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
Dynamics of the Primordial Hydrogen and Helium (HeI) Recombination in the Universe
在适当考虑氢和仲氦上能级的双光子衰变以及氦的互组合线2 3P_1 -> 1 1S_0的辐射转移的情况下，计算了H+和He+离子分数密度随z的变化关系.结果表明，对于氢，这给出了电离度的修正不超过几个常数，但对于氦，这导致了一个显着的加速重组相比，最近的论文由Seager等人（1999年; 2000年），这些影响被忽略。
2005-01-31 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
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
The Helium abundance problem and non-minimally coupled quintessence
在观测到的氦丰度和标准大爆炸核合成的预测之间存在着张力。我们发现，非最小的精髓模型可能有助于减少这种理论和观察之间的紧张关系。
2000-11-28 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 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
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
Ionization Corrections For Low-Metallicity H II Regions and the Primordial Helium Abundance
在低金属丰度的河外H II区观察到的氦和氢复合线提供了用于推断原始氦质量分数Y_P的数据。通常假定不存在对看不见的中性氦（或氢）的电离校正;即，电离校正因子取为1（ICF = 1）。在本文中，我们重新讨论的问题的icf的H II地区的年轻，热，贫金属恒星的集群电离。我们的关键结果是，对于用于测定Y_P的H Ⅱ区，存在一个“反向”电离校正：icf < 1。我们探讨了更现实的非均匀H II区域模型的icf的效果，并发现对于年轻恒星电离的那些区域，与“硬”辐射光谱，icf进一步降低到低于统一。在Monte Carlos，使用文献（Izotov和Thuan 1998）中的H II区数据，我们估计公布的Y_P值减少了0.003，这大约是Y_P测定中引用的统计误差的两倍。
1999-11-05 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
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
Can globular clusters be as young as 10 Gyr?--The Uncertainties in the Age of Globular Clusters from Their Helium Abundance and Mass Loss
从观测结果推断出的球状星团的年龄敏感地依赖于诸如初始氦丰度和质量损失率等假设。高氦丰度（例如，$Y\approx$ 0.28），以及在恒星模型中包含氦扩散和氧增强，可以将目前对贫金属球状星团的年龄估计从14 $\pm 1.5$ Gyr降低到大约11 $\pm 1$ Gyr，大大放松了对哈勃常数的限制，对于具有临界密度的宇宙，允许值高达60 km/sec/Mpc，对于只有重子的宇宙，允许值高达90 km/sec/Mpc。讨论了球状星团中高氦丰度和不稳定带引起的质量损失的不确定性。年龄低于10 Gyr是不可能的，即使这两种机制的运作，除非初始氦丰度在球状星团是$>0.28$，这是很难容纳的间接推断的氦丰度在球状星团。
1994-10-09 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
Asteroseismic determination of helium abundance in stellar envelopes
太阳振荡的中间度模式以前曾被用来确定太阳氦丰度的高精度。然而，我们不能指望在其他恒星中观察到这种模式。在这项工作中，我们调查是否可以使用低度模式，应该从天基asteroseismology任务，以确定氦丰度，Y，在恒星信封具有足够的精度。我们发现，由氦第二电离区中的Γ_1压低引起的频率振荡信号可以用来确定低质量主序星的包层氦丰度。对于1/10^4的频率误差，我们预计估计的氦丰度的误差σ_Y范围为0.03（0.8M_sun星）至0.01（1.2M_sun星）。在演化的恒星中，如亚巨星，这个任务更加复杂，但如果频率的相对误差小于10^{-4}，仍然是可行的。
2004-02-15 astro-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
On the Abundance of Primordial Helium
我们已经使用了最近从大约四十多个低金属丰度的河外HII区域观测到的氦-4、氮和氧，来定义平均$N$与$O$、$^4He$与$N$以及$^4He$与$O$的关系，这些关系被外推到零金属丰度，以确定原始$^4He$质量分数$Y_P$。基于氮和氧选择的数据和数据的各种子集都与$Y_P = 0.232 \pm 0.003$一致。对于2 $σ$（统计）上限，我们发现$Y_P^{2σ} \le 0.238$。估计2\%的系统不确定度$(σ_{syst} = \pm 0.005)$导致原始氦质量分数的最大上限：$Y_P^{MAX} = Y_P^{2σ} + σ_{syst} \le 0.243$。我们比较这些上限$Y_P$与最近计算的预测产量从大爆炸核合成得到上限的核子-光子比$η$（$η_{10} \equiv 10^{10}η$）和等效光（\lsim 10兆电子伏）中微子物种的数量。对于$Y_P \le 0.238$（$0.243$），我们找到了$η_{10} \le 2.5 (3.9)$和$N_ν\leq 2.7 (3.1)$。如果确实是$Y_P \le 0.238$，那么BBN预测氘和氦-3的产生增加，这可能与太阳系和星际观测的模型依赖（化学演化）推断的原始丰度相冲突。更好的化学演化模型和更多的数据--特别是$D$ --在类星体Ly-$α$云中的吸收--对于解决BBN的这一潜在危机至关重…
1994-05-11 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
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
Primordial helium recombination I: feedback, line transfer, and continuum opacity
在不久的将来，将可以在$\ell > 500$尺度上精确测量宇宙微波背景温度各向异性。成功的解释这些数据是依赖于一个详细的了解阻尼尾巴和宇宙学重组的氢和氦。本文和两篇姊妹论文致力于氦复合的精确计算。我们讨论了几个方面的标准复合图片，然后包括反馈，辐射转移在HeI线与部分再分布，和连续不透明度从HI光电离。与过去的计算结果一致，我们发现，HeII的复合进行Saha平衡，而HeI的复合延迟相对于Saha由于低速率连接激发态的HeI的基态。然而，我们发现，在$z<2200$的连续吸收迅速增加的HI人口成为有效的破坏光子在HeI $2^1P^o-1^1S$线，导致HeI复合完成约$z\approx 1800$，比以前估计的要早得多。
2007-02-06 astro-ph
Abundance analysis of cool extreme helium star: LSS 3378
对冷极氦星LSS 3378进行了概略分析。丰度分析是使用LTE线形成和LTE模型大气构建的EHe星。LSS 3378的大气层显示了氢燃烧、氦燃烧和s过程核合成的证据。铁峰和α元素的丰度表明没有选择性分馏或任何其他过程，可以扭曲这些元素的化学成分。因此，采用Fe丰度（log Fe（Fe）= 6.1）作为初始金属丰度指标。LSS 3378的测量丰度与北冕座R星（RCB）和其余的EHe星作为一个组进行了比较。
2006-04-03 astro-ph
Chemical Abundances in our Galaxy and Other Galaxies Derived from H II Regions
本文讨论了我们银河系和其它星系中H Ⅱ区丰度测定的准确性。我们着重讨论了由丰度测定得出的对银河系化学演化模型有影响的主要观测约束：a）氦氢丰度比He/H，b）氧氢丰度比O/H，c）碳氧丰度比C/O，d）氦氧和氦重元素丰度比Delta Y/ Delta O和Delta Y/ Delta Z，以及它们的相互关系。e）原始氦丰度Yp。
2000-07-20 astro-ph
The helium abundances in HgMn and normal stars
无参数的HgMn星大气扩散模型（Michaud 1986; Michaud et al 1979）预测，氦应该下沉到He II电离区以下，以便其他元素的扩散可以发生，并且所有的HgMn星的光球层都应该有氦的赤字，最小赤字为0.3 dex。本文对Smith & Dworetsky（1993）的HgMn星和正常比较星样品进行了检验，并利用Lick天文台和AAT的中阶梯光谱合成了氦丰度。这一预测得到了证实，所有的HgMn恒星都缺乏He，最多可达1.5 dex。另外，两颗HgMn星HR 7361和HR 7664也显示出氦分层的明显证据。
