Probing the Effective Number of Neutrino Species with Cosmic Microwave Background
讨论了仅用宇宙微波背景能探测到多少中微子种类N_nu。利用WMAP、ACBAR、CBI和BOOMERANG实验的数据，我们得到了在95% C. L时，中微子有效粒子数的约束条件为0.96< N_nu <7.94。一个幂律LCDM平坦宇宙模型。在95% C. L时，N_（nu）< 6.38。如果我们假设重子密度、N_nu和氦丰度都与大爆炸核合成理论有关。我们还提供了一个预测普朗克实验使用马尔可夫链蒙特卡罗方法。除了约束N_nu外，我们还研究了大爆炸核合成关系如何影响这些参数和其他宇宙学参数的估计。
2008-10-21 astro-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
Probing the Reheating Temperature at Colliders and with Primordial Nucleosynthesis
考虑引力子暗物质的情况下，一个长寿命的带电slepton，我们表明，对撞机测量的slepton质量和它的寿命可以探测不仅引力子质量，但也膨胀后的再加热温度TR。在一个模型独立的方式，我们推导出TR的上限，并讨论他们的约束下，从原始的催化锂-6通过束缚态效应。在质量低于1 TeV的slepton的适合对撞机的区域，对于小的胶子-slepton质量分裂的极限情况，得到的最大再加热温度的保守估计约为TR=3 \times 10^9 GeV，对于在大统一尺度下普适软超对称破缺参数的典型情况，约为TR=10^8 GeV。我们发现，在大型强子对撞机上测定胶子-斯莱普顿质量比，将检验TR>10^9 GeV的可能性，从而检验等级重右手马约拉纳中微子的热稀薄生成的可行性。
2008-07-09 astro-ph hep-ph nucl-th
Primordial Nucleosynthesis for the New Cosmology: Determining Uncertainties and Examining Concordance
大爆炸核合成（BBN）和宇宙微波背景（CMB）在标准宇宙学中有着悠久的历史。预测和观察到的轻元素丰度之间的一般一致性提供了一个普适重子密度的直接探针。最近的CMB各向异性测量，特别是WMAP卫星进行的观测，通过独立测量宇宙重子密度来检查这种一致性。这种一致性测试的关键是对BBN轻元素丰度预测的不确定性的定量理解。这些不确定性主要是由核截面中的系统误差引起的。我们批判性地分析横截面数据，产生表示，描述这些数据及其不确定性，考虑到数据之间的相关性，并明确处理数据集之间的系统误差。使用这些更新的核输入，我们计算新的BBN丰度预测，并定量地检查它们与观测的一致性。根据所采用的氘观测结果，我们可以得到重子密度的以下约束：在68%的置信度下，Ω Bh^2 =0.0229 \pm 0.0013或Ω Bh^2 = 0.0216^{+0.0020}_{-0.0021}，固定N_{ν,eff} =3.0。对氦和锂观测系统学的关注限制了基于此数据提供的置信约束。随着新的核截面数据、轻元素丰度观测和CMB各向异性分辨率的不断提高，可以对核和粒子天体物理学施加更严格的约束。删节
2004-06-20 astro-ph nucl-ex
The Sensitivity of Nucleosynthesis in Type I X-ray Bursts to Thermonuclear Reaction-Rate Variations
我们研究了I型X射线爆发中核合成对核速率变化的敏感性。由于大量的核过程参与这些现象-与绝大多数的反应速率只在理论上确定，由于缺乏任何实验信息-我们的研究结果可以提供一种手段，用于确定哪些速率发挥重要作用的热核失控。这些结果可能会激发新的实验。对于我们的研究，我们已经进行了一系列全面的单区后处理计算结合各种代表性的X射线爆发热力学历史。在我们的研究中，我们提出了那些速率变化对产率影响最大的反应。
2008-06-18 astro-ph
Nucleosynthesis in neutrino heated matter: The vp-process and the r-process
本文综述了超新星中重元素核合成的最新进展。最近的流体动力学模型的核心坍缩超新星表明，大量的质子丰富的物质下，强中微子通量喷射。该物质构成了vp过程的位点，其中反中微子吸收反应催化A > 64的核的核合成。超新星也与自然界中最重元素的合成过程有关。裂变过程中的r-过程可以发挥重要作用，在确定最终的丰度模式，并在解释几乎普遍的特点，看到贫金属的r-过程丰富的恒星。
