類星體SDSS J0916+2921的類銀河系2175 塵埃消光特征?

時(shí)雪草 潘 翔 竇立明 王建國(guó) 姜 鵬 楊臣威 周宏巖

(1 中國(guó)科學(xué)技術(shù)大學(xué)天文學(xué)系合肥230026)

(2 中國(guó)極地研究中心上海200136)

(3 廣州大學(xué)天體物理中心廣州510006)

(4 中國(guó)科學(xué)院云南天文臺(tái)昆明650216)

1 引言

星際介質(zhì)是星系的重要組成部分, 很大程度上決定了恒星和行星的形成, 因而對(duì)于天體起源研究尤為關(guān)鍵[1].塵埃是星際介質(zhì)的主要組分之一, 與星際環(huán)境頻繁相互作用:(1)對(duì)入射光進(jìn)行吸收、散射、再發(fā)射, 從而改變輻射場(chǎng)(如星光、吸積盤、超新星等產(chǎn)生的輻射); (2)通過耗散效應(yīng), 沉積周圍氣態(tài)物質(zhì)元素, 催化促進(jìn)分子生成; (3)碰撞、聚集使塵埃尺寸逐漸增長(zhǎng), 為天體形成創(chuàng)造條件[2].

消光曲線, 即塵埃對(duì)光子的吸收強(qiáng)度隨波長(zhǎng)的變化特征, 是觀測(cè)上探測(cè)和研究星際塵埃的重要手段.塵埃消光在紫外-光學(xué)波段最為顯著, 而在這一波長(zhǎng)范圍內(nèi)最重要的觀測(cè)特征為2175波長(zhǎng)處的寬吸收峰.在本星系群中, 該特征在質(zhì)量較大、金屬豐度較高的銀河系中尤為顯著[3], 因而也常稱遙遠(yuǎn)宇宙中的2175吸收體為類銀河吸收體.除銀河系外, 大麥哲倫云[4]及某些遙遠(yuǎn)漩渦星系[5]的部分視線上同樣觀測(cè)到2175吸收峰,可見該特征在星際塵埃中較為普遍.但是2175吸收峰的載體塵埃到底是什么化學(xué)成分、具有怎樣的物理性質(zhì)目前尚無定論.

近期, 我們?cè)?個(gè)類星體中發(fā)現(xiàn)疑似與藍(lán)移寬吸收線(外流氣體)相關(guān)聯(lián)的類銀河塵埃吸收特征, 暗示2175吸收體可能存在于類星體外流氣體中[8].在另一個(gè)類星體SDSS J170542.91+354340.2 (簡(jiǎn)稱J1705+3543)的系統(tǒng)紅移處, 我們同樣發(fā)現(xiàn)了顯著的類銀河吸收峰, 結(jié)合殘余萊曼輻射、吸收線光變等特征分析, 該吸收體很可能內(nèi)稟于類星體[9], 而遺憾的是并沒有獲得J1705+3543在X射線波段的觀測(cè)數(shù)據(jù), 因而難以對(duì)該類星體在高能波段的輻射特性進(jìn)行限制.本文給出了類星體SDSS J091613.60+292106.1 (簡(jiǎn)稱J0916+2921, 系統(tǒng)紅移zem= 1.1418 ± 0.0018)系統(tǒng)紅移處的類銀河2175消光特征及其光學(xué)和X射線波段觀測(cè), 彌補(bǔ)了之前研究中的部分不足.

如無明確說明, 本文中誤差為1σ置信水平; 同時(shí)在紅移距離計(jì)算中, 本文假定標(biāo)準(zhǔn)ΛCDM宇宙學(xué)模型, 參數(shù)為哈勃常數(shù)H0= 70 km·s?1·Mpc?1、暗能量密度參數(shù)?Λ= 0.7、物質(zhì)密度參數(shù)?m= 0.3.

