引力透镜类星体SDSS J1004+4112的吸收线研究

黄红艳，谢照华，彭瑞，杜雷鸣，谭灿，刘小鹏，顾敏峰

(1.云南师范大学 物理与电子信息学院，云南 昆明650500；2.上海天文台，上海200030)

1 引言

引力透镜类星体是指有引力透镜成像的类星体，从类星体到观测者的视线方向上，光线经过一个大质量的前景天体(透镜天体)时被引力偏折，使得观测者看到两个或多个目标源的虚像[1]。根据背景光源成像扭曲程度的大小，引力透镜可分为弱引力透镜效应和强引力透镜效应[2]，而类星体被前景引力透镜扭曲后，可形成“多图像类星体”(Multiply-imaged quasars)，或者“爱因斯坦环”(Einstein rings)[3]。

类星体的光线穿过传播途中的星际物质或星系际物质而到达观测者，部分波长的能量被其原子吸收，从而在光谱上留下凹槽形状的吸收谱线。根据吸收线与类星体的关系，吸收线可分为两类：一类是本征吸收线，由气体直接形成，该气体与类星体或类星体的寄主星系有关；另一类是中介吸收线，由在类星体与观测者之间的星系或星系介质产生。本征吸收线根据吸收线的半高全宽(full width at half maximum,FWHM)可分为三种类型，FWHM≥2 000 km/s的称为宽吸收线(broad absorption lines,BALs)[4,5]，500＜FWHM＜2 000 km/s的称为微型宽吸收线(mini-broad absorption lines,mini-BALs)[6,7]，FWHM≤500 km/s的称为窄吸收线(narrow absorption lines,NALs)[8,9]。

利用引力透镜类星体多个像光谱上的吸收线，可研究吸收物质的内部结构、大小[10–13]和动力学等[14,15]。Koyamada等人[13]利用具有两个像的13个引力透镜类星体光谱中证认得到63条高电离吸收线和99条低电离吸收线，用于研究环星系介质(circum-galactic medium,CGM)的内部结构。他们求出同一条吸收线只存在于一个透镜像中的比例，低电离吸收线的比例(约16%)大于高电离吸收线的比例(约2%)；并估算了吸收体在两个视线上的横向尺度Dtra的范围，为0.1～10 kpc。他们根据高/低电离吸收线在两个视线方向上的差异随Dtra的变化，建立了用于研究CGM内部结构的椭圆函数模型，给出了CGM尺度的下限为500 kpc。Misawa等人[14]对观测引力透镜类星体SDSS J1029+2623两个像(角距离22.5′′)的光谱进行三次分析，发现在两个视线上没有相同红移的窄吸收线系统，这意味着窄吸收线对应的吸收体横向尺度小于两个视线上的横向尺度Dtra。2018年，他们[15]对引力透镜类星体SDSS J1001+5027的两个成像(角距离2.86′′)[16,17]进行两个时期的观测，发现窄吸收线系统中红移为0.871 6的Mg II吸收系统表现出较为明显的变化，Dtra≈7 kpc，他们认为这可能由中介吸收体的运动所造成。此外，他们还利用引力透镜类星体SDSS J1001+5027光谱中的C IV宽吸收线研究外流气体，发现两个视线方向上的外流气体云相隔约330 pc，两个时期的光谱上C IV宽吸收线有明显的变化，他们认为这可能是由气体运动造成的，气体围绕类星体的动力学速度不小于18 000 km/s。由此可知，引力透镜类星体不同像光谱上的吸收线差异，有利于研究吸收体的结构、性质和大小。

本文利用C IVλλ1548,1551和Mg IIλλ2796,2803吸收双线系统拟合引力透镜类星体SDSS J1004+4112光谱的窄吸收线系统，比较、分析吸收线在两个不同的成像光谱中吸收线的红移及等值宽度的差异。本文第2章介绍引力透镜类星体SDSS J1004+4112的基本信息，第3章介绍证认引力透镜类星体SDSS J1004+4112光谱的方法和光谱分析讨论的结果，第4章进行简单的总结。本文使用的宇宙学常数分别是Ωm=0.3,Ωk=0,ΩΛ=0.7和Ho=70 km·s-1·Mpc-1。

