潘彩娟，黃紅艷，黃偉榮，陸偉堅(jiān)，農(nóng)衛(wèi)警，林櫻如，陸美美，姚 敏，姚知考

(1.百色學(xué)院，百色533000； 2.云南師范大學(xué)物理與電子信息學(xué)院，昆明650500； 3.廣州大學(xué)物理與電子工程學(xué)院，廣州510006)

1 引 言

引力透鏡效應(yīng)是廣義相對論的一個(gè)重要預(yù)言。光子在經(jīng)過引力場附近時(shí)將發(fā)生偏折，其效果與光學(xué)透鏡非常相似。一個(gè)引力透鏡系統(tǒng)通常由背景天體和透鏡天體組成。透鏡天體使背景天體發(fā)出的光線彎曲，其結(jié)果是使觀測者看到背景天體的多重像，或者使觀測者看到背景天體的視輪廓和視亮度增大[1]。

根據(jù)背景天體成像扭曲的程度，引力透鏡一般分為弱引力透鏡和強(qiáng)引力透鏡。弱引力透鏡不會(huì)引起多重像現(xiàn)象，像的扭曲程度也相當(dāng)微弱[2–5]。強(qiáng)引力透鏡會(huì)引起多重像現(xiàn)象，而且像的大小、位置和亮度都會(huì)發(fā)生明顯變化。在強(qiáng)引力透鏡系統(tǒng)中，如果透鏡天體不能被看作點(diǎn)源，而且背景天體和透鏡天體剛好在視線方向重合，那么，觀測者就可以觀測到愛因斯坦環(huán)或愛因斯坦十字；如果透鏡天體可以被看作點(diǎn)源，那么，任意一個(gè)背景天體都對應(yīng)兩個(gè)像，這兩個(gè)像分別位于點(diǎn)源兩側(cè)，其中一個(gè)位于愛因斯坦環(huán)內(nèi)，另一個(gè)位于愛因斯坦環(huán)外[6,7]。

引力透鏡類星體是指被透鏡化的類星體，即在引力透鏡系統(tǒng)中背景天體屬于類星體。自從1979年Walsh 等人[8]首次發(fā)現(xiàn)引力透鏡類星體Q0957 + 561 后，引力透鏡類星體的研究逐漸成為熱門課題。目前，人們已經(jīng)發(fā)現(xiàn)了100 多個(gè)強(qiáng)引力透鏡類星體。關(guān)于強(qiáng)引力透鏡類星體的研究主要有：利用強(qiáng)引力透鏡大樣本，通過建立模型來約束宇宙狀態(tài)方程，并對宇宙曲率進(jìn)行研究[9–11]；用圖像的方法研究透鏡模型[9,12,13]；通過觀測引力透鏡不同成像之間的時(shí)間延遲效應(yīng)推算出哈勃常數(shù)[14–16]；利用引力透鏡類星體研究類星體的外流[17,18]；利用強(qiáng)引力透鏡統(tǒng)計(jì)學(xué)研究星系的形成和演化[19–21]，以及檢驗(yàn)后牛頓參數(shù)[22,23]等。但是，目前利用引力透鏡類星體不同像的吸收線來研究透鏡附近吸收物質(zhì)分布的工作還比較少。Misawa等人[24]利用引力透鏡類星體SDSS J1029+2623 的兩個(gè)像的光譜吸收線，研究了鄰近寬吸收線(broader proximity absorption line, PAL)的短時(shí)間變化，以限制類星體的外流位置和中心黑洞的電子密度，并討論了這些限制對類星體外流物質(zhì)的三維結(jié)構(gòu)的影響。Koyamada 等人[25]利用13 個(gè)引力透鏡類星體光譜的吸收線，研究了星系周圍介質(zhì)的內(nèi)部結(jié)構(gòu)，給出的環(huán)銀河系介質(zhì)(circum-galactic medium, CGM)的下限為500 kpc。Misawa 等人和Koyamada等人所用的光譜分辨率都相對較低，并且證認(rèn)出的吸收線也不夠完備。本文使用SDSS 光譜數(shù)據(jù)，其分辨率相對較高，因此證認(rèn)出的吸收線相對較多。

