Element Abundances(원소 풍부)란 무엇입니까?
Element Abundances 원소 풍부 - On average, gradual SEP events give us a measure of element abundances in the solar corona, which differ from those in the photosphere as a classic function of the first ionization potential (FIP) of the elements, distinguishing ions and neutrals. [1] To investigate the protoliths of the granulite suites, we report in situ trace- and minor-element abundances for olivine and pyroxene grains within Fe- and Mg-granulites, determined by LA-ICP-MS and EPMA respectively. [2] Using these stellar parameters, we determined the heavy-element abundances by line synthesis. [3] The polygenetic character of this assemblage is designated by variations of major and trace-element abundances in olivine. [4] Element abundances of G 112-43/44, a metal-poor wide-orbit binary star with extreme kinematics, are revisited. [5] Trace-element abundances of all analyzed illite, irrespectively of stratigraphic age, are consistent with those of mica from metamorphic rocks. [6] To investigate better the soft spectral component that dominates the X-ray flux from this system, we computed a theoretical model for the thermal emission expected from an atmosphere with element abundances and surface gravity appropriate for this massive white dwarf. [7] The measurements of solely Allende matrix allow investigating the variability of the element abundances in the matrix material on different scales from 50 μm to 0. [8] We study how the accretion of the wind of stellar companions, especially asymptotic giant branch (AGB) stars, modifies the element abundances of metal-poor stars and, in particular, lithium, taking into account the stellar structure and the hydrodynamic processes that take place after accretion. [9] We performed low-resolution spectroscopy for the red giant branch stars in an intriguing globular cluster (GC) NGC 2808, which hosts subpopulations with extreme helium and light-element abundances. [10] The element abundances in soil reflect in a large portion in grape juice and finished wine suggesting that the contribution of the soil, that is, the plant uptake capacity expressed as ci(wine)/ci(soil) concentration factors, can be a highly discriminating factor for wine fingerprinting. [11] We determined the major- and trace-element abundances, and Sr–Nd–Pb–Mg isotopic compositions for 60 samples from four boreholes and nine outcrops on Jeju Island to better understand their petrogenesis and mantle source characteristics. [12] Final \teff, \logg, $\xi$, \vsini\, parameters and the element abundances of component stars were derived by using the spectrum synthesis method. [13] The element abundances are obtained up to third peak as well as beyond the peak region up to thorium and uranium. [14] By comparing the light-element abundances of the CEMP stars with predicted yields from non-rotating zero-metallicity massive-star models, we find that possible the progenitors of J1630+0953 and J2216+0246 could be in the 13-25 M$_{\odot}$ mass range, with explosion energies 0. [15] In this chapter, we compare computed radial profiles, star formation histories, metallicity distribution functions, mass-metallicity relations, and \(\alpha \)-element abundances with observed ones. [16] After correcting for these trends, the abundances of O relative to H show no significant variations with location, except for the already-known radial gradient of light-element abundances in the Milky Way. [17] The {\alpha}-element abundances of the globular cluster (GC) and field star populations of