Cosmología observacional - Observational cosmology
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La cosmología observacional es el estudio de la estructura, la evolución y el origen del universo a través de la observación , utilizando instrumentos como telescopios y detectores de rayos cósmicos.
Primeras observaciones
La ciencia de la cosmología física, tal como se practica hoy en día, tuvo su materia definida en los años posteriores al debate de Shapley-Curtis, cuando se determinó que el universo tenía una escala mayor que la galaxia de la Vía Láctea . Esto fue precipitado por observaciones que establecieron el tamaño y la dinámica del cosmos que podrían ser explicadas por la Teoría de la Relatividad General de Albert Einstein . En su infancia, la cosmología era una ciencia especulativa basada en un número muy limitado de observaciones y caracterizada por una disputa entre los teóricos del estado estacionario y los promotores de la cosmología del Big Bang . No fue hasta la década de 1990 y más allá que las observaciones astronómicas podrían eliminar las teorías en competencia y llevar la ciencia a la "Edad de Oro de la Cosmología", anunciada por David Schramm en un coloquio de la Academia Nacional de Ciencias en 1992.
La ley de Hubble y la escalera de distancias cósmicas
Históricamente, las mediciones de distancias en astronomía se han visto y siguen estando confundidas por una considerable incertidumbre en las mediciones. En particular, mientras que el paralaje estelar se puede utilizar para medir la distancia a estrellas cercanas, los límites de observación impuestos por la dificultad de medir los paralaje minúsculos asociados con objetos más allá de nuestra galaxia significaron que los astrónomos tuvieron que buscar formas alternativas de medir distancias cósmicas. Con este fin, Henrietta Swan Leavitt descubrió una medida de vela estándar para las variables cefeidas en 1908 que le proporcionaría a Edwin Hubble el peldaño en la escala de distancia cósmica que necesitaría para determinar la distancia a la nebulosa espiral . Hubble usó el Telescopio Hooker de 100 pulgadas en el Observatorio Mount Wilson para identificar estrellas individuales en esas galaxias y determinar la distancia a las galaxias aislando Cefeidas individuales. Esto estableció firmemente la nebulosa espiral como objetos fuera de la Vía Láctea. La determinación de la distancia a los "universos insulares", como se denominaron en los medios populares, estableció la escala del universo y resolvió de una vez por todas el debate Shapley-Curtis.
En 1927, al combinar varias mediciones, incluidas las mediciones de distancia de Hubble y las determinaciones de Vesto Slipher de los desplazamientos al rojo para estos objetos, Georges Lemaître fue el primero en estimar una constante de proporcionalidad entre las distancias de las galaxias y lo que se denominó sus "velocidades de recesión", encontrando un valor de aproximadamente 600 km / s / Mpc. Mostró que esto era teóricamente esperado en un modelo de universo basado en la relatividad general . Dos años más tarde, Hubble demostró que la relación entre las distancias y las velocidades era una correlación positiva y tenía una pendiente de unos 500 km / s / Mpc. Esta correlación se conocería como la ley de Hubble y serviría como base de observación para las teorías del universo en expansión en las que todavía se basa la cosmología. La publicación de las observaciones de Slipher, Wirtz, Hubble y sus colegas y la aceptación por parte de los teóricos de sus implicaciones teóricas a la luz de la teoría general de la relatividad de Einstein se considera el comienzo de la ciencia moderna de la cosmología.
Abundancias de nucleidos
La determinación de la abundancia cósmica de elementos tiene una historia que se remonta a las primeras mediciones espectroscópicas de luz de objetos astronómicos y la identificación de líneas de emisión y absorción que correspondían a transiciones electrónicas particulares en elementos químicos identificados en la Tierra. Por ejemplo, el elemento Helio se identificó por primera vez a través de su firma espectroscópica en el Sol antes de aislarse como gas en la Tierra.
