Résultats de HD

Pour laTable 8.5on donne aussil'ensembledes nouvellesmesures de longueursd'onde pour la molé ule HD. Les raies sont enregistrées dans la gamme spe trale [1001.88- 1037.89 Å℄. Dans e tableauon trouve :danslapremière olonne l'attribution de laraieà haque bandede Lyman "L" etdeWarner"W",dansladeuxièmeetlatroisième olonnelenombred'ondeetlalongueurd'onde orrespondanteainsiqueleursin ertitudesasso iées.Laquatrième olonnedonneladiéren e

∆_o−h

denosrésultatsave lespré édentsrésultatsenabsorption(57 ).La inquièmeetlasixième olonne donne,respe tivement,ladiéren e

σ_o−σcal1

ave nosrésultatsde al ulsthéoriquesobtenusparla résolutiondeséquations oupléessansteniren omptedelabrisuredesymétrie

H_gu

,etladiéren e

σ_o− σcal2

ave les résultats de al uls obtenus par la résolution des équations ouplées en tenant ompte de ette brisure.

Pour ettemolé ule,lespré édentesdonnéesdeDabrowskietHerzbergsontaussimesuréesave unein ertitudede

±0.15

m

−1

etsontlaréféren euniquepourlestransitionsVUV.La omparaison ave nosnouvellesmesures montreque esan ienneslongueursd'ondesontenmoyenne dé aléesde 0.30 m

−1

par rapport à nos valeurs, ave une déviation standard de

σ

= 0.28 m

−1

. Nous avons rapporté ettediéren e danslaFigure8.6.Sur ette gurenousobservonsque e dé alage semble être ettefois"systématique"pourtoutes lesbandesmesurées, ontrairement à equenousavons trouvépourlamolé uleD

2

.Ce in'estpassurprenantdumomentque eslongueursd'ondesont dé-terminéesdelamêmemanièrequepourD

2

, equirendpossibleundé alagedel'ensembledesraies.

eet Doppler 40 Mhz

eet Stark (AC) 50 Mhz

dérive de fréquen e 150 Mhz

alibration I

2

10 Mhz

statistique 40 Mhz

Totale(meilleur mesures) 0.005 m

−1

Table8.1 Le bilandesin ertitudes surlapositiondesraies.

La omparaison ave les résultats théoriques ( olonnes 5 et 6) donne des diéren es qui n'ex- èdent pas1.90 m

−1

pour les deux al uls. Cependant nous onstatons que laprise en ompte de labrisuredesymétrie

Hgu

améliore nettementlesrésultatsdesraiesRetP ontrairement auxraies Qquinesontpasinuen éespar e ouplage.Ainsinousarrivonsàaméliorerlesrésultatsdu al ul théorique d'environ17 %auminimumen tenant en ompte du ouplage H

gu

.

Les raies appartenant aux transitions éle troniques entre l'état fondamental et le premier état ex itédesymétrie "g",enl'o urren e

EF1Σ+

g

,setrouvent dans ette gamme spe trale

([1001.88-1037.89 Å℄). Ces raies appartiennent à la bande

X(0) → EF (0)

. Nous avons essayé d'enregistrer les longueurs d'onde de es raies, maisnous n'avons pasréussi à observer le signal orrespondant, et e i malgré l'augmentation de ladensité du gaz dans la hambre d'intera tion. Cependant nos al uls théoriques montrent que les probabilités de transitions de es raies sont très faibles. Ce i expliquelaraison pourlaquelle nousn'avonspasréussi àles observer.

0 1 2 3 4 5 179,080 179,075 179,070 179,065 179,060 179,055 179,050 L ' é c a r t e n é n e r g ie ( J = 2 ) -( J = 0 ) ( c m -1 ) Index de la raie

Figure 8.3  Prin ipe de ombinaison entrelesraiesR(0)etP(2)desbandesde Lymanet de Wernerde lamolé uleD

2

.

