（理论物理专业论文）漩涡星系ngc+5055中x射线点源的观测研究.pdf

论文独创性声明 本论文是我个人在导师指导下进行的研究工作及取得的研究成果。论文中除 了特别加以标注和致谢的地方外，不包含其他人或其它机构已经发表或撰写过的 研究成果。其他同志对本研究的启发和所傲的贡献均己在论文中作了明确的声明 并表示了谢意。 作者签名：巡日期：凸：i 兰：! g 论文使用授权声明 本人完全了解复旦大学有关保留、使用学位论文的规定，即：学校有权保留 送交论文的复印件，允许论文被查阅和借阅：学校可以公布论文的全部或部分内 容，可以采用影印、缩印或其它复制手段保存论文。保密韵论文在解密后遵守此 规定。 作者签名：3 因2 一导师签名：数日期： 凸9 ( 2 、f s 摘要 通过分析利用c h a n d r ax 射线天文台上所搭载的c c d 探测器a c i s 所获得的 观测数据，我们研究了邻近漩涡星系n g c5 0 5 5 中低质量和高质量x 射线双星 的x 射线特性。我们在星系的两倍有效半径内共探测到了4 3 个x 射线点源。其 中3 1 个位于星系盘上，其余1 2 个位于核球中。在0 3 - 1 0 0k c v 能量段上，所探测 到的x 射线点源贡献了x 射线辐射总量的约8 0 。通过研究这些x 射线点源的计 数和光谱，我们计算了每个点源的光度，从而获得了1 0 3 7e r gs 一至l 矿9e r gs - 1 问 点源的x 射线光度函数。在对低光度端的探测不完备性进行了修正之后。我们发 现核球内点源的光度函数能用一个折点位于1 a ；7 - n + 0 2 r 1 i 0 3 se r gs - 1 的折断幂率 模型很好地进行拟合。而修正了探测不完备性后所获得的盘上点源的光度函数 则满足一个幂率为o 9 3 竺僚的单幂率分布形式。在2 i 0 3 8e r gs 叫的高光度段 上，位于盘上的点源的数目明显地多于位于核球中的点源的数目。这表明星系 盘可能刚经历过一次产生了相当数最高质景x 射线双星的星爆事件，虽然也有观 测显示在核球中也具有星爆的迹象。我们注意到在漩涡星系m 8 1 的盘上和核球 内，x 射线点源具有和n g c5 0 5 5 类似的光度函数形式。然而在其余漩涡星系中， 星系盘和核球内点源的光度函数则具有各小相同的形式，表明在这些星系中恒 星形成与演化的历史比我们预期的要复杂。 关键字：星系( n g c5 0 5 5 ) 一x 射线：双星一恒星：光度函数一恒星：形成 3 a b s t r a c t b ya n a l y z i n gt h ec h a n d r aa c i ss 3d a t aw es t u d i e dt h ex - r a yp r o p e r t i e so ft h e l o w m a s sa n dh i g h - m a s sx - r a yb i n a r yp o p u l a t i o n si nt h en e a r b ys p i r a ig a l a x yn g c 5 0 5 5 at o t a lo f4 3x r a yp o i n ts o u r c e sw e r ed e t e c t e dw i t h i nt h e2e f f e c t i v er a d i i 。 w i t h3 1s o u r c e sl o c a t e do nt h ed i s ka n dt h er e s t1 2s o a r o l o c a t e di nt h eb u l g e t h e r e s o l v e dp o i n ts o u f c d o m i n a t et h et o t a lx - r a ye m i s s i o no ft h eg a l a x yb ya c c o u n t i n g f o ra b o u t8 0 o ft h et o t a lc o u n t si n0 3 一1 0k e v b yc a r r y i n go u tt h es p e c t r a lf i t t i n g s w ec a l c u l a t e dt h e0 3 一1 0 0k e vl u m i n o s i t i e so fa l lt h ed e t e c t e dx - r a yp o i n ts o u r c e s a n df o u n dt h a tt h e ys p a naw i d er a n g ef r o maf e w1 沪7e r gs 一1t oo v e r1 0 3 9e r gs 一 a f a rc o m p e n s a t i n gf o rt h ei n c o m p l e t e n e s sa tt h el o wl u m i n o s i t ye n d 眦f i n dt h a tt h e o 明t e c t c dx l fo ft h eb u l g ep o p u l a t i o ni sw e l lf i u e x lw i t hab r o k e np o w e r - l a wm o d e l w i t hab r e a ka tl g 7 一u + 0 z 2 u 1x i 0 3 8e r gs ，w h i l et h ep r o f i l eo f t h ed i s kp o p u l a t i o n sx l f s a t i s f i e sa s i n g l ep o w e r - l a wd i s t r i b u t i o nw i t has l o p eo fo 9 3 驾馁t h ed i s kp o p u l a t i o n i ss i g n i f i c a n t l yr i c h e ra t ：2x l o 碍e r gs 1 t h a nt h eb u l g ep o p u l a t i o n , i n f e r r i n gt h a t t h ed i s km a yh a v eu n d e r g o n er e l a t i v e l yr e c e n t ，s t r o n gs t a r b u r s t st h a ts i g n i f i c a n t l y i n c r e a s e dt h eh m x bp o p u l a t i o n ，a l t h t m g ho n g o i n gs t a r b u r s t sa r ea l s oo b s e r c e ai nt h e n u c l e a rr e g i o n s h n i l a rx l f p r o f i l e so ft h eb u l g ea n dd i s kp o p u l a t i o n sw e r ef o u n di n m 8 1 h o w e v e r , i n m o s t o t h e rs p i r a lg a l a x i e sd i f f e r e n t p a n e r n s o f t h es p a t i a l v a r i a t i o n s o ft h ex l fp r o f i l e sf r o mt h eb u l g et ot h ed i s ka r eo b s e r v e d 。i n d i c a t i n gt h a tt h es t a r f o r m a t i o na n de v o l u t i o nh i s t o r ym a yb em o r ec o m p l e xt h a nw ee x p e c t g a l a x i e s ：i n d i v i d u a l 州g c 5 0 5 5 卜x - r a y ：b i n a r i e s - - - s t a r s ：l u m i n o s i t yf u n c t i o n s t a r s ：f o r m a t i o n 4 第1 章引言 1 1 射线双星 x 射线双星是一个由提供强引力的致密星体( 中子星或黑洞) 和一个与之相伴 的非致密伴星( d o n o rs t a r ) 组成的双星系统，致密星通过吸积来自非致密伴星的物 质辐射出大量的x 射线。根据非致密伴星的质量，x 射线双星系统分为两类：如 果x 射线双星系统包含的是一个大质量的o b 恒星作为伴星，则称为高质量x 射 线双星( h j 曲m a s sx r a yb i n a r y ；h m x b ) ；相对地如果x 射线双星系统包含的是一 个低质量的伴星，则称为低质量x 射线双星( l o w m a s sx - r a yb i n a r y ；l m x b ) 。