2 光學(xué)觀測(cè)與數(shù)據(jù)分析

斯隆數(shù)字巡天(Sloan Digital Sky Survey, SDSS)于2003年12月21日對(duì)類星體J0916+2921進(jìn)行了測(cè)光觀測(cè), 并于2005年1月18日對(duì)其進(jìn)行了光譜觀測(cè)[10].類星體J0916+2921在SDSS的u、g、r、i、z波段星等分別為19.99 ± 0.04、19.55 ± 0.02、18.74 ± 0.02、18.53 ± 0.02、18.45 ± 0.04; SDSS光譜波長(zhǎng)覆蓋為3800–9200, 分辨率R ～2000.在近紅外波段, 英國(guó)紅外望遠(yuǎn)鏡深場(chǎng)巡天(UKIRT Infrared Deep Sky Survey, UKIDSS)測(cè)量的Y、J、H、K波段星等分別為17.77 ± 0.02、17.43 ± 0.02、16.86 ± 0.04、16.10 ± 0.03, 觀測(cè)時(shí)間在2007年2月5日至2009年4月3日之間[11], 無顯著光變.

隨后, 我們使用6.5 m多鏡面望遠(yuǎn)鏡(Multiple Mirror Telescope, MMT)的藍(lán)通道光譜儀(Blue Channel Spectrograph, BCS)于2008年2月11日和3月30日對(duì)J0916+2921進(jìn)行了兩次光學(xué)光譜觀測(cè).觀測(cè)中分別使用1200 grid·mm?1和300 grid·mm?1光柵, 光譜分辨率分別約為2000和1000, 波長(zhǎng)覆蓋范圍分別為4160–5480和3180–8384.兩條MMT光譜中, 前者(1200 grid·mm?1)具有較高分辨率, 同時(shí)覆蓋了絕大多數(shù)吸收線, 使得吸收線柱密度的測(cè)量更為可靠; 后者(300 grid·mm?1)相對(duì)于SDSS光譜向藍(lán)端延伸, 使得靜止系紫外波段消光曲線測(cè)量更為可靠.我們參照銀河系塵埃分布[12], 對(duì)所有光譜、測(cè)光數(shù)據(jù)進(jìn)行了銀河系消光改正.所有光譜流量與SDSS測(cè)光流量大體吻合.為提高信噪比, 我們將所有光譜合并, 并測(cè)量消光曲線, 而吸收線測(cè)量則使用高分辨率的MMT 1200 grid·mm?1光譜和SDSS光譜.

2.1 消光曲線

如之前所介紹, 我們合并J0916+2921的所有光學(xué)光譜, 以研究其消光曲線.假定高光度類星體合成譜[13]為J0916+2921的無吸收模板.將類星體模板在K波段流量調(diào)整到J0916+2921的觀測(cè)值后(圖1中天藍(lán)色實(shí)線), 直觀對(duì)比可以看出, J0916+2921的測(cè)光(綠色圓點(diǎn))和光譜(黑色實(shí)線)流量在短波長(zhǎng)處受到強(qiáng)烈抑制, 同時(shí)在靜止系2200附近存在明顯的類銀河吸收峰.隨后, 我們將在K波段與J0916+2921歸一的類星體合成譜模板插值到觀測(cè)波段, 得到無吸收模型單位波長(zhǎng)(λ)的流量結(jié)合觀測(cè)流量計(jì)算得到實(shí)測(cè)消光曲線(圖1子圖中黑色實(shí)線和綠色圓點(diǎn)).這條觀測(cè)消光曲線整體較為平滑, 表明我們選用的合成譜模板很好地對(duì)目標(biāo)類星體J0916+2921的無吸收譜進(jìn)行了近似, 即使在發(fā)射線附近也沒有很強(qiáng)的局部特征, 因而對(duì)于消光曲線的分析影響不大, 尤其是附近沒有強(qiáng)發(fā)射線的2175吸收峰特征.另一方面, 吸收線附近區(qū)域呈現(xiàn)很窄的尖峰, 由于特征很窄, 同樣不會(huì)對(duì)平滑的連續(xù)譜消光曲線產(chǎn)生干擾.

圖1 J0916+2921的靜止系紫外–光學(xué)–近紅外測(cè)光(綠色圓點(diǎn))、光譜數(shù)據(jù)(黑色實(shí)線)與類星體合成譜(天藍(lán)色實(shí)線)的對(duì)比(在K波段歸一化).以合成譜為模板計(jì)算得到消光曲線(子圖中黑色實(shí)線與綠色圓點(diǎn)), 并得到最優(yōu)擬合(紅色實(shí)線).Fig.1 The UV–optical–NIR photometric (green dots) and spectroscopic (black solid lines) data of J0916+2921 are shown, together with the X-shooter quasar composite (sky blue solid line) scaled to the flux of J0916+2921 at the K band.The apparent extinction curve is obtained assuming the quasar composite as an extinction-free model (black solid lines and green dots in the insert panel), and the best–fit model is shown with red solid lines.

