得られた画像を用いて、同じ時代の銀河を選択しやすいことから、透明度を調べた際と同じ時代の「ライマンアルファ輝線銀河」を検出してその分布が調べられたところ、ライマンアルファ輝線銀河は再電離の進行が早い領域では多く、遅い領域では少ないことが密度分布から明確に示されたという。この結果は、再電離の進行が早い領域ほど銀河密度が大きいという紫外線輻射場のゆらぎを原因とするモデルの予測と一致するという。
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クェーサーから出た光は、観測者(地球)へ届くまでの間に通過した中性ガスの影響を受ける。つまり、そのスペクトルを調べることで、クェーサー～観測者間の中性ガスが多いのか少ないのか、そして再電離の進行具合を調べることができる。今回はそのようにして再電離の進行を調べた場所で撮像観測を行い、銀河の分布が調べられた (出所:東大Webサイト)
より定量的に調べるため、先行研究のデータも合わせたところ、銀河密度と宇宙の透明度の関係は、ガス温度のゆらぎを原因とするモデルよりも、紫外線輻射場のゆらぎを非一様性の原因とするモデルの予測に近いことが確認できたという。これにより、再電離の進行が空間的に非一様である原因は、紫外線輻射場のゆらぎであることが、もっともらしいといえることが示されたとする。
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すばる望遠鏡のHSCにより観測が行われた領域における銀河密度分布の例。色が明るい場所ほど、密度が大きいことが表されている。視野中心の黄色い四角形は再電離の進行が速い領域を通過するクェーサー視線、白抜きは明るい星の周囲など、データがないことが示されている (出所:東大Webサイト)
なお、より詳細な成果を得るためには、これまで調べられたのは赤方偏移5.7の時代のみであることから、さらに古い時代の観測も必要だとしている。また、今回用いられたライマンアルファ輝線銀河の性質による影響が含まれる可能性も捨てきれないとしている。
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宇宙の不透明度を表す指標である銀河間ガスの光学的厚みと、クェーサー視線付近での銀河の相対密度(平均値が1)の関係。赤と青の線がそれぞれ紫外線輻射場・ガス温度のゆらぎに原因がある場合のモデル予測、黒い点が今回の研究、白い点が先行研究により得られた結果 (出所:東大Webサイト)
今後、すばる望遠鏡で建設中の超広視野多天体分光器「プライム・フォーカス・スペクトログラフ」を用いて、今回の研究で発見された銀河の分光観測を行うなど、奥行き方向も含めた詳細な空間分布を調べたり、NASAのジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡でさらに暗い銀河を観測したりすることによって、より一層、宇宙再電離の理解が進むと期待されると研究チームでは説明する。また、初期宇宙がどのような変遷を辿ったかを知ることによって、天の川銀河や宇宙そのものが、どのように形作られてきたのかという疑問の解明へとつながることが期待されるともしている。
