Time dependence of the proton-to-electron mass ratio

Patrick Petitjean; A. Ivanchik; Raghunathan Srianand; B. Aracil; D. Varshalovich; H. Chand; Esther Rodriguez; C. Ledoux; Patrick Boissé

doi:10.1016/j.crhy.2004.04.007

Astrophysics/Physical processes in astromomy

Time dependence of the proton-to-electron mass ratio
[Variation avec le temps cosmique du rapport de la masse du proton à celle de l'électron]

Présenté par : Pierre Encrenaz

Patrick Petitjean ^1,² ; A. Ivanchik ³ ; Raghunathan Srianand ⁴ ; B. Aracil ^1,⁵ ; D. Varshalovich ³ ; H. Chand ⁴ ; Esther Rodriguez ¹ ; C. Ledoux ⁶ ; Patrick Boissé ^1,²

¹ Institut d'astrophysique de Paris, CNRS, 98bis, boulevard Arago, 75014 Paris, France
² LERMA, Observatoire de Paris, 61, avenue de l'Observatoire, 75014 Paris, France
³ Ioffe Physical Technical Institute, Polytekhnicheskaya 26, 194021 Saint-Petersburg, Russia
⁴ IUCAA, Post Bag 4, Ganeshkhind, Pune 411 007, India
⁵ Department of Astronomy, University of Massachusetts, 710 North Pleasant Street, Amherst, MA 01003-9305, USA
⁶ European Southern Observatory, Alonso de Córdova 3107, Casilla 19001, Vitacura, Santiago, Chile

Comptes Rendus. Physique, Highly polarized nuclear spin systems and dipolar interactions in NMR, Volume 5 (2004) no. 3, pp. 411-415.

Résumé
Abstract

Nous avons mesuré avec une très grande précision la position de 79 raies des séries Lyman et Werner de la molécule d'hydrogène, associées à deux systèmes d'absorption à décalage spectral z_abs=2,594733 et 3,024899, observés dans le spectre des quasars Q 0405–443 and Q 0347–383, respectivement, dans le but de contraindre la variation avec le temps cosmique du rapport de la masse du proton à celle de l'électron, μ=m_p/m_e. Les données sont de qualité exceptionnelle pour des quasars ; la résolution spectrale est de R=53 000 et le rapport signal à bruit S/B=30–70. Les raies d'absorption ne sont pas saturées et leur profil peut être modélisé par une simple gaussienne. Nous trouvons qu'une corrélation existe entre le décalage spectral des raies et le coefficient de sensibilité des longueurs d'onde à une variation de μ. Cette corrélation peut être interprétée comme une variation de μ, Δμ/μ=(2,97±0,74)×10⁻⁵, au cours des $\sim 12$ derniers milliards d'années écoulés. Il est important d'obtenir des données indépendantes. En effet, l'existence d'une anticorrélation entre λ et K rend difficile la mise en évidence des erreurs systématiques qui pourraient dominer le résultat. En outre, les erreurs sur les longueurs d'onde mesurées au laboratoire sont difficiles à estimer.

We have measured with high precision the position of 79 molecular hydrogen absorption lines of Lyman and Werner bands from two absorption systems at z_abs=2.594733 and 3.024899, in the spectra of quasars Q 0405–443 and Q 0347–383, respectively, in order to constrain the cosmological variation of the proton-to-electron mass ratio, μ=m_p/m_e. Data are of the highest spectral resolution ( $R = 53 000$ ) and signal to noise ratio (S/N=30–70) for such quasars. The absorption lines are not saturated and their profiles can be modelled as simple Gaussian functions. We find a correlation between the observed redshift of the lines and the sensitivity of the line positions to a change in μ. This can be interpreted as a variation of μ with Δμ/μ=(2.97±0.74)×10⁻⁵ over the past $\sim 12$ Gyrs. As this result is based on two systems one cannot rule out that unknown systematics could cause a false-alarm detection. Thus the result needs to be confirmed with additional data. It is also very important to improve the accuracy of the laboratory wavelengths as the significance of our result depends on the accuracy to which they are known.

Reçu le : 2004-04-08
Accepté le : 2004-04-13
Publié le : 2004-04-01

DOI : 10.1016/j.crhy.2004.04.007

Keywords: Cosmology: observations, Quasars: absorption lines, Individual: Q 0405–443, Q 0347–383
Mots-clés : Cosmologie : observations, Galaxies : halos, Quasar : raies d'absorption, Objets : Q 0405–443, Q 0347–383

Affiliations des auteurs :

Patrick Petitjean ^{1, 2} ; A. Ivanchik ³ ; Raghunathan Srianand ⁴ ; B. Aracil ^{1, 5} ; D. Varshalovich ³ ; H. Chand ⁴ ; Esther Rodriguez ¹ ; C. Ledoux ⁶ ; Patrick Boissé ^{1, 2}

¹ Institut d'astrophysique de Paris, CNRS, 98bis, boulevard Arago, 75014 Paris, France
² LERMA, Observatoire de Paris, 61, avenue de l'Observatoire, 75014 Paris, France
³ Ioffe Physical Technical Institute, Polytekhnicheskaya 26, 194021 Saint-Petersburg, Russia
⁴ IUCAA, Post Bag 4, Ganeshkhind, Pune 411 007, India
⁵ Department of Astronomy, University of Massachusetts, 710 North Pleasant Street, Amherst, MA 01003-9305, USA
⁶ European Southern Observatory, Alonso de Córdova 3107, Casilla 19001, Vitacura, Santiago, Chile

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Cité par

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Cité par Sources :

^☆ Based on observations carried out at the European Southern Observatory (ESO), under prog. ID No. 68.A-0106 and 70.A-0017 with the UVES spectrograph at the ESO Very Large Telescope, Paranal, Chile.

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