He I 10830 对氦丰度测定的影响

对贫金属河外 H II 区的氦和氢发射线的观测提供了一种确定原初氦丰度 $Y_p$ 的独立方法。传统上，所采用的发射线处于可见光波长范围内，且合适的谱线数量有限。此外，在使用这些谱线时，由于温度和密度等物理参数的简并性，氦丰度测定会出现较大的系统性不确定性。最近，Izotov, Thuan, & Guseva (2014) 率先在氦丰度测定中加入了 He 10830 红外发射线。He 10830 对电子密度的强烈依赖使其成为更好地约束密度的理想选择，有可能打破与温度的简并性。我们重新审视了对 Izotov, Thuan, & Stasinska (2007) 发布数据集的分析，并利用观测与理论的 Paschen-gamma 比值对新获得的 He 10830 观测结果进行缩放后将其纳入分析。解得到了更好的约束，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% 置信水平截断外，现在有更多光谱通过了质量和可靠性筛选。此外，He 10830 的加入降低了所有星系氦丰度的不确定性，不确定性减少了 10-80%。总体而言，我们发现 $Y_p$ 的不确定性降低了 50% 以上。通过对零金属度的回归，我们确定 $Y_p = 0.2449 \pm 0.0040$，这与基于 Planck 对重子密度的测定得到的 BBN 结果 $Y_p = 0.2470 \pm 0.0002$ 一致。纳入 He 10830 后不确定性的显著改善，有力地支持了同时（从而无需缩放）观测可见光和红外氦发射线光谱的方案。