Explanation of the Helium-3 problem
对核合成理论的检验之一是银河系中的$^3$ He丰度。在Hii区通过3.46 cm超精细能级观测到了$^3$ He $^+$，并且$^3$ He/H比与理论值比较好。由于$^3$ He可以在核反应中产生或毁灭，人们可以预期，它的丰度随这种反应的数量而变化，因此与银河系中心的距离和金属丰度有关。这种趋势缺乏观察。这是通过假设Hii云是最近由引力流体力学预测的地球质量的原始微褐矮星形成来解释的。如果真的存在，它们将保留原始的$^3$ He/H比率，并在蒸发到Hii云中时将其扩散，而与银河系中的位置无关。在发展的论点，它也解释说，宽双星并不排除引力流体力学预测的NIO暗物质，而是作为可见的合作伙伴沉浸在牛仔裤集群的暗微褐矮星。
2011-03-31 astro-ph.CO
Primordial 4He abundance: a determination based on the largest sample of HII regions with a methodology tested on model HII regions
本研究验证并改进了4He丰度测定的经验方法，基于迄今最大的低金属性河外HII区样本推导原初4He丰度，发现其高于标准大爆炸核合成预测，暗示可能存在额外中微子，并给出了相关宇宙学参数约束。
2013-08-09 astro-ph.CO
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
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
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
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
Primordial Nucleosynthesis in the Rh = ct cosmology: Pouring cold water on the Simmering Universe
原始核合成被正确地誉为标准宇宙学模型的伟大成就之一。在这里，我们考虑在最近提出的Rh = ct宇宙，宇宙学，要求线性演化的标度因子的元素的初始锻造。与标准宇宙学相比，这样的宇宙冷却非常缓慢，在核合成过程中大大消耗了可用的中子;这对由此产生的原始元素丰度具有重要意义，预测了极少量的氦，这与观测结果严重不符。在这样一个“沸腾的宇宙”中，氦的产生可以通过提高重子与光子的比率来增强，尽管需要超过一个数量级的增加才能使氦的质量分数与观测结果一致。然而，在这种情况下，长时间的核合成导致较轻的元素被有效地烹饪成较重的元素，影响了所有元素的丰度，因此，除了氢和氦，宇宙中几乎没有轻元素。如果没有在早期宇宙中加入大量的新物理，很难理解Rh = ct宇宙如何被认为是一个可行的宇宙学模型。
2016-04-25 astro-ph.CO
HyRec: A fast and highly accurate primordial hydrogen and helium recombination code
我们提出了一个国家的最先进的原始重组代码，HyRec，包括所有的物理效应，已被证明显着影响重组。氦复合的计算包括He I 2 1 P- 1 1 S线、He I 2 3 P- 1 1 S线中氢连续谱不透明度的简单解析处理，以及在现场近似下处理这些线之间的反馈。氢复合计算使用有效的多级原子方法，几乎占了无限数量的激发态。我们占双光子跃迁从2s和更高的水平，以及频率扩散莱曼α与完整的辐射转移计算。提出了一种新的方法，使辐射场与能级布居和自由电子分数同时演化。利用描述辐射转移的方程的特殊稀疏模式，加快了计算速度。完整重组历史的计算时间约为2秒。这使得我们的代码非常适合列入蒙特卡罗马尔可夫链的宇宙学参数估计即将到来的高精度宇宙微波背景各向异性测量。
2011-01-21 astro-ph.CO
Formation of primordial helium: a rapid and simple scheme of calculation
一个快速和相对简单的计算方案，阐述和适用于宇宙学复合的氦。采用非相对论库仑格林函数，碰撞电子的波函数表示在一个积分形式适用于计算。氦的束缚电子用Hartree-Fock波函数描述。计算了氦原子在不同模式下自由-束缚跃迁到激发态的几率和束缚-束缚跃迁的几率。结果表明，自由束缚跃迁概率弱依赖于碰撞电子所经历的场在多大程度上偏离电荷Z=1的纯库仑场，而这些概率强烈依赖于参与重组的束缚活性电子的波函数的选择。
2022-09-10 astro-ph.CO physics.atom-ph
Hot primordial regions with anomalous hydrogenless chemical composition
我们研究原始核合成在假设的热区域，可能形成的原始密度不均匀性。它表明，该地区幸存到现在的时间获得异常高的金属丰度。这一结论在较宽的初始参数范围内都成立。我们考虑了热核反应速率和估计的丰度氘和氦-3和-4在这些地区。已经确定的是，所有重子都倾向于形成氦-4，这是重元素形成链中的热核环节。
2022-08-09 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
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
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
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
The primordial abundance of 4He: evidence for non-standard big bang nucleosynthesis
我们提出了一个新的测定的原始氦的质量分数Yp，基于93光谱的86低金属丰度河外HII地区，并考虑到最新的发展有关的系统效应。这些包括碰撞和荧光增强的氦复合线，底层氦恒星吸收线，碰撞和荧光激发的氢线和温度和电离结构的HII区域。用Monte Carlo方法同时求解上述系统效应，我们发现最佳值为Yp=0.2565+/-0.0010（stat.）+/- 0.0050（系统）。这个值在2西格玛水平上高于标准大爆炸核合成（SBBN）给出的值，当中子寿命τ（n）分别为885.4+/-0.9 s和878.5+/-0.9 s时，轻中微子种类的有效数Nnu分别为3.68^+0.80_-0.70（2 σ）和3.80^+0.80_-0.70（2 σ）/-0.8s，即大于实验值2.993+/-0.011。
2010-01-25 astro-ph.CO
Radiative transfer effects during primordial helium recombination
在本文中，我们完善了原始氦复合的计算，占几个额外的影响，被忽略或处理更近似在以前的研究。其中包括考虑（i）2^1 P_1 - 1^1 S_0和2^3 P_1 - 1^1 S_0共振之间的随时间变化的辐射转移相互作用;（ii）对于部分重叠的n^1 P_1 - 1^1 S_0，与时间相关的辐射转移，n^1 D_2 - 1^1 S_0和n^3 P_1 - 1^1 S_0系列，其中3 ≤ n ≤ 10;（iii）核方法中的电子散射。我们还简要地讨论了电子散射和HI四极线对氢复合的影响。虽然所有考虑的过程的物理是有趣和微妙的，对于标准宇宙学，Y_p \sim 0.24，相对于CosmoRec的先前实现，在氦复合期间对电离历史的总体校正仍然小于|Δ Ne/Ne| \sim 0.05%。主要的改进是由于2^1 P_1 - 1^1 S_0共振的共振散射的一致包含。对于具有大氦分数的宇宙学，Y_p \sim 0.4，差异达到|D N_e/N_e|在z \sim 1800处的\sim为0.22%，然而，对CMB功率谱的总体校正很小，超过|D C_l/C_l| \sim 0.05%，仅在1> \sim 3000时。与当前版本的Recfast相比，|D C_l/C_l|对于Y_p \sim 0.4和标准值Y_p \sim 0.24，在1 \sim 3000时\sim 0.4%，我们发现差异|DC_l/C_…
2012-05-10 astro-ph.CO
The 21cm Signature of Early Relic \HII Regions
我们计算了第一批恒星周围早期\HII区域的自旋温度和21厘米亮度。我们使用宇宙辐射流体动力学模拟的早期\HII地区的形成和演化的输出。在再电离前的时期，大质量原始恒星周围的\HII区域的直径只有几千秒差距。\HII区域的气体几乎完全电离，但在中心恒星死亡后开始重新组合。残留的\HII区域则被视为氢21 cm处的明亮{ \it发射}源。我们制作了\HII区域的亮度温度图，以简化的方式解释了与莱曼- $α$光子的辐射耦合。残余\HII区域的自旋温度接近气体动力学温度，一般为几百到几千度。我们表明，遗迹\HII区域可以作为$δT_{\rm b} \sim 100$ mK的温差对宇宙微波背景的亚角秒的角分辨率。虽然目前计划中的射电望远镜无法识别早期\HII斑块，但早期\HII区域的集体波动可能会在21厘米的背景中留下签名。
2009-02-06 astro-ph.CO
The spectral investigation of seven HII regions in Kazarian galaxies