鑒于J0916+2921的消光曲線與銀河系類似, 我們選用銀河系中常用的參數(shù)化模型:

其中λ為波長(zhǎng), 以μm 為單位, x為波數(shù), 單位為μm?1.該分段模型由3種成分組成: (1)紫外波段的線性消光成分, 斜率為c2, 標(biāo)度為c1; (2)以Drude輪廓描述的2175吸收峰: 中心波數(shù)x0, 吸收峰寬γ, 表達(dá)式為

系數(shù)為c3; (3)遠(yuǎn)紫外的2階消光項(xiàng), 以c4(強(qiáng)度)和c5(2階項(xiàng)起始位置)為參量.即便吸收線、發(fā)射線對(duì)消光曲線測(cè)量的干擾較小, 我們?nèi)匀粚?duì)強(qiáng)吸收和強(qiáng)發(fā)射線中心區(qū)域進(jìn)行了屏蔽, 隨后用參數(shù)化模型擬合J0916+2921的觀測(cè)消光曲線, 并用自舉法重復(fù)1000次測(cè)量以計(jì)算模型參數(shù)的誤差.最后的擬合參數(shù)為c1= ?0.13±0.15、c2= 0.18±0.06、c3=1.78±0.56、x0=4.72±0.03、γ =1.53±0.20、c4=0.40±0.15和c5=5.03±0.23.吸收峰中心波數(shù)略高于銀河系的均值, 且寬度較寬, 類似于大部分類星體視線上實(shí)測(cè)的中間插入2175吸收體[14].吸收峰強(qiáng)度為Abump= πc3/2γ =1.89±0.09.

2.2 吸收線與柱密度

鑒于吸收線較窄, 我們可采用局部平滑、迭代屏蔽的方式對(duì)觀測(cè)光譜進(jìn)行歸一化處理[14].在光譜中, 我們探測(cè)到兩組MgII吸收線系統(tǒng), 其中一組為中間插入吸收, 紅移為0.8376, 由于與本文研究目標(biāo)沒有直接相關(guān)性, 因而不作討論; 另一組吸收線系統(tǒng)紅移為zabs=1.1413±0.0002, 與系統(tǒng)紅移zem=1.1418±0.0018一致, 為類星體關(guān)聯(lián)吸收體.上節(jié)中顯著的2175塵埃吸收峰表明類星體附近應(yīng)該存在顯著的低電離吸收線系統(tǒng), 而該近鄰吸收體是系統(tǒng)紅移處唯一的強(qiáng)吸收線系統(tǒng), 因而無疑兩者有物理聯(lián)系, 所以我們?cè)诤笪闹蟹Q該吸收體為2175塵埃吸收體.該塵埃吸收體的主要強(qiáng)吸收線輪廓見圖2,其中灰色方塊為SDSS光譜數(shù)據(jù), 黑色散點(diǎn)為MMT光譜數(shù)據(jù), 兩次觀測(cè)吸收輪廓接近,且MMT數(shù)據(jù)質(zhì)量有明顯提升.可以看到在塵埃吸收體靜止系(zabs=1.1413±0.0002)中,吸收線主要覆蓋的速度區(qū)間為[?200, +200]km·s?1, 因而我們考察這些證認(rèn)的吸收線在這一范圍的光深以及等值寬度, 通過視光深法(Apparent Optical Depth, AOD[15])和生長(zhǎng)曲線法(Curve Of Growth, COG[16])分別估計(jì)離子的柱密度.在使用生長(zhǎng)曲線法之前, 我們需要得到塵埃吸收體的等效速度展寬b.考慮到我們探測(cè)到多個(gè)FeII躍遷的吸收,其中有FeII λ1608這樣非常微弱的吸收線, 也有FeII λ2382這樣吸收接近見底的強(qiáng)線, 通過對(duì)FeII等值寬度的模擬, 可以準(zhǔn)確限定生長(zhǎng)曲線.最終擬合結(jié)果見圖3, 卡方分布圖表明等效展寬為b=34.5±3.0 km·s?1.基于該生長(zhǎng)曲線,我們同樣對(duì)其他離子柱密度進(jìn)行測(cè)量.視光深法和生長(zhǎng)曲線法測(cè)得的柱密度見表1中l(wèi)g NAOD及l(fā)g NCOG列, 對(duì)于弱線, 兩者測(cè)量結(jié)果較為接近, 而對(duì)于強(qiáng)線, 由于存在潛在的飽和區(qū)域, 視光深法測(cè)量并不可靠,因而我們采用生長(zhǎng)曲線法的結(jié)果作為離子柱密度.通過累加同種元素的不同離子柱密度, 我們對(duì)元素柱密度進(jìn)行了估計(jì)(表1中l(wèi)g NX列).鑒于鋅的升華溫度低難以附著塵埃,因而常用于表征吸收體氣體元素原始豐度.若以太陽豐度[17]為基準(zhǔn), 則可以計(jì)算得到吸收體中Al、Cr、Fe相對(duì)鋅元素的豐度[X/Zn]([X/Zn]≡lg(NX/NZn)?其中l(wèi)g NX為實(shí)測(cè)J0916+2921的元素豐度, lg為太陽元素豐度[17], 此定義中太陽的元素相對(duì)值豐度為0), 結(jié)果為: [Al/Zn]=?1.68±0.10、[Cr/Zn]=?0.49±0.10與[Fe/Zn]= ?0.81±0.18.這種氣體中元素大量缺失的現(xiàn)象是由于金屬離子附著塵埃形成, 因而稱之為塵埃耗散.該吸收體中的塵埃耗散嚴(yán)重表明系統(tǒng)中塵埃豐富, 進(jìn)一步驗(yàn)證了氣體吸收線與觀測(cè)的顯著塵埃消光特征之間的關(guān)聯(lián).