El cálculo de las abundancias relativas se logró mediante las correspondientes observaciones espectroscópicas a las mediciones de la composición elemental de los meteoritos .
Detección del fondo cósmico de microondas
Un fondo de microondas cósmico fue predicho en 1948 por George Gamow y Ralph Alpher , y por Alpher y Robert Herman como debido al modelo caliente del Big Bang . Además, Alpher y Herman pudieron estimar la temperatura, pero sus resultados no fueron ampliamente discutidos en la comunidad. Su predicción fue redescubierta por Robert Dicke y Yakov Zel'dovich a principios de la década de 1960 con el primer reconocimiento publicado de la radiación CMB como un fenómeno detectable que apareció en un breve artículo de los astrofísicos soviéticos AG Doroshkevich e Igor Novikov , en la primavera de 1964. En En 1964, David Todd Wilkinson y Peter Roll, colegas de Dicke en la Universidad de Princeton , comenzaron a construir un radiómetro Dicke para medir el fondo cósmico de microondas. En 1965, Arno Penzias y Robert Woodrow Wilson en la ubicación de Crawford Hill de Bell Telephone Laboratories en el cercano municipio de Holmdel, Nueva Jersey, habían construido un radiómetro Dicke que tenían la intención de usar para experimentos de radioastronomía y comunicaciones por satélite. Su instrumento tenía una temperatura de antena de 3,5 K excesiva que no pudieron explicar. Después de recibir una llamada telefónica de Crawford Hill, Dicke bromeó: "Chicos, nos han descubierto". Una reunión entre los grupos de Princeton y Crawford Hill determinó que la temperatura de la antena se debía al fondo de microondas. Penzias y Wilson recibieron el Premio Nobel de Física de 1978 por su descubrimiento.
Observaciones modernas
Hoy en día, la cosmología observacional continúa probando las predicciones de la cosmología teórica y ha llevado al refinamiento de los modelos cosmológicos. Por ejemplo, la evidencia observacional de la materia oscura ha influido mucho en el modelado teórico de la estructura y la formación de galaxias . Al intentar calibrar el diagrama de Hubble con velas estándar de supernova precisas , se obtuvo evidencia de observación de la energía oscura a fines de la década de 1990. Estas observaciones se han incorporado a un marco de seis parámetros conocido como modelo Lambda-CDM que explica la evolución del universo en términos de su material constituyente. Este modelo se ha verificado posteriormente mediante observaciones detalladas del fondo cósmico de microondas, especialmente a través del experimento WMAP .
Aquí se incluyen los esfuerzos de observación modernos que han influido directamente en la cosmología.
Encuestas de Redshift
Con el advenimiento de los telescopios automatizados y las mejoras en los espectroscopios , se han realizado varias colaboraciones para mapear el universo en el espacio de desplazamiento al rojo . Al combinar el desplazamiento al rojo con los datos de posición angular, un estudio de desplazamiento al rojo mapea la distribución 3D de la materia dentro de un campo del cielo. Estas observaciones se utilizan para medir las propiedades de la estructura a gran escala del universo. La Gran Muralla , un vasto supercúmulo de galaxias de más de 500 millones de años luz de ancho, proporciona un ejemplo dramático de una estructura a gran escala que los estudios de desplazamiento al rojo pueden detectar.
La primera encuesta de desplazamiento al rojo fue la CfA Redshift Survey , que comenzó en 1977 y la recopilación de datos inicial se completó en 1982. Más recientemente, la encuesta de desplazamiento al rojo de la galaxia 2dF determinó la estructura a gran escala de una sección del Universo, midiendo valores z para más de 220.000 galaxias; La recopilación de datos se completó en 2002, y el conjunto de datos final se publicó el 30 de junio de 2003. (Además de mapear patrones de galaxias a gran escala, 2dF estableció un límite superior en la masa de neutrinos ). Otra investigación notable, el Sloan Digital Sky Survey ( SDSS), está en curso a partir de 2011 y tiene como objetivo obtener mediciones en alrededor de 100 millones de objetos. SDSS ha grabado desplazamientos al rojo para galaxias como alta como 0,4, y ha estado implicado en la detección de quasars más allá de z = 6. El Redshift Survey DEEP2 utiliza los telescopios Keck con el nuevo "DEIMOS" espectrógrafo ; Un seguimiento del programa piloto DEEP1, DEEP2 está diseñado para medir galaxias débiles con corrimientos al rojo de 0,7 y superiores y, por lo tanto, está previsto que proporcione un complemento a SDSS y 2dF.
Experimentos de fondo cósmico de microondas
Después del descubrimiento del CMB, se llevaron a cabo cientos de experimentos cósmicos de fondo de microondas para medir y caracterizar las firmas de la radiación. El experimento más famoso es probablemente el satélite Cosmic Background Explorer (COBE) de la NASA que orbitó en 1989-1996 y que detectó y cuantificó las anisotropías a gran escala en el límite de sus capacidades de detección. Inspirándose en los resultados iniciales de COBE de un fondo extremadamente isotrópico y homogéneo, una serie de experimentos terrestres y basados en globos cuantificaron las anisotropías de CMB en escalas angulares más pequeñas durante la próxima década. El objetivo principal de esos experimentos fue medir la escala angular del primer pico acústico, para el cual COBE no tenía suficiente resolución. Las mediciones pudieron descartar las cuerdas cósmicas como la teoría principal de la formación de estructuras cósmicas, y sugirieron que la inflación cósmica era la teoría correcta. Durante la década de 1990, el primer pico se midió con una sensibilidad creciente y para el año 2000 el experimento BOOMERanG informó que las fluctuaciones de potencia más altas ocurren en escalas de aproximadamente un grado. Junto con otros datos cosmológicos, estos resultados implicaron que la geometría del Universo es plana . Varios interferómetros terrestres proporcionaron mediciones de las fluctuaciones con mayor precisión durante los próximos tres años, incluido el Interferómetro de escala angular de grados ( Very Small Array , DASI) y el Cosmic Background Imager (CBI). DASI hizo la primera detección de la polarización del CMB y el CBI proporcionó el primer espectro en modo E con pruebas convincentes de que está desfasado con el espectro en modo T.
En junio de 2001, la NASA lanzó una segunda misión espacial CMB, WMAP , para realizar mediciones mucho más precisas de las anisotropías a gran escala en todo el cielo. Los primeros resultados de esta misión, revelados en 2003, fueron mediciones detalladas del espectro de potencia angular a escalas por debajo de grados, restringiendo fuertemente varios parámetros cosmológicos. Los resultados son ampliamente consistentes con los esperados de la inflación cósmica , así como con varias otras teorías en competencia, y están disponibles en detalle en el centro de datos de la NASA para Cosmic Microwave Background (CMB) (ver enlaces a continuación). Aunque WMAP proporcionó mediciones muy precisas de las grandes fluctuaciones de escala angular en el CMB (estructuras casi tan grandes en el cielo como la Luna), no tenía la resolución angular para medir las fluctuaciones de menor escala que se habían observado utilizando el suelo anterior. interferómetros basados.
Una tercera misión espacial, Planck , fue lanzada en mayo de 2009. Planck emplea radiómetros HEMT y tecnología de bolómetros y mide las anisotropías CMB a una resolución más alta que WMAP. A diferencia de las dos misiones espaciales anteriores, Planck es una colaboración entre la NASA y la Agencia Espacial Europea (ESA). Sus detectores se probaron en el telescopio Antarctic Viper como experimento ACBAR ( Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver ), que ha producido las mediciones más precisas a escalas angulares pequeñas hasta la fecha, y en el telescopio globo Archeops .
