Constraint on a varying proton-to-electron mass ratio from molecular hydrogen absorption toward quasar SDSS J123714.60+064759.5
为了寻找质子-电子质量比μ在宇宙学时间尺度上的可能变化，分析了亚阻尼莱曼α吸收体中红移z = 2.69的氢分子向背景类星体SDSS J123714.60+064759.5的跃迁.该系统由三个吸收云组成，其中检测到137个H2和HD吸收特征。观测是用甚大望远镜/紫外和目视中阶梯摄谱仪进行的，其信噪比为每2.5公里/秒像素32，覆盖波长从356.6至409.5纳米。采用一种综合拟合的方法，一次拟合所有的吸收特征。通过对小行星和“太阳孪生”光谱的测量，详细分析了波长校准失真的系统影响，并进行了校正。吸收器和当前实验室值之间的mu相对变化的最终约束为dmu/mu =（-5.4 \pm 6.3 stat \pm 4.0 syst）x 10^（-6），与11.4 Gyrs的回顾时间内无变化一致。
2015-08-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining fundamental constants of physics with quasar absorption line systems
我们总结了我们的小组和其他人的尝试，推导出约束的基本常数的变化在宇宙时间使用类星体吸收线。对于精细结构常数α、质子-电子质量比μ以及质子旋磁因子和前两个常数gp（α ^2/μ）^nu的组合，在红移约为0.5-2.5的范围内，在3 σ水平上，大多数上限位于0.5-1.5x10-5的范围内，其中α只有一种变化。因此，进行新的测量非常重要，以将多种方法的灵敏度提高到至少<0.1x10-5，这应该在未来几年内成为可能。未来在光学ELT和/或射电ALMA、EVLA和SKA寻路器上的仪器无疑将推动这一领域的发展，使其在更高的光谱分辨率下达到更好的信噪比，并对高红移星系ISM中的分子进行测量。
2009-05-11 astro-ph.CO
A constraint on a varying proton--electron mass ratio 1.5 billion years after the Big Bang
一个分子氢吸收剂在回望时间为124亿年，对应于10 $\%$的宇宙年龄的今天，进行了分析，把一个不同的质子-电子质量比，$μ$的约束。利用甚大望远镜观测到的J1443 $+$ 2724类星体的高分辨率光谱，建立了89个莱曼和沃纳带跃迁的精确模型，这些跃迁的相对频率对$μ$敏感，从而限制了与当前实验室值$Δμ/μ=(-9.5\pm5.4_{\textrm{stat}} \pm 5.3_{\textrm{sys}})\times 10^{-6}$的相对偏差。
2015-01-22 astro-ph.CO
Spectroscopic characterization of a remarkable temporally varying, triple-lensed quasar at z=2.67
Cosmic Dawn Center (DAWN)（黎明中心）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）；GRANTECAN（格兰特坎天文台）；Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Institut für Physik und Astronomie, Universität Potsdam（波茨坦大学物理与天文学研究所）；Centre de Recherche Astrophysique de Lyon, Université de Lyon 1（里昂大学第一分校天体物理研究中心）；French-Chilean Laboratory for Astronomy, IRL 3386, CNRS and U. de Chile（法国-智利天文学联合实验室）
通过 Gaia 任务的天文学测量，首次独立光谱学识别了一个红移 z=2.67 的三重透镜类星体，并利用透镜模型确定其暗物质质量及时间序列变化。
2026-01-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
Searching for variations in the fine-structure constant and the proton-to-electron mass ratio using quasar absorption lines
类星体的吸收线提供了一个精确的测试，以验证物理学基本常数的恒定性。我们已经研究了精细结构常数α和质子与电子质量比μ的潜在变化。多多重态方法允许人们使用光学精细结构跃迁将（Δ α）/α约束在优于10^（-5）的水平。本文对154个0.2 < z <3.7的类星体吸收体的VLT/UVES光谱进行了新的分析。从这些吸收器，我们发现2.2西格玛的证据，在α角的变化下的偶极+ α模型。结合之前的Keck/HIRES观测，我们发现了α角（因此也是空间）变化的4.1 σ证据，α的最大增加发生在RA=（17.3 +/- 1.0）hr，dec=（-61 +/- 10）deg的方向。在观察到的效应与回顾时间距离成比例的模型下，显著性增加到4.2 sigma。偶极子模型拟合的VLT和凯克样本和模型拟合z <1.6 and z>1.6子样本独立产生一致的估计偶极子方向，这表明该效果是不是由望远镜系统学。我们考虑了一些系统的影响，并表明他们无法解释所观察到的偶极子效应。我们利用VLT/UVES观测到的类星体Q 0405 -443、Q 0347 -383和Q 0528 -250的光谱，分别研究了这些光谱中z=2.595、3.025和2.811的吸收体。我们发现在这些吸收体中（Δ mu）/mu分别=（10.1 +/- 6.6）× 10^（-6）、（8.2 +/- 7.5）× 10^（-6）和（-1.4 +/- …
2012-02-28 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Constraint on a varying proton-to-electron mass ratio from H2 and HD absorption at z = 2.34
在阻尼莱曼α系统中，在z = 2.34对类星体Q1232+082的分子氢吸收进行了分析，以获得一个约束的质子-电子质量比，μ，在宇宙学的时间尺度上可能的时间变化。一些106 H2和HD的过渡，覆盖范围3290-3726欧姆，分析了一个全面的拟合技术，允许包括重叠线与氢分子，原子氢线在莱曼α森林以及金属线。基于H2和HD跃迁的最新和准确的静止波长的吸收模型提供了dmu/mu =（19 +/- 9 +/- 5）x 10^（-6）的值。尝试校正可能的长范围波长失真的光谱和失真校正的不确定性包括在总的系统不确定性。目前的结果是一个数量级更严格的比以前的测量从这个吸收系统的分析，基于线的比较，只有12个突出的和孤立的H2吸收线。这与其他11个吸收系统的dmu/mu测量结果一致，表明在11 Gyrs的回顾时间内质子-电子质量比的零变化。
2016-11-18 astro-ph.CO
Analysis of Molecular Hydrogen Absorption toward QSO B0642-5038 for a Varying Proton-to-Electron Mass Ratio
本文研究了在红移$z_{\rm abs} \simeq 2.659$处转动电子分子氢（H $_2$）向背景类星体B 0642 $-$ 5038的跃迁，以探讨质子-电子质量比$μ$可能的宇宙学变化。我们利用档案光谱从甚大望远镜/紫外线和视觉Echelle摄谱仪与$\sim$ 35的信噪比每2.5公里$\,$ s $^{-1}$像素在观察到的H $_2$波长（335- 410 nm）。在阻尼的Lyman $α$系统中，确认了Lyman和Werner带中的一些111 H $_2$跃迁，并确定了$\sim$的动力学气体温度为84 K，分子分数为$\log f = -2.18\pm0.08$. H $_2$吸收线包括在一个全面的拟合方法，这使我们能够提取约束的质子-电子质量比，$Δμ/μ$，从所有的过渡一次的变化。我们得到了$Δμ/μ= (17.1 \pm 4.5_{\rm stat} \pm3.7_{\rm sys})\times10^{-6}$。然而，我们发现的证据表明，这种测量已被最近在UVES中确定的波长失配误差的影响。根据对具有类似太阳光谱的天体的观测结果进行的修正给出了较小的$Δμ/μ$值，并导致了较大的系统不确定性：$Δμ/μ= (12.7 \pm 4.5_{\rm stat} \pm4.2_{\rm sys})\times10^{-6}$。
2013-12-10 astro-ph.CO
H$_2$/HD molecular data for analysis of quasar spectra in search of varying constants
在类星体的视线内观测到的H、$_2$和HD分子在高红移处的吸收线是寻找质子电子质量比$μ$变化的一个试验场。为此目的，从天文观测的结果进行了比较与汇编的分子数据的最高精度，在实验室研究以及在第一原理计算中获得。目的：一个全面的线列表编制的H $_2$和HD吸收线的莱曼（$B^1Σ_u^+$ - $X^1Σ_g^+$）和维尔纳（$C^1Π_u$ - $X^1Σ_g^+$）带系统的莱曼截止在912埃。对于每条线$i$列出的分子参数是跃迁波长$λ_i$、线振荡器强度$f_i$、激发态的辐射阻尼参数$Γ_i$和对于质子-电子质量比的变化的灵敏度系数$K_i$。研究方法：H $_2$和HD分子的过渡波长$λ_i$由各种先进的高精度光谱实验确定，包括窄带真空紫外激光器、傅立叶变换光谱仪和同步辐射源。在理论量子化学计算中获得了线振子强度$f_i$、阻尼参数$Γ_i$和灵敏度系数$K_i$的结果。结果如下：一个新的分子数据列表被汇编用于未来氢吸收剂冷云的分析，特别是用于$μ$的研究-类星体数据的变化。该列表中应用的B 0642 $-$ 5038和J1237 $+$ 0647产生的质子-电子质量比$Δμ/μ$的变化与以前的分析一致的约束的类星体吸收光谱的改装。