在 高质量x 射线双星系统中，吸积过程可以通过捕捉从伴星吹来的恒星风进行；而 在低质量x 射线双星系统中只有当伴星溢出洛希瓣时才会发生吸积 吸积物质在落入致密星体的同时会受到由吸积本身所产生的辐射压的反 作用，所以吸积过程在一定范围内是自我调节的。由此引出一个称为爱丁顿光 度( 如砌) 的极限光度概念。当吸积产生的辐射光度达到爱丁顿光度时，吸积物 质所受的引力将会被辐射压所平衡，因此从理论上讲吸积率将不再进一步增长。 对于球对称吸积，爱j 顿光度为： 删4 ( g m m 口c # r ) = l - 3 1 0 3 8 ( m m o ) e r gs 一1 其中m 。是光子质量，m 是致密星体的质量，听是汤姆逊散射截面。从公式中可 以看到，发生球对狠吸秘时，爱丁顿光度只是线性地依赖于彤而与其它参数无 关。在大多数情况下，吸积的光度应不大f 爱丁顿光度。因此可以从观测到的光 度推测致密星体的质量下限。这样就有了一个识别黑洞候选天体的标准。例如， 如果某个源的x 射线光度超过2x1 0 3 8 e 曜s 一，即质量为1 5 1 4 0 的致密星体的爱丁 顿光度时，就可以考虑把这个源归为候选黑洞系统。 x 射线烈星活跃阶段的持续时间长短是由伴星的寿命决定的，儿乎与致密星 5 体的属性无关。大质量的o b 型恒星的寿命为一1 0 6 1 0 7 年，这表明通过从o b 型 恒星捕获恒星风来获取能量的高质量x 射线双星的寿命不会超过几百万年。因 而目前活跃的高质量x 射线双星应都形成于近期。低质量恒星的寿命和演化时 间要比大质量恒星长，所以低质量x 射线双星的活跃期要长于1 0 7 年。低质量x 射 线双星系统中的质量交换通常由洛希瓣的外溢驱动。这种情况的发生要么是因 为伴星在向红巨星阶段演化时的扩张，要么是因为双星失去轨道角动量后的轨 道塌缩 1 2 超亮x 射线源 超亮x 射线源( u l t r a 1 u m i n o u sx r a ys o u r c e ；u l x ) 被定义为星系中x 射线光 度l x 1 0 3 9e r gs o 的非中心点源( m i l l e r c o l b e r t2 0 0 4 ) 。超亮x 射线源最早 在1 9 8 0 s 由e i n s t e i n 卫星发现，而在c h a n d r a 发射之后我们得以更加精确地研究 遥远星系中的超亮x 射线源。目前所知的i f r j o 的超亮x 射线源存在时间尺度为 数月的光变( c o l b e a p t a k2 0 0 2 ) ，此外有5 - - 1 5 的超亮x 射线源显示出短时间 尺度的光变( s w a r t za ta 1 2 0 0 4 ) 。这些表明很大一部分超亮x 射线源可能是x 射线 双星。由于目前尚无法直接地估计致密星体的质量，因而对于超亮x 射线源的本 质至今仍然没有统一的认识。或许超亮x 射线源中包含着不同种类的天体，而现 阶段主要流行的解释有中等质量黑洞和b e a m i n gx 射线双星等 如果超亮x 射线源遵循爱丁顿极限，那么最可能地解释就是中等质量黑洞 一些超亮x 射线源的x 射线光谱中曾被发现存在低温的( 一1 0 0 e v ) 软m u l t i c o l o r d i s k ( m c d ) 成分，这说明它们包含一个质量1 0 0 m o 的中等质量黑洞( c o l b e r t m u s h o t z l o l1 9 9 9 ；m a k i s h i m ac ta 1 2 0 0 0 ；p t a k g r i f f i t h s1 9 9 9 ；k a a r e te ta 1 2 0 0 1 1 。 但是中等质量黑洞的解释也带来了一些疑问，主要是关于这种系统的形成机制 的问题。由于质量大于2 0 m o 的黑洞不可能来自于恒旱的死亡，所以如果质量 为2 0 - 1 0 0 0 m o 的中等质母黑洞的确存在的话，它的形成机制将不同于恒星级黑 洞和超人质量黑洞，因而这种黑洞的来源仍是一个迷。 6 如果仅根据爱丁顿极限来导出致密星体的质量下限可能会导致错误的结果， 这是因为如果没有考虑吸积或辐射的各向异性的因素，质毒下限就会被高估 由于b e a m i n g 或不均匀吸积，致密星体为恒星级黑洞的x 射线双星的光度也可 以达到l x 1 0 4 0e r gs - i ( k i n ge ta 1 2 0 0 1 ) 。然而几何的b e a m i n g 和不均匀吸积只 能分别使有效光度超过爱丁顿极限”倍( m a d a u1 9 8 8 ) 和，l o 倍( r u s z k o w s k i b e g e l m a n2 0 0 3 ) 。