根据SDSS DR 5光谱，对6个Kazarian星系的7个HII区进行了分光光度研究。测定了重元素和氦的丰度，以及电离星的数量和恒星形成率。氧丰度12+log（O/H）在7.94 - 8.35的范围内。平均log（S/O）、log（Ar/O）和log（Ne/O）丰度比分别为-1.63、-2.37和-0.78。HII区的log（N/O）丰度比在-0.63 ~-1.37之间。它们在N/O-O/H图中占据与高激发HII区相同的面积。最有可能的是，被调查的HII区域的年龄大于1亿至3亿年，这是中等质量恒星富集氮所必需的。在螺旋星系和不规则星系中，恒星形成率与HII区的恒星形成率相同，为0.05 - 0.81 M年-1。
2009-12-09 astro-ph.CO
Local Bursts Model of CMB Temperature Fluctuations: Scattering in Resonance Lines of Primordial Hydrogen and Helium
在一个平坦的宇宙学模型的框架内，传播的瞬时爆发的各向同性辐射被认为是从它开始的时刻在一些初始红移z 0的时刻，它的注册现在（在z=0）。我们考虑了自由电子的汤姆逊散射和原始氢的La和Lb线以及HeI的1 s2 - 1 s2 p，1 s3 p（1 S-1 P *）线的散射。结果表明，这些谱线中散射引起的光谱失真的相对幅度可能比我们先前论文中考虑的从属谱线中散射引起的最大可能幅度大1000到10000倍（Dubrovich，Grachev，2015）。在线性近似的光学厚度的线，在谐振线的轮廓的失真原来是纯粹的吸收，并不依赖于方向和距离的爆发中心，在对比的轮廓在下属的线。该配置文件包含跳跃的频率对应的源（突发）的外观在一个给定的红移z= z 0。当z 0 =5000时，氢La和Lb线的跳跃分别在493和584 GHz的频率上，当z 0 =6000时，两条HeI线的跳跃分别在855和930 GHz的频率上。跳跃的相对大小为1 e-4 - 3e-3。
2016-05-05 astro-ph.CO
Nucleosynthetic signatures of primordial origin around supermassive black holes
如果原初黑洞（PBH）在高红移类星体的中心播下了超大质量黑洞（SMBH）的种子，那么这些黑洞周围的气体可能揭示了它们原初起源的核合成线索。我们提出的预测改变原始丰度周围的PBH足够大的种子SMBH在z~6-7.5。我们发现，如果初始质量为~10^5 M $_{\odot}$的多环芳烃是造成这种SMBH的原因，那么它们可能会产生原始氘和氦的分数增加>~ 10%，而锂的丰度减少>~ 10%，在离黑洞约1千秒差距的距离上。我们估计，约10^8 M $_{\odot}$的气体至少增加（或减少）了1%。这些修改原始氘，氦，锂丰度的证据可能仍然存在，如果这种circu-PBH气体仍然没有吸积的SMBH和在或附近的宿主星系的高红移类星体。测量丰度异常将具有挑战性，但可以提供一种新的方法来揭示这种SMBH种子的原始起源。
2021-11-17 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
Helium in natal HII regions: the origin of the X-ray absorption in gamma-ray burst afterglows
在大多数伽马射线暴（GRB）的余辉中观察到超过银河系的软X射线吸收，但是经过十多年的工作，还没有找到正确的解决方案，这阻碍了它作为一个强大的诊断工具的使用。我们解决这个长期存在的问题，并发现，他在伽玛射线暴的主机HII区负责大部分的吸收。结果表明，X射线吸收柱密度（N_Hx）与中性气体柱密度和光学余辉消光系数（Av）均相关。这种相关性解释了暗爆发和高NHx值爆发之间的联系。从这些相关性中，我们排除了与宿主星系无关的X射线吸收的起源，即星系际介质或介入的吸收体不起作用。我们发现，与尘埃柱的相关有一个很强的红移演化，而与中性气体的相关没有。由此我们得出结论，X射线吸收的柱密度与宿主星系中的总气体柱密度相关，而不是与金属柱密度相关，尽管X射线吸收通常由金属主导。因此，NHx/Av的强红移演化反映了恒星形成星系的宇宙金属丰度演化。我们的结论是X射线的吸收在伽玛暴余辉是由他在HII区托管的伽玛暴。当尘埃被破坏，金属被伽马射线暴剥离所有电子到很远的地方时，大量的He使更接近伽马射线暴的He电离紫外连续谱饱和，使其保持在中性或单电离状态。氦X射线吸收解释了与总气体的相关性，缺乏强烈的红移演化，以及在光学-紫外光谱中没有灰尘，金属或氢的吸收特征。
2012-12-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