類星體是目前人類所發(fā)現(xiàn)的距離最遙遠(yuǎn)的天體之一，其具有高紅移和高光度等特點(diǎn)。類星體的光線在到達(dá)觀測者之前，其某些波長的能量已被傳播途中的星際物質(zhì)或星系際物質(zhì)的原子吸收，因而在光譜上留下凹槽形狀的吸收譜線。通過研究類星體的吸收線，人們可以研究吸收物質(zhì)的物理屬性，了解宇宙中暗物質(zhì)的分布、宇宙元素豐度及其形成過程等[26–28]。引力透鏡類星體光線經(jīng)過引力透鏡天體附近，并穿過途中的吸收物質(zhì)，這為我們研究引力透鏡天體附近的吸收物質(zhì)分布提供了可能。

本文將通過證認(rèn)引力透鏡類星體SDSS J1001+5027l 兩個(gè)像的吸收線情況，研究該引力透鏡系統(tǒng)的背景天體及透鏡天體附近吸收體的分布情況。第2 章介紹引力透鏡類星體SDSS J1001+5027 的基本信息；第3 章介紹證認(rèn)引力透鏡類星體SDSS J1001+5027 光譜的方法和光譜分析討論的結(jié)果；第4 章進(jìn)行簡單的總結(jié)。本文使用的宇宙學(xué)參數(shù)分別是?m= 0.3,?k=0,?Λ=0.7,H0=70 km·s?1·Mpc?1。

2 引力透鏡類星體SDSS J1001+5027

斯隆數(shù)字化巡天類星體透鏡搜索(SDSS Quasar Lens Search, SQLS)是一個(gè)系統(tǒng)的引力透鏡類星體巡天，它基于SDSS[29]的類星體星表得到引力透鏡類星體的候選源，再由夏威夷大學(xué)2.2 m 望遠(yuǎn)鏡(the University of Hawaii 2.2 m Telescope, UH88)[30]對類星體的前景星系進(jìn)行檢測，并確定出被透鏡化的類星體候選源。

SQLS 發(fā)布了62 個(gè)引力透鏡類星體[31]，其中約2/3 是新發(fā)現(xiàn)的引力透鏡類星體[32]，10多個(gè)源在SDSS 中有光譜記錄。引力透鏡類星體SDSS J1001+5027 就來自其中。

Oguri 等人[33]根據(jù)圖像分離情況和光譜性質(zhì)，識別出SDSS J1001+5027 是強(qiáng)引力透鏡類星體。它具有兩個(gè)大角度分離的像，且兩個(gè)像的光譜具有相同的性質(zhì)。該透鏡天體的紅移約為0.415[34]，兩個(gè)像的圖像分離角度為2.86′′[33]，其赤經(jīng)(RA)和赤緯(Dec)分別為10h01min28.61s, +50?27′56.90′′和10h01min28.35s, +50?27′58.41′′，較亮的像為A，較暗的像為B, 其觀測圖像如圖1 所示[33]。

圖1 引力透鏡類星體SDSS J1001+5027 的觀測圖像[33]

Oguri 等人[33]的研究表明，引力透鏡類星體SDSS J1001+5027 的透鏡系統(tǒng)比較復(fù)雜，在大尺度范圍內(nèi)，靠近類星體和透鏡天體的區(qū)域存在多個(gè)星系。此外，他們還檢測到該類星體附近及其透鏡天體附近有星系密度增大的現(xiàn)象。

3 光譜分析

我們從SDSS DR12 網(wǎng)站(https://dr12.sdss.org/basicSpectra)下載了引力透鏡類星體SDSS J1001+5027 兩個(gè)像的光譜，其名稱分別為spec-1006-52708-0455 和spec-7282-56660-0754，光譜的紅移分別為1.841 32±0.000 24 和1.845 45±0.000 12，光譜的信噪比分別為37.38 和23.00，光譜覆蓋范圍為3 800～9 200，分辨率為1 800～2 100。觀測坐標(biāo)系下的光譜如圖2 所示。