2019-02-11 astro-ph.CO astro-ph.EP astro-ph.GA
New constraint on cosmological variation of the proton-to-electron mass ratio from Q0528-250
类星体光谱中的分子氢跃迁可以用来限制质子-电子质量比（$μ\equiv m_p/m_e$）在高红移（$z\gtrsim 2$）处的变化。本文分析了类星体Q 0528 $-$ 250的一个新光谱，该光谱是在甚大望远镜上的紫外和可见中阶梯摄谱仪（UVES）上获得的，并分析了该光谱中著名的H $_2$吸收体$z=2.811$。这是我们第一次在这个系统中检测到HD（氘代分子氢），柱密度为$\log_{10}(N/\mathrm{cm^{-2}})=13.27 \pm 0.07$ ; HD对$μ$的变化很敏感，因此我们将其包括在我们的分析中。使用76 H $_2$和7 HD跃迁，我们将$μ$与当前实验室值的变化限制为$Δμ/μ= (0.3\pm 3.2_\mathrm{stat} \pm 1.9_\mathrm{sys})\times 10^{-6}$，这与$μ$中没有宇宙学变化以及其他H $_2$ /HD吸收体的先前结果一致。系统不确定性的主要来源涉及光谱的精确波长校准和望远镜多次曝光在一个像素网格上的再分散。
2011-06-28 astro-ph.CO astro-ph.IM
Varying Alpha
我们回顾了精细结构常数变化的宇宙学理论的性质。我们强调了一些一般的特点，宇宙学模型，存在于这些理论与最近的类星体数据是一致的精细结构的时间变化“常数”，因为红移3.5。
2009-12-30 astro-ph.CO gr-qc
Exploiting the full potential of photometric quasar surveys: Optimal power spectra through blind mitigation of systematics
我们提出了最佳测量的角功率谱的XDQSOz目录的光度类星体从斯隆数字巡天。这些测量依赖于二次极大似然估计，同时测量四个红移样本的自功率谱和互功率谱，并提供最小方差，无偏估计，即使在最大的角度尺度。由于光度类星体是已知的强烈影响，如空间变化的深度和恒星污染的系统，我们引入了一个新的框架扩展模式投影鲁棒地减轻系统的功率谱测量的影响。这种技术涉及到构建潜在系统学的模板地图，将它们在天空中解相关，并投射出与数据显著相关的模式。我们的方法是能够同时处理数千个非线性相关的系统，模式投影是在一个盲目的方式进行。使用我们最终的功率谱测量，我们发现一个很好的协议与理论预测，并没有证据表明进一步污染的系统。扩展模式投影不仅消除了对积极的天空和质量削减的需要，而且还提供了对测量中系统学水平的控制，从而能够在避免确认偏差的同时搜索新物理的小信号。
2015-02-09 astro-ph.CO
Robust limit on a varying proton-to-electron mass ratio from a single H2 system
无量纲基本物理常数mu=m_p/m_e的变化可以通过观测遥远类星体光谱中分子氢的莱曼线和维尔纳线来检验。我们的目的是评估的准确性的调查有关可能的变化亩，并提供更强大的结果，类星体0347-383。我们的目标是解决目前关于mu变化的争议，并为不同的发现提供解释。我们不是通过另一个单一的结果，而是通过提供解决问题的替代方法来实现这一目标。提出了一种基于类星体0347-383独立数据集的分析方法，并对数据分析中的一些步骤提出了新的方法。我们分析了同一吸收系统的两组独立观测数据，并首次对观测到的离散光谱之间的偏移进行了修正。利用类星体0347-383中单个吸收系统的两组独立观测数据，我们的详细分析得出dmu/mu = 15 +/-（9_stat + 6_sys）x 10^{-6} at z_abs=3.025。基于整体的拟合优度，我们估计精度的限制约为300米/秒，包括约180米/秒，由于拟合的不确定性和约120米/秒分配给系统学。这项工作提出了替代方法来处理系统学，并介绍了在不久的将来可用的类星体光谱的精度分析所需的方法。
2010-09-20 astro-ph.CO
Gravitationally lensed quasars and supernovae in future wide-field optical imaging surveys
