Прецизионная спектроскопия межзвездных молекул и поиск m_e

ФФК 2010
С-Петербург
Прецизионная спектроскопия межзвездных молекул
и поиск me/mp вариаций
Лапинов А.В., ИПФ РАН, Н.Новгород
Левшаков С.А., ФТИ РАН, С.Петербург
Козлов М.Г., СПбИЯФ РАН, Гатчина
Molaro P., INAF, Trieste
Henkel C., MPIfRA, Bonn
Sakai T., NRO, Nobeyama
Grabow J.-U., University of Hannover
Guarnieri A., University of Kiel
The 155+9? reported interstellar and circumstellar molecules (June 2010)
http://www.cv.nrao.edu/~awootten/allmols.html , http://www.astrochymist.org/astrochymist_ism.html
Molecules with Two Atoms
CH CN CH+ OH CO H2 SiO CS SO SiS NS C2 NO HCl NaCl AlCl KCl AlF PN SiC CP NH SiN
SO+ CO+ HF LiH? SH FeO? N2 CF+ O2 PO AlO
Molecules with Three Atoms
HCO+
H+
H2O
HCN OCS H2S HNC N2
C2H SO2 HCO HNO HCS+ HOC+ c-SiC2 MgNC C2S C3 CO2
CH2 C2O NH2 NaCN N2O MgCN H3+ SiCN AlNC SiNC HCP CCP AlOH
Molecules with Four Atoms
NH3 H2CO HNCO H2CS C3N HNCS HOCO+ l-C3H C3O HCNH+ H3O+ C3S c-C3H C2H2 HCCN
H2CN c-SiC3 CH3 C3N- PH3? HCNO C4? HOCN? HSCN
Molecules with Five Atoms
HC3N HCOOH CH2NH NH2CN H2CCO C4H SiH4 c-C3H2 CH2CN C5 SiC4 l-C3H2 CH4 HC2NC
HNC3 H2COH+ C4H- CNCHO Molecules with Six Atoms
CH3OH CH3CN HCONH2 CH3SH C2H4 C5H CH3NC? HC2CHO l-H2C4 HC3NH+ C5N HC4H HC4N
c-H2C3O CH2CNH C5NMolecules with Seven Atoms
HCOCH3 CH3C2H CH3NH2 CH2CHCN HC5N C6H c-C2H4O CH2CHOH C6HMolecules with Eight Atoms
HCOOCH3 CH3C3N C7H CH3COOH CH2OHCHO HC6H H2C6 CH2CHCHO CH2CCHCN
NH2CH2CN
Molecules with Nine Atoms
CH3CH2OH CH3CH2CN CH3OCH3 HC7N CH3C4H C8H CH3CONH2 C8H- CH2CHCH3
Molecules with Ten Atoms
(CH3)2CO HOCH2CH2OH NH2CH2COOH? CH3CH2CHO CH3C5N
Molecules with Eleven Atoms
HC9N CH3C6H C2H5OCHO
Molecules with Twelve Atoms
C6H6 CH3OC2H5? (CH2OH)2CO? C3H7CN
Molecules with Thirteen Atoms : HC11N
Общее количество идентифицированных молекул
(начало работы новых инструментов)
by M.Guelin, HighRus-2006
Lapinov et al. 1998 Astron. & Astrophys. 336, 1007
Одновременные карты G261.64-2.09 на 0.8мм с одинаковой диаграммой
Line
CS(7-6)
CO(3-2)
ν (MHz)
342882.85484(82)
345795.98985(16)
μ0(D)
1.958(5)
0.10980(3)
τ(=A-1) n* (cm-3)
20.0min 1.1x107
4.7days 3.1x104
Eup(K)
65.8
33.2
Темные облака (места, где рождаются звезды типа Солнца) –
уникальные физические лаборатории
Крайне низкие Тk~10K и
плотности n(H2)~104…105 cm-3
Радиационное время жизни
Переход Частота
τ(=A-1)
CO J=1–0 115 ГГц 162 дня
NH3(1,1)
24 ГГц 69 дней
HC3N J=2–1 18 ГГц 30 дней
HCN J=1–0 87 ГГц 12 часов
B68, оптика
J.F. Alves, C.J. Lada & E.A. Lada 2001
Nature 409, 159
Характерная частота
столкновений молекул
n(H2)10-10 cm3/s~10-6…10-5 s-1
или
~ 1 раз в несколько дней
Location
Pico Veleta, Sierra Nevada, 45km from Granada, Spain,