在觀測坐標(biāo)系中，我們對發(fā)射線和冪律譜等成分進(jìn)行偽連續(xù)譜擬合，結(jié)果如圖2 中紅色曲線所示。對光譜流量進(jìn)行歸一化后，我們利用證認(rèn)C IVλλ1548, 1551 或Mg IIλλ2796,2803 窄吸收雙線的方法[35]，首先證認(rèn)了C IVλλ1548, 1551 或Mg IIλλ2796, 2803 窄吸收雙線，并由此定出吸收系統(tǒng)的紅移；然后，我們尋找該系統(tǒng)其他可能的窄吸收線；最后，我們用高斯函數(shù)對吸收線輪廓進(jìn)行擬合，并測量了吸收線的等值寬度。

圖2 引力透鏡類星體SDSS J1001+5027 兩個(gè)像的光譜

3.1 證認(rèn)的基本方法及數(shù)據(jù)結(jié)果

我們選擇吸收線深度的置信水平(即信噪比)Ns>2 的吸收線進(jìn)行證認(rèn)。

其中，σf為歸一化前流量的不確定度，F(xiàn)c為偽連續(xù)譜流量，M為在吸收特征周圍超過±3個(gè)特征高斯寬度(±3σ)的像素點(diǎn)數(shù)目，i為數(shù)據(jù)點(diǎn)序號，Sabs為吸收坑的深度(即歸一化后吸收線的最低點(diǎn)與主成分流量1 之間的差值)。置信水平Ns反映吸收線的可信度，Ns越大，吸收線的可信度越高。

證認(rèn)出吸收系統(tǒng)后，我們使用高斯函數(shù)對吸收線的輪廓進(jìn)行擬合，并通過高斯模型的積分得出靜止坐標(biāo)下吸收線的等值寬度W。等值寬度的不確定度σ定義為[35]：

其中，Z是紅移，λi為數(shù)據(jù)點(diǎn)的波長，λ0為譜線的實(shí)驗(yàn)室波長，P為線芯λ0處的高斯輪廓，?λ為相鄰點(diǎn)的間隔，σfi為歸一化流量的不確定度。等值寬度變化量?W=W2?W1，變化量的不確定度等值寬度變化量的置信水平N?W= ?W/σ?W。W1和W2是兩個(gè)不同成像光譜中吸收線在靜止坐標(biāo)系的等值寬度，σ1和σ2是靜止坐標(biāo)系下等值寬度的不確定度。

由于萊曼線的藍(lán)端存在大量Lyα 吸收線，因此，難以可靠地證認(rèn)和測量出Lyα 線以外的其他譜線。此外，在SDSS 光譜中，5 580和6 700紅端的羥基波段的區(qū)域存在很強(qiáng)的天光線殘差，因此我們不證認(rèn)Lyα 森林波段和天光線嚴(yán)重波段的吸收線。我們只對存在C IVλλ1548, 1551 或Mg IIλλ2796, 2803 窄吸收雙線的系統(tǒng)進(jìn)行證認(rèn)，其他的窄吸收系統(tǒng)或?qū)捨站€都不予證認(rèn)。證認(rèn)得到的引力透鏡類星體SDSS J1001+5027 窄吸收線系統(tǒng)數(shù)據(jù)見表1。

表1 引力透鏡類星體SDSS J1001+5027 3 個(gè)吸收系統(tǒng)的相關(guān)數(shù)據(jù)

3.2 C IVλλ1548, 1551吸收系統(tǒng)的證認(rèn)

在流量歸一化的光譜中，我們在觀測坐標(biāo)系波長為4 036.0和4 039.7處證認(rèn)出C IVλλ1548, 1551 窄吸收雙線，并確定吸收系統(tǒng)的紅移是1.606 77±0.000 12。然后我們對該吸收系統(tǒng)的所有窄線進(jìn)行證認(rèn)，共證認(rèn)出15 條吸收線，其位置如圖3 的紅色豎線所示。利用高斯函數(shù)對吸收坑的輪廓進(jìn)行擬合，結(jié)果如圖3 的藍(lán)色曲線所示。測量得到的吸收線的等值寬度值詳見表1。

圖3 引力透鏡類星體SDSS J1001+5027 紅移為1.606 的C IV λλ1548, 1551 吸收系統(tǒng)的擬合譜線

C IVλλ1548, 1551 吸收系統(tǒng)(Zabs= 1.606 77±0.000 12)在A 和B 兩個(gè)像的光譜中均可以證認(rèn)出15 條相同元素的吸收線，且等值寬度變化量的置信水平N?W比較小，其平均值是0.02。雖然Fe IIλ1608 只在A 像(簡化儒略日期MJD= 52 708)的光譜中觀測到，但其等值寬度為(0.23±0.05)信噪比Ns也僅為2.97。因此我們認(rèn)為，在誤差范圍內(nèi)，C IVλλ1548, 1551 吸收系統(tǒng)(Zabs= 1.606 77±0.000 12)的A 和B 兩個(gè)像的光譜的吸收強(qiáng)度基本相同。

