The Rees-Sciama effect and the primordial nucleosynthesis
众所周知，理论上，由于透明的膨胀空隙的尺寸与视界的尺寸相当，里斯-夏玛效应可以在宇宙微波背景辐射中引起任意大的附加红移。因此，再一次从理论上说，复合后立即存在的最终巨大空洞可能会从根本上改变大爆炸核合成理论的预测。如果这种可能性成立，那么暗物质可以主要是重子物质，同时，我们可以与原始核合成理论的预测相一致。研究这种可能性的结果是，观测到的宇宙微波背景辐射的极端各向同性拒绝了任何这样巨大的空洞的存在，因此这种可能性不成立。
2002-03-21 astro-ph
Cosmological Black Holes as Seeds of Voids in Galaxy Distribution
深空观测表明，宇宙大尺度的泡状结构应该是原始密度扰动演化的结果。已经提出了几种模型来解释这种功能的起源和动力学，但到目前为止，没有详尽的和完全一致的理论已经found. We讨论的模型中宇宙学黑洞，来自原始扰动，是大尺度结构空洞的种子。详细讨论了从$(z\simeq10^{3})$时代到现在的系统空洞-宇宙学黑洞的动力学和吸积过程，发现直径为-0.9且密度不足的$40h^{-1}Mpc$空洞与观测结果符合，而不与宇宙微波背景辐射的均匀性和各向同性相矛盾。
2004-03-18 astro-ph
Void Sizes and CMBR Fluctuations
在Blumenthal \etl \cite{blu}和Piran \etl \cite{Pi}之后，我讨论了一个简单的引力形成空洞的模型。这个模型使我们能够估计原始扰动所需的规模上的空隙。这种条件与来自CMBR观测的波动谱的约束的比较表明，大空洞的重力增长需要比CDM模型中普遍接受的$\approx 1500$ \kms更大的功率。对于一个通用的幂律原始频谱$P(k) \propto k^n$重力增长的空隙需要$n \gsim 1.25$，这是勉强兼容所观察到的CMBR波动。如果未来的测量将表明，产生空洞所需的波动幅度太大，它们将意味着空洞没有引力增长，星系不会在非常大的尺度上追踪物质。
1995-07-24 astro-ph
On an Analytical Framework for Voids: Their abundances, density profiles and local mass functions
我们提出了一个通用的分析程序计算的范围内的引力形成的宇宙的大尺度结构的高斯初始条件下的半径大于给定值的空洞的数密度。为此，我们开发了一个准确的（在一般满足的条件下）扩展的无条件质量函数的约束环境，这使我们既可以获得一定质量的塌陷物体在任何距离的空洞的中心的数量密度，并获得由这些塌陷物体定义的空洞的数量密度。我们对单个空洞的球平均质量密度和晕数密度分布进行了详细的计算。我们还提出了一个正式的表达定义的星系的类型和光度的空洞的数密度。这个表达式包含了一个特定质量的坍缩天体拥有该类型星系的概率，以及作为环境密度函数的光度。我们提出了一个程序来推断这个功能，这可能会提供有用的线索，星系形成过程中，从观察到的空隙密度。
2006-06-02 astro-ph
Probing the origins of voids with the CMB
在2004年第五届越南会议上，我们讨论了我们对原始起源空洞的初步调查。我们表明，如果在冷暗物质分布中存在的空隙在去耦的时代，他们可以显着地提高宇宙微波背景（CMB）的功率在小尺度上检测到的宇宙背景成像仪（CBI）深场。在这里，我们提出了我们的改进方法的初步结果，用于预测原始的空隙对CMB的影响，在其中，我们把空冷暗物质（CDM）的分布作为一个外部源，采用玻尔兹曼求解。我们改进的预测包括一个宇宙学常数（λ）和声学振荡产生的空隙在早期的影响。我们发现，在最后一个散射表面上具有相对较大空隙的模型预测了Einstein-de Sitter背景宇宙学中太多的CMB功率，但可能与Lambda CDM宇宙中当前的CMB观测结果一致。
2005-01-13 astro-ph
Hydro-gravitational fragmentation, diffusion and condensation of the primordial plasma, dark-matter and gas
第一个结构是在原始等离子体中形成的原始空隙。当30，000年的因果关系尺度与流体引力理论的粘性和湍流施瓦茨尺度相匹配时，粘性和弱湍流力平衡了引力（Gibson 1996）。光子粘性只允许从雷诺数Re = 200的弱湍流，与碎片给原超星系团空隙，浮力，化石涡湍流，和强的声波阻尼。膨胀、冷却的等离子体继续分裂成原星系团，其密度和应变率作为弱湍流和第一结构的化石保存下来。自重力浮力引起的湍流化解释了宇宙微波背景的温度波动，而不是冷暗物质碎片中的声波振荡。在30万年前等离子体转变为气体后，原星系内部发生了气体分裂，形成了由小行星质量的原雾粒子（PFP）组成的原球状星团（PGCs）云。黑暗的PGC凝块冻结的PFP坚持作为星系晕内的暗物质，支持Schild 1996年的类星体微透镜解释。非重子暗物质扩散到等离子体原星系团空洞中，后来在扩散的施瓦茨尺度下分裂成外星系晕，表明轻的、弱碰撞的流体粒子（可能是中微子）。观察结果支持这一理论（Gibson and Schild 2003）。