2 引力透镜类星体SDSS J1004+4112

最先发现引力透镜类星体SDSS J1004+4112是在2003年，Inada等人[18,19]从SDSS(Sloan Digital Sky Survey)DR5(The Data Release 5,第五期数据)中得到初步的候选源SDSS J1004+4112，并申请凯克望远镜(the Keck I telescope)[20]和斯巴鲁望远镜(the Subaru telescope of the National Astronomical Observatory)[21]，进行更深入观测，以确定数据的可靠性。他们发现强引力透镜类星体SDSS J1004+4112具有4个成像，较大的2个像的分离角为14.62′′，较小的2个像的分离角为3.73′′，起透镜作用的是一个星系群，其中以zl=0.679 9±0.000 1为中心，附近有2个较暗的星系，红移为zl=0.675 1±0.000 1。2005年，Inada等人[22]申请哈勃空间望远镜(the Hubble Space Telescope)观测，发现引力透镜类星体SDSS J1004+4112其实具有5个成像，第5个像与透镜天体之间的角距离只有0.2′′，先前的望远镜分辨率较低，并且被透镜星系掩盖，所以第5个像未能识别出来。

引力透镜类星体SDSS J1004+4112被收录于SQLS(SDSS Quasar Lens Search)[23,24]。SQLS是一个基于SDSS数据调查引力透镜类星体的项目。SQLS基于SDSS的类星体星表得到引力透镜类星体的候选源，再由夏威夷大学2.2 m望远镜(the University of Hawaii 2.2 m Telescope，简称UH88)对类星体的前景星系进行检测[25,26]，并确定出引力透镜类星体候选者。现已发布了62个引力透镜类星体，引力透镜类星体SDSS J1004+4112是其中之一。此外，该源还被CfA-Arizona Space Telescope LEns Survey(CASTLES Survey)[27]和Gravitationally Lensed Quasar Database(GLQ Database)[28]收录，特别是GLQ Database，Lemon等人[29–31]调查了各大巡天望远镜，将已知的引力透镜类星体和候选源重新用Gaia的观测数据确定出来218个引力透镜类星体，后续还会持续更新。

引力透镜类星体SDSS J1004+4112具有5个分离的透镜成像，其中2个像之间(A和B)的角距离为3.73′′，它在SDSS中的观测图像，如图1所示。引力透镜类星体SDSS J1004+4112的红移zem=1.734±0.002[18,19]，因为起透镜作用的是一个星系群，后来的研究中，透镜的红移都取Inada等人给出的星系群中起透镜作用的红移值(zl=0.68)[24,27,28]。在SDSS中，A,B 2个成像光谱的观测日期(MJD)分别为52 672,67 389，2个像的赤经(RA)、赤纬(Dec)分别是10h 04min 34.92s,+41°12′42.79′′和10h 04min 34.80s,+41°12′39.26′′。

图1 引力透镜类星体SDSS J1004+4112的SDSS观测图像

3 光谱分析

引力透镜类星体SDSS J1004+4112 A,B 2个像的光谱来自SDSS DR15(The Data Release 15)[32]，光谱的信噪比分别是11.00和10.69，红移分别为1.738±0.000 41和1.731±0.000 18。由于A像的光谱(MJD=52 672)是SDSS早期的数据，早期的光谱红移测量，因为C IV发射线拟合有0.002的偏差[33,34]，所以A,B像的光谱红移统一取Inada等人[18,19]测量所得的红移zem=1.734±0.002。

伪连续谱是除了吸收线以外的原始光谱曲线拟合结果，所以我们在拟合吸收线前，先对光谱进行伪连续谱的拟合。在观测坐标系中，我们采用迭代三次样条函数的方式拟合伪连续谱，为了减少吸收线和剩余天光线的影响，在拟合中排除掉大于3σ的数据点[35–37]。光谱的伪连续谱拟合结果如图2所示。对光谱流量进行归一化后，用高斯拟合C IVλλ1548,1551和Mg IIλλ2796,2803窄吸收双线系统[17,38]，拟合结果如图3所示。我们在观测坐标系下拟合吸收线，而后将拟合数据结果转换至静止坐标系下，数据结果如表1所示。

图2 引力透镜类星体SDSS J1004+4112光谱的伪连续谱拟合图

图3 引力透镜类星体SDSS J1004+4112的吸收线拟合结果

表1 引力透镜类星体SDSS J1004+4112吸收线的证认结果

3.1 吸收线证认的基本方法

我们用高斯函数拟合C IVλλ1548,1551和Mg IIλλ2796,2803吸收系统[38,39]，选择证认吸收线深度的置信水平Na＞2的吸收线。Na反映吸收线证认的可信度，Na越大，吸收线的可信度越高，Na的表达式如下：

其中，Fc是伪连续谱的流量，σF是归一化前流量的不确定度，Sa是吸收槽的深度(即归一化后吸收线的最低点与主成份流量为1之间的差值)，i代表数据点序号，n代表吸收特征附近超过±3个特征高斯宽度的像素点(±3σ)的数目。

