Review of Big Bang Nucleosynthesis and Primordial Abundances
大爆炸核合成（英语：Big Bang Nucleosynthesis，BBN）是指在宇宙形成的最初几分钟内，轻原子核氘、氦3、氦4和锂7的合成。这篇评论集中在最近的改进测量的原始（BBN后，和修改前）这些核的丰度。我们提到了标准理论的改进，以及受数据限制的非标准扩展。（节略）
2000-01-18 astro-ph
A Bayesian Estimate of the Primordial Helium Abundance
本文介绍了一种新的统计方法，利用观测到的经历过恒星氦富集的星系样品中的原始氦丰度来估算原始氦丰度Y_p。而不是使用线性回归的金属丰度，我们构建了一个似然函数使用贝叶斯先验，其中的关键假设是，真正的氦丰度必须始终超过原始值。使用从文献中汇编的测量样本，我们发现Y_p的估计值在0.221和0.236之间，取决于具体的子样本和先前采用的，与以前的估计值一致，无论是从氦丰度相对于金属丰度的线性外推，还是从最低金属丰度HII区域的氦丰度，I Zw 18。我们还找到了一个对特定子样本或先验不敏感的上限，并在95%置信度下估计了一个与模型无关的束缚Y_p < 0.243，有利于低的宇宙重子密度和高的原始氘丰度。主要的不确定性不是恒星富集的模型，而是在每个HII区域估计Y时可能存在的常见系统偏差。
1997-05-14 astro-ph
Seven problems related to the determination of the primordial helium abundance
本文综述了近年来在确定原始或银河系前氦丰度Yp方面取得的进展。有七个问题影响的He/H丰度测定的H II区域进行了简要讨论：在所观察到的光谱，电离，温度和密度结构的每个对象的基本吸收线，碰撞的贡献的强度的He I和H I线，光学厚度的He I线，和外推得到Y P的基础上的Y和O/H值。
2002-11-22 astro-ph
Element Segregation in Low Metallicity Stars and the Primordial Lithium Abundance
原始锂丰度的观测约束对于宇宙重子密度的评估是很重要的。然而，由于这种元素在恒星内部可能会耗尽，因此其精确测定存在不确定性。在这里，我们提出并讨论了新的结果，锂丰度流行II星获得最新的恒星模型，包括最好的物理。我们表明，它是可能的，以占在流行II星没有任何自由参数观察到的锂的一般行为。恒星内部的宏观运动是需要的，但没有必要指定它们的确切性质来解释观测数据。这种恒定允许导出锂原始丰度的无参数值：log（Lip）= 2.35 +/- .10，在log（H）= 12标度中。
1998-02-24 astro-ph
$^7$Li Abundances in Halo Stars: Testing Stellar Evolution Models and the Primordial $^7$Li Abundance
为了确定原始$^7$ Li丰度，并通过与Thorburn（1994）观测到的贫金属晕星Li丰度数据库的比较来检验现有的恒星演化模型，计算了大量[Fe/H] = -2.3和-3.3的恒星演化模型。标准模型很好地拟合了观测到的温度高于5600 K的恒星中的Li丰度。他们预测原始$^7$ Li丰度为Log N（Li）= 2.24 \pm 0.03 $. Models which include microscopic diffusion predict a downward curvature in the $ ^7 $Li destruction isochrones at hot temperatures which is not present in the observations. Thus, the observations clearly rule out models which include uninhibited microscopic diffusion of $ ^7 $Li from the surface of the star. The [Fe/H] = -2.3 stellar models which include both diffusion and rotational mixing provide an excellent match to t…
1994-03-21 astro-ph
Primordial Helium Abundance: A Reanalysis of the Izotov-Thuan Spectroscopic Sample
对Izotov-Thuan（2004）河外H II区光谱样品的氦丰度测定进行了再分析。我们发现，基础恒星吸收的He I线，这是更重要的金属贫系统的效果，显着影响推断的原始氦丰度$Y_p$在零金属极限和线性外推的斜率，$dY/dZ$。这将$Y_p$从$0.234\pm0.004$变为$0.250\pm 0.004$，将$dY/dZ=4.7\pm 1.0$变为$1.1\pm 1.4$。保守地说，这表明了正确理解恒星吸收对精确测定原始氦丰度的重要性，从而减小了$δY_p\simeq 0.002-0.004$的误差。
2006-11-09 astro-ph
