Cosmological Information Contents on the Light-Cone
我们发展了一个理论框架来描述过去光锥上的宇宙学观测量，如光度距离、弱透镜效应、星系团和宇宙微波背景各向异性。我们认为，所有的宇宙学观测量不仅包括背景量，而且还包括微扰量，它们受到宇宙方差的影响，这对可以从这些观测量中获得的宇宙学信息设置了基本限制，即使在具有无限数量观测的理想化调查中。为了量化最大的宇宙学信息含量，我们应用Fisher信息矩阵形式主义和球谐分析的宇宙观测，其中的角度和径向位置的光锥上的观测携带不同的信息。我们讨论了可以从五个不同的观测量得到的最大宇宙学信息：（1）Ia型超新星，（2）宇宙微波背景各向异性，（3）弱引力透镜，（4）局域重子密度，（5）星系团。我们将我们的结果与标准方法中得到的宇宙方差进行了比较，该方法将光锥体积视为一个立方盒子。我们讨论了我们的形式主义的影响和克服基本限制的方法。
2019-05-20 astro-ph.CO
Galaxy Zoo and ALFALFA: Atomic Gas and the Regulation of Star Formation in Barred Disc Galaxies
我们研究了原子气体含量和托管在2090盘星系的样本中的大比例尺酒吧的可能性之间的相关性。这种规模的测试以前从未做过。我们使用的数据从星系动物园项目的形态和信息的星系的HI内容从ALCAFA盲HI调查。我们的主要结果是，酒吧的分数是显着低于气体丰富的盘星系比气体贫乏的。这不能用已知的趋势来解释，即更大质量（恒星）和更红的盘星系拥有更多的酒吧和更低的气体分数：我们仍然看到在固定的恒星质量下，气体含量和酒吧分数之间的残余相关性。我们讨论了三种可能的因果解释：（1）盘星系中的酒吧导致原子气体消耗更快，（2）增加盘星系中的原子气体含量抑制酒吧的形成，（3）酒吧分数和气体含量都是由与环境效应（例如，酒吧的潮汐触发，结合扼杀去除气体）的相关性驱动的。所有这三种解释都与观察到的相关性一致。此外，我们的观察表明，酒吧可能会减少或停止恒星形成的外部部分的光盘举行的外部气体超出酒吧共同旋转，红的全球性的酒吧盘星系的颜色。这表明，长期的演化驱动的交换角动量之间的恒星在酒吧，和气体在磁盘中，作为一种反馈机制，以调节恒星的形成在中等质量的盘星系。
2012-07-24 astro-ph.CO
Cosmic topology. Part Va. Information content of the observable Universe
Case Western Reserve University（凯斯西储大学）；Sofia University ``St Kliment Ohridski''（索非亚大学）；Imperial College London（帝国理工学院）；University of Pittsburgh（匹兹堡大学）；University of Toronto（多伦多大学）；Institute of Theoretical Astrophysics（理论天体物理研究所）
该研究针对紧致空间拓扑宇宙，推导扰动模式协方差以估计拓扑信息，发现三维密度场可探测比二维宇宙微波背景大25%的拓扑，提出结合星系巡天等手段拓展可探测拓扑范围的可行途径。
2026-08-27 astro-ph.CO
The imprint of $f(R)$ gravity on weak gravitational lensing II : Information content in cosmic shear statistics
我们调查的信息内容的各种宇宙剪切统计引力理论。针对Hu-Sawicki型$f(R)$模型，我们进行了一系列的射线追踪模拟，并测量了收敛双谱、峰数和Minkowski泛函。我们首先表明，虽然收敛功率谱有额外的标量自由度$|f_{\rm R0}|$的当前值的敏感性，它在很大程度上是由本密度振幅参数$σ_{8}$和物质密度参数$Ω_{\rm m0}$的变化补偿。从1000个透镜模拟获得准确的协方差矩阵，然后我们检查三个额外的统计量的约束能力。我们发现，这些探针确实有助于打破参数简并，这不能单独从功率谱解决。我们表明，特别是峰值计数和闵可夫斯基泛函有可能严格（勉强）检测修改后的重力与参数$|f_{\rm R0}|$小$10^{-5}$（$10^{-6}$）的签名，如果我们可以正确地模拟他们在未来的调查与天空覆盖范围为1,500平方度的小（$\sim 1\, \mathrm{arcmin}$）规模。我们还表明，信号电平是类似的额外的三个统计量，它们都提供了补充信息的功率谱。这些发现表明，在标准功率谱分析之外结合多个探针以检测对广义相对论的可能修改的重要性。
2017-01-05 astro-ph.CO
Simulation of the Cosmic Evolution of Atomic and Molecular Hydrogen in Galaxies
我们提出了一个模拟的宇宙演化的原子和分子阶段的冷氢气在约3e 7星系，通过后处理的虚拟星系目录产生的（De Lucia等。2007）上的千年模拟宇宙结构（Springel等。2005）。我们的方法使用一组物理处方来分配中性原子氢（HI）和分子氢（H2）的星系，根据它们的总冷气质量和一些额外的星系属性。这些处方是专门为大型宇宙学模拟而设计的，考虑到目前的计算限制，单个星系只能用具有一些全局性质的简单模型对象来表示。我们的配方使我们能够（i）在HI，H2和氦气之间分割总的冷气质量，（ii）为HI和H2盘分配现实的大小，以及（iii）评估相应的速度分布和特征无线电发射线的形状。本文给出的结果包括局域HI和H2质量函数、CO光度函数、冷气体质量-直径关系和Tully-Fisher关系（TFR），它们都与局域宇宙最近的观测数据相吻合。我们还提出了高红移的预测冷气体直径和TFR，这两个似乎发展显着的红移。
2009-07-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Novel Approach to Constrain the Escape Fraction and Dust Content at High Redshift Using the Cosmic Infrared Background Fractional Anisotropy