galaxies encode information about the formation of each of these components. [18] Here, we present stratigraphic data, carbon isotope chemostratigraphy, element abundances, and U–Pb zircon depositional ages from the Belcher Group in subarctic Canada, providing an unparallelled global reference section for the Orosirian Period. [19] The spectra are measured with high energy and time resolutions, which provide additional information such as element abundances in the solar flare region. [20]평균적으로 점진적인 SEP 이벤트는 이온과 중성자를 구별하는 요소의 첫 번째 이온화 전위(FIP)의 고전적인 기능으로서 광구의 요소와 다른 태양 코로나의 요소 풍부도를 측정합니다. [1] 그래뉼라이트 스위트의 원형석을 조사하기 위해 우리는 각각 LA-ICP-MS 및 EPMA에 의해 결정된 Fe 및 Mg- 그래뉼라이트 내의 감람석 및 휘석 입자에 대한 현장 미량 및 미량 원소 풍부도를 보고합니다. [2] 이러한 항성 매개변수를 사용하여 우리는 선 합성에 의해 중원소 존재비를 결정했습니다. [3] 이 집합체의 다유전적 특성은 감람석의 주요 및 미량 원소 풍부도의 변이에 의해 지정됩니다. [4] 극도의 운동학을 가진 금속이 부족한 광궤도 쌍성 G 112-43/44의 원소 풍부도가 재조명됩니다. [5] 분석된 모든 일라이트의 미량 원소 풍부도는 지층학적 연대와 상관없이 변성암의 운모와 일치합니다. [6] 이 시스템의 X선 플럭스를 지배하는 부드러운 스펙트럼 구성 요소를 더 잘 조사하기 위해 이 거대한 백색 왜성에 적합한 표면 중력과 원소가 풍부한 대기에서 예상되는 열 방출에 대한 이론적 모델을 계산했습니다. [7] Allende 매트릭스만 측정하면 50μm에서 0까지 다양한 스케일에서 매트릭스 물질의 원소 존재비의 변동성을 조사할 수 있습니다. [8] 우리는 항성 구조와 발생하는 유체 역학 과정을 고려하여 항성 동반자, 특히 점근거성가지(AGB) 별의 강착이 금속이 부족한 별, 특히 리튬의 원소 풍부도를 어떻게 수정하는지 연구합니다. 증가 후. [9] 우리는 극도의 헬륨과 가벼운 원소가 풍부한 아개체군을 호스팅하는 흥미로운 구상성단(GC) NGC 2808에서 적색거성 가지별에 대한 저해상도 분광법을 수행했습니다. [10] 토양의 요소 풍부함은 포도 주스와 완성된 와인에서 많은 부분을 반영하는데, 이는 토양의 기여도, 즉 ci(와인)/ci(토양) 농도 인자로 표현되는 식물 흡수 능력이 매우 구별할 수 있음을 시사합니다. 와인 지문에 대한 요소. [11] 제주도의 4개 시추공과 9개 노두에서 채취한 60개 시료의 주요 및 미량 원소 존재비와 Sr-Nd-Pb-Mg 동위원소 조성을 결정하여 암석 생성 및 맨틀 소스 특성을 더 잘 이해했습니다. [12] 스펙트럼 합성 방법을 사용하여 최종 \teff, \logg, $\xi$, \vsini\, 매개변수 및 구성 요소의 원소 존재비를 도출했습니다. [13] 원소 존재비는 세 번째 피크까지 얻을 수 있을 뿐만 아니라 피크 영역을 넘어 토륨과 우라늄까지 얻을 수 있습니다. [14] CEMP 별의 가벼운 원소 존재비를 회전하지 않는 금속성 질량이 없는 질량별 모델의 예측된 산출량과 비교함으로써 J1630+0953과 J2216+0246의 조상이 13-2500만 달러에 있을 수 있음을 발견했습니다. {\odot}$ 질량 범위, 폭발 에너지 0. [15] 이 장에서는 계산된 방사형 프로파일, 별 형성 이력, 금속성 분포 함수, 질량-금속성 관계 및 \(\alpha \)-원소 존재비를 관측된 것과 비교합니다. [16] 이러한 경향을 수정한 후, H에 대한 O의 풍부함은 우리은하에서 이미 알려진 광원소의 존재비의 방사형 구배를 제외하고는 위치에 따른 큰 변화를 보이지 않습니다. [17] 구상성단(GC)의 {\alpha}-원소 풍부도와 은하계의 필드 스타 개체군은 이러한 각 구성 요소의 형성에 대한 정보를 인코딩합니다. [18] 여기에서 우리는 아북극 캐나다에 있는 Belcher 그룹의 층서학적 데이터, 탄소 동위원소 화학층, 원소 풍부도, U-Pb 지르콘 퇴적 연대를 제시하여 오로시리아 시대에 대한 비할 데 없는 전 세계 참조 섹션을 제공합니다. [19] 스펙트럼은 높은 에너지 및 시간 분해능으로 측정되어 태양 플레어 영역의 원소 풍부도와 같은 추가 정보를 제공합니다. [20]
Trace Element Abundances 미량 원소 풍부
Rayleigh crystal fractionation modelling using incompatible trace element abundances in clinopyroxene and amphibole indicates that the hypersolvus and the transsolvus granites formed after 50-85% and 98% melt crystallization, respectively. [1] 8), and critical trace element abundances (Zr: 57. [2] This is complemented by high-spatial resolution U-Pb geochronology, O-Hf isotope compositions and trace element abundances to refine the long-term pre-eruptive history of these zircon megacrysts. [3] Fractionation and/or entrainment of amphibole, apatite, allanite, titanite and zircon controlled REE and other trace element abundances of the leucosomes. [4] Hollinger and McIntyre deposits have similar trace element abundances with higher Ag, Pb, Bi, Sb, and Pd and generally low Cu; however, Cu concentrations in McIntyre are higher than in Hollinger. [5] Precise rare earth element (REE) and incompatible trace element abundances are reported for a global suite of emeralds, enabling the identification of the environments in which they formed. [6] The core of detrital zircons from the southern Meiganga gold-bearing placers were analyzed by Laser Ablation