圖2 J0916+2921近鄰吸收體中主要吸收線的歸一化輪廓, 已經(jīng)投影到速度空間, 橫軸?V 表示相對(duì)于吸收線系統(tǒng)速度(紅移zabs = 1.1413±0.0002)的偏離, 負(fù)數(shù)為藍(lán)移.其中黑色散點(diǎn)為MMT數(shù)據(jù), 灰色方塊為SDSS數(shù)據(jù), 綠色點(diǎn)線為歸一化續(xù)譜, 紅色虛線標(biāo)記[?200, +200]km·s?1范圍.Fig.2 The absorption line profile for major absorption lines in the proximate absorption line system of J0916+2921.The relative velocity (?V) in the panels is calculated in the rest-frame of the absorber zabs = 1.1413±0.0002, and the negative value means blue shift.Black dots are derived using the MMT data, and grey squares correspond to the SDSS data.The green dot lines are the normalized continuum,and the red dashed lines mask the [?200, +200]km·s?1 velocity range.

圖3 右圖: 利用多普勒參數(shù)b和多種FeII離子的柱密度擬合的生長(zhǎng)曲線的約化卡方輪廓, 紅點(diǎn)為最佳擬合, 從內(nèi)到外的實(shí)線分別對(duì)應(yīng)1σ、2σ、3σ置信區(qū)間.其中NFeII為FeII離子柱密度, b為譜線多普勒速度展寬; 左圖: 各吸收線在最佳擬合生長(zhǎng)曲線(黑色實(shí)線)上的位置, 其中灰色實(shí)線表示生長(zhǎng)曲線1σ的誤差范圍.其中N為離子柱密度, f為譜線振子強(qiáng)度, W 為譜線等值寬度.Fig.3 Right panel: The contour of the reduced χ2 in the fitting of COG using the doppler parameter b and FeII multiplets.The best-fit result is indicated with a red dot, and the rings from inside out correspond to 1σ, 2σ, and 3σ confidence levels.Here, NFeII is the column density of FeII.Left panel: The positions of different absorption lines in the best-fit COG (black solid line) are shown, where N is the column density, f is the oscillator strength of the absorption lines, and W is the absorption line equivalent widths.The grey solid lines show the 1σ uncertainty of the COG.

