Supernova Nucleosynthesis in the Early Universe
宇宙中第一次金属富集是由第三星族（Pop）恒星的超新星（SN）爆炸造成的。这种痕迹仍然存在于极贫金属（EMP）恒星的丰度模式中。通过比较Pop III SNe核合成的产额与EMP星的丰度模式，研究了Pop III SNe核合成的性质。我们主要研究（1）不同能量沉积率[ $\dot{E}_{\rm dep}=(0.3-1500)\times10^{51}{\rm ergs s^{-1}}$ ]下喷流诱导的SNe，以及（2）不同主序星质量（$M_{\rm ms}=13-50M_\odot$）和爆炸能量[ $E=(1-40)\times10^{51}$尔格]下的SNe。Pop III SNe的变化可以解释EMP星的变化：（1）[Fe/H]低而[C/Fe]高;（2）丰度比[X/Fe]对[Fe/H]的变化趋势。
2008-09-24 astro-ph
Electromagnetic Cascade in the Early Universe and its Application to the Big-Bang Nucleosynthesis
我们研究了早期宇宙中由极高能光子注入引发的电磁级联，并通过数值求解玻尔兹曼方程组计算了级联谱。在计算中，我们考虑了背景电子的康普顿散射和背景核子的对产生，以及光子-光子过程和逆康普顿散射。我们还将级联谱应用于大爆炸核合成中重不稳定粒子的光解过程，得到了它们的寿命和丰度的约束。
1994-12-16 astro-ph hep-ph
Hypernova Nucleosynthesis and Early Chemical Evolution
我们回顾了“超新星”核合成的特征，即，爆炸能量非常大的超新星（$ \gsim 10^{52} $尔格）。与普通的核塌缩超新星相比，超超新星的产额具有以下特点：1）完全硅燃烧发生在更大的区域，因此超超新星完全硅燃烧区与不完全硅燃烧区的质量比一般大于普通超新星。因此，更高能量的爆炸倾向于产生更大的[（Zn，Co）/Fe]、更小的[（Mn，Cr）/Fe]和更大的[Fe/O]，这可以解释在非常贫金属的恒星中观察到的趋势。2)Si燃烧发生在较低密度区域，从而增强了富含$α$的冻析效果。因此，$^{44}$ Ca、$^{48}$ Ti和$^{64}$ Zn的生成量比正常超新星要多。在非常贫金属的恒星中观察到的大[（Ti，Zn）/Fe]比强烈表明了超新星的重要贡献。3)由于爆炸能量更大，氧气燃烧也发生在更广泛的区域。然后合成更大量的Si、S、Ar和Ca（“Si”），这使得“Si”/O比更大。星暴星系M82的丰度模式可能归因于超新星爆炸。除了“Si”/O外，爆炸中的非球形增强了超新星的核合成性质。因此，我们认为，超新星对早期银河系（和宇宙）的化学演化作出了重要贡献。
2001-10-24 astro-ph
Primordial Nucleosynthesis as a Test of the Friedmann Equation in the Early Universe
在标准的热大爆炸模型中，早期宇宙的膨胀由弗里德曼方程给出，其能量密度由相对论性粒子主导。由于在各种模型中，这个方程是改变，我们介绍了弗里德曼方程的修改，并表明，我们可以约束它们使用大爆炸核合成数据。当没有中微子/反中微子不对称性时，这些修改是紧密结合的，但在不对称性的存在下，边界变得松散得多。作为一个例子，我们将我们的结果应用到一个模型中，其中第二和第三家庭与第一家庭（非万有引力）不同地耦合到引力。
2003-09-18 astro-ph hep-ph
Constraining Antimatter Domains in the Early Universe with Big Bang Nucleosynthesis
我们考虑了小尺度物质-反物质畴结构对大爆炸核合成的影响，并对早期宇宙中反物质的数量提出了上限。对于在核合成之前湮灭的小结构域，这个限制来自He-4的产生不足。对于较大的畴，极限来自He-3的过量产生。大部分来自反质子-氦湮灭的He-3也被湮灭。He-3的主要来源是由湮灭引发的电磁级联引起的He-4的光衰变。
2000-01-17 astro-ph hep-ph nucl-ex
The Origin of Present Day Cosmic Rays: Fresh SN Ejecta or Interstellar Medium Material ? I Cosmic Ray Composition and SN Nucleosynthesis. A Conflict with the Early Galactic Evolution of Be ?
