利用射电和光学类星体吸收线观测探测基本常数的变化

我们使用九个类星体吸收光谱（21厘米和紫外静止波长）来估计$x=\alpha^2 g_p \mu$的可能变化（$\alpha$是精细结构常数，$g_p$是质子g因子，$\mu=m_e/m_p$是电子质子质量比）。我们在$0.23<z_{abs}<2.35$（回溯时间$t_{lb}$为2.7至10.5 Gyr）范围内发现$<\Delta x/x>^{weighted}_{total}(=Dxxwt)=(0.63\pm0.99) \times 10^{-5}$。以$\Delta x/x=0$在$z=0$处为约束的线性最佳拟合给出$(\dot x)/x=(-0.6\pm1.2) \times 10^{-15}$/yr。我们的大样本表明，每个吸收系统中21厘米和紫外吸收红移之间的固有视线速度差异（平均$\Delta v_{los}\sim6$ km/s），其符号和大小随机，限制了我们的精度。将我们的$\Delta x/x$测量与关于$\alpha$变化的吸收线约束相结合，得到了对$\mu$变化的强限制。我们最保守的估计（假设$\alpha$或$g_p$无变化）是$\Delta \mu/\mu(=Dmm)=Dxxwt$。如果我们只使用样本中的四个高红移吸收体，我们得到$Dmm=(0.58\pm1.95) \times 10^{-5}$，这与最近来自两个包含分子氢的吸收系统（也位于高红移）的更直接估计一致（2$\sigma$），这些估计暗示了可能的$\mu$变化，$Dmm=(-2.0\pm0.6) \times 10^{-5}$。我们约束$Dmm$的方法完全独立于分子氢观测。如果我们包含低红移系统，我们的$Dmm$结果与高红移分子氢结果显著不同。我们在天空中探测到$\mu$的偶极变化，但数据仅以88%的置信水平要求该模型。显然，需要更大样本的21厘米和分子氢吸收体来充分解决$\mu$和$x$的变化问题。（摘要已删减）