Limits on Active-Sterile Neutrino Mixing and the Primordial Deuterium Abundance
从大爆炸核合成的考虑，积极的不育中微子混合的限制的研究扩展到考虑这些约束的原始氘丰度的依赖性。这项研究的动机是最近的测量D/H类星体吸收系统，目前产生不一致的结果。对于高D/H，活性-无菌混合的限制有所放宽。对于低D/H（$\approx 2 \times 10^{-5}$），根据目前流行的原始$^4$ He丰度$Y$上限，不允许有活性-无菌中微子混合。对于如此低的原始D/H值，通过即将到来的太阳中微子实验对活跃-无菌中微子混合的观测推断将意味着$Y$被系统地低估了，除非有新的物理不包括在标准BBN中。
1996-03-21 astro-ph hep-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
Primordial Nucleosynthesis with varying fundamental constants: A semi-analytical approach
利用\citet{Esma91}提出的半解析方法，在假定基本相互作用的规范耦合常数可以变化的情况下，计算了原始核合成过程中产生的轻元素丰度。在QCD手征极限条件下，分析了计算丰度时核子质量、核结合能和截面与基本常数的依赖关系。得到了轻元素丰度随基本常数的变化关系。最后，利用$\De$，$\Het$，$\He$和$\Li$的观测数据，我们估计了原始核合成与现在之间基本常数变化的约束。所有观测到的丰度和WMAP估计的重子密度，都可以用不同的耦合常数来拟合理论预测。观测数据中可能存在的系统误差使我们无法得出更有力的结论。
2005-05-12 astro-ph gr-qc hep-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
Primordial nucleosynthesis as a probe of fundamental physics parameters
本文系统地分析了基本耦合和质量尺度的变化对原初核合成的影响。第一步建立了原始元素丰度对大量核物理参数（包括核结合能）变化的响应。我们发现n-p质量差（对于4 He丰度）、核子质量（对于氘）和A= 3，4，7的结合能（对于3 He、6Li和7 Li）的强烈影响。第二步将核参数与粒子物理学的标准模型的参数联系起来。氘的丰度，尤其是7 Li的丰度，强烈地依赖于轻夸克的平均质量hat{m} \equiv（m_u+m_d）/2。我们计算的基本参数的变化服从大统一所产生的关系时的丰度的行为。我们还讨论了锂丰度的实质性转变的可能性，而氘和4 He丰度只有微弱的影响。
2007-08-10 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
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
Bridging the primordial A=8 divide with Catalyzed Big Bang Nucleosynthesis
亚稳态带电粒子X^-对核反应的催化作用为原初生成A>7的元素提供了可能性。我们计算了^9 Be的丰度，其中合成是由（^8 Be X^-）束缚态的形成介导的，发现比标准的BBN预测值：^9 Be/^1 H = 10^{-13} \times（Y_X/10^{-5}）有显著的提高。因此，对低金属丰度^9Be丰度的观测为许多预测X^-的粒子物理模型（包括超对称模型的变体）提供了一个独特的灵敏度探测器。通过比较原始^6 Li和^9 Be的催化增强丰度，我们发现^9 Be/^6 Li =（2-5）\times 10^{-3}的关系式适用于很宽的X^-丰度和寿命范围。
2007-12-05 astro-ph hep-ph nucl-th
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
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
Primordial black hole constraints on non-gaussian inflation models
我们确定的丰度的原生黑洞（PBH）的背景下形成的非高斯模型与原生密度扰动。我们考虑模型与重整化$χ^2$概率分布函数参数化的数量，$ν$，自由度。我们表明，如果$ν$不是太大，那么PBH丰度将被改变几个数量级相对于标准高斯结果中得到的$ν\to \infty$限制。我们还研究了幂律原初功率谱的谱指数约束对宇宙学扰动性质的依赖性。
2005-10-03 astro-ph gr-qc hep-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
Lepton asymmetry and primordial nucleosynthesis in the era of precision cosmology
我们计算和显示的原始轻元素丰度作为一个函数的中微子简并参数的所有口味共同的。这是唯一的未知参数表征的热介质在原始核合成时代。观测到的原始氦丰度Y_p是最灵敏的宇宙蒸发计。采用Olive和Skillman的保守Y_p误差分析意味着-0.04 \alt = \alt 0.07，而Izotov和Thuan的误差意味着σ =0.0245+-0.0092（1 σ）。改进的重子丰度测定对这种情况没有显著影响。确定Y_p，可靠地区分零和非零的粒子，是对sphaleron效应平衡宇宙轻子和重子不对称性的宇宙学标准假设的一个关键检验。
2005-06-24 astro-ph hep-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
Primordial Nucleosynthesis with Massive Tau Neutrinos
一个巨大的长寿命的τ中微子在MeV制度修改了原始轻元素丰度预测的大爆炸核合成（BBN）计算。这种效应被用来推导τ中微子质量的极限。由于最近的观测情况变得有些混乱，部分，本质上不一致，我们重新考虑的τ中微子质量的BBN限制。为此，我们使用我们新开发的BBN代码来计算原始丰度作为tau中微子质量和宇宙重子密度η的函数。我们推导出几组所谓的原始丰度的η-τ-中微子-质量-平面的一致性区域。在某些情况下，一致区只存在于τ中微子质量不为零时。目前，BBN并没有提供支持或反对τ中微子质量的明确证据。
2000-04-17 astro-ph hep-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
Supersymmetry and primordial black hole abundance constraints
研究了超对称性对原初黑洞丰度约束的影响。质量小于10^{11}g的PBH在蒸发时会发射出超对称粒子。在大多数超对称模型中，这些粒子中最轻的，也就是最轻的超对称粒子（LSP），是稳定的，因此将存活到今天。我们计算的限制PBH的初始丰度的要求，目前的LSP密度小于临界密度。我们应用这个限制，以及以前获得的PBH蒸发核合成和现今的密度的PBH的影响，PBH形成的坍缩的密度扰动，在超对称的通货膨胀模型的背景下。如果暴胀后的再热温度较低，以避免引力子和模量的过度产生，那么大量产生的最轻的PBH将在今天左右蒸发，因此蒸发产物对核合成的影响或LSP的产生没有限制。然后，我们研究模型与高再热温度和随后的一段时间的热膨胀。在这些模型中，避免LSP的过度生产限制了先前不受约束的低质量PBH的丰度。在整个过程中，我们将生产，在固定的时间，PBH的质量范围内，发生时，临界崩溃考虑在内。
1999-06-08 astro-ph hep-ph
Primordial Nucleosynthesis and Dark Matter
从大爆炸核合成的考虑中确定的核子的宇宙学丰度据称为非核子暗物质提供了令人信服的证据。在测量原始轻元素丰度，特别是氘和氦的最新发展，需要重新审视这一重要问题。目前的形势是不确定的，但令人兴奋。
1996-11-27 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