Fifty years of primordial helium abundances: A statistical reanalysis
Indian Institute of Science Education and Research (IISER) Mohali（印度科学教育研究所）；Macquarie University（麦考瑞大学）；International Space Science Institute–Beijing（国际空间科学研究所北京分部）；Università di Roma Tor Vergata（罗马托尔维加塔大学）；INAF, Rome Astronomical Observatory（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）
通过统计再分析1960年代末至2022年间发表的143个原始氦质量分数$Y_\mathrm{p}$测量值，发现长期收敛趋势及两个显著变化点，并揭示多数河外H{\sc ii}区测量并非完全独立，强调了数据依赖性和方法同质性对综合测量的影响。
2026-06-02 astro-ph.CO
A robust upper limit on N_eff from BBN, circa 2011
我们在这里推导出一个强大的约束的有效中微子数的原始核合成产率的氘和氦的约束。特别是，我们的结果是基于非常弱的假设上的氦丰度的天体物理测定，即恒星加工的最小影响是保持恒定（而不是增加，如预期）的氦含量的低金属气体。利用最近对河外HII区的分析结果作为上限，我们发现在95% C. L.时Δ Neff<= 1，完全独立于来自宇宙微波背景各向异性数据的重子密度测量和中子寿命输入。在我们的方法中，我们还发现，原始核合成本身没有显着的偏好，有效的中微子数大于标准值。因此，文献中有时报道的~2 σ提示仅由CMB数据驱动和/或由可疑的回归协议推断原始氦丰度的测量结果。
2011-06-10 astro-ph.CO
Big Bang Nucleosynthesis and the Helium Isotope Ratio
在大爆炸核合成过程中，寻找偏离物理学标准模型的传统方法包括仔细而微妙地测量由氦组成的重子的质量分数。最近对这个量的测量暂时支持了超越标准模型的新物理学，但从历史上看，这种方法受到了隐藏的系统不确定性的影响。在这封信中，我表明，原始氘丰度和原始氦同位素比的联合测量有可能提供一个新的物理学超越标准模型的补充和可靠的探针。利用最近对原始氘丰度的测定，并假设测得的太阳前3 He/4 He陨石丰度反映了原始值，可以对中微子种类的有效数量设定一个界限，Neff（BBN）= 3.01（+0.95-0.76，95%置信度）。虽然这个Neff值支持标准模型，但目前还不清楚太阳系形成前的3 He/4 He比值是否反映了原始值。在近乎原始的环境中对氦同位素比率进行新的天体物理测量，加上对几个重要核反应（其中一些已经在尝试中）的最新计算和实验值，将大大改善对可能偏离标准模型的限制。为此，我描述了一种分析策略，以测量从附近的低金属丰度H II区域发出的3 He I通量。所提出的技术可以尝试与下一代的大型望远镜，并将更容易实现在金属贫乏的H II区域与静态运动学。
2015-10-09 astro-ph.CO nucl-ex
A new determination of the primordial He abundance using the HeI 10830A emission line: cosmological implications
本研究利用HeI 10830Å发射线结合光学光谱数据，更精准地测定低金属性HII区的原初氦丰度，发现其值高于标准大爆炸核合成模型预测，支持存在额外中微子种类的非标准宇宙学模型。
2014-08-29 astro-ph.CO
SBS 0335-052E+W: deep VLT/FORS+UVES spectroscopy of the pair of the lowest-metallicity blue compact dwarf galaxies
本文介绍了两个蓝致密矮星系SBS 0335- 052 E和SBS 0335- 052 W的深源VLT/FORS 1 +UVES光谱观测资料。我们的目标是获得元素丰度在不同的HII地区的这个独特的星系系统，并研究空间丰度的变化。我们测定氦、氮、氧、氖、硫、氯、氩和铁的丰度。在明亮的东部星系的氧丰度变化范围在7.11至7.32之间的不同HII区域支持以前的研究结果，并建议存在的空间尺度上的氧丰度变化~1-2千秒差距。SBS 0335- 052 W最亮的1号区域氧丰度为7.22+/-0.07，与以前的测定结果一致，另外三个HII区域的氧丰度为12+logO/H=7.01+/-0.07，比以前低得多6.98+/-0.06（区域3）和6.86+/-0.14（区域4）。这是有史以来在发射线星系中获得的最低氧丰度。两个星系最亮的HII区域的氦丰度是相互一致的。我们推导出加权平均He质量分数为0.2485+/-0.0012和0.2514+/-0.0012两组不同的HeI发射率。这两个星系的N/O丰度比略高于其他BCD的12+logO/H<7.6。这意味着在极端缺乏金属的星系中，N/O可能会随着金属丰度的降低而增加。
