Fermi空间望远镜在2010年发现了在银晕中关于银心对称的两个巨大γ射线气泡—费米气泡(Fermi bubbles)。费米气泡主要的观测特征总结如下:每个气泡的高度为50°，宽度为40°，面亮度在空间上大致均匀，谱能量分布可以用幂律谱拟合，光子数指数～1.9，高能端在～100GeV左右截断，两个气泡在0.1-500GeV的伽马射线光度为4×1037ergs-1。关于费米气泡的起源目前有很多个模型。从动力学角度来划分，它们分别是喷流模型，黑洞捕获恒星模型，辐射压驱动的风模型和恒星形成所驱动的风模型。提出了热吸积流盘风模型。该模型的理论基础是，热吸积流中存在很强的风。　　热吸积流是相对较低吸积率下的吸积模式。近几年来的解析尤其是数值模拟表明，质量吸积率随着半径递减，减少的质量是由于盘风造成的。盘风是热吸积流上方的冕区气体在压强和磁离心力的作用下所形成的。最近的数值模拟还给出了盘风的速度、质量流等重要参数。　　费米气泡模型以一些观测事实为依据。有关银心过去活动性的一些观测暗示了银心在过去几百万年里的活动性比当前SgrA*的活动性高的多。银心的风平均功率为～1041 ergs-1，或10-3LEdd。这说明尽管银心超大质量黑洞SgrA*过去处于活动状态，但是活动性并不强，可能处于热吸积模式。在模型中，假设SgrA*的热吸积流盘风与银晕中的星际介质作用，会形成激波结构，同时盘风携带了宇宙射线质子，在接触不连续面附近与星际介质发生质子-质子碰撞过程(pp碰撞)所产生了π0介子，π0介子的衰变产生了伽马射线。选择强子辐射模型是由于热吸积流盘风模型得到的费米气泡年龄超过了轻子模型拟合观测所需的高能电子的冷却时标，而盘风中的宇宙射线质子可能来自于热吸积流内和冕区的磁重联过程。通过数值模拟，发现这种热吸积流盘风模型能够解释费米气泡的形成，气泡的年龄为7～12百万年。被激波扫过的星际介质中的磁场不严格平行于接触不连续面，导致大部分宇宙射线质子能够扩散到接触不连续面之外，在被激波扫过的星际介质中形成一个厚度0.6-0.7kpc的渗透层。渗透层里由于热气体密度比较高，因而能够发生高效的pp碰撞，从而能够产生观测上的伽马射线辐射。发现π0介子衰变，结合pp碰撞所产生的次级轻子对背景光子的逆康普顿散射，以及初级宇宙射线电子的逆康普顿贡献，能够完美的解释费米气泡的谱能量分布。其他的观测特征，例如费米气泡的外形，面亮度不随纬度变化的特征，以及边缘的3°宽度等都能用模型解释。此外模型可以很好的解释北费米气泡外围的North Polar Spur(NPS)的X射线观测结果。模型优势在于，一方面盘风参数基于小尺度热吸积流的数值模拟结果，有很强的物理基础，另一方面，盘风的质量流与前人关于银心过去活动性的独立的研究结果相吻合。　　此外，还通过费米气泡和NPS结构向西偏折的特征，并结合NPS结构的厚度，独立的给出了费米气泡和NPS结构的年龄范围:6-19百万年。这个年龄范围倾向于上述模型，并且能够排除喷流模型和恒星形成驱动的风模型。　　最后简单讨论了一下喷流模型存在的问题，以及其他因素对结果的影响。费米气泡模型的结果也表明星系、星系团的X射线空洞以及冷却流问题(cooling flow problem)等或许可以利用盘风来研究，而不是喷流。