稀有吸收线系统可以更为有效的检验现有吸收系统模型的适用范围。宇宙中氦的丰度仅次于氢，但是在类星体光谱中，来自亚稳态HeⅠ23S态的吸收线系统却很稀有，现有报道中仅有七例。本文通过局域加权回归散点平滑(locallyweighted scatterplot smoothing；LOWESS)结合多线证认的方法从SDSS DR7发布的105783个类星体中证认出202个有HeⅠ*吸收线的系统，将现有He l幸吸收线类星体的样本容最扩充了十倍以上。这些HeⅠ*吸收线类星体中同时有巴尔末吸收线或者FeⅡ*吸收线的比例很高，其中有巴尔末吸收线的源有21个，有FeⅡ*吸收线的源有31个，也将相应类型的类星体样本容量扩充了数倍。　　 通过对两个有非恒星巴尔末吸收线系统的个源LBQS1206+1052和SDSSJ2220+0109光谱的详细分析，我们得到，HeⅠ*和巴尔末吸收线来自分层电离的气体。其中HeⅠ*吸收线主要来自气体中直接受连续谱照射的电离区(HⅡ)，而巴尔末吸收线则来自HⅡ区背后的部分电离区。产生HeⅠ*吸收线需要比较厚的电离区，而部分电离区中有Lyα共振散射存在的碰撞激发是巴尔末吸收线的主要产生机制。典型的，在吸收气体密度为ne～106-108 cm-3时需要的气体柱密度为NH～1021-1022 cm2，且该柱密度反比于n0.5e。产生巴尔末吸收线需要较高的气体密度和柱密度且需要合适的电离程度来维持部分电离区的存在，这些苛刻条件导致了巴尔末吸收线出现的困难。上述模型中的柱密度的测量依赖于密度测量。SDSS J2220+0109光谱中存在来自激发态FeⅡ*的吸收线，通过这些吸收线我们能估计气体中电子密度。由于其波长覆盖的FeⅡ*吸收线数目较少，在其基础上我们详细研究了两个有FeⅡ*吸收线的个源SDSS J0802+5513和SDSS J2226+1427。其光谱中覆盖了来自FeⅡ UVl和uV2线丛中大量来自Fe+的基态和激发态的吸收线，允许我们进行较为准确的密度侧量。　　 在窄线赛弗特一型星系SDSS J0802+5513中，吸收线覆盖速度范围为-900-1000 km s-1。根据MgⅡ吸收线的宽度2500 km s-1，可以将其分类为低电离宽吸收线类星体。该源中红化较为严重，消光为E(B-V)=0.36。通过其中激发态的FeⅡ*吸收线，我们测得吸收气体的密度约为ne=8×103 cm-3。SDSSJ0802+5513线宽较大，FeⅡ*吸收线混合现象严重，不能准确分解并测量各线等值宽度。在其基础上，我们研究了类星体SDSS J2226+1427。其光谱中有来自HeⅠ，FeⅡ，MnⅡ，NiⅡ，ZnⅡ，MgⅠ，MgⅡ，AlⅡ，AlⅢ，SiⅡ等离子的吸收线.各吸收线表现出相似的速度结构，其吸收线线心蓝移-320 km s-1，吸收线FWHM为250 km s_-1。窄的线宽允许我们准确测量该源中FeⅡ*吸收线参数。通过FeⅡ*吸收线，我们测得其吸收气体密度为ne=2×103 cm-3。结合光致电离模型，可知两个源的吸收线区均在kpc尺度上。吸收气体起源尚未有定论，外流或者星系尺度上的恒星形成区的气体都有可能。样本中31个FeⅡ吸收线的源为我们提供了很好的实验室来研究HeⅠ*，FeⅡ*吸收线区电离参数，尺度，密度等物理参数的范围。　　 对HeⅠ*吸收线类星体样本的初步分析表明，HeⅠ*吸收线类星体普遍较红，△(g-i)颜色分布峰值约为0.4；样本x-ray探测率较低，探测率仅为3％；样本射电探测率较高，约为21％，且大部分有多波段射电数据的源为陡谱源。上述结果表明。HeⅠ*吸收线类星体中的吸收气体的柱密度较大，气体中存在较多的尘埃。