Probing Primordial and Pre-Galactic Lithium with High Velocity Clouds
前银河系丰富的锂提供了一个独特的窗口，非热宇宙学过程。原始锂丰度是保证存在的，并探测大爆炸核合成（BBN），而额外的锂组分很可能是由宇宙射线加速大尺度结构形成产生的。前银河Li目前只能在低金属丰度的星系晕星中观察到，但由于恒星大气和对流的建模，丰度测量受到系统不确定性的困扰。我们提出了一个新的网站测量前银河系锂：低金属，高速云（HVC），这是可能的河外气体吸积到银河系，并已被发现有氘丰度与原始一致。在这样一个HVC中对Li的观测将提供第一个河外Li的测量，并可能揭示BBN预测和晕星Li丰度测定之间的明显差异。此外，HVC Li可以同时测试由于宇宙射线而存在的非原始Li。元素和同位素锂丰度的可观测性进行了讨论，并确定候选网站。
2004-12-09 astro-ph
Cosmology from decaying dark energy, primordial at the Planck scale
热力学也要求考虑暗能量的量子，这就把暗能量的化学势引入了宇宙学方程。分离其主要贡献，我们得到的解决方案与暗能量衰减到物质或辐射。当占主导地位时，它们的能量密度逐渐趋于恒定比例，解释了当今的暗能量-暗物质巧合，并且与超新星红移数据和宇宙年龄约束一致。这也连接了普朗克和今天的时间尺度。这种衰变可能表现在最近探测到的最高能量的宇宙射线中。
2005-02-22 astro-ph hep-ph hep-th
The primordial lithium abundance
利用Alonso，Arribas & Martinez-Roger（1996 a）新的精确的IRFM有效温度，对一个选定的晕星样本中的锂丰度进行了修正。从41颗高原星（Teff > 5700且[Fe/H] <= -1.5）中，我们没有发现内禀色散的证据，Teff有微小的趋势，[Fe/H]没有趋势。Teff的趋势与Deliyannis、Demarque和Kawaler（1990）的标准Li等时线完全一致，这意味着Li的原始值为A（Li）= 2.238 +/- 0.012 {1 sigma} +/- 0.05{sys}。目前的结果反对任何类型的耗尽扩散，旋转混合或恒星风预测。因此，在Pop II恒星中观测到的Li提供了一个直接和可靠的重子密度估计，可以与其他重子指标（如高红移系统中的氘）相媲美。本文在SBBN框架下对原初Li进行的向上修正给出了重子密度在1 σ处的两个解：Omega_{B} h^2 = 0.0062 {+0.0018，-0.0011}或Omega_{B} h^2 = 0.0146 {+0.0029，-0.0033}。
1996-11-06 astro-ph
The Spite Lithium Plateau: Ultra-Thin but Post-Primordial
我们已经研究了23个非常贫金属场关闭星，特别是选择，使分散在锂丰度的Spite Li高原的精确测量。我们集中研究有效温度范围窄、金属丰度非常低（[Fe/H] < -2.5）的恒星，以减少系统误差的影响，并特别努力使等效宽度和有效温度的随机误差最小化。一个典型的正式错误，我们的丰度是0.033德克斯（1-西格玛），这代表了两个改进的因素，对大多数以前的研究。我们所观察到的Li Spite平台的扩散仅为0.031 dex（1-sigma），因此我们得出结论，在非常贫金属的晕关闭处，本征扩散实际上为零。我们恢复了锂丰度与金属丰度的强相关性，dA（Li）/d[Fe/H] = 0.118 +/- 0.023 dex per dex。以前的索赔缺乏依赖性的A（Li）对[Fe/H]已被证明是由于使用噪音估计的有效温度和金属丰度。虽然我们不能排除一个统一的耗尽机制，在A（Li）丰度的扩散的缺乏限制了允许的耗尽电流旋转诱导的混合模型< 0.1 dex。校正GCE对6Li和7 Li的贡献，我们推断原始锂丰度A（Li）= 2.0 dex。我们预测，在[Fe/H] <-3.0的极低金属丰度恒星中观察到的锂，将产生比该样本中大部分恒星更小的A（Li）值，与低原始丰度一致。
1999-03-03 astro-ph
Stellar Mixing and the Primordial Lithium Abundance
我们比较最近的样本中的晕星的锂丰度的性质彼此和预测的理论模型，包括旋转混合，我们检查的数据与金属丰度的趋势。我们从KS测试中发现，在没有任何化学演化校正的情况下，Ryan，Norris和Beers（1999）样品完全符合轻度旋转混合诱导的耗尽，因此，初始锂丰度高于观测值。异常值的检验敏感地依赖于定义其存在的阈值，但我们发现RNB样本从具有0.2 dex中位数耗竭的旋转混合模型中抽取的概率为10 $--$ 45%（较低的概率对应于较高的耗竭因子）。当化学演化趋势（Li/H与Fe/H）在线性平面中处理时，我们发现RNB样品中的分散体不能用化学演化来解释;从旋转混合中推断出的锂耗尽界限与那些来自没有化学演化的模型的界限相似。我们发现，在等效宽度测量的差异是主要负责不同的观测结论，在晕星的锂分散。标准大爆炸核合成预测的锂丰度对应于从高红移、低金属丰度类星体吸收体的观测中推断的氘丰度，需要晕星锂的消耗量与我们的旋转混合模型一致，但与没有消耗不一致。
2001-05-24 astro-ph
Hadronic Decay of Late-Decaying Particles and Big-Bang Nucleosynthesis
我们研究了寿命大于$\sim 1$ sec的晚期衰变奇异粒子的大爆炸核合成（BBN）方案。在早期宇宙中有一个晚期衰变的粒子，标准BBN情景的预测可能会发生重大变化。因此，我们推导出其原始丰度的限制。我们特别注意这种粒子的强子衰变模式。我们看到D，${\rm ^{3}He}$和${\rm ^6Li}$的非热产生过程提供了一个严格的强子分支比的晚衰变粒子原始丰度的上限。
2004-06-17 astro-ph hep-ph
Cosmological scenario of stop NLSP with gravitino LSP and the cosmic lithium problem