2009-07-13 astro-ph.CO
Primordial Nucleosynthesis and Finite Temperature QED
用标准大爆炸模型预言了原初核合成过程中形成的轻核丰度。WMAP的最新观测数据精度比以往任何时候都要高，这为确定氦丰度及其相关参数变化的高阶理论修正提供了动力。在这里，我们评估的QED修正这些参数的变化，在原始核合成使用有限温度效应在两个回路水平。中子衰变率的相对变化，宇宙总能量密度，中微子温度的相对变化等，在QED修正相关的时间尺度上，对电子质量的两个回路修正进行了估计。
2013-06-22 astro-ph.CO
Restrictions on the lifetime of sterile neutrinos from primordial nucleosynthesis
我们分析了质量在1-140 MeV范围内的衰变无菌中微子对原始氦-4丰度的影响，明确地解决了所有粒子种类的玻尔兹曼方程，考虑到中微子味振荡，并特别注意系统的不确定性。我们表明，氦丰度只取决于无菌中微子的寿命，而不是活跃的无菌混合的方式之间的味道分布，并推导出上界的寿命。我们还证明了Izotov和Thuan [arXiv：1001.4440]最近的结果，他们发现氦-4丰度的标准原始核合成值比预测的高2 σ，与等离子体中存在寿命为0.01-2秒的无菌中微子一致。这些粒子的衰变扰乱了（去耦的）中微子的光谱，并加热了光子，改变了中微子与光子的能量密度比，这可以解释为在复合时期有额外的中微子种类。
2012-09-19 astro-ph.CO hep-ph
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
Towards a measurement of the primordial helium isotope ratio
Durham University（杜伦大学）；Carnegie Science Observatories（卡内基科学天文台）；Institut d’Astrophysique de Paris, UMR 7095, CNRS and SU（巴黎天体物理学研究所，UMR 7095，法国国家科学研究中心和索邦大学）；University of Cambridge（剑桥大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Aix Marseille Université, CNRS, LAM (Laboratoire d’Astrophysique de Marseill（艾克斯-马赛大学，法国国家科学研究中心，马赛天体物理学实验室）
研究通过高精度光谱观测确定银河系中氦同位素比，并推断原始氦同位素比，结合核合成计算和宇宙微波背景数据，提出新的银河化学演化模型。
2026-04-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Primordial Helium And the Cosmic Background Radiation
原始核合成的产物和宇宙微波背景（CMB）光子是宇宙早期演化的遗迹，它们的观测探索了宇宙学的标准模型，并为宇宙学和粒子物理学的标准模型之外的新物理学提供了窗口。在标准的热大爆炸宇宙学中，早在任何恒星形成之前，宇宙中重子质量的很大一部分（~25%）就应该是氦-4核的形式。由于目前的4 He观测仅限于恒星核合成发生的低红移区域，因此对高红移的星前4 He的观测将构成对热大爆炸宇宙学的基本测试。在复合时，在大爆炸核合成（BBN）结束很久之后，CMB上的温度各向异性谱取决于4 He丰度，通过其与电子密度的联系以及电子密度对Silk阻尼的影响。由于4 He的残余丰度对重子的普遍密度相对不敏感，但对非标准的早期宇宙膨胀率敏感，因此4 He的原始质量分数Yp提供了对BBN和CMB的标准模型的一致性的测试，并提供了对非标准物理的约束。在这里，WMAP七年的数据（补充其他CMB实验），这导致在高红移Yp的间接测定，进行比较的BBN预测和独立的，直接的观测4 He在低红移，河外HII地区。目前，由于CMB测定的原始4 He丰度（以及从H II区观测推断的氦丰度）存在很大的不确定性，BBN预测和CMB观测之间的任何差异都很小，在< 1.5 sigma的水平。
