Наблюдательная космология - Observational cosmology

Часть серии по
Физическая космология
Изображение полного неба, полученное по данным WMAP за девять лет
Эксперименты
  • Категория Категория
  • Крабовидная туманность.jpg Астрономический портал

Наблюдательная космология исследование структуры, эволюции и происхождения вселенная через наблюдение, используя такие инструменты, как телескопы и космический луч детекторы.

Ранние наблюдения

Наука о физическая космология как это практикуется сегодня, предметный материал был определен в годы после Дебаты Шепли-Кертиса когда было установлено, что вселенная имел больший масштаб, чем Млечный путь. Это было вызвано наблюдениями, которые установили размер и динамику космоса, которую можно объяснить Альберт Эйнштейн с Общая теория относительности. На начальном этапе космология была спекулятивной наукой, основанной на очень ограниченном количестве наблюдений и характеризовавшейся спором между устойчивое состояние теоретики и пропагандисты Большой взрыв космология. Только в 1990-х годах и позже астрономические наблюдения смогли устранить конкурирующие теории и привести науку к «Золотому веку космологии», который был провозглашен Дэвид Шрамм в Национальная Академия Наук коллоквиум в 1992 г.[1]

Закон Хаббла и космическая лестница расстояний

Основные статьи: Закон Хаббла и космическая дистанционная лестница
Астроном Эдвин Хаббл

Измерения расстояний в астрономии исторически были и продолжают сопровождаться значительной неопределенностью измерений. В частности, пока звездный параллакс могут быть использованы 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 способы измерения космических расстояний. С этой целью стандартная свеча измерение для Цефеид переменные был обнаружен Генриетта Суон Ливитт в 1908 году, что обеспечило бы Эдвин Хаббл со ступенькой на космическая дистанционная лестница ему нужно будет определить расстояние до спиральная туманность. Хаббл использовал 100-дюймовый Телескоп Хукера в Обсерватория Маунт Вильсон идентифицировать личность звезды в тех галактики, и определить расстояние до галактик, выделив 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 средствах массовой информации, позволило установить масштаб Вселенной и раз и навсегда уладить спор Шепли-Кертиса.[2]

В 1927 году, объединив различные измерения, в том числе измерения расстояний Хаббла и Весто Слайфер определения красные смещения для этих объектов, Жорж Лемэтр был первым, кто оценил константу пропорциональности между расстояниями галактик и тем, что было названо их «скоростями удаления», и нашел значение около 600 км / с / Мпк.[3][4][5][6][7][8] Он показал, что это теоретически ожидалось в модели Вселенной, основанной на общая теория относительности.[3] Два года спустя Хаббл показал, что соотношение между расстояниями и скоростями было положительной корреляцией и имело наклон около 500 км / с / Мпк.[9] Эта корреляция стала бы известна как Закон Хаббла и послужит наблюдательной основой для теории расширяющейся вселенной на котором до сих пор основана космология. Публикация наблюдений Слайфера, Виртца, Хаббла и их коллег и признание теоретиками их теоретических выводов в свете теории Эйнштейна. Общая теория относительности считается началом современной науки космологии.[10]

Обилие нуклидов

Основные статьи: космохимия и астрохимия

Определение космическое изобилие элементов имеет историю, восходящую к ранним спектроскопический измерения света от астрономических объектов и идентификация выброс и линии поглощения что соответствовало конкретным электронным переходам в химические элементы идентифицирован на Земле. Например, элемент Гелий был впервые идентифицирован по его спектроскопической сигнатуре в солнце прежде, чем он был изолирован как газ на Земле.[11][12]

Расчет относительного содержания был достигнут путем соответствующих спектроскопических наблюдений измерениям элементного состава метеориты.

