《表1 J0916+2921近邻吸收体中主要吸收线及测量结果》

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《类星体SDSS J0916+2921的类银河系2175 尘埃消光特征》

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鉴于吸收线较窄，我们可采用局部平滑、迭代屏蔽的方式对观测光谱进行归一化处理[14].在光谱中，我们探测到两组MgII吸收线系统，其中一组为中间插入吸收，红移为0.8376，由于与本文研究目标没有直接相关性，因而不作讨论；另一组吸收线系统红移为zabs=1.1413±0.0002，与系统红移zem=1.1418±0.0018一致，为类星体关联吸收体.上节中显著的2175?A尘埃吸收峰表明类星体附近应该存在显著的低电离吸收线系统，而该近邻吸收体是系统红移处唯一的强吸收线系统，因而无疑两者有物理联系，所以我们在后文中称该吸收体为2175?A尘埃吸收体.该尘埃吸收体的主要强吸收线轮廓见图2，其中灰色方块为SDSS光谱数据，黑色散点为MMT光谱数据，两次观测吸收轮廓接近，且MMT数据质量有明显提升.可以看到在尘埃吸收体静止系（zabs=1.1413±0.0002）中，吸收线主要覆盖的速度区间为[-200，+200]km·s-1，因而我们考察这些证认的吸收线在这一范围的光深以及等值宽度，通过视光深法（Apparent Optical Depth，AOD[15]）和生长曲线法（Curve Of Growth，COG[16]）分别估计离子的柱密度.在使用生长曲线法之前，我们需要得到尘埃吸收体的等效速度展宽b.考虑到我们探测到多个FeII跃迁的吸收，其中有FeIIλ1608这样非常微弱的吸收线，也有FeIIλ2382这样吸收接近见底的强线，通过对FeII等值宽度的模拟，可以准确限定生长曲线.最终拟合结果见图3，卡方分布图表明等效展宽为b=34.5±3.0 km·s-1.基于该生长曲线，我们同样对其他离子柱密度进行测量.视光深法和生长曲线法测得的柱密度见表1中lg NAOD及lg NCOG列，对于弱线，两者测量结果较为接近，而对于强线，由于存在潜在的饱和区域，视光深法测量并不可靠，因而我们采用生长曲线法的结果作为离子柱密度.通过累加同种元素的不同离子柱密度，我们对元素柱密度进行了估计（表1中lg NX列）.鉴于锌的升华温度低难以附着尘埃，因而常用于表征吸收体气体元素原始丰度.若以太阳丰度[17]为基准，则可以计算得到吸收体中Al、Cr、Fe相对锌元素的丰度[X/Zn]（[X/Zn]≡lg(NX/NZn）-lg（NX⊙/N⊙Zn）；其中lg NX为实测J0916+2921的元素丰度，lg NX⊙为太阳元素丰度[17]，此定义中太阳的元素相对值丰度为0)，结果为:[Al/Zn]=-1.68±0.10、[Cr/Zn]=-0.49±0.10与[Fe/Zn=-0.81±0.18.这种气体中元素大量缺失的现象是由于金属离子附着尘埃形成，因而称之为尘埃耗散.该吸收体中的尘埃耗散严重表明系统中尘埃丰富，进一步验证了气体吸收线与观测的显著尘埃消光特征之间的关联.