在这种情况下若恒星级黑洞的的光度要达到l x 1 0 4 1e r gs 一 可能的唯一解释就只有r e l a t i v i s t i cb e a m i n g ( k 6 r d i n ge ta 1 2 0 0 2 ) 。然而，b e a m e d x 射线双星的解释并不能说明为什么有些超亮x 射线源存在低温吸积盘，而某 些超亮x 射线源射电观测的结果也不能支持b e a m e d 解释( e gh o l m b e r gux - l ； m i l l e r 眈a 1 2 0 0 5 ) 。 1 ，3 邻近漩涡星系中的射线点源 1 3 1m 3 1 中的x 射线点源 在河外星系中，m 3 1 星系给研究漩涡星系中的点源性质提供了很好的机 会。首先，m 3 1 离我们相对较近( 7 8 0k p c ) ，使得更多的点源能被探测到，并且 由于我们非常清楚地知道m 3 1 离我们的距离。点源的光度能被精确地估计。其 次，m 3 1 的适中的倾斜角可以使我们较为容易地确定点源的位置。另外，m 3 1 有着与银河系相似的形状和大小，因此研究m 3 1 的性质可以增进我们对银河系 的了解。g o n ge ta 1 ( 2 0 0 2 ) 和k a r t c t ( 2 0 0 2 ) 利用c h a n d r a 对m 3 1 的观测数据研究 了m 3 l 中x 射线的整体性质。g o n ge ta 1 ( 2 0 0 2 ) 还在m 3 1 中g , q t 1 7 7 区域中探 测到了2 0 4 个点源。 在研究 k o n g e ta i ( 2 0 0 2 ) 把v 1 3 1 由里到外分成了3 个区域，区域l 是中 心2 2 7 区域( 内核球) ，区域2 是2 7 2 ，到8 7 8 7 之阃的区域( 夕 核球) ，区域3 是8 7 x 8 7 以外的域( 盘) 。通过位置比对，2 0 4 个点源中的2 2 个被认为是球状星 团，2 个是超新星遗迹，9 个是行星状星云。而绝大多数点源没有足够的光子计 数，因此在进行光谱分析时很难得到有意义的光谱参数，但点源的硬度比町以提 供关于点源的粗略地x 射线光谱信息。所以k o n ge ta 1 ( 2 0 0 2 ) 做出了每个点源的 7 硬度比，并且把它们排成了一张颜色一颜色图( 图1 1 ) 。最终有1 4 个点源的硬度比 满足h r 2 + t r n ms - 1 和h r i 3 0 ，则点源就被认为是有光变的。在所 有点源中有一5 0 是有光变的，而这个比例在区域l ，区域2 和区域3 中分别 为7 3 ，5 8 和3 9 。在对光度函数的分析中k o n ge ta 1 ( 2 0 0 2 ) 发现3 个区域的光 度函数规律是不同的( 表1 1 ，图1 2 ) ，内核球的光度函数在1 0 3 6e 喀s - 1 附近有个 拐点，而当所考虑的区域远离中心时，这个拐点将单调地向高光度移动。此外斜 率的变化也是单调的一离中心越近的区域光度函数曲线越平坦 表l _ 1l u m i n o s i t yf u n c t i o n so fm 3 1 ( 1 0 a 7e r gs - i ) 内核球 0 1 2 0 0 30 6 7 - i - 0 0 80 1 8 0 0 8 外核球02 2 0 0 30 8 9 0 0 8 o 6 9 兰搀 核球( 内核球+ 外核球) o 2 3 0 0 2 0 8 6 + 0 0 90 5 6 i 0 1 0 盈04l003i 8 6 0 0 42 1 0 士0 3 9 整个星系( 核球+ 盘) 0 3 54 - 0 0 11 4 4 0 1 81 7 7 0 2 4 低光度端的幂率指数，“高光度瑞的幂率指数，c 拐点。 1 3 2m 8 1 中的x 射线点源 m 8 1 是一个距离我们3 6 m p c 的s b c 星系。t e n n a n te ta 1 ( 2 0 0 1 ) 和s w a r t ze t a 1 ( 2 0 0 2 ) 先后对m 8 1 巾的x 射线点源进行了探测与分析。t e n n a n t e t a i ( 2 0 0 1 ) 在 星系中心8 3 8 3 区域内探测剑7 9 7 个x 射线点源，其中4 1 个位于核球中，其 8 图1 1m 3 1 中所有光子计数2 0 个光子的点源组成的颜色- 颜色l 虱( k o n ge ta 1 2 0 0 2 ) 。 不同区域的点源分别用不同的颜色表示：区域i ( 蓝) ；区域2 ( 红) 和区域3 ( 绿) 。