在未来十年中，有节奏的光学成像调查将能够大量检测随时间变化的星系尺度强引力透镜，将统计上明确定义的多重成像类星体样本的大小增加两个数量级，并发现第一个强透镜超新星。我们进行了详细的计算几个计划的调查可能的收益率，使用现实的分布透镜和源属性，并考虑到放大偏差和图像配置的可检测性。我们发现，即将到来的宽场天气调查应检测几千透镜类星体。特别是，LSST应该发现8000个透镜类星体，其中3000个将有很好的测量时间延迟，还有约130个透镜超新星，与JDEM预测的约15个透镜超新星相比。我们预测的四分之一是~15%的透镜类星体和~30%的透镜超新星。生成一个大约1500个观测良好的双像透镜的模拟目录，我们计算了时间延迟距离实验的哈勃常数和暗能量方程参数的可用精度（假设普朗克的先验）：预测的边缘化68%置信区间为σ（w_0）=0.15，σ（w_a）=0.41，σ（h）=0.017。虽然这是令人鼓舞的意义上说，这些不确定性是只有50%以上的空间为基础的Ia型超新星样本的预测，我们展示了如何的暗能量品质因数降低知识的透镜质量分布。（节录）
2010-03-08 astro-ph.CO
The extinction law at high redshift and its implications
我们分析了33个红移为3.9<z<6.4的类星体的光学近红外光谱，以研究这些宇宙时期尘埃消光的性质。SMC消光曲线已被证明再现了大多数类星体在z<2.2时的尘埃红化;我们研究了这条曲线是否也能很好地描述更高红移时的尘埃消光。我们拟合观测到的光谱与合成吸收类星体模板通过改变固有斜率（α），绝对消光（A3000），并通过使用网格的经验和理论消光曲线。我们发现在我们的样本中有七个类星体受到了大灭绝的影响（A3000 >0.8），并且具有非常陡峭的内禀斜率（α <-2.3）。所有单个类星体的消光曲线都需要偏离SMC的消光曲线，在λ <2000 A（在源的静止坐标系中）时趋于平坦。我们得到了一个平均消光曲线在z>4，通过执行所有类星体的同时拟合和平均消光曲线推断个别类星体。在宽吸收线类星体的情况下，平均消光曲线偏离SMC的置信水平> 95%。z>4的类星体和较低红移的类星体的消光曲线之间的差异表明，在高红移时有不同的尘埃产生机制，或者有不同的机制将尘埃处理成ISM。我们认为，同样的转变也可能适用于z>4的正常恒星形成星系。特别是，在z>4时观测到的星系平均光谱斜率的变化可能部分归因于消光曲线的变化，而不是在高红移时较低的尘埃含量。在这种情况下，在z>4处推断的灭绝曲线意味着宇宙恒星形成经过尘埃衰减校正，比过去估计的高出~2倍。
2010-11-12 astro-ph.CO
Trend Filtering -- II. Denoising Astronomical Signals with Varying Degrees of Smoothness
趋势滤波-在本系列的第一篇论文中首次引入天文学文献-是一种最先进的统计工具，用于对具有不同平滑度的一维信号进行降噪。在这项工作中，我们展示了广泛的实用性的趋势过滤观测天文学讨论它如何有助于各种光谱和时域研究。我们讨论的观测是：（1）类星体光谱的莱曼- $α$森林;（2）类星体、星系和恒星的更一般的光谱学;（3）行星凌日的恒星光变曲线;（4）食双星光变曲线;（5）超新星光变曲线。我们研究了莱曼- $α$森林的最大细节-使用趋势过滤映射星系际介质的大尺度结构沿类星体观测视线。其余的研究共享广泛的主题：（1）估计光变曲线和光谱的可观测参数;（2）构建观测光谱/光变曲线模板。我们还简要地讨论了实用的趋势过滤作为一种工具，一维数据的减少和压缩。
2020-01-10 astro-ph.CO astro-ph.EP astro-ph.IM
Near-Infrared Imaging of a z=6.42 Quasar Host Galaxy With the Hubble Space Telescope Wide Field Camera 3
我们报告了哈勃空间望远镜宽视场相机3的深近红外F125 W（J）和F160 W（H）图像，这些图像的z=6.42类星体J1148+5251试图探测来自宿主星系的静止帧近紫外辐射。这些观测包括对附近一颗具有类似近红外颜色的恒星的同期观测，以测量望远镜和仪器点扩散函数的时间变化。我们减去类星体点源使用这直接PSF和模型PSF。用直接相减法，我们测量了类星体宿主星系的上限：mJ>22.8，mH> 23.0AB等（2 σ）。在减去我们最好的模型PSF之后，我们测量了从0.3”-0.5”半径的极限表面亮度，其mu_J > 23.5，mu_H > 23.7 AB磁弧（2 σ）。我们测试的模型减法的能力，恢复主机星系流量模拟主机星系与不同的综合星等，有效半径，和Sérsic指数，并进行相同的分析。这些模型表明，表面亮度极限（μ_J > 23.5AB磁弧）对应的积分上限为μ_J > 22 - 23 AB磁弧，与直接相减法一致。结合现有的远红外观测，这给出了红外过量对数（IRX）> 1.0和相应的紫外光谱斜率β> -1.2 \pm 0.2。这些值与大多数本地亮红外星系的值相匹配，但比几乎所有本地恒星形成星系和z~6莱曼破裂星系的值要红。
2012-08-09 astro-ph.CO
Analysis of carbon monoxied absorption at z=2.5 to constrain variation of the proton-to-electron mass ratio
