Kosmologia obserwacyjna - Observational cosmology
| Część serii na |
| Kosmologia fizyczna |
|---|
 |
Kosmologia obserwacyjna to badanie struktury, ewolucji i pochodzenia wszechświata poprzez obserwację z wykorzystaniem instrumentów takich jak teleskopy i detektory promieniowania kosmicznego .
Wczesne obserwacje
Nauka o kosmologii fizycznej, jaką praktykuje się dzisiaj, miała swój materiał tematyczny zdefiniowany w latach po debacie Shapleya-Curtisa, kiedy ustalono, że wszechświat ma większą skalę niż galaktyka Drogi Mlecznej . Ten strącono przez obserwacje, które stworzyło wielkość i dynamikę kosmosu, które mogą być wyjaśnione przez Albert Einstein „s Ogólnej Teorii Względności . W powijakach kosmologia była nauką spekulatywną opartą na bardzo ograniczonej liczbie obserwacji i charakteryzującą się sporem między teoretykami stanu ustalonego a propagatorami kosmologii Wielkiego Wybuchu . Dopiero w latach 90. i później obserwacje astronomiczne były w stanie wyeliminować konkurujące teorie i doprowadzić naukę do „Złotego Wieku Kosmologii”, który został ogłoszony przez Davida Schramma na kolokwium National Academy of Sciences w 1992 roku.
Prawo Hubble'a i kosmiczna drabina odległości
Pomiary odległości w astronomii historycznie były i nadal są mylone ze względu na znaczną niepewność pomiaru. W szczególności, podczas gdy gwiezdna paralaksa może być używana do pomiaru odległości do pobliskich gwiazd, ograniczenia obserwacyjne narzucone przez trudności w pomiarze maleńkich paralaks związanych z obiektami poza naszą galaktyką oznaczały, że astronomowie musieli szukać alternatywnych sposobów mierzenia kosmicznych odległości. W tym celu Henrietta Swan Leavitt odkryła w 1908 roku standardowy pomiar świecy dla zmiennych cefeid, który zapewniłby Edwinowi Hubble'owi szczebel w kosmicznej drabinie odległości, którego potrzebował do określenia odległości do mgławicy spiralnej . Hubble użył 100-calowego Teleskopu Hookera w Obserwatorium Mount Wilson, aby zidentyfikować poszczególne gwiazdy w tych galaktykach i określić odległość do galaktyk poprzez izolację poszczególnych cefeid. To mocno ugruntowało mgławicę spiralną jako obiekty znajdujące się daleko poza galaktyką Drogi Mlecznej. Określenie odległości do „wyspowych wszechświatów”, jak nazywano je w popularnych mediach, ustaliło skalę wszechświata i raz na zawsze rozstrzygnęło debatę Shapleya-Curtisa.
W 1927 roku, łącząc różne pomiary, w tym pomiary odległości Hubble'a i określenia przesunięcia ku czerwieni tych obiektów Vesto Sliphera , Georges Lemaître jako pierwszy oszacował stałą proporcjonalności między odległościami galaktyk i tym, co nazwano ich „prędkościami recesyjnymi”. wartość około 600 km/s/Mpc. Pokazał, że jest to teoretycznie oczekiwane w modelu wszechświata opartym na ogólnej teorii względności . Dwa lata później Hubble wykazał, że związek między odległościami i prędkościami jest dodatnią korelacją i ma nachylenie około 500 km/s/Mpc. Ta korelacja stałaby się znana jako prawo Hubble'a i służyłaby jako podstawa obserwacyjna teorii rozszerzającego się wszechświata, na których wciąż opiera się kosmologia. Opublikowanie obserwacji Sliphera, Wirtza, Hubble'a i ich współpracowników oraz zaakceptowanie przez teoretyków ich teoretycznych implikacji w świetle Ogólnej teorii względności Einsteina uważa się za początek współczesnej kosmologii.
Obfitość nuklidów
Wyznaczanie kosmicznej obfitości pierwiastków ma historię sięgającą wczesnych pomiarów spektroskopowych światła z obiektów astronomicznych oraz identyfikacji linii emisyjnych i absorpcyjnych, które odpowiadały poszczególnym przejściom elektronowym pierwiastków chemicznych zidentyfikowanych na Ziemi. Na przykład pierwiastek Hel został po raz pierwszy zidentyfikowany na podstawie sygnatury spektroskopowej na Słońcu, zanim został wyizolowany jako gaz na Ziemi.
