天文学：星形成を駆動する減衰ライマンα吸収線系のH Iの解像

高密度の原子ガス（主に水素）の貯蔵庫は、赤方偏移が3の位置で中性ガスの約90％を含み、宇宙における全バリオンの2〜3％を占めている。こうした原子ガスの貯蔵庫は、背景にある放射源内またはそこからのライマンα光子を吸収するため「減衰ライマンα吸収線系」と呼ばれており、数十年にわたって研究されてきた。しかしそうした研究はいずれも、背景となるクエーサーやγ線バーストのスペクトル中に存在する吸収線を通したものでしかなかった。このようなペンシルビームでは、系の物理的な規模は絞り込まれない。本論文では、前景に2つの減衰ライマンα吸収線系を伴い、赤方偏移が2.7の位置にある、重力レンズ効果を受けた明るい銀河の面分光について報告する。これらの系は238 kpc四方を超えて広がっており、その中性水素柱密度は、3 kpc未満のスケールで1桁以上変化している。平均柱密度は10^20.46〜10^20.84 cm²、総質量は太陽の5.5 × 10⁸～1.4 × 10⁹倍以上で、これは、これらの系には次世代の星を形成するのに必要な量の物質があることを示している。この結果は、赤方偏移が2を超える位置にある、比較的大質量で低光度の原始銀河と矛盾しない。

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