Long: 3°23’33.7”(W), Lat: 37°03’58.3”(N), Alt: 2920m
(eQqN=275.7±1.4kHz, CN=4.7±0.3kHz)
Прецизионная спектроскопия С18О J=1–0 и J=2–1
Дата
VLSR(км/с)
FWHM(м/с)
20-Авг-1998 7.14768(92)
186.2(10)
14-Сен-1999 7.14841(101) 186.1(17)
0.00073(137)=0.5(10)кГц
C18O J=1–0 : νcal=109782.17580(15)MHz, σV=0.40м/с
νobs (МГц)
O–C
(кГц)
Ссылка
109782.160(20)
109782.1734(63)
109782.17569(40)
-15.8
-2.40
-0.11
Lovas F.J. 1992
Winnewisser et al. 1992
Cazzoli, Puzzarini & Lapinov 2003
C18O J=2–1 : νcal=219560.35782(26)MHz, σV=0.36м/с
νobs (МГц)
O–C
(кГц)
Ссылка
219560.319(46)
219560.3541(15)
219560.35824(46)
-38.8
-3.72
0.42
Lovas F.J. 1992
Klapper et al. 2001
Cazzoli, Puzzarini & Lapinov 2003
Особенности спектроскопии с провалом Лэмба
BWO
P~1мТорр
Second
harmonics
detector
Точность центра линии (Landman et al. 1982 ApJ 261, 732):
  K rms
(  )  res FWHM
Lamb W.E. 1963
3rd Int.Conf.Quant.Electr., Paris
Lamb W.E.1964
Phys.Rev.134,1429
MacFarlane R.A., Bennett W.R.,
& Lamb W.E. 1963
Appl. Phys. Lett. 2, 189
Дрягин Ю.А. 1970
Изв. вузов: Радиофизика XIII, 141
Прецизионная субдоплеровская спектроскопия OCS
G.Yu.Golubiatnikov, A.V.Lapinov, A.Guarnieri, R. Knöchel, 2005 J.Molec.Spectrosc. 234, 190
Precise Lamb-dip measurements of millimeter and submillimeter wave rotational transitions of 16O12C 34S
Все частоты <500 ГГц измерены с точностью  1 кГц,
в диапазоне 0.89 – 1.1 ТГц – с точностью РАД: ~10 кГц
Основные результаты: Получена линейка частот с периодом 12 ГГц.
Достигнутая точность расчета: 0.1 – 0.4 кГц для частот <500 ГГц
0.4 – 3.0 кГц для частот < 1 ТГц
(сдвиг давлением в OCS J=3–2 < 6 кГц/Торр, De Vreede et al. 1988)
ТОР25 – SciDir2005
Важнейшие результаты
РАН 2005 г. (Секция 5)
Учтено уширение мощностью
( Uehara & Shimoda 1971
Бакланов, Титов 1975 )
Основные результаты спектроскопии 13CO
1) Показана независимость константы сверхтонкого расщепления
от J; получено превосходное согласие CI из провалов Лэмба с пучковыми результатами для J=1; повышена точность определения CI
Jup Молекулярный пучек
1
2
3
4
32.59(15)a
Провал Лэмба
32.70(12)b
32.67(44)c
32.59(12)c
32.60(09)c
32.88(18)c
a
Ozier, Lawrence & Ramsey 1968: MBMR
b Meerts, de Leeuw & Dymanus 1977: MBER
c Cazzoli, Puzzarini & Lapinov 2004: Lamb-dip
Важность учета сверхтонкого расщепления:
J=1–0 1.5CI=49кГц  133м/с
J=2–1 2.5CI=82кГц  111м/с
Vth(Tk=10K)=126м/с
2) Получена точность предсказания вращательного спектра 13CO
 1 кГц (1) во всем диапазоне < 1 ТГц (V  1м/с для ν<1.5 ТГц)
J–J/
Частота (МГц)
ν/ν
V (м/c)
1–0
2–1
3–2
4–3
110201.354280(37)
220398.684129(66)
330587.965223(90)
440765.17346(14)
3.4x10-10
3.0x10-10
2.7x10-10
3.2x10-10
0.10
0.09
0.08
0.09
