Mapping systematic errors in helium abundance determinations using Markov Chain Monte Carlo
用蒙特卡罗方法对河外H~II区氦丰度的统计和系统不确定性进行了评估。氦丰度对与H~II区有关的几个物理参数很敏感。在这项工作中，我们引入马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）方法，有效地探索参数空间，并确定氦丰度，物理参数，和来自贫金属星云观测的不确定性。合成数据的实验表明，MCMC方法优于以前的实现（基于通量扰动），因为它不受非物理参数空间的偏差。MCMC分析允许详细探索简并，特别是，在He~I发射线的光学深度的大值处发生的假最小值。我们证明，引入电子温度来自[O~III]发射线作为先验，在一个非常保守的方式，产生可忽略不计的偏差，并有效地消除了假极小值发生在大的光学深度。我们对来自几个“高质量”系统的数据进行频率论分析。似然图说明了简并性、不对称性和测定限度。与以前的工作一致，我们发现相对较大的系统误差，限制了目前可用的光谱原始氦丰度的精度。
2010-12-10 astro-ph.CO
The effects of He I 10830 on helium abundance determinations
对河外贫金属H Ⅱ区氦和氢发射谱线的观测为确定原始氦丰度Y_p提供了一种独立的方法。此外，当使用这些线时，由于物理参数（如温度和密度）的简并性，氦丰度测定中会出现较大的系统不确定性。最近，Izotov，Thuan和Guseva（2014）率先在氦丰度测定中加入He 10830红外发射线。He 10830的强电子密度依赖性使其成为更好约束密度的理想选择，可能会打破随温度的简并性。我们重新审视了对Izotov，Thuan和Stasinska（2007）发表的数据集的分析，并通过使用理论上的Paschen-gamma比来缩放He 10830的新观测结果。解决方案受到更好的约束，特别是对于电子密度，温度和中性氢分数，改善了模型对数据的拟合，结果是除了标准的95%置信水平切割之外，更多的光谱现在通过了质量和可靠性的筛选。此外，He 10830的加入降低了所有星系氦丰度的不确定性，不确定性降低了10- 80%。总的来说，我们发现Y_p的不确定性降低了50%以上。从回归到零金属丰度，我们确定Y_p = 0.2449 +/- 0.0040，与基于普朗克重子密度测定的BBN结果Y_p = 0.2470 +/- 0.0002一致。从纳入He 10830的不确定性的显着改善强烈支持的情况下，同时（因此不需要缩放）观测可见光和红外氦发射线光谱。
2015-03-27 astro-ph.CO
Abundance determination from global emission-line SDSS spectra: exploring objects with high N/O ratios
本文用（1）Te方法和（2）最近的两种强谱线定标方法（ON和NS），比较了由星系的SDSS谱导出的氧和氮丰度。利用Te方法，在某些SDSS星系中发现了异常高的N/O丰度比。为了研究这一点，我们用蒙特卡罗方法模拟了复合星云的全球光谱，这些光谱是根据附近星系中研究得很好的HII区域的光谱，由各个成分的光谱混合而成的。我们发现，Te方法的结果在低估的氧丰度（因此在高估的氮-氧比），如果HII地区具有不同的物理性质，有助于全球光谱的复合星云。这种效应与Peimbert讨论的HII区的小尺度温度波动有些相似。因此，我们的工作表明，在SDSS星系中发现的高Te基N/O丰度比可能是不真实的。然而，这种效应预计不会出现在矮星系中，因为它们通常具有统一的化学成分。ON和NS刻度给出了复合星云中O和N的丰度，它们与其组成部分的平均亮度加权丰度一致，在0.2 dex以内。
2012-01-07 astro-ph.CO
An MCMC determination of the primordial helium abundance