研究了类星体SDSS J000015.16+004833.2光谱中一氧化碳的吸收，以导出质子-电子质量比μ随时间变化的约束。使用VLT/UVES记录光谱，并使用超校准技术对长范围波长尺度失真进行部分校正。在z =2.52的阻尼Lyman-alpha系统中，检测到八个属于A-X电子吸收系统的CO单重-单重振动带和一个扰动的d3-X（5，0）单重-三重振动带.使用综合拟合技术对光谱进行建模，得到最终值Dmu/mu=（1.8 +/- 2.2 +/- 0.4）x10 e（-5），这与在11.2 Gyrs的回顾时间内没有变化一致。
2017-02-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
First constraint on cosmological variation of the proton-to-electron mass ratio from two independent telescopes
利用ESO甚大望远镜（Paranal，Chile）上的UVES光谱仪，沿明亮类星体源J2123 $-$ 005的视线，分析了一个高红移天体中包含最多氢谱线（90条H2谱线和6条HD谱线）的高信噪比光谱。这提供了对质子与电子质量比Dmu/mu =（8.5 \pm 3.6_{stat} \pm 2.2_{syst}）× 10^{-6}，红移z=2.059$，这与最近发表的在凯克望远镜上观察到的同一系统的结果吻合得很好，得出Dmu/mu =（5.6 \pm 5.5_{stat} \pm 2.9_{syst}）x 10^{-6}。两种分析均使用相同的稳健吸收线拟合程序，并详细考虑了系统误差。
2011-04-15 astro-ph.CO physics.atom-ph
Quasar Accretion Disks Are Strongly Inhomogeneous
活动星系核（AGN）在一个吸积盘中产生辐射，在一定的光波长范围内，其振幅随时间随机变化，变化幅度为10-20 rms。由于吸积盘不太可能相干地变化，局部波动可能明显大于全局均方根变化。本文研究了类星体吸积盘的玩具模型，它由若干个区域n组成，这些区域的温度以σ_T的dex振幅独立地变化。在100-1000个半径为2的独立波动带中具有大波动（σ_T=0.35-0.50）的模型可以解释由微透镜事件推断的薄吸积盘尺寸与光学光度之间的观测差异，同时与观测到的光学变率相匹配。对于相同的σ_T范围，不均匀的圆盘光谱提供了对HST类星体复合体的极好拟合，而无需调用全局康普顿散射大气来解释观测到的高水平紫外辐射。模拟微透镜光曲线的爱因斯坦十字架从我们的时变玩具模型是很好的适合使用时间稳定的幂律温度盘，并产生放大光曲线，是符合当前的微透镜观测。由于不均匀的，随时间变化的磁盘结构的偏差应发生在光变曲线的1%以上的水平，在未来的微透镜观测与毫磁灵敏度检测。
2010-12-14 astro-ph.CO astro-ph.HE
Varying alpha and cosmic acceleration in Brans-Dicke-BSBM theory: stability analysis and observational tests
本文将广义BSBM模型与Brans-Dicke宇宙学模型相结合，研究了精细结构常数变化与当前宇宙加速的理论框架。我们首先发展了一种数学形式来分析模型的稳定性。利用观测数据约束模型参数，对模型进行相空间分析，检测模型的吸引子解。然后，我们检查模型对观测数据，如观测哈勃参数数据集和类星体吸收光谱。结果证实了当前的宇宙加速，也预测了精细结构常数的变化。此外，高红移最佳拟合模型（$z> 15$）的外推表明，宇宙早期精细结构常数的变化明显较大。
2012-10-09 astro-ph.CO gr-qc
Impact of instrumental systematic errors on fine-structure constant measurements with quasar spectra
我们提出了一种新的“超校准”技术测量高分辨率光谱仪的波长尺度的系统失真。通过将“太阳双星”或小行星的光谱与参考实验室太阳光谱进行比较，可以在整个光学波长范围内，在两个中阶梯光栅级（$\sim$ 50- 100埃）和整个摄谱仪臂（$\sim$ 1000- 3000埃）的尺度上，以$\sim$ 10 m s $^{-1}$的精度跟踪标准钍-氩校准中的失真。使用档案光谱从过去的20年中，我们探讨了超校准的历史VLT-UVES和凯克-HIRES摄谱仪。我们发现，系统误差在他们的波长尺度是无处不在的和大量的，与通常的$\pm$ 200 m s $^{-1}$每1000 μ m之间变化的远程失真。我们应用一个简单的模型，这些扭曲模拟光谱的特点大UVES和HIRES类星体样品，以前表明可能的证据，宇宙学的变化，精细结构常数，$α$。在$α$的虚假偏差产生的模型密切匹配的重要方面的VLT-UVES类星体的结果在所有的红移和部分解释HIRES的结果，虽然不是自洽在所有的红移。也就是说，扭曲的明显普遍性、大小和一般特征能够显著削弱类星体吸收线中$α$变化的证据。
2014-11-18 astro-ph.CO astro-ph.IM gr-qc
Spectral Evolution in High Redshift Quasars from the Final BOSS Sample