Obliczenia względnej obfitości osiągnięto poprzez odpowiednie obserwacje spektroskopowe do pomiarów składu pierwiastkowego meteorytów .
Wykrywanie kosmicznego mikrofalowego tła
Kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła przewidywano w 1948 roku przez George'a Gamowa i Ralpha Alpher , a przez Alpher i Robert Herman jako powodu gorącego Big Bang modelu. Co więcej, Alpher i Herman byli w stanie oszacować temperaturę, ale ich wyniki nie były szeroko omawiane w społeczności. Ich przewidywania zostały ponownie odkryte przez Roberta Dicke'a i Jakowa Zeldowicza na początku lat sześćdziesiątych XX wieku. Pierwsze opublikowane uznanie promieniowania CMB za wykrywalne zjawisko pojawiło się w krótkim artykule sowieckich astrofizyków AG Doroszkiewicza i Igora Nowikowa wiosną 1964 roku. 1964, David Todd Wilkinson i Peter Roll, koledzy Dicke'a z Princeton University , rozpoczęli budowę radiometru Dicke'a do pomiaru mikrofalowego promieniowania tła. W 1965 roku Arno Penzias i Robert Woodrow Wilson w Crawford Hill lokalizacji Bell Telephone Laboratories w pobliżu Holmdel Township, New Jersey zbudowali radiometru Dicke, że zamierzają wykorzystać dla radioastronomii i eksperymentów łączności satelitarnej. Ich instrument miał nadmierną temperaturę anteny 3,5 K, której nie mogli uwzględnić. Po odebraniu telefonu z Crawford Hill Dicke zażartował: „Chłopcy, nas złapano”. Spotkanie grup z Princeton i Crawford Hill wykazało, że temperatura anteny rzeczywiście była spowodowana promieniowaniem mikrofalowym. Penzias i Wilson otrzymali za swoje odkrycie Nagrodę Nobla w dziedzinie fizyki w 1978 roku .
Współczesne obserwacje
Dzisiaj kosmologia obserwacyjna nadal testuje przewidywania kosmologii teoretycznej i doprowadziła do udoskonalenia modeli kosmologicznych. Na przykład dowody obserwacyjne na ciemną materię silnie wpłynęły na teoretyczne modelowanie struktury i powstawania galaktyk . Próbując skalibrować diagram Hubble'a za pomocą dokładnych standardowych świec supernowych , pod koniec lat 90. uzyskano dowody obserwacyjne na ciemną energię . Obserwacje te zostały włączone do sześcioparametrowego modelu znanego jako model Lambda-CDM, który wyjaśnia ewolucję wszechświata pod względem materiału składowego. Model ten został następnie zweryfikowany przez szczegółowe obserwacje kosmicznego mikrofalowego tła, zwłaszcza w eksperymencie WMAP .
Zawarte tutaj są współczesne wysiłki obserwacyjne, które bezpośrednio wpłynęły na kosmologię.
Ankiety dotyczące przesunięcia ku czerwieni
Wraz z pojawieniem się automatycznych teleskopów i ulepszeń spektroskopów nawiązano szereg współpracy w celu mapowania wszechświata w przestrzeni z przesunięciem ku czerwieni . Łącząc przesunięcie ku czerwieni z danymi położenia kątowego, badanie przesunięcia ku czerwieni odwzorowuje rozkład materii 3D w polu nieba. Obserwacje te służą do pomiaru właściwości wielkoskalowej struktury wszechświata. Wielki Mur , ogromna supergromada galaktyk ponad 500 milionów lat świetlnych szerokości, zapewnia dramatyczny przykład struktury dużą skalę, że sondaże RedShift może wykryć.
Pierwszym przeglądem z przesunięciem ku czerwieni był przegląd CfA Redshift Survey , rozpoczęty w 1977 r., a wstępne zbieranie danych ukończono w 1982 r. Niedawno badanie 2dF Galaxy Redshift Survey określiło wielkoskalową strukturę jednej części Wszechświata, mierząc wartości z dla ponad 220 000 galaktyki; Zbieranie danych zakończono w 2002 r., a ostateczny zestaw danych opublikowano 30 czerwca 2003 r. (Oprócz mapowania wielkoskalowych wzorców galaktyk, 2dF ustanowił górną granicę masy neutrin .) Inne godne uwagi badanie, Sloan Digital Sky Survey ( SDSS), trwa od 2011 roku i ma na celu uzyskanie pomiarów na około 100 milionach obiektów. SDSS zarejestrował przesunięcia ku czerwieni dla galaktyk aż do 0,4 i był zaangażowany w wykrywanie kwazarów poza z = 6. Badanie DEEP2 Redshift Survey wykorzystuje teleskopy Kecka z nowym spektrografem "DEIMOS" ; kontynuacja programu pilotażowego DEEP1, DEEP2 ma na celu pomiar słabych galaktyk z przesunięciem ku czerwieni 0,7 i powyżej, dlatego planuje się uzupełnienie SDSS i 2dF.