2006-08-23 astro-ph
Probing the Site for r-Process Nucleosyntheis with Abundances of Barium and Magnesium in Extremely Metal-Poor Stars
我们认为，如果在早期银河系r-过程核合成的天体物理位置被限制在一个狭窄的质量范围内的II型超新星（SN II）的祖先，与一个较低的质量限制Mms = 20 Msun，一个独特的功能，在观察到的分布[Ba/Mg] vs. [Mg/H]的极贫金属恒星的情况下，可以充分再现。我们将这一特征与两个不同的过程相关联，即在Mg丰度区间-2.7 < [Mg/H] <-2.3中观察到的元素比分叉成两个分支。第一个分支，我们称之为“y”分支，与单个大质量超新星产生Ba和Mg有关。我们的结论是SNe II与Mms = 20 Msun是在早期银河系的r-过程核合成的主导来源。SN诱导的化学演化模型与此Mms依赖的Ba产量创建的y-分支，反映不同的核合成[Ba/Mg]的每个SN II与Mms > 20 Msun的产量。第二个分支，我们称之为“i”分支，与在Mms < 20 Msun的SNe II扫过的星际介质的致密壳层中形成的恒星的元素丰度比有关，并且适用于观测到的Mg丰度在[Mg/H] <-2.7范围内的恒星。这些恒星中的Ba丰度反映了它们形成（后期）时星际气体的丰度。[Ba/Mg] i-分支的存在强烈地表明，与母星质量Mms < 20 Msun的恒星有关的SNe II是产生r-过程元素的贫瘠来源。我们预测存在的其他r-过程的元素，如铕（Eu），在某种程度上，他们的生产地点是在共同的Ba的i-分支。
2000-01-13 astro-ph
Big bang nucleosynthesis limit on N_nu
最近，我们提出了一个简单的方法来确定轻元素丰度的相关不确定性预期从大爆炸核合成，这避免了冗长的蒙特卡罗模拟的需要。我们现在扩展这种方法，考虑偏离标准模型，特别是限制任何新的轻自由度的热等离子体在核合成过程中。由于有关推断的原始丰度的观测情况尚未稳定，我们提出了说明性的界限上的中微子种类N_nu的各种组合的个人丰度测定的等效数量。我们的95% C.L. N_nu的界限在2和4之间，并且当更准确地知道丰度时，可以使用所提供的技术容易地重新评估。
1999-04-19 astro-ph hep-ph
On the Evoution of the Light Elements I. D, He-3, and He-4
轻元素D、\he 3、\he 4和\li 7是在大爆炸核合成中产生的，并且由于星系加工而经历丰度的变化。由于人们只能在当代环境中观察到这些元素中的大多数，因此需要了解干预进化的知识来确定原始核合成的观测约束。通过比较1460个可能的化学演化方案和恒星核合成产额，系统地研究了轻元素演化中的化学和恒星演化模型依赖性，所有这些方案都被选择来拟合太阳附近的C，N，O和Fe丰度以及观测到的局部气体密度和气体质量分数。在这些模型中的轻元素的演变和太阳系的产量被发现跨越了很宽的范围，明确地证明了模型的依赖性。计算了D，\he 3和\he 4太阳丰度的模型依赖范围，并指出其对重元素约束的敏感性。估计了化学演化对观测到的太初轻元素丰度不确定性的贡献，并讨论了这种不确定性对大爆炸核合成结果的影响。轻元素的预测被发现是相关的，这些相关性的程度和物理起源进行了讨论。D和\he 3的演化具有明显的模型依赖性，然而，决定它们的太阳和星际丰度的主导因素是它们的原始丰度。此外，发现\he 3对低质量恒星的加工细节非常敏感。\he 4的产额被证明是非常依赖于模型;特别是，引入质量损失和可能非常高的\he 4恒星产额在
1995-12-08 astro-ph
AGB Stars: Summary and Warning
渐近巨枝（AGB）阶段非常短，但它的重要性是在它的核合成。在过去的20年里，恒星模型发生了一场革命，受到这种丰富的核合成以及部分新数据的启发。例如，来自前太阳颗粒的同位素数据（见本卷）迫使理论学家包括以前被忽视的物种，这些物种在能量上不重要（即它们在决定恒星结构方面没有作用），但可以用来限制模型。核合成现在作为温度和混合的示踪剂是重要的，而不仅仅是能量产生的副产品。但伴随着这些进步而来的是更多的量化需求。现在越来越重要的是要知道什么是众所周知的，什么是不太确定的。这就是本文的目的。
