潘彩娟，陈志福,，陈 漓，陈赛艳，罗永玉，方美文，李国强

(1. 百色学院物理与电信工程系，广西 百色 533000；2. 广州大学天体物理中心，广东 广州 510006；3. 百色学院化学与生命科学系，广西 百色 530000)

类星体是20世纪60年代天文的四大发现之一，是目前观测到的最遥远的天体。类星体的光谱存在各种各样的宽和窄发射线，同样也伴随大量的吸收线。自从类星体光谱中探测到吸收线以后，关于类星体吸收线的起源，曾引起长期的争论[1-4]。到目前为止，类星体吸收线的起源，仍然不是很清楚。现在认为吸收线系统的起源主要包括：高速的星云；星系际介质；星系；类星体的寄主星系；类星体中心附近高密度的气体[5-6]。这些介质能够产生的吸收线具有不同的红移，这就是类星体吸收线的多种红移现象。

类星体吸收线是人类了解宇宙大尺度结构、早期宇宙演化、吸收体的物态、化学组成、元素丰度等的一个重要手段。类星体光谱中的吸收线与观测波段、吸收线红移等因素有关，在光学波段的类星体光谱中，常见的吸收线有：Mg Ⅱλλ2796，2803；Mg Iλ2852；FeⅡλ2600；Lyαλ1216；C IVλλ1548，1551；Si IVλλ1393，403。

类星体发射线红移为宇宙学起源，这是普遍接受的观点，而且一个类星体通常只有一个发射线红移，但是可以有多个吸收线红移。如果吸收线产生于类星体和观测者之间的吸收体，吸收体与类星体之间不存在直接联系，其对应的红移是宇宙学的，这种情况下吸收线的红移小于发射线的红移[7-9]。如果吸收线产生于与类星体存在紧密联系的内禀吸收体，若吸收线红移大于发射线红移，文[10]作者研究认为：吸收线的红移是吸收体朝类星体运动而产生的多普勒红移与吸收体的宇宙学红移叠加的结果。对吸收线红移大于发射线红移的形成机制[11-16]的解释主要有：物质从类星体抛出后由于受到引力的作用而回落；物质位于具有比类星体稍小一点红移的星系中；类星体附近的向里运动的云；做相对运动的云和横向多普勒效应引起；类星体发射线的蓝移。最近，文[5]作者对一个具有吸收线红移大于发射线红移的吸收体大样本进行了统计分析，认为具有比较大的相对多普勒速度的吸收体，其很可能在向天体中心下落，从而吸收体的红移大于发射线红移。

SDSS(The Sloan Digital Sky Survey)目前已经得到了多于12万个类星体的光谱，这给吸收线的研究工作提供了很大的机遇。最近，文[17]作者利用他们的软件认证SDSS的类星体光谱中的Mg II吸收线。由于SDSS光谱覆盖的波长范围是380.0 nm～920.0 nm，因此，他们只能认证吸收线红移小于2.3的吸收体。对于具有更高红移的吸收线，在SDSS的类星体光谱中，必须利用具有比Mg Ⅱλλ2796，2803更小静止坐标系波长的谱线进行认证，比如Lyαλ1216；C IVλλ1548，1551；Si IVλλ1393，1403。Lyα吸收线产生于宇宙演化早期的氢云，因此，Lyα吸收线有利于研究早期的宇宙演化。

在高红移(Zem>3.3)SDSS类星体光谱认证Mg Ⅱλλ2796，2803吸收线的过程中，发现SDSS J101108+553407的Lyα发射线红端存在比较多的高置信水平吸收线，但是这些高置信水平吸收线都不是Mg Ⅱλλ2796，2803吸收线。由于在观测坐标系中，最明显的吸收线出现在波长略大于Lyα发射线的区域，因此怀疑这些吸收线是Lyα吸收线，并且它们具有比发射线更大的红移。这些吸收线在目前并没有被认证，因此，在本文中对这些吸收线进行认证。