本文报道了重子振荡光谱巡天中类星体光谱的多样性。在过滤光谱以减轻选择效应和与几乎通量有限的样品相关的Malmquist偏差之后，我们从58，656个类星体（2.1 \le z \le 3.5）中创建了高信噪比的复合光谱，并通过亮度，光谱指数和红移进行了分组。利用这些复合光谱，我们证实了传统的鲍德温效应（BE，即，C IV等效宽度（EW）和光度的关系），遵循关系W_λ \propto L^{β_w}，斜率β_w分别为-0.35 \pm 0.004、-0.35 \pm 0.005和-0.41 \pm 0.005（z = 2.25、2.46和2.84）。除了在BE斜率上的红移演化外，我们还发现了在固定光度下类星体平均光谱特征的红移演化。红移演化的光谱特征与光度变化的特征有98%的相关性，表明它们来自相同的物理机制。在固定的光度下，平均CIV半高宽随红移的增加而减小，并与CIV EW反相关。与C IV FWHM相关的光谱特征表明，光度和红移的趋势可能是由与黑洞质量和爱丁顿比相关的效应叠加引起的。当类星体在给定的黑洞质量下向具有较低典型吸积率的种群演化时，红移的演化是这两个量之间平衡变化的结果。
2016-11-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Constraining the Variation of the Fine Structure Constant with Observations of Narrow Quasar Absorption Lines
试图测量精细结构常数α随宇宙学时间的变化，使用高红移类星体的光谱产生了相互矛盾的结果。我们使用许多多重（MM）的方法与Mg II和Fe II线非常高的信噪比，高分辨率（R = 72,000）凯克HIRES光谱的8个窄类星体吸收系统，并考虑系统的不确定性，在光谱仪波长校准和速度偏移也引入内部速度结构。在红移z = 0.7 - 1.5的范围内，我们发现α没有显著变化，Δ（α）/α =（0.43 +/- 0.34）x 10^（-5）（统计和系统）。即使对于明显简单和窄的吸收系统，吸收线结构引起的Delta（alpha）/alpha测量中的散射也可以显著大于指定的统计误差。我们发现Delta（alpha）/alpha =的结果为空（-0.59 +/-0.55）x10 ^（-5）在z = 1.7382的系统中使用Cr II、Zn II和Mn II，而在z = 1.6614的系统中使用Cr II和Zn II，我们发现系统速度趋势，其被解释为α的偏移，意味着Delta（alpha）/alpha =（1.88 +/- 0.47）x 10^（-5）（统计加系统）。后一种结果几乎肯定是由线的子成分中不同的离子丰度引起的。我们的结论是，光谱测量类星体吸收线还没有能够明确地检测变化的α使用MM方法。
2014-08-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Varying Constants: Constraints from Seasonal Variations
我们分析了从新的原子钟数据的精细结构“常数”和电子质子质量比的可能的时间变化的约束，并显示它们是如何加强时，太阳的引力场在地球表面的季节性变化被考虑在内。
2010-02-24 astro-ph.CO physics.atom-ph
IceCube Sensitivity for Neutrino Flux from Fermi Blazars in Quiescent States
我们调查冰立方探测潜力的非常高的能量的中微子耀变体，不同类别的“强子”模型，考虑到最近的费米望远镜观测的中微子通量的限制。假设观测到的伽马射线发射是由质子-质子相互作用产生的中性π介子衰变产生的，那么在GeV能带中对耀变体的时间平均光谱特性的测量就对时间平均中微子通量施加了上限。比较这些上限的5西格玛发现阈值的冰立方不同的中微子光谱和不同的来源在天空中的位置，我们发现，几个BL Lacs的硬谱在GeV波段的冰立方的检测潜力。如果伽马射线的辐射主要是中性π介子衰变流，那么冰立方就无法探测到平谱射电类星体。如果初级高能质子谱非常硬，并且/或者中微子是在质子-光子而不是质子-质子反应中产生的，那么由测量的伽马射线谱施加的中微子通量的上限就被放宽，并且伽马射线观测仅对中微子通量施加下限。我们调查这些下限是否保证检测耀变体非常硬中微子光谱，预计在后一种类型的模型。我们表明，所有的“强子”模型的活动耀变体是可证伪的冰立方。此外，我们表明，与伽马射线发射产生的中性π介子从质子-质子相互作用的衰变模型可以很容易地区分的模型的基础上质子-伽马相互作用和/或模型预测非常硬的高能量质子谱通过研究与IceCube检测源的伽马射线谱的谱指数的分布。
2009-09-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Ultraviolet/optical variability of steep-spectrum radio quasars: the change in accretion rate ?