在贫金属氢区的化学丰度的光谱观测提供了一个独立的方法来估计原始氦丰度。H II区由几个物理参数描述，如电子密度，电子温度和红化，除了y，氦与氢的比例。习惯上是自洽地估计或确定这些参数来计算y。频率分析的参数空间已被证明是成功的，在这些确定，和马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）技术已被证明是非常有效的采样这个参数空间。然而，精确测定原始氦丰度的H II区域的观测受到系统和统计不确定性的限制。为了更好地减少后者，并更好地表征前者，我们将MCMC方法应用于Izotov，Thuan和Stasinska（2007）最近编制的大型数据集。为了提高测定的可靠性，需要高质量的数据集。在追求这一点，各种各样的削减进行了探讨。作为一个约束的解决方案的He I 4026发射线的功效首先检查，揭示了通过它的情况下引入系统的偏见。作为对物理解质量的一个明确的度量，χ^2分析被证明有助于选择与理论模型相一致的数据。此外，该方法还允许我们排除参数估计是统计离群值的系统。因此，最终选定的数据集的可靠性和表现出改善的一致性。回归到零金属丰度得到Y_p = 0.2534 \pm 0.0083，与WMAP结果基本一致。纳入更多的观测表明有希望进一步降低不确定性，但需要更多的高质量光谱。
2011-12-16 astro-ph.CO
Determination of the abundance of cosmic matter via the cell count moments of the galaxy distribution
我们表明，准确和精确的宇宙学信息可以提取从细胞计数分析的三维空间星系团一旦平滑的星系密度分布的一点和两点的时刻之间的二阶比分析。这个探测器不需要校准任何标准杆，知识的星系偏见，也不建模的星系红移失真。利用Sloan数字巡天（SDSS）光谱数据Release 7（DR 7）星系样本，在没有宇宙微波背景（CMB）信息、宇宙曲率（Omega_k）和暗能量状态方程（w）为常数的弱（平坦）先验条件下，估算了物质丰度（Omega_m），其相对误差为11%（68% c.l.）.该方法可能有助于寻找宇宙学标准模型之外的新物理学证据，并计划未来的任务，如BigBOSS或EUCLID。
2013-12-12 astro-ph.CO
The LBT $Y_{\rm p}$ Project I: An Improved Determination of the Primordial Helium Abundance -- Project Description, Sample Selection, Observations, and Methodology
University of Minnesota（明尼苏达大学）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；Gonzaga University（贡萨加大学）；Northwestern University（西北大学）；University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）
LBT Y_p项目通过改进观测与分析方法，提高原始氦丰度测定精度，为中微子家族数提供独立约束。
2026-01-29 astro-ph.CO
Analysis of two SMC HII Regions Considering Thermal Inhomogeneities: Implications for the Determinations of Extragalactic Chemical Abundances
考虑到小麦哲伦云（SMC）中两个HII区：NGC 456和NGC 460的热不均匀性（t^2），我们提出了长缝分光光度法。在NGC 456中的三个位置和NGC 460中的一个位置确定了物理条件和化学丰度，首先假设温度均匀，然后考虑到热不均匀性的可能性。我们根据三种不同的方法确定了t^2值：i）通过比较用氧禁戒线导出的温度和用氦复合线导出的温度，ii）通过比较从氧禁戒线导出的丰度和从氧复合线导出的丰度，iii）通过比较从紫外碳禁戒线导出的丰度和从光学碳复合线导出的丰度。前两种方法的平均t^2=0.067+-0.013对于NGC 456和t^2=0.036+-0.027对于NGC 460。这些t^2值意味着，当用碰撞激发线确定气体丰度时，它们被低估了近2倍。从这些对象和其他文献中，我们发现，为了解释热不均匀性和尘埃耗尽，在低金属丰度HII地区的O/H比应根据星云的热结构，或由0.35 dex的0.25-0.45 dex的校正，如果这样的信息是不可用的。
2011-11-11 astro-ph.CO
Determination of the primordial helium abundance based on NGC 346 an HII region of the Small Magellanic Cloud
