Современный наблюдательный статус проблемы возможного космологического изменения фундаментальных физических констант А. Иванчик 1, Д. Варшалович 1, П. Петижан 2 1 ФТИ им. А.Ф. Иоффе РАН, С.-Петербург, Россия 2 Институт астрофизики Парижа, Франция Москва, HEA-2007

n Dirac, Nature 1937 G ~ t -1 G ~ t -1 n Teller, Phys. Rev 1948 ~ t ~ t n … n Суперструны/M-теория g s = e,, … n Многомерные теории,, … ~ V D n Теории Великого Объединения / = R / Мотивация Феноменологическая Теоретическая Темная ЭнергияТемная Энергия Скалярные поля (и их эволюция) могут быть связаны с фундаментальными константами (и их вариациями)

Экспериментальное детектирование (или определение жесткого верхнего предела) космологического изменения, космологического изменения, является важным инструментом селекции теоретических моделей теорий фундаментальных взаимодействий

Современные наблюдательные результаты

В чем преимущество астрофизических методов по сравнению с прецизионными лабораторными наблюдениями ? Используя спектры квазаров, астрофизики могут изучать «физику», существовавшую млрд. лет назад. Лабораторные измерения / измеряется с прецизионной точностью ~ (!) несколько дней месяцев лет т.е. t ~ 10 лет Астрономические измерения точность измерения / ~ но космологические времена t = 10 – 14 млрд. лет

/ =f(t)= a 0 (=0) + a 1 t + a 2 t 2 +… / =f(t)= a 0 (=0) + a 1 t + a 2 t 2 +…

Почему именно спектры квазаров ? Квазары наиболее яркие из удаленных источников излучения во Вселенной. Следовательно, свет, распространяясь от квазара к наблюдателю, несет нам информацию о ранних эпохах эволюции Вселенной (10-14 млрд. лет назад). Т.е. спектр квазара, по сути, является пространственно временной фотографией Вселенной.

Возможность экспериментальной проверки космологической вариации впервые появилась только после открытия облаков молекулярного водорода H 2 при больших красных смещениях (1985). Сегодня идентифицировано более квазаров и только в 12 из них обнаружены абсорбционные системы H 2. Для детектирования таких систем необходимы спектрографы высокого разрешения на больших телескопах (таких как 10m Keck или 8m VLT) И только 2 из 12 имеют H 2 абсорбционные системы, пригодные для исследования проблемы переменности отношения масс протона и электрона (более 40 линий в каждой из систем, при этом профили линий имеют простую для анализа гауссову форму, …)

Здесь и Сейчас Там и 12 Gyr ago Астрофизические методы определения вариаций фундаментальных физических констант основаны на сравнении длин волн, измеренных в спектре квазара, с длинами волн, измеренных в лаборатории.

Т.о., для решения проблемы возможной космологической вариации = m p /m e нам необходимы: 1. Измеренные длины волн H 2, сформированные в ранние эпохи эволюции Вселенной; 2. Лабораторные длины волн этих линий; 3. Функция, определяющая зависимость изменения длин волн (,, …) от фундаментальных констант.

1. New astronomical observations of H 2 lines / A. Ivanchik, P. Petitjean, D. Varshalovich, B. Aracil, R. Srianand, H. Chand, C. Ledoux, and P. Boissé Astronomy & Astrophysics 404, 2005 / 2. New laboratory measurements of H 2 lines / E. Reinhold, R. Buning, U. Hollenstein, A. Ivanchik, P. Petitjean, and W. Ubachs PRL 96, 2006 / 3. New calculations of Sensitivity Coefficients / V. Meshkov, A. Stolyarov, A. Ivanchik, and D. Varshalovich JETP Letters 83, 2006 /

1. 1. Получены уникальные спектры высокого разрешения (S/N ~ 40, R ~ ) для двух квазаров (Q z em =3.22 и Q z em =3.02) (8m-VLT/UVES, ESO) В каждом из спектров имеется H 2 абсорбционная система H 2 абсорбционная система z abs = и z abs = и

Q Q

2. 2. Специально для линий H 2, наблюдаемых в двух указанных спектрах квазаров, были выполнены прецизионные измерения длин волн методом ультрафиолетовой лазерной спектроскопии. (performed in Amsterdam) J. Philip et al., Can. J. Chem., 82, 713, 2004 E. Reinhold et al., PRL, 96, , 2006 Погрешность измерения длин волн ~ 0.07 mÅ в 20 раз меньше предыдущих измерений

3. Как меняются длины волн, если меняется ?

3. 3. Ab initio из первых принципов выполнены расчеты (с учетом неадиабатических поправок) длин волн i индивидуальных линий Лаймановской и Вернеровской серий H 2 и соответствующих им коэффициентов чувствительности K i (с точностью лучше 1%). V. Meshkov, A. Stolyarov, A. Ivanchik, and D. Varshalovich JETP Letters 83, 2006

Т.о., выполнены все три условия:

Результаты регрессионного анализа

Основной вопрос: действительно ли это вариация или неизвестный систематический эффект ?

Возможные систематические эффекты Любые эффекты, способные сдвинуть центр линии монотонно с длиной волны (air-vacuum wavelength conversion, Th-Ar calibration, atmospheric dispersion effect etc.)

Заключение n Нами обнаружена корреляция между z i и K i, которая могла бы быть интерпретирована как вариация за 12 млрд. лет. z i и K i, которая могла бы быть интерпретирована как вариация за 12 млрд. лет. ! Однако на данный момент мы не можем однозначно определить, является ли полученный эффект вариацией или речь идет об неизвестном систематическом эффекте. ! Однако на данный момент мы не можем однозначно определить, является ли полученный эффект вариацией или речь идет об неизвестном систематическом эффекте. n Т.о., полученная величина может рассматриваться как наиболее жесткий предел возможного космологического изменения n Т.о., полученная величина может рассматриваться как наиболее жесткий предел возможного космологического изменения (at z=3, t=12 Gyr) (at z=3, t=12 Gyr)

Перспективы … Уменьшение дисперсии по меньшей мере в два раза позволит отличить возможный систематический эффект от реальной вариации отношения масс протона и электрона. В настоящее время имеются два новых квазара с абсорбционными системами Н 2, удовлетворяющими необходимым требованиям, а также развитие спектрометров высокого разрешения и создание телескопов следующего поколения позволит существенно продвинуться в исследованиях данной проблемы …

Thanks a lot for your attention

Limit on -variation from 21-cm and ultraviolet quasar absorptions lines ( Mg I, Fe II, Zn II, etc. ) P. Tzanavaris et al., PRL 95, 2005

Dirac Nature, 1937 Large Number Hypothesis G ~ t - 1

3. 3. In previous work we used standard adiabatic approximation with energy level represented by Dunham formula:

Transition i (H 2 ) i (H 2 ) i (D 2 ) i (D 2 ) i (T 2 ) i (T 2 ) KiKiKiKi L0-0 R(1) L1-0 R(0) L2-0 R(0) L3-0 P(1)

2. 2. Previously we used Abgralls atlas (1993) of H 2 laboratory wavelengths which gives errors ~1.5 mÅ but now observational accuracy becomes comparable with laboratory one and we need to have more precise H 2 laboratory wavelengths.

Q HST Q HST Q VLT Q MMT, VLT Q VLT Q VLT Q VLT Q VLT Q VLT Q AAT, Keck, VLT Q VLT Q VLT