根據(jù)吸收體來源的不同，吸收線一般分為內(nèi)稟吸收和插入吸收。內(nèi)稟吸收由光源自身物質(zhì)的吸收引起；插入吸收由光路方向上的云團(tuán)或者其他星系物質(zhì)吸收引起。C IVλλ1548,1551 吸收系統(tǒng)的吸收線紅移處于透鏡天體與背景天體之間(Zl< Zabs< Zs)。由于該吸收系統(tǒng)既不處于類星體附近，也不處于透鏡天體附近，因此，我們認(rèn)為C IVλλ1548, 1551 吸收系統(tǒng)(Zabs= 1.606 77±0.000 12)是插入吸收，該吸收由A, B 光路上其他云團(tuán)或其他星系的吸收物質(zhì)引起。

3.3 Mg IIλλ2796, 2803吸收系統(tǒng)的證認(rèn)

利用證認(rèn)Mg IIλλ2796, 2803 窄雙吸收線的方法，我們在流量歸一化的光譜中證認(rèn)出了兩個(gè)吸收系統(tǒng)，其紅移分別是0.871 40±0.000 07 和0.414 55±0.000 06。

3.3.1 吸收紅移0.871 40±0.000 07 系統(tǒng)

引力透鏡類星體SDSS J1001+5027 的A, B 兩個(gè)像光譜中均可以證認(rèn)出吸收紅移為0.871 40±0.000 07 的系統(tǒng)，而且從A, B 兩個(gè)像光譜均證認(rèn)出9 條吸收線，其位置見圖4。

圖4 引力透鏡類星體SDSS J1001+5027 紅移為0.871 的Mg II λλ2796, 2803 吸收系統(tǒng)的擬合譜線

從表1 可以看出，該吸收線的等值寬度變化量的置信水平N?W <0，9 條吸收線的N?W的平均值是?2.13，說明A 像(MJD= 52 708)譜線吸收線的等值寬度均大于B 像(MJD=56 660)譜線吸收線的等值寬度。因此我們認(rèn)為，這9 條吸收線有相同的變化趨勢，在?MJD=3 952 d 內(nèi)，吸收系統(tǒng)0.871 40±0.000 07 的吸收線等值寬度均變小。在觀測波長4 855.0處可證認(rèn)出Mn IIλ2594，它與在吸收紅移1.606 77±0.000 12 系統(tǒng)證認(rèn)的Al IIIλ1863 的位置重合，這可能是Mn IIλ2594 與Al IIIλ1863 混合的吸收線。

該吸收系統(tǒng)紅移Zabs= 0.871 處于透鏡天體(Zl= 0.415)和背景天體(Zs=1.843)之間。該吸收系統(tǒng)既不處于類星體附近，也不處于透鏡天體附近，因此我們認(rèn)為，吸收紅移0.871 40±0.000 07 系統(tǒng)也是插入吸收，該吸收也是由A, B 光路上其他云團(tuán)或其他星系的吸收物質(zhì)引起的。

3.3.2 吸收紅移0.414 55±0.000 06 系統(tǒng)

引力透鏡類星體SDSS J1001+5027 的B 像(MJD= 56 660)光譜中，觀測波長3 955.0和3 965.1處有一對非常明顯的Mg IIλλ2796, 2803 窄吸收雙線，其信噪比分別為17.10 和15.91，吸收系統(tǒng)的紅移是0.414 55±0.000 06。但在A 像(MJD=52 708)光譜中卻沒有顯示Mg IIλλ2796, 2803 吸收雙線，如圖5 所示。此外，在觀測波長4 035.0處可證認(rèn)出Mg Iλ2853，這與吸收紅移1.606 77±0.000 12 系統(tǒng)中證認(rèn)的C IVλ1548 位置重合。這可能是Mg Iλ2853 與C IVλ1548 混合的吸收坑。在誤差范圍內(nèi)，我們證認(rèn)得到的吸收系統(tǒng)的紅移數(shù)值與Inada 等人[34]證認(rèn)的該透鏡天體的紅移0.415 是一致的。