3 X射線觀測(cè)與數(shù)據(jù)分析

表1 J0916+2921近鄰吸收體中主要吸收線及測(cè)量結(jié)果Table 1 Major proximate absorption lines in J0916+2921 and measurement results

對(duì)于抽取得到的光譜, 我們以每個(gè)單元最低20個(gè)計(jì)數(shù)進(jìn)行分割后合并.鑒于MOS1和MOS2儀器性質(zhì)接近, 且實(shí)測(cè)光譜相吻合, 我們將MOS1、MOS2光譜作合并處理.對(duì)于所抽取得到的PN及MOS光譜, 我們用XSPEC (12.6.0版本)軟件同時(shí)進(jìn)行擬合,擬合誤差為90%置信度水平.擬合過程中采用同樣的模型, 并對(duì)PN與MOS光譜的參數(shù)(除歸一化參數(shù)外)進(jìn)行綁定.首先,我們嘗試了最簡(jiǎn)單的冪律譜模型(XSPEC的zpowerlw,并取zem= 1.1418 ± 0.0018), 同時(shí)考慮銀河系中性吸收(柱密度為= 1.76 ×1020cm?2[18]).結(jié)果見圖4上, 以卡方/自由度表示的最佳擬合優(yōu)度為χ2/DOF =14.09/28, 擬合得到冪指數(shù)為Γ = 1.74 ± 0.13, 同時(shí)銀河吸收改正后的0.3–10.0 keV X射線亮度為1.37 ×10?13erg·s?1cm?2(PN)及1.32× 10?13erg·s?1·cm?2(MOS).鑒于J0916+ 2921中存在顯著的內(nèi)稟氣體吸收和塵埃消光, 我們嘗試加入本征吸收體對(duì)光譜進(jìn)行擬合.在冪律譜的銀河吸收基礎(chǔ)上, 我們添加zabs= 1.1413±0.0002處的中性吸收體.由于之前所測(cè)量的吸收線均來自金屬離子而沒有氫、氦元素的柱密度估計(jì), 我們對(duì)吸收體的金屬豐度并不了解.考慮到吸收體很可能與類星體或其寄主星系相關(guān)聯(lián)以及對(duì)類銀河消光曲線的探測(cè), 本征吸收體很可能類似銀河系星際介質(zhì), 即大約為太陽豐度, 因此我們同樣假定X射線的本征吸收體為太陽豐度.最終擬合優(yōu)度與之前相仿,為χ2/DOF = 14.09/27, 因而光譜質(zhì)量無法精確計(jì)算吸收體性質(zhì).本征吸收模型擬合得到的冪指數(shù)為與之前一致, 同時(shí)本征吸收體柱密度限制為1021cm?2, 置信度為90%.若假定太陽豐度, 這一柱密度值對(duì)應(yīng)的Zn元素柱密度限制為實(shí)測(cè)Zn元素柱密度在X射線模擬的估計(jì)范圍內(nèi), 這一結(jié)果表明之前的假定, 即吸收體可能對(duì)X射線產(chǎn)生吸收以及吸收體為太陽豐度, 在現(xiàn)有數(shù)據(jù)基礎(chǔ)上是合理的.擬合得到的卡方對(duì)冪指數(shù)、本征吸收體柱密度的依賴關(guān)系見圖4中的子圖.

圖4 上圖: J0916+2921的XMM–Newton EPIC光譜(散點(diǎn))以及最佳擬合結(jié)果(階梯實(shí)線).其中PN和MOS的數(shù)據(jù)及模型分別由黑色和紅色表示.子圖顯示了卡方對(duì)擬合參數(shù)X射線譜指數(shù)Γ及本征吸收體柱密度的依賴, 從內(nèi)到外的環(huán)線分別表示1σ、2σ、3σ置信區(qū)間.下圖: 上圖中最佳擬合的卡方.Fig.4 Upper panel: The XMM–Newton EPIC spectrum of J0916+2921 and the best–fit model of a simple power law.The upper and lower spectra correspond to the PN and MOS data.The inset shows the confidence contours (1σ, 2σ, and 3σ for the two interesting parameters) for the photon index Γ and the intrinsic neutral absorption column density.Lower panel: residuals of the best–fit model as in the upper panel.

4 討論: 類星體高能輻射環(huán)境下的類銀河系塵埃?