0 1 2 3 4 5 420 425 430 435 440 445 450 455 Index de la raie l' é c a r t e n é n e r g ie ( J = 2 ) -( J = 0 ) ( c m -1 )

Figure 8.4  Prin ipe de ombinaison entre lesraiesR(0) etP(2)desbandes de Lyman et de Werner de lamolé uleHD.

98000 98500 99000 99500 100000 -0,2 0,0 0,2 0,4 0,6 0,8 1,0 B(11) - X(0) C(0) - X(0) B(9) - X(0) o -h ( c m -1 ) (cm -1 ) B(10) - X(0)

Figure8.5Diéren eentrenosmesures expérimentales de longueurs d'onde des raiesdesbandesdeLymanetWernerave les an iennes données (57 ) pour la molé- uleD

2

. 96500 97000 97500 98000 98500 99000 99500 100000 -1,2 -0,8 -0,4 0,0 0,4 0,8 1,2 1,6 2,0 o -h ( c m -1 ) (cm -1 ) B(8) - X(0) B(9) - X(0) B(8) - X(0) B(7) - X(0) B(6) - X(0)

Figure8.6Diéren eentrenosmesures expérimentales de longueurs d'onde des raiesdesbandesdeLymanetWernerave les an iennes données (57 ) pour la molé- uleHD.

laraieR0B9-X0

proldeLorentz proldeVoigt

date position(Mhz) un ert. FWHM un ert. position(Mhz) un ert. FWHM un ert.

060717-03 2992256870 4 301 8 2992256864 3 374 15

060717-04 2992256826 3 333 8 2992256826 3 432 13

060717-05 2992256844 4 291 8 2992256846 4 449 15

060717-06 2992256833 4 396 10 2992256830 3 481 15

moyenne 2992256843 23 330 56 2992256841 20 434 60

Table8.2 Uneraie de HD enregistrée.

laraieQ3C0-X0

proldeLorentz proldeVoigt

date position(Mhz) un ert FWHM un ert position un ert FWHM un ert

060706-02 2974560069 4 436 9 2974560068 3 580 14

060706-03 2974560084 3 354 7 2974560078 3 452 13

060706-04 2974560084 3 330 6 2974560086 2 390 11

060706-05 2974560077 3 330 7 2974560077 3 429 13

moyenne 2974560078 11 362 58 2974560077 10 463 95

Raies

σ_o

( m

−1

)

λ_o

(Å)

∆_o−h ∆_o−m σ_o− σcal

L11R0 100049.179 (5) 999.50845 (5) 0.389* 2 (-0.071) 1 -1.091 L11R1 100018.106 (5) 999.81897 (5) 0.076 (0.046) -1.094 L11P1 99975.024 (15) 1000.24982 (15) 0.044 (-0.076) -1.086 L11R2 99941.755 (4) 1000.58279 (4) 0.035 (-0.190) -1.095 L11P2 99870.114 (4) 1001.30055 (4) 0.004 -1.216 3 -1.086 L11R3 99820.536 (3) 1001.79787 (3) 0.056 -0.464 -1.094 L11P3 99720.578 (7) 1002.80205 (7) 0.098 0.038 4 -1.092 L11R4 99655.055 (7) 1003.46139 (7) 0.145 -0.695b -1.105 L11P4 99527.112 (7) 1004.75135 (7) 0.002 0.132r -1.088 W0R1 99427.161 (9) 1005.76139 (9) -0.119 -1.089b -0.209 W0R0 99424.957 (8) 1005.78369 (8) -0.023 -0.973b -0.203 W0R2 99400.517 (4) 1006.03098 (4) 0.017 0.017b -0.213 W0Q1 99364.891 (5) 1006.39168 (5) 0.111 0.421b -0.199 W0R3 99345.181 (8) 1006.59135 (8) 0.101 -0.879b -0.219 W0Q2 99307.041 (13) 1006.97794 (13) -0.069 -1.279