Обнаружение космического микроволнового фона

Основная статья: Открытие космического микроволнового фонового излучения
CMB, видимый WMAP

А космический микроволновый фон был предсказан в 1948 г. Георгий Гамов и Ральф Альфер, и Альфер и Роберт Герман как из-за горячего Большой взрыв модель. Более того, Альфер и Герман смогли оценить температуру,[13] но их результаты широко не обсуждались в сообществе. Их предсказание было переоткрыто Роберт Дике и Яков Зельдович в начале 1960-х годов, когда впервые было опубликовано признание реликтового излучения как обнаруживаемого явления, в краткой статье Советский астрофизики А.Г. Дорошкевич и Игорь Новиков весной 1964 года.[14] В 1964 г. Дэвид Тодд Уилкинсон и Питер Ролл, коллеги Дике по Университет Принстона, начал строительство радиометра Дике для измерения космического микроволнового фона.[15] В 1965 г. Арно Пензиас и Роберт Вудро Вильсон на Crawford Hill Расположение Bell Telephone Laboratories поблизости Холмдел Тауншип, Нью-Джерси построили радиометр Дике, который собирались использовать в экспериментах по радиоастрономии и спутниковой связи. Их прибор имел превышение 3,5 К температура антенны чего они не могли объяснить. Получив телефонный звонок из Кроуфорд-Хилла, Дике язвительно заметил: «Мальчики, нас обманули».[16] Встреча между группами из Принстона и Кроуфорд-Хилла определила, что температура антенны действительно связана с микроволновым фоном. Пензиас и Уилсон получили награду 1978 г. Нобелевская премия по физике за их открытие.

Современные наблюдения

Сегодня наблюдательная космология продолжает проверять предсказания теоретической космологии и привела к уточнению космологических моделей. Например, данные наблюдений для темная материя сильно повлиял на теоретическое моделирование структура и формирование галактики. При попытке откалибровать диаграмму Хаббла с точным сверхновая звезда стандартные свечи, данные наблюдений для темная энергия был получен в конце 1990-х гг. Эти наблюдения были включены в шестипараметрическую структуру, известную как Лямбда-CDM модель который объясняет эволюцию Вселенной с точки зрения составляющего ее материала. Впоследствии эта модель была подтверждена подробными наблюдениями космического микроволнового фона, особенно с помощью WMAP эксперимент.

Сюда включены современные наблюдения, которые напрямую повлияли на космологию.

Опросы Redshift

Основная статья: Обзор Redshift

С появлением автоматизированных телескопы и улучшения в спектроскопы, был проведен ряд совместных работ, чтобы нанести на карту Вселенную в красное смещение Космос. Комбинируя красное смещение с данными углового положения, обзор красного смещения отображает трехмерное распределение материи в небесном поле. Эти наблюдения используются для измерения свойств крупномасштабная структура Вселенной. В Великая стена, обширный сверхскопление галактик более 500 миллионов световых лет широкий, представляет собой яркий пример крупномасштабной структуры, которую могут обнаружить обзоры красного смещения.[17]

Первый обзор красного смещения был Обзор CfA Redshift, начавшаяся в 1977 г., а первоначальный сбор данных завершился в 1982 г.[18] Совсем недавно Обзор красного смещения галактики 2dF определила крупномасштабную структуру одного участка Вселенной, измерив z-значения для более 220 000 галактик; сбор данных был завершен в 2002 г., и последний набор данных был выпущен 30 июня 2003 г.[19] (В дополнение к картированию крупномасштабных структур галактик, 2dF установил верхний предел нейтрино масс.) Еще одно заметное расследование Sloan Digital Sky Survey (SDSS), продолжается с 2011 г. и стремится получить измерения примерно на 100 миллионах объектов.[20] SDSS зарегистрировал красное смещение галактик с высотой до 0,4 и участвовал в обнаружении квазары за пределами z = 6. Обзор красного смещения DEEP2 использует Телескопы Keck с новым "DEIMOS" спектрограф; 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.[21]

