the Origin of the Fermi Bubbles – NASA/ADS
3. X-Ray and Gamma-Ray Observations of the Fermi Bubbles and NPS/Loop I Structures – NASA/ADS
4. Fermi Gamma-ray Space Telescope: High-Energy Results from the First Year

延伸閱讀（報導與科普文章）

1. 本次研究相關
   • Fermi and eRosita bubbles may originate from past activity of the Galactic black hole | Nature Portfolio Astronomy Community
   • 銀河系的巨大泡泡可能與中心的超大質量黑洞活動有關｜楊湘怡老師個人網頁
   • Massive bubbles at center of Milky Way caused by supermassive black hole | University of Michigan News
   • Giant Bubbles Above and Below Milky Way’s Center Caused by Galaxy’s Central Black Hole | Sci-News.com
   • Study says massive ‘bubbles’ in space might share origins – Taipei Times
   • Gigantic Bubbles at Center of Milky Way Caused by Powerful Jet of Energy From Supermassive Black Hole
   • Scientists Seek Origin of Mysterious Gigantic Bubble Structures In Our Galaxy
   • 百万度高温，横跨5万光年，银河系中心的巨大高能气泡 Tracing the Fermi bubble within our galaxy
2. 費米泡泡相關
   • 銀河系巨大費米泡-科學人雜誌
   • 銀河系黑洞吹泡泡,噴流留殘影- PanSci 泛科學
   • Was the Milky Way a Quasar?
3. 其他相關天文物理科普文章
   • 毀滅與新生：超大質量黑洞觸發的恆星形成- PanSci 泛科學
   • 宇宙「新」光──新星、超新星與千級新星- PanSci 泛科學
   • 電腦裡的小宇宙，重現絢麗的恆星爆炸！專訪陳科榮
   • 中研院天文所季報：多彩魅力的CHARMS