Войти
Наблюдательная космология - это изучение структуры, эволюции и происхождения Вселенной через наблюдение с использованием таких инструментов, как телескопы и детекторы космических лучей.
Наука физическая космология, как она практикуется сегодня, определила свой предметный материал в годы после дебатов Шепли-Кертис, когда было определено, что вселенная имела больший масштаб, чем галактика Млечный Путь. Это было ускорено наблюдениями, которые установили размер и динамику космоса, которую можно было объяснить с помощью Общей теории относительности Альберта Эйнштейна. На начальном этапе космология была спекулятивной наукой, основанной на очень ограниченном количестве наблюдений и характеризовавшейся спором между теоретиками устойчивого состояния и сторонниками космологии Большого взрыва. Только в 1990-х годах и позже астрономические наблюдения смогли устранить конкурирующие теории и привести науку к «Золотому веку космологии», который был провозглашен Дэвидом Шраммом в Национальной академии. наук коллоквиум в 1992 году.
Астроном Эдвин Хаббл Измерения расстояний в астрономии исторически были и продолжают сопровождаться значительной погрешностью измерений. В частности, в то время как звездный параллакс можно использовать для измерения расстояния до ближайших звезд, ограничения наблюдений, наложенные трудностью измерения крошечных параллаксов, связанных с объектами за пределами нашей галактики, означали, что астрономам пришлось искать альтернативные пути для измерения космических расстояний. С этой целью стандартная свеча для переменных цефеид была открыта Генриеттой Свон Ливитт в 1908 году, что дало Эдвину Хабблу ступенька на лестнице космических расстояний ему потребуется определить расстояние до спиральной туманности. Хаббл использовал 100-дюймовый телескоп Хукера в обсерватории Маунт-Вилсон, чтобы идентифицировать отдельные звезды в этих галактиках и определить расстояние до галактик, изолировав отдельные цефеиды. Это твердо подтвердило, что спиральная туманность находится далеко за пределами галактики Млечный Путь. Определение расстояния до «островных вселенных», как их окрестили в популярных СМИ, позволило установить масштаб Вселенной и раз и навсегда разрешить спор Шепли-Кертиса.
В 1927 году, объединив различные измерения, Включая измерения расстояний Хаббла и определения Весто Слайфера красных смещений для этих объектов, Жорж Леметр первым оценил константу пропорциональности между расстояниями галактик и то, что было названо их "скоростью разбегания", которая составила около 600 км / с / Мпк. Он показал, что это теоретически ожидалось в модели Вселенной, основанной на общей теории относительности. Два года спустя Хаббл показал, что соотношение между расстояниями и скоростями было положительной корреляцией и имело наклон около 500 км / с / Мпк. Эта корреляция стала бы известна как закон Хаббла и послужила бы наблюдательной основой для теорий расширяющейся Вселенной, на которых до сих пор базируется космология. Публикация наблюдений Слайфера, Виртца, Хаббла и их коллег и принятие теоретиками их теоретических выводов в свете Общей теории относительности считается началом современной космологической науки.
Определение космического содержания элементов имеет историю, восходящую к ранним спектроскопическим измерениям света от астрономических объектов и идентификации линии излучения и поглощения, которые соответствуют определенным электронным переходам в химических элементах, идентифицированных на Земле. Например, элемент Гелий был впервые идентифицирован по его спектроскопической сигнатуре на Солнце до того, как он был выделен в виде газа на Земле.
Расчет относительного содержания был достигнут посредством соответствующие спектроскопические наблюдения измерениям элементного состава метеоритов.
реликтового излучения, наблюдаемого WMAP A космического микроволнового фона, было предсказано в 1948 году Джорджем Гамовым и Ральф Альфер, а также Альфер и Роберт Херман в связи с горячей моделью Большого взрыва. Более того, Альфер и Герман смогли оценить температуру, но их результаты не получили широкого обсуждения в обществе. Их предсказание было переоткрыто Робертом Дике и Яковом Зельдовичем в начале 1960-х годов с первым опубликованным признанием реликтового излучения как обнаруживаемого явления, появившегося в краткой статье Советские астрофизики А. Г. Дорошкевич и Игорь Новиков, весной 1964 года. В 1964 году Дэвид Тодд Уилкинсон и Питер Ролл, коллеги Дике из Принстонского университета, приступил к созданию радиометра Дике для измерения космического микроволнового фона. В 1965 году Арно Пензиас и Роберт Вудро Вильсон в Кроуфорд-Хилл месте Bell Telephone Laboratories в соседнем городе Холмдел, Нью-Джерси построили радиометр Дике, который собирались использовать в радиоастрономических экспериментах и экспериментах по спутниковой связи. Их прибор имел превышение 3,5 К антенной температуры, которую они не могли учесть. После телефонного звонка из Кроуфорд-Хилла Дике заметил известную шутку: «Мальчики, мы были обмануты». Встреча между группами из Принстона и Кроуфорд-Хилла определила, что температура антенны действительно связана с микроволновым фоном. Пензиас и Уилсон получили за свое открытие Нобелевскую премию по физике 1978 года.