圖5 引力透鏡類星體SDSS J1001+5027 紅移為0.414 的Mg II λλ2796, 2803 吸收系的擬合譜線

吸收紅移0.414 55±0.000 06 系統(tǒng)的3 條吸收線都屬于低電離吸收線。低電離吸收體一般由小尺度的云組成，并且它們一般分布在高電離區(qū)域[25]。如果該吸收系統(tǒng)的紅移近似等于透鏡天體紅移0.415[34]，那么，我們有理由認(rèn)為，吸收紅移為0.414 55±0.000 06 處的吸收物質(zhì)很可能是透鏡天體的內(nèi)稟吸收物質(zhì)。

3.4 引力透鏡附近吸收物質(zhì)的分布

我們證認(rèn)的引力透鏡類星體SDSS J1001+5027 的A, B 兩個(gè)像的3 個(gè)吸收系統(tǒng)的紅移數(shù)值，與Koyamada 等人[25]利用測光方法證認(rèn)的這3 個(gè)吸收系統(tǒng)的紅移數(shù)值基本相同，但在這3 個(gè)吸收系統(tǒng)中，Koyamada 等人[25]共證認(rèn)出14 條吸收線，而我們卻證認(rèn)得到了27 條吸收線，因此我們認(rèn)為，多條吸收線等值寬度的變化情況更能反映吸收線的性質(zhì)及分布情況。

盡管引力透鏡類星體SDSS J1001+5027 的A, B 兩個(gè)像光譜的MJD分別是52 708 和56 660，觀測時(shí)間相差10.82 a，且兩個(gè)像的視線方向不同，但在吸收紅移1.606 77±0.000 12系統(tǒng)和0.871 40±0.000 07 系統(tǒng)，A, B 兩個(gè)像光譜中都能找到紅移、譜線元素和譜線數(shù)量相同的吸收系統(tǒng)，因此我們認(rèn)為，在這兩個(gè)不同像的光譜中吸收系統(tǒng)很可能對應(yīng)著同一個(gè)吸收體，或者兩個(gè)吸收體具有相同的性質(zhì)。此外，吸收紅移0.871 40±0.000 07 系統(tǒng)的9 條吸收線的等值寬度存在同步變?nèi)醅F(xiàn)象，這可能是吸收體的電離程度發(fā)生改變引起的，也可能是同一吸收體在不同區(qū)域的元素豐度不同引起的，或者是吸收體相對于透鏡系統(tǒng)處于運(yùn)動(dòng)中，且該吸收體逐漸偏離視線范圍引起的。

在B 像(MJD= 56 660)光譜中可以證認(rèn)出0.414 55±0.000 06 吸收系統(tǒng)，并且該吸收系統(tǒng)的紅移近似于引力透鏡紅移(Zl= 0.415)[34]。Inada 等人[34]用UH88 重新觀測，得到透鏡天體的紅移為0.415。由于透鏡天體的信號太弱，無法得到紅移的誤差[31,33]，所以不能排除我們證認(rèn)得到的0.414 55±0.000 06 吸收系統(tǒng)是透鏡天體內(nèi)稟的吸收體所導(dǎo)致。除了誤差導(dǎo)致的差異外，吸收系統(tǒng)紅移與透鏡天體紅移的微小差異，可能是吸收體相對于透鏡天體在視線上的相對運(yùn)動(dòng)所導(dǎo)致，也可能是吸收體與透鏡天體間宇宙學(xué)距離的差異所導(dǎo)致。該吸收系統(tǒng)紅移與透鏡天體紅移的差異，如果看成是吸收體與透鏡天體之間視線方向的相對速度，則由公式β=ν/c=((1+Zl)2?(1+Zabc)2)/((1+Zl)2+(1+Zabc)2)(其中，β為多普勒速度，ν為吸收體朝著觀測者的速度，c為光速)可以計(jì)算出，吸收體與透鏡天體的相對速度為95 km/s。如果看成是視線方向的距離，則由哈勃公式可以推算出，吸收體與透鏡天體的距離是1 900 kpc。因此我們認(rèn)為，該吸收系統(tǒng)紅移與透鏡天體紅移的差異更可能是相對運(yùn)動(dòng)導(dǎo)致的。A, B 兩個(gè)像的圖像分離角度為2.86″[33]，兩個(gè)像的觀測時(shí)間相差10.82 a。在較早觀測的A 像(MJD=52 708)中并沒有發(fā)現(xiàn)該吸收體，而在B 像(MJD=56 660)中卻出現(xiàn)Mg IIλλ2796, 2803 窄吸收雙線。我們認(rèn)為，這可能是吸收強(qiáng)度分布導(dǎo)致的，或者是因該吸收體可能正進(jìn)入視線范圍內(nèi)導(dǎo)致的。