Профили линий изотопологов СО в темных облаках без внутренних источников
(использование прецизионных частот для диагностики внутренних движений)
Lapinov 2006 SPIE Proceedings 6580, 6858001
Радиоастрономическая спектроскопия H15NC
Определение частоты H15NC J=1-0:
Лабораторные измерения:
88 865.692(26)МГц Lovas F.J., 2004
(Saykally et al. 1976, Ohio Symposium #31)
88 865.715(40)МГц Pearson et al. 1976
88 865.709(45)МГц Maki et al. 2001
Радиоастрономические оценки:
88 865.6964(26)МГц (9 темных облаков)
88 865.6954(44)МГц (23 темных облака)
Lapinov 2006 SPIE Proceedings 6580, 6858001
Радиоастрономическая спектроскопия H15NC
Определение частоты H15NC J=1-0:
Лабораторные измерения:
88 865.692(26)МГц Lovas F.J., 2004
(Saykally et al. 1976, Ohio Symposium #31)
88 865.715(40)МГц Pearson et al. 1976
88 865.709(45)МГц Maki et al. 2001
Радиоастрономические оценки:
88 865.6964(26)МГц (9 темных облаков)
88 865.6954(44)МГц (23 темных облака)
H.Bechtel (MIT) измерения в струе:
88 865.6966(14)МГц
88 865.6958(8)МГц (Global B, D, H fit)
Одинаковы ли всюду частоты молекул?
Насколько универсальны свойства
Вселенной в разных областях?
Можем ли мы обнаружить
небольшие отличия
измеряя спектры разного
типа переходов?
Объекты исследования – плотные
холодные ядра темных облаков на
дозвездной стадии
HCO+
CS
CO
CCS
N2H+
NH3
HCN
HC3N
NH3
N2D+
105 N H+
2
cm-3
2,000 AU
104
cm-3
5,000 AU
7,000 AU
15,000 AU
Чувствительность сдвигов
линий к отношению μ=me/mp
vib /vib = 0.5 /
rot /rot = 1.0 /
inv /inv = 4.5 /
Flambaum V.V., Kozlov M.G., 2007,
Phys. Rev. Lett., v.98, p.240801
HCN
Возможность вариаций me/mp:
Olive K.A., Pospelov M., 2008,
Phys. Rev. D., v.77, p.043524
Гравитационное смещение
частоты ν=ν0/(1+z), z=GM/c2R
Для g=GM/R2=9.81м/c
z=7.0x10-10, или 0.21м/с
Для n0=105см-3, r0=0.1пк
z=1.0x10-11, или 0.003м/с
Для n(r)= n0(r0/R)2, R=1пк
z=2.8x10-11, или 0.008м/с
double-well potential of the inversion
vibrational mode of NH3
U(x)
N
H
H
H
H
H
H
N
N
H
H
H
10-4
eV
H
  1.3 cm
H
x
H
N
E=23.3 K
inv /inv = 4.5 /
NH3 J,K=1,1 inv= 23694.495487(48)MHz
E=22.1 K
18 hf components,
σV=0.61m/s
S.G. Kukolich, 1967, Phys.Rev. 156, 83
Сверхтонкая структура HC3N
rot /rot = 1.0 /
E=2.6 K
J F – J F Frequency(MHz) shift(km/s)
σV=2.8m/s
2 1 – 1 1 18198.37461(17) -35.54874(9)
2 1 – 1 2 18197.07688(17) -14.16804(7)
2 3 – 1 2 18196.31047(17) -1.54098(2)
2 2 – 1 1 18196.21694(17)
0.00000(0)
2 1 – 1 0 18195.13615(17) 17.80653(4)
2 2 – 1 2 18194.91922(17) 21.38070(6)
E=1.3 K
HC3N J=1–0 data:
de Zafra R.L., 1971 ApJ 170, 165
eQqN, CN data:
R.L. DeLeon and J.S. Muenter, 1985,
J.Chem.Phys. 82, 1702
E=0
K
Searching for chameleon-like scalar fields with the ammonia
method