2002-01-20 astro-ph
Quantifying uncertainties in primordial nucleosynthesis without Monte Carlo simulations
我们提出了一个简单的方法来确定轻元素丰度的（相关）不确定性预期从大爆炸核合成，这避免了冗长的蒙特卡罗模拟的需要。我们的方法有助于澄清不同的核反应的作用，有助于一个特定的元素丰度，并使得它很容易实现能量无关的变化，在测量的反应速率。作为一个应用程序，我们演示了这种方法如何简化统计估计的核子光子比通过比较标准的BBN预测与观测推断的丰度。
1998-06-23 astro-ph hep-ph nucl-th
Nucleosynthesis in neutrino-driven winds: II. Implications for heavy element synthesis
在中子星生命的前20秒，其巨大的中微子光度会导致其表面的明显质量损失。这种中微子驱动的风以前被认为是r过程的可能地点。Qian和Woosley（1996）从解析和数值两方面推导了风中重元素合成的物理条件。这些条件包括熵（S），电子分数（Ye），动态时间尺度和质量损失率。在这里，我们探讨这些条件的核合成的影响。我们发现，标准的风模型推导出的文件是不足以使r-过程，虽然他们确实产生了一些罕见的物种以上的铁族。我们进一步确定的熵，电子分数，和所需的动态时间尺度，使r-过程的一般限制。特别是，我们从核反应网络计算得到的条件，以提供一个足够的中子-种子比生产的铂峰。这些条件的范围从0.001-0.1 s的合理动态时间尺度的Ye = 0.2和S < 100/重子，到0.1 s的动态时间尺度的Ye = 0.4-0.495和S > 400/重子。这些条件也推导出解析来说明物理决定的中子种子比。
1996-11-13 astro-ph
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
Probing MACHOs by observation of M31 pixel lensing with the 1.5m Loiano telescope
我们分析了一系列的试点观测，以研究微透镜的（未解决的）恒星在M31与1.5米Loiano望远镜，包括观测确定的可变源星和报告的微透镜事件。我们还寻找以前未知的变化，并发现了一颗新星。我们讨论了一个延长运动的观测策略，其目标是确定MACHO是否存在，或者所有的微透镜事件是否与M31中的透镜星兼容。
2007-04-11 astro-ph
s-Process Nucleosynthesis in Advanced Burning Phases of Massive Stars
我们提出了一个详细的研究的s-过程核合成的大质量恒星的太阳一样的初始成分和质量15，20，25，和30 Msun。我们更新了我们以前的结果的s-过程核合成的核心氦燃烧这些恒星，然后专注于分析的S-过程中遇到的物理条件下的壳碳燃烧。我们表明，最近的汇编的Ne 22（α，n）Mg 25率导致显着降低的S-过程中的核心氦燃烧的效率。特别是，这个速率导致了迄今为止在大质量恒星的核心氦燃烧过程中发现的Kr 80的最低过剩系数。由壳碳燃烧产生的S-过程产率对碳壳的结构演化非常敏感。这种结构是由在核心氦燃烧结束时获得的C12的质量分数的影响，这反过来又主要是由C12（α，γ）O 16反应。这种反应速率的不确定性仍然存在，这意味着大质量恒星中的s过程也受到这种不确定性的影响。我们确定了一些同位素，如Zn 70和Rb 87作为大质量恒星壳碳燃烧过程中的S-过程的签名。在确定我们的s-唯一的恒星产额的太阳丰度的相对贡献，我们发现它是重要的是要考虑到壳碳燃烧的中子照射。当我们用Salpeter初始质量函数分析我们的产额时，我们发现大质量恒星对质量A <= 87的纯s核的贡献至少为40%。对于质量A >90的纯s核，除了Gd 152、Os 187和Hg 198分别为~ 14%、~ 13%和~ 11%外，大质量恒星的贡献平均为~ 7%。
2006-09-28 astro-ph
Nucleosynthesis and Evolution of Massive Metal-Free Stars