上下文陡谱射电类星体（SSRQ）是一种强射电源，其紫外/光学光度可能由吸积盘的热辐射和喷流的非热辐射共同贡献，但前者可能起主导作用。虽然SSRQ的UV/光学可变性研究得很少，但对其可变性的机制知之甚少。目标。我们调查的紫外/光学可变性的SSRQ的机制。方法.在我们以前的工作中，在SDSS条带82区建立了18个SSRQ样本，研究了其中的通量和光谱变率。在这项工作中，我们使用SDSS u和i多历元数据为这18个SSRQ构建通量-通量图。利用标准的吸积盘模型对通量-通量变化进行了拟合，以探讨其变化机制。结果在固定黑洞质量和改变吸积率的情况下，对模型进行了调整。我们发现，我们所有的SSRQ的通量-通量图可以定性地描述与吸积率的变化的标准吸积盘模型。虽然非热喷流幂律发射也可以定性地再现的变化，合理的吸积率和黑洞的质量，以适应通量通量的变化表明，一个磁盘的排放与可变吸积率是一个合理的数据描述。
2013-07-04 astro-ph.CO astro-ph.HE
Measuring the Time Variation of the Fine-structure Constant with Quasars Detected by LAMOST
本文首次利用LAMOST类星体光谱中的[O III]双线测量精细结构常数α的宇宙学变化，未发现α随时间演化的证据，并独立印证了SDSS结果。
2025-01-07 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Non-uniqueness in quasar absorption models and implications for measurements of the fine structure constant
类星体吸收系统的高分辨率光谱为早期宇宙基本常数的时空变化提供了最好的约束。一个重要的系统，以前从未被量化的关注模型的非唯一性。吸收结构通常很复杂，包括许多混合线。这个特性意味着任何给定的系统都可以用许多稍微不同的模型来拟合，每个模型都有不同的α值，精细结构常数。我们使用AI Monte Carlo建模来量化非唯一性。大量的超级计算机计算报告，揭示了新的系统的影响，指导未来的分析：（i）虽然更高的信噪比和提高光谱分辨率产生较小的统计不确定性的α，模型的非唯一性增加了显着的额外的不确定性。(ii)非唯一性取决于所使用的谱线增宽机制。我们表明，建模的光谱数据使用湍流线加宽的结果在更大的非唯一性，因此，这不应该再这样做。相反，对于不同的α研究，重要的是使用物理上更合适的复合增宽。(iii)我们详细研究了两种吸收系统。因此，推广需要谨慎。然而，如果非唯一性存在于所有或大多数类星体吸收系统中，那么试图确定基本常数的时空变化的存在（或不存在）似乎是不可避免的，最好使用统计样本。
2021-07-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Sensitivity to a possible variation of the Proton-to-Electron Mass Ratio of Torsion-Wagging-Rotation Transitions in Methylamine (CH3NH2)
我们确定了甲胺（CH_3 NH_2）基态的扭-摆-转跃迁对质子-电子质量比μ的可能变化的灵敏度。我们的计算使用一个有效的哈密顿量的基础上的高势垒隧穿形式主义结合扩展群的想法。导出了该模型中使用的分子参数的μ依赖性，并使用甲胺的不同同位素体的光谱数据验证了其中最重要的参数。我们发现一个显着增强的灵敏度系数，由于内部旋转，整体旋转和反转能量分裂之间的能量抵消。不同跃迁的灵敏度系数范围为-19至+24。最近在位于类星体PKS 1830-211前面的z = 0.89的旋涡星系盘中观测到的78.135、79.008和89.956 GHz跃迁的灵敏度系数[S. Muller et al. Astron. Astrophys. 535，A103（2011）]计算出前两次跃迁的平均值为-0.87，第三次跃迁的平均值为-1.4。根据这些跃迁，我们可以初步推断出质子与电子质量比变化的上限为Δμ/μ< 9 x 10^{-6}。
2012-01-10 astro-ph.CO physics.atom-ph physics.chem-ph
Probing New Physics with High-Redshift Quasars: Axions and Non-standard Cosmology
本研究针对高红移类星体哈勃图与ΛCDM模型的3σ偏差，探究新物理解释，发现含星系际介质轴子-光子转换的BSM模型或可缓解偏差，而wCDM等非标准宇宙学模型无法缓解。
2024-09-11 astro-ph.CO hep-ph
A GPU-Enabled, High-Resolution Cosmological Microlensing Parameter Survey