2 数据处理和分析

SDSS光谱覆盖的波长范围是380.0 nm～920.0 nm，分辨率是R≈2 000。利用文[17]方法对光谱进行分析。在这项工作中，简单介绍文[17]分析光谱的方法。首先对光谱进行银河系消光改正处理[18]，然后利用SDSS提供的红移，将光谱转移到源静止坐标系。从光谱中选择没有或者仅有很弱发射线的波段确定幂律连续谱的初始谱型；采用文[19-20]提供的FeII发射线模板，并假定FeII的轮廓宽度与相应宽发射线宽度相近确定初始的FeII发射线谱线；利用最小χ2的方法调节初始的幂律连续谱和初始的FeII发射线谱线两个成份，从而使这两个成份与光谱达到最佳拟合。从光谱中扣除幂律连续谱和FeII发射线谱线两个成份之后，在光谱中留下的是比较干净的发射线和吸收线光谱。在扣除后的光谱中进行发射线拟合。在每一个发射线区域使用一个或者多个高斯成份，利用最小χ2的方法调节一个或者多个高斯函数与扣除后的光谱数据，使发射线达到最佳拟合。从光谱中扣除这些发射线成份之后，留下的就是比较干净的吸收线。幂律连续谱成份、FeII发射线谱线成份和其它发射线成份构成了类星体光谱的主成份。利用类星体的主成份对类星体光谱进行归零化，在归零化之后的光谱中认证和拟合吸收线。每一条吸收线均利用高斯成分拟合，由最小χ2的方法调节高斯函数与归零化之后的光谱。

每一个吸收线系统至少需要认证两条吸收线[20]，如果出现双线吸收线，双线的宽度比例需要合理。对每一条吸收线，都估算它的置信水平。1σ的噪音水平由下式计算得到：

图1～3是在SDSS J101108+553407的光谱中认证得到的吸收线红移大于发射线红移的Lyα吸收系统，其吸收线红移分别为：3.344 2、3.349 6和3.355 3。在Lyα吸收线系统中，如果出现N Vλλ1238、1242、C IVλ1551吸收线，或者出现其他常见的吸收线，也对这些吸收线进行拟合。这些吸收线的参数见表1。

图1 SDSS J101108+553407的Lyα吸收线系统，吸收线红移是3.344 2。图中认证了两条吸收线，分别是：Lyαλ1216和CIVλ1551吸收线，黑体虚线代表Lyα发射线的位置，点线分别是±σ的误差

Fig.1 The Lyα absorption-line system withzabs=3.3442.The absorption lines of Lyαλ1216 and CIVλ1551 have been identified in this system.The thick dashed line is for the Lyαλ1216 emission line, and the dotted lines represent the error of ±1σ, respectively.

图2 SDSS J101108+553407的Lyα吸收系统，吸收线红移是3.349 6。图中认证了四条吸收线，分别是：Lyαλ1216、NVλ1238、NVλ1242和C IVλ1551吸收线，其它线的意义与图1相同

Fig.2 The Lyα absorption-line system withzabs=3.3496. The absorption lines of Lyαλ1216, N Vλ1238, N Vλ1242, and CIVλ1551 have been identified in this system. For the meaning of other lines, see Fig.1

图3 SDSS J101108+553407的Lyα吸收系统，吸收线红移是3.355 3。图中认证了3条吸收线，分别是：Lyαλ1216、N Vλ1238和N Vλ1242吸收线，其它线的意义与图1相同

Fig.3 The Lyα absorption-line system withzabs=3.3553. The Lyαλ1216, N Vλ1238, and N Vλ1242 lines have been identified in this system. For the meaning of other lines, see Fig.1

3 结果与讨论

如果吸收体和类星体都在同一个寄主星系中，当类星体静止在宇宙学共动系中，吸收线红移与发射线红移之间的区别是由吸收体相对类星体的多普勒运动引起的。吸收体相对于类星体产生的多普勒红移可由下式得到

式中，Zem代表发射线红移；Zabs代表吸收线红移。吸收体相对多普勒速度可由下式计算

其中，c为真空中的光速。SDSS J101108+553407的3个吸收体的多普勒红移和相对多普勒速度见表1。

表1 SDSS J101108+553407吸收线参数

注：λobs为观测坐标系的波长；rew为静止坐标系中吸收线的等值宽度；rew_error为静止坐标系中吸收线等值宽度的误差

文[5]作者对多普勒红移的分布进行了比较详细的研究，他们的统计结果显示，多普勒红移的分布存在双峰结构，峰的位置分别为ZDopp=0.00和ZDopp=0.008 8。他们认为第1个峰是由于吸收体绕天体中心的运动，并且运动是远离观测者而产生的，第2个峰是由于吸收体正向天体中心下落(非绕转)产生的。本文得到的3个吸收体，其中具有较小多普勒红移的两个吸收体处于文[5]作者的多普勒红移分布的第1个峰的区域，而具有最大多普勒红移的一个吸收体处于第2个峰的区域。因此，本文认证的3个吸收体的运动情况和起源均不相同：具有最大多普勒红移的一个吸收体，可能起源于类星体物质外流的回落，而另外两个吸收体很可能起源于绕天体中心转动的云团，并且这些云团位于寄主星系中。对于这些吸收体的更确切的起源，需要对同一个天体进行多次观测。在后期工作将密切关注这类天体的观测数据。

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