Космические микроволновые фоновые эксперименты

Основная статья: Космические микроволновые фоновые эксперименты

После открытия реликтового излучения были проведены сотни экспериментов с космическим микроволновым фоном, чтобы измерить и охарактеризовать сигнатуры излучения. Самый известный эксперимент, наверное, НАСА Исследователь космического фона (COBE) спутник, который находился на орбите в 1989–1996 годах и который обнаружил и количественно определил 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 смогли исключить космические струны в качестве ведущей теории образования космической структуры и предложил космическая инфляция была правильная теория. В 1990-х годах первый пик был измерен с возрастающей чувствительностью, а к 2000 году BOOMERanG эксперимент сообщил, что наибольшие колебания мощности происходят в масштабе примерно в один градус. Вместе с другими космологическими данными эти результаты предполагали, что геометрия Вселенной плоский. Ряд наземных интерферометры обеспечили измерения колебаний с более высокой точностью в течение следующих трех лет, включая Очень маленький массив, Интерферометр с угловой шкалой (DASI) и Космический фоновый формирователь изображения (CBI). DASI впервые обнаружил поляризацию CMB, а CBI предоставил первый спектр E-моды с неопровержимым доказательством 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 крупномасштабных анизотропий 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 соответствуют ожидаемым от космическая инфляция а также различные другие конкурирующие теории и подробно доступны в центре обработки данных НАСА для космического микроволнового фона (CMB) (см. ссылки ниже). Хотя WMAP обеспечил очень точные измерения больших угловых флуктуаций реликтового излучения (структуры на 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 миссия, Планк, был запущен в мае 2009 года. Planck использует оба HEMT радиометры и болометр технология и измеряет анизотропию реликтового излучения с более высоким разрешением, чем WMAP. В отличие от двух предыдущих космических миссий, Planck - это результат сотрудничества НАСА и Европейское космическое агентство (ЕКА). Его детекторы прошли пробный пуск в Антарктике Телескоп Viper как ACBAR (Приемник болометра Arcminute Cosmology ) эксперимент, который позволил провести наиболее точные измерения в малых угловых масштабах на сегодняшний день - и в Археопс воздушный шар телескоп.

Дополнительные наземные инструменты, такие как Телескоп Южного полюса в Антарктиде и предлагаемые Клевер Проект, Космологический телескоп Атакама и ТИХИЙ телескоп в Чили предоставит дополнительные данные, недоступные из спутниковых наблюдений, возможно, включая поляризацию B-моды.

Наблюдения в телескоп

Радио

Наиболее яркими источниками низкочастотного радиоизлучения (10 МГц и 100 ГГц) являются: радиогалактики что можно наблюдать до чрезвычайно высоких красных смещений. Это подмножества активные галактики которые имеют расширенные элементы, известные как лепестки и форсунки, которые отходят от галактическое ядро расстояния порядка мегапарсек. Поскольку радиогалактики такие яркие, астрономы использовали их для исследования огромных расстояний и ранних этапов эволюции Вселенной.

Инфракрасный

Далеко инфракрасный наблюдения, включая субмиллиметровая астрономия обнаружили ряд источников на космологических расстояниях. За исключением нескольких атмосферные окна, большая часть инфракрасного света блокируется атмосферой, поэтому наблюдения обычно проводятся с аэростатов или космических приборов. Текущие наблюдательные эксперименты в инфракрасном диапазоне включают: НИКМОС, то Спектрограф Cosmic Origins, то Космический телескоп Спитцера, то Интерферометр Кека, то Стратосферная обсерватория для инфракрасной астрономии, а Космическая обсерватория Гершеля. Следующий большой космический телескоп, запланированный НАСА, Космический телескоп Джеймса Уэбба также будем исследовать в инфракрасном диапазоне.

Дополнительный инфракрасный обзор, Двухмикронный обзор всего неба, также был очень полезен для выявления распределения галактик, подобно другим оптическим обзорам, описанным ниже.