2003-05-19 astro-ph
Connecting the primordial and Galactic deuterium abundances
从对太阳1-2千秒差距范围内的星际介质的观测中推断出的氘丰度为3倍，相应的氧丰度显示出更大的分散度。虽然较低的D（和O）丰度可能是由于耗尽到尘埃，较高的D丰度与BBN预测的原始D丰度和化学演化模型的银河系与原始或接近原始的物质的流入是一致的。氘和氧丰度的大范围表明，在局部星际介质中，耗尽和/或落入的影响并不均匀。
2007-03-27 astro-ph
Constraints on the Abundance of Highly Ionized Proto-Cluster Regions from the Absence of Large Voids in the Lyman Alpha Forest
星系团形成过程中的能量反馈过程可能加热并电离了原星系团区域中的大部分星系际气体。当这样一个高度电离的热“超级气泡”沿着视线落到背景类星体上时，它将被视为莱曼阿尔法森林中的一个大空洞，几乎没有吸收。我们检查了斯隆数字巡天中137个类星体的光谱，以寻找这样的空洞，并没有发现它们存在的明确证据。在5-70埃范围内的空隙的尺寸分布（对应于大约3-35 Mpc/h的物理尺寸）与没有额外热气泡的莱曼α森林的标准模型一致。我们采用了宇宙学再电离过程中HII气泡生长的物理模型（Furlanetto，Zaldarriaga和Hernquist 2004），以描述在z = 3附近红移时热超气泡的预期尺寸分布。该模型结合了各个邻近星系周围气泡的结合。使用未检测到的空隙，我们发现可以排除其中热气泡的体积填充因子在z=3处超过约20%的模型，主要是因为它们过度产生大（40-50埃）空隙的数量。我们的结论是，任何解释星系团观测的预热机制都必须避免加热原星系团区域的低密度气体，要么通过相对较近的操作（z<3），要么通过在高密度区域沉积熵。
2007-05-17 astro-ph
The Primordial Helium Abundance
我提出了一个简单的审查确定的原始氦丰度的单位质量，Yp。讨论了原始氦丰度在宇宙学、检验标准大爆炸核合成、研究H II区物理条件、为恒星演化模型提供初始条件和检验银河系化学演化模型等方面的重要性。
2008-11-18 astro-ph
Neutrino Physics and the Primordial Elemental Abundances
当采用标准中微子物理学的大爆炸核合成（BBN）计算与观测推断的氘（D）、$^3$ He、$^4$ He和$^7$ Li的原始丰度一致时，非标准中微子物理学就受到了限制。这些限制最敏感地取决于D和$^4$ He的丰度。对原始D和/或$^4$ He丰度的新观测测定可能会迫使对非标准中微子物理学的BBN约束进行修订。
1997-01-31 astro-ph
New Detremination Method of Primordial Li Abundance
讨论了轻子非对称宇宙模型中的原初核合成。为了更好地估计普适重子质量密度参数$Ω_b$，我们试图消除原初$^7$ Li丰度理论预测中的不确定性。本文提出了一种利用星际介质中受恒星过程影响最小的同位素丰度比$^7$ Li/ $^6$ Li来测定原始$^7$ Li的新方法。
2000-05-12 astro-ph
The emptiness of voids: yet another over-abundance problem for the LCDM model
本文研究了在距离为4- 8 Mpc范围内，包含MB=-10-12的星系的观测样品的光度函数、特殊速度和局域体积（LV）中的空洞大小。将结果与标准宇宙学LCDM模型的预测进行比较，我们发现该理论面临着一个严重的问题：与观测到的矮星系数量相比，它预测的矮晕数量要多出10倍。在LV中，我们确定了尺寸范围从1到4.5Mpc的空隙，并将空隙尺寸的观测分布与具有WMAP 1和WMAP 3参数的LCDM模型的非常高分辨率的模拟中的空隙进行了比较。只有当σ 8 = 0.9时，我们使用圆速度Vc大于40-45 km/s（Mvir=（1-2）e10 msun）的晕; σ 8 = 0.75时，我们使用Vc> 35 km/s（Mvir=（6-8）e9 msun）的晕时，理论空函数才能与观测值非常好地匹配。我们排除了LCDM模型中圆速度<35 km/s的晕可以容纳MB=-12的星系的可能性：LCDM模型中有太多的小晕，导致与观测相比空洞太小。问题是，许多观测到的矮星系的HI旋转速度低于25 km/s，这与LCDM的预测严格矛盾。因此，LCDM模型面临着同样的过剩问题，这与LG中的卫星数量有关。我们还估计了与哈勃流σ H的均方根偏差，并发现在我们的大多数LV模型候选者中，均方根特有速度与观测值σ H = 50 km/s（距离小于3 Mpc）和σ H = 80 km/s（距离小于8 Mpc）一致。在距离4（8）…