用高斯函数对吸收线的轮廓进行拟合，计算出静止坐标系下吸收线的等值宽度Wr，等值宽度的不确定度σr的定义[38]：

其中，λi为数据点的波长，p为线心λo处的高斯轮廓，σf为归一化流量的不确定度，Δλ为相邻点的间隔，z为红移。

两个不同成像光谱中吸收线等值宽度差异值的置信水平NΔW=ΔW/σΔW，其中ΔW=|Wr2-Wr1|为等值宽度差异值，差异值的不确定度是两个不同成像光谱中吸收线在静止坐标系的等值宽度值，σr1,σr2分别是其等值宽度的不确定度。当NΔW＞3时[38]，两个像光谱的吸收线差异较明显。

Lyα吸收线大量存在于Lyman线的蓝端，除了Lyα吸收线之外的其他谱线难以证认，因此不予证认；此外，在SDSS光谱中5 580和6 700红端的OH band区域存在很强的天光线残差，也不予证认。我们只证认Mg II和C IV窄吸收线系统，其他窄吸收线系统或宽吸收线都不予证认。我们给出引力透镜类星体SDSS J1004+4112光谱的吸收线证认结果，如表1所示。

吸收线对应的吸收体相对类星体的速度νs表示为[38]：，其中zem表示类星体红移，zabs表示吸收体红移，c表示光速。Chen等人[38,39]在3 524个类星体中证认得到3 580个C IV吸收系统和1 809个Mg II吸收系统，统计βs的范围，发现大多数C IV吸收体βs＜0.06[38]，而Mg II吸收体主要集中在βs＜0.02区域[39]，他们认为吸收体离类星体较近，可能是来源于类星体相关的本征吸收体。因此，后来的研究用Chen等人的统计结果作为判据，C IV吸收体的βs＞0.06或Mg II吸收体的βs＞0.02时，吸收体是与类星体无关的中介吸收体。而吸收体相对透镜天体的速度表示为：，其中zl表示透镜天体的红移。相同地，当C IV吸收体|βl|＜0.06或者Mg II吸收体|βl|＜0.02时，吸收体距离透镜天体较近，可能是透镜天体的本征吸收体，否则是与透镜天体无关的吸收体。

对于吸收体在视线方向上横跨的尺度Dtra，我们采用Koyamada等人[13]的公式，当zl＜zabs时，；当zl＞zabs时，则Dtra=θDoa，其中角距离θ为3.73′′，D表示角直径距离，下标o,a,l和q分别表示观测者、吸收体、透镜天体和类星体。数据结果如表2所示。

表2 引力透镜类星体SDSS J1004+4112吸收线的相关数据

3.2 吸收线的证认结果

引力透镜类星体SDSS J1004+4112两个像光谱MJD分别是52 672(A像)和57 389(B像)，类星体红移为zem=1.734±0.002。我们用C IVλλ1548,1551和Mg IIλλ2796,2803吸收双线系统在两个像的光谱中证认出了2个C IV吸收线系统和2个Mg II吸收线系统。对于C IV吸收线系统，对应的吸收体相对类星体的速度βs＜0.06，C IV吸收线系统属于本征吸收线。C IV吸收体比较靠近类星体，在A,B两个像的光谱上，吸收线等值宽度差异NΔW＜3，红移值相差约0.003 3，吸收体在视线方向上横跨的尺度Dtra≈127.5 pc。

而对于Mg II吸收线系统，βs＞0.02，属于干预吸收线，对应的吸收体偏离类星体较远。Mg II吸收线的等值宽度在两个像的光谱上差异NΔW＞3，红移为0.676 1±0.006 1的Mg II吸收线系统在A像光谱上不显著，吸收体的Dtra为26.280 kpc；而红移为0.831 1±0.000 3的Mg II吸收线系统在B像光谱上没有显示，吸收体的Dtra为21.319 kpc。红移为0.676 1±0.006 1的Mg II吸收体离透镜天体比较近，吸收体相对透镜天体的速度|βl|=0.002＜0.02；而A像上的Mg II吸收体的|βl|＞0.02，离透镜天体比较远。

3.3 吸收线差异的分析

2004年，Oguri等人[19]在引力透镜类星体SDSS J1004+4112 A,B两个像的光谱上简单证认而得到3个Mg II吸收线系统，A像的光谱上证认得到红移为0.833和1.022两个吸收线系统，B像的光谱上证认得到系统红移为0.676，吸收线在静止坐标下的等值宽度≿0.5，但是没有分析吸收线差异和吸收线的来源，也没有列出C IV吸收线的证认。本文在A,B两个像的光谱上证认Mg II和C IV吸收线系统，并分析两个像光谱之间的吸收线差异，以及吸收线可能的来源。我们在A像上没有证认得到红移为1.022的Mg II吸收线系统，可能是因为该吸收系统比较弱，容易受到光谱信噪比高低的影响。