The Magellanic Clouds and the Primordial Helium Abundance
本文讨论了一种新的基于麦哲伦云H Ⅱ区的河前氦丰度测定方法。这一决定的金额Yp = 0.2345 +- 0.0030，并与来自巨大的河外H II地区的系统中的重元素含量极低的比较。有人建议，由其他作者从巨大的H II区复合物中得出的更高的原始值可能是由于两个系统的影响：中性氢的存在下，在氦Stromgren球和存在的温度变化内的观察体积。
2000-02-05 astro-ph
The Uncertainty in Newton's Constant and Precision Predictions of the Primordial Helium Abundance
目前牛顿常数G_N的不确定度为0.15%。对于与宇宙微波背景观测和原始氘丰度一致的重子光子比值，G_N的不确定性对应于原始4 He质量分数Y_P的不确定性，为+-1.3 x 10^{-4}。Y_P中的这种不确定性与中子寿命中的当前不确定性的影响相当，中子寿命中的当前不确定性通常被视为Y_P计算中的主要不确定性。最近的G_N测量似乎收敛在一个较小的范围内;将G_N的估计误差减小10倍将基本上消除它作为原始4 He丰度计算中的不确定性来源。
2004-02-13 astro-ph
Deuterium and Helium Absorption at High Redshift: Mapping the Abundance, Density and Ionization of Primordial Gas
类星体的光谱在高红移，高分辨率和高信噪比允许在有利的情况下检测氘的吸收，并最终测量其原始丰度。高红移类星体的紫外光谱允许测量最丰富的宇宙吸收剂，单离子化氦的吸收，从而绘制即使在最稀薄的宇宙空隙中的气体。这些新技术已经为宇宙学模型提供了重要的限制，但很快就会变得更加精确。
1997-05-02 astro-ph
On the Primordial Helium Abundance and the DeltaY/DeltaO Ratio
根据河外H Ⅱ区氢氦复合线的研究，对原始氦丰度Yp的测定进行了综述。我们还讨论了观测测定的增加氦增加的氧的质量Δ Y/Δ O，并比较它们与预测的基础上的模型的银河系化学演化。
2007-01-25 astro-ph
Primordial Deuterium and Big Bang Nucleosynthesis: A Tale of Two Abundances
标准大爆炸核合成（SBBN）的预测与从观测数据推断的轻核素的原始丰度最近的对抗揭示了一个冲突。简单地说，与理论预期相比，氘或氦-4（或两者）的推断原始丰度“太小”。在这里，我概述了在SBBN的上下文中D和$^4$ He之间的“张力”。SBBN的早期危机可能通过在几乎原始的环境中观测氘来解决，例如高红移，低金属量类星体吸收体。目前，从这些数据中推断出的氘在大爆炸中的丰度可分为两类，这两类显然是相互排斥的。我描述的氘二分法和它的影响SBBN以及宇宙学一般。
1996-10-15 astro-ph
The Void Abundance with Non-Gaussian Primordial Perturbations
我们使用一个Press-Schechter-like的计算来研究如何丰富的空洞的变化与非高斯初始条件的模型。正偏度增加团簇丰度，而负偏度增加空隙丰度。我们确定的依赖性的空隙丰度的非高斯参数fnl的本地模型的双谱，它近似的双谱在一些多领域的通货膨胀模型和等边双谱，它近似的双谱在例如字符串启发DBI模型的通货膨胀。我们表明，目前正在考虑的大规模结构调查中的空隙丰度应该探测小到fnl < 10和fnl^eq < 30的值，在距离尺度上~10 Mpc。
2008-09-03 astro-ph
Photoionization Models of Metal-poor Extragalactic HII Regions and the Primordial Helium Abundance
讨论了碰撞增强效应对原始氦丰度测定的影响。为此，我们提出了一个河外贫金属HII区SBS 0335- 052的光电离模型。我们表明，推导出的氦丰度（Y）的这个HII区域取决于碰撞激发影响的巴耳末线，直接（通过低估的实际He/H比）和间接（通过高估的星际红化）的量。我们详细介绍了这些效应中的每一个如何影响Y的导出值。
2003-02-28 astro-ph
Primordial Helium Abundance from CMB: a constraint from recent observations and a forecast
本文研究了宇宙微波背景辐射对原始氦丰度Y_p的限制。利用WMAP、ACBAR、CBI和BOOMERANG的现有数据，得到了68% C. L时的Y_p = 0.25^{+0.10}_{-0.07}。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。除了预测对Y_p的约束外，我们还研究了对Y_p的假设如何影响对其他宇宙学参数的约束。
2008-08-18 astro-ph
Bounds on the cosmological abundance of primordial black holes from diffuse sky brightness: single mass spectra