結(jié)合測(cè)光流量, 我們估算得到J0916+2921在消光改正后的光學(xué)波段5100單色光度為L(zhǎng)5100= 4.46×1045erg·s?1.另一方面, 在X射線波段, J0916+2921的觀測(cè)系下0.3–10 keV光度為L(zhǎng)0.3?10keV=2.10×1045erg·s?1.X射線–光學(xué)光度比為L(zhǎng)0.3?10keV/L5100= 0.47, 對(duì)于常用類星體SED[19], 比值為0.50, 兩者相一致.注意到我們對(duì)光學(xué)流量進(jìn)行了消光改正, 而受限于數(shù)據(jù)質(zhì)量, 對(duì)X射線流量并未修正潛在吸收體的吸收, 可見J0916+2921的實(shí)際X射線輻射強(qiáng)度高于直接觀測(cè)結(jié)果, J0916+2916的高能輻射很可能相對(duì)一般類星體更強(qiáng).按照一般AGN中熱光度Lbol與L5100經(jīng)驗(yàn)關(guān)系[20], 可以得到Lbol= 4.60 × 1046erg·s?1= 1.20 × 1013L⊙.J0916+2921光度較高, 遠(yuǎn)高于普通星系(如銀河系、仙女座星系光度～2×1010L⊙).若假定塵埃升華溫度為T1500K= T/1500K,則J0916+2921的塵埃升華半徑為= 1.6 pc[21], 其中LUV,46為類星體紫外光度, 單位是1046erg·s?1.

類星體J0916+2921具有較高的光度, 同時(shí)具有比一般類星體相對(duì)更強(qiáng)的高能X射線輻射.在這樣的高能輻射環(huán)境下類銀河2175吸收體是否存在, 是類星體及星際介質(zhì)的研究中一個(gè)十分有趣的問題.J0916+2921中近鄰塵埃吸收體有3種可能的起源[15], 與類星體相關(guān)性由遠(yuǎn)及近分別為: (1)處于類星體伴星系中; (2)來源于類星體寄主星系的恒星形成區(qū); (3)來源于類星體核區(qū).首先, 在近鄰宇宙中, 2175吸收體普遍存在于漩渦星系(如銀河系、仙女座星系)的星系盤中, 其所處的星際環(huán)境中通常金屬豐度較高且塵埃豐富, 而伴星系(如大、小麥哲倫云)通常質(zhì)量較低, 且金屬元素、塵埃成分貧乏, 因而伴星系不太可能是2175吸收體的載體.因而J0916+2921中2175吸收體更可能位于寄主星系或內(nèi)稟于類星體核區(qū).對(duì)于(2)、(3)兩種情況,基于已有的觀測(cè)數(shù)據(jù)并不能加以區(qū)分.若吸收體位于寄主星系恒星形成區(qū), 考慮到一般漩渦星系的尺寸, J0916+2921中吸收體距離星系核的距離至多為幾十個(gè)kpc (千秒差距).與寧靜星系相比, J0916+2921的恒星形成區(qū)會(huì)受到較強(qiáng)的來自核區(qū)的高能電離輻射, 同時(shí)類星體對(duì)寄主星系的外流反饋?zhàn)饔靡矔?huì)對(duì)星際介質(zhì)產(chǎn)生擾動(dòng).這類環(huán)境下星際介質(zhì)的性質(zhì)會(huì)受到怎樣的影響以及怎樣進(jìn)一步影響恒星形成過程都值得進(jìn)一步研究.若吸收體內(nèi)稟于類星體, 吸收體無法在塵埃升華半徑以內(nèi)存在, 因而距離中央引擎須超過1.6 pc.與之相關(guān)聯(lián)的類星體核區(qū)結(jié)構(gòu)可能有塵埃環(huán)、窄發(fā)射線區(qū)或者外流.塵埃環(huán)和窄發(fā)射線區(qū)由于受類星體引力場(chǎng)束縛, 其速度場(chǎng)有較大可能性為維里化狀態(tài), 因而吸收體紅移很可能與系統(tǒng)紅移非常接近,同時(shí)吸收線輪廓也偏向于對(duì)稱結(jié)構(gòu); 而外流對(duì)應(yīng)的吸收體通常相對(duì)類星體系統(tǒng)整體藍(lán)移(吸收體紅移低于系統(tǒng)紅移), 同時(shí)吸收輪廓通常更為復(fù)雜.由于吸收線較窄, 我們的光譜觀測(cè)分辨率不足以對(duì)吸收線輪廓進(jìn)行分辨, 同時(shí)波長(zhǎng)覆蓋范圍內(nèi)也沒有很好的系統(tǒng)紅移處指針(如窄發(fā)射線或星光吸收線), 因而目前無法對(duì)這3種起源加以區(qū)分.但無疑, 塵埃吸收體的內(nèi)稟起源局限于類星體外圍結(jié)構(gòu), 因而了解吸收體的性質(zhì)可能對(duì)研究類星體外區(qū)的結(jié)構(gòu)、演化等過程提供幫助.