现今宇宙射线（CR）的成分与SN喷出物物质的显著加速不一致（即使喷出物颗粒物质优先加速）。目前的CR主要是由ISM（“太阳混合物”）和拱星（富含22 Ne和12 C的WR风）气体和颗粒物质的加速引起的。事实上，CR源的组成没有显示出与SN核合成有关的异常：（i）CR源FeNi/MgSiCa比率具有精确的太阳能混合值，而FeNi主要在SN Ia中合成，MgSiCa在SN II中合成。如果CR起源于SN喷出物，这就需要对各种SN Ia和SN II的加速效率有严格的条件。(ii)相对于在SNae中制造的所有元素，不在任何SN中制造的主S过程元素的非缺陷。(iii)所有CR源同位素比都与太阳混合一致（除了22 Ne和12 C过量、WR风）。(iv)CR中没有59 Ni意味着SN核合成和加速之间的时间延迟大于10^5年。(v)SNR和CR冲击加速的物理学意味着内部喷出物物质的加速相对来说是微不足道的（Ellison & Meyer，本卷）。目前的CR在超级气泡材料之外的主要加速似乎也是不可信的。这些关于当前CR的结论并不一定与早期银河系中Be/H的线性演化相冲突。在早期的银河ISM中，几乎没有重元素，因此，即使是微量的新加工物质的加速，也必然在C和O生成Be的过程中起着主导作用。“Be指示器”对起源于ISM的可能占主导地位的早期银河系CR成分视而不见，当时几乎由纯H和He组成。
1999-05-05 astro-ph
Primordial Nucleosynthesis and Dark Matter
本文在简要介绍早期宇宙学的基础上，回顾了大爆炸核合成的研究现状，并对理论与观测的一致性进行了详细的分析。He 4和Li 7的丰度决定了重子-光子比$η$的值相对较低，$η\approx 1.8 \times 10^{-10}$，并与最近在类星体吸收系统中测量的D/H值相一致。这些结果对银河系的化学演化、宇宙中重子暗物质的数量以及早期宇宙中允许的自由度有着深远的影响。最后，宇宙学暗物质的动机将特别强调放在超对称候选人审查。
1997-07-17 astro-ph
Neutrino Oscillations and the Early Universe
本文简要介绍了与太阳和大气中微子异常有关的中微子振荡的观测和理论状况。详细讨论了中微子振荡对早期宇宙演化的影响。本文简要回顾了标准的大爆炸核合成以及共振和非共振中微子振荡对活跃中微子和He-4原初核合成的影响。讨论了BBN对中微子振荡参数的宇宙学约束。
2003-12-21 astro-ph
Big Bang Nucleosynthesis and the Observed Abundances of Light Elements
标准大爆炸核合成的预测进行了总结和比较的观测丰度的氦在HII地区，氘类星体吸收，氘和氦-3在银河系中，和锂在贫金属恒星。它的结论是，前景是好的，一个精确的测试的理论。
1996-09-19 astro-ph
The most metal-poor damped Ly alpha system at z<3: constraints on early nucleosynthesis
为了限制宇宙中非常早期的核合成的条件，我们比较了一个极端贫金属阻尼莱曼α（DLA）吸收剂的化学富集模式与最近的爆炸核合成模型计算的预测。为此，我们利用公开的UVES/VLT高光谱分辨率数据，分析了类星体Q 0913 +072（z_em=2.785）附近z_abs=2.6183的DLA系统的化学丰度。该吸收器中的总中性氢柱密度为logN（HI）=20.36。精确的列密度推导出CII，NI，OI，Al II，Si II，和Fe II。给出了Fe III和Ni II的上限。[C/H]=-2.83，[N/H]=-3.84，[O/H]=-2.47，该体系代表了迄今为止研究的最贫金属的DLA体系之一。它提供了一个独特的机会来测量准确的CNO丰度在原星系结构在高红移。鉴于非常低的总体丰度水平和观测到的丰度模式，数据表明，这个DLA系统的化学演化是由一个或最多几个恒星代。参考数值模型计算，DLA系统中的化学丰度与大质量恒星（10-50 M_sun）的零金属丰度群体作为核心坍缩超新星（SNe）爆炸的单个星暴的富集一致，即，经典的II型超新星（SNeII），也可能是高能（E>10^51erg）的核心坍缩超新星，即所谓的超超新星（HNe）。相比之下，使用非零金属丰度祖先或其他爆炸机制的模型，如对不稳定超新星（PISNe）或Ia型超新星（SNeIa），与观测到的丰度模式不匹配。
2006-02-06 astro-ph
The Composition of the Sagittarius Dwarf Spheroidal Galaxy and Implications for Nucleosynthesis and Chemical Evolution
我们概述了人马座矮球状星系（Sgr dSph）的14颗恒星的化学成分的研究结果。对于[Fe/H]>-1的Sgr dSph型恒星，其丰度是非常不寻常的，表现出重s过程元素的显著增强，随着[Fe/H]的增加而增加，α元素（O，Si，Ca和Ti）的缺乏，Al和Na的缺乏，以及铁峰元素Mn和Cu的缺乏。我们的丰度表明，富含金属的Sgr dSph恒星的组成主要是由一个老的，金属贫乏的人口，包括AGB恒星和Ia型超新星（SN）的产品喷出物。我们提出两种方案来解释观测结果：在经历重大质量损失的星系中的长期化学演化，以及在具有大爆发恒星形成的系统中的化学富集，随后是许多Gry的静止期。银河系的球状星团欧米茄Cen和天炉座矮星系显示出类似的丰度模式，这表明这些系统的演化类似于Sgr dSph。
2004-09-29 astro-ph