我们对未成团的原始黑洞（PBH）的质量丰度进行了限制，这些黑洞具有简单的质量分布，并受到霍金蒸发和粒子从环境中吸收的影响。由于辐射通量与数值密度成正比，通过比较计算和观察到的漫射背景值，得到了一个上限，（类似于点源被认为是Olbers悖论）有限带宽。对于一个显着的范围内形成红移的界限是优于其他参数$Ω_{pbh} \leq 10^{-10}$获得的几个值，他们适用于PBH的蒸发今天。
2001-12-07 astro-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
The response of primordial abundances to a general modification of $G_{\rm N}$ and/or of the early universe expansion rate
本文讨论了牛顿常数$G_{\rm N}$随时间的变化对大爆炸核合成中轻元素产生的影响。我们提供了分析估计的依赖原始丰度的牛顿常数的值在BBN。这些估计的准确性，然后通过数值方法进行测试。%此外，我们确定数值上的响应，每个元素的早期宇宙膨胀率的任意随时间变化的修改。最后，我们确定了$G_{\rm N}$的可能变化的界限，可以从理论预测和观测数据的比较中获得。
2005-03-23 astro-ph
The Chemical Composition of the Small Magellanic Cloud H II Region NGC 346 and the Primordial Helium Abundance
在3400-7400范围内的分光光度法提出了13个领域的最明亮的H II区的SMC：NGC 346。这些观测是在CTIO用4米望远镜获得的。根据这些观察，得出了它的化学成分。氦和氧的质量丰度分别为：Y（SMC）=0.2405+-0.0018和O（SMC）=0.00171+-0.00025。从不规则星系和蓝色致密星系的模型和观测中发现，dY/dO=3.5 ± 0.9，因此原始氦的质量丰度为：Yp=0.2345 ± 0.0026（1-sigma）。这一结果进行了比较，从大爆炸核合成的值，并与其他确定的Yp。
2000-07-20 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
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
Revised Primordial Helium Abundance Based on New Atomic Data
根据He Ⅰ复合系数和H Ⅰ巴耳末线碰撞激发系数的新的原子物理学计算，结合河外贫金属H Ⅱ区的观测和光电离模型，我们导出了原始氦的丰度Y_p = 0.2477 +-0.0029。新的原子数据使我们先前测定的Yp增加了0.0086，这是一个非常显著的量。通过将我们的Yp结果与标准大爆炸核合成模型的预言相结合，我们发现重子-光子比η与阻尼Lyman-α系统中观测到的原初氘丰度值导出的η值以及WMAP观测得到的η值都非常吻合。
2007-06-04 astro-ph
Closing in on the Primordial Abundance of Deuterium
我们测量了类星体吸收系统中的氘氢比（D/H），通过对四个独立系统的分析，得到D/H = 3.40 $\pm 0.25 \times 10^{-5}$。我们讨论了两个系统的性质，提供了最强的约束D/H。我们概述了D/H测量中涉及的系统效应，并介绍了一种复杂的分析方法，该方法正确地解释了这些效应。
1997-12-20 astro-ph
Primordial Deuterium Abundance and Cosmic Baryon Density
将轻元素的宇宙丰度与重子星和气体的密度进行比较，是对大爆炸宇宙论的一次重要检验，也是对暗物质性质的一次有力探索。一项新技术可以确定类星体吸收云在大红移时的宇宙氘丰度，从而可以在不同的、非常遥远的系统中对大爆炸的均匀性进行新的测试。这些研究的第一个结果进行了总结，以及他们的影响。类星体的数据面临着明显矛盾的故事，从氦-3丰度测量在我们的银河系。回顾了当今宇宙中重子星和气体的密度，并与大爆炸预言进行了比较。
1994-12-09 astro-ph
Primordial Nucleosynthesis: accurate predictions for light element abundances
对轻元素丰度的原始核合成预测进行了详细的分析。内容：1.标准宇宙学：概述。2.原始核合成。3. n-p反应的玻恩率<->。4.有限核子质量修正。5. QED热辐射修正。6.大爆炸核合成的计算。结果
1999-04-29 astro-ph hep-ph
The Primordial Abundance of He4: An Update