图上 标出了不同光谱的硬度比估计，从上到下依次为：口分别等于l ，i ，7 ，2 和3 的p o w e r - l a w 模型，女丁分别等于0 2k e v 和o 1k e v 的黑体模型， 啊从左至右依次为5 t 0 2 0 ，1 0 2 1 ， 5 x1 0 2 1 和1 0 2 2c l t l - 2 余5 6 个位于盘上：而s w a r t z e t a i ( 2 0 0 2 ) 在d 2 5 等表面亮度线内探测到了1 2 4 个点 源，其中的5 3 个位于核球中。t e n n a n te ta 1 ( 2 0 0 1 ) 发现大多数点源的硬度比都位 于颜色颜色图上一条表示参数为r = 1 6 ，n u = 4 1 0 2 0c m 2 的幂率模型曲线的 附近( 图l r 3 ) ；而s w a r t ze ta 1 ( 2 0 0 2 ) 分析了3 3 个较亮的源的光谱，发现其中3 1 个 点源的光谱能用中等吸收的幂率模型拟合。这表明m s i 中的大多数点源是x 射 线双星，s w a r t z c ta 1 ( 2 0 0 2 ) 认为，由于核球在近5 0 0 m y r 内没有经历恒星形成 期( d e g r i j s e ta 1 2 0 0 d ，核球中的点源主要是低质量x 射线双星，因此这些点源 中少有光学对应体。而在盘中情况则不同m s l 有两条g r a n d - d e s i g n 旋臂，旋臂 中的密度波动会导致恒星不断形成从而产生大量的大质量恒星，这些恒星的死 亡又产生 h 超新星遗迹以及可能变成x 射线双星的中子星或黑洞。因此旋臂不仪 是恒星产生的地方，也是恒星死亡并且形成x 射线源的地方。s w a r t ze ta 1 ( 2 0 0 2 ) 发现，盘中那些最亮的点源都位于旋臂里，假定这些点源是x 射线舣星那么这 9 弋 一 i 耵i 。己) 【。r i 。了 -甘i 图1 2 左边：所有点源的光度函数( r c 百o i i s1 + 2 + 3 ) 和核球的光度函数( r e g i o n sl + 2 ) 右 边：内核球0 e g i o n1 ) ，外核球( r e g i o n2 ) 和盘( r e g i o n3 ) 的光度豳致 o0 1 点 暑 ioo i ； 墨 9 。1 0 3 暑 蔓 暑1 一 暑 图1 3m 8 l 中8 s o o 个f t 洲r a t ，e ：搭群揣黠黼赢m l “2 0 0 i ) 。 些x 射线双星一定是具有较高吸积率的h x m b s 。由于核球中和盘上的x 射线点 源种类是不i 司的，因而它们的光度分布也应该是不同的。t e n n a n te ta 1 ( 2 0 0 1 ) 分 别拟合了核球中和盘卜的光度函数。核球中的光度函数曲线在“一4 1 0 3 7e r g s 一处有一个拐点，而盘巾的光度函数曲线则町由单幂率模型拟合( 图1 4 ) 。 l o 鸪 ， 。 j o z 舅 图1 4m 8 l 中核球和盘的s 经( 过e o u 背n t 景s 修s e 正ci 的n0 l 。2 9 - _ 8 1 0 。萨k e v 图) ，实线表示用幂率模壁的拟合 1 3 3m 8 3 中的x 射线点源 m 8 3 是一个g r a n d - d e s i g n 棒旋犀系( h u b b l e 型号为s a b ( s ) c ) ，并且有着星爆核 心。v a u c o u l e u r se ta 1 ( 1 9 9 1 ) 测得的m 8 3 离我们的距离是3 7m p c 。而s a n d a g ee ta 1 ( 1 9 8 7 ) 测得数据确是8 9m i x ：。m 8 3 有两条j f 在进行恒星形成活动的g r a n d d e s i g n 旋臂( e g 。t a l b o te ta 1 1 9 7 9 ；t i l a n u s a l l e n1 9 9 3 ) 。与m 8 1 不同的是，m 8 3 有一 个非常活跃的核心区域b1 0 ”i nr a d i u s ) 正进行着剧烈的环绕核心的星爆( g a l l a i s e ta 1 1 9 9 1 ：e l m e g r e e ne ta 1 1 9 9 8 ；h a r r i se ta 1 2 0 0 1 ) ，因此m 8 3 的恒星形成率估 计可达到0 1 - 0 2m oy r - 1 ( d ev a u c o u l e u r se ta 1 1 9 8 3 ；h a r r i se ta 1 2 0 0 1 ) 。s o f i a w u ( 2 0 0 3 ) 在整个s 3c h i p 上探测到了1 2 7 个x 射线点源，其中z1 5 可能是背 景a g n 。