质量为10- 100太阳质量的无金属恒星的演化和爆炸被跟踪，它们的核合成产额，光变曲线和残余质量被确定。当超新星的产额在萨尔彼得初始质量函数上积分时，所得到的元素丰度模式在性质上是太阳的，但明显缺乏奇Z元素（7 <= Z <= 13）。忽略来自中子星的中微子风的贡献，比锗重的元素没有明显的丰度。计算出的图案与[Z] ~<-3的缺金属星中观察到的图案相比是有利的。大多数恒星以蓝超巨星的形式结束生命，并产生类似SN 1987 A的独特光变曲线的超新星，但有些恒星通过疏浚产生原生氮并成为红超巨星。提出了一种新的自动拟合算法，用于在大型模型数据库中确定爆炸能量、混合和初始质量函数的最佳组合，以符合指定的数据集。该模型被应用于Cayrel等人（2004）的低金属丰度样本和两颗超贫铁恒星HE 0107 -5240和HE 1327 -2326。最好的协议，这些低金属量的恒星是实现了非常少的混合，并没有考虑的金属缺乏的数据集显示需要一个高能量的爆炸组件。相反，在大多数情况下，爆炸能量略小于1.2 B似乎是优选的。（略）
2008-03-21 astro-ph
Model-Independent Predictions of Big Bang Nucleosynthesis
我们从标准的（与$N_ν= 3$）BBN产生的限制，仅从两个宇宙学产生的核素，\he 4和\li 7，从外推到原始丰度是直接的。D和\he 3的丰度目前只能用银河系化学演化模型从它们的太阳值和本地星际介质值推断出来。然而，我们的化学进化的知识遭受很大的不确定性，因此它是有用的，采取的方法，最大限度地减少依赖于化学进化在确定BBN的一致性。仅使用\he 4和\li 7上的数据，并对其丰度测定中可能的系统误差进行合理估计，如果重子与光子的比值在$1.4 < 10^{10} η< 3.8$（95\% CL）范围内，则发现一致性。用\he 4和\li 7丰度预测原始丰度D和\he 3，为它们的化学演化提供了初始条件。
1995-12-01 astro-ph hep-ph
Probing The Universe With Neutrinos At 20 Minutes And 400 Thousand Years
大爆炸核合成（BBN）和宇宙背景辐射（CBR）提供了宇宙早期演化及其粒子含量的互补探针。中微子在这两种情况下都起着重要的作用，影响了BBN在最初20分钟内产生的核素的原始丰度，以及当宇宙年龄约为40万年时在CBR上留下的温度波动谱。在这次演讲中，我回顾了中微子在宇宙演化的这些不同时期的物理效应，并将理论预测与观测数据进行比较，以探索宇宙学和粒子物理学的标准模型的一致性，并限制中微子物理学以及更普遍的超越标准模型的物理学。
2006-10-19 astro-ph hep-ph nucl-th
What Can the Accretion Induced Collapse of White Dwarfs Really Explain?
白矮星到中子星的吸积诱导坍缩（AIC）已经被用来解释伽马射线暴、Ia型超新星和一些有问题的中子星群和特定的双星系统。这次坍缩的喷出物也被认为是r-过程核合成的来源。到目前为止，大多数AIC研究都集中在从二元演化模型中确定事件发生率，而较少关注对崩溃本身的理解。然而，白矮星坍缩成中子星之后，会喷出稀有的富中子同位素。观测到的这些化学元素的丰度可能会对银河系历史上AIC发生的速率设定一个更可靠的限制。在本文中，我们提出了一个彻底的研究的大质量白矮星的崩溃在1-和2-维，并确定的数量和组成的喷射物质。我们讨论了输入物理（状态方程，中微子运输，旋转）在确定这些数量的重要性。这些模拟证实，AIC的重子太丰富，无法产生伽马射线暴，也无法喷射出足够的镍来解释Ia型超新星（可能除了极低光度的一小部分Ia型超新星）。虽然核合成的限制使通过AIC形成的中子星的数量小于银河系中子星总数的0.1%，但AIC仍然是形成中子星系统的可行方案，这很难用II型核心坍缩超新星来解释。
1998-12-02 astro-ph
Probing Star Formation Timescales in Elliptical Galaxies
在等级宇宙中星系形成的模型中，椭圆星系是通过合并较小的盘系统形成的。如果能找到确定不同星系中恒星星族的相对年龄和组成的可靠技术，这些模型将产生许多可检验的预言：1）低密度环境中的椭圆星系形成晚于星团中的椭圆星系，2）更大质量的椭圆星系形成晚，3）更大质量的椭圆星系形成于低气体含量的盘星系的无耗散合并。虽然星系的颜色和巴耳末线强度可以用来推断椭圆星系中恒星星族的平均年龄，但α/Fe元素比值携带了恒星形成时间的信息。在这里，我们提出了初步的结果，从半解析模型的Mg/Fe比在星系中的分布作为一个功能的形态类型，光度和环境。
1999-06-12 astro-ph