2009-02-09 astro-ph
Testing Primordial Abundances With Sterile Neutrinos
在大爆炸核合成的计算中考虑了惰性中微子和活性中微子的混合。原始元素的丰度，如D，3He，4He和7Li，计算包括不育中微子，并通过使用有限的化学势。结果发现，得到的理论丰度与WMAP数据的重子密度是一致的，并与LSND的限制混合角，只有当7Li被排除在理论和实验结果的统计分析。
2008-09-03 astro-ph
Light Element Settling in Main-Sequence Pop II Stars and the Primordial Lithium Abundance
虽然Pop II恒星中锂丰度的理论计算预测了恒星之间的变化，但最近的观测证实了存在一个没有丰度分散的“锂平台”。在推导原始锂丰度之前，必须面对这一明显的悖论，并找到解决方案。在任何情况下，锂7在这些恒星中已经耗尽了至少20%，锂6至少耗尽了2倍，即使在“高原”最热的恒星中也是如此。还讨论了其他因素的后果。
1999-02-09 astro-ph
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
From primordial $^4$He abundance to the Higgs field
我们约束可能的时间变化的希格斯真空期望值（$v$）的原始$^4$ He丰度（$Y_P$）的最新结果。为此，我们改进了我们以前原始$^4$ He丰度解析计算中关键过程的解析模型。此外，还结合了中子衰变、基于WMAP五年观测的重子光子比和氘核结合能对$v$的新依赖关系的最新结果。最后，我们用$v$来近似弱冻结、氘核光致衰变截面、自由中子平均寿命、中子与质子质量差、费米耦合常数、电子质量和氘核结合能，并利用最近关于原始$^4$ He丰度的结果：$|\frac{Δv}{v}| ~ \leq 1.5 \cdot 10^{-4}$来约束其可能的时间变化.
2008-06-10 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
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
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
Constraints on large scale inhomogeneities from WMAP-5 and SDSS: confrontation with recent observations
对超新星Ia哈勃图的测量表明，由于暗能量的影响，宇宙正在加速膨胀，这可能是有偏差的，因为我们位于一个200-300 Mpc的密度不足的“空隙”，它的膨胀速度比平均速度快20-30%。在全球哈勃参数较小的情况下，如果在100 Mpc尺度上的原始扰动谱中存在一些多余的功率，则可以在不需要暗能量的情况下拟合WMAP-5的宇宙微波背景各向异性数据。SDSS数据的星系集群也可以拟合，如果有一个小组件的热暗物质的形式为0.5 eV质量的中微子。然而，我们表明，如果原始的波动是高斯的，哈勃参数和物质密度的预期方差太小，不允许这样一个大的局部空隙。然而，在SDSS LRG调查中，由于暗能量，在寻找后期ISW效应时，已经发现了许多这样的大空洞。所观察到的CMB温度递减意味着它们几乎是空的，因此这些真实的空隙也与和谐LCDM模型严重冲突。最近观测到的高特殊速度流对模型提出了另一个挑战。因此，大的局部空洞是否真的存在，必须通过观察来检验，不能先验地排除。
2009-09-06 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
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
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
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
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