2010-04-29 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Primordial power spectrum versus extension parameters beyond the standard model
从威尔金森微波各向异性探测器、阿塔卡马宇宙学望远镜和南极望远镜的最新宇宙微波背景数据中，我们重建了扩展宇宙学模型中曲率扰动的原始功率谱的形状，包括加入大质量中微子、额外相对论性物质或变化的原始氦丰度。我们发现，即使在大质量中微子存在下，标度不变的原始谱也不受95%置信水平的数据的青睐，但如果允许相对论性物种的有效数量或原始氦丰度自由变化，它可以位于95%置信水平的范围内。由WMAP 7 +ACT+ H 0 +BAO得到的扩展参数的约束条件是：中微子总质量sum（mnu）< 0.48 eV（95%CL），相对论性粒子有效数Neff = 4.50 ± 0.81，原初氦丰度Yp = 0.303 ± 0.075。来自WMAP 7 +SPT+ H 0 + BA 0的约束是sum（m_nu）< 0.45 eV（95%CL），N_eff = 3.86 +/-0.63和Y_p = 0.277 +/-0.050。
2012-04-29 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
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
Precision big bang nucleosynthesis with improved Helium-4 predictions
本文通过自洽纳入弱相互作用中的辐射、有限核子质量、弱磁性及QED等离子体等全部修正，将大爆炸核合成氦-4质量分数预测精确到0.24709±0.00017，并提供含完整反应网络的PRIMAT代码以预测至CNO区域的原初丰度。
2025-02-06 astro-ph.CO nucl-th
Constraints on Primordial Black Holes From Big Bang Nucleosynthesis Revisited
随着空间的膨胀，黑洞中的能量密度相对于辐射的能量密度增加，这为我们提供了考虑早期宇宙包含大量此类物体的情况的动力。在这项研究中，我们重新审视的限制，原始黑洞来自测量的轻元素丰度。黑洞和它们的霍金蒸发产物可以通过改变中子-质子冻结时的膨胀率，以及通过辐射可以将质子转化为中子的介子，反之亦然，来影响大爆炸核合成（BBN）时代。这样的黑洞可以提高原始中子与质子的比例，并增加最终产生的氦的数量。此外，霍金蒸发的产物可以分裂氦核，这既降低了氦的丰度，又增加了原始氘的丰度。在以前工作的基础上，我们利用现代氘和氦的测量得到严格的限制黑洞蒸发在$t_{\rm evap} \sim 10^{-1}$ s $\sim 10^{13}$ s（对应于$M \sim 6\times 10^8$ g到$\sim 2 \times 10^{13}$ g，假设标准模型粒子含量）。我们还考虑了超越标准模型的物理学如何影响这些约束。由于霍金蒸发的引力性质，黑洞蒸发的速率以及通过这一过程产生的粒子类型取决于完整的粒子谱。在此背景下，我们讨论的情况下，具有大量的解耦自由度（\ie ~大隐藏部门），以及TeV级超对称模型。
2020-06-05 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Conditions for HD Cooling in the First Galaxies Revisited: Interplay between Far-Ultraviolet and Cosmic Ray Feedback in Population III Star Formation
HD主导着原始云的冷却和增强的电离，例如结构形成中的冲击加热云或超新星遗迹，Pop III星的遗迹HII区域，以及宇宙射线（CR）照射的云。在那里，温度下降到几十K，特征恒星质量下降到$\sim 10\ {\rm M}_{\odot}$，与第一颗由未受干扰的原始云形成的恒星（$\sim 100\ {\rm M}_{\odot}$）形成对比。然而，在没有CR照射的情况下，即使是弱的远紫外线（FUV）照射也会抑制HD的形成/冷却。在这里，我们研究条件HD冷却原始云，包括FUV和CR反馈。坍缩开始时，激波压缩气体随密度的增加而冷却，而HII区残余气体密度不变而冷却。此外，冲击往往发生在比HII区域更密集的环境中。由于更高的柱密度和更有效的屏蔽，在激波压缩气体中HD冷却的临界FUV强度比在遗留的HII区高$\sim 10$倍。因此，在激波压缩气体中，临界FUV强度超过了我们考虑的大部分红移（$6 \lesssim z \lesssim 15$）的背景水平，而在残留的HII区域，HD冷却变得有效后，CR强度增加到足够的$z \lesssim 10$。我们的研究结果表明，质量较小的（$\sim 10\ {\rm M}_{\odot}$）Pop III星可能比以前认为的更常见，可能是Pop III星的主要群体。