观测数据与标准的大爆炸核合成理论预测之间关于Li^7和Li^6丰度的差异一直是天体物理学和宇宙学中的一个困扰问题，因为大爆炸范式非常有吸引力和成功。这个锂问题的一个可能的解决方案是通过改变原始元素丰度的大质量亚稳粒子的强子衰变。我们使用引力子暗物质框架来探索这种可能性，在这个框架中，下一个最轻的超对称粒子（NLSP）通常是长寿的。我们发现，停止NLSP可以提供一个有吸引力的解决锂的问题。
2008-11-07 astro-ph hep-ph
Primordial Lithium and Big Bang Nucleosynthesis
在标准的热大爆炸核合成（BBN）模型中，对于给定的哈勃参数，H、H2、He 3、He 4和Li 7的原始丰度通过重子-光子比$η$固定宇宙的重子密度$Ω_b$。最近对Li的观测表明，它在贫金属恒星中的本征色散基本为零，平均Li丰度的随机误差可以忽略不计。然而，Li丰度的下降趋势朝向较低的金属丰度，加上Li 6的检测，表明其原始丰度只能在银河系核合成过程（银河系化学演化（GCE））之后才能推断出来。我们发现，锂与铁的趋势提供了一个强硬的判别轻元素的GCE替代模型之间。我们批判性地评估当前系统的不确定性，并确定新的，更严格的限制内的原始锂丰度。我们表明，李约束$Ω_b$现在主要是有限的BBN { \it计算}中使用的核截面的不确定性，而不是由丰度本身。对系统学的更清楚的理解允许对原始Li丰度的更准确的推断，使与He 4和氘的比较以及由此产生的BBN测试更加尖锐。我们发现，锂的数据是在很好的协议与氦4和"高“氘值，但低氘丰度是在最好的边缘锂范围内。
1999-05-17 astro-ph
Effects of Unstable Particles on Light-Element Abundances: Lithium versus Deuterium and He3
我们重新考虑不稳定粒子对原始轻元素的产生和破坏的影响，以期调和从大爆炸核合成（BBN）推导出的高原始Li 7丰度，正如现在从宇宙微波背景（CMB）的各向异性推断出的重子-光子比所暗示的那样，在晕星中观察到的Li 7丰度较低。Li 7的潜在破坏受到氘（D）、He 3和Li 6的观测的强烈约束。我们确定了不稳定粒子丰度和寿命的范围，这将耗尽锂7，同时保持与锂6的丰度一致。然而，在这些区域中，要么D丰度低得不可接受，要么He 3/D比大得不可接受。我们的结论是，后期粒子衰变是无法解释的差异计算的锂7丰度和观察到的锂7平台。在中性伴子或引力伴子暗物质的超对称理论的背景下，我们显示了相应的模型参数的轻元素约束。
2005-03-01 astro-ph hep-ph
Primordial Lithium Abundance as a Stringent Constraint on the Baryonic Content of the Universe
我们已经完善了原始水平的$^7$锂丰度的估计精度优于10%，基于高精度的锂丰度的贫金属晕星，和最近的模型后BBN（大爆炸核合成）的化学演化，提供了一个定量的解释，检测到温和的上升与金属丰度[Fe/H] $ > -3$的恒星Spite高原。我们的极大似然分析得到的原始锂丰度的估计$A({\rm Li})_p=2.07^{+0.16}_{-0.04}$，考虑到可能的系统误差估计锂丰度后，与一个仍然有争议的问题，关于恒星耗尽的例外。基于这一估计的$η$（宇宙中重子与光子的数密度比）的推断值与来自河外观测站的“低He”+"高D“的测量值相比，与来自河外观测站的"高He”+"低D“的测量值更一致。由于在当前的恒星耗尽过程模型中，很难解释在贫金属恒星中观测到的锂丰度的微小分散，因此我们对$A({\rm Li})_p$的估计应被视为宇宙中重子质量密度参数的独立约束，给出$Ω_b h^2=(0.64-1.4)\times 10^{-2}$和$h=H_0/100$ km s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$。
2000-04-04 astro-ph
The lithium content of the globular cluster NGC 6397
我们利用贫金属球状星团NGC 6397中12颗关断星的高分辨率、高信噪比光谱测量了它的锂含量。我们得出结论，它们都具有相同的锂丰度A（Li）= 2.34，标准偏差为0.056 dex。我们使用这个结果，连同蒙特卡罗模拟，估计最大允许的内在散射是0.035德克斯的顺序。这是一个新的严格的约束，以满足恒星模型预测锂耗尽。我们认为，尽管不能排除最近模型预测的0.1 - 0.2 dex的轻微耗尽，但没有令人信服的理由。这一事实，加上与场星中观察到的Li丰度的良好一致性，支持了锂的原始起源贫金属恒星中的锂。以上述值作为原初锂丰度，意味着宇宙重子密度为标准大爆炸核合成预言的Omega_b h^2 = 0.016 +/- 0.004或Omega_b h^2 = 0.005 ^{+0.0026}-0.0006}。重子密度解与最近关于氘和3 He的原始丰度的结果以及由宇宙微波背景起伏得出的估计是一致的。
2002-04-19 astro-ph
Rotational Mixing And The Primordial Lithium Abundance
近年来，对低质量恒星角动量演化的研究取得了一些进展（Krishnamurthi et al 1997 a）。现在可以建立理论模型，再现低质量疏散星团恒星的角动量演化，并且可以从年轻星团中推断出初始条件的分布。在这张海报中，我们报告的应用这些模型的旋转混合晕星的问题。从年轻的集群推断的初始条件的分布产生了一个明确的晕锂“高原”适度的分散和一个小的人口离群值。不同的太阳校准选择产生一系列的绝对损耗因子。我们表明，分散和$^6$ Li耗尽$^7$ Li耗尽的比例增加的绝对$^7$ Li耗尽的增加。HD 84937中测得的$^6$ Li和平台中的分散度为$^7$ Li消耗设定了独立的上限。与疏散星团和太阳的一致性，以及在高原中的内在分散的主张，设定了一个下限。我们推导出晕场星的锂耗尽范围为0.2-0.4 dex $^7$。宇宙学的影响进行了讨论。
1997-12-10 astro-ph
Can ambipolar diffusion solve the cosmic lithium problem?