引力透镜类星体SDSS J1004+4112 A,B两个像的视线方向上，距离类星体越远，视线上分得越开。对于C IV吸收系统，C IV吸收体在视线方向上横跨的尺度Dtra约127.5 pc。两个视线上吸收线等值宽度差异不明显(NΔW＜3)，而吸收体红移相差约0.003 3，与类星体红移误差0.002接近。所以，我们认为引力透镜类星体SDSS J1004+4112 A,B两个像光谱上的C IV吸收线系统红移相近，很可能来源于同一个吸收体，两个视线方向上穿过的吸收体性质相同。此外，C IV吸收体相对类星体的速度βs＜0.06，可能与类星体有关，引力透镜类星体SDSS J1004+4112 A,B两个像光谱上的C IV吸收体可能都来源于类星体的同一区域。

对于Mg II吸收线系统而言，Mg II吸收体距离类星体较远(βs＞0.02)，A,B两个像上Mg II吸收线的等值宽度存在明显的差异(NΔW＞3)，两个Mg II吸收线系统的红移分别为0.831 1±0.000 3和0.676 1±0.006 1，吸收体在视线方向上横跨的尺度Dtra分别为21.319和26.280 kpc。红移为0.831 1±0.000 3的Mg II吸收线系统只在A像光谱上存在，而红移为0.676 1±0.006 1的Mg II吸收线系统只在B像光谱上存在；这可能是由于引力透镜类星体SDSS J1004+4112两个视线方向上的Mg II吸收系统来源于不同的吸收体。在B像的光谱上，Mg II吸收体相对透镜天体的速度|βl|=0.002＜0.02，距离透镜天体相对较近，吸收体可能来源于透镜天体的本征吸收体。而A像上的Mg II吸收体的|βl|=0.086＞0.02，距离透镜天体相对较远，可能来源于其他星系介质或星系际介质。

关于吸收体的横向尺度，前人的研究[10–14]认为，在引力透镜两个像的视线方向上，同一个吸收线系统只存在于一个透镜像中，可能是对应的吸收体较小，所以只有一个视线穿过了吸收体，而另一个视线没有穿过吸收体。Misawa等人[14]分析引力透镜类星体SDSS J1029+2623两个像(角距离22.5′′)的光谱，发现窄吸收线系统在两个视线上没有相同的红移，这说明窄吸收线对应的吸收体横向尺度小于在视线上的横向尺度Dtra。但是，如果在两个像的光谱中的吸收线红移相同，这说明吸收体的横向尺度可能大于在视线方向上的横向尺度Dtra。我们的结果与前人的研究相似。基于在引力透镜类星体SDSS J1004+4112视线方向上吸收体的分布，Mg II吸收线在A,B两个像上没有相同的红移，所以Mg II吸收体的横向尺度可能小于Dtra，而C IV吸收线在A,B两个像上的红移相同，C IV吸收体的横向尺度可能大于Dtra(约127.5 pc)。

4 结论

在引力透镜SQLS中得到呈现四个像的引力透镜类星体SDSS J1004+4112，我们在SDSS DR15中下载了其中两个成像(A和B像)的光谱。通过C IVλλ1548,1551和Mg IIλλ2796,2803窄吸收双线系统证认得到两个C IV吸收线系统和两个Mg II吸收线系统。我们的结论如下：

(1)βs＜0.06的C IV吸收线属于本征吸收线，对应的吸收体接近类星体，可能与类星体有关。吸收线在两个视线方向上的差异相对较小(NΔW＜3)。两个视线方向上C IV吸收体可能来源于同一个吸收体，两个视线方向上穿过的吸收体性质相同，可能都来源于类星体的同一区域，吸收体的横向尺度可能大于Dtra(约127.5 pc)。

(2)Mg II吸收线属于中介吸收线(βs＞0.02)，两个Mg II吸收系统的红移分别为0.831 1±0.000 3和0.676 1±0.006 1，吸收体在视线方向上横跨的尺度Dtra分别为21.319 kpc和26.280 kpc。两个Mg II吸收线在两个像光谱上的吸收强度都存在明显差异(NΔW＞3)，红移0.831 1±0.000 3和0.676 1±0.006 1的Mg II吸收系统分别只存在于A和B像光谱上。这可能是由于两个视线方向上的Mg II吸收系统来源于不同的吸收体，吸收体的横向尺度可能小于Dtra。

(3)B像上的Mg II吸收体(红移为0.676 1±0.006 1)距离透镜天体相对较近(|βl|＜0.02)，该吸收可能来源于透镜天体的本征吸收体。而A像上的Mg II吸收体(红移为0.831 1±0.000 3)，既与类星体无关(βs＞0.02)，也与透镜天体无关(|βl|＞0.02)，该吸收体可能来源于其他星系介质或星系际介质。