2004-07-26 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
HeII->HeI Recombination of Primordial Helium Plasma Including the Effect of Neutral Hydrogen
在标准宇宙学模型下研究了原始氦等离子体（z = 1500 - 3000）的HeII->HeI复合。这一过程影响了宇宙微波背景各向异性和光谱畸变的形成。我们研究了中性氢对HeII->HeI复合动力学的影响，在HeI共振线中辐射频率的部分和完全重新分布。结果表明，为了正确地计算HeII->HeI复合动力学，不仅要考虑HeI共振线吸收和发射剖面中的翼，而且要考虑共振光子在频率上重新分布的机制。因此，例如，对于时期z = 1770 - 1920，使用多普勒吸收和发射轮廓的模型和使用频率的部分重新分布的模型的自由电子的数量的相对差是1 - 1.3%。对于时期z = 1750 - 2350，使用频率的部分重新分布的模型和使用频率的完全重新分布的模型的自由电子的数量的相对差为1 - 3.8%。
2008-12-16 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
Helium in Chemically Peculiar Stars
为了推导化学特殊星的氦丰度，本文研究了假设正确的氦丰度对确定主序星B型星的有效温度和重力的重要性，并充分利用现有的氦谱线再现能力。即使主序星B型恒星的流量分布似乎只取决于任何氦丰度的有效温度，有效温度，重力和氦丰度必须同时通过匹配巴耳末线轮廓来确定。采用ATLAS 9模型大气和更新的氦原子参数进行的新的MULTI NLTE计算，再现了观测到的大部分主序星B型中性氦线的等效宽度，使我们有信心正确地推导出化学奇特星的氦丰度。将以前的方法应用于富氦恒星HD 37017表明，氦可以在磁极区域分层，正如在存在质量损失的扩散理论框架中所预期的那样。
1998-05-05 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
Generic Evolution Of Deuterium And Helium-3
大爆炸核合成过程中产生的氘和氦-3的原始丰度敏感地依赖于重子密度。因此，观测到的D和\he的丰度可能提供有用的“气压计”，前提是了解从原始到现在（或太阳前星云）丰度的演变。不可避免地，从观测到的丰度的原始推导需要干预的银河系演化模型，因此，推断的原始丰度，必然是模型依赖。在这里，一个分析框架的D和\he的演变是“通用的”，在这个意义上，它应该描述任何特定的星系演化模型的结果。"有效\he存活分数“，$Γ_3$，是一个模型特异性的自由参数。利用太阳系和星际数据推导出原始氘质量分数$(X_{2P})$作为$Γ_3$函数的上、下界，并利用这些上、下界来约束当前重子光子比$(η)$和重子密度$(Ω_B)$ .对于$Γ_3 \geq$ 1/4，发现（仅从D和\he）：$3.1 \leq η_{10} \leq 9.0$ ; $0.045 \leq Ω_B h^2_{50} \leq 0.133$（其中$H_0 = 50h_{50}$ km $\,$ s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$）。
1995-02-13 astro-ph
He~I Emission in the Orion Nebula and Implications for Primordial Helium Abundance
我们应用最近开发的理论模型的氦发射观测的猎户座星云和河外H II区域的样本。在猎户座分析中，我们消除了一些弱的和混合的线，并比较了理论和观测结果，以得到我们的简化线列表。利用我们的最佳理论模型，我们发现理论强度和观测强度之间的平均差为$<I_{predicted}/I_{observed}-1> = 6.5%$。我们认为，光谱的红色和蓝色两端可能都没有得到充分的红化校正。对于22个最高质量的品系，使用$3499 Å\leλ\le6678 Å$，我们的最佳模型预测观察值平均为3.8%。我们还对报告的观测误差进行了分析，并得出结论，它们被低估了。在河外分析中，我们证明了报告数据中存在大系统误差的可能性，并讨论了可能的原因。这个系统误差至少与几乎所有试图从这些观测结果计算原始氦丰度的尝试所产生的误差一样大。我们的猎户座分析表明，问题不在于理论模型。我们证明了相当的宽度和明显的氦丰度线从河外来源，这是最有可能是由于潜在的恒星吸收之间的相关性。最后，我们提出了适合于无碰撞的情况下，B He I发射率以及由于碰撞激发的亚稳$2s {}^{3}S$长期的相对贡献。