Light Element Abundance Inhomogeneities in Globular Clusters: Probing Star Formation and Evolution in the Early Milky Way
元素C、N和O的光谱分布是恒星核合成过程的敏感探针，此外，O丰度也是恒星年龄测定的重要输入。了解这些元素的观测分布的性质是限制原星系恒星形成历史的关键。模式推导出低分辨率光谱的CN，CH，NH和CO分子的低质量恒星在其核心氢或第一壳氢燃烧阶段在已知的最古老的合奏，银河系球状星团，进行审查。NGC 104（47 Tuc，C 0021 -723）中暗星的新结果显示，在发光演化恒星中发现的CN和CH强度的双峰，与CN相关的模式也存在于接近主序星寿命结束的恒星中。在缺乏已知机制的情况下，将新合成的元素从内部混合到这些未演化恒星的可观测表面层，这些特殊的不均匀性意味着大约150亿年前形成恒星的原始材料在C和N元素中是化学不均匀的。然而，在其他星团中，丰度比和碳同位素比的观测表明，随着恒星从主序星到红巨星分支的演化，表面化学成分会发生变化。因此，目前观测到的C、N和O在最亮恒星（也是最常观测到的恒星）中的分布可能并不能反映原星团云形成的真实分布。在球状星团中出现的C、N和O丰度模式的图像可能是这样一幅图像，
1994-08-02 astro-ph
Forensic Cosmology: Probing Baryons and Neutrinos With BBN and the CBR
在宇宙演化的前20分钟，由大爆炸核合成（BBN）产生的轻核素的原始丰度对重子的普遍密度和早期宇宙的膨胀率很敏感。例如，虽然氘是一个很好的气压计，氦-4提供了一个准确的计时器。大约40万年后，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，温度波动的光谱也取决于（除其他参数外）重子密度和相对论性粒子的密度。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目前的重子密度的新的估计和粒子物理学的标准模型以外的可能的物理更严格的限制。在这篇评论中，这些互补的探针的普遍重子密度和早期宇宙膨胀率之间的一致性被利用，以提供新的约束遗迹中微子和反中微子之间的任何不对称性（中微子简并）。
2003-09-30 astro-ph hep-ph
Lithium isotopic abundances in metal-poor halo stars
利用ESO的VLT/UVES获得了24颗贫金属晕矮星和次巨星的高质量光谱，用于确定Li同位素丰度。来自LiI 670.8nm线的1D非LTE 7 Li丰度显示出对金属丰度的明显依赖，但在这一趋势周围的分散可以忽略不计。LiI 670.8nm谱线和LiI 610.4nm谱线的丰度符合得很好。原始7 Li丰度估计值为$7Li/H = 1.1-1.5 x 10^-10，比标准大爆炸核合成预测值低3到4倍，而标准大爆炸核合成的重子密度是从宇宙微波背景推断的。有趣的是，在我们的24颗恒星中有9颗在>2sigma显著性水平上检测到6Li。我们的观察表明，存在一个6Li高原的水平日志6Li = 0.8，但是，考虑到预测6Li破坏在前主序演化倾斜的高原，使6Li丰度明显增加金属丰度。我们最值得注意的结果是在非常贫金属的恒星LP 815 -43中检测到6Li。在银河系早期，如此高的6Li丰度是很难通过银河系宇宙射线散射和α聚变反应实现的。它的结论是，这两个锂同位素有一个前银河系的起源。可能的6Li生产渠道包括原星系冲击和大爆炸核合成时代后期衰变或湮灭的超对称粒子。6Li的存在限制了恒星7 Li耗尽的可能程度，从而加剧了与标准大爆炸核合成的差异。
2006-02-20 astro-ph
Stars as thermonuclear reactors: their fuels and ashes
宇宙中的原子核通过恒星内部的核反应相互转化，这就是核合成过程。讨论了确定恒星内部核反应速率的基本概念，以及它们如何在大多数时间里如此缓慢地燃烧燃料。首先讨论恒星中氢的流体静力燃烧中涉及质子的热核反应。接下来是氦燃烧阶段的三重α反应，以及红巨星中碳和氧的生存问题，这些问题与氧和氖的原子核结构有关。本文讨论了碳、氖、氧和硅静态反应中核燃烧的高级阶段。简要讨论了中子诱发反应在铁以外核合成中的作用，以及SN 1987 A中微子的实验探测，它广泛地证实了引力坍缩导致超新星的观点。
2004-05-28 astro-ph nucl-th