綜合上述分析，并根據(jù)點(diǎn)源透鏡天體背景光源兩個(gè)像的位置關(guān)系[5,7]，即A 像位于愛因斯坦環(huán)外，B 像位于愛因斯坦環(huán)內(nèi)，我們可以得出如圖6 所示的3 個(gè)吸收系統(tǒng)在引力透鏡類星體SDSS J1001+5027 視線方向可能的分布示意圖。

圖6 引力透鏡類星體SDSS J1001+5027 光路方向上的吸收物質(zhì)分布圖

4 結(jié) 論

通過證認(rèn)可靠的C IVλλ1548, 1551 或Mg IIλλ2796, 2803 窄吸收雙線的方法，我們在引力透鏡類星體SDSS J1001+5027 的A, B 兩個(gè)像光譜中，證認(rèn)出吸收紅移1.606 77±0.000 12, 0.871 40±0.000 07 和0.414 55±0.000 06 的3 個(gè)吸收系統(tǒng)。通過測量吸收線等值寬度，我們得出如下結(jié)論：

(1)吸收紅移1.606 77±0.000 12 系統(tǒng)在A, B 兩個(gè)像光譜中均可以證認(rèn)出15 條相同元素的吸收線，其中8 條的N?W <0，7 條的N?W >0。在?MJD=3 952 d 內(nèi)，15 條吸收線的等值寬度變化置信水平的平均值是0.02。

(2)吸收紅移0.871 40±0.000 07 系統(tǒng)在A, B 兩個(gè)像的光譜中均可以證認(rèn)出9 條相同元素的吸收線，而且吸收線的等值寬度變化置信水平N?W <0，其平均值是?2.13。我們發(fā)現(xiàn)，在觀測波長4 855.0處的吸收坑，可能是Mn IIλ2594 與吸收系統(tǒng)紅移為1.606 77±0.000 12 的Al IIIλ1863 混合的吸收坑。

(3)在誤差范圍內(nèi)，吸收系統(tǒng)紅移0.414 55±0.000 06 近似等于透鏡天體紅移(Zl=0.415)。在B 像(MJD= 56 660)光譜中可以證認(rèn)出Mg IIλλ2796, 2803 窄吸收雙線，其靜止坐標(biāo)系等值寬度分別為(1.76±0.07)和(1.67±0.07)，Ns分別為17.10 和15.91。在觀測波長4 035.0處的吸收坑，可能是Mg Iλ2853 與紅移為1.606 77±0.000 12 的吸收系統(tǒng)的C IVλ1548 混合的吸收坑。

(4)通過分析、比較3 個(gè)吸收系統(tǒng)在A, B 兩個(gè)像光譜中吸收線的數(shù)量及等值寬度的差異，我們給出了3 個(gè)吸收系統(tǒng)在引力透鏡類星體SDSS J1001+5027 視線方向可能的分布示意圖。

我們的結(jié)果表明，如果能在相同的時(shí)間內(nèi)對引力透鏡類星體SDSS J1001+5027 的A, B兩個(gè)像的光譜進(jìn)行觀測，將更有利于對該類星體視線方向可能的物質(zhì)分布的研究。我們計(jì)劃申請中國的望遠(yuǎn)鏡觀測時(shí)間，對引力透鏡類星體的兩個(gè)像進(jìn)行觀測，以獲取更多的信息，做進(jìn)一步研究。另外，隨著引力透鏡數(shù)據(jù)的釋放，自動(dòng)證認(rèn)引力透鏡吸收線的工作也是我們未來的工作重點(diǎn)。