Nucleosynthesis in Early Stars
本文给出了一些早期恒星结构和核合成计算的初步结果。这项研究（仍在进行中）旨在探索第二代低质量和中等质量恒星的预期化学特征，这些恒星可能是由大爆炸和Pop III（Z=0）超新星物质组合形成的。尽管现阶段研究还不完整，但我们在模型中发现了一些重要特征。这些早期恒星的初始化学成分被发现与仅仅通过缩放太阳成分给出的结果有很大的不同。最明显的区别是缺乏氮。这不应显著影响结构演变，因为由于碳（和氧）的存在，氮将通过CNO循环快速产生。然而，它应该影响核合成产率。我们还发现，我们的非常低的金属丰度5太阳质量模型，[Fe/H]=-4.01，没有达到RGB -它直接进入氦燃烧阶段。它也没有经历第一次的挖掘。这不是一个新发现，但它将对恒星表面的化学演化产生影响，并应该改变我们目前正在计算的核合成产额。我们的高金属量恒星，其球状星团组成为[Fe/H]=-1.40，确实经历了所有标准的演化阶段，但与太阳金属量恒星相比，也有显着更高的表面温度和光度。它们的内部温度也更高，这将再次影响最终的核合成产率。
2003-05-01 astro-ph
The Early Mirror Universe: Inflation, Baryogenesis, Nucleosynthesis and Dark Matter
可以存在一个平行的“镜像”世界，它与可观察世界具有相同的粒子物理学，并且只通过引力耦合后者。核合成界要求镜像扇区的温度比普通扇区的温度小。由于这个原因，它的演化应该大大偏离标准宇宙学，就像重子生成，核合成等关键时期而言。从解释两个扇区初始温度不同的暴胀假设出发，研究了早期镜像宇宙的时间历史。特别是，我们表明，在大统一理论或电弱重子生成的情况下，在镜像世界中的重子不对称性应该大于在可观察的，事实上，镜像重子可以提供占主导地位的暗物质组成的宇宙。此外，通过对核合成时期的分析，我们发现镜像氦的丰度应该远大于普通氦的丰度。简要讨论了镜像重子作为一种自相互作用的暗物质对大尺度结构形成、CMB各向异性、星系晕结构、微透镜等的意义。
2001-01-29 astro-ph hep-ph
An Explosive End to Intermediate-Mass Zero-Metallicity Stars and Early Universe Nucleosynthesis
我们使用剑桥恒星演化程序STARS模拟了5-7颗太阳质量的零金属丰度恒星的演化。随着在AGB阶段的氢和氦燃烧壳层的分辨率提高，我们能够模拟整个热脉冲渐近巨分支（TP-AGB）阶段。热脉冲的氦光度明显低于金属丰度较高的恒星，因此没有第三次被挖掘出来。通过在第二次打捞过程中预先混合的碳的热底燃烧，包层富含氮。由于缺乏第三次疏浚，没有进行s流程富集。随着核心质量的增加，热脉冲变得越来越弱，最终停止。从那时起，恒星进入一个静止的燃烧阶段，持续到恒星中心的碳点燃，此时CO核心质量为1.36太阳质量。有了如此高的简并度和如此接近的核心质量，我们预计这些恒星将爆炸为1.5型超新星，非常类似于Ia型超新星，但在富含氢的外壳内。
2007-12-07 astro-ph
Nucleosynthesis Clocks and the Age of the Galaxy
核宇宙年代学涉及使用放射性核素及其放射性衰变子体的丰度来确定元素的有限年龄及其形成的时间尺度。虽然存在几种特定核合成机制的放射性产物，可以揭示这些机制的历史，但在r过程中形成的长寿命锕系同位素{232}Th，{235}U和{238}U目前在设定银河核合成的时间尺度方面发挥着主要作用。在银河系化学演化研究的背景下，年龄测定受到内在模型不确定性的限制。最近的研究采取了另一种方法，即测定单个恒星的年龄。场晕星和球状星团星的钍/铕定年结果为15 +/- 4 Gyr。对于已知钍丰度和铀丰度上限的恒星来说，恒星年龄的下限也是可靠的。对于两颗极度缺乏金属的场晕星CS 22892-052和HD 115444，银河系物质的核年龄下限在10-11 Gyr之间。CS 31082-00的Th/U年龄为12.5 +/- 3 Gyr。对球状星团中钍和铀丰度的观测，应该可以用原子核测定星团的年龄，这些年龄可以与传统的恒星演化的年龄相比较。
2001-09-27 astro-ph
Antimatter Regions in the Early Universe and Big Bang Nucleosynthesis
我们研究了存在反物质区域的大爆炸核合成。根据反物质区域的距离尺度，以及它们湮灭的时代，早期宇宙中反物质的数量受到观测到的丰度的限制。小的区域，其中湮灭弱freezeout后，但在核合成之前，导致减少的4 He产量，因为中子湮没。核合成后湮灭的大区域导致3 He产率增加。氘的生产也受到影响，但影响不大。~ 3 He的三种最重要的产生机制是：1）~ 4 He的湮没辐射光致衰变，2）pbar-~ 4 He的湮没，3）nbar-~ 4 He的反~ 4 He湮没产生的“次级”反中子的湮没。虽然pbar-4 He湮灭产生的3 He比二次nbar-4 He湮灭更多，但后者的产物在后来的湮灭中更好地存活下来，因为它们分布在更远离湮灭区的地方。
2000-09-20 astro-ph hep-ph nucl-ex
Early Star Formation, Nucleosynthesis, and Chemical Evolution in Proto-Galactic Clouds
我们提出了数值模拟来描述核合成和演化的前银河系云的模型，这是出于冷暗物质模拟的层次星系形成。我们采用SN诱导的恒星形成机制，并遵循II型和Ia型SNe的化学富集和能量输入。我们利用金属依赖的产量，包括有限的恒星寿命。我们推导出金属丰度分布函数，年龄-金属丰度关系，和相对元素丰度的一些α-和Fe-组元素。我们发现，外晕的金属丰度分布函数的色散是由不同初始条件的云的贡献再现。最初质量大于现在球状星团的星云被发现在最初的0.1 Gyr中幸存下来，这表明这样的系统可能有助于第一批恒星的形成，并且可能是自我富集的。更大质量的云只有在假设初始质量函数不偏向大质量恒星时才是稳定的。某些α-和Fe-族元素的预测相对丰度显示出良好的协议与观测值低于[Fe/H] = -4时，铁产量相对于恒星模型减少的金属丰度。所观察到的散射也再现了许多元素，包括所观察到的分叉在[α/Fe]与低[Fe/H]的恒星。然而，预测的分散可能是太大的一些α元素，除非假设一个有限的范围内的祖质量。结果表明，在极低的金属丰度下，低质量的SNeII是不存在的，而第一批参与核合成的恒星的质量上限可能小于40个太阳质量。
2006-03-28 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, Population III, and Stellar Genetics in the Galactic Halo
在不同的核合成位点产生的不同的同位素和元素特征被传递给连续的几代恒星。通过追踪银河系中恒星星族的这些化学特征，就有可能揭开它的核合成历史，甚至研究现在已经灭绝的恒星。这篇评论认为，最近的应用程序“恒星遗传学”，以检查最早的事件在宇宙中的核合成，在第三星族恒星和大爆炸。
2001-11-06 astro-ph
The role of nova nucleosynthesis in Galactic chemical evolution
在本文中，我们研究的影响新星核合成模型的化学演化的银河系。发现新星可能是盘星中观测到的~ 7 Li和~（13）C中不可忽略的部分的来源。此外，它们可能负责在后期产生大量的17 O，并可能占银河系15 N的主要部分。
2003-12-11 astro-ph
Nucleosynthesis in classical novae
一般审查的相关性，经典新星的化学演化的银河系，以及银河系的放射性。一个特别强调的是吉姆Truran在这一领域的研究所做的开创性工作。讨论了核天体物理学最新发展对新星核合成的影响，以及用INTEGRAL卫星观测新星放射性的前景。
2001-01-19 astro-ph
The Crisis Confronting Standard Big Bang Nucleosynthesis
原始核合成在充满辐射和物质（重子）的膨胀宇宙的早期演化过程中是不可避免的。然而，精确的丰度产额敏感地依赖于重子密度、辐射含量和早期膨胀率。对于"标准”大爆炸核合成（SBBN），只有D、$^3$ He、$^4$ He和$^7$ Li以天体物理学上有趣的丰度产生，这些丰度仅取决于一个"自由”参数，$η= n_{\rm B}/n_γ$，重子（核子）与光子的比率。SBBN有四个原始丰度和一个可调参数，是一个非常可检验的理论。在理论与数据的对抗中，目前的观察表明，一场危机可追溯到氘（倾向于$η$的"高”值）和氦-4（倾向于"低”$η$值）之间的紧张关系。在这篇文章中，我在普林斯顿大学“宇宙学的批判性对话”（1996年6月）讨论的材料的书面版本，我将提出一个冲突的情况下，并显示如何在近原始类星体吸收器的氘最近的观测加剧了这个问题。最后，我简要描述了一种替代的，“动态”的方法来约束核子密度，这可能是一些值给定当前氘二分法。
1996-08-13 astro-ph
Big Bang Nucleosynthesis: Consistency Or Crisis ?
早期，热的，密集的，膨胀的宇宙是一个原始的反应堆，其中轻核素D，3He，4He和7Li以天体物理学上有趣的丰度合成。对标准热大爆炸模型（大爆炸核合成= BBN）的挑战是观测到的丰度和预测的丰度之间的比较，后者只依赖于核子的普遍丰度。回顾了目前的观测状况，并利用推断的原始丰度来对抗BBN。这种比较表明，在核子丰度的一个狭窄的范围内，BBN的一致性，但在地平线上隐约可见的是一些潜在的危机，将概述。
1994-10-19 astro-ph
Nucleosynthesis: Stellar and Solar Abundances and Atomic Data
抽象观测表明存在经常令人惊讶的大量中子俘获（即，s-和r-过程）的元素。这些观测提供了对银河系中最早几代恒星的性质的深入了解-晕星的祖先-负责中子捕获合成。丰度趋势的比较可以用来了解银河系的化学演化和重元素核合成的性质。此外，现在可以根据长寿命放射性核丰度确定年龄。这些恒星丰度的测定主要依赖于原子数据。最近已经获得了一些元素的改进的实验室跃迁几率。这些新的gf值已被用来大大改善在太阳光球和非常贫金属的星系晕星的中子捕获元素丰度的丰度。令人惊讶的是，新确定的恒星丰度与（相对）太阳系r-过程模式一致，也与这种中子俘获核合成的丰度预测一致。
2006-05-04 astro-ph
Constraints on Dark Energy from Supernovae, Gamma Ray Bursts, Acoustic Oscillations, Nucleosynthesis and Large Scale Structure and the Hubble constant
光度距离与红移定律现在使用超新星和伽马射线暴测量，角尺寸距离在最后散射的表面由CMB测量，在z = 0.35时由重子声学振荡测量。本文将这些数据拟合到状态方程模型中，其中w =-1，w = const，w（z）= w_0+w_a（1-a）。最后一个模型是不良的距离数据的约束，导致非物理的解决方案，其中暗能量占主导地位，在早期的时间，除非修改的大尺度结构和声学尺度的约束，以允许早期的暗能量的影响。平坦的LambdaCDM模型与所有数据一致。
2007-04-29 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
Quark-Gluon Plasma in the Early Universe
早期宇宙中的QCD相变可能会在重子光子比和同位旋中留下不均匀性，这可能会影响后来的核合成。在很高的温度下，由于渐近自由，QCD等离子体可以用微扰理论描述，但可能的相变需要像格点规范理论这样的非微扰方法。假设一阶跃迁确实发生了，可以求解一组动力学方程，通过它来演化宇宙，并量化不均匀性的尺度。不幸的是，这个尺度似乎太小了两个数量级，不足以影响核合成。
2001-01-29 astro-ph
26Al sources in the Galaxy as seen in the 1.809 MeV gamma-ray line
伽马射线谱线观测为核合成过程和超新星物理学的研究提供了一个多功能的工具。特别是，对星际介质中放射性物质的观测探测了不同来源在不同时间尺度上的最近核合成活动。在过去的几十年里，伽马射线仪器的巨大进步导致了几条宇宙伽马射线线的发现。目前对这些谱线研究得最好的是1.809 MeV的谱线，它是由放射性26 Al在星际介质中衰变产生的。在这篇综述中，介绍了最近的观测结果，并讨论了它们的天体物理意义。
1999-12-07 astro-ph
Thermodynamics of the early Universe with mirror dark matter
镜像物质是一种很有希望的自碰撞暗物质候选者。在这里，我们研究的温度低于~100兆电子伏的早期宇宙中存在一个隐藏的镜像部门与完整的宇称对称性和引力相互作用的演化。这个温度范围是有趣的原始核合成分析，因此，我们专注于在这两个部门的自由度的时间演变。数值求解方程组，我们得到了一个有趣的预测，即在大爆炸核合成前后，随着温度的降低，超中微子族的有效数目增加，这有助于解决核合成和宇宙微波背景形成时期计算的超中微子族的数目之间的差异。
2008-09-07 astro-ph hep-ph
Nucleosynthesis in Early Supernova Winds II: The Role of Neutrinos
核天体物理学中一个悬而未决的谜团是所谓的p过程核的起源，从A = 92到126。一般的II型超新星的氖壳层和氧壳层都能产生较轻和较重的p过程核，但这些中间同位素，特别是92，94 Mo和96，98 Ru的来源一直是个谜。在这里，我们探讨这些核的生产在中微子驱动的风从一个年轻的中子星。我们考虑这样的早期，风仍然包含质子过剩，因为电子中微子和正电子捕获中子的速率比质子的反向捕获速率快。根据Frohlich等人2005年的建议，我们还考虑了这样的可能性：除了质子、α粒子和重粒子之外，反应p（bar（nu_e），e+）n还维持了小通量的中子。这种中子通量对于通过（n，p）和（n，γ）反应桥接沿rp过程路径的长等待点至关重要。利用Janka等人2003年提出的最近二维超新星模型的未修改的喷出物历史，我们发现了高达102 Pd的富p核的合成。然而，如果这些喷出物的熵增加两倍，合成扩展到120 Te。熵的增加更大，这可能反映了流体动力学模型中忽略的磁场或振动能量输入的作用，导致产生大量的r-、s-和p-过程核，最高可达A约170，甚至在质子丰富的风中也是如此。
2005-11-07 astro-ph
Nucleosynthesis from massive stars 50 years after B2FH
我们回顾了一些重要的大质量恒星的观测性质。然后，我们讨论了质量损失和旋转如何影响它们的演化，并有助于更好地适应观测约束。在不同的金属丰度的核合成的后果进行了讨论。质量损失似乎是高金属丰度的关键特征，而旋转可能在低和非常低的金属丰度占主导地位。我们讨论了各种迹象支持的观点，非常贫金属恒星的演化强烈影响旋转混合。许多特征，如低金属丰度的原生氮的起源，富C极贫金属晕星的起源，大质量球状星团中富He星的起源，球状星团中O-Na关系的起源，都可能与我们暂称之为{ \it自旋星}的快速旋转贫金属星的存在有关。这些{ \it自旋星}中的一小部分也可能是金属非常贫乏地区的伽玛暴的祖先。它们可能会避免对不稳定性爆炸，因为在它们的早期演化阶段经历了大量的质量损失，并且取决于它们的频率，它们是早期宇宙中电离光子的重要来源。
2007-08-23 astro-ph
Spallative Nucleosynthesis in Supernova Remnants. I. Analytical Estimates
散裂核合成被认为是宇宙中唯一能够产生大量铍的过程。因此，需要高能粒子（EP）和核（在这种情况下最有效的C，N和O核），这表明超新星（SNe）可能直接参与了在银河系晕星中观察到的Be核的合成。我们应用当前有关超新星遗迹（SNR）演化和粒子激波加速的知识来计算与星际介质中SN爆炸相关的总Be产额，重点关注银河系化学演化的第一阶段（即当金属丰度Z < 0.01 Z_odot）我们表明，动力学方面必须仔细考虑，并对SN爆炸后在正向和反向冲击波作用下加速的EP引起的空间反应进行了解析计算。我们的研究结果表明，在早期银河系中的Be的生产仍然知之甚少，可能意味着选择性加速过程（非常有利于CNO加速），重新考虑观测数据（特别是O与Fe的相关性），甚至新的能源。
1998-11-30 astro-ph
Primordial Nucleosynthesis with CMB Inputs: Probing the Early Universe and Light Element Astrophysics