我们包括新的数据在更新的分析低金属丰度的河外HII地区的氦与导出的原始丰度的He 4（Y_P）的目标。我们表明，Izotov等人（ITL）的新观测结果与以前的数据是一致的。然而，由于缺乏足够低的金属丰度点，它们不应单独用于确定（Y_P）。我们使用现有的数据在一个半经验的方法来界定的大小可能的系统不确定性的确定（Y_P）。假设He 4和O/H之间存在线性关系，我们对He 4原始丰度的最佳估计是Y_P = 0.230 \pm 0.003（stat），基于具有最低金属丰度的HII区域的子集;对于我们的完整数据集，我们发现Y_P = 0.234 \pm 0.002（stat）。这两个值与我们以前的结果完全一致。我们讨论了这些标准的大爆炸核合成（SBBN）值的影响，特别是在最近测量的背景下，氘在高红移，低金属量类星体吸收线系统。
1996-11-20 astro-ph
The primordial Helium abundance
4 He的原始丰度Y_P是当今天文学中最热门的话题之一，主要是由于它的宇宙学意义。不同测定之间的差异目前已减少到1- 2%的水平，但这些差异仍然足够大，对大爆炸核合成有深刻的影响。因此，准确地估计Y_P测量中的不确定度是至关重要的。在这里，我回顾了Y_P测量中使用的方法和相关的不确定度。我还讨论了一些最近的结果，并强调他们之间的差异的假设。
2002-09-10 astro-ph
3D hydrodynamical model atmospheres of metal-poor stars: Evidence for a low primordial Li abundance
对贫金属晕星HD 140283和HD 84937进行了真实的三维辐射流体动力学表面对流模拟。由于绝热冷却超过辐射加热的优势，遇到非常低的大气温度。因此，这些贫金属恒星中谱线的缺乏导致了比经典一维流体静力学模型大气中更陡峭的温度梯度，在经典一维流体静力学模型大气中，光学薄层的温度由辐射平衡决定。大气结构的改变引起恒星出射光谱的变化。特别是，原始Li丰度可能被高估了0.2-0.35 dex与1D模型大气。然而，我们警告说，我们的结果假设局部热力学平衡（LTE），而陡峭的温度梯度可能会倾向于例如过度电离。
1999-05-06 astro-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
Precision Prediction for the Big-Bang Abundance of Primordial Helium
在粒子物理学和宇宙学的标准模型中，我们计算出了\he原始丰度的大爆炸预言，其理论不确定度小于$0.1 \pct$ $(δY_P < \pm 0.0002)$，将目前的理论精度提高了10倍。在这种精度下，丰度的不确定性主要由中子平均寿命$τ_n = 885.4 \pm 2.0 sec$的实验不确定性决定。计算中考虑了以下物理效应：对弱速率的零温度和有限温度辐射、库仑和有限核子质量修正;对等离子体密度、电子质量和中微子温度的阶$α$量子电动力学修正;以及中微子不完全退耦。采用了有限温度辐射修正和QED等离子体修正的新结果。此外，我们编写了一个新的和独立的核合成代码，旨在控制数值误差小于0.1 \pct。我们对\EL [4]{He}丰度的预测以精确拟合公式的形式给出。将我们的工作总结为一个数字，$ Y_P(η= 5\times 10^{-10}) = 0.2462 \pm 0.0004 (expt) \pm < 0.0002 (theory)$。此外，从伯勒斯-泰特勒测定原始D丰度$Ω_B h^2 = 0.019\pm 0.001$中推断出的重子密度导致预测：$Y_P = 0.2464 \pm 0.0005 (D/H) \pm < 0.0002 (theory) \pm 0.0005 (expt)$。这种"预测“和对原始\he丰度的精确测量将允许对原始核合成进行重要的一致性检验。
1999-02-10 astro-ph
Is Primordial He Truly from Big Bang ?
第三星族恒星现在被认为对观测到的近红外背景（NIRB）和星系际介质的重元素污染有贡献。在这里，我们表明，波普III贡献的原始他丰度符合NIRB的限制，可能会掩盖一个较低的值大爆炸核合成（BBN）他丰度。
2003-02-14 astro-ph
Primordial Light Element Abundances
几分钟后，宇宙通过温度和密度的条件，允许第一次合成的天体物理学有趣的丰度的D，3 He，4 He和7 Li的演变。遗迹丰度是核子密度的敏感探针，大约40万年后的CMB声振荡也是如此，这使得严格的交叉检查成为可能。WMAP对CMB重子密度的高精度估计目前被用作标准大爆炸核合成（SBBN）的输入参数，以解释原始的不对称性，而不是像以前通常使用的那样直接从轻元素的观测中导出。新的原子物理学和系统学的鉴定导致4 He原始丰度在Yp=0.2477 +/- 0.0029处的向上修正（Peimbert等人，2007年），消除了SBBN和WMAP之间的主要紧张来源。在类星体高红移吸收云中测得的D/H显示出过多的散射，但平均值与WMAP的预测惊人的一致。最近在晕矮星中重新测定的Li/H比预期的低4倍以上。我们认为，差异减少到一个因素2时，IRFM Teff规模被采用。有人认为，晕矮星中的锂被扩散耗尽，达到了消除间隙所需的量，但这意味着在一些晕矮星中检测到的更脆弱的6Li丰度高得令人难以置信，因此留下了谜团。
2007-08-29 astro-ph
BBN and the Primordial Abundances
在宇宙演化的最初几分钟内合成的轻元素的残余丰度提供了独特的宇宙学探测器和恒星和银河系化学演化的基石，同时也使重子（核子）密度和粒子物理模型超越标准模型的约束。最近的WMAP分析的CBR温度波动谱，结合其他相关的观测数据，产生了非常严格的约束的重子密度，允许详细的，定量的对抗大爆炸核合成的预测与后BBN丰度从观测数据推断。这种比较的现状，重点是天文学，天体物理学，粒子物理学和宇宙学的挑战，它确定。
2005-01-26 astro-ph
The Primordial Helium Abundance: Towards Understanding and Removing the Cosmic Scatter in the dY/dZ Relation
我们目前的结果从光电离模型的低金属HII区域。这些星云构成了测量原始氦丰度的基础。我们的模型表明，对于有效温度大于40，000 K的恒星激发的星云，氦电离校正因子（ICF）是不可忽略的。此外，我们发现，当有效温度上升到45,000 K以上，ICF可以显着负。这个结果与恒星大气的选择无关。然而，如果HII区域的[O III] 5007/[O I] 6300比值大于300，那么我们的模型表明，无论其金属丰度如何，它都将具有可忽略的小ICF。使用[O III] 5007/H $β$比率发现了类似的但金属性依赖的结果。这两个结果可以作为选择标准，以消除潜在的不可忽略的ICF星云。对Izotov & Thuan（1998）的数据使用我们的金属丰度独立标准，可使最佳拟合$Y-Z$线的均方根散射降低20%。拟合选定的数据的结果在原始氦丰度的值略有增加。
2000-02-02 astro-ph
The imprints of primordial non-gaussianities on large-scale structure: scale dependent bias and abundance of virialized objects
我们研究了原始非高斯性对大尺度结构的影响，重点是最大质量的维里化对象。使用解析参数和N体模拟，我们计算了质量函数和集群的暗物质晕在一系列的红移和水平的非高斯。我们提出了一个简单的拟合函数的质量函数有效的整个范围内，我们的模拟。我们发现显着的非高斯效应上的集群的暗物质晕，导致强烈的规模依赖的偏见。这表明，稀有天体的大规模聚集可能为原始非高斯性提供了一个灵敏的探测器。我们非常粗略地估计，即将进行的调查可以限制非高斯在|fNL| <~ 10的水平，与预测的微波背景的限制竞争。
2008-03-27 astro-ph
Primordial nucleosynthesis with a varying fine structure constant: An improved estimate
我们计算原始轻元素丰度的情况下，精细结构常数α不同于目前的值，包括许多来源的α依赖性忽略了以前的计算。具体来说，我们考虑的贡献所产生的库仑势垒穿透，光子耦合到核电流，和核质量的电磁分量。我们发现原始丰度对α的依赖性比之前估计的要弱，在^7Li的情况下，α的依赖性高达2倍。我们讨论的限制，从个人的丰度测量和影响这些限制的不确定性的变化α。虽然目前对原始D/H、^4 He/H和^7 Li/H的最佳测量值可以通过调整α和普适重子密度来两两协调，但在不考虑系统误差的情况下，α的值不允许同时容纳这三个值。结合所测量的丰度与观测到的宇宙微波背景中的声峰，在不确定性范围内，α没有变化。
2002-07-22 astro-ph
The 7Be(d,p)2alpha cross section at Big Bang energies and the primordial 7Li abundance
WMAP卫星致力于观测宇宙微波背景（CMB）辐射的各向异性，最近以前所未有的精度确定了宇宙的重子密度。利用这一点，大爆炸核合成（BBN）计算预测原始7 Li丰度比在星系晕矮星中观察到的丰度高2-3倍。有人认为，如果7 Be（d，p）2 α反应速率比以前考虑的大100倍左右，这种差异就可以解决。现在，我们已经在新卢万的旋风放射性核束装置中，第一次在适合于大爆炸环境的能量下研究了这种反应。发现该截面比从早期测量得到的小10倍。因此，核不确定性不能解释观测和预测的原始7 Li丰度之间的差异，必须研究另一种天体物理解决方案。
2005-08-22 astro-ph
A uniform primordial deuterium abundance stemmed from QSO observations
“低”和“高”原始D/H测量之间的不一致性可以大大减少，如果H+D配置文件的分析占相关的速度场的整体运动。我们重新估计了z=3.572处的D/H值，使之接近Q 1937 - 1009（“低”D/H=（3.3+/-0.3 10 ^{-5} [3]），z=0.701，朝向Q1718+4807（“高”D/H=（2.0+/-0.5 10 ^{-4} [15]），并发现单个D/H值在（3.5-5.2）10^{-5}（2σC.L.）足以描述这两种光谱。这一结果支持BBN的同质模型。得到的D/H比、河外HII区高He 4丰度[5]和贫金属晕星中Li 7丰度[2]的测量结果在误差范围内与标准BBN的预测一致，即3.6 ≤ η_{10} ≤ 5.4，对应于0.013 ≤ Ω_{b}h^2_{100} ≤ 0.020。
1998-08-28 astro-ph