宇宙红外背景（CIB）提供了一个机会，以限制许多性质的高红移（z>6）恒星星族作为一个整体。这个背景，具体来说，从1到200微米，将包含有关再电离时代和负责产生这些电离光子的恒星的任何信息。在本文中，我们看看分数各向异性Δ I/I的高红移人口，这是比值的波动幅度（Δ I）和平均强度（I）。我们表明，这可以用来限制逃逸分数的人口作为一个整体。CIB的波动幅度取决于逃逸分数，而平均强度不。这导致逃逸分数的较低值产生分数各向异性的较高值。这种差异预计在较长的波长带（10微米以上）更大，尽管在该范围内也更难观察到。我们表明，分数各向异性也可以用来分离尘埃从无尘人口。最后，我们讨论了CIB分数各向异性的当前观测提供的约束。
2012-11-16 astro-ph.CO
On the role of feedback in shaping the cosmic abundance and clustering of neutral atomic hydrogen in galaxies
我们调查反馈的影响-从超新星（SNe），活动星系核（AGN）和光电离背景在高红移-中性原子氢（HI）的质量函数，$b_{\rm J}$带光度函数，和空间聚类的这些星系在$z$ =0。我们使用的半分析星系形成模型GALFORM的一个版本，计算自洽的量HI在一个星系作为宇宙时间的函数，并将其恒星形成率的分子氢（H $_2$）的质量。我们发现，一个系统的增加或减少的SNe反馈的强度导致系统的亮度和HI质量函数的振幅减少或增加，但对它们的整体形状的影响不大。改变活动星系核反馈的强度只影响最亮或最大HI质量星系的数量，而改变光电离反馈的强度的影响仅限于改变最暗或最小HI质量星系的数量.我们的结果表明，HI质量函数是一个比光度函数更敏感的探测宇宙学再电离对星系形成的影响的方法.我们发现，增加任何反馈模式的强度的行为，以削弱星系的集群强度，无论他们的HI丰富。相反，较弱的活动星系核反馈的集群强度的影响不大，而较弱的SNe反馈增加的集群强度的HI贫星系比HI丰富的星系。这些结果表明，即将到来的HI调查下一代射电望远镜，如平方公里阵列及其探路者将最富有成效地利用多波长调查活动的一部分。
2012-10-24 astro-ph.CO
The Cool ISM in Elliptical Galaxies. II. Gas Content in the Volume - Limited Sample and Results from the Combined Elliptical and Lenticular Surveys
我们报告的原子和分子气体的体积有限的样本的椭圆星系的新观测。结合椭圆形的样品与早期和类似的透镜状的，我们表明，冷气体的检测率是非常相似的低光度E和SO星系，但要高得多的发光S0。使用合并后的样本，我们重新审视了冷气体质量和蓝色光度之间的相关性，从我们的透镜状调查中出现，发现强有力的支持以前的主张，在椭圆形和椭圆形的分子气体有不同的起源。然而，出乎意料的是，与先前的主张相反，原子气体的情况并非如此。我们推测，活动星系核的反馈和合并的范例可能会提供不同的检测率的解释，也可能指向理解为什么这两个气相可以遵循不同的演化路径在Es和S0s。最后，我们提出了一个新的和令人困惑的发现有关的全球混合的原子和分子气体在早期类型的星系。在更富含气体的星系中，原子气体在冷ISM中占更大的比例，这一趋势可以合理地解释。令人困惑的是，星系倾向于聚集在分子与原子气体质量比接近0.05或0.5的地方。
2010-09-27 astro-ph.CO
The Baryon Content of Cosmic Structures
我们对从最小的星系到丰富的星系团的结构中的重子质量和引力质量进行了盘点。我们发现，转换成恒星的重子的比例达到最大值之间的M500 = 1E12和1E13 Msun，这表明恒星形成是最有效的明亮的星系群。所有形式的重子所占的比例都与作为质量函数的宇宙重子比例单调偏离。在最大尺度的星系团中，大多数预期的重子都被探测到，而在最小的矮星系中，只有不到1%的重子被探测到。这些消失的重子存在于何处尚不清楚。
2009-11-13 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Evolution of the atomic and molecular gas content of galaxies
我们研究星系中的原子和分子气体的演化，在半解析模型的星系形成，包括新的建模的星系盘中的冷气体的分区成原子，分子和电离相。我们采用两种方案的形成分子：一个压力为基础的，一个金属性为基础的。我们发现，这两个配方成功地再现气体分数和气体-恒星质量比的HI和H2在本地星系，以及HI和H2盘的大小到z<2。我们达到了很好的协议，与当地观察到的HI和H2质量函数，虽然这两个食谱略高估了低质量端的HI质量函数。我们的两个模型都预测HI质量函数的高质量端在红移z < 2.0时几乎保持不变。基于金属性的配方产生了更高的宇宙密度的冷气体和低得多的宇宙H2馏分在整个红移范围内探测比基于压力的配方。这两个配方之间HI质量函数和宇宙密度的强烈差异是由居住在低质量晕（log（Mvir/Msun）< 10）中的低质量星系（log（M*/Msun）< 7）驱动的。这两个配方预测星系气体分数保持高从z ~ 6-3和迅速下降，在较低的红移。星系H2的比例也显示出类似的趋势，但下降得更快。我们提供的CO J = 1-0光度的星系，这将直接与亚毫米和无线电仪器的观测相媲美的预测。
2014-05-22 astro-ph.CO
On the non-thermal energy content of cosmic structures
1)背景资料：星系团中非热能的收支并没有受到很好的限制，这是由于在大尺度上研究这些稀释的等离子体存在观测和理论上的困难。2)方法：我们使用最近的宇宙学模拟与复杂的物理学，以连接的出现，非热能的气体和暗物质的基本演变。3)结果如下：非热能（例如宇宙射线、磁场和湍流运动）的影响在星系团的外部区域增加。在数值和理论的不确定性，湍流运动占主导地位的预算非热能在大多数的宇宙体积。4)结论：估算星系团中非热能的分布对未来开展高精度宇宙学研究至关重要。限制星系团外围的非热能水平将提高我们对宇宙冲击对相对论粒子的加速以及河外磁场起源的理解。
2016-11-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Atomic-to-Molecular Transition in Galaxies. III. A New Method for Determining the Molecular Content of Primordial and Dusty Clouds
