冷中性气体的演化与恒星形成历史

恒星形成率密度 {\psi}* 与作为恒星形成原材料的中性氢(HI)丰度之间的演化存在众所周知的差异。然而,我们最近已表明 {\psi}* 可能与通过 HI 的 21 厘米吸收示踪的冷原子气体比例相关。这是预期的,因为恒星形成需要冷(T ~ 10 K)气体,因此这可以解释为何恒星形成率密度不随总体原子气体而变化。不过,数据仅限于红移 z < 2,在此范围内 {\psi}* 与冷气体比例均从当今(z = 0)起呈现相似的急剧上升,因此尚不清楚在更高红移处冷气体比例是否随 {\psi}* 一同下降。为解决这个问题,我们利用未发表的高红移阻尼莱曼-{\alpha} 吸收系统的 21 厘米吸收档案观测,以增加 z > 2 处的样本。数据表明冷气体比例确实呈现下降,尽管在 z ~ 3 处其下降比 {\psi}* 显著更陡。然而,这与吸收星系及背景连续辐射的延展程度存在简并;通过典型演化模型去除这些影响后,我们发现气体的平均自旋温度 <T> ~ 3000 K,而 z < 2 处拟合所预期的约 2000 K。这些温度与观测到的高中性氢柱密度一致,后者要求 T < 4000 K 以使气体不至于高度电离。