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
Uncertainties in Theoretical HeI Emissivities: HII Regions, Primordial Abundance, and Cosmological Recombination
最近在天文学和宇宙学方面的一些工作都依赖于理论上的He I发射率，但我们知道没有努力量化原子数据中的不确定性。我们分析和分配不确定性的所有相关的原子数据，进行蒙特卡罗分析，并报告标准偏差的线发射率。我们考虑两组错误，我们称之为“乐观”和“悲观”。“我们还考虑了三种不同的条件，对应于原型银河系和河外H II区域以及宇宙重组的时代。在河外H II的情况下，我们得到的误差是可比的，或更大的误差在最近的一些$Y_p$计算，包括来自CMB的观测。我们证明了系统的原始丰度计算的影响，这种影响不能通过观察大量的对象减少。在宇宙学复合的情况下，误差与最近计算中考虑的许多效应相当。
2008-11-07 astro-ph
Gamow Legacy and the Primordial Abundance of Light Elements
目前公认的“宇宙理论”是60年前由伽莫夫、阿尔弗和赫尔曼开创的。作为后来被称为热大爆炸的结果，物质是中子，经过一些衰变质子，以及连续捕获的历史建立了元素。直到大约15年后（随着宇宙微波背景辐射的发现），伽莫夫和他的同事们的理论才得到验证，并发展出了今天的标准大爆炸核合成理论。我们将讨论国家的最先进的观测和建模的重要性，在寻求确定的原始丰度的D和4He的精确值，使用天体物理对象和现代原子参数的观测。特别是，我们将提出的理解和处理系统误差在这样的测定的搜索。
2007-01-25 astro-ph
The primordial deuterium abundance : problems and prospects
河外氘丰度的现状进行了讨论，使用两个例子“低”和“高”D/H测量。我们发现，这两种类型的D丰度的不一致性可能是随机速度场的空间相关性的后果。在广义程序的框架内（考虑到这种效应），人们发现不同的观测结果与标准大爆炸核合成（SBBN）的理论预测之间有很好的一致性。特别地，我们表明，在z = 2.504处观察到的朝向Q1009+2956的氘吸收和在z = 0.701处观察到的朝向Q1718+4807的H+D Ly-alpha分布与D/H $\sim 4.1 - 4.6\times10^{-5}$相容。该结果支持SBBN，因此不需要不均匀性。讨论了D/H的精确测量问题。
1997-12-10 astro-ph
Constraining Primordial Non-Gaussianity With the Abundance of High Redshift Clusters
我们展示了如何观测到的演化的星系团数量丰度可以用来约束原始的非高斯在宇宙中。我们进行了一个极大似然分析，结合了一些当前的数据集和占广泛的来源的系统误差。在高斯性假设下，目前的数据倾向于一个物质密度为$Ω_m\simeq 0.3$的宇宙，并且在$2σ$水平上与$Ω_m=1$不一致。如果我们假设$Ω_m=1$，预测的集群演化程度与非高斯模型的数据一致，其中原始波动的高度$3σ$的峰值至少是高斯分布的两倍或更多。这些结果是强大的几乎所有来源的系统误差考虑：特别是，$Ω_m=1$高斯的情况下，只能与数据相协调，如果一些系统的影响合谋修改分析在正确的方向。给定一个独立的测量$Ω_m$，这里描述的技术代表了一个强大的工具，以约束非高斯在原始宇宙中，独立的具体细节的非高斯物理。我们讨论的前景和战略，以改善未来的观察约束。
2000-05-25 astro-ph
Primordial He4 Abundance Constrains the Possible Time Variation of the Higgs Vacuum Expectation Value
我们约束的原始$^4He$丰度（$Y_P$）的最新结果的希格斯真空期望值（$v$）的可能的时间变化。为此，我们使用的分析方法，使我们能够考虑到重要的问题，已被忽略的以前的作品，如$v$的依赖性的相关截面的氘生产和光致衰变，包括完整的克莱因-西名截面。此外，我们还对中子和质子的冻结出浓度作了非平衡分析，并结合了中子衰变的最新结果。最后，我们用$v\over v_0$（其中$v_0$表示目前的理论估计）来近似原始$^4He$产生的关键参数（自由中子的平均寿命和氘核的结合能）。最后，我们推导出关系式$Y_P \simeq 0.2479 - 5.54 (\frac{v-v_0}{v_0})^2 - 0.808~ (\frac{v-v_0}{v_0})$，并给出了$v$可能随时间变化的最严格限制：$-5.4 \cdot 10^{-4} \leq \frac{v-v_0}{v_0} \leq 4.4 \cdot 10^{-4}$。
2007-03-16 astro-ph
Primordial Nucleosynthesis and the Abundances of Beryllium and Boron