Оптические лучи (видимые человеческим глазом)

Оптический свет по-прежнему является основным средством, с помощью которого возникает астрономия, а в контексте космологии это означает наблюдение далеких галактик и скоплений галактик, чтобы узнать о них. крупномасштабная структура Вселенной, а также эволюция галактики. Опросы Redshift были обычным способом, с помощью которого это было достигнуто с некоторыми из самых известных, включая Обзор красного смещения галактики 2dF, то Sloan Digital Sky Survey, и предстоящие Большой синоптический обзорный телескоп. Эти оптические наблюдения обычно используют либо фотометрия или спектроскопия измерить красное смещение галактики, а затем через Закон Хаббла, определить его расстояние по модулю искажений красного смещения из-за пекулярные скорости. Кроме того, положение галактик на небе в небесные координаты 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. В Глубокое поле Хаббла, Хаббл сверхглубокое поле, Хаббл: экстремальное глубокое поле, и Хаббл Дип Филд Юг все примеры этого.

Ультрафиолетовый

Увидеть Ультрафиолетовая астрономия.

Рентгеновские лучи

Увидеть Рентгеновская астрономия.

Гамма лучи

Увидеть Гамма-астрономия.

Наблюдения за космическими лучами

Увидеть Обсерватория космических лучей.

Будущие наблюдения

Космические нейтрино

Основная статья: Космический нейтринный фон

Это предсказание Большой взрыв модель, что Вселенная заполнена нейтринный фон, аналогично космическое микроволновое фоновое излучение. 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 наблюдать, это было бы окном в самые ранние стадии Вселенной. К сожалению, сейчас эти нейтрино были бы очень холодными, поэтому их фактически невозможно наблюдать напрямую.