了解星系的分子组成是恒星形成和星系演化的关键问题。在这里，我们提出了一种新的方法，基于Stromplane型分析，计算量的HI，包围分子云照射的各向同性辐射场。我们考虑了平面云和球形云，以及H_2在气相中或由尘埃颗粒催化的形成。在假定从原子气体到分子气体的跃迁是尖锐的情况下，我们的方法给出了不涉及光解离截面的解。我们测试我们的结果对PDR代码的平面的情况下，并找到典型的精度约为10%。我们的结果也与本系列论文I中的标度关系一致，但它们适用于更广泛的物理条件。我们提出了简单，准确的分析适合我们的结果，是适合比较的观测和实施的数值和半解析模型。
2009-12-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gamma-ray detection toward the Coma cluster with Fermi-LAT: Implications for the cosmic ray content in the hadronic scenario
相对论性电子在星系团的弥漫气相中的存在现在已经得到了很好的证实，但是它们的详细起源仍然不清楚。宇宙射线质子也被认为会在星系团形成过程中积累，并通过热气体中的强子相互作用导致伽马射线发射。最近，已经报道了用费米LAT探测到后发座星系团的γ射线发射。假设这种伽马射线发射来自ICM中的强子相互作用，我们的目标是探索这个信号对后发座星系团宇宙射线含量的影响。我们使用MINOT软件建立了一个团簇的物理模型，并将其应用于费米LAT数据。我们还考虑了来自致密源的污染和各种系统效应的影响。我们确认，一个显着的伽玛射线信号观察后发座星系团的特征半径$θ_{500}$内，与我们的基线模型的测试统计TS~27。一个可能的点源的存在可以解释大部分的观测信号。然而，这个来源也可能对应于集群本身的漫发射峰值，扩展模型与数据匹配得更好。我们将宇宙射线与$R_{500}$中热能的比值限制为$X_{\rm CRp}=1.79^{+1.11}_{-0.30}$，将宇宙射线能谱的斜率限制为$α=2.80^{+0.67}_{-0.13}$。最后，我们计算了强子相互作用中产生的次级电子的同步辐射。这种辐射比观测到的全部无线电信号低大约四倍，因此初级宇宙射线电子或次级电子的再加速是解释总辐射所必需的。假设一个强子起源的信号，我们的研究结果提供了第一个定量测量的宇宙射线质子含量在一个集群。[摘要]
2021-02-03 astro-ph.CO astro-ph.HE
The cosmic atomic hydrogen mass density as a function of mass and galaxy hierarchy from spectral stacking
我们使用光谱叠加来测量不同质量和不同层次的星系对宇宙氢原子质量密度的贡献。我们的样本包括1793个星系在$z < 0.11$观察与韦斯特博克综合射电望远镜，斯隆数字巡天光谱和层次信息也可。我们在$\langle z\rangle = 0.065$发现了一个宇宙HI质量密度为$Ω_{\rm HI} = (3.99 \pm 0.54)\times 10^{-4} h_{70}^{-1}$的天体。对于中心星系和卫星星系，我们分别得到了$(3.51 \pm 0.49)\times 10^{-4} h_{70}^{-1}$和$(0.90 \pm 0.16)\times 10^{-4} h_{70}^{-1}$的$Ω_{\rm HI}$。我们发现，星系以上和以下的恒星质量的$\sim$ 10 $^{9.3}$ M $_{\odot}$的贡献大致相等的全球价值的$Ω_{\rm HI}$。虽然与有针对性的HI调查的基础上估计一致，我们的结果与以前的理论工作的紧张局势。我们发现，这些差异，至少部分是由于经验配方用于设置原子和分子氢之间的分区在半分析模型。此外，将我们的测量结果与星系形成的宇宙学半解析模型{ \sc Shark}和GALFORM进行比较，发现通过冲压压力逐渐剥离气体比扼杀更能完全再现我们样本中卫星星系的特性。我们的研究结果强调了这种方法在约束理论模型方面的力量，并证实了大质量星系对本地…
2020-01-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gas-regulation of galaxies: the evolution of the cosmic sSFR, the metallicity-mass-SFR relation and the stellar content of haloes
一个非常简单的星系物理模型，其中恒星的形成是由储存器中的气体质量瞬间调节的，它将演化中的星系种群的三个不同方面联系在一起：（a）相对于晕增长的特定恒星形成率sSFR的宇宙时间演化，（b）整个星系种群和宇宙时间内的气相金属丰度，以及（c）晕中恒星质量与暗物质质量的比率。如果SFR效率和风质量负载是恒定的，sSFR被设置为星系的特定吸积率：更现实的情况下导致sSFR从这个身份扰动。金属丰度由调节系统的瞬时操作而不是由系统的过去历史设定。调节器系统自然地产生Z（mstar，SFR）关系，其中SFR作为质量-金属丰度关系中的第二参数。这将是相同的，在所有的时代，除非效率和质量负载随时间变化，自然产生所谓的“基本金属丰度关系”。观测到的SDSS星系的Z（mstar）关系表明恒星质量对晕质量有很强的依赖性，这与标准ΛCDM中恒星和晕质量函数的不同暗端斜率相一致。它还提高了sSFR相对于特定的吸积速率，并产生不同的依赖于质量，这两个都被观察到。导出的调节器系统的Z（mstar，SFR）关系与已公布的Z（mstar，SFR）数据相拟合。拟合的效率与观测到的星系中分子气体耗尽的时间尺度是一致的，而拟合的质量负载也是合理的。该模型还成功地再现了z ~ 2处成星星系的质量-金属丰度关系。
2013-03-20 astro-ph.CO
Constraining the Baryon Content of Cosmic Filaments Using Localized Fast Radio Bursts and DESI Imaging Data
School of Physics and Astronomy, Sun Yat-Sen University（中山大学物理学院）；CSST Science Center for the Guangdong-Hong Kong-Macau Greater Bay Area（粤港澳大湾区宇宙线科学中心）
本研究利用定位的快速射电暴和DESI成像数据，通过DisPerSE算法识别宇宙暗物质丝，发现信号穿过暗物质丝的FRB色散量与红移关系存在约3σ显著性的差异，由此推断出暗物质丝中的重子超密度和随红移降低的重子比例，为追踪缺失重子提供了独立方法。
2025-11-02 astro-ph.CO
The clustering of galaxies as a function of their photometrically-estimated atomic gas content
本文介绍了一种新的光度估算方法，它是恒星质量、恒星表面质量密度、NUV-r色和g-i色梯度四个参数的线性组合。利用GASS和ALOFA巡天的HI谱线探测结果，对邻近星系（0.025<z<0.05）的M_HI/M_* 进行了标定，结果表明，即使对于HI丰富的星系，该方法也能提供无偏的M_HI/M_* 估计。我们将此估计应用于SDSS/DR 7中相同红移范围内的~ 24，000个星系的样本。然后，我们将这些星系的恒星质量和HI质量分数和计算投影两点交叉关联函数相对于参考星系样本。结果进行了比较，从目前的半解析模型的星系形成的预测。对于恒星质量大于10^10 M_sun的星系，这种一致性是好的，但对于较低质量的系统则不然。然后，我们通过研究HI-穷人或HI-丰富的星系相对于正常HI含量的星系在100千秒差距和~5百万秒差距之间的尺度上的集群的偏见扩展分析。对于HI-缺乏人口，最强的偏差效应出现时，HI-缺乏的定义相比，相同的恒星质量和大小的星系。半解析模型无法重现这一现象，因为在半解析模型中，卫星中恒星形成的猝灭是通过“饥饿”发生的，而不依赖于它们的内部结构。发现质量大于10^10太阳质量的富HI星系与“正常”HI含量的星系相比是反偏置的。有趣的是，在低质量星系中没有发现这种效应。
2012-05-19 astro-ph.CO
On the complexity and the information content of cosmic structures
宇宙结构的出现通常被认为是自然界中最复杂的现象之一。然而，这种复杂性从来没有被定量和客观地界定或衡量。在这项工作中，我们提出了一种方法来测量宇宙结构的信息含量，并量化它的复杂性，基于信息论。复杂的演化模式的出现进行了研究，与国家的最先进的宇宙学模拟形成星系团产生的数据流的统计符号分析。这种强大的方法使我们能够测量以统计方式预测能量场演化所需的信息量，并且它提供了一种简单的方法来量化宇宙气体何时，何地以及如何以复杂的方式表现。在星系团的外围区域发现了最复杂的行为，在那里，超音速气流在数千万年的时间里驱动着激波和巨大的能量波动。描述磁能的演化需要的比特数至少是其他能量场的两倍。当辐射冷却和星系形成的反馈被考虑在内时，宇宙气体的复杂程度总体上增加了一倍。在未来，宇宙信息理论可以显着增加我们对宇宙结构出现的理解，因为它代表了一个创新的框架，以简单而强大的方式设计和分析宇宙的复杂模拟。
2016-11-28 astro-ph.CO astro-ph.GA nlin.AO
From Cosmology to Cold Atoms: Observation of Sakharov Oscillations in Quenched Atomic Superfluids
萨哈罗夫振荡是在理想流体中同步产生的干涉声波的表现，通常在早期宇宙演化和宇宙微波背景辐射的各向异性的背景下讨论。在这里，我们报告的实验室演示萨哈罗夫振荡淬火原子超流体。我们淬火的样品Feshbach调谐和监测随后的密度波动在不同的时间和长度尺度的原位成像。Sakharov振荡被认为是原子密度功率谱中的多峰结构，类似于宇宙微波背景。我们还观察了时域中的萨哈罗夫振荡，从中提取了超流体的能量色散，并确定了激发的声波视界。
2012-08-31 astro-ph.CO cond-mat.quant-gas
Constraining ultra-high-energy cosmic ray composition through cross-correlations
超高能宇宙射线光谱最高端的化学成分很难通过实验测量，直到今天，它仍然是未知的。由于超高能宇宙射线的轨迹在银河系磁场中会发生偏转，偏转的角度取决于它们的原子序数$Z$，因此有可能通过量化这种磁偏转的量来间接测量$Z$。利用超高能宇宙射线与星系间的角谐互相关，我们可以有效地区分不同的原子序数。作为一个例子，我们展示了如何，如果$Z=1$，互相关可以排除$2σ$的Fe 56核的$39\%$分数为$100\text{EeV}$以上的射线。
2022-12-13 astro-ph.CO astro-ph.HE
Constraints on the Star-Forming Interstellar Medium in Galaxies Back to the First Billion Years of Cosmic Time
在高红移星系的分子气体含量的限制是至关重要的，以进一步我们了解恒星的形成和星系的演化通过宇宙时间，因为分子气体是恒星形成的燃料。自从近二十年前在大宇宙距离上首次发现以来，对早期宇宙中分子气体的研究已经取得了长足的进步。我们已经检测到CO排放从> 100个星系，覆盖范围的星系人口在z> 1，达到z> 6，下至sub-kpc尺度的分辨率，并跨越~2个数量级的气体质量（辅助引力透镜）。最近，甚至可以通过它们的分子发射线直接识别遥远的星系，而无需事先知道它们的红移。因此，新一代强大的长波干涉仪，如扩展甚大阵列（EVLA）和阿塔卡马大（亚）毫米阵列（ALMA），有望将高红移星系中分子气体的研究从繁重的预选中解放出来。这将使更系统的研究分子气体含量的恒星形成星系回到最早的宇宙时代。
2011-03-20 astro-ph.CO
The evolution of the Si IV content in the Universe from the epoch of reionization to cosmic noon
通过对147个类星体的高、中分辨率光谱中近600条SiIV吸收线的分析，研究了高红移星系际介质和环星系介质中金属元素的丰度和分布。在红移区间1.7 <= z <= 6.2和logN（SiIV）>= 12.5时，研究了SiIV线数密度、柱密度分布函数和宇宙质量密度的演化。所有的量都显示出在z~6和z< 5之间的快速增加，然后几乎恒定的行为到z~2，与已经观察到的CIV吸收线非常一致。目前的结果是具有挑战性的数值模拟：当模拟重现我们的SiIV结果，他们往往低估的CIV的属性，当CIV的属性被重现，强SiIV线（log N（SiIV）> 14）的数量被高估。
2022-02-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
