Quasar Q0059–2735, one of the first known iron low-ionization broad-absorption-line quasars (FeLoBAL), has a plethora of outflow absorption features at different velocities. Given multiple outflow systems, their troughs from high-ionization transitions form very wide BAL features, e.g. C iv troughs extend from ∼−1000 to −25 000 km s−1. The troughs from low-ionization transitions show more than 1000 narrow absorption lines (NALs) with velocities from −1000 to −3000 km s−1. These include troughs from iron-peak elements, e.g. Fe ii, Fe iii, Cr ii, Mn ii, Ni ii, and Co ii, which are rarely detected in quasar outflows. Most of these troughs are non-black saturated. We constrain the physical conditions of the NALs by fitting the observed Fe ii and Fe iii absorption troughs. We find that the Fe ii absorption arises from a region with an electron temperature (Te) of ∼8000 K and an electron number density (ne) of ∼108 cm−3. The same model also fits well the troughs from other iron-peak elements. In contrast to the Fe ii lines, Fe iii lines are formed in a hotter region, i.e. Te ∼20 000 K. To fit the Fe ii and Fe iii lines simultaneously in a single photoionized cloud, they require a supersolar iron abundance and/or other heating mechanisms for the Fe iii region. The distance (R) of the outflows to the central quasar is determined to be ∼40 pc. The high-resolution data afforded by the Very Large Telescope (VLT)/UVES observations from 2006 and 2018, along with the narrow lines, allow us to constrain the smallest outflow deceleration in any known quasars.

中文翻译：

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FeLoBAL 类星体 Q0059-2735 中铁峰低电离线的物理条件

Quasar Q0059-2735 是最早已知的铁低电离宽吸收线类星体 (FeLoBAL) 之一，在不同速度下具有过多的流出吸收特征。给定多个流出系统，它们来自高电离跃迁的波谷形成非常宽的 BAL 特征，例如，C iv 波谷从∼-1000 延伸到-25 000 km s-1。来自低电离跃迁的波谷显示出超过 1000 条窄吸收线 (NAL)，速度从 -1000 到 -3000 km s-1。这些包括来自铁峰元素的槽，例如 Fe ii、Fe iii、Cr ii、Mn ii、Ni ii 和 Co ii，这些在类星体流出物中很少被检测到。大多数这些波谷是非黑色饱和的。我们通过拟合观察到的 Fe ii 和 Fe iii 吸收槽来限制 NAL 的物理条件。我们发现 Fe ii 吸收来自电子温度 (Te) 约为 8000 K 且电子数密度 (ne) 约为 108 cm-3 的区域。同样的模型也很适合其他铁峰元素的波谷。与 Fe ii 线相比，Fe iii 线形成于较热的区域，即 Te ∼20 000 K。为了将 Fe ii 和 Fe iii 线同时拟合到单个光电离云中，它们需要超太阳铁丰度和/或Fe iii 区域的其他加热机制。流出到中央类星体的距离（R）被确定为~40 pc。超大望远镜 (VLT)/UVES 观测提供的 2006 年和 2018 年的高分辨率数据以及窄线，使我们能够限制任何已知类星体中最小的流出减速。同样的模型也很适合其他铁峰元素的波谷。与 Fe ii 线相比，Fe iii 线形成于较热的区域，即 Te ∼20 000 K。为了将 Fe ii 和 Fe iii 线同时拟合到单个光电离云中，它们需要超太阳铁丰度和/或Fe iii 区域的其他加热机制。流出到中央类星体的距离（R）被确定为~40 pc。超大望远镜 (VLT)/UVES 观测提供的 2006 年和 2018 年的高分辨率数据以及窄线，使我们能够限制任何已知类星体中最小的流出减速。同样的模型也很适合其他铁峰元素的波谷。与 Fe ii 线相比，Fe iii 线形成于较热的区域，即 Te ∼20 000 K。为了将 Fe ii 和 Fe iii 线同时拟合到单个光电离云中，它们需要超太阳铁丰度和/或Fe iii 区域的其他加热机制。流出到中央类星体的距离（R）被确定为~40 pc。超大望远镜 (VLT)/UVES 观测提供的 2006 年和 2018 年的高分辨率数据以及窄线，使我们能够限制任何已知类星体中最小的流出减速。为了在单个光电离云中同时拟合 Fe ii 和 Fe iii 线，它们需要超太阳铁丰度和/或 Fe iii 区域的其他加热机制。流出到中央类星体的距离（R）被确定为~40 pc。超大望远镜 (VLT)/UVES 观测提供的 2006 年和 2018 年的高分辨率数据以及窄线，使我们能够限制任何已知类星体中最小的流出减速。为了在单个光电离云中同时拟合 Fe ii 和 Fe iii 线，它们需要超太阳铁丰度和/或 Fe iii 区域的其他加热机制。流出到中央类星体的距离（R）被确定为~40 pc。超大望远镜 (VLT)/UVES 观测提供的 2006 年和 2018 年的高分辨率数据以及窄线，使我们能够限制任何已知类星体中最小的流出减速。