J0916+2921中探測(cè)到近鄰的類銀河吸收體對(duì)2175吸收載體能否在高能輻射場(chǎng)中存在提出了挑戰(zhàn).即使在賽弗特星系中, 理論上即使距中央引擎千秒差距的距離上, 核區(qū)的高能X射線和極紫外光子也可以輕易瓦解PAH分子[22], 而在光度更高的類星體J0916+2921中更是如此.而實(shí)際觀測(cè)中, 90%的星爆星系中探測(cè)到的PAH發(fā)射特征,只出現(xiàn)在約10%的活動(dòng)星系中[23], 在某種程度上印證了活動(dòng)星系中高能輻射摧毀PAH分子的理論預(yù)期.但另一方面, 我們也不難看出, PAH發(fā)射特征在活動(dòng)星系中并非沒有探測(cè), 一定數(shù)量的例外仍然存在.同時(shí)我們也發(fā)現(xiàn)了一批類星體近鄰的2175吸收體, 如引言中提到的J1705+3543以及部分寬吸收線類星體.實(shí)際上, 塵埃是類星體的重要結(jié)構(gòu)—塵埃環(huán)的主要成分, 而碳基小顆粒塵埃則是大量塵埃顆粒的根源之一, 因而不可或缺.那么這些小顆粒塵埃如何在活動(dòng)星系的輻射場(chǎng)中生存, 很大程度上可能源于遮蔽效應(yīng)[22], 即在某些視線上, 類星體電離輻射到達(dá)塵埃之前便已經(jīng)被足夠厚的物質(zhì)所吸收,使這些受遮蔽的小顆粒塵埃免受高能射線的解離.這些存活的小顆粒塵埃如何進(jìn)入類星體周圍, 它們的進(jìn)一步演化以及與周圍物質(zhì)的相互作用都是很有意義的課題, 值得后續(xù)的觀測(cè)研究和理論分析來進(jìn)行解答.

5 總結(jié)與展望

本文中, 我們對(duì)一個(gè)特別類星體J0916+2921的近鄰類銀河2175塵埃吸收體進(jìn)行了詳細(xì)的光學(xué)、X射線波段的聯(lián)合診斷.通過分析光學(xué)測(cè)光和光譜數(shù)據(jù), 我們對(duì)其消光曲線進(jìn)行測(cè)量, 探測(cè)到強(qiáng)度為Abump= 1.89±0.09的類銀河2175吸收峰.其吸收峰相比銀河平均值較寬, 與之前發(fā)現(xiàn)的河外2175吸收特征類似.在光學(xué)光譜中,我們發(fā)現(xiàn)系統(tǒng)紅移附近唯一的一個(gè)近鄰MgII吸收系統(tǒng).我們測(cè)量了吸收體的氣體元素柱密度, 以Zn元素為基準(zhǔn), 發(fā)現(xiàn)Al、Cr、Fe元素均存在嚴(yán)重的塵埃耗散現(xiàn)象.種種跡象均表明該吸收線系統(tǒng)與2175吸收峰相關(guān)聯(lián).通過對(duì)X射線和光學(xué)測(cè)光流量進(jìn)行分析, 計(jì)算得到J0916+2921的X射線光度為L(zhǎng)0.3?10keV= 2.10× 1045erg ·s?1, 熱光度為L(zhǎng)bol= 1.20×1013L⊙, 具有典型的類星體高能輻射特征.若考慮X射線波段存在潛在的近鄰吸收體吸收, J0916+2921的X射線輻射相較一般類星體更強(qiáng), 遠(yuǎn)高于正常星系.與之前的近鄰2175吸收體類似, J0916+2921的類銀河吸收體可能來自寄主星系恒星形成區(qū), 也可能內(nèi)稟于類星體.無論是哪種可能性, J0916+2921中的強(qiáng)X射線輻射都對(duì)近鄰2175吸收體的存在提出了更嚴(yán)重的挑戰(zhàn).對(duì)J0916+2921這樣本身具有很強(qiáng)高能輻射而兼有近鄰2175吸收的目標(biāo), 后續(xù)多波段觀測(cè)及大樣本分析對(duì)于研究類星體環(huán)境下塵埃的性質(zhì)、塵埃對(duì)類星體的演化、類星體與寄主星系的相互作用和共同演化都具有獨(dú)特的意義.