FeiiEmission in 14 Low‐Redshift Quasaren. I. Beobachtungen

Wir präsentieren die Spektren von 14 Quasaren mit einer breiten Abdeckung von Ruhewellenlängen von 1000 bis 7300 Å. Der Rotverschiebungsbereich reicht von z = 0,061 bis 0,555 und die Lichtstärke von M₁ = -22,69 bis -26,32. Wir beschreiben das Verfahren zur Erzeugung des Vorlage-Spektrums der Fe II-Linienemission aus dem Spektrum einer schmalen Seyfert-1-Galaxie I Zw 1, das zwei Wellenlängenbereiche von 2200-3500 Å und 4200-5600 Å abdeckt. Unser Vorlage-Fe II-Spektrum ist semi-empirisch im Sinne davon, dass das synthetische Spektrum, das mit dem CLOUDY-Photoionisationscode berechnet wird, verwendet wird, um die Fe II-Emission von der Mg II-Linie zu trennen. Das Verfahren zur Messung der Stärken der Fe II-Emissionslinien ist zweigeteilt; (1) Subtraktion der Kontinuumkomponenten durch Anpassung von Modellen des Leistungs- und Balmer-Kontinuums in den Kontinuumsfenstern, die relativ frei von Linienemissionen sind, und (2) Anpassung von Modellen der Fe II-Emission basierend auf der Fe II-Vorlage an die kontinumsubtrahierten Spektren. Von 14 Quasaren erhielten wir die Fe II-Flüsse in fünf Wellenlängenbändern, den Gesamtfluss des Balmer-Kontinuums sowie die Flüsse von Mg II, Hα und anderen Emissionslinien, zusammen mit der vollen Breite bei halber Maximalhöhe (FWHM) dieser Linien. Eine Regressionsanalyse wurde durchgeführt, indem eine lineare Beziehung zwischen jeweils zwei dieser Größen angenommen wurde. Acht Korrelationen wurden mit einem Vertrauensniveau höher als 99 % gefunden. Die Tatsache, dass sechs dieser acht mit FWHM oder M₁₇ in Beziehung stehen, könnte implizieren, dass M₁₇ eine fundamentale Größe ist, die Gamma oder die spektrale Energiedistribution (SED) des einfallenden Kontinuums steuert, was wiederum die Fe II-Emission beeinflusst. Außerdem ist es erwähnenswert, dass Fe II (O1) /Fe II (U1) eng mit Fe II (O1) /Mg II korreliert, jedoch nicht mit Fe II (U1) /Mg II.