在天气测量的时代，已知的引力透镜类星体的数量将增加一个数量级以上。这些新发现将使单类星体研究转向统计样本的调查，为测试类星体吸积盘和宽发射线区域（BELR）结构的理论模型提供了新的机会。作为为新透镜系统的涌入做准备的一个关键步骤，需要对微透镜会聚-剪切参数空间进行大规模探索，这需要计算O（10^5）高分辨率放大率图。基于已知的透镜类星体的属性，并从吸积盘/BELR建模的期望，我们确定的收敛剪切参数空间，地图大小，光滑的物质分数，和像素分辨率，应该覆盖的区域。我们描述了如何计算耗时的任务，生产~290000放大率的地图，具有足够的分辨率（10000^2像素/地图）探测尺度从吸积盘的内边缘的BELR可以实现在~400天的100 teraflop/s的高性能计算设施，其中的处理性能是实现与图形处理单元。我们通过研究透镜类星体Q2237+0305中透镜宏观模型对吸积盘约束的影响来说明参数调查的用例。我们发现，虽然所有的限制是一致的，在其目前的误差条，更密集的微透镜模型往往预测较浅的吸积盘径向温度分布。通过像这里描述的这样的大参数调查，可以充分探索微透镜测量的系统性。
2011-11-23 astro-ph.CO astro-ph.IM
Cosmic Variation of Proton to Electron Mass Ratio with an interacting Higgs Scalar Field
我们讨论了即使质子-电子质量比发生变化，也完全有可能实现宇宙在物质/辐射主导的减速和暗能量主导的加速之间的平稳过渡.该变化被纳入引力理论中，使用具有非平凡自相互作用势的宇宙学希格斯标量场，导致不同的希格斯真空期望值（VEV）。这与一系列类星体的分子吸收光谱数据吻合得很好。通过与晚期宇宙学的比较，证明了用马尔可夫链蒙特卡罗模拟和JLA+OHD+BAO观测数据的一致性。我们发现，变化的模式是嵌入在不断发展的状态方程（EOS）的标量暗能量/物质组件，但留下可忽略不计的痕迹的有效状态方程的系统。本文讨论了标量扩展引力理论的三种情况：（a）最小耦合标量，（b）非最小耦合标量和（c）广义Brans-Dicke体系。我们还给出了一个玩具模型的统一宇宙的历史，从通货膨胀到现在的时代，并讨论如何希格VEV可能会改变作为一个功能的回望时间。
2021-07-01 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
Is there further evidence for spatial variation of fundamental constants?
基于类星体吸收系统的研究，最近报道了精细结构常数α的空间变化的检测。导致这种α变化的物理学应该有其他可观察到的表现，这促使我们寻找互补的天体物理效应。本文提出了一种检验大爆炸核合成时期基本常数是否存在空间变化的方法。利用现有的原始氘丰度测量，我们发现非常微弱的迹象表明，这样的签名可能存在，但测量的缺乏排除了任何确定的结论。我们还研究了现有的类星体吸收光谱数据，这些数据对电子-质子质量比μ和x =（α ^2 μ g_p）的空间变化很敏感。
2010-09-03 astro-ph.CO hep-ph nucl-th
Constraining the variation of fundamental constants at z ~ 1.3 using 21-cm absorbers
我们展示了使用甚大望远镜（VLT）的紫外和视觉中阶梯摄谱仪（UVES）获得的高分辨率光谱，以及使用巨型米波射电望远镜（GMRT）和绿岸望远镜（GBT）获得的5个类星体的21厘米吸收光谱。视线上的21厘米吸收系统在1.17 < z < 1.56之前已被检测到。我们还介绍了这些类星体的毫角秒尺度的射电图像与甚大基线阵列（VLBA）。我们使用其中四个系统的数据来约束x = g_p* α ^2/mu的时间变化，其中g_p是质子旋磁因子，α是精细结构常数，mu是质子与电子的质量比。我们仔细评估系统的不确定性，在红移测量使用互相关分析和重复Voigt轮廓拟合。在两种情况下，我们也证实了我们的结果，通过分析与凯克望远镜获得的光谱。我们发现，在平均红移= 1.36时，Delta_x / x的加权平均值和简单平均值分别为-（0.1 +/- 1.3）x10^-6和（0.0 +/- 1.5）x10^-6，<z>对应的回溯时间为~ 9 Gyr。这是对Delta_x / x的最严格的约束。如果我们只对在毫角秒尺度下未分辨的类星体使用这两个系统，我们得到Delta_x / x = +（0.2 +/- 1.6）x10^-6的简单平均值。假设其他常数不变，我们得到Delta_alpha / alpha =（0.0 +/- 0.8）x10^-6，这比迄今为止使用多重态方法得到的最佳约束条件好两倍。另一方面，假设α和…
2012-06-12 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