2006-11-17 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
Primordial Helium Production in a Charged Universe
我们使用的约束所产生的原始核合成的约束一个假定的电荷密度$|e|n_q$的宇宙。我们发现$|n_q/n_γ| \lesssim 10^{-43}$，四个数量级更严格的比以前的限制。我们还工作的$n_q$在模型中的光子质量，允许有一个没有大规模的电场的电荷密度的界限。
2002-09-10 astro-ph hep-ph
Overproduction of primordial helium-4 in the presence of neutrino oscillations
本文分析了在电子中微子退耦后有效的无活性中微子振荡（nu_e -> nu_s）下宇宙核合成中氦-4的最大过剩产生。由于中微子光谱畸变，振荡引起的动力学效应的原始核合成，精确地考虑。作为振荡参数的函数的原始He-4的最大过剩生产得到的核子和振荡中微子的动力学分析，为讨论的振荡模型的全部参数范围。He-4的最大相对增加，对于非共振振荡高达14%，对于共振振荡高达32%。讨论了振荡参数的宇宙学约束。
2002-08-30 astro-ph hep-ph
Extended quintessence and the primordial helium abundance
在扩展的精粹模型中，耦合到曲率标量R的标量场提供了宇宙的大部分能量密度。我们指出，这样的模型也可以自然地导致原始的氦-4丰度的减少，缓解目前存在的紧张关系之间的原始氦-4丰度推断从观测和预测的量由标准大爆炸核合成（SBBN）对应于观察到的氘丰度。使用负幂律势的精华字段，我们确定的模型参数的范围，这可能会导致一个有趣的减少氦-4丰度，我们表明，它与其他限制扩展的精华模型所允许的区域重叠。
2001-06-21 astro-ph gr-qc hep-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
Abundances of neutron-capture elements in the Hot Extreme-Helium Stars V1920 Cygni and HD 124448
通过对两颗热极氦星V1920 Cyg和HD 124448的HST STIS紫外光谱的分析，首次获得了极氦星中子俘获元素丰度的测量结果。虽然这两颗恒星的铁族元素丰度相似，但它们的重元素丰度却有显著的不同：天鹅座V1920的轻中子捕获元素（Y/Fe，Zr/Fe）相对于HD 124448富集了30倍。EHes镜中的中子捕获元素丰度的这些差异表现为RCrB星，并且是支持这两组缺氢星之间存在进化联系的证据。此外，天鹅座V1920中Y和Zr的丰度提供了证据，表明至少有一颗EHe星在其早期演化中经历了s-过程合成事件。
2004-01-14 astro-ph
Constraining the helium abundance with CMB
本文首次考虑了现今宇宙微波背景（CMB）各向异性数据确定原始氦质量分数Y_p的能力，发现仅CMB数据给出的置信区间为0.160 < Y_p < 0.501（在68% c.l.）。我们分析的影响的重子丰度所测量的CMB和讨论的影响大爆炸核合成。我们确定并讨论了氦的质量分数和再电离的红移和光谱指数之间的相关性。我们预测了未来CMB观测的精度，发现只有Planck能测量Y_p，误差为5%。我们指出，在确定氦分数的不确定性将不得不考虑，以正确地估计从普朗克质量的CMB数据的重子密度。
2003-10-13 astro-ph
Theoretical models for classical Cepheids. VIII. Effects of helium and heavy elements abundance on the Cepheid distance scale
在超太阳金属丰度（Z=0.03，0.04）和选定的氦-金属富集比DeltaY/DeltaZ的条件下，用新的计算方法实现了金属含量Z <= 0.02的经典造父变星的先前非线性基本脉动模型。在此基础上，我们表明，到HR图的造父变星不稳定带的位置是依赖于金属和氦丰度，移动到更高的有效温度，减少金属含量（在固定Y）或增加氦含量（在固定Z）。氦和金属的贡献预测的周期亮度和周期亮度颜色的关系进行了讨论，以及造父变星距离尺度的影响。基于这些新的结果，我们最后表明，造父变星观测建议的经验金属丰度修正在星系M101的两个领域可以解释，提供所采用的氦-金属富集比是合理的高（Δ Y/Δ Z ~ 3.5）。