Сегодня наблюдательная космология продолжает проверять предсказания теоретической космологии и привела к уточнению космологических моделей. Например, данные наблюдений для темной материи сильно повлияли на теоретическое моделирование структуры и формирования галактик. При попытке откалибровать диаграмму Хаббла с помощью точных сверхновых стандартных свечей в конце 1990-х годов были получены данные наблюдений за темной энергией. Эти наблюдения были включены в структуру с шестью параметрами, известную как модель лямбда-CDM, которая объясняет эволюцию Вселенной с точки зрения составляющего ее материала. Впоследствии эта модель была подтверждена подробными наблюдениями космического микроволнового фона, особенно в эксперименте WMAP.
Сюда включены современные наблюдения, которые напрямую повлияли на космологию.
С появлением автоматических телескопов и усовершенствований спектроскопов, был проведен ряд совместных работ по картированию Вселенной в красное смещение пробел. Комбинируя красное смещение с данными углового положения, обзор красного смещения отображает трехмерное распределение материи в небесном поле. Эти наблюдения используются для измерения свойств крупномасштабной структуры Вселенной. Великая стена, обширное сверхскопление галактик шириной более 500 миллионов световых лет, представляет собой яркий пример крупномасштабной структуры, которую можно обнаружить в обзорах красного смещения..
Первым исследованием красного смещения было CfA Redshift Survey, начатое в 1977 году, а первоначальный сбор данных был завершен в 1982 году. Совсем недавно 2dF Galaxy Redshift Survey определил крупномасштабная структура одной части Вселенной, измеряющая z-значения для более чем 220 000 галактик; сбор данных был завершен в 2002 году, и окончательный набор данных был выпущен 30 июня 2003 года. (В дополнение к картированию крупномасштабных структур галактик, 2dF установил верхний предел массы нейтрино.) Другое заметное исследование, Sloan Digital Sky Survey (SDSS), продолжается с 2011 года и направлено на получение измерений примерно на 100 миллионах объектов. SDSS зарегистрировал красное смещение галактик до 0,4 и участвовал в обнаружении квазаров за пределами z = 6. В обзоре DEEP2 Redshift Survey используются телескопы Keck с новым спектрографом «DEIMOS» ; продолжение пилотной программы DEEP1, DEEP2 предназначено для измерения слабых галактик с красным смещением 0,7 и выше, и поэтому планируется обеспечить дополнение к SDSS и 2dF.
После открытия реликтового излучения были проведены сотни экспериментов с космическим микроволновым фоном, чтобы измерить и охарактеризовать сигнатуры излучения. Самым известным экспериментом, вероятно, является спутник NASA Cosmic Background Explorer (COBE), который находился на орбите в 1989–1996 годах и который обнаружил и количественно оценил крупномасштабные анизотропии на пределе своих возможностей обнаружения.. Вдохновленные первоначальными результатами COBE о чрезвычайно изотропном и однородном фоне, серия наземных и аэростатных экспериментов позволила количественно оценить анизотропию реликтового излучения на меньших угловых масштабах в течение следующего десятилетия. Основная цель этих экспериментов состояла в том, чтобы измерить угловой масштаб первого акустического пика, для которого COBE не имел достаточного разрешения. Измерения позволили исключить космические струны как ведущую теорию формирования космической структуры и предположить, что космическая инфляция была правильной теорией. В течение 1990-х годов первый пик был измерен с увеличением чувствительности, а к 2000 году в эксперименте BOOMERanG было сообщено, что самые высокие флуктуации мощности происходят на масштабах примерно в один градус. Вместе с другими космологическими данными эти результаты предполагали, что геометрия Вселенной плоская. Ряд наземных интерферометров обеспечили измерения флуктуаций с более высокой точностью в течение следующих трех лет, в том числе Very Small Array, Degree Angular Scale Interferometer ( DASI) и Cosmic Background Imager (CBI). DASI впервые обнаружил поляризацию CMB, а CBI предоставил первый спектр E-моды с убедительными доказательствами того, что он не в фазе со спектром T-моды.