Split Stream analytical techniques to determine their trace element abundances and U-Pb ages. [7] We report here the trace element abundances in individual mineral grains of pyroxene, plagioclase, olivine/kirschsteinite, and phosphate and in the whole-rock samples. [8] Using electron probe microanalyses (EPMA), laser ablation inductively coupled plasma-mass spectrometry (LA-ICP-MS), micro-XRF, and cathodoluminescence (CL), the major, minor, and trace element abundances have been quantified and mapped. [9] Zircon trace element abundances and published Sr-Nd-Hf isotope data of these rocks suggest that the parental magmas for these ore-bearing intrusions were rich in H2O and formed by partial melting of a juvenile lower crust/lithospheric mantle or metasomatized mantle wedge during the northwestward subduction of the Paleo-Asian Ocean before the collision of the Songnen block with the Erguna-Xing’an amalgamated block in the early Carboniferous. [10] We present the results of U-Pb zircon dating conducted using laser ablation-inductively coupled plasma mass spectrometry (LA-ICP-MS), isotopic tracing analyses of Hf in zircon and Sr-Nd in whole-rock and whole-rock major oxides, and trace element abundances of 12 plutonic and volcanic rocks present on the Antarctic Peninsula. [11] Major and trace element abundances and zircon U–Pb ages from the metasedimentary rocks of the complex, which possibly constituted the target rocks of the impact, are used to constrain the provenance of the sediments and the tectonic environment of their deposition. [12] However, the trace element abundances and ratios require a significantly depleted normal-type mid-ocean ridge basalt mantle source. [13] Trace elements concentrations are low and Surface waters have lower trace element abundances compared to groundwater. [14] clinopyroxene Cr2O3 0·1–1·2 wt%, Ni 151–330 μg g–1 and olivine Ni 1055–1559 μg g–1) with the increase in incompatible trace element abundances (i. [15] This paper reports petrology, major and trace element abundances in bulk-rocks and minerals, and clinopyroxene Sr-Nd-Hf compositions from a suite of mantle xenoliths entrained in Cenozoic Sanyitang alkali basalts, Jining County in the Inner Mongolia Suture Zone. [16] All of these rocks are ferroan, which like most of their trace element abundances, suggests a genesis associated with farfield intraplate extensional tectonism and decompression-related magmatism. [17] Trace element abundances for a significant number of samples record elevated concentrations relative to modern (“in-vivo”) enamel, including Pb and U; however, the abundances for both elements do not correlate significantly with the contents of the remaining trace elements (Ba, Fe, Mg, Mn, Nd, Sr) investigated here. [18] This suggests that the modal contents of key mineral phases in the partially molten melanges control the trace element abundances of the andesitic magmas. [19] Trace element abundances in wehrlite clinopyroxene are lower than in pyroxenite clinopyroxene, whereas all have positive Sr but pronounced negative Zr anomalies. [20] Trace element abundances indicate a garnet-bearing enriched mantle peridotite, resembling EM-1 with a modal assemblage of garnet, rutile, titanite and phlogopite, as the common mantle source rock. [21] Trace element abundances and ratios (e. [22] Systematic variations in trace element ratios and increasing trace element abundances in younger samples through the 40–30 Ma time window are decoupled from Hf-Nd isotope ratios, which are measurably more depleted (eHf = 16. [23] 3 ppm, respectively), As, Ni, Cu, and Pb, while pyI-2 contain much lower trace element abundances relative to pyI-1 and arsenopyrite. [24] From alkaline to tholeiitic basalts, δ26Mg gradually increases from -0·42‰ to -0·28‰ and δ66Zn decreases from 0·46‰ to 0·28‰ with decreasing alkalinity and incompatible trace element abundances (e. [25] The results of stable isotopic data and trace element abundances suggest a semi-closed saline lacustrine environment, with intermittent terrigenous sediment and freshwater inputs during humid climatic periods. [26] We present a data set of major and trace element abundances and Cd isotope compositions of dome-shaped and conophyton-type stromatolites of the Late Mesoproterozoic Paranoa Group (Brazil), showing distinct values with unprecedented resolution at the lamina scale. [27] The HSE and trace element abundances in Juan Fernandez main shield lavas can be explained by up to 30% olivine removal, together with spinel crystallization at 1–5 kbar, whereas Robinson Crusoe rejuvenated lavas can be reproduced by higher-pressure fractional crystallization (up to 10 kbar). [28] , ≤10%) partial melts of lower crust amphibolite that had low trace element abundances, both with and without garnet (to influence the REE pattern slopes). [29] This is supported by the positive correlation between highly incompatible trace element abundances in cumulus minerals and whole-rock Zr contents. [30] biomarkers, stable isotopes, and trace element abundances), are widely used to determine the origin and source of solid bitumen (Curiale, 1986; Parnell, 1992). [31] Because Zn is known to be highly regulated by an individual’s homeostatic processes, we compare trace element abundances to Zn concentrations to determine which elements are modified by homeostatic processes. [32] Their relatively low Mg/(Mg + Fe), Cr, and Sc contents, similar trace element abundances and high Al(vi):Al(iv) to Hawaiian cumulates indicates that they too are cumulates. [33] The Spey detrital apatites yield U[sbnd]Pb ages that are indistinguishable at the 2σ-level, but their trace element abundances allow three bedrock types to be distinguished: I-type granitoids, S-type granitoids and medium- to high-grade metamorphic rocks. [34] We report trace element abundances in mineral ( plagioclase, pyroxene and olivine) and a whole rock powder of NWA 8486. [35] Accurately dating the different events recorded by these materials is very challenging, however, due to low trace element abundances (e. [36] Palaeozoic–Proterozoic zircons create a heterogeneous population with variable trace element abundances and εHf(t) values. [37] The variation of the trace element abundances of diogenites can be explained by the variation of the degree of the partial melting. [38] Both mafic rocks are subalkalic, with calc-alkalic and tholeiitic tendencies, and show trace element abundances indicating that the mantle source was contaminated by subduction zone fluids. [39] This possibility, however, is complicated by overlapping trace element abundances for many deposit types. [40] % SiO2, with medium to low-K2O calc-alkaline composition and trace element abundances similar to both lavas and other tephras derived from Mentolat. [41] We have used the combination of olivine O isotopes determined in situ using SIMS and trace element abundances measured in situ using LA-ICP-MS to address this fundamental problem. [42] Golcuk monzosyenites and shoshonitic-ultrapotassic rocks overlap with mantle-derived A1-type alkali syenites in