2002-05-10 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
Aluminum Abundances on the Red Giant Branch: Testing Helium Mixing as a Second Parameter
我们提出了新的数据，并讨论了红巨星分支（RGBs）的Al丰度和水平分支（HB）的第二参数对的球状星团M3和M13的形态之间的关系。由于铝是在RGB演化过程中产生的氢燃烧壳层内，他是合成，其在恒星大气中的过剩可以表明他混合，这已被证明是一个可行的第二个参数在解释HB形态。
1998-11-19 astro-ph
A Catalog of Helium Abundance Indicators from Globular Cluster Photometry
对于所使用的三个指标中的每一个，我们都进行了全面的误差分析，并确定了计算程序中的系统误差。对于人口比R = N_HB / N_RGB，我们发现，有没有证据表明与金属丰度的趋势，虽然似乎是真正的分散在所得出的值。尽管该指标是最能提供有用的绝对氦丰度的指标，但平均值为Y约0.20，表明可能存在额外的系统误差。对于水平支到主层序的星等差Delta和RR Lyrics质光指数A，仅可能可靠地确定相对氦丰度。这是由于Delta的绝对金属丰度尺度的持续不确定性，以及A的RR Lyonian温度尺度的不确定性。这两个指标都暗示氦丰度作为[Fe/H]的函数近似恒定。根据A指标，Oosterhoff I和II族团簇都具有与[Fe/H]和水平分支类型无关的恒定值。此外，两组的斜率d log P / d[Fe/H]彼此一致，但显着小于组合样本的斜率。
1999-11-13 astro-ph
Extragalactic Abundances of Hydrogen, Deuterium and Helium: New Steps, Missteps and Next Steps
对类星体吸收体中氘丰度的估计进行了评述，包括作者发表的错误声明的简要说明和氢污染问题的简要回顾。由此得出结论，原始丰度可能是普适的，其值$(D/H)_P\approx 10^{-4}$约为标准大爆炸中的$Ω_B h_{0.7}^2\approx 0.02$或$η_{10}\approx 2.7$的2倍。这与目前对原始氦的限制，$Y_P\le 0.243$，这是令人惊讶的恒星富集模型不敏感。它也同意表中的重子的总密度的总和，在观察到的组件。低得多的原始氘（$\approx 2\times 10^{-5}$）也是可能的，但与目前估计的氦丰度不一致;在这种情况下，较大的重子密度更符合莱曼- $α$森林的现有模型，但需要大部分重子以某种目前未计数的形式存在。
1997-12-02 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
On the Sensitivity of Massive Star Nucleosynthesis and Evolution to Solar Abundances and to Uncertainties in Helium Burning Reaction Rates
我们探讨了前超新星演化和超新星核合成产额的依赖关系的不确定性氦燃烧反应速率。使用Lodders（2003）修正的太阳丰度作为初始恒星组成，而不是Anders & Grevesse（1989）的结果，改变了超新星的产额，并限制了这些产额对12 C（a，g）16 O反应速率的限制。中等重量元素（A = 16-40）的生产因素被认为是在合理的协议与观察到的太阳能比在目前的实验不确定性的三重α反应速率。然而，两个反应速率或其中任何一个单独的相同数量的同时变化，可以引起核心碳点火时中心12 C丰度和超新星遗迹质量的显着变化。因此，对氦的燃烧速率进行实验测定仍然是重要的，这样就可以知道它们的比值和绝对值，精确度为10%或更好。
2007-12-09 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
Improving Predictions for Helium Emission Lines
我们将Smits的He I复合模型与Sawey和Berrington的碰撞跃迁模型相结合，以产生新的精确的氦发射率，其中包括来自2（3）S和2（1）S能级的碰撞激发效应。我们提供了一系列温度和密度的发射率网格以及分析拟合和误差估计。拟合精度在1%以内，给出了在有限范围内的原始氦丰度估计的最亮线的发射率。我们的特征分析的不确定性与温度，密度，拟合函数和输入原子数据的不确定性。我们估计，原子数据的不确定性可能会限制丰度估计的准确度为1.5%，系统误差可能会大于这一点。当试图对氦丰度进行高精度估计时，必须考虑这种分析不确定性。例如，在最近的原始氦丰度测定中，输入原子数据的不确定性被忽略了。