宇宙微波背景（CMB）对重子-光子比$η\propto Ω_{\rm baryon} h^2$的测定将从（标准）大爆炸核合成（BBN）计算中删除最后一个自由参数。这将使BBN成为早期宇宙物理学的更敏锐的探测器，例如，大大改进了BBN对轻中微子种类$N_{ν,eff}$的有效数量的测量。我们展示了如何CMB可以提高这一限制，目前的轻元素数据。此外，通过使用其他元素，特别是氘，将有可能独立于\he 4来限制$N_{ν,eff}$;这将允许更严格的限制和系统学测试。例如，如果$η\sim 6.0\times 10^{-10}$为$η$，则3%的$η$测量值与10%（3%）的原始D/H测量值一起可以测量$N_{ν,eff}$至$σ_{95%}(N_ν) = 1.8$（1.0）的95%置信水平。如果采用标准模型值$N_{ν,eff}=3$，则可以使用CMB的$η$（及其不确定性）对原始丰度进行准确预测。这些决定可以反过来成为关键的投入，在核合成历史（化学演化）的星系，从而对这些模型的约束。
2001-05-22 astro-ph hep-ph nucl-th
Reply to 'Comment on 'Heavy element production in inhomogeneous big bang nucleosynthesis''
这是对astro-ph/0604264的回复报告。我们研究了早期宇宙中重子密度区的重元素产生。然而，在astro-ph/0604264中声称，小尺度但重子密度高的区域与轻元素丰度的观测相矛盾，或者为了不与观测相矛盾，高密度区域必须小到不能影响当前的重元素丰度。本文研究了在重子密度区的大爆炸核合成，证明了在一定的参数空间中，在不与CMB和轻元素观测相矛盾的情况下，产生足够量的重元素是可能的。
2008-07-21 astro-ph
Nucleosynthesis in stellar flares
在恒星表面加速的离子核相互作用可以在恒星大气中产生新鲜的同位素。虽然这种核合成对银河系的化学演化并不重要，但它对一些“异常”高的6-Li和7-Li丰度的测量很重要。我们讨论了恒星耀斑的可能作用，以解释最近报道的高6-锂丰度的贫金属晕星和成熟的锂丰度和恒星活动之间的相关性在年轻的疏散星团。然后，我们研究了直接观测光谱型为M的近矮星和活动矮星耀斑中Li产生的可能性。
2008-01-11 astro-ph
Chemical evolution models with a new stellar nucleosynthesis
用Maeder（1992）发表的新的恒星产额计算了银河系化学演化的数值模型。这些与金属丰度相关的产额代表了星系化学演化的重要进展，但在恒星演化中仍然存在不确定性，这阻碍了完全令人满意的结果。{}通过比较模型预测与相应的观测约束，我们发现Maeder的核合成再现了氧和碳的丰度，并提供了一致的$Δ$ Y/ $Δ$（O/H）比值，如果在其整个生命周期中有大量的气体被星系盘吸积的话。黑洞形成的质量下限（M $_{bh}$）必须大于22.5 M $_{\odot}$，以避免氧气产生不足。
1994-11-10 astro-ph
Ratio of energies radiated in the universe through accretive processes and nucleosynthesis
我们在这里提出了一个新的确定的比率的能量辐射的活动星系核和恒星和讨论的原因，在以前的研究中发现的明显矛盾的结果。我们的结论是，吸积过程辐射到超大质量黑洞的能量约为1%至5%的恒星辐射的能量。我们还估计，在一个典型的10^11 Msol星系中心，一个超大质量黑洞平均吸积的总质量约为7 × 10^7 Msol。
2003-11-06 astro-ph
The early phases of Milky Way's chemical evolution
根据最近的VLT结果（关于星系晕中最贫金属恒星的丰度模式）和恒星核合成计算，分析了我们银河系化学演化的最早阶段。有人认为：1）在Pop. II恒星中观察到的意外丰度模式不是早期一代超大质量Pop. III恒星的印记; 2）在解释所观察到的丰度模式的各种建议中，非对称超新星爆炸中的核合成似乎最有希望。在后一种情况下，不对称性和金属丰度之间的间接相关性的数据建议。最后，VLT的数据证实了两个古老的“谜题”：在银河系演化的早期存在初级N（这限制了大质量恒星中质子与He燃烧产物的混合），以及在早期银河系中丰度比没有分散，至少在Fe峰值之前是这样（这与星际介质膨胀的时间尺度有关，但也与大质量恒星之间的产量变化有关）。
2004-11-15 astro-ph
Active-Sterile Neutrino Mixing in the Early Universe and Primordial Nucleosynthesis
研究了早期宇宙中中微子的物质增强（MSW）变换对原初氦产额（Y_p）的影响。我们发现，微中子能谱的变化对Y_p的影响远大于膨胀率的变化。具体而言，由于低能电子中微子的转化而导致的缺失可以通过解除低能中子衰变的费米阻塞和通过停止低能中微子对中子的捕获来显著影响中子-质子弱互转换率。我们发现在v_{μ，τ}-v_s-v_e混合的情况下，当m_{v_{μ，τ}}^2 - m_{ν_s} ^2 \le 10^4 eV^2时，Y_p在因果视界内的变化为-0.005 \le δY_p \leq 0.013，下限为m_{v_{μ，τ}}^2 - m_{ν_s} ^2 \approx 100 eV^2，在ν_e-ν_s混合的情况下，对于m_{ν_e} ^2- m_{ν_s} ^2 \le 1 eV ^2，\le δY_p \leq为-0.002 0.