最近的WMAP观测表明，锂的原始丰度应该比在低金属量恒星中测量的值高2-4倍。我们表明，这种差异可以用原恒星云中的双极扩散过程来解释，这导致锂和钠等低电离势元素的耗尽。在[Fe/H]>~-1的高金属量恒星中，这一过程导致的锂的消耗可以忽略不计，但对于[Fe/H]<~-1.5的恒星，锂丰度下降了~3倍，这与WMAP的观测结果一致。
2006-11-09 astro-ph
Cosmic Density Perturbations from Late-Decaying Scalar Condensations
本文研究了在标量场引力场曾经支配宇宙的情况下，由后衰变标量凝聚（称为引力场）的振幅涨落引起的宇宙密度扰动。在这种情况下，宇宙微波背景（CMB）辐射起源于标量凝聚的衰变产物，因此它的各向异性受到标量涨落的影响。结果表明，目前的宇宙密度扰动主要是由宇宙中的原初涨落引起的，而不是由暴胀子场的涨落引起的。这种情况可能会改变对密度扰动源的约束，如暴胀。此外，绝热和等曲率扰动的相关混合物可能会出现在这样的情况下，可能的信号在CMB功率谱进行了讨论。我们还表明，最简单的情况下产生的宇宙密度扰动只从原始波动的π（即，所谓的“曲率”情况）受到CMB角功率谱的当前测量的严重限制，如果产生绝热和等曲率扰动的相关混合的话。
2002-06-04 astro-ph hep-ph
Lithium hydride in the early universe and in protogalactic clouds
我们研究的过程中形成和破坏的LiH分子在原始气体中的温度T \leq 5000 K的标准弗里德曼宇宙模型的框架，我们计算的光学深度的宇宙由于汤姆逊散射的宇宙背景光子的LiH。一个简单的模型的球形密度扰动的演变的帮助下，我们遵循的线性增长和随后的各种质量的原星系云的崩溃，一贯评估其物理特性和化学成分。我们确定预期水平的各向异性的宇宙背景辐射由于存在的LiH分子在高红移原星系云。我们的结论是，LiH的光谱特征产生的原始气体是很难检测到目前的技术和仪器。
1997-04-30 astro-ph
Ultra High Energy Cosmic Rays from Early Decaying Primordial Black Holes
超高能宇宙射线的起源是一个尚未解决的问题。在文献中，有几种方案，如Z爆发，超大质量物质的衰变，susy粒子作为一个主要的，中微子作为额外的维模型中的主要存在试图解决这个问题。这些提议中的许多都通过引入新的物理学来解决宇宙射线在宇宙学距离上的传播问题。然而，这些并不能解释如此高能量的宇宙射线的起源。可能的天体物理学地点，如活动星系核，受到高度限制。在这里，我们确定这些宇宙射线是否起源于一些奇异物体的衰变，例如早期宇宙中存在的原始黑洞（PBH）。与通常的自上而下的情况相反，我们不假设这个奇异的物体一定要在我们的天体物理学邻域中衰变，因为我们假设了一个超越标准模型的情况，其中没有传播问题。我们考虑标准的4维PBH以及膜世界PBH。我们发现，在这两种情况下，它是无法产生所观察到的超高能宇宙线通量。
2005-09-13 astro-ph
Cosmic Microwave Background from Late-Decaying Scalar Condensations
基于超对称模型，研究了在多种宇宙学场景中出现的具有后衰变标量凝聚的宇宙微波背景（CMB）各向异性。在这样一个标量凝聚的情况下，我们今天观察到的CMB辐射起源于π，因此如果π具有原始涨落，CMB各向异性就会受到影响。特别是，如果宇宙中的所有成分（即，辐射、重子、冷暗物质等）都是由中微子的衰变产物产生的，宇宙密度扰动的主要来源可能是中微子的原初涨落，而不是暴胀子场的涨落。在这种情况下，对通货膨胀模型的约束可以大大放松。在另一种情况下，重子或CDM可能不是来自于衰变产物，而是绝热涨落和等曲率涨落的相关混合。如果是这样的话，CMB角功率谱可能与绝热结果不同，并且正在进行的MAP实验可能观察到与标准暴胀情景预测的偏差。
2002-10-29 astro-ph hep-ph
Rosseland and Planck mean opacities for primordial matter
我们提出了新计算的低温不透明度的气体与原始的化学成分。与早期采用纯无金属氢/氦混合物的计算相反，我们考虑了标准大爆炸核合成产生的小部分氘和锂。我们的不透明度表涵盖了密度范围-16 < log rho [g cm^{-3}] < -2和1.8 < T [K] < 4.6的温度范围，而以前的表通常限于T > 10^3 K。我们发现，虽然氘的存在并不显着改变不透明度值，锂的存在引起的不透明度的重大修改，在某些点上增加了约2个数量级相对于纯氢/氦不透明度。
2004-11-22 astro-ph
Big Bang Nucleosynthesis Constraints on Hadronically and Electromagnetically Decaying Relic Neutral Particles
详细研究了在衰变的中性粒子遗迹中的大爆炸核合成。所有对测定2 H、3 H、3 He、4 He、6Li和7 Li的轻元素丰度产额很重要的非热过程都与热核聚变反应耦合，以获得相对准确的结果。将预测的轻元素产额与观测推断的原始轻元素丰度极限进行比较，以推断衰变时间在0.01秒<τ < 10^（12）秒区间内的遗迹衰变粒子的丰度和性质的约束。衰变粒子通常在早期受到4 He或2 H的限制，在中期受到6Li的限制，在很大程度上受到3 He/2 H的限制。约束示出了大量的强子分支比和衰变粒子质量，并可能被应用于约束早期宇宙的演化。
2006-11-10 astro-ph hep-ph
Radiative decay of a massive particle and the non-thermal process in primordial nucleosynthesis
本文研究了长寿命大质量粒子辐射衰变对大爆炸核合成的影响。如果高能光子在BBN时期（$t \sim 1 - 10^3$ sec）之后发射，它们可能会通过光解离过程改变轻元素的丰度，这可能导致标准BBN和观测之间的显著差异。考虑到这一领域最近的观测和理论发展，我们修改了我们以前的研究，限制了辐射衰变粒子的丰度。特别是，在理论方面，最近有人声称，由$\hefour$的光解引起的$^6$ Li的非热产生最严重地限制了辐射衰变粒子的丰度。然而，我们将看到，强调$^6$ Li的非热产生的重要性还为时过早，因为（i）由于缺乏对$^6$ Li产生截面的精确理解，$^6$ Li丰度的理论计算具有很大的不确定性，以及（ii）$^6$ Li丰度的观测数据具有很大的误差。
2000-12-21 astro-ph hep-ph
Inhomogeneous big bang nucleosynthesis with late-decaying massive particles
我们研究了在重子密度不均匀性和后衰变大质量粒子（X）的影响下，用大爆炸核合成解释D，3 He，4 He和7 Li的原始丰度的可能性，并探讨了在这种情况下闭合密度Omega_b的重子分数的允许范围.我们发现，根据这个复合模型的参数（不均匀性的特征尺寸和密度对比度; X粒子的质量密度、寿命和衰变中的有效重子数），高达Ω_{b} h_{50} ^{2} \simeq 0.25-0.35的值可以与轻核素的原始丰度相容。我们考虑了中子和质子在各个阶段的扩散，并考虑了X粒子对能量密度的贡献，它们衰变产生的熵，X粒子的衰变产物可能使核合成前几个阶段产生的轻核发生光离解的可能性，以及X粒子的衰变产物中可能包含相当大一部分强子的可能性。对Be的原始丰度进行了具体的预测。
1998-04-22 astro-ph
Differential neutrino heating and reduced $^4$He production from decaying particles in the early universe
一个主导宇宙能量密度的衰变粒子以$\sim 10^{-1}$秒的寿命衰变为电磁相互作用粒子，它可以比$μ$和$τ$中微子更能加热背景电子中微子，导致原始$^4$ He丰度的减少。先前对这种效应的计算假设中微子突然从电磁等离子体中退耦。在这里，我们用一种改进的（尽管仍然近似的）方法来重复这个计算，这种方法处理了从黑体辐射到各种中微子成分的能量流。我们发现，与我们改进的计算，减少原始$^4$他是不是像以前认为的那样大，但它发生在一个更大的范围内衰变粒子寿命$τ$。$^4$ He的减少可以与$ΔY = -0.01$一样大，持续$τ= 0.1 - 0.7$秒。
1995-09-26 astro-ph
Moduli constraints on primordial black holes
晚期衰变的大质量粒子的数量（例如，计算了质量为$\Mbh\la10^9 $ g的原初黑洞蒸发过程中产生的引力子（模）.大爆炸核合成对这些粒子丰度的限制被用来约束初始PBH质量分数$β$（PBH能量密度与形成时的临界能量密度之比），如下：$β\la 5\times10^{-19} (\xp/6 10^{-3})^{-1} (\Mbh/10^9 {\rm g})^{-1/2} (\bar{\Yp}/10^{-14})$ ; $\xp$是PBH亮度进入引力子或模的分数，$\bar{\Yp}$是核合成对引力子或模的数密度与熵密度之比的上限。这显然意味着这样的多光子带隙不应该成为宇宙能量密度的主导。
2000-01-24 astro-ph hep-ph
Baryonic Density from Primordial Li
在晕星的选定样本中的锂丰度已被修订，使用新的精确Teff。从41个高原星，我们发现没有证据的内在色散，一个微小的趋势与Teff和[Fe/H]没有趋势。这些结果反对耗尽无论是恒星风，扩散或旋转混合。因此，在PopII星中观测到的Li提供了重子密度的可靠估计。Bonifacio & Molaro（1996）对此进行了更详细的讨论。
1996-10-08 astro-ph
Galactic Chemical Evolution and the abundances of lithium, beryllium and boron
提出了一个包含银河宇宙线核合成、$ν$过程、新星、AGB和C星的LiBeB演化模型。我们已经将银河宇宙射线核合成（GCRN）纳入了一个完整的化学演化模型，该模型考虑了从氢到锌的76种稳定同位素。任何成功的LiBeB演化模型也应该与其他观测约束相容，如年龄-金属丰度关系，G矮星分布或其他元素的演化。与此同时，我们已经检验了一个考虑了Wakker等人（1999）最后一次观测的富含金属的云落在盘上的模型与原始的坠落模型有多大的不同。
2001-01-31 astro-ph
COSMIC LITHIUM: GOING UP OR COMING DOWN ?