s o f i a w u ( 2 0 0 3 ) 发现中心点源的光谱可以被r = i a 5 碧；：的幂率模 型拟合，很像超大质量黑洞的幂率谱。并且光谱中的温度低于o 1k e v 的黑体 成分与质量1 0 7m o 的黑洞一致。然而从最好的拟合谱形得到的中心点源的 光度却比星系核心的爱丁顿极限光度低十几倍，这表明：如果中心点源的确是 个超大质晕黑洞，则它的吸积率是极低的。s o f i a & w u ( 2 0 0 3 ) 发现两个点源没 有包含 lk e v 的光子，他们的黑体谱的温度一6 0e v 。s o f i a w u ( 2 0 0 3 ) 把颜 色一颜色图( 图1 5 ) 划分为3 块，相应地把1 2 7 个点源划分成3 组：a 组南”经典的”超 图1 5m 8 3 中所有点源的颜色一颜色图。图中的点划线把点源分为3 组( a b ，c ) 软点源组成，即那些几乎不包含m e d i u m 和h a r d 段光子的点源：b 组是由所有满 足一0 8 5 s ( i f 一5 ) ，( s + m + 哪s - 0 1 5 的点源组成；而c 组则是在颜色颜色图上 处于一0 1 5 s ( m s ) l 岱+ m + ，) s 0 ，6 区域的点源组成。a 组中的点源都远离星 系中象征最近恒星形成的h a 发射区域这表明他们属于年老的星族，这符合 超软源的n u c l e a r - b u r n i n gw h i t ed w a r f s 解释。大多数b 组的点源与k t 0 4 - n 8 k e v 的单温度光学薄的热平衡等离子体的辐射一致，并且位于有强烈的h 口发射 区域，s o f i a w u ( 2 0 0 3 ) 认为他们 硅可能是超新星遗迹。所有的c 组点源在颜 色一颜色图上都可以由d i s kb l a c k b o d y ( d b b ) d i s k b b + 幂率或单幂率的谱线表示， 因此s o f i a w u ( 2 0 0 3 ) 相信c 组中大多数点源是x 射线双星，包括低质量x 射线 双星和高质量x 射线双星。通过拟合光度函数s o f i a w u ( 2 0 0 3 ) 发现，核球的光 度函数是一条指数为0 7 的单幂率曲线，而盘的是折断幂率曲线拐点在8 1 0 3 7 e r gs - i 处( 图1 6 ) 。 1 2 图1 6红色梯形线：m 8 3 的内核球的光度两数以及用幂半模型的拟合。绿色梯形线：外 盘的光度函数以及用折断幂率模型的拟合。 1 3 第2 章c h a n d r a 一射线轨道天文台 2 1 任务概述 d e m 一 图2 1c h a n d r ax 射线轨道天文台的结构图 x 一射线轨道天文台( t h ec h a n d r ax r a yo b s e r v a t o r y ；c x o ) 于1 9 9 9 年7 月2 3 号 由c o l u m b i a 号航天飞机带入太空并被成功的定位在高椭圆轨 道。c h a n d r a 是n a s a 的g r e a to b s e r v a t o r i e s 计划的x 射线部分，其他三个部 分是h u b b l e 空间望远镜、c o m p t o n 伽玛射线观测器以及s p i t z e r 空问望远 镜。c h a n d r a 在空问分辨率与谱分辨率上比以前的x 一射线任务精确一个数营 级。c h a n d r a 由一纽高分辨x 一射线望远镜和一套成像及分光仪器构成。高分辨率 掠射镜组( t h eh i g hr e s o l u t i o nm i r r o ra s s e m b l y ；h r m a ) 可以提供 8 0 b 时w e e n3 0a n d5 0k e v 3 0 b e t w e e n0 8a n d80k e v 8 0 b e t w e e n0 8a n d6 5k e v 3 0 b e t w e e n0 3a n d8 0k e v f i ：2 x 1 0 _ 4 ：b i ：2 l 旷 s 3 ( b i ) ：叫7 l o 巧；s i ( b i ) ：1 5 x l o 4 ；f i ：( 2 l o 5 ) 和3 。9 3 xl o c m ，幂率指数分别 是r ；o 氓1 0 ，2 o 3 0 和4 0 的吸收幂率模型的硬度比分稚 我们发现大多数点褥的硬度比在颜色颜色圈中位于从( h 2 l ，l | 3 1 ) ：( 一1 一1 ) 到( 1 ，1 ) 的对角线附近，这与m 3 l 星系很像( k o n ge t a l 2 0 0 2 ) ，也与充满气体并且 几乎面向我们的漩涡星系m s 3 组像( s o f i a w u2 0 0 3 ) 。