1999-04-03 astro-ph hep-ph
Heavy Element Production in Inhomogeneous Big Bang Nucleosynthesis
提出了一个新的大爆炸核合成（BBN）的天体物理位置，它与标准BBN相比是非常特殊的。一些重子生成的模型表明，在早期宇宙中形成了非常高的重子密度区域。另一方面，最近的观测表明，重元素已经存在于高红移中，这些元素的起源成为一个大谜团。受此启发，我们在非常高的重子密度区域研究BBN。BBN在富质子环境中进行，这被称为类似于p过程。然而，考虑到非常重的核，我们发现，BBN的收益通过p过程和r过程同时进行。还合成了来源不明的~（92）Mo、~（94）Mo、~（96）Ru、~（98）Ru等P核。
2005-12-13 astro-ph
Primordial Nucleosynthesis For The New Millennium
标准的热大爆炸宇宙学的物理学确保早期宇宙是一个原始的核反应堆，在其演化的前20分钟合成轻核素（D，3He，4He和7Li）。在对标准模型（SBBN）中的核合成进行概述之后，将介绍原始丰度产额，然后是关于从观测数据到推断原始丰度的进展情况的现状报告（旨在激发本次研讨会期间的进一步讨论）。理论将面对观测，以评估SBBN的一致性，并约束宇宙学和粒子物理学。在新千年SBBN的一些关键问题将被强调，以及一个愿望清单，以挑战理论家和观察家一样。
2000-02-14 astro-ph
The Cygnus X region: a nucleosynthesis laboratory for INTEGRAL
COMPTEL望远镜对天鹅座X复合体1.809 MeV γ射线发射的探测是银河系中大质量恒星核合成的最有说服力的证据之一。天鹅座X复合体是一个非常活跃的邻近区域，包含几个恒星形成区，OB协会和年轻的疏散星团。它拥有我们银河系中已知的一些最大质量的恒星，并集中了大量的沃尔夫-拉叶星。热无线电连续发射和强烈的[C II]线发射揭示了广泛的电离，至少有60个单独的H II区域已被确定。为了了解1.809 MeV的伽马射线线发射的天鹅座X复合体，并比较理论核合成计算的观测，我们模拟了该地区的多波长光谱的进化合成模型。我们的调查使我们得出以下结论：1。恒星风抛射是天鹅座X区域26 Al富集的主要机制。2.天鹅座OB2是天鹅座X中最主要的大质量星协，在这个星协中产生的26Al的1.809 MeV谱线发射应该可以被INTEGRAL上的光谱仪SPI探测到。3.在天鹅座X复合体中只有低超新星活动，60 Fe线应该低于INTEGRAL的探测灵敏度。INTEGRAL对单个大质量星团（天鹅座OB2）的探测能力为未来利用伽马射线谱进行核合成研究提供了极好的机会。我们将探索这种观测的科学潜力，并根据天鹅座X区域的大质量恒星普查提供伽马射线线强度分布的估计。
2001-04-04 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
The r-Process without Excess Neutrons
核合成的r-过程需要一个大的中子-种子核比。然而，这并不意味着中子比质子多。如果物质的膨胀足够快，每个核子的熵足够高，核合成就进入了迄今为止尚未探索的重元素合成阶段。在这种极端的状态下，自由核子和大量的α粒子之间的不平衡持续存在，即使在质子多于中子的物质中也能形成重r过程核。这一观测结果关系到r-过程的位置、r-过程事件丰度产额的变化以及核合成对中微子物理学的限制。它还澄清了早期宇宙中的核合成与不那么极端的恒星爆炸环境中的核合成之间的区别。
2002-07-10 astro-ph
The elemental abundance pattern in a galaxy at z=2.626
贫金属恒星（金属是任何比氦更重的元素）的发现使天文学家能够探索银河系的化学富集历史。最近，高红移星系内部气体中的元素丰度已经通过背景类星体光谱上的吸收线进行了探测，但这些通常只能测量到少数元素。此外，这些丰度的解释是复杂的事实，差异纳入金属尘埃可以产生一个丰富的模式类似于预期的核合成的大质量恒星。在这里，我们报告了在z=2.626的星系中观察到的超过25种元素。有了这些数据，我们可以独立于由耗尽引起的不确定性来研究核合成过程。我们发现该星系主要由大质量恒星（M > 15太阳质量）富集，并提出它是一个大质量椭圆星系的祖先。详细的丰度模式表明，硼是通过独立于金属丰度的过程产生的，并且可能需要锗的核合成的替代机制。
2003-04-30 astro-ph
Neutrino oscillations in the early Universe
我们讨论了早期宇宙中中微子的振荡效应，更新了宇宙学对振荡参数的约束。结果表明，太阳中微子问题的无菌LOW解几乎完全排除在宇宙核合成考虑之外。讨论了这一约束松弛的两种可能性：高原始氦-4产额和核合成时期遗留的轻子不对称性。数值分析表明，当Y_p=0.25时，仅放松了对LOW解的约束，而L > 10^{-5}时，则可以消除对LOW解的约束。
2001-02-09 astro-ph hep-ph
Spin-Statistics Connexion, Neutrinos, and Big Bang Nucleosynthesis
我们展示了如何在早期宇宙的$^4$氦丰度可以用来证明宏观样品的中微子在热平衡分布确实根据费米-狄拉克统计。