星际锂的观测为Pop I和Pop II恒星中锂的研究提供了有价值的补充。对看不见的LiII和非气相锂的大幅修正给使用星际数据进行丰度测定带来了障碍。提出了一种克服这些困难的方法，并应用于银河和LMC。关键在于，由于钾和锂在电离和耗尽方面的行为相似，因此它们的观测比率（LiI/KI）可用于探测锂的丰度和演化。对于银河系星际介质（ISM）中的十条视线，$(\log (N_{Li}/N_K)_{ISM} = - 1.88 \pm 0.09)$观测到的Li/K比与太阳系值$(\log (N_{Li}/N_{K})_{\odot} = - 1.82 \pm 0.05)$完全一致。LMC中SN 87 A前面没有LiI，加上观测到的KI，对应于$\log (N_{Li}/N_K)_{LMC} < - 0.3 + \log (N_{Li}/N_K)_{ISM}.$的上限（在$\rsim 95 \% \ CL$）。LMC锂的这个低上限表明宇宙锂正在从原始丰度上升，至少比$[Li]_{PopI} \equiv 12 + \log (Li/H)_{PopI} = 3.2 \pm 0.1$目前的Pop I值低两倍。
1995-04-14 astro-ph
On the lithium content of the globular cluster M92
我使用文献数据和一个新的温度校准来确定球状星团M 92中的Li丰度。根据相同的数据，Boesgaard等人声称Li丰度的分散度超过了观测误差。这一结果被认为是贫金属矮星中锂耗尽的证据。在本说明中，我认为，有没有强有力的证据，内在分散在锂丰度，虽然分散大至0.18德克斯是可能的。平均Li丰度A（Li）=2.36，与最近在贫金属球状星团NGC 6397中的场星和TO星的结果吻合得很好。最简单的解释是，这个恒定值代表了原始的锂丰度。
2002-09-20 astro-ph
Solving the Cosmic Lithium Problems with Gravitino Dark Matter in the CMSSM
标准的大爆炸核合成在重子密度推断WMAP意味着原始锂7丰度因子的两到三个大比低金属丰度晕星的观测推断。最近在晕星中对Li 6的观测表明，这种同位素是前银河系起源的，这是非常难以用假定的高红移宇宙线种群来解释的。我们调查，如果一个或两个这些锂问题可以解决的约束最小超对称标准模型（CMSSM）耦合到重力的晚期衰变遗迹粒子。假设引力子是最轻的超对称粒子（LSP），我们发现，在大部分的CMSSM参数空间，这些问题都可以潜在地解决。特别是，我们还找到了可以同时解决两个锂问题的解决方案。这意味着在大爆炸后的1000秒，1TeV的遗迹粒子发生强子衰变，变成100 GeV的引力子，正如我们之前提出的那样。此外，产生的引力子自然地贡献了WMAP所需的暗物质密度的很大一部分或全部。这个模型的一个预测是暗物质是不冷不热的，自由流长度的顺序为4千电子伏的早期冻结的遗迹粒子。这种不冷不热的引力子暗物质可能对星系结构的形成有有益的影响，并且可能受到宇宙再电离历史的限制。本文的当前版本给出了两种情况下的结果：（a）包括催化核反应和（b）忽略催化核反应。
2008-10-30 astro-ph hep-ph
Big Bang Nucleosynthesis with Bound States of Long-lived Charged Particles
原始核合成后衰变的带电粒子（X）受到其衰变产物不应急剧改变轻元素丰度的要求的限制。如果衰变粒子带负电（X-），那么它将与原子核结合。我们考虑了X与氦-4结合时衰变的影响，并表明这将改变锂的丰度。
2007-01-18 astro-ph
The Lithium Content of the Galactic Halo Stars
由于最近的宇宙微波背景实验精确地测定了宇宙的重子密度，大爆炸核合成的标准模型的最新预测现在以前所未有的精度产生了原始轻元素的初始丰度。在$^7$ Li的情况下，CMB+SBBN值明显高于通常报道的Pop II星沿所谓的Spite高原的丰度。鉴于这一分歧具有宇宙学，银河系和恒星的影响至关重要，我们决定通过重新访问大量的文献李晕星数据，我们组装了一些严格的选择标准的原始分析质量的样本，以解决最关键的问题。[摘要]
2005-06-17 astro-ph
Non-grey hydrogen burning evolution of sub-Solar mass Population III stars
原始元素H、He和Li包含在一个低温状态方程和单色不透明度函数中。状态方程和不透明度函数被引入到恒星演化程序NG-ELMS中，该程序利用了运行时计算的非灰色模型大气。NG-ELMS用于计算亚太阳质量范围为0.8- 0.15 Msol的原始和无锂元素混合物的恒星演化模型。我们发现，锂对这个质量范围内恒星的结构和可观测性质几乎没有影响。此外，在质量小于~0.7 Mol的恒星中，锂在主序星之前被聚变完全破坏。我们发现，在红巨星分支和Hayashi轨道上，使用非灰色模型大气为恒星演化计算提供上边界条件，在整个质量范围内，导致明显更冷的低亮度恒星
2006-10-05 astro-ph
Reappraising the Spite Lithium Plateau: Extremely Thin and Marginally Consistent with WMAP
利用文献报道的精确等效宽度和改进的红外通量法温标，测定了62颗晕矮星的锂丰度。41颗高原星的Li丰度（Teff > 6000 K）与温度和金属丰度无关，在很宽的温度范围内星-星散射仅为0.06 dex（6000 K < Teff < 6800 K）和金属丰度（-3.4 < [Fe/H] < -1），从而对混合引起的贫化和银河系化学演化引起的产生施加了严格的限制。我们发现平均Li平台丰度为A（Li）= 2.37 dex（7 Li/H = 2.34 × 10^{-10}），考虑绝对丰度标度中0.1 dex数量级的误差，这与原始核合成理论和WMAP数据所施加的约束（2.51 < A（Li）[WMAP] < 2.66 dex）刚好处于边界一致。
2004-09-15 astro-ph
Cosmological Deuterium Abundance and the Baryon Density of the Universe
标准大爆炸核合成（BBNS）承诺准确预测氘，氦-3，氦-4和锂-7的原始丰度作为一个单一参数的函数。以前的测量几乎总是被解释为模型的确认（Copi，Schramm和Turner 1995）。在这里，我们提出了一个新发现的高红移贫金属气体云在红移$z=2.504$的氘氢比（D/H）的测量。这证实了我们之前对D/H的测量（Tytler，Fan & Burles 1996），他们一起给出了原始D丰度的第一个精确测量，并且普通物质的宇宙学密度的精确度提高了10倍。这是一个高密度，大多数普通物质无法计算或黑暗，这太高了，无法与氦-4和锂-7的原始丰度的测量相一致。由于D/H测量显然是简单，直接，准确和高灵敏度，我们建议，氦需要一个系统的校正，和人口II星有小于原始丰度的$^7$锂。或者，轻元素丰度之间没有一致性，大爆炸的简单模型一定是不完整的，缺乏物理学，或者是错误的。
1996-03-19 astro-ph
Inhomogeneous Big Bang Nucleosynthesis: Upper Limit on Omega_b and Production of Lithium, Beryllium, and Boron
我们研究了小尺度重子不均匀性存在下的大爆炸核合成（BBN）过程。原始丰度产量为D，He 4，Li 6，Li 7，Be 9和B11计算的参数范围很广，考虑到所有相关的扩散和流体动力学过程的不均匀性。这些计算可能是有意义的，因为（a）最近对宇宙微波背景辐射各向异性的观测结果表明，重子对临界密度Omega_b的贡献比标准BBN方案所允许的稍大;（b）对贫金属晕星中Li 6和Be 9的新观测结果。我们发现，在相当大的参数空间中，D和He 4的产生与观测约束相一致，甚至对于Omega_b h ^2，也是比从标准BBN中推断的Omega_b大2-3倍。然而，在该参数空间中，Li 7的合成超过了Spite平台上推断的Li 7丰度。在不均匀的BBN场景中，Li 6，Be 9和B11的产生通常仍然远低于迄今为止在大多数贫金属恒星中观察到的这些同位素的丰度，因此既不能确认也不能拒绝不均匀的BBN。在附录中，我们总结了进入非均匀BBN计算的重子扩散常数的重新评估的结果。
2001-01-17 astro-ph hep-ph
A probable stellar solution to the cosmological lithium discrepancy
宇宙微波背景的测量对宇宙的宇宙学参数有很强的制约作用。当测量到的重子（普通物质）密度与标准的大爆炸核合成计算相结合时，可以以前所未有的精度预测大爆炸后不久产生的氢、氦和锂的数量。预测的原始锂丰度比在古老恒星大气中测量的值高出两到三倍。这种宇宙学上的锂差异严重挑战了我们对恒星物理学、大爆炸核合成或两者的理解，估计误差为10%至25%。对核合成的某些修改已经被提出，但实验发现是不可行的。然而，扩散理论预测大气中恒星的丰度随时间而变化，这为这种差异提供了一种可能的解释。在这里，我们报告的光谱观测恒星的贫金属球状星团NGC 6397，揭示了大气丰度的趋势与演化阶段的各种元素。这些元素的具体趋势再现扩散和湍流混合的恒星演化模型。因此，我们得出结论，扩散是主要负责低表观恒星锂丰度在大气中的老恒星，通过运输锂深入恒星。
2006-08-09 astro-ph
H-dibaryons and Primordial Nucleosynthesis
标准大爆炸理论预测的轻核素丰度与观测数据之间存在明显的差异，并通过假设核合成时代存在亚稳H重子来解释。这些二重子可以在禁闭跃迁时由一小部分奇异夸克形成。对于原始氘丰度为3 × 10^{-5}量级的情况，测量到的4 He丰度的差异要求H重子的相对丰度为n_H/n_B = 0.07量级，衰变时间为10^5 s量级。
1998-10-19 astro-ph
New Keck Observations of Lithium in Very Metal-poor Stars
锂丰度已被确定在100多个贫金属晕星无论是在外地和集群。从这些数据中，我们发现的温度和金属丰度和一个真正的分散在斯派特锂高原的锂丰度的锂的趋势。我们把这种分散主要归因于锂耗尽（可能是由于恒星旋转引起的额外混合）和银河系的化学演化。对于A（Li）$_p$ = log N（Li/H）+12.00，我们导出原始Li为2.44 $\pm$ 0.18。这与$WMAP$结果预测的Li丰度一致。对于比Li高原更冷的恒星，我们有证据表明，Li耗尽发生在金属丰度较高的恒星比低金属恒星温度更高的地方。这与恒星模型的预测相反。Li含量从Li高原星到冷星的平滑过渡增加了Li在高原星中耗尽的推断。
2005-09-22 astro-ph
Lithium in Very Metal-poor Dwarf Stars - Problems for Standard Big Bang Nucleosynthesis?
基于WMAP的重子密度估计（$Ω_bh^2$）选择了大爆炸原始核合成的标准模型，预测$^7$ Li的丰度比通常报道的斯拜特高原上恒星的丰度大三倍，而$^6$ Li的丰度比高原上某些恒星的丰度小大约一千倍。本文讨论并研究了这两种差异。它们很可能不需要对大爆炸的标准模型进行大手术就能解决。特别是，斯皮特高原上的恒星可能已经耗尽了它们的表面锂丰度，从基于WMAP的预测丰度下降到目前观察到的丰度，并且通过$α+ α$聚变反应合成$^6$ Li（和$^7$ Li）可能发生在早期银河系。然而，仍然有迷人的方法来消除这两个差异，涉及新宇宙学的各个方面，特别是通过引入奇异粒子。
2004-10-18 astro-ph
Light Element Nucleosynthesis
宇宙早期演化的介绍性回顾与轻核素氘、氦-3、氦-4和锂-7的原始合成有关。本文描述了在“标准”、热、大爆炸宇宙学模型（SBBN）中元素丰度的预言。在描述了原始丰度从“那里和然后”到“这里和现在”的演变之后，将SBBN预测与当前的观测数据进行了比较。讨论了对标准模型和超越标准模型的物理学的影响。
2000-09-29 astro-ph
Lithium-6 and Gamma Rays: Complementary Constraints on Cosmic-Ray History
稀有的同位素6Li只能由宇宙射线产生，主要是在ISM氦的α + α聚变反应中产生。因此，这种核素提供了一个独特的诊断历史的宇宙射线在我们的银河系。同样的强子宇宙射线相互作用也会产生高能伽马射线（主要是通过中性π介子产生）。因此，强子伽马射线和6Li是密切相关的。具体来说，6Li直接编码了宇宙时间内的局部宇宙射线注量，而河外强子伽马射线编码了视界外的平均宇宙射线注量。我们研究这种联系，并显示如何6Li和伽马射线可以一起使用，把重要的模型独立的限制我们的银河系和宇宙的宇宙射线的历史。我们首先限制普通银河系宇宙射线的伽马射线的生产，使用本地6Li丰度。我们发现，太阳6Li丰度要求伴随的河外π介子γ射线强度超过整个观测到的EGRB的2-6倍。这种差异的可能解释进行了讨论。然后，我们约束锂生产使用最近的河外伽玛射线背景（EGRB）的测定。我们注意到，宇宙结构形成过程中产生的宇宙射线会导致前银河系锂的产生，这将作为一个“污染物”的原始7 Li含量的贫金属晕星。我们发现，在所观察到的EGRB的不确定性是如此之大，我们不能排除一个前银河系李，这是原始7 Li。我们的限制和他们更多的模型依赖的扩展将显着改善与额外的观测晕星中的6Li，并与GLAST的EGRB光谱的改进测量。（摘要摘录）
2004-07-15 astro-ph
Primordial Nucleosynthesis
氘、氦-3、氦-4和锂-7的原始丰度探测了宇宙大爆炸后几分钟的重子密度。在这些早期宇宙的遗迹中，氘是最好的气压计。在回顾了遗迹丰度的当前观测状态（一个移动目标！）之后，导出了由大爆炸核合成（BBN）确定的重子密度。几十万年后建立的宇宙背景辐射（CBR）的温度涨落谱探测了宇宙演化中一个完全不同时期的重子密度。BBN和CBR确定的重子密度之间的极好的一致性为宇宙学的标准模型提供了令人印象深刻的确认，允许研究标准模型的扩展。结合BBN和/或CBR确定的重子密度，4 He的残余丰度提供了一个很好的计时器，限制了那些导致非标准早期宇宙膨胀率的标准模型的扩展。
2003-10-13 astro-ph
Big Bang nucleosynthesis in scalar tensor gravity: the key problem of the $^7$Li abundance
结合其他CMB实验，WMAP巡天提供了对宇宙重子密度的准确估计。在标准的大爆炸核合成（BBN）框架中，这样的重子密度导致对$^{4}$ He和D的原始丰度的预测与观测结果非常一致。然而，它也导致预测和观察到的原始丰度的$^{7}$锂之间的显着差异。这种差异通常被称为“锂问题”。在本文中，我们分析了这个问题的标量张量引力理论的框架。它表明，宇宙的膨胀比广义相对论在BBN之前稍慢，但在BBN期间更快，解决了锂问题，并导致$^4$ He和D原始丰度与观测约束一致。这种行为在众多的标量张量模型中得到，无论是有还是没有标量场的自相互作用势。在具有自相互作用标量场的模型中，由于在辐射主导时期开始工作的吸引机制，可以无条件地确保向广义相对论的收敛。
2006-11-20 astro-ph gr-qc
The Temperature Scale of Metal-Poor Dwarfs: Lithium and Oxygen Abundances
我们采用了一种新的红外线通量法（IRFM）温标（Ramirez & Melendez 2005，ApJ 626，446; ApJ 626，465），以确定相对未演化（矮星，关闭，亚巨星）的贫金属恒星样本中的Li，O和Fe NLTE丰度。我们表明，允许的OI三重态和Fe II线的分析导致在[OI/Fe II]在宽的金属丰度范围-3.2 < [Fe/H] <-0.7，独立于温度和金属丰度的平台，和星到星的散射只有0.1 dex。晕星中的锂丰度也被发现与温度和金属丰度无关（Spite平台），在金属丰度范围-3.4 < [Fe/H] <-1范围内，恒星与恒星的散射仅为0.06 dex。我们的Li丰度（Melendez & Ramirez 2004，ApJ 615，L33）高于以前报道的值，但仍低于WMAP数据和BBN所建议的原始丰度。
2005-07-06 astro-ph
Primordial nucleosynthesis as a probe of fundamental physics parameters
