Gözlemsel kozmoloji - Observational cosmology

Gözlemsel kozmoloji , teleskoplar ve kozmik ışın dedektörleri gibi araçlar kullanarak gözlem yoluyla evrenin yapısının, evriminin ve kökeninin incelenmesidir .

Erken gözlemler

Bugün uygulandığı şekliyle fiziksel kozmoloji bilimi , Shapley-Curtis tartışmasını izleyen yıllarda , evrenin Samanyolu galaksisinden daha büyük bir ölçeğe sahip olduğunun belirlendiği yıllarda, konu malzemesini belirledi . Bu kurulan gözlemler ile çökertildi boyutunu ve açıklanabilir evren dinamiklerini Albert Einstein 'ın genel rölativite teorisinin . Başlangıç ​​döneminde kozmoloji, çok sınırlı sayıda gözleme dayanan ve sabit durum teorisyenleri ile Big Bang kozmolojisinin destekleyicileri arasındaki bir anlaşmazlıkla karakterize edilen spekülatif bir bilimdi. 1990'lara kadar ve astronomik gözlemler rakip teoriler ortadan kaldırmak ve tarafından duyuruldu "Kozmoloji Golden Age" bilimi götürmek mümkün olacağını ötesinde değildi David Schramm bir de Ulusal Bilimler Akademisi 1992 yılında konferansa.

Hubble yasası ve kozmik mesafe merdiveni

Gökbilimci Edwin Hubble

Astronomide mesafe ölçümleri, tarihsel olarak önemli ölçüm belirsizliği ile karıştırılmıştır ve olmaya devam etmektedir. Özellikle, yıldız paralaksı yakındaki yıldızlara olan mesafeyi ölçmek için kullanılabilirken, galaksimizin ötesindeki nesnelerle ilişkili küçük paralaksları ölçmenin zorluğunun getirdiği gözlemsel sınırlar, astronomların kozmik mesafeleri ölçmek için alternatif yollar araması gerektiği anlamına geliyordu. Bu amaçla, 1908'de Henrietta Swan Leavitt tarafından Cepheid değişkenleri için standart bir mum ölçümü keşfedildi ve bu, Edwin Hubble'a sarmal bulutsuya olan mesafeyi belirlemek için ihtiyaç duyacağı kozmik mesafe merdiveni üzerindeki basamağı sağlayacak . Hubble 100 inçlik kullanılan Hooker Teleskobu at Mount Wilson Gözlemevi'nin bireysel tespit etmek yıldızlı olanlarda galaksiler ve bireysel Sefeidleri soyutlayarak galaksilere mesafeyi belirler. Bu, sarmal bulutsunun Samanyolu galaksisinin oldukça dışındaki nesneler olduğunu kesin olarak ortaya koydu. Popüler medyada adlandırıldığı şekliyle "ada evrenleri"ne olan mesafenin belirlenmesi, evrenin ölçeğini belirledi ve Shapley-Curtis tartışmasını kesin olarak sonuçlandırdı.

Georges Lemaître , 1927'de, Hubble'ın mesafe ölçümleri ve Vesto Slipher'ın bu nesneler için kırmızıya kayma belirlemeleri de dahil olmak üzere çeşitli ölçümleri birleştirerek, galaksilerin mesafeleri ile "resesyon hızları" olarