分子气体丰度测量中的偏差与宇宙方差

近期的深毫米波巡天试图通过 CO 发射线的盲探测来测量一氧化碳(CO)光度函数与平均分子气体密度。虽然宇宙恒星形成率密度已在数百角分$^2$或更大视场中得到约束，分子气体研究仍局限于$\le50$角分$^2$。这些小视场导致了已发表结果中未考虑的显著偏差。为量化这些偏差，我们将 CO 光度分配给宇宙学模拟中的晕，以产生一系列视场大小的模拟观测。我们发现$\lesssim 10$角分$^2$的视场会改变恢复出的光度函数形状，导致对亮天体数目的低估。我们的模型表明，当前巡天足够灵敏，可探测到高红移处约占宇宙分子气体密度一半的源。然而，气体密度测量的不确定性很大，宇宙方差可能使这些巡天所声称的不确定性加倍。因此，以高置信度探测高红移分子气体红移演化的所需视场可能比当前巡天已实现的大一个数量级以上。shot power 强度映射测量尤其对泊松方差敏感，需要更大面积来约束气体密度或其演化。我们给出了一个简单方案，用于近似直接探测与强度映射巡天中总 CO 发射不确定性随巡天面积与红移的函数关系。