ℵ

5 -0.199 L10R0 99277.320 (8) 1007.27941 (8) 0.250  -1.040 W0R4 99261.458 (12) 1007.44037 (12) 0.118 -0.792b -0.232 L10R1 99246.947 (8) 1007.58767 (8) 0.877  -1.043 W0P2 99245.890 (2) 1007.59840 (2) -0.190* (-0.090) -0.200 W0Q3 99220.644 (4) 1007.85478 (4) 0.184 0.704b -0.206 L10P1 99202.816 (5) 1008.03590 (5) 0.116  -1.044 L10R2 99171.654 (1) 1008.35265 (1) 0.104  -1.046 W0P3 99129.627 (3) 1008.78015 (3) 0.107 -0.573b -0.203 W0Q4 99106.151 (6) 1009.01911 (6) 0.161 -1.189 -0.209 L10P2 99098.255 (6) 1009.09950 (6) 0.055  -1.045 L10R3 99051.837 (6) 1009.57239 (6) 0.057  -1.053 C0P4 98985.868 (5) 1010.24522 (5) 0.118  -0.212 L10P3 98949.409 (5) 1010.61746 (5) 0.189  -1.051 L10R4 98888.097 (2) 1011.24405 (2) 0.077  -1.063 L10P4 98757.004 (3) 1012.58641 (3) 0.324  -1.056 L9R0 98489.648 (2) 1015.33513 (2) 0.188  -0.992 L9R1 98460.044 (5) 1015.64042 (5) 0.124  -0.996 L9P1 98414.752 (1) 1016.10783 (1) 0.122  -0.998 L9R2 98385.884 (6) 1016.40597 (6) 0.034  -1.006 L9P2 98310.581 (3) 1017.18451 (3) 0.231  -0.999 L9R3 98267.557 (1) 1017.62986 (1) 0.157  -1.013 L9P3 98162.511 (4) 1018.71885 (4) 0.171  -0.999 L9R4 98105.661 (4) 1019.30917 (4) 0.191  -1.009 L9P4 97971.239 (1) 1020.70772 (1) 0.229  -1.001

Table 8.4  Nombres d'onde et longueurs d'onde des raies mesurées de D

2

.

σ₀

est le nombre d'onde mesuréet

λ

la longueur d'onde asso iée.

∆_o−h

est la diéren e entre les nouveaux nombres d'onde et eux de la référen e (57 ).

∆_o−m

est la diéren e entre les nouveaux nombres d'onde et nosvaleurs du spe trographede 10mde Meudon.

σ_o− σcal

estladiéren eentre lesnouveauxnombresd'onde etnos prédi tionsthéoriques.

1

nombre d'ondede Ritz.

2

raie double.

3

raie ave plusieurs attributions.

4

raie réabsorbée.

Raies

σ_o

( m

−1

)

λ_o

(Å)

∆_o−h σ_o− σcal1 σ_o− σcal2

L9 R0 99810.945 (8) 1001.89413 (8) -0.245 -1.855 -1.795 L9 R1 99764.337 (2) 1002.36220 (2) -0.203 -1.863 -1.803 L9 P1 99700.356 (7) 1003.00545 (7) -0.244 -1.854 -1.794 L9 R2 99650.191 (6) 1003.51037 (6) -0.329 -1.829 -1.759 L9 P3 99321.258 (7) 1006.83380 (7) -0.292 -1.852 -1.792 W0R1 99279.867 (6) 1007.25357 (6) -0.263 -0.313 -0.263 W0R0 99276.257 (10) 1007.29019 (10) -0.703 -0.303 -0.243 W0R2 99240.487 (8) 1007.65326 (8) -0.273 -0.283 -0.233 L9 R4 99223.735 (5) 1007.82338 (5) -0.135 -1.755 -1.675 W0Q1 99186.383 (5) 1008.20291 (5) -0.337 -0.297 -0.297 W0R3 99158.393 (6) 1008.48750 (6) 0.153 -0.357 -0.307 W0Q2 99100.143 (5) 1009.08028 (5) 0.003 -0.247 -0.247 W0P2 99009.187 (7) 1010.00728 (7) -0.223 -0.253 -0.193 L8 R0 98866.808 (2) 1011.46180 (2) -0.492* 1 -1.752 -1.602 W0P3 98836.784 (6) 1011.76906 (6) 0.754 -0.306 -0.256 L8 R1 98821.444 (7) 1011.92612 (7) -0.226 -1.756 -1.596 W0Q4 98801.832 (7) 1012.12698 (7) -0.798 -0.178 -0.178 L8 P1 98755.602 (14) 1012.60078 (14) -1.078* -1.738 -1.588 L8 R2 98709.153 (5) 1013.07728 (5) -0.327 -1.707 -1.017 W0P4 98624.394 (6) 1013.94793 (6) -0.256 -0.196 -0.146 L8 P2 98599.741 (3) 1014.20145 (3) -0.299 -1.699 -1.549 L8 R3 98530.818 (5) 1014.91089 (5) -0.282 -1.772 -1.602 L8 P3 98378.361 (6) 1016.48370 (6) 0.051* -1.749 -1.589 L8 R4 98287.815 (4) 1017.42011 (4) -0.055* -1.665 -1.475 L7 R0 97899.042 (3) 1021.46046 (3) -0.468 -1.618 -1.358 L7 R1 97855.114 (4) 1021.91900 (4) -0.326 -1.626 -1.366 L7 P1 97787.102 (5) 1022.62975 (5) -0.398 -1.608 -1.358 L7 R2 97744.943 (12) 1023.07083 (12) -0.667 -1.587 -1.317 L7 P2 97631.973 (6) 1024.25463 (6) -0.517 -1.567 -1.307 L7 R3 97569.385 (10) 1024.91166 (10) -0.115 -1.645 -1.375 L7 P3 97412.030 (8) 1026.56725 (8) -0.370 -1.620 -1.360 L7 R4 97329.771 (10) 1027.43486 (10) -1.539 -1.259 L6 R0 96907.213 (6) 1031.91493 (6) -0.287 -1.487 -1.137 L6 R1 96864.758 (10) 1032.36721 (10) -0.542 -1.502 -1.152 L6 P1 96794.529 (15) 1033.11624 (15) -0.241 -1.491 -1.141 L6 R2 96756.782 (9) 1033.51928 (9) -0.518 -1.458 -1.098 L6 P2 96640.142 (2) 1034.76669 (2) -0.258 -1.438 -1.088 L6 R3 96584.110 (13) 1035.36700 (13) -0.340 -1.510 -1.140 L6 R4 96348.046 (11) 1037.90377 (11) -0.254 -1.404 -1.024

Table 8.5  Nombres d'onde et longueurs d'onde des raies mesurées de HD.

σ₀

est le nombre d'onde mesuréet

λ

la longueurd'onde asso iée.

∆_o−h

est ladiéren e entre les nouveaux nombres d'onde et euxdelaréféren e(57 ).

σ_o−σcal1

estladiéren eentrelesnouveauxnombresd'ondeetnosprédi tions théoriquessanstenir omptedelabrisuredesymétrie

g −u

.

σ_o−σcal2

estladiéren eentrelesnouveaux nombresd'onde etnosprédi tionsthéoriquesen tenant omptede labrisurede symétrie

g − u

.

1

B(v,J=1) C

+

(v,J=1) v

E_o^l

1

E^m_o

2

∆_o−m E^l_o E_o^m ∆_o−m E_o^l E_o^m ∆_o−m E_o^l E_o^m ∆_o−m

J=2 J=3 J=2 J=3

0       99424.958 99424.99 -0.032 99579.584 99579.57 0.014

9 98489.649   98564.954        

10 99277.322   99350.721        

11 100049.181 100049.25 -0.069 100120.826 100120.95 0.124      

Table8.6Comparaisonentreslesniveauxd'énergie( m

−1

)delamolé uleD

2

obtenueparspe tros opie laseretparspe tros opie lassique.

1

énergie al uléeà partirdesraiesd'absorption mesurées par spe tros opielaser.

2

énergie al ulée à partir des raies d'émission mesurées à l'aide du spe trographe de 10 m de Meudon.

Quatrième partie

APPORT DE LA SPECTROSCOPIE

MOLÉCULAIRE À

L'ASTROPHYSIQUE : DEUX

Chapitre 9

L'étude de la possible variation

osmologique du rapport de masse

µ = m

p

/m

_e

.

Le développement te hnologique dessystèmes de déte tion et la granderésolution des spe tro-graphes utilisés dansles observations du milieu interstellaires (le spe trographe peutêtre soit sur terre ommele asdutéles opeVLTdel'observatoireeuropéenESO,oùsoitéquipésurunsatellite ommeFUSE) permettent aux astrophysi iens d'enregistrer de nouveaux spe tresmolé ulaires ou atomiques ave une bonne résolution. L'analyse des es nouveaux spe tres amène à dé ouvrir de nouvellesespè es himique,oud'améliorerles onnaissan essur ellesdéjà onnues(lamolé uleH

2

parexemple). Cependant pour unebonneidenti ation desraiesobservées, lademandededonnées spe tros opiques à haute résolution est onstante. Ainsi pour es molé ules, les longueurs d'onde mesurées dansles laboratoires ave unetrès grandepré ision,et les probabilitésde transitions or-respondantes obtenuespar des al uls théorique,sont ré lamées.

D'autre part la spe tros opie à haute résolution nous permet aussi d'apporter des ontraintes né- essaires dans l'étude de la possible variation du rapport de masse

µ

, à partir de la omparaison des longueurs d'onde des molé ules H

2

et HD mesurées ave une très grande pré ision dans les laboratoires et les longueurs d'onde mesurées à partir des spe tres d'absorption observés dans les quasars.

9.1 Introdu tion

La possibilité d'une variation osmologique des onstantes fondamentale de la nature est a -tuellement une matière d'a tivité a rue dans la physique et l'astronomie. Les grandes travaux de re her he théoriques et expérimentaux ee tués jusqu'i i onduisent à une on lusion : si les onstantes de la nature hangent, la quantité et le taux de hangement est extrêmement petit. Il reste ependant une question importante :siouiou non lesloisde laphysique sont universelles? Dira (101) était parmi les premiers à dis uter la variation possible des onstantes physiques fon-damentales. Ilexiste deuxtypesde onstantesfondamentale:des onstantes ave dimension et des onstantes sansdimension.

Pour les onstantes fondamentales ayant une dimension, il est di ile de trouver une éventuelle variation osmologique. En eet, des mesures sur le fond osmique dans le domaine mi ro-onde, etdes dédu tions sur le rapport de baryon-à-photon ombiné ave desmesures indépendantes des rapports D/H obtenues à partir desspe tres d'absorption des quasars, onduisent à une variation possible de15-20% de la onstantede lagravité

G

depuisle BigBang(102 ).Desthéories osmolo-giques évoquant une variationde lavitessede la lumière

c

ont étéformulées (103), mais en raison deladénition ourantede

c

(étant onstantpar dénitionà299 792458m/s) au unemesure opé-rationnelle ne semble pouvoir déte ter un tel eet de façon tran hante. Par ailleurs, Karshenboim (104 ) armequ'une variation possible de la onstantede Rydbergne peutpas être distinguée du dépla ement verslerouge.

de stru ture ne

α = e²/4πǫ₀~c

, ou le rapport des masses proton-éle tron

µ = m_p/m_e

. Dans er-tains as, des ombinaisons de paramètres sans dimensionspeuvent être examinéespour l'étudede la variabilité. Tel est le as, par exemple, de la onstante

g_p[α2/µ]γ

, étudiée à partir des spe tres mi ro-onde delamolé ule de l'OH(106;107 ; 108;109 ), ave

g_p

lefa teurde Landé

g

duproton et

γ

un nombrespé iqueà haqueraie.

Pour une dis ussion générale sur la question d'utilisation des paramètres sans dimensions où des paramètres dimensionnels,nousnousréférons àl'arti le de Du(105 ).

Il est intéressant de noter les grand eorts des théori iens pour relier lavariation possible des deuxquantitéssansdimensions

α

et

µ

.Dans e ontexte,grâ eàlathéoriede lagrandeuni ation (111 ; 112 ) mais également dans la théorie des ordes (113 ), une relation de proportionnalité est dérivée entre les hangementspossiblesde

α

et

µ

:

∆µ

µ ^{= R}

∆α

α

(9.1)

Tandisquelessignesrésultant desdérivations peuventdiérer,lavaleur absoluedufa teur de pro-portionnalité

|R|

estsouventgrande, .-à-d., ompriseentre20et40,bienquedesvaleurslégèrement pluspetites aient aussiété rapportées(114). Par onséquent, on s'attend à e que siune variation quel onquedes onstantesseproduit, ellede

µ

soit laplusgrande.Ce ifaitdurapportdesmasses proton-éle tron une ible importante pour re her her la variation temporelle d'une onstante. La question qui se pose est lasuivante : est- e que la onstante

µ

est aussi fondamentale que

α

? Le protonestuneparti ule omposée, samasseimpliquedesénergiesde liaisonentreses onstituants, les quarks; e i implique que la masse de proton n'est pas vraiment une onstante fondamentale! Cependant, omme dis utéparFlambaumetal(115 ),lamasseduproton,etpar onséquen e

µ

,est reliéeauparamètre fondamentaldela hromodynamiquequantique(QCD)

Λ_QCD

régissant lafor e del'intera tionnu léaire.Considérant quela onstante

α

estpurementreliéeàl'éle tromagnétisme, la onstante

µ

est onsidérée omme importante puisqu'elle relie diérents se teurs de la théorie fondamentale : l'origine de

m_e

est reliée au se teur de Higgs, alors que la masse

m_p

est relié à la QCD(104 ).

La renaissan eetl'intérêt a ru de lavariation possible des onstantes fondamentalessont dûs aux résultats obtenus par Webb et al (116 ; 117 ; 118 ; 119 ) ré lamant une variation possible de la onstantedestru turene

α

.Celaétaitrendupossiblegrâ eauspe tromètreàtrèshauterésolution HIRES,reliéau téles ope Ke kutilisé pour lesobservations astronomiques.

En 1975 Thompson (120)avait suggéré queles spe tresd'absorption molé ulaire de nuages in-terstellaires, de dépla ement vers le rouge

z

très élevé, observés sur la ligne de visée des quasars, pourraient indiquer une possible variation osmologique du rapport de masse

µ

. Il avait indiqué la grande dépendan e en masse des mouvements de rotation et de vibration d'une molé ule, en parti ulierde lamolé ule H

2

, ommeun bonoutil pour re her herlavariation de

µ

.Au oursdes années, ette idéeaétépoursuiviepar un ertainnombre de her heurs. Cependant,ona her hé à mettreenéviden eunevariationpossible entermede

∆µ/µ

, .-à-d.,lavariationau oursdutemps durapportplutt quede déterminerlerapport demasses lui-même.

Étant donné que l'hydrogène ompose environ 80% de la matière onnue dans l'univers et sa majeure partie seprésente sous forme d'hydrogèneatomique oumolé ulaire danslaphase gazeuse (3 ), des études ré entes (124 ) ont montré qu'une possible variation osmologique du rapport de masses

µ = mp/me

peutêtredéduitedela omparaisondeslongueursd'ondedesraiesd'absorption VUVde H

2

mesurées enlaboratoire ave leurs équivalentesmesurées dans plusieurs spe tres d'ab-sorptiondequasarssituésàdegrandes distan esastronomiques, 'est-à-dire,degrands

z

.Lesraies

Dans le document Etude expérimentale et théorique des spectres d'émission et d'absorption VUV des molécules H2, D2 et HD (Page 115-126)