Гравитационные волны

Основная статья: Фон космической гравитационной волны

Смотрите также

использованная литература

  1. ^ Коллоквиумы Артура М. Саклера Национальной академии наук: физическая космология; Ирвин, Калифорния: 27–28 марта 1992 г.
  2. ^ «Островная вселенная» - это отсылка к умозрительным идеям, продвигавшимся различными схоластическими мыслителями 18-19 веков. Самым известным ранним сторонником таких идей был философ Иммануил Кант который опубликовал ряд трактатов по астрономии в дополнение к своим наиболее известным философским трудам. См. Kant I., 1755. Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels, Часть I, J.F. Peterson, Königsberg and Leipzig.
  3. ^ а б Лемэтр, Ж. (1927). "Un Universe homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extra-galactiques". Анналы научного общества Брюсселя A. 47: 49–56. Bibcode:1927АССБ ... 47 ... 49Л. Частично переведено на Лемэтр, Г. (1931). «Расширение Вселенной. Однородная Вселенная постоянной массы и увеличивающегося радиуса, учитывающая радиальную скорость внегалактических туманностей». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 91 (5): 483–490. Bibcode:1931МНРАС..91..483Л. Дои:10.1093 / mnras / 91.5.483.
  4. ^ ван ден Берг, С. (2011). «Любопытный случай уравнения Леметра № 24». Журнал Королевского астрономического общества Канады. 105 (4): 151. arXiv:1106.1195. Bibcode:2011JRASC.105..151V.
  5. ^ Блок, Д. Л. (2012). "Закон эпонимии Жоржа Леметра и Стиглера". In Holder, R.D .; Миттон, С. (ред.). Жорж Лемэтр: жизнь, наука и наследие. Жорж Лемэтр: Жизнь. Библиотека астрофизики и космических наук. 395. С. 89–96. arXiv:1106.3928. Bibcode:2012АССЛ..395 ... 89Б. Дои:10.1007/978-3-642-32254-9_8. ISBN  978-3-642-32253-2. S2CID  119205665.
  6. ^ Райх, Э. С. (27 июня 2011 г.). "Эдвин Хаббл в затруднении с переводом". Новости природы. Дои:10.1038 / новости.2011.385.
  7. ^ Ливио, М. (2011). «Трудности перевода: разгадка тайны пропавшего текста». Природа. 479 (7372): 171–173. Bibcode:2011Натура 479..171л. Дои:10.1038 / 479171a. PMID  22071745. S2CID  203468083.
  8. ^ Ливио, М .; Рис, А. (2013). «Измерение постоянной Хаббла». Физика сегодня. 66 (10): 41. Bibcode:2013ФТ .... 66дж..41Л. Дои:10.1063 / PT.3.2148.
  9. ^ Хаббл, Э. (1929). «Связь между расстоянием и лучевой скоростью внегалактических туманностей». Труды Национальной академии наук. 15 (3): 168–73. Bibcode:1929ПНАС ... 15..168Н. Дои:10.1073 / pnas.15.3.168. ЧВК  522427. PMID  16577160.
  10. ^ Это популярное мнение находит отражение в Журнал Тайм с перечисление Эдвина Хаббла в их Время 100 список самых влиятельных людей 20 века. Майкл Лемоник рассказывает: «Он открыл космос и тем самым основал науку космологию». [1]
  11. ^ Энциклопедия химических элементов, стр. 256
  12. ^ Оксфордский словарь английского языка (1989), s.v. «гелий». Получено 16 декабря 2006 г. из Oxford English Dictionary Online. Также из цитаты: Thomson, W. (1872). Rep. Brit. Доц. xcix: «Франкланд и Локьер находят желтые выступы, образующие очень четкую яркую линию недалеко от D, но до сих пор не отождествляемую с земным пламенем. Кажется, это указывает на новое вещество, которое они предлагают назвать гелием».
  13. ^ Гамов, Г. (1948). «Происхождение элементов и разделение галактик». Физический обзор. 74 (4): 505. Bibcode:1948ПхРв ... 74..505Г. Дои:10.1103 / Physrev.74.505.2.Гамов, Г. (1948). «Эволюция Вселенной». Природа. 162 (4122): 680–2. Bibcode:1948Натура.162..680Г. Дои:10.1038 / 162680a0. PMID  18893719. S2CID  4793163. Alpher, R.A .; Герман, Р. (1948). «Об относительном изобилии элементов». Физический обзор. 74 (11): 1577. Bibcode:1948ПхРв ... 74.1577А. Дои:10.1103 / Physrev.74.1577.
  14. ^ А. А. Пензиас (1979). «Происхождение стихий» (PDF). Нобелевская лекция. 205 (4406): 549–54. Bibcode:1979Наука ... 205..549П. Дои:10.1126 / science.205.4406.549. PMID  17729659. Получено 4 октября, 2006.
  15. ^ Р. Х. Дике, "Измерение теплового излучения на сверхвысоких частотах", Rev. Sci. Instrum. 17, 268 (1946). Эта базовая конструкция радиометра использовалась в большинстве последующих экспериментов с космическим микроволновым фоном.
  16. ^ А. А. Пензиас и Р. В. Уилсон, "Измерение избыточной температуры антенны при 4080 Мс / с", Астрофизический журнал 142 (1965), 419. Р. Х. Дике, П. Дж. Э. Пиблз, П. Г. Ролл и Д. Т. Уилкинсон, "Космическое излучение черного тела", Астрофизический журнал 142 (1965), 414. История приводится в P. J. E. Peebles, Принципы физической космологии (Princeton Univ. Pr., Princeton 1993).
  17. ^ Геллер, М. Дж .; Хухра, Дж. П. (1989), «Картографирование Вселенной», Наука, 246 (4932): 897–903, Bibcode:1989Sci ... 246..897G, Дои:10.1126 / science.246.4932.897, PMID  17812575, S2CID  31328798
  18. ^ См. Официальный CfA интернет сайт Больше подробностей.
  19. ^ Шон Коул; и другие. (Сотрудничество 2dFGRS) (2005). "Обзор красного смещения галактик 2dF: анализ спектра мощности окончательного набора данных и космологические последствия". Пн. Не. R. Astron. Soc. 362 (2): 505–34. arXiv:Astro-ph / 0501174. Bibcode:2005МНРАС.362..505С. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2005.09318.x. S2CID  6906627. Домашняя страница 2dF Galaxy Redshift Survey
  20. ^ Домашняя страница SDSS
  21. ^ Марк Дэвис; и другие. (Коллаборация DEEP2) (2002). «Научные цели и первые результаты обзора красного смещения DEEP2». Конференция по астрономическим телескопам и приборам, Вайколоа, Гавайи, 22–28 августа 2002 г..