Heating of the intergalactic medium by the cosmic microwave background during cosmic dawn
在宇宙中第一批恒星形成之前，星系际介质预计将处于最冷点。受最近EDGES实验结果的启发，我们重新审视了这一时期中性气体动力学温度的标准计算。当第一个紫外线（UV）源打开时，光子红移到中性氢的莱曼线中，并在莱曼- $α$线内反复散射。他们通过原子反冲加热气体，并通过Wouthuysen-Field效应，设定氢原子21厘米超精细（自旋翻转）线的自旋温度，与共振宇宙微波背景（CMB）光子竞争。我们表明，莱曼- $α$光子也调解CMB光子和热运动的氢原子之间的能量转移。在没有X射线加热的情况下，这种新的机制是对热冷却气体温度的主要修正（$\sim 10 \%$在$z=17$），并且是以前计算中发现的加热速率的几倍。我们还发现，在非标准的情况下，无论是增强CMB以上的无线电背景或调用新的物理来冷却气体，以解释EDGES结果的效果是更显着的。与无线电背景的耦合可以将21厘米吸收特征的深度相对于没有加热源的情况减少几乎两倍，并防止该特征形成平坦的底部。作为产生吸收特征的UV背景的不可避免的结果，在任何理论预测中都应该考虑这种加热。
2018-04-06 astro-ph.CO
Experimental method of detecting relic neutrino by atomic de-excitation
温度为1.9 K的宇宙背景中微子影响亚稳态激发原子的中微子对辐射发射率，因为它的存在根据泡利不相容原理阻碍了中微子对的辐射。我们定量研究了泡利阻塞如何扭曲光子能谱，并计算了它对宇宙参数的敏感性，如中微子温度和化学势。对这些参数测量的高灵敏度的重要量被发现是原子退激发的能级间距和最轻中微子的未知质量值，特别是它们之间的相互关系。
2014-09-12 astro-ph.CO hep-ex hep-ph
Alpha, Betti and the Megaparsec Universe: on the Topology of the Cosmic Web
我们研究的Megaparsec宇宙网的拓扑结构的尺度相关的贝蒂数，形式化的宇宙质量分布的拓扑信息内容。虽然贝蒂数不能完全量化拓扑，但它们在亏格和欧拉特征方面扩展了传统拓扑宇宙学研究的信息。贝蒂数的信息量越丰富，计算它们的快速算法就越容易实现。对于连续的密度场，我们确定贝蒂数的尺度依赖性调用宇宙学熟悉的过滤定义的密度阈值的子级或超级集。然而，对于离散星系分布，分析是基于粒子的α形状。这些单纯复形构成Delaunay曲面细分的嵌套子集的有序序列，Delaunay曲面细分是由尺度参数$α$定义的过滤。由于它们同伦等价于距离场的子级集，它们是评估离散点分布拓扑结构的一个很好的工具。为了开发一个直观的理解的行为贝蒂数作为$α$的函数，以及它们之间的关系，在宇宙网络的形态模式，我们首先研究它们的背景下，简单的启发式Voronoi聚类模型。随后，我们解决的拓扑结构出现在标准的LCDM方案和宇宙学的方案与替代暗能量内容。贝蒂数的演化和尺度依赖性反映了宇宙网络的层次演化，并产生了一个有前途的宇宙学参数的测量。我们还讨论了期望贝蒂数作为密度阈值的函数的超水平集的高斯随机场。
2013-06-16 astro-ph.CO
The cosmic web of the Local Universe: cosmic variance, matter content and its relation to galaxy morphology
我们提出，第一次，本地宇宙（LU）的表征，使用高精度的约束$N$体模拟的基础上自洽相空间重建的大尺度结构在2微米全天星系红移调查。我们分析我们是否生活在一个特殊的宇宙网络环境中，通过估计宇宙方差从一组无约束的$Λ$ CDM模拟作为距离随机观察者的函数。通过计算体积和质量填充率的空隙，片，丝和结，我们发现，LU显示一个典型的分散约$1σ$在规模$r>15\,h^{-1}\,{\rm Mpc}$，在协议与$Λ$ CDM，收敛到一个公平的无偏样本时，考虑约$60\,h^{-1}\,{\rm Mpc}$半径的领域。此外，我们计算了LU的物质密度分布，并发现只有在考虑暗晕的贡献时，才与Karachentsev（2012）的估计值合理一致。这表明观测估计值可能偏向于低密度值。作为我们重建的第一个应用程序，我们调查了不同星系形态类型居住在某些宇宙网络环境中的可能性。特别是，我们发现，无论用于定义网络的方法，无论是基于密度或特有的速度场，椭圆星系显示出明显的倾向，优先居住在集群，而不是空洞（高达$5.3σ$和$9.8σ$的水平分别）和相反的螺旋星系（高达$5.6σ$和$5.4σ$的水平分别）。这些研究结果与以前的作品是兼容的，虽然在更高的置信水平。
2014-08-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
How galaxies populate haloes in very low-density environments? An analysis of the Halo Occupation Distribution in cosmic voids
有证据表明，暗物质晕的性质可能会随着大尺度环境的变化而变化。通过研究宇宙空洞中的晕占据分布，有可能获得有用的信息，从而阐明这一主题。由于这些地区的极端环境，这些地区的晕和星系的形成历史可能与全球的行为不同。我们使用两个公共访问的模拟星系目录构建不同的方法：半解析模型和流体动力学模拟。在这两个，我们确定宇宙空洞，我们测量这些地区内的晕占领分布不同的绝对星等阈值。我们比较这些测定与整体结果，我们研究的依赖性的不同特征的空隙。此外，我们还分析了空洞内晕的恒星含量和形成时间，并讨论了一般晕布居结果。在空洞内，我们发现一个显着不同的晕占据分布相对于一般的结果。这在所探索的所有绝对星等范围内都存在。我们没有得到任何迹象的变化有关的空隙特性表明，影响只取决于大规模环境的密度。此外，我们发现，恒星的质量含量也不同的空隙，其中主机晕与质量较小的中央星系（10%）以及卫星显着较低的恒星质量含量（30%）。最后，我们发现一个轻微的差异的形成时间的晕是年轻的空隙比平均人口。这些特征表明，填充空洞的晕有不同的形成历史，导致晕占据分布发生显着变化。
2020-03-13 astro-ph.CO
On the molecular gas content and SFR in Hickson Compact Groups: enhanced or deficient?
本文研究了希克森致密星系群（HCGs）极端环境对星系气体分子质量\mhtwo和恒星形成率（SFR）的影响，并将其作为星系群氢原子含量和演化阶段的函数。我们选择了一个红移有限（D $<$ 100 Mpc）的88个星系的样本在20个HCG可用的原子氢（HI）VLA地图，涵盖了广泛的HI缺陷和演化阶段的群体，并包含至少一个旋涡星系。我们从IRAS数据中推导出远红外（FIR）光度（\lfir），并将其用作SFR的示踪剂。我们计算了HI质量、\lfir和\mhtwo缺陷。旋涡星系的\lfir和\mhtwo的平均亏损接近于0，表明它们的平均SFR和分子气体含量与孤立星系相似。然而，有迹象表明，在螺旋星系的\mhtwo \（$\sim$ 50%）在HCG可以被解释为一个增强的分子气体含量或作为一个更高的浓度\mhtwo向中心相比，在较低密度的环境中的星系。相比之下，在HCG的螺旋星系的平均\mhi是只有12%的预期值。对于\mhtwo \或\mhi \亏损较大的星系，比恒星形成率（sSFR= SFR/恒星质量）往往较低。对于恒星形成效率（SFE=SFR/ \mhtwo），没有看到这种趋势。我们发现了初步迹象的增强\mhtwo \在螺旋星系的HCG在早期的演化阶段和减少在后期阶段。我们认为，这可能是由于增强的转换从原子到分子气体由于正在进行的潮汐相互作用在早期的进化阶段，随后由HI剥离和减少的分子…
2012-02-02 astro-ph.CO
Enhancing the Cosmic Shear Power Spectrum
将变换应用于非高斯场可以通过减少傅立叶模式之间的相关性来增强所得到的功率谱的信息内容。在弱引力透镜的背景下，它已被证明，这种增益的信息内容是显着妥协的形状噪声的存在。我们应用裁剪模拟收敛领域，一种技术，这是已知的是强大的存在噪声，并已成功地应用于星系数密度场。当孤立地分析时，所得到的收敛功率谱返回退化的宇宙学参数约束。然而，可以通过对从原始场和变换场两者导出的功率谱执行组合分析来实现实质性增益。即使在现实水平的形状噪声的存在下，我们证明，这种方法是能够减少面积的可能性轮廓内的$Ω_m - σ_8$平面的三个以上的因素。
2015-11-09 astro-ph.CO
An Analytic Model for the Evolution of the Stellar, Gas, and Metal Content of Galaxies
我们提出了一个分析的形式主义，描述了星系的恒星，气体和金属含量的演变。它基于流体动力学模拟的启发，即星系生活在流入，流出和恒星形成之间的缓慢演变的平衡中。我们认为，这种形式主义广泛捕捉模拟中星系性质演变的行为。由此产生的平衡方程的恒星形成率，气体分数和金属量取决于三个关键的自由参数，代表喷射反馈，预防反馈和再吸积的喷射物质。我们示意性地描述了这些参数是如何受到模型和观测的约束的。由于流入的随机性扰动的平衡关系的Galerkin往往会被赶回平衡，这样，在恒星形成率的偏差在一个给定的质量与气体分数和反相关的金属丰度。经过早期的气体积累时期，静止的恒星形成星系预计将在宇宙时间的大部分时间内处于平衡状态。平衡模型为理解星系性质的宇宙演化提供了一个简单直观的框架，并将星系与周围气体之间的重子循环作为星系生长的驱动力。
2011-11-15 astro-ph.CO
How to Quench a Dwarf Galaxy: The Impact of Inhomogeneous Reionization on Dwarf Galaxies and Cosmic Filaments
我们使用SPHINX套件的高分辨率宇宙辐射流体动力学模拟研究如何在空间和时间上不均匀的再电离影响的重子内容的矮星系和宇宙细丝。SPHINX模拟同时模拟了非均匀再电离，遵循从数千个星系中逃逸的电离辐射，并解决了远低于原子冷却阈值的晕。这使它们成为研究再电离如何影响恒星形成和矮星系气体含量的理想工具。我们比较模拟和没有恒星辐射隔离的辐射反馈的影响，超新星，宇宙膨胀，和数值分辨率。我们发现，宇宙细丝的气体含量可以减少80%以上的再电离。气体流入率与$M_{vir}<10^8M_{\odot}$的晕强烈的影响，并减少了一个数量级以上的模拟相比，没有再电离。晕质量$M_{vir}<7\times10^7M_{\odot}$的气体流出率显着增加。我们的模拟结果表明，流入抑制，而不是光蒸发，是占主导地位的机制，高红移矮星系的重子含量的调节。在固定的红移和晕质量，有一个大的散射在晕重子分数，这是完全由在周围的一个晕，可以改变$Δz>3$在固定的质量的局部区域的再电离的时间决定。最后，虽然高红移矮星系的气体含量受到再电离的显著影响，但我们发现大多数具有$M_{vir}<10^8M_{\odot}$的晕在再电离后很长时间内仍能保持自屏蔽并形成恒星，直到它们的本地气体库耗尽，这表明本星系群矮星系不一定表现出在$z=6$之前达到峰值的恒星形成历史。
2020-02-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Dark energy and negative compressibility of the Universe: A study based on cosmic equations of state
Universidad Adolfo Ibáñez（阿道夫·伊巴涅斯大学）；Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教 Pontificia 大学）
本研究通过宇宙状态方程分析，揭示暗能量特征源于流体的负压缩性，而非异常性质，并强调将宇宙内容视为非理想流体系统的重要性。
2026-09-29 astro-ph.CO
A minimal empirical model for the cosmic far-infrared background anisotropies
宇宙远红外背景（CFIRB）探测宇宙时间内未解决的尘埃恒星形成星系，并补充星系演化的紫外和光学观测。在这项工作中，我们解释所观察到的CFIRB各向异性使用经验模型的基础上解决星系在紫外和光学调查。我们的模型包括恒星质量函数，恒星形成的主要序列，和尘埃衰减。我们发现，通常使用的线性Kennicutt红外光度和恒星形成率之间的关系overproduces所观察到的CFIRB振幅。观测到的CFIRB要求低质量星系的红外光度比Kennicutt关系预期的要低，这意味着低质量星系的尘埃含量更低，尘埃衰减更弱。我们的研究结果表明，CFIRB不仅提供了一个严格的一致性检查星系演化模型，但也限制了低质量星系的尘埃含量。
2017-03-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Complexity and Information Content of Simulated Universes
宇宙物质复杂、大规模组织进入宇宙网的出现是简单初始条件和简单物理定律如何产生复杂性的一个美丽例证。在天体物理学的大数据时代，将令人惊叹的多种多信使观测与基本物理过程的复杂相互作用联系起来是一个公开的挑战。在这篇文章中，我讨论了信息论的一些相关应用，以客观地测量现代宇宙数值模拟的复杂性。当应用于宇宙学模拟时，复杂性分析使得测量模拟宇宙网络所需的全部信息成为可能。它还使我们能够监测哪些物理过程是宇宙时代和环境中复杂动力学行为出现的主要原因，并可能在未来改进网格细化策略。
2020-09-03 astro-ph.CO astro-ph.IM nlin.AO
The atomic Hydrogen content of the post-reionization Universe
我们提出了一个全面的分析原子氢（HI）的属性使用半解析模型的星系形成和N体模拟覆盖了大的宇宙学体积在高分辨率。我们研究了HI质量函数和HI密度，表征了它们的红移演化和它们对宿主晕质量的依赖。分析了局域宇宙中暗物质晕到红移$z=5$的HI含量，讨论了不同星系性质的贡献。我们发现，不同的组装历史起着至关重要的作用，这种关系的分散。我们提出了新的拟合函数用于构建模拟HI地图HOD技术。我们研究了HI聚类属性相关的未来$21$ ~cm强度映射（IM）的实验，包括HI偏置和散粒噪声水平。HI偏置随红移而增加，在探测的最大尺度上大致是平的。除了在$z=0$的倾角特征外，随着红移的增加，在逐渐变大的尺度上发现尺度依赖性。散粒噪声值与独立研究推断的一致，证实散粒噪声不会成为IM实验的限制因素。我们详细介绍了各种星系的HI功率谱的属性和它们的关系的晕偏置的贡献。我们发现贫HI卫星星系在1-晕项尺度上发挥着重要作用。最后，我们提出了$21$ ~cm信号在红移空间，一个基本的预测，以测试对未来的射电望远镜，如SKA的数据。
2019-09-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
The information content of Cosmic Infrared Background anisotropies
我们使用解析计算来预测宇宙红外背景（CIB）各向异性的功率谱以及双谱。我们的方法是基于晕模型，并考虑到平均光度质量的关系。该模型是用来预测的可能性，同时约束宇宙学，CIB和晕占领分布（HOD）参数的前景的存在。对于分析，我们使用200和900 $\;\mathrm{GHz}$之间的八个频率通道中的波长，并由普朗克和莱特伯德给出调查规格。我们探讨的灵敏度模型参数的多极$\ell =1000$使用自相关和交叉相关的不同频带之间。通过这种设置，宇宙学，HOD和CIB参数可以被限制在几个百分点。银河尘埃是由幂律和散粒噪声的贡献，作为一个频率依赖的幅度被边缘化。我们发现，尘埃残留在CIB地图上的标准宇宙学参数的限制，只有轻微的影响。此外，双谱产生更严格的约束（在$1σ$错误的一个因素四）几乎所有的模型参数，而退化方向是非常相似的功率谱。灵敏度的增加对于中微子质量的总和最为明显。由于退化的相似性，对于大多数参数，不需要将两种分析结合起来。然而，这可能是由于在这种晕轮模型方法中通常采用的简化的偏差描述。
2019-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
COMAP Pathfinder -- Season 2 results III. Implications for cosmic molecular gas content at "Cosmic Half-past Eleven"
本研究基于COMAP Pathfinder第二季观测数据，通过CO(1-0)谱线强度功率谱分析，更新了z~3处CO发射宇宙学聚类及宇宙分子气体含量的约束，缩小了模型空间并展现探测CO发射聚类的潜力。
2024-06-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
Theoretical Models of the Atomic Hydrogen Content in Dark Matter Halos
宇宙再电离后的氢原子（H I）气体主要存在于暗物质晕中，是恒星形成的燃料。它与宿主晕性质的关系是理解宇宙H I分布的关键。在这项工作中，我们提出了一个灵活的，经验模型的H I晕关系。在这个模型中，虽然H I质量主要取决于主机晕的质量，也有其他晕属性的二次依赖。将该模型应用于Arecibo Fast Legacy ALFA Survey（ALSAFA）的观测数据，发现该模型能成功地拟合宇宙H I丰度（$Ω_{\rm HI}$）、平均H I-晕质量关系（$\langle M_{\rm HI}|M_{\rm h}\rangle$）和H I聚类。最佳拟合的ALCHFA数据拒绝与高置信水平的模型与没有次级晕依赖的H I质量和模型与次级依赖的晕自旋参数（$λ$），并显示出强烈的依赖晕形成时间（$a_{1/2}$）和晕浓度（$c_{\rm vir}$）。为了从流体动力学模拟的角度解释这些发现，IllustrisTNG模拟证实了H I质量对次级晕参数的依赖性。然而，IllustrisTNG结果显示对$λ$的强依赖性和对$c_{\rm vir}$和$a_{1/2}$的弱依赖性，并且还预测了在大尺度上比观测大得多的H I聚类值。模拟和观测之间的这种差异要求从理论和观测两方面改进对H I-晕关系的理解。
2022-07-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing the cosmic-ray content of galaxy clusters by stacking Fermi-LAT count maps
射电观测表明，星系团是宇宙射线（CR）的巨大储存库。尽管来自团簇体积的伽马射线信号预计将通过CR质子与周围等离子体的相互作用而产生，但仍然缺少确认观察结果。我们通过分析一组堆叠的费米-LAT计数图来寻找星系团方向上的累积伽马射线发射。此外，我们研究了冷核和非冷核团簇人口之间的排放可能存在的系统差异。利用从HIFLUGCS目录中选择的53个聚类的样本，我们没有从堆叠样本中检测到显著的信号。每个集群的总堆叠样品得出的平均通量的上限是在几个1 e-11 ph cm-2 s-1的水平在95%的置信水平在1-300 GeV带，假设幂律谱与光子指数2.0，2.4，2.8和3.2。样品中冷核和非冷核簇的单独堆叠分别导致约5e-11 ph cm-2 s-1和2 e-11 ph cm-2 s-1的相似值。在假设衰减的π 0，产生的碰撞CR和周围的热气体，负责的伽马射线发射，我们设置上限的平均CR含量在星系团。对于整个星系团，我们对伽马射线通量的上限转化为平均CR与热能比的上限，即光子指数为2.4时的4.6%，尽管个别系统有可能超过这个上限。我们的95%上限是在数值模拟的预期水平，这可能表明，在宇宙学冲击注入CR的效率比以前假设的低。
2013-09-28 astro-ph.CO astro-ph.HE
Weak Evolution of Cosmic Atomic Hydrogen over the Past 4.5 Billion Years
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学）；Guizhou University（贵州大学）；University College London（伦敦大学学院）；Max Planck Institute for Radio Astronomy（马克斯·普朗克射电天文研究所）；University of Edinburgh（爱丁堡大学）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