有个距星系中心中等 琢离( 1 1 7 ) 的点源( s r c19 ) 的硬度比楚( 一1 ，一j ) 。这样s f c1 9 赣被确认为是一个超 软源( s s s ) - 如果我们对超软源的定义使用的是s h p p c f c ta 1 ( 1 9 9 7 ) 和k a h a b k a ( 1 9 9 9 ) 的标准t 即嚣3 l + o f 3 l - ia n dh 2 1 0 ，或4 2 1 + 卿谢( - 0 8 ，则还 有5 个点源( s c6 ，7 9 1 3a n d1 4 ) 也可以被认为是超软源。如果再放宽超软源 的定义为h 2 1 b 这里l 租彤是以1 0 3 7e r gs 为单位的0 3 - 1 0 0k e v 能量段的光度，铆与口 分别 是低光度端与高光度端的幂率指数。我们发现对于没有经过修正的x l f 可以 捧除用单幂率模型拟合的可能性( ，d o f = 1 5 0 2 2 1 ) 。单幂率模型在高光度端 过高地估计了数据，而在低光度端过低地估计了数据。另一方面，折断的幂 率模型的使用可以显著地改善拟合。并且可以提供给我们一个可以接受的拟 合结果舻d o f = 1 5 8 1 9 ) 。这个最好的拟合结果在9 0 的置信度内提供的参 数是：厶= 2 5 3 竺露1 0 3 8e r gs ，铆= o 6 l 驾舞和= io 。珈+ o j l 8 8 。对于修正了 低光度端不完全性效应后的x l f , 单幂率模型也不能提供一个可以接受的拟 合d o = 1 2 5 8 2 2 ) 。然而，一个最好拟合参数为“= 3 1l ：耀x1 0 3 8e r gs ， 口f - 0 7 1 o 0 5 ，以及口 = 2 3 6 之是的折断的幂率模型可以明显地改善拟合结 果d o f = 2 3 1 2 0 ) 。 星系核球和星系盘 我们分别研究了星系核球中和星系盘上的点源的x l e 并且画在了 图3 7 。我们发现单幂率模型既不适用于描述没有经过修正的核球中点 源的x l f ( x 2 d o f = 6 8 9 9 ) ，也不适用于没有经过修正的星系盘上点源 的x l f 酽d o f = 3 0 3 1 9 ) 。然而，盘卜和核球中的点源可以很好地用折断 的幂率模型进行拟合。对于核球巾的点源酽d o f = 7 4 7 ) ，最好的拟合参 数是如= 1 6 8 二：嚣x 1 0 3 8e r gs 一，a i = o 3 1 o 1 2 和劬= 3 o s 一+ 1 1 4 ”4 对于盘上 3 3 0 弓 盔 j z 、- ， z k 【o 3 - 1 0k e v ( 1 0 3 7e r g 。_ 1 ) 图3 7x 射线点源的光度函数。图( a ) 的光度函数没有经过背景修正，而图( b ) 中的经过 不完备性修正。拟合模型用短划线画出。单幂牢模型足以描述盘中点源的修正后的光度 函数，而其它的光度函数都必须用折断的幂率模型描述。 的点源2 d o f = 2 3 1 2 0 ) ，最好的拟合参数是b = 3 1 _ 0 + 0 4 3 7 8 i 0 3 se r gs g l = 0 7 i o 0 5 和o h = 2 3 6 碧豢。然后，我们使用与修正所有非中心点勃氢的x l f 相 同的方法来修正盘和核球的x l f 的低光度的不完备性。对于核球的修正后 的x l f , 仍然需要用折断的幂率模型来拟合卵d o f = 7 4 7 ) ，晟好的拟合参 数是如= iq 7 ，一+ 0 0 2 2 0 1x j 0 3 8e r gs ，f i l2 n 3 8 _ u + 0 - 2 ：0 ，和锄= 9 。r - 0 + 1 6 3 0 5 而盘的修正后 的x l f 与一个幂率为口= 0 9 3 暑黑的单幂率模型一致( ， d o f = 1 6 3 1 9 ) 。 由于最亮点源s r c 3 5 可能影响x l f 的拟合，我们去除所有非中心点源的x l f 和盘的x l f 中的s r c3 5 ，然后重新拟合。我们发现在误差范围内，最佳的拟合参 数与包含s r c3 5 的结果一致。 芏嚣銎矗等譬善譬岔拳茹h 5 m h + s ) 金m ，分掰代表点番翟o l m k v ( s x l 0 - 2 , 0 k e v l m ) 2 a l o d i “( ”镌量段 薹- 释一缩略单词分捌表示b = 点谭位于核球中；c 中心点舞：“超软潭的候j 害：e 超亮聱：和v =