1995-12-11 astro-ph hep-ph
Lithium-6: A Probe of the Early Universe
我认为6Li的合成是由于大爆炸核合成时代之后遗留粒子的衰变，如引力子或模量。合成的6Li/H比可以与贫金属恒星中的6Li/H相比，在没有恒星耗尽6Li的情况下，对遗迹粒子密度的约束比通常考虑的3 He过量产生要强得多。在这样一个非热核合成的时代，6Li的产生也可以被认为是在贫金属晕星中观察到的相对高的6Li/H比率的一个可能的解释。
2000-02-25 astro-ph hep-ph
Big Bang Nucleosynthesis: Probing the First 20 Minutes
在热的、致密的早期宇宙演化的最初20分钟内，宇宙核反应堆合成了大量的氘、氦-3、氦-4和锂-7。在大爆炸核合成（BBN）过程中产生的这些轻核素的原始丰度对重子的普遍密度和早期宇宙膨胀率很敏感，早期宇宙膨胀率在早期时期由相对论粒子（"辐射“）如光子和中微子的能量密度控制。大约38万年后，当宇宙背景辐射（CBR）从质子和电子的电离等离子体中释放出来时，CBR上的温度波动谱也取决于重子和辐射密度。BBN和CBR所施加的约束之间的比较揭示了宇宙在其演化过程中两个相距甚远的时期的惊人一致的图像。结合这两个探针导致新的和更严格的限制目前的重子密度，对可能的新物理超越粒子物理学的标准模型，以及确定一些挑战天文学和天体物理学。在这篇综述中，我们将介绍BBN的现状以及重子密度和辐射能量密度的相关估计。
2003-07-11 astro-ph hep-ph
An analysis of helium primordial nucleosynthesis with a variable cosmological coupling
早期宇宙中氦的合成取决于许多输入参数，包括核合成发生期间的引力耦合值。为了追踪$G$在原初核合成中的影响，我们用半解析方法计算了氦的原初丰度作为引力耦合的函数。具体地说，我们利用Brans-Dicke理论构造了一个具有变化的$G$的宇宙学模型。核合成期的$G$值越大，预测的氦丰度越大。利用原始氦丰度的观测资料，建立了$G$随时间变化的约束条件。
2001-05-17 astro-ph gr-qc
Neutron-induced nucleosynthesis
中子诱导核合成在天体物理学中起着重要的作用，例如在早期宇宙的原始核合成中，在红巨星中发生的s-过程中，以及在II型超新星中发生的$α$ -富冻结和r-过程中。本文评述了中子核合成的三个重要方面：天体物理背景、确定热核能区反应截面和反应速率的实验方法和理论模型。详细讨论了热能和热核能中子俘获的三个具体例子。
1996-08-20 astro-ph nucl-ex nucl-th
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
Recent Progress in Understanding Nucleosynthesis via Rapid Neutron Capture
我讨论了最近的进展，在我们的理解核合成通过快速中子捕获，r-过程，早期太阳系的陨石数据和低金属丰度恒星的观测为基础。目前，所有的数据都要求有两种不同的r过程事件，并建议超新星与这些事件有关。r过程中超新星来源的多样性可能取决于单个超新星中是否形成了中子星或黑洞。如果这种依赖性被这里讨论的未来观察所证实，那么它将对核物质的性质产生重要影响。
2000-08-01 astro-ph nucl-th
Relating gravitational wave constraints from primordial nucleosynthesis, pulsar timing, laser interferometers, and the CMB: implications for the early universe
我们导出了引力波观测量r和Omega_gw（f）之间的一般主方程。这里r是张量标量比，受宇宙微波背景实验（CMB）的约束; Omega_gw（f）是原始引力波的能谱，例如受脉冲星定时测量、激光干涉仪实验和大爆炸核合成（BBN）的约束。对主方程求导得到倾斜d（ln Omega_gw（f））/d（ln f）的新表达式。r和Omega_gw（f）之间的关系敏感地依赖于早期宇宙的不确定性物理，我们表明，这种不确定性可能被封装（以与模型无关的方式）通过两个量：w_hat（f）和nt_hat（f），其中nt_hat（f）是nt（k）上的某个对数平均值（原始张量谱指数）; w_hat（f）是对w_tilde（a）（视界重返后早期宇宙的有效状态方程）的某个对数平均。这里，有效状态方程参数w_tilde（a）是普通状态方程参数w（a）和体积粘度zeta（a）的组合。因此，通过比较r和Omega_gw（f）上的约束，可以获得[w_hat（f），nt_hat（f）]平面中的（非常紧的）约束。特别是，这是限制（或检测）在BBN之前的早期宇宙中存在“刚性”能量成分（w > 1/3）的最佳方法。最后，虽然我们的分析大多没有假设暴胀，但我们指出，如果CMB实验检测到r的非零值，那么我们将立即获得（作为免费的副产品）在暴胀结束和BBN开始之间的“原始黑暗时代”期间，在数学平均的有效状态方程参数上的新上限w_hat…
2007-08-18 astro-ph gr-qc hep-ph
