摘要
致密原子气体(主要是氢)的储层含有大约90%的红移为3的中性气体，并贡献了宇宙中总重子的2%至3%1,2,3.,4．这些“阻尼莱曼α系统”——之所以这么叫是因为它们吸收了背景源内部和来自背景源的莱曼α光子——已经被研究了几十年，但只通过背景类星体和γ射线爆发光谱中的吸收线进行研究5,6,7,8,9,10．这样的铅笔光束不会限制系统的物理范围。在这里，我们报道了一个明亮的引力透镜星系的积分场光谱，红移为2.7，有两个前景阻尼莱曼α系统。这些系统的范围大于238千秒差距平方，中性氢的柱密度在小于3千秒差距的尺度上变化超过一个数量级。平均柱密度在10之间20.46和1020.84总质量大于5.5 × 108-1.4 × 109这表明它们含有下一代恒星形成所需的燃料，与红移大于2的相对大质量、低光度的原始星系一致。
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数据可用性
支持这项研究结果的数据可以在凯克天文台档案馆公开获得，https://www2.keck.hawaii.edu/koa/public/koa.php项目代号为N083和K338。米库尔斯基太空望远镜档案，项目代码GO-13003。根据要求，通讯作者可提供完整的精简数据。
代码的可用性
本工作中使用的所有代码都是公开的。H我柱密度测量使用linetools包(https://doi.org/10.5281/zenodo.168270)．KCWI数据集的简化和分析是使用kcwitools包完成的(https://doi.org/10.5281/zenodo.6079396)．透镜光线追踪和吸收线测量是使用rbcodes包(https://doi.org/10.5281/zenodo.6079264)．用AstroDizzle进行HST图像分析和透镜建模31软件和Lenstool34,分别。
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确认
这项工作得到了NASA Keck PI数据奖的支持，由NASA系外行星科学研究所管理。本文提供的数据是在w。M。凯克天文台的望远镜时间分配给美国国家航空航天局(NASA)，通过该机构与加州理工学院和加州大学的科学合作。天文台的成立是由世界气象组织慷慨的财政支持。凯克的基础。这项研究部分由澳大利亚研究委员会三维天空天体物理学卓越中心(ASTRO 3D)进行，项目编号为CE170100013。我们希望认识到，莫纳克亚峰在夏威夷土著社区中一直具有非常重要的文化作用和崇敬之情。我们很幸运有机会在这座山上进行观测。这项研究使用了蒙太奇。它由美国国家科学基金会资助，授权号为ACI-1440620，之前由美国宇航局地球科学技术办公室计算技术项目资助，根据美国宇航局和加州理工学院之间的合作协议编号为NCC5-626。
作者信息
作者及隶属关系
贡献
R.B.和J.M.O.提出了这个项目的想法，撰写了NASA/Keck望远镜的提案，并设计和执行了观测。R.B.开发了分析工具，进行了分析，设计了新颖的方法来解释结果，并撰写了大部分文本。J.M.O.减少了KCWI的数据。A.S.进行了金属吸收线测量。K.S.执行透镜模型并提供扩展数据图。1．J.R.R.提供了来自MagE光谱的辅助数据和来自MagE光谱的金属吸收体信息。J.C.， J.M.O.和R.B.提供了纠正天体测量偏移的步骤，J.C.确认了第二个DLA的红移，并对解释做出了贡献。m.m.、l.r.、g.d.、d.c.m.、a.m.m.、P.M.和J.D.N.开发了KCWI数据缩减管道，并在初始调试数据提供了验证目标作为感兴趣对象所需的数据时，建造并交付了仪器。所有作者，包括j.m.o.， J.R.R.和j.c.，都对结果的整体解释以及分析和写作的各个方面做出了贡献。
相应的作者
道德声明
相互竞争的利益
作者声明没有利益竞争。
同行评审
同行评审信息
自然感谢Zachary Hafen和Marcel Neeleman对这项工作的同行评审所做的贡献。
额外的信息
出版商的注意施普林格自然对出版的地图和机构从属关系中的管辖权主张保持中立。
扩展的数据图形和表格
扩展数据图1 SGAS J152745.1+065219的源平面重构。
一个WFC3- ir F160W, WFC3- uvis F606W和WFC3- uvis F475W滤波器中SGAS J152745.1+065219的WFC3/HST图像32．北在上面，东在左边。引力透镜临界曲线以红色显示，表示在图像平面的区域与极端放大。三个方框标记了三个部分透镜图像的位置。透镜势是由z= 0.43椭圆星系在这个区域的中心，由星系团在z= 0.39，位于该星系东北方向投影1角分内。b，重建的星系源平面图像。源平面焦散用黄色标记，代表极端放大的区域，并定义了强透镜源的多重性。尖端内部的区域被透镜化成三幅图像，而尖端外部的区域被放大，但不是多重成像。
扩展数据图2成对H我柱密度随物理分离的变化。
H的变化我6个指向背景弧的独立点之间的列密度作为它们之间物理分离的函数。误差条对应于±1σ柱密度比的不确定性。的z≈2.5 DLA(蓝色方框)表明在2-3 kpc分离时柱密度有一个数量级的变化。这表明DLA内部存在显著的小尺度变化，在2-3 kpc物理尺度上。相比之下，zDLA≈2.05(红圈)表明不同视线下的柱密度变化很小。红圈在x方向由1个kpc，以清晰的表达。
图3两种DLA体系的金属吸收线强度变化。
一个- - - - - -e，金属吸收线强度随不同离子跨弧线的变化而变化z≈2.5 DLA(蓝色方块)和z≈2.05 DLA(红圈)。物理分离在吸收器的源平面上，并以背景弧的中心为中心。填充的符号是检测，打开的符号是2σ未检测的限制。误差条对应于±1σ吸收强度的不确定度测量。在所有情况下，z≈2.5 DLA表现出较弱的金属吸收线z≈2.05 dla。
图4中性氢柱密度的空间变化图z≈2.05 dla。
一个，得到了A-C孔径的一维莱曼α吸收谱。最拟合的Voigt剖面为±1σ误差边界分别以实线绿色和虚线橙色表示。DLA柱密度标记在每个面板上，并以原子厘米为单位−2．在各吸收剖面中，DLA吸收槽均达到零通量，说明孔径已完全覆盖DLA气体云。吸收槽中部的辐射峰值对应于相应的DLA主星系泄漏出的莱曼α辐射。b，如一个，但孔径D-F。
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博尔多洛伊，R.，奥米拉，j.m.，莎伦，K。et al。解H我在为恒星形成提供动力的阻尼莱曼α系统中。自然606， 59-63(2022)。https://doi.org/10.1038/s41586-022-04616-1
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