射电星系 3C 111 方向上过量的银河系分子吸收

我们展示了对宽线射电星系 3C 111 的 \emph{Chandra} 高能透射光栅 (HETG) 和 \emph{XMM-Newton} 反射光栅光谱仪 (RGS) 观测数据的联合光谱分析。已知该源显示出过量的中性吸收，相对于从银河系原子 H I 的 21 cm 射电巡天估算的值而言。然而，先前的工作未能限制这种吸收体的起源是位于我们银河系本地还是源内禀 ($z = 0.0485$)。高信噪比的光栅光谱使我们能够将过量吸收限制为银河系中的 intervening 气体，并估算出时间平均总柱密度为 $N_H = (7.4\pm0.1)\times 10^{21}$ cm$^{-2}$，这是列表 H I 值的两倍。我们建议在研究 3C 111 时使用此处估算的银河系总平均柱密度。$N_H = 4.4\times 10^{21}$ cm$^{-2}$ 的额外银河系吸收的起源可能是与朝向 3C 111 的金牛座分子云复合体相关的分子气体，这是我们最近的恒星形成区。我们还探测到一条微弱 (EW$=$$16\pm10$ eV) 且窄 (FWMH$<$5,500 km s$^{-1}$，与光学 H$\alpha$ 一致) 的 Fe K$\alpha$ 发射线，能量 E$=$6.4 keV，可能源自 3C 111 中心区域的环面，并对可能的内禀暖吸收体的柱密度设定了 $N_H$$<$$2.5\times10^{20}$ cm$^{-2}$ 的上限。这些复杂性使得 3C 111 成为一个非常有前景的对象，既可用作背景源研究银河系星际介质，也可研究该活动射电星系的内禀性质。