trace element abundances. [43] 8 – 39) and show considerable variation in their major and trace element abundances with An contents ranging from An59 An64. [44] In this study, we investigate the total organic carbon (TOC) content and the major and trace element abundances of a newly recovered core from the Yangtze Platform to reconstruct the paleo-environment and to elucidate the factors that control organic matter accumulation. [45] Combined with other trace element abundances (e. [46] (2016), as the Cl isotopic composition of apatites are positively correlated with bulk-rock incompatible trace element abundances in the low-Ti basalts, inclusive of low-Ti and KREEP basalts. [47]clinopyroxene과 각섬석에서 양립할 수 없는 미량 원소를 사용하는 Rayleigh 결정 분별 모델링은 과용매와 횡용매 화강암이 각각 50-85% 및 98% 용융 결정화 후에 형성됨을 나타냅니다. [1] 8) 및 임계 미량 원소 풍부도(Zr: 57. [2] 이것은 높은 공간 분해능 U-Pb 지리연대, O-Hf 동위원소 조성 및 미량 원소 풍부로 보완되어 이러한 지르콘 거대결정의 장기간 분화 전 역사를 개선합니다. [3] 각섬석, 인회석, 알라나이트, 티타나이트 및 지르콘의 분획화 및/또는 비말동반은 류코솜의 REE 및 기타 미량 원소 풍부를 제어했습니다. [4] Hollinger 및 McIntyre 광상은 Ag, Pb, Bi, Sb 및 Pd가 더 높고 일반적으로 Cu가 낮은 유사한 미량 원소 풍부함을 가지고 있습니다. 그러나 McIntyre의 Cu 농도는 Hollinger보다 높습니다. [5] 정확한 희토류 원소(REE)와 양립할 수 없는 미량 원소 풍부도는 전 세계 에메랄드 제품군에 대해 보고되어 이들이 형성된 환경을 식별할 수 있습니다. [6] 남부 Meiganga 금 함유 플레이서에서 나온 디트리탈 지르콘의 코어는 미량 원소의 풍부함과 U-Pb 연대를 결정하기 위해 Laser Ablation Split Stream 분석 기술로 분석되었습니다. [7] 우리는 여기에서 휘석, 사장석, 감람석/키르쉬스타이트, 인산염의 개별 광물 입자와 전체 암석 샘플의 미량 원소 풍부함을 보고합니다. [8] 전자 탐침 미세 분석(EPMA), 레이저 절제 유도 결합 플라즈마 질량 분석법(LA-ICP-MS), 마이크로 XRF 및 음극 발광(CL)을 사용하여 주요, 부 및 미량 원소 풍부가 정량화되고 매핑되었습니다. [9] 지르콘 미량 원소의 풍부함과 이들 암석의 공개된 Sr-Nd-Hf 동위원소 데이터는 이러한 광석을 함유한 관입에 대한 모성 마그마가 H2O가 풍부하고 유년기 하부 지각/암권 맨틀 또는 메타체화된 맨틀 쐐기가 석탄기 초기에 Songnen 블록과 Erguna-Xing'an 융합 블록이 충돌하기 전의 고생대 북서쪽 섭입. [10] 우리는 레이저 삭마 유도 결합 플라즈마 질량 분석기(LA-ICP-MS)를 사용하여 수행한 U-Pb 지르콘 연대 측정 결과, 전체 암석 및 전체 암석 주요 산화물에서 지르콘의 Hf 및 Sr-Nd의 동위원소 추적 분석, 남극 반도에 존재하는 12개의 심성암 및 화산암의 미량 원소 풍부. [11] 충돌의 표적 암석을 구성했을 가능성이 있는 복합물의 준퇴적암으로부터의 주요 및 미량 원소 풍부와 지르콘 U-Pb 연대는 퇴적물의 출처와 퇴적의 구조적 환경을 제한하는 데 사용됩니다. [12] 그러나 미량 원소의 풍부함과 비율은 상당히 고갈된 일반형 중앙해령 현무암 맨틀 공급원을 필요로 합니다. [13] 미량 원소 농도는 낮고 지표수는 지하수에 비해 미량 원소 풍부도가 낮습니다. [14] clinopyroxene Cr2O3 0·1–1·2 wt%, Ni 151–330 μg g–1 및 감람석 Ni 1055–1559 μg g–1) 양립할 수 없는 미량 원소 풍부도 증가(i. [15] 이 논문은 내몽골 봉합 지대의 Jining 카운티, 신생대 Sanyitang 알칼리 현무암에 동반된 맨틀 제놀리스 세트의 암석학, 대량 암석 및 광물의 주요 및 미량 원소 풍부, 및 clinopyroxene Sr-Nd-Hf 조성을 보고합니다. [16] 이 암석들은 모두 철광석(ferroan)이며, 대부분의 미량 원소와 마찬가지로 원거리 판 내 확장 구조 및 감압 관련 마그마틱과 관련된 기원을 암시합니다. [17] 상당한 수의 샘플에 대한 미량 원소 풍부는 Pb 및 U를 포함하여 현대("생체내") 에나멜에 비해 높은 농도를 기록합니다. 그러나 두 원소의 존재비는 여기에서 조사된 나머지 미량 원소(Ba, Fe, Mg, Mn, Nd, Sr)의 함량과 크게 상관관계가 없습니다. [18] nan [19] nan [20] nan [21] nan [22] nan [23] nan [24] nan [25] nan [26] 우리는 후기 중원생대 편집증 그룹(브라질)의 돔형 및 코노피톤형 스트로마톨라이트의 주요 및 미량 원소 풍부도 및 Cd 동위원소 조성에 대한 데이터 세트를 제시하며, 층 규모에서 전례 없는 분해능으로 뚜렷한 값을 보여줍니다. [27] Juan Fernandez 주 방패 용암의 HSE 및 미량 원소 풍부함은 1–5 kbar에서 스피넬 결정화와 함께 최대 30% 감람석 제거로 설명될 수 있는 반면 Robinson Crusoe 재생 용암은 고압 분별 결정화(최대 10kbar). [28] , ≤10%) 석류석이 있거나 없는(REE 패턴 기울기에 영향을 미치기 위해) 미량 원소 풍부도가 낮은 하부 지각 각섬석의 부분 용융. [29] 이것은 적운 광물의 매우 양립 불가능한 미량 원소 풍부와 전체 암석 Zr 함량 사이의 양의 상관 관계에 의해 뒷받침됩니다. [30] 바이오마커, 안정 동위원소 및 미량 원소 풍부)는 고체 역청의 기원과 출처를 결정하는 데 널리 사용됩니다(Curiale, 1986; Parnell, 1992). [31] Zn은 개인의 항상성 과정에 의해 크게 조절되는 것으로 알려져 있기 때문에 우리는 미량 원소의 풍부함을 Zn 농도와 비교하여 항상성 과정에 의해 수정되는 요소를 결정합니다. [32] 상대적으로 낮은 Mg/(Mg + Fe), Cr, Sc 함량, 유사한 미량 원소 풍부도 및 높은 Al(vi):Al(iv)는 하와이 누적 누적물임을 나타냅니다. [33] Spey 퇴적암 인회석은 2σ 수준에서 구별할 수 없는 U[sbnd]Pb 연대를 산출하지만 미량 원소가 풍부하여 세 가지 기반암 유형을 구별할 수 있습니다. I형 화강암, S형 화강암 및 중급에서 고급 변성암 바위. [34] 우리는 광물(사장석, 휘석 및 감람석)과 NWA 8486의 전체 암석 분말에 미량 원소가 풍부하다고 보고합니다. [35] 그러나 이러한 물질에 의해 기록된 다양한 사건의 정확한 연대를 측정하는 것은 매우 어려운 일입니다. 낮은 미량 원소(예: [36] 고생대-원생대 지르콘은 다양한 미량 원소와 εHf(t) 값을 가진 이질적인 개체군을 생성합니다. [37] nan [38] nan [39] nan [40] nan [41] nan [42] nan [43] nan [44] nan [45] nan [46] nan [47]