1998-10-06 astro-ph
Solar Models with Revised Abundances and Opacities
利用重建的不透明度，我们构建了低重元素丰度的太阳模型。氦和重元素的旋转混合和增强扩散被用来调和最近观测到的丰度与日震学。氦和重元素的相对和绝对扩散系数增加的模型的声速和密度与地震推断值的一致性分别优于0.005和0.02的分数级。然而，增强扩散模型的表面氦丰度太低。增强扩散模型中的低氦问题可以通过旋转混合在很大程度上得到解决。表面Z = 0.0154的旋转模型M04 R3的表面氦和对流区深度分别在1 $σ$和3 $σ$水平上与地震结果一致。M04 R3几乎和标准模型M98一样好。根据新元素丰度和地震约束建立的模型之间的一些差异可以单独解决，但似乎很难解决它们作为一个整体的情况。
2008-05-23 astro-ph
Multiple helium abundances in Globular Clusters stars: Consequences for the Horizontal Branch and RR Lyrae
GC星化学成分的不均匀性大多是由于原始富集造成的。今天最受认可的模型是，在星团生命的第一个$\simlt$ 2亿年期间，高质量的渐近巨星分支（AGB）恒星失去的风直接形成了具有丰度异常的第二代恒星。对这一建议最好的间接暗示是认识到水平分支（HB）恒星分布的一些特点（蓝尾，间隙，HB平坦部分的异常光度斜率）可以归因于物质中更大的氦丰度，通过热底燃烧处理，这些恒星由此诞生。这个模型得到了进一步的证实，因为在星团NGC 2808中发现了一个特殊的主序星分布，它也有一个双峰的HB分布和一个延伸的蓝尾：在主序星上多余的蓝色天体被解释为氦含量非常高的恒星。我们注意到，RR Lyr分布可能受到氦扩散的影响，这可能是在很长的周期的基础上的RRab变量的富金属星系团NGC 6388和NGC 6441，比非常贫金属Oosterhoff II集群。这些周期意味着RR Lyr比预期的金属丰度更亮，与更大的氦丰度一致。
2005-10-10 astro-ph
Primordial helium recombination II: two-photon processes
解释宇宙微波背景（CMB）的精确测量值需要对复合时代有详细的了解，复合时代决定了声学振荡尺度和丝绸阻尼尺度等数量。本文是专门讨论氦复合问题的系列文章中的第二篇，重点是氦I中的双光子过程。对这些过程的标准处理仅包括从2^1S能级的自发双光子衰变。我们扩展这种治疗，包括五个额外的影响，其中一些已建议在最近的论文，但其对他我重组的影响尚未完全量化。这些是：（i）受激双光子衰变;（ii）红移HeI线辐射的双光子吸收;（iii）HeI（n^1S和n^1D，n ≥ 3）中高激发态的双光子衰变;（iv）拉曼散射;（v）2^1P^o共振的有限宽度。我们发现，效果（iii）是高度抑制时，考虑到相消干涉不同的中间态之间的双光子衰减幅度作出贡献。总的来说，这些效应被发现是微不足道的：它们在10^4中的几个部分的水平上改变了重组历史。
2007-02-06 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
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
The primordial Helium-4 abundance determination: systematic effects
通过外推~ 45颗蓝色致密矮星（BCD）的经验关联式Y-O/H和Y-N/H到O/H = N/H = 0，我们得到了原始4 He质量分数Yp= 0.2443+/-0.0015，dY/dZ = 2.4+/-1.0。该结果与已知的两种最缺乏金属的BCD I Zw 18（Zsun/50）和SBS 0335-052（Zsun/41）中确定的平均Yp= 0.2452+/-0.0015非常一致，其中对He产生的校正最小。引用的误差（1 sigma）< 1%是统计学上的，不包括系统效应。我们研究了各种系统的影响，包括碰撞激发的氢线，电离结构和温度波动的影响，以及潜在的恒星氦吸收，并得出结论，结合所有的系统效应，我们的Yp可能被低估了~ 2- 4%。从表面上看，我们的Yp意味着重子与光子的数量比eta = 4.7 × 10 ^-10，重子质量分数Omega_b h^2_{100} = 0.017+/-0.005（2 σ），这与从氘和宇宙微波背景测量中获得的值一致。将Yp向上修正2-4%会使协议更好。
2001-12-14 astro-ph