本文系统地分析了基本耦合和质量尺度的变化对原初核合成的影响。第一步建立了原始元素丰度对大量核物理参数（包括核结合能）变化的响应。我们发现n-p质量差（对于4 He丰度）、核子质量（对于氘）和A= 3，4，7的结合能（对于3 He、6Li和7 Li）的强烈影响。第二步将核参数与粒子物理学的标准模型的参数联系起来。氘的丰度，尤其是7 Li的丰度，强烈地依赖于轻夸克的平均质量hat{m} \equiv（m_u+m_d）/2。我们计算的基本参数的变化服从大统一所产生的关系时的丰度的行为。我们还讨论了锂丰度的实质性转变的可能性，而氘和4 He丰度只有微弱的影响。
2007-08-10 astro-ph gr-qc hep-ph
Scaling and the prediction of energy spectra in decaying hydrodynamic turbulence
对于充分发展的湍流，很少有严格的结果。应用纳维-斯托克斯方程的标度性质，我们导出了一个适用于无强迫或衰减各向同性湍流的能谱关系式。我们发现存在一个尺度函数$ψ$。能量谱可以在任何时候通过适当的重新标度映射到该函数上。这表明初始（原始）能谱原则上保留在以后任何时刻观测到的能谱中，并导出了大涡旋的持久性原理。这个结果可以看作是平均值上纳维-斯托克斯方程决定论的恢复。我们比较我们的结果与风洞实验，发现很好的协议。
2002-09-05 astro-ph hep-th nlin.CD
Lithium in Blanco1: Implications for Stellar Mixing
我们获得了布兰科1，一个疏散星团的年龄类似于，或略年轻于，昴星团的G和K星的锂丰度。我们严格审查以前的光谱丰度分析的布兰科1，并得出结论，虽然有缺陷，在早期的工作，它很可能是布兰科1接近整体金属丰度的老毕宿星团和更多的金属比昂宿星团。然而，我们发现布兰科1具有类似于昴星团的Li丰度和旋转速率，与标准恒星演化模型的预测相矛盾，在该模型中，对流前主序星（PMS）Li耗尽应随着金属丰度迅速增加。如果随后证实了Blanco 1的高金属丰度，我们的观察意味着（1）目前未知的机制严重抑制了PMS Li的耗尽，（2）额外的非标准混合模式，例如由旋转和角动量损失驱动的模式，然后负责Blanco 1和毕星团年龄之间的主序列Li耗尽，以及（3）在比毕星团年轻的星团中，金属丰度在确定G星和K星之间的Li耗尽量方面仅起次要作用。这些结论表明，即使在金属丰度未知的情况下，锂丰度仍然是年轻恒星（小于7亿年）的有用年龄指标。如果非标准混合在星族I恒星中有效，那么由于先前的Li耗尽，原始Li丰度可能比现在的星族II Li丰度大得多。
1998-09-11 astro-ph
Lithium abundances of halo dwarfs based on excitation temperature. I. LTE
在贫金属恒星中发现的7 Li丰度的Spite平台导致了观测推断的原始锂丰度的确定。然而，在威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）成功测定重子密度Ω Bh ^[2]之后，在7 Li的情况下，观测测定的丰度与理论测定的丰度之间出现了差异。在计算恒星~ 7 Li丰度时，有效温度Teff是最重要的不确定因素之一。我们用16个贫金属晕矮星的激发能方法计算了新的Teff值。有了这个温标，我们就可以计算这组恒星的新的Li丰度，试图解决7 Li的差异。利用AAT上的UCLES摄谱仪获得的16个贫金属晕矮星的高信噪比（S/N ~ 100）光谱，测量了一组未混合FeI线的等效宽度。这些等效宽度，然后使用单线辐射转移程序WIDTH 6计算新的Teff值，在那里，我们已经约束的重力使用理论等时线或依巴谷视差，而不是电离平衡。恒星的锂丰度是用这些温度计算出来的。导出了16颗程序星和两个标准的物理参数。这些包括Teff，log g，[Fe/H]，微湍流和7 Li丰度。已进行了这项工作的温度范围和其他人通过的比较。我们发现它与Asplund等人（2006）从Halalpha线导出的温度有很好的一致性，但与Melendez和Ramirez（2004）的更热尺度不一致。
2008-11-15 astro-ph
Primordial Nucleosynthesis in Conformal Weyl Gravity
近年来共形Weyl引力理论被认为是一种可供选择的引力理论。这个四阶理论是有吸引力的，因为它是唯一的引力度规理论，在度规的局部共形变换下是不变的。我们计算了这个理论中的原始轻元素丰度。与标准宇宙学的主要区别是，宇宙在核合成时期的膨胀速度要慢得多。$^4\rm{He}$的产生很大程度上取决于$η$，重子与光子的比率。对于$η= 10^{-8}$，$^4{\rm He}$的质量分数为$X_4 \simeq 0.25$，$^2{\rm H}$、$^3{\rm He}$和$^7{\rm Li}$相对于氢的数密度为$n(^2{\rm H})/n({\rm H}) \simeq 9\times 10^{-20}$、$n(^3{\rm He})/n({\rm H})\simeq 4 \times 10^{-18}$和$n(^7{\rm Li})/n({\rm H}) \simeq 10^{-13}$。$η$的这个值对应于接近标准模型临界密度的重子质量密度。然而，调整$η$以给出合理的氦产额迫使氘和锂产额足够小，以至于理论无法与观测相协调。
1993-11-01 astro-ph gr-qc