为了对大爆炸核合成模型施加有意义的约束，原始氦丰度的测定至关重要。低金属丰度HII区域被用来估计它，因为它们的统计不确定性相对较小。我们提出了一个新的测定原始氦丰度，根据长缝光谱的HII区NGC346的小麦哲伦云。我们使用分成97个子集的三个$409'' \times 0.51''$狭缝获得光谱。它们覆盖电磁波谱的范围$λ\lambda3600-7400$。我们使用PyNeb和标准还原程序来确定物理条件和化学组成。我们发现，对于NGC 346：$X=0.7465$，$Y=0.2505$和$Z=0.0030$。通过假设$ΔY / ΔO = 3.3\pm0.7$，我们发现原始氦丰度为$Y_{\rm P}= 0.2451 \pm 0.0026$（1 $σ$）。我们的$Y_{\rm P}$值与中微子族的值$N_ν$和实验室获得的中子半衰期$τ_{n}$一致。
2019-04-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
A new determination of the primordial helium abundance using the analyses of HII region spectra from SDSS
原始氦丰度$Y_p$的精确测量是对早期宇宙的有力探测。确定$Y_p$最常用的方法是分析在蓝色致密矮星系中发现的贫金属\HII区域的观测结果。本文介绍了从斯隆数字巡天收集的100个\HII区域的光谱样品。最终分析的样本包括我们的样本和Izotov等人2007年的HeBCD数据库。我们使用自洽的程序来确定物理条件，目前的氦丰度，和金属丰度的\HII地区。从回归到零金属丰度，我们得到了$Y_p = 0.2462 \pm 0.0022$，这是迄今为止用这种方法得到的最严格的约束之一，并且与普朗克结果$Y_{\rm p}^{\it {Planck}} = 0.2471 \pm 0.0003$很好地一致。使用从粒子数据组（Zyla et al. 2020）中获得的$Y_p$和原始氘丰度的测定值，我们对中微子物质$N_{\rm eff} = 2.95 \pm 0.16$的有效数量进行了限制，这与普朗克的$N_{\rm eff} = 2.99 \pm 0.17$一致。统计的进一步增加可能使我们能够达到普朗克精度，这反过来又将成为研究标准宇宙学模型和/或物理学的自洽性的强大工具。
2021-02-18 astro-ph.CO
Improving Helium Abundance Determinations with Leo P as a Case Study
目前，原始氦丰度最好的估计，通过光谱观测H II区域的金属贫乏的星系。然而，这些测定受到几个系统不确定性的限制，这些不确定性最终限制了我们准确确定原始丰度的能力。在这项研究中，我们改进的方法来解决的红化，从碰撞激发的H I原子的发射贡献，在H I和He I发射线的吸收的影响，并在$λ$ 3889的混合H I和He I发射的处理，目的是降低氦丰度测定的系统不确定性。为了应用这些方法，我们用LBT上的LUCI 1仪器观测了极贫金属（3 $\%$ Z $_{\odot}$）星系Leo P中最亮H II区的He I $λ$ 10830发射线。我们将这种测量与以前的MODS/LBT观测相结合，以获得更好的氦丰度。在这样做的过程中，我们目前的分析结果在狮子座P的氦丰度的不确定性减少了约70%。这个结果与其他观测数据相结合，估计原始氦的质量分数，Y $_{p}$ $=$ 0.2453 $\pm$ 0.0034。
2020-10-08 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Determination of HII region metallicity in the context of estimating the primordial helium abundance
原始$^4$ He丰度（Y $_p$）是大爆炸后最初几分钟内发生的原始核合成过程的关键特征之一。它的值取决于重子/光子比$η\equiv n_b/n_γ$，也对影响辐射主导时代宇宙膨胀速率的相对论自由度敏感。测定Y $_p$最常用的方法是研究位于蓝色致密矮星系（BCD）中的缺金属HII区。本文详细讨论了在Y $_p$分析中确定HII区金属丰度的各种方法。我们发现，在方法中使用的一些程序导致金属丰度估计和低估其不确定性的偏见。我们提出了一种改进的方法，金属丰度的测定，以及一个额外的标准选择对象。我们已经选择了69个对象（26个对象具有高质量的光谱从HeBCD + NIR数据库和43个对象从SDSS目录），我们估计Y和O/H使用所提出的方法。我们估计了Y $_p=0.2470\pm0.0020$，这是迄今为止获得的最准确的估计之一。它与原始核合成数值模拟结果得到的Y值$_p=0.2470\pm0.0002$和从CMB各向异性分析（普朗克任务）中得到的$Ω_b$值进行比较，是研究标准宇宙学模型自洽性的重要工具（这些估计之间可能存在的差异可能是新物理学的指标）。所提出的方法的应用允许人们更正确地估计Y $_p$和斜率$d$ Y/$d$（O/H）。进一步分析SDSS目录中的数据可以显著增加回归分析对象的统计数据，这反过来又可以改进Y $_p$估计值。
2022-01-17 astro-ph.CO
Abundance determination of multiple star-forming regions in the HII galaxy SDSS J165712.75+321141.4
我们分析了高信号噪声分光光度观测同时获得的TWIN，双臂摄谱仪，从3400至10400的三个恒星形成区域的HII星系SDSS J165712.75+321141.4。我们已经测量了四个线温度：Te（[OIII]），Te（[SIII]），Te（[OII]）和Te（[SII]），具有高精度，均方根误差分别为2%，5%，6%和6%，对于最亮的区域，其他两个区域稍差。温度测量允许直接导出氧、硫、氮、氖和氩的离子丰度。我们已经计算了云量身定制的模型，重现O2+测量的热和离子结构的误差内的三个结，在O+和S2+离子丰度的情况下，只有0.1德克斯的偏差。在电子温度和离子丰度的S+/H+的情况下，我们发现主要的差异，这可能是后果的存在较冷的扩散气体。恒星形成的历史，使用星光显示出类似的年龄分布的电离人口之间的三个恒星形成的地区。这一事实表明了类似的演化历史，这可能与几乎同时引发不同区域恒星形成的伴星系相互作用过程有关。通过使用软度参数$η$映射的辐射场的硬度在所有三个区域的观测误差范围内是相同的，这意味着辐射场的等效有效温度对于星系的所有研究区域都非常相似，尽管不同元素的电离状态存在一些小的差异。
2011-01-21 astro-ph.CO
One percent determination of the primordial deuterium abundance
我们报告了一个近原始的吸收系统，位于红移z_abs=2.52564的类星体Q1243+307，根据档案和新的数据相结合的基础上获得的HIRES阶梯光栅光谱仪的凯克望远镜。这个吸收系统的氧丰度[O/H]=-2.769+/-0.028（太阳丰度的约1/600），是目前已知的最低金属丰度的系统之一，可以精确测量氘丰度。基于八条D I吸收线，我们对该系统的详细分析得出结论，该气体云的氘丰度为log_10（D/H）= -4.622+/-0.015，这与Kirkman等人（2003）先前报道的结果非常一致，但该单次测量的精度提高了约3.5倍。结合这个新的估计和我们以前的六个高精度和均匀分析的D/H测量样本，我们推断原始氘丰度为log_10（D/H）_P = -4.5974+/-0.0052，或者，用线性量表示，（D/H）_P =（2.527+/-0.030 x10 ^-5;该值相当于原始氘丰度的1%。将我们的结果与使用最新核物理输入的BBN计算相结合，我们发现来自BBN的重子密度与来自普朗克CMB数据的最新结果在2 σ内一致。
2018-03-26 astro-ph.CO astro-ph.GA nucl-th
The First Fluorine Abundance Determinations in Extragalactic AGB Carbon Stars
根据高分辨光谱中2.3358 μ的HF（1-0）R9线，计算了6颗河外AGB碳星的氟（19 F）丰度（或上限）。这些恒星属于本星系群星系LMC、SMC和船底座矮球状体，金属丰度超过50倍。这是第一项探索河外富碳AGB星中F的金属丰度行为的研究。只有四颗目标恒星中可以测量到氟，显示出F-增强的范围很广。我们的F丰度测量与最近在银河系AGB碳星中得出的结果一起显示了与所观察到的碳和S-元素增强的相关性。然而，所观察到的相关性，显示不同的依赖恒星金属丰度相对于理论预测低质量，低金属丰度AGB模型。我们简要讨论了这种差异的可能原因。如果我们的发现在大量贫金属AGB中得到证实，那么AGB恒星中F的产生问题将需要重新考虑。
2011-07-08 astro-ph.CO astro-ph.SR
Measurements of 4He in Metal-Poor Extragalactic HII Regions: the Primordial Helium Abundance and the Delta Y / Delta O Ratio
本文根据河外HII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。
2009-12-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
A Bayesian direct method implementation to fit emission line spectra: Application to the primordial He abundance determination
本文提出了一种贝叶斯算法来拟合年轻星团光电离气体的复合谱和碰撞激发谱。目前的模型包括14个维度：两个电子温度，一个电子密度，消光系数，光学深度的$HeI$复合线和9个离子物种。结果是在非常好的协议与以前发表的使用传统的方法。选择概率编程库PyMC 3通过NUTs采样器探索参数空间。这些机器学习工具提供了出色的收敛质量和速度。用氧、氮和硫进行多变量回归，测得原始氦的丰度为$Y_{P,\,O-N-S}=0.243\pm0.005$，与标准的大爆炸情景一致。
2019-05-26 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Towards precise and accurate Cepheid chemical abundances for 1$\%$ $\mbox{H}_0$ measurement: temperature determination
现代物理学中的一个突出问题是宇宙加速膨胀的起源。在不同红移下对哈勃参数$\mbox{H}_0$的高精度测定提供了对宇宙膨胀的直接洞察：暗能量的状态方程、空间的几何和曲率、中微子质量和宇宙的各向同性。我们研究了化学成分对基于造父变星和Ia型超新星的经典距离阶梯的影响。属于麦哲伦云的造父变星代表了梯子的天然锚，因为它们的接近和众所周知的几何距离。因此，LACES合作收集了最大的造父变星MCs光谱样本，包含300多颗恒星和1200多个中高分辨率光谱。通过等效宽度和生长曲线分析进行的abbands测量，已经在合成光谱的宽网格上进行了测试，以量化从该过程产生的系统。我们专注于温度测量所产生的误差，使用线深比方法。我们发现，为了不使最终结果产生偏差，许多方面（例如大气参数的简并性，仪器设置等）。应该明确考虑。特别是，存在不可忽略的金属丰度依赖性。
2020-01-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The primordial helium abundance and the number of neutrino families
基于对HII区的观测和Porter等人（2013）对He I线复合系数的新计算，我们获得了原始氦的质量丰度为$Y_P = 0.2446\pm0.0029$。我们考虑了$Y_P$测定的13个误差来源，其中一些主要是由于系统效应，而其余的主要是由于统计效应。我们将我们的结果与文献中存在的其他$Y_P$测定结果进行比较。结合我们的$Y_P$值与原始核合成的计算，我们发现了一些中微子物种$N_{eff} = 2.90\pm0.22$，和中子平均寿命$τ_ν = 872\pm14(s)$。
2016-08-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Improved determination of sterile neutrino dark matter spectrum
假定最近在某些天体物理源的一个身份不明的3.55 keV的X射线线的指示被视为改进的宇宙学丰度的7.1 keV的不育中微子的理论计算的动机。如果这条线被解释为是暖暗物质衰变的结果，那么无菌中微子的质量和混合角就已知了。然后，我们的计算允许通过施-富勒机制产生正确的丰度所需的轻子不对称性的确定，以及对不育中微子的非平衡谱的估计。后者在结构形成模拟中起作用。结果不同的味结构的中微子汤川耦合和不同类型的预先存在的轻子不对称性，占适当的等离子体的电荷中性，并将大约强子的贡献。
2015-12-04 astro-ph.CO hep-ph