Instrumentos terrestres adicionales como el Telescopio del Polo Sur en la Antártida y el Proyecto Clover propuesto , el Telescopio de Cosmología de Atacama y el telescopio QUIET en Chile proporcionarán datos adicionales que no están disponibles en las observaciones satelitales, posiblemente incluida la polarización en modo B.
Observaciones del telescopio
Radio
Las fuentes más brillantes de emisión de radio de baja frecuencia (10 MHz y 100 GHz) son las radiogalaxias que pueden observarse hasta desplazamientos al rojo extremadamente altos. Estos son subconjuntos de las galaxias activas que tienen características extendidas conocidas como lóbulos y chorros que se extienden lejos del núcleo galáctico distancias del orden de megaparsecs . Debido a que las radiogalaxias son tan brillantes, los astrónomos las han utilizado para sondear distancias extremas y tiempos tempranos en la evolución del universo.
Infrarrojo
Las observaciones del infrarrojo lejano , incluida la astronomía submilimétrica, han revelado una serie de fuentes a distancias cosmológicas. Con la excepción de unas pocas ventanas atmosféricas , la atmósfera bloquea la mayor parte de la luz infrarroja, por lo que las observaciones generalmente se realizan desde globos o instrumentos espaciales. Los experimentos de observación actuales en el infrarrojo incluyen NICMOS , el Espectrógrafo de Orígenes Cósmicos , el Telescopio Espacial Spitzer , el Interferómetro Keck , el Observatorio Estratosférico de Astronomía Infrarroja y el Observatorio Espacial Herschel . El próximo gran telescopio espacial planeado por la NASA, el telescopio espacial James Webb , también explorará en el infrarrojo.
Un estudio infrarrojo adicional, el Two-Micron All Sky Survey , también ha sido muy útil para revelar la distribución de las galaxias, similar a otros estudios ópticos que se describen a continuación.
Rayos ópticos (visibles para los ojos humanos)
La luz óptica sigue siendo el medio principal por el cual ocurre la astronomía, y en el contexto de la cosmología, esto significa observar galaxias distantes y cúmulos de galaxias para aprender sobre la estructura a gran escala del Universo, así como la evolución de las galaxias . Los levantamientos Redshift han sido un medio común por el cual esto se ha logrado con algunos de los más famosos, incluido el 2dF Galaxy Redshift Survey , el Sloan Digital Sky Survey y el próximo Large Synoptic Survey Telescope . Estas observaciones ópticas generalmente usan fotometría o espectroscopía para medir el desplazamiento al rojo de una galaxia y luego, a través de la Ley de Hubble , determinar sus distorsiones de desplazamiento al rojo en módulo de distancia debido a velocidades peculiares . Además, la posición de las galaxias como se ve en el cielo en coordenadas celestes se puede utilizar para obtener información sobre las otras dos dimensiones espaciales.
Las observaciones muy profundas (es decir, sensibles a fuentes tenues) también son herramientas útiles en cosmología. El Campo Profundo del Hubble , el Campo Ultra Profundo del Hubble , el Campo Profundo Extremo del Hubble y el Campo Profundo Sur del Hubble son todos ejemplos de esto.
Ultravioleta
Ver astronomía ultravioleta .
Rayos X
Ver la astronomía de rayos X .
Rayos gamma
Ver astronomía de rayos gamma .
Observaciones de rayos cósmicos
Ver observatorio de rayos cósmicos .
Observaciones futuras
Neutrinos cósmicos
Es una predicción del modelo del Big Bang que el universo está lleno de una radiación de fondo de neutrinos , análoga a la radiación de fondo de microondas cósmica . El fondo de microondas es una reliquia de cuando el universo tenía unos 380.000 años, pero el fondo de neutrinos es una reliquia de cuando el universo tenía unos dos segundos.
Si se pudiera observar esta radiación de neutrinos, sería una ventana a etapas muy tempranas del universo. Desafortunadamente, estos neutrinos ahora estarían muy fríos, por lo que son efectivamente imposibles de observar directamente.