2014-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
New Insight Concerning Primordial Lithium Production
本文针对“宇宙学锂问题”，提出在核合成过程中修改0.43-0.91 GK范围的时间-温度关系，在不使氘丰度最大化的前提下降低了锂-7丰度，并指出分析贫金属恒星锂丰度时必须考虑对原初核合成的修改。
2024-04-28 astro-ph.CO
Non-standard cosmic expansion histories: Neutrino decoupling and primordial nucleosynthesis signatures
本研究探讨非标准宇宙膨胀历史中超硬流体的影响，发现中微子退耦和原初核合成观测对这类模型提供约束，其中氦-4丰度测量最严格，未来改进可测试其显著效应区域。
2024-02-09 astro-ph.CO hep-ph
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
Primordial lepton asymmetries in the precision cosmology era: Current status and future sensitivities from BBN and the CMB
使用一个新的极端贫金属系统的样本，EMPRESS调查最近报告了一个原始的氦丰度是$3σ$小于从标准的大爆炸核合成（BBN）方案的预测。这个测量可以解释为电子中微子味中原始轻子不对称性的暗示。EMPRESS结果的启发，我们提出了一个全面的分析轻子不对称性的测量原始元素的丰度，随着宇宙微波背景（CMB）数据从普朗克。假设我们的宇宙中没有暗辐射，我们发现电子中微子化学势$ξ_{ν_e} = 0.043 \pm 0.015$，它偏离零$2.9σ$。如果不假设宇宙中暗辐射的丰度，化学势为$ξ_{ν_e} = 0.046 \pm 0.021$，它与零的偏差为$2.2σ$。我们还发现，这一结果是相当不敏感的核反应速率的选择。如果氦的真实丰度与EMPRESS中心值相对应，那么西蒙斯天文台和CMB-S4未来的CMB观测将分别增加非零轻子不对称性对$4σ$和$5σ$的重要性（假设没有暗辐射），或对$3σ$的重要性（假设没有暗辐射的丰度）。
2023-02-23 astro-ph.CO hep-ph
Improved constraints on lepton asymmetry from the cosmic microwave background
宇宙轻子的不对称性$η_{\text{l}}=(n_{\text{l}}-n_{\bar{\text{l}}})/n_γ$影响了原始氦的丰度和早期宇宙的膨胀率。这两种效应对宇宙微波背景（CMB）的各向异性都有影响。我们从普朗克2015年的数据中推导出中微子化学势的约束条件，假设轻子味不对称性相等，中微子质量可以忽略不计。我们发现$ξ=-0.002 ^{+0.114}_{-0.111}$（95 CL）的化学势，这对应于$ -0.085 \leq η_{\text{l}} \leq 0.084$。我们对轻子不对称性的约束明显强于以前的约束从CMB数据分析，我们认为，他们是更强大的比那些从原始轻元素丰度。由此产生的原始氦和氘丰度的限制是一致的，从直接测量。
2017-10-03 astro-ph.CO hep-ph
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
EMPRESS. XV. A New Determination of the Primordial Helium Abundance Suggesting a Moderately Low $Y_\mathrm{P}$ Value