通过结合射电与光学光谱测量0<z<0.41宇宙HI密度，发现过去45亿年其下降幅度远小于恒星形成率密度，分子气体密度与恒星形成关系更紧密，为相关模型提供基准。
2026-07-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Probing Cosmic Dawn: Modelling the Assembly History, SEDs, and Dust Content of Selected $z\sim9$ Galaxies
在$z>9$的星系光谱能量分布（SED）中存在光谱学证实的巴耳末断裂，为我们宇宙中第一代恒星的组装历史提供了最好的探测器之一。最近对引力透镜源MACS 1149_JD 1（JD 1）的观测表明，大量的恒星形成可能发生在红移高达$z\simeq15$的地方。推断的恒星质量，尘埃质量和组装历史的JD 1，或任何其他星系在这些红移表现出强烈的巴耳末突变，可以提供一个强有力的测试，我们最好的理论模型从高分辨率的宇宙学模拟。在这项工作中，我们提出的结果从宇宙辐射流体动力学模拟的区域周围的一个巨大的莱曼break星系。对于我们的两个最大质量的系统，我们表明，灰尘优先居住在附近的年轻恒星，从而增加了强度的测量巴耳末破裂，使模拟的SED是一致的光度学的JD 1和其他两个$z>9$系统（GN-z10 -3和GN-z9 -1），提出了在高红移的巴耳末破裂。我们发现强烈的变化，几乎相同的恒星和晕质量的星系的SEDs的形状和光度，表明形态，组装历史和尘埃分布的重要性，在高红移的个别星系的属性进行推断。我们的研究结果强调，即使在极端的红移$z>9$的尘埃可能发挥调制星系的可观察的属性的重要性。
2019-01-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Energy dissipation of energetic electrons in the inhomogeneous intergalactic medium during the epoch of reionization
研究了宇宙再电离时期非均匀星系际介质中高能电子随时间的能量耗散。除了原子过程之外，我们还考虑了电子在漫画微波背景（CMB）光子上的逆康普顿（IC）散射，这是能量超过几MeV的电子的能量损失的主要通道。我们证明：（1）对IGM的影响既有局部的，（原子过程）和非局部（2）氢离子和氦离子电离的能量分布依赖于初始电子能量，（3）局域重子过密度显著影响能量在各通道中的分布;（4）在宇宙再电离时期，原子截面的相对论效应变得重要。我们将代码作为开源发布，供社区进一步修改。
2016-04-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
Reionization during the dark ages from a cosmic axion background
最近有人指出，后暴胀时期重场的原始衰变将产生相对论性类轴子粒子（ALP）的宇宙背景，从而导致今天宇宙中的额外辐射。原始磁场会在黑暗时代触发这些ALP转化为亚MeV光子。这种光子流会使宇宙早期再电离，在总光学深度上留下一个显著的印记，以重新组合$τ$。利用$τ$的电流测量和普朗克实验对额外辐射含量$ΔN_{\rm eff} $的限制，我们对ALP-光子转换提出了一个强的限制。也就是说，我们得到的产品上的上限的光子ALP耦合常数$g_{aγ}$倍的磁场强度$B$下降到$g_{aγ} B \gtrsim 6 \times 10^{-18} \textrm{GeV}^{-1} \textrm{nG} $的超轻ALP。
2016-05-02 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Atomic and molecular gas from the epoch of reionization down to redshift 2
宇宙气体构成了宇宙中重子物质的90%，而H $_2$是最接近恒星形成的分子。在这项工作中，我们研究了冷中性气体和它的H $_2$组分在不同的时代，利用最先进的流体动力学模拟，包括时间依赖的原子和分子非平衡化学耦合到恒星形成，反馈效应，不同的紫外背景在最近的文献和一些额外的过程-如气体自屏蔽，H $_2$尘埃颗粒催化，光电和宇宙射线加热-发生在结构形成期间（ColdSIM）。我们发现中性气体的质量密度参数$ Ω_{\rm neutral} \simeq $ 10 $^{-3}$和增加从低到高的红移，与现有的HI数据。在$z\sim $ 4-8下，所得H $_2$分数可高达$\sim $ 50%，与最新的高- $z$测量值一致。尽管依赖于所采用的紫外背景，推导出的$ Ω_{\rm H_2} $值与观测值一致，直到$z\sim$ 7，HI和H $_2$趋势都可以通过我们的基于非平衡H $_2$的恒星形成模型更好地再现。预测的气体耗尽时间尺度减少对较低的$z$，与H $_2$耗尽时间保持低于哈勃时间和可比的动力学时间在所有考虑的红移。这意味着非平衡分子冷却在各种环境中以及从非常早期的宇宙时代起，在驱动冷气体坍缩方面是有效的。在附录中，我们展示了对单个过程的详细分析，以及简单的数值参数化和拟合来解释它们。我们的研究结果表明，除了HI，非平衡H $_2$观测是评估冷气丰度和紫外背景辐射作用的关…
2021-11-26 astro-ph.CO astro-ph.GA
Information Content of the Cosmic Web
Instituto de Física Teórica UAM/CSIC, Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学理论物理研究所）
利用潮汐形变张量的特征值和剪切不变量，通过信息论和多重分形分析，量化宇宙网几何结构中的信息含量，并发现纤维状结构是物质分布的主要信息载体。
2026-08-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
New empirical constraints on the cosmological evolution of gas and stars in galaxies
我们结合了最新的观测动机的约束恒星性质的暗物质晕，随着数据驱动的预测原子（HI）和分子（H $_2$）的气体在星系中的演变，获得经验之间的关系建立的星系组成部分和它们的演变在宇宙时间。在高红移（$z \gtrsim 4$），框架意味着星系主要通过吸积获得它们的冷气（原子和分子），冷气的分数达到宇宙重子分数的20%左右。我们推断一个强烈的依赖H $_2$质量的恒星形成率，这表明在银河系大小的晕（质量$10^{12} \ M_{\odot}$在$z = 0$）的0.1-1 Gyr的近普遍的耗尽时标。如果假设CO光度与分子气体质量的转换因子（$α_{\rm CO}$）为常数，那么肯尼库特-施密特关系在红移范围内几乎是普适的，对恒星质量的依赖性很小。结合原子和分子气体的观测与恒星的建立说明银河系质量大会在银河系大小的晕收益从平滑吸积在高红移，成为合并为主的后期（$z \lesssim 0.6$）。我们的研究结果可以用来限制在宇宙历史上星系的主要增长和吸积过程的数值模拟。
2020-06-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