2010, Astron.Astrophys., v.512, A44; v.524, A32
S.A.Levshakov, P.Molaro, A.V.Lapinov, D.Reimers, C.Henkel, T.Sakai
S.A.Levshakov, A.V.Lapinov, C.Henkel, P.Molaro, D.Reimers, M.G.Kozlov, I.I.Agafonova
32m MEDICINA
(Bologna) Italy
100m EFFELSBERG
(Bonn) Germany
45m NOBEYAMA
(NRAO) Japan
NH3  HC3N
NH3  HC3N
NH3  N2H+
Vrot–Vinv
Результаты измерений NH3(1,1) и HC3N(2-1) в L1512
V(HC3N) – V(NH3) = 26.5  1.2 m/s
Результаты измерений NH3(1,1) и HC3N(2-1) в L1498
V(HC3N) – V(NH3) = 27.3  1.6 m/s
V(HC3N) – V(NH3) = 24.7  1.5 m/s
Воспроизводимость измерений в 2009 и 2010 гг:
Vrot /c = -1.0 /
Vinv /c = -4.5 /
/=0.3(Vrot -Vinv)/c
Среднее по 12 источникам:
V = 27.7  3.8stat  2.8sys m/s
/ = (2.6  0.4stat  0.3sys)10-8
Примеры измеренных профилей HCN при разном спектральном разрешении
(IRAM Newsletters 54, 2002 | Выбор источников из Fuller & Myers 1993 ApJ 418, 273: NH3, HC3N)
Исследования внутренней структуры темного облака L1512
(0,0): V(HC3N) – V(NH3) = 26.5  1.2 m/s
10 points: V(HC3N) – V(NH3) = 26.6  2.8 m/s
0.4
VNH3  3  VHC3 N
0.35
FWHM(NH3), km/s
0.3
VNH 3  VHC3 N
0.25
0.2
0.15
0.1
0.1
V 
0.15
0.2
2kTk
 V 2turb
M
0.3
0.25
FWHM(HC3N), km/s
0.35
0.4
Зависимость измеренной ширины линии в NH3 (1,1) от ширины в
HC3N J=2-1. Видно, что все источники соответствуют случаю,
промежуточному между турбулентным и чисто тепловым.
Определение кинетической температуры и
турбулентной скорости
V 
2kTk
 V 2turb
M
Объект
Температура
T (К)
Турбулентная скорость
V turb (м/с)
L1498
8.5(1.4)
74(9)
L1495
11.8(4.3)
97(21)
L1400K
6.7(2.9)
84(16)
CB22
14.8(3.8)
51(36)
TMC-1Ca
6.2(2.4)
93(11)
L1517B
4.1(2.4)
104(11)
L1512
10.2(1.1)
53(9)
L1251C
8.2(8.3)
131(31)
L260-NH3
4.2(1.8)
88(9)
L234A
11.1(6.4)
121(25)
B335
22.4(7.9)
175(22)
Sensitivity of microwave spectra of deuterated ammonia
to the variation of the electron-to-proton mass ratio
2010, J. Phys. B., v.43, A44
M.G. Kozlov, A.V. Lapinov, S.A.Levshakov
Заключение
Если бы доплеровский сдвиг частот вращательных линий HC3N J=2–1
относительно инверсионного перехода NH3(1,1) действительно составлял ΔV=Vrot–
Vinv=(27.7±3.8stat±2.8sys) м/с, то из измерений на 100м радиотелескопе в Эффельсберге
мы могли бы предполагать Δμ/μ=(μobs–μlab)/μlab=(2.6±0.4stat±0.3sys)·10-8.
Однако, на основании измерений на NRO-45m в HC3N J=5–4 и NH3(1,1) в
L1498, давших Vrot–Vinv=–0.1±2.8 м/с, а также измерений на 32м зеркала в Медичине в
HC3N J=2–1 и NH3(1,1) в L1498 и L1512, давших Vrot–Vinv=–2.4±4.0 м/с и +0.5±3.2 м/с,
можно заключить, что для разницы |ΔV|<3 м/с мы имеем |Δµ/µ|<3·10-9, что на три
порядка точнее, чем космологические оценки параметра µ.
Иногда бывает, что “high precision” не тождественна “high accuracy”: