The primordial helium abundance from updated emissivities
对河外贫金属H Ⅱ区的观测可以确定原始氦丰度Y_p，He Ⅰ发射率是H Ⅱ区发射模型的基础。Porter，Ferland，Storey和Detisch（2012）最近发表了基于改进的光电离截面的He I发射率更新。我们结合这些新的原子数据，并更新我们最近对Izotov，Thuan和Stasinska（2007）发表的数据集的马尔可夫链蒙特卡罗分析。和以前一样，为了提高质量和可靠性，进行了削减，并且只有在95%置信水平内拟合数据的解决方案才用于确定原始He丰度。先前合格的数据集几乎完全保留，并且物理参数之间具有很强的一致性。总体而言，从新的发射率向上的偏差导致Y_p的减少。此外，我们发现一个总的趋势，在个别对象（由于发射率的变化）和增加的方差（由于包括额外的对象）更大的不确定性。从回归到零金属丰度，我们确定Y_p = 0.2465 +/- 0.0097，与普朗克的结果Y_p = 0.2485 +/- 0.0002很好地一致。在未来，更好地理解为什么大部分光谱不能很好地拟合模型将是至关重要的，以实现提高原始氦丰度测定的精度。
2013-08-30 astro-ph.CO
Big-Bang Nucleosynthesis in comparison with observed helium and deuterium abundances - possibility of a non-standard model
比较最新观测到的4 He和D的丰度，我们做了一个？2分析，看看是否有可能调和原始核合成使用最新的核数据NACRE II和中子的平均寿命。如果我们采用Izotov等人的${}^4_{}$ He的观测数据，我们发现，要与标准的大爆炸核合成理论取得合理的一致性是不可能的。然而，包括简并中微子，我们已经成功地获得了一致的约束中微子简并和重子-光子比之间的详细比较计算的丰度与观测数据的${}^4_{}$的He和D：重子-光子比的$10^{-10}$的单位被发现在范围内的中微子简并的指定参数为6.02 < $η^{}_{10}$ < 6：54。
2014-08-04 astro-ph.CO
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
Helium diffusion during formation of the first galaxies
我们研究了扩散对氦和其他原始元素丰度的可能影响，在早期宇宙的第一个结构的形成过程中。我们认为主要的崩溃的扰动和随后的吸积的物质到维里化的晕，限制我们的考虑晕的质量大大高于金斯限制。我们发现，在黑暗时代结束时，在寒冷和接近中性的原始气体中的扩散可以提高第一维里化晕中原始元素相对于氢的丰度：氦的富集可以在第一个恒星形成的小晕$ \sim 10^5-10^6 M_{\odot}$中达到$δY_p/Y_p \sim 10^{-4}$。在宇宙再电离开始时对原始气体进行适度的预热（预热到~ 100 K），可以使$\sim 10^6 M_{\odot}$晕的这种效应增加到$δY_p/Y_p \sim 3\times 10^{-4}$。甚至更强的丰度增强，$δY_p/Y_p$ ~几个$10^{-3}$，可能在更晚的再电离后时期z ~ 2出现在星系原群（$\sim 10^{13} M_{\odot}$）中，这是T ~ 10^6 K的温热星系际介质吸积的结果。这里讨论的扩散引起的丰度变化很小，但可以与已经达到的原始He丰度的宇宙学预测的~ 0.1%精度相媲美。如果直接的氦丰度测量（特别是在矮星系中的低金属丰度HII区域）在未来达到同样的精度水平，它们与BBN预测的比较可能需要考虑这里讨论的影响。
2016-03-11 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
Measurement of the primordial helium abundance from the intergalactic medium
宇宙中几乎每一个氦原子都是在大爆炸后几分钟通过通常被称为大爆炸核合成的过程产生的。在大爆炸核合成过程中产生的氦的数量是由粒子物理学和宇宙学的结合决定的。目前，对原始氦丰度（Y_P）的主要测量方法是基于贫金属星系恒星形成区的H I和He I发射线的相对强度。随着这些测量的统计误差的改善，有必要通过开发独立的技术来测试系统学。在这里，我们报告的第一个确定的原始氦丰度的基础上，一个接近原始的星系际气体云，被认为是在吸收对光的背景类星体。这个气体云是在宇宙只有现在年龄的三分之一（z_abs = 1.724）时观测到的，它的金属含量比太阳少约100倍，比目前已知的最缺乏金属的H II区域少约30%，在那里可以确定原始氦的丰度。结果表明，该星系际气体云的氦丰度为Y = 0.250^{+0.033}-0.025}，与标准模型的原始值Y_P = 0.24672 +/- 0.00017相一致。我们对原始氦丰度的测定还不如使用贫金属星系获得的精确，但我们的方法有可能在大爆炸核合成过程中提供一个超越标准模型的有竞争力的物理测试。
2018-10-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Helium abundance in galaxy clusters and Sunyaev-Zeldovich effect
长期以来，人们一直认为团内等离子体中的氦核可以很好地沉积在团引力势中。一些对松弛星系团核心的理论估计预测，氦丰度比其原始值高出几倍。星系团内的氦丰度无法直接测量。这为基于X射线导出的星系团数量（如气体质量、总质量和气体质量分数）的宇宙学测试提供了一个重要的不确定性来源，所有这些都取决于假设的氦丰度。我们指出，通过结合Sunyaev-Zeldovich（SZ）和X射线数据得出的集群距离也取决于氦丰度。这种依赖性可以用来测量丰度，只要距离是独立已知的。例如，如果采用WMAP的H_0值，那么Bonamente和他的合作者最近的H_0测量值，根据38个假设原始氦丰度的星团的SZ数据，对应于在r~1 Mpc内丰度过剩1.9 ± 0.8倍（仅使用他们的统计误差）。这表明，有趣的准确性是触手可及的。我们还简要地讨论了如何将SZ和X射线星系团数据结合起来解决d_a（z）宇宙学检验中氦丰度的依赖性。
2011-07-11 astro-ph astro-ph.CO astro-ph.HE
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
The Effect of Helium Sedimentation on Galaxy Cluster Masses and Scaling Relations
最近的理论研究预测，星系团的内部区域可能有一个增强的氦丰度，由于沉积在集群的生命。如果不抑制沉降（例如，通过缠结的磁场），这可能显著地影响簇质量估计。本文利用Chandra X射线对八个弛豫星系团的观测，研究了氦沉降对星系团质量测量影响的上限以及Y_X-M_500和Y_X-M_2500标度关系的最佳拟合斜率。我们计算了气体质量和总质量在两个限制的情况下：一个均匀的，未增强的丰度分布和径向分布的数值模拟的氦沉降的时间尺度为11 Gyrs。假设的氦沉降模型，平均而言，在大半径（r < r500）内推断的气体质量增加可忽略不计（1.3 +/-1.2%），在r < r500内推断的总质量平均减少（10.2 +/-5.5%）。由于内部区域氦丰度的变化较大，r < 0.1 r500，因此在小半径处可以看到气体质量（10.5 +/-0.8%）和总质量（25.1 +/-1.1%）的明显更强的影响。我们发现，氦沉降对Y_X-M_（500）标度关系的斜率没有显著影响.
2011-07-14 astro-ph.CO
The LBT Y$_\mathrm{p}$ Project IV: A New Value of the Primordial Helium Abundance
Gonzaga University（冈萨加大学）；University of Minnesota（明尼苏达大学）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；Northwestern University（西北大学）；The University of Texas at Austin（得克萨斯大学奥斯汀分校）；Indiana University（印第安纳大学）
LBT Y_p项目通过高精度观测和加权平均方法，确定了原始氦丰度的新值Y_p=0.2458±0.0013，精度达0.5%。
2026-01-29 astro-ph.CO
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
Determining the primordial helium abundance and UV background using fluorescent emission in star-free dark matter haloes
原始氦质量分数的观测测量，$Y_{\rm P}$，是宇宙学和基本粒子物理学的兴趣。从H II地区获得的当前测量值与标准模型预测的精度一致，约为1%，尽管这些确定可能受到系统不确定性的影响。这种可能性只能通过以新的方式独立测量氦丰度来测试。在这里，我们提出了一种新的方法来获得测量$Y_{\rm P}$使用氢和氦的复合线发射从HICs：原始的，富含气体，但无星的低质量暗物质晕，其存在的流体动力学模拟预测。虽然预计是不常见的，本质上是微弱的发射，这些对象的原始组成和简单的物理性质，使他们成为一个理想的实验室，以确定$Y_{\rm P}$。我们提出了辐射转移模拟证明这种方法的有效性，发现比较的排放H和He线，无论是通过其体积发射率，或综合性能，如表面亮度和总通量，可以用来推断$Y_{\rm P}$。此外，我们表明，可用于提供一个全新的约束紫外背景的光谱斜率，并讨论了测量此斜率和原始氦丰度同时的可能性。
2019-12-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Multiple Population Theory: Extreme helium population problem
最近的精确观测推断出的化学丰度的分布表明，部分或可能所有球状星团不再被视为简单的恒星星族。最引人注目的例子是欧米茄Cen，尽管它的金属丰度很高，但它最蓝的主序需要Y > 0.4的极端氦丰度。本文主要针对“极端氦粒子数问题”这一问题进行综述。
2009-03-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Impact of thermal diffusion and other abundance anomalies on cosmological uses of galaxy clusters
根据磁场的拓扑结构和湍流运动的特征，扩散可以显著影响元素的分布，特别是氦，在团内介质（ICM）。如前所述，关于氦丰度的不正确假设将导致从X射线光谱法确定的铁丰度的错误。对温度测量的相应影响小得可以忽略。一个不正确的氦丰度假设也会导致一个系统误差的角距离测量的基础上X射线和Sunyaev-Zeldovich（SZ）的星系团的观测。其幅度进一步放大的金属丰度测定的相关误差，在较低的ICM温度的影响更大。总的来说，氦丰度的2-5倍误差将导致角距离的~ 10- 2 - 5%误差。我们解决了完整的一组多组分的群内等离子体的Burgers方程，以确定最大的影响扩散的解释星系团的X射线和微波观测。对于一个等温星系团，引力沉降可以导致星系团中心氦和金属丰度在3-7 Gyr时间尺度上增加5-10倍。相反，在冷核星系团中，热扩散可以抵消重力沉降，有效地将氦和金属从星系团内核中移除。在这两种情况下，一个显着的，高达~ 40%的误差，在金属丰度测定的X射线光谱是可能的。从X射线和SZ数据确定的角距离可能被低估高达~ 10- 25%。
2015-11-23 astro-ph.CO astro-ph.HE
HII Regions And the Protosolar Helium, Carbon, and Oxygen Abundances in the Context of Galactic Chemical Evolution
我们提出了不同的Z依赖的产率的银河系盘的化学演化模型。我们发现，太阳金属丰度的大质量恒星的适度的质量损失率产生一个很好的适合所观察到的银河系盘的C/H和C/O梯度。最佳模型还适合：由M17复合线导出的H、He、C和O丰度，由太阳邻近星导出的原太阳丰度和C/O-O/H、C/Fe-Fe/H和O/Fe-Fe/H关系。该模型与原太阳丰度的一致性意味着太阳起源于与它相似的银河系中心距离。我们的模型为$r=3$ kpc意味着一小部分的恒星在隆起的方向上形成的内盘。我们得到的模型与螺旋星系中河外H~{ \sc ii}区的C/O与O/H关系符合得很好。
2011-02-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Helium abundance in giant planets and the local interstellar medium
太阳和巨行星通常被认为拥有与46亿年前形成它们的太阳星云相同的氦丰度。相比之下，星际介质反映了当前的银河系状况。当前丰度偏离原始和原太阳值可能有助于追踪驱动星系核合成演化和行星内部形成和演化的过程。伽利略号探测器测量了木星大气中的氦丰度，表明与太阳值相比，氦只是稍微耗尽。对于土星，过去旅行者号观测的相互矛盾的估计使其He丰度非常不确定。在这里，我们使用旅行者紫外光谱仪从外行星测量到的He 58.4 nm日光来推导木星和土星大气中的He丰度。我们还利用太阳He 58.4 nm谱线的测量太阳日光层天文台推导出的He丰度聚焦锥内。最后，我们比较他的丰度在这里获得原始和原太阳值，强调独特的机会，提供了内日光层观测和未来的旅行者在本地星际介质测量，以获得他的丰度非常星际云，我们居住。
2014-10-01 astro-ph.CO astro-ph.EP astro-ph.GA
Variation of the fine structure constant in the light of recent helium abundance measurement
本文提出用大爆炸核合成期间精细结构常数α略小于当前值来解释EMPRESS较低的氦-4丰度测量结果，并给出约束范围，表明无需引入非标准中微子种类数或轻子不对称性。
2023-05-26 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Primordial helium-3 redux: The helium isotope ratio of the Orion nebula
我们报告了氦同位素比的第一次直接测量，3 He/4 He，在本地星际云之外，作为科学验证观测的一部分，使用升级后的CRIRES。我们对3 He/4 He的测定是基于猎户座星云中Tet 02 Ori A的亚稳态HeI* 吸收。我们测量到的3 He/4 He值=（1.77+/-0.13 x10 ^{-4}），仅比这些同位素的原始相对丰度高出约40%，假设粒子物理学和宇宙学的标准模型为（3 He/4 He）_p =（1.257+/-0.017 x10 ^{-4}）。我们使用Limongi & Chieffi（2018）对质量范围M=8-100 M_sun的恒星和Lagarde（2011，2012）对M=0.8-8 M_sun的恒星的产额，计算了一套银河系化学演化模拟，以研究这些同位素在银河系中的积累。我们发现，如果计算初始化为原始比率（3 He/4 He）_p=（1.043+/-0.089 x10 ^-4），这些模拟可以同时再现猎户座和原太阳的3 He/4 He值。即使引用的误差不包括模型的不确定性，该测定与标准模型值在~ 2 sigma范围内一致。我们还利用当今银河系氘（D/H）、氦（He/H）和3 He/4 He的丰度来推断原始3 He丰度的经验极限，即（3 He/H）_p <（1.09+/-0.18 x 10 ^-5），这也与标准模型的值一致。我们指出，在不破坏三种原始元素比（D/…
2022-03-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Big Bang nucleosynthesis with a stiff fluid
模型，导致一个宇宙学的刚性流体组件，密度$ρ_S$的规模为$a^{-6}$，其中$a$是比例因子，最近已经提出了在各种情况下。我们数值计算这样的刚性流体的原始元素丰度的影响。由于刚性流体能量密度随比例因子的降低比辐射更快，相对于由附加辐射分量产生的变化，它在原始氦-4丰度中产生比其他元素丰度中相对更大的变化。我们发现，氦-4丰度线性变化的刚性流体的密度在一个固定的基准温度。在$T = 10$ MeV处，分别取$ρ_{S10}$和$ρ_{R10}$作为刚性流体能量密度和相对论粒子的标准密度，发现原始氦丰度的变化与$ΔY_p = 0.00024(ρ_{S10}/ρ_{R10})$拟合得很好。当这两种成分在"枢轴温度" $T_*$具有相等的密度时，由附加辐射或刚性流体产生的氦-4丰度的变化是相同的，在该温度下，我们发现$T_* = 0.55$ MeV。目前对原始$^4$ He丰度的估计给出了对$ρ_{S10}/ρ_{R10} < 30$的刚性流体能量密度的限制。
2010-09-16 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