Light Element Abundances 가벼운 요소 풍부
Since the VPC cosmology reduces to the same form as the ΛCDM cosmology at very small scale factors, we could use an existing Big-Bang nucleosynthesis (BBN) code AlterBBN with the above changes to calculate the light element abundances under the VPC cosmology. [1] We further combine the PandaX-II constraints and those from observations of the light element abundances in the early universe, and show that direct detection and cosmological probes can provide complementary constraints on dark matter models with a light mediator. [2] We implemented our new rate in BBN calculations, and we show that the new rates have a very limited impact on the final light element abundances in uniform density models. [3] We investigate effects of a quark mass variation delta m_q on the cross sections of the 7Be(n, p)7Li reaction and primordial light element abundances taking into account roles of 8Be resonances in the reaction during BBN. [4] The use of photometric temperatures confirms the previous detection of second-population AGB stars in this cluster, with the presence of clear correlations/anticorrelations among the light element abundances. [5] By requiring consistency between theoretical and observational values of light element abundances, we find that the reheating temperature should conservatively be $T_{\rm RH} \gtrsim 1. [6] Globular clusters (GCs) display anomalous light element abundances (HeCNONaMgAl), resembling the yields of hot-hydrogen burning, but there is no consensus yet on the origin of these ubiquitous multiple populations. [7] We calculate the observational uncertainty on primordial light element abundances and associated quantities that would be required in order for these measurements to achieve sensitivity to the light relic density comparable to that anticipated from upcoming cosmic microwave background surveys. [8] In this section, we focus on arbitrary light particle (< 100 MeV) decays, and identify how direct and indirect alteration of the light element abundances can be constrained using the measured values today. [9] We investigate the impact of such variations on the light element abundances with model-independent templates for the time dependence of ${N}_{\mathrm{eff}}$ as well as in specific models where a dark sector equilibrates with neutrinos or photons. [10] It is then shown that the scalaron naturally develops a small enough fluctuation in the BBN epoch, hence can avoid the current BBN constraint placed by the latest Planck 2018 data, and can also have a large enough sensitivity to be hunted by the BBN, with more accurate measurements for light element abundances as well as the baryon number density fraction. [11] Large spectroscopic surveys of the Milky Way have revealed that a small population of stars in the halo have light element abundances comparable to those found in globular clusters. [12] A precise value of the neutron lifetime is important in several areas of physics, including determinations of the quark-mixing matrix element |V ud |, related tests of the Standard Model, and predictions of light element abundances in Big Bang Nucleosynthesis models. [13]VPC 우주론은 매우 작은 규모의 요소에서 ΛCDM 우주론과 동일한 형태로 축소되므로 위의 변경 사항과 함께 기존의 Big-Bang 핵합성(BBN) 코드 AlterBBN을 사용하여 VPC 우주론에서 가벼운 원소 존재비를 계산할 수 있습니다. [1]