现在能够对Be和B进行测量，并对贫金属恒星中的\lisix \丰度进行限制，这导致了对$A\groughly6$体系中大爆炸核合成的详细重新检查。核反应网络已大大扩展，增加了许多新的速率。结果表明，尽管许多$A>7$反应速率测定不佳，但即使选择了极值，标准均相模型也无法产生高于$A=7$的显著产率（当$A\le7$丰度拟合时，Be/H和B/H $<10^{-17}$），并且\liseven / \lisix比值始终超过500。我们还初步探讨非均匀模型，如一阶夸克强子相变的启发，在高中子/质子比的区域可以允许一些泄漏到$A>7$。然而，拟合$A\le7$丰度的模型似乎仍然难以获得显著的$A>7$产率。
1992-06-18 astro-ph
Collisional excitation of hydrogen and the determination of the primordial helium abundance from H II regions
本文研究了氢谱线的碰撞增强对低金属丰度区氦丰度的影响。为此，我们建立了一个网格的光电离模型相关的巨型\hii地区的蓝色紧凑星系的分析。我们表明，碰撞激发的影响上的Halpha/Hbeta比可以是相当重要的（高达8%以上）。这种效应对氦质量分数的测定的影响已被跟踪的四个低金属含量的蓝色紧凑星系的凯克光谱是可用的，这是最好的对象之一，为追求的银河系前氦丰度。我们发现，考虑到氢的碰撞激发的影响，结果在向上校正的氦质量分数Y高达5%。然而，结合其他系统的影响，通常不考虑在确定低金属丰度星系的氦丰度，由此产生的不确定性应该小得多。
2001-09-17 astro-ph
Temperature Bias and the Primordial Helium Abundance Determination
我们研究了温度结构对原始氦丰度Yp的影响。我们提供了一个方程连接T（OIII），来自[OIII]线的温度，和T（HeII），的He I线的温度，无论是为HII区域与O++只有和HII区域的一部分O+存在。利用T（HeII）总是小于T（OIII）的方法，我们计算了5个低金属丰度和极低金属丰度天体的氦丰度（NGC 346、NGC 2363、Haro 29、SBS 0335-052和I Zw 18）;这些天体是从文献中选出的，因为它们包括3个具有最佳线测定的低金属丰度天体和2个具有最低金属丰度的天体。金属量由这些丰度，我们得到Yp（nHc）=0.2356+-0.0020，比用T（OIII）得到的值低0.0088。我们称这个测定为Yp（nHc），因为没有考虑碰撞对巴耳末线强度的贡献。最近文献中所有的Yp测定都没有考虑碰撞对巴耳末线强度的贡献。通过考虑碰撞对这五个天体的巴耳末线强度的贡献，我们得出Yp（+Hc）=0.2384+-0.0025。
2001-10-29 astro-ph
Comments Regarding "On Neutrino-Mixing-Generated Lepton Asymmetry and the Primordial Helium-4 Abundance"
这是对M. V. Chizhov和D. P. Kirilova（hep-ph/9908525）批评了我们最近的出版物（X. Shi，G. M. Fuller和K. Abazajian Phys.Rev.D60，063002（1999））。在这里，我们指出了他们对我们论文内容的描述中的事实错误。我们还表明，他们对我们工作的批评是没有道理的。
1999-09-14 astro-ph hep-ph
Protecting the primordial baryon asymmetry in the $SU(2)_{L}$ triplet Higgs model compatible with KamLAND and WMAP
通过求解玻尔兹曼方程，我们得到了$SU(2)_{L}$三重态Higgs模型中原初重子不对称性不被消除的条件。我们进一步要求该模型与中微子振荡实验和WMAP的最新结果以及LEP对$ρ$参数的约束是相容的。最后得到了模型中参数的允许范围。
2004-09-05 astro-ph hep-ph
A Realistic Determination of the Error on the Primordial Helium Abundance: Steps Toward Non-Parametric Nebular Helium Abundances
目前有两个显着不同的原始氦丰度的观测测定，如果只考虑在氦4丰度测定的统计误差，观测测定值和WMAP结果之间的差异是显着的。在这里，我们详细研究了系统不确定性的一些可能来源，这些不确定性可能会解决两种测定之间的差异。我们的结论是，原始氦丰度的观测测定是完全有限的系统误差，这些系统误差还没有完全占在任何已发表的原始氦丰度的观测测定。原则上，所观察到的贫金属HII区光谱应该以非参数方式进行分析，使得HII区物理条件和氦丰度仅从氦和氢发射线的相对通量比导出。在实践中，有很少的HII区光谱的质量，允许这一点，使大多数分析依赖于假设的范围或物理参数之间的关系，导致参数的解决方案与低估的误差线。我们分析的代表性结果得出Y_p = 0.249 \pm 0.009。然而，鉴于迄今为止分析的大多数光谱并没有显着限制原始氦丰度，我们认为允许值范围为0.232 le Y_p le 0.258。[摘要删节]
2004-05-28 astro-ph hep-ph