Institute for Cosmic Ray Research, The University of Tokyo（东京大学宇宙射线研究所）；Department of Physics, Graduate School of Science, The University of Tokyo（东京大学理学研究科物理学系）；National Astronomical Observatory of Japan, National Institutes of Natural Sciences（日本国立天文台，国立自然科学研究院）；Department of Astronomical Science, SOKENDAI (The Graduate University for Advanced Studies)（SOKENDAI（ advanced studies研究生院）天体科学系）；Kavli Institute for the Physics and Mathematics of the Universe (WPI), University of Tokyo（东京大学 Kavli宇宙物理数学研究所 (WPI)）；Department of Physics, Tohoku University（东北大学物理学系）
基于Subaru观测，新确定原始氦丰度$Y_P$值可能较低，通过分析29个星系的氦氢比，结合现有光学光谱，得出$Y_P=0.2402^{+0.0040}_{-0.0040}$，显示与标准模型存在轻微矛盾，可能暗示非零轻子不对称性。
2026-07-31 astro-ph.CO astro-ph.GA
Primordial He' abundance implied by the mirror dark matter interpretation of the DAMA/Libra signal
本文计算了在光子和镜像光子之间存在动力学混合的情况下，大爆炸核合成在镜像粒子扇区中产生的原初镜像氦He'的质量分数。我们探索宇宙学相关的动力学混合参数值，这也是目前探测的暗物质直接探测实验。特别是，我们发现，如DAMA/Libra和其他实验所建议的，对于\sim 10^{-9}，产生了大的He'质量分数（Y_{He'} \approx 90%）。如此大的原初He'质量分数值对于直接探测实验的镜像暗物质解释以及镜像星形成和演化的研究具有重要意义。
2010-03-03 astro-ph.CO hep-ph
The population of planetary nebulae and HII regions in M81. A study of radial metallicity gradients and chemical evolution
我们分析了行星状星云和HII区的化学丰度的M81磁盘洞察星系演化，并比较它与其他星系，包括银河系。我们获得了39个PNe和20个HII区域的Hectospec/MMT光谱，其中33个光谱可用于温度和丰度分析。我们的PN观测代表了有史以来发表的M81中的第一个PN谱，而之前已经发表了几个HII区谱，尽管没有直接的电子温度测定。我们确定氦，氮，氧，氖，硫和氩的元素丰度在PNE和HII区域，并确定其平均值和径向梯度。PNe的平均O/H比与HII区的平均O/H比相比，表明M81在最后~10 Gyr普遍富氧。M81盘的PN金属丰度梯度为-0.055 ± 0.02dex/kpc。氖和硫在PNe中的径向分布类似于氧的径向分布，具有类似的梯度斜率。如果我们将我们的HII样本与文献中的样本相结合，我们会发现梯度斜率可能会发生温和的演变，其结果与梯度随时间变陡一致。需要额外的光谱来证实这一趋势。在我们的M81样本中没有I型PNE，这与PNLF，星系金属丰度和后AGB壳层演化的最亮仓的观测一致。年轻和年老的M81星群都显示出较浅但可检测到的负径向金属丰度梯度，年轻星群的金属丰度梯度可能稍陡，因此不排除自星系形成以来随着时间的推移而逐渐变陡的温和梯度。在其演化过程中，M81一直在产生氧气，其总的氧富集度超过了附近的其他星系。
2010-06-21 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Prospects and Limitations for Constraining Light Relics with Primordial Abundance Measurements
光遗迹密度影响早期宇宙的热和膨胀历史，留下许多可观察到的印记。我们着重讨论了大爆炸核合成过程中产生的轻元素的原始丰度，这些丰度受光遗迹密度的影响。原始丰度可以用来推断光遗迹的密度，从而作为标准模型之外的物理学的探针。我们计算的观测不确定性的原始轻元素丰度和相关的数量，将需要为了这些测量，以实现灵敏度的轻遗物密度从即将到来的宇宙微波背景调查的预期。我们确定的核反应率，需要更好地测量，以最大限度地利用未来的观测。我们表明，改进的原始氦-4丰度的测量可以改善对轻遗物的约束，而更精确的测量原始氘丰度是不可能有竞争力的宇宙微波背景测量轻遗物密度。
2019-09-23 astro-ph.CO hep-ph
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
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