В июне 2001 года НАСА запустило вторую космическую миссию CMB, WMAP, чтобы сделать гораздо более точные измерения крупномасштабной анизотропии на всем небе. Первыми результатами этой миссии, раскрытыми в 2003 году, были подробные измерения углового спектра мощности до шкалы ниже градуса, жестко ограничивая различные космологические параметры. Результаты в целом согласуются с ожидаемыми от космической инфляции, а также с различными другими конкурирующими теориями и подробно доступны в центре данных НАСА по космическому микроволновому фону (CMB) (см. Ссылки ниже). Хотя WMAP обеспечил очень точные измерения больших угловых флуктуаций реликтового излучения (структуры в небе размером с Луна), у него не было углового разрешения для измерения флуктуаций меньшего масштаба, которые наблюдались с использованием предыдущих наземных наблюдений. на основе интерферометров.
Третья космическая экспедиция, Planck, была запущена в мае 2009 года. Planck использует радиометры HEMT и болометр и измеряет анизотропию реликтового излучения. с более высоким разрешением, чем WMAP. В отличие от двух предыдущих космических миссий, Planck - это результат сотрудничества НАСА и Европейского космического агентства (ESA). Его детекторы были опробованы на антарктическом телескопе Viper в качестве эксперимента ACBAR (Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver ), который на сегодняшний день позволил провести наиболее точные измерения в малых угловых масштабах - и аэростатный телескоп Archeops.
Дополнительные наземные инструменты, такие как Южный полюсный телескоп в Антарктиде и предлагаемый проект Clover, Атакамский космологический телескоп и Телескоп QUIET в Чили предоставит дополнительные данные, недоступные из спутниковых наблюдений, возможно, включая поляризацию B-моды.
Самыми яркими источниками низкочастотного радиоизлучения (10 МГц и 100 ГГц) являются радиогалактики, которые можно наблюдать до чрезвычайно высоких красных смещений. Это подмножества активных галактик, которые имеют расширенные элементы, известные как доли и струи, которые простираются от ядра галактики на расстояния порядка мегапарсеков. Поскольку радиогалактики такие яркие, астрономы использовали их для исследования огромных расстояний и ранних этапов эволюции Вселенной.
Дальнее инфракрасное наблюдения, включая субмиллиметровую астрономию, выявили ряд источников на космологических расстояниях. За исключением нескольких атмосферных окон, большая часть инфракрасного света блокируется атмосферой, поэтому наблюдения обычно проводятся с аэростатов или космических приборов. Текущие наблюдательные эксперименты в инфракрасном диапазоне включают NICMOS, спектрограф Cosmic Origins, космический телескоп Спитцера, интерферометр Кека, Стратосферная обсерватория для инфракрасной астрономии и Космическая обсерватория Гершеля. Следующий большой космический телескоп, запланированный НАСА, Космический телескоп Джеймса Уэбба также будет исследовать в инфракрасном диапазоне.
Дополнительный инфракрасный обзор, Двухмикронный обзор всего неба, также был очень полезен для выявления распределения галактик, как и другие оптические обзоры, описанные ниже.
Оптический свет по-прежнему является основным средством, с помощью которого происходит астрономия, а в контексте космологии это означает наблюдение далеких галактик и скоплений галактик с целью узнать о крупномасштабной структуре Вселенной, а также о эволюции галактик. Обзоры красного смещения были обычным средством, с помощью которого это было выполнено с некоторыми из самых известных, включая 2dF Galaxy Redshift Survey, Sloan Digital Sky Survey, и грядущий Большой синоптический обзорный телескоп. Эти оптические наблюдения обычно используют либо фотометрию, либо спектроскопию для измерения красного смещения галактики, а затем, с помощью закона Хаббла, определения расстояния до нее. искажения по модулю красного смещения из-за пекулярных скоростей. Кроме того, положение галактик, видимых на небе в небесных координатах, может использоваться для получения информации о двух других пространственных измерениях.
Очень глубокие наблюдения (то есть чувствительные к тусклым источникам) также являются полезным инструментом в космологии. Примеры этого - Hubble Deep Field, Hubble Ultra Deep Field, Hubble Extreme Deep Field и Hubble Deep Field South.
См. Ультрафиолетовая астрономия.
См. Гамма-астрономия.
См. Обсерватория космических лучей.
Это предсказание модели Большого взрыва, согласно которому Вселенная заполнена нейтринным фоновым излучением, аналогичным космическому микроволновому фоновому излучению. Микроволновый фон - это пережиток того времени, когда Вселенной было около 380000 лет, но нейтринный фон - это пережиток того времени, когда Вселенной было около двух секунд.
Если бы это нейтринное излучение можно было бы наблюдать, это было бы окном в самые ранние стадии развития Вселенной. К сожалению, сейчас эти нейтрино были бы очень холодными, поэтому их фактически невозможно наблюдать напрямую.