Eksperymenty z kosmicznym mikrofalowym tłem
Po odkryciu CMB przeprowadzono setki kosmicznych mikrofalowych eksperymentów tła, aby zmierzyć i scharakteryzować sygnatury promieniowania. Najsłynniejszym eksperymentem jest prawdopodobnie satelita NASA Cosmic Background Explorer (COBE), który orbitował w latach 1989-1996 i który wykrył i określił ilościowo anizotropie na dużą skalę na granicy swoich możliwości wykrywania. Zainspirowana wstępnymi wynikami COBE dotyczącymi skrajnie izotropowego i jednorodnego tła, seria eksperymentów naziemnych i balonowych określiła ilościowo anizotropie CMB w mniejszych skalach kątowych w ciągu następnej dekady. Podstawowym celem tych eksperymentów było zmierzenie skali kątowej pierwszego piku akustycznego, dla którego COBE nie miał wystarczającej rozdzielczości. Pomiary były w stanie wykluczyć struny kosmiczne jako wiodącą teorię tworzenia kosmicznych struktur, a sugerowana kosmiczna inflacja była właściwą teorią. W latach dziewięćdziesiątych pierwszy szczyt został zmierzony z rosnącą czułością, a do roku 2000 eksperyment BOOMERanG wykazał, że największe wahania mocy występują w skali około jednego stopnia. Wraz z innymi danymi kosmologicznymi wyniki te sugerowały, że geometria Wszechświata jest płaska . Szereg naziemnych interferometrów zapewniał pomiary fluktuacji z większą dokładnością w ciągu następnych trzech lat, w tym bardzo mały macierz , interferometr w skali kątowej stopnia (DASI) i kosmiczny obraz tła (CBI). DASI dokonało pierwszego wykrycia polaryzacji CMB, a CBI dostarczyło pierwszemu widmu w trybie E przekonujące dowody, że jest ono przesunięte w fazie z widmem w trybie T.
W czerwcu 2001 r. NASA uruchomiła drugą misję kosmiczną CMB, WMAP , aby dokonać znacznie dokładniejszych pomiarów anizotropii na dużą skalę na pełnym niebie. Pierwszymi wynikami tej misji, ujawnionymi w 2003 r., były szczegółowe pomiary kątowego widma mocy do skali poniżej stopni, ściśle ograniczające różne parametry kosmologiczne. Wyniki są zasadniczo zgodne z wynikami oczekiwanymi od kosmicznej inflacji, jak również z różnymi innymi konkurencyjnymi teoriami, i są dostępne szczegółowo w centrum danych NASA dotyczącym Kosmicznego Tła Mikrofalowego (CMB) (patrz linki poniżej). Chociaż WMAP zapewniał bardzo dokładne pomiary dużych fluktuacji kątowych w CMB (struktury na niebie tak duże jak Księżyc), nie miał rozdzielczości kątowej, aby zmierzyć fluktuacje w mniejszej skali, które były obserwowane przy użyciu wcześniejszych pomiarów naziemnych. oparte na interferometrach.
Trzecia misja kosmiczna, Planck , została wystrzelona w maju 2009 roku. Planck wykorzystuje zarówno radiometry HEMT, jak i technologię bolometru oraz mierzy anizotropię CMB w wyższej rozdzielczości niż WMAP. W przeciwieństwie do poprzednich dwóch misji kosmicznych, Planck jest wynikiem współpracy NASA i Europejskiej Agencji Kosmicznej (ESA). Jego detektory zostały przetestowane w teleskopie Antarctic Viper jako eksperyment ACBAR ( Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver ), który przyniósł jak dotąd najdokładniejsze pomiary w małych skalach kątowych oraz w teleskopie balonowym Archeops .
Dodatkowe instrumenty naziemne, takie jak South Pole Telescope na Antarktydzie i proponowany projekt Clover , Atacama Cosmology Telescope i teleskop QUIET w Chile , dostarczą dodatkowych danych niedostępnych z obserwacji satelitarnych, w tym prawdopodobnie polaryzacji B-mode.
Obserwacje teleskopowe
Radio
Najjaśniejszymi źródłami emisji radiowej o niskiej częstotliwości (10 MHz i 100 GHz) są galaktyki radiowe, które można obserwować z bardzo dużymi przesunięciami ku czerwieni. Są to podzbiory aktywnych galaktyk, które mają rozszerzone cechy znane jako płaty i dżety, które rozciągają się od odległości jądra galaktyki na rząd megaparseków . Ponieważ galaktyki radiowe są tak jasne, astronomowie wykorzystali je do badania ekstremalnych odległości i wczesnych czasów ewolucji wszechświata.
Podczerwień
Obserwacje w dalekiej podczerwieni, w tym astronomia submilimetrowa , ujawniły szereg źródeł w kosmologicznych odległościach. Z wyjątkiem kilku okienek atmosferycznych większość światła podczerwonego jest blokowana przez atmosferę, więc obserwacje na ogół odbywają się z balonów lub instrumentów kosmicznych. Obecne eksperymenty obserwacyjne w podczerwieni obejmują NICMOS , spektrograf Cosmic Origins , Teleskop Kosmiczny Spitzera , Interferometr Kecka , Obserwatorium Stratosferyczne dla Astronomii Podczerwieni oraz Obserwatorium Kosmiczne Herschela . Kolejny duży teleskop kosmiczny planowany przez NASA, Kosmiczny Teleskop Jamesa Webba również będzie badał w podczerwieni.
Dodatkowy przegląd w podczerwieni, Two-Micron All Sky Survey , był również bardzo przydatny w ujawnianiu rozmieszczenia galaktyk, podobnie jak inne przeglądy optyczne opisane poniżej.
Promienie optyczne (widoczne dla ludzkich oczu)
Światło optyczne jest nadal podstawowym środkiem, za pomocą którego występuje astronomia, a w kontekście kosmologii oznacza to obserwację odległych galaktyk i gromad galaktyk w celu poznania wielkoskalowej struktury Wszechświata, a także ewolucji galaktyk . Przeglądy z przesunięciem ku czerwieni były powszechnym sposobem, dzięki któremu udało się to osiągnąć w przypadku niektórych z najbardziej znanych, w tym przeglądu 2dF Galaxy Redshift Survey , Sloan Digital Sky Survey oraz nadchodzącego Large Synoptic Survey Telescope . Te obserwacje optyczne zazwyczaj wykorzystują fotometrię lub spektroskopię do pomiaru przesunięcia ku czerwieni galaktyki, a następnie, za pomocą prawa Hubble'a , określają jej zniekształcenia modulo przesunięcia ku czerwieni odległości spowodowane specyficznymi prędkościami . Dodatkowo pozycja galaktyk widziana na niebie we współrzędnych niebieskich może zostać wykorzystana do uzyskania informacji o pozostałych dwóch wymiarach przestrzennych.
Bardzo głębokie obserwacje (to znaczy wrażliwe na słabe źródła) są również użytecznymi narzędziami w kosmologii. Hubble'a Głębokie Pole , Hubble Ultra Głębokie Pole , Ekstremalnie Głębokie Pole Hubble'a i Głębokie Południowe Pole Hubble'a są tego przykładami.
Ultrafioletowy
Zobacz astronomię ultrafioletową .
promienie rentgenowskie
Zobacz astronomia rentgenowska .
Promienie gamma
Zobacz astronomia promieni gamma .
Obserwacje promieniowania kosmicznego
Zobacz Obserwatorium promieniowania kosmicznego .
Przyszłe obserwacje
Kosmiczne neutrina
Jest to przewidywanie modelu Wielkiego Wybuchu, że Wszechświat jest wypełniony neutrinowym promieniowaniem tła , analogicznym do kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła . Tło mikrofalowe jest reliktem z czasów, gdy Wszechświat miał około 380 000 lat, ale tło neutrinowe jest reliktem z czasów, gdy Wszechświat miał około dwóch sekund.
Gdyby można było zaobserwować to promieniowanie neutrinowe, byłoby to okno do bardzo wczesnych stadiów wszechświata. Niestety, te neutrina byłyby teraz bardzo zimne, a więc praktycznie niemożliwe jest ich bezpośrednie zaobserwowanie.