Primordial Nucleosynthesis: an updated comparison of observational light nuclei abundances with theoretical predictions
本文介绍了标准大爆炸核合成预测与轻核丰度天体物理估算的最新进展。特别是分析报告的重子分数和中微子的有效数量的预期范围内获得的BBN只。
2008-11-28 astro-ph hep-ph
Geometrical Effects of Baryon Density Inhomogeneities on Primordial Nucleosynthesis
我们讨论了涨落几何对原初核合成的影响。第一次，我们考虑凝聚的圆柱和圆柱壳的波动几何形状，除了凝聚的球体和球壳。我们发现，一个圆柱壳的几何形状允许一个明显更高的重子贡献的封闭密度（$Ω_b h_{50}^2 \la 0.2$）比允许在球形非均匀或标准均匀大爆炸模型。这一结果，这是相反的一些其他最近的研究，是由于几何和最近修订的估计的不确定性，在观测推断的原始轻元素丰度。我们还发现，在圆柱壳几何的非均匀原始核合成可以导致显着的Be和B生产。特别是，原始铍丰度可能高达[Be] = 12 + log（Be/H）$\approx -3$，同时仍满足所有轻元素丰度限制。
1996-09-19 astro-ph
The effect of collisional enhancement of Balmer lines on the determination of the primordial helium abundance
本文根据河外HII区五个贫金属区的丰度分析，提出了一种新的原始氦丰度（Y_P）测定方法。对于三个区域的样品（SBS 0335-052，I ZW 18，和H29），我们提出了定制的光电离模型的基础上改进的计算相对于以前的模型。特别地，我们利用光电离模型定量地研究了碰撞激发的巴耳末线对确定单个区域中氦丰度（Y）的影响。这种影响是双重的：首先，巴耳末线的强度相对于纯复合值增强，模拟更高的氢丰度;其次，由于碰撞对不同巴耳末线的差异效应，观察到的红化大于真实消光。除了这些影响，我们的分析考虑到以下特点的HII区域：（i）的温度结构，（ii）的密度结构，（iii）中性氦的存在下，（iv）碰撞激发的HeI线，（v）潜在的吸收的HeI线，和（vi）的光学厚度的HeI线。在分析中包含碰撞效应后，Y增加最多的天体是SBS 0335-052，其氦丰度已被修正为Δ Y =+0.0107。在我们的样本中，五个对象的修订Y值在Y_P中产生+0.0035的增加，得到Y_P = 0.2391 +/- 0.0020。
2003-04-08 astro-ph
Nucleosynthesis in the Presence of Primordial Isocurvature Baryon Fluctuations
我们研究大爆炸核合成中存在的大质量尺度，非线性熵波动。密度过高的区域，其质量超过当地的重子-金斯质量，预计会坍缩并形成凝聚体。因此，存活的核合成产物往往来自密度不足的区域。我们计算预期的幸存轻元素（$^2$ H，$^3$ He，$^4$ He，$^7$ Li）丰度产额的各种随机波动谱。在一般情况下，我们发现，光谱与显着的权力波动的长度尺度低于当地重子金斯质量产生核合成产量与观测推断的原始丰度相冲突。然而，当这种小尺度结构不存在或被抑制时，过密区域的坍塌效率很高，存在一系列满足所有原始丰度约束的波动光谱特征。在这样的模型中，即使坍缩前重子在闭合密度中所占的比例为$Ω_b\approx 0.2h^{-2}$（$h$是哈勃参数，单位为100 km\ s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$），也可以满足丰度限制。在这些模型中的核合成的特点是高$^2$ H/H和低$^4$ He质量分数相对于均匀大爆炸在一个给定的值$Ω_bh^2$。这些模型的一个潜在的可观测的特征是在高达$10^{10}M_{\odot}-10^{12}_{\odot}$的重子质量尺度上产生固有的原始丰度变化。
1994-10-07 astro-ph
Systematic Uncertainties in the Determination of the Primordial 4He Abundance
原始氦丰度Y_p通常由河外低金属丰度HII区的丰度测定来推断。这样的决定可能会受到系统的不确定性，这里调查。特别注意的是两个效果：icf校正的“非均匀”电离结构导致显着数量的（不可观察的）中性氦或氢和“tcf”-由于非均匀温度的校正。本文构造了具有大量参数的HII区模型，并指出所需的修正几乎完全是两个物理参数的函数：照明连续谱中氦-氢电离光子数Q（He_0）/Q（H_0）和Stromgren球的宽度与半径之比δ r_S/r_S。对于足够的氦电离光子Q（He 0）/Q（H 0）>~ 0.15和不可忽略的斯特罗姆格伦球宽度的云，可能会导致氦丰度的显著高估。这类云的辐射软度参数在-0.4 <~ log（eta）<~ 0.3的范围内，与观测到的HII区的eta范围一致。HII区的现有数据似乎确实显示了一种相关性，这种相关性与由于这些效应而对氦丰度的典型高估约2-4%是一致的。如果这种解释占上风，并且在没有其他补偿效应的情况下，可能导致Y_p的显著向下修正。有人认为，应谨慎对待的有效性，通常引用的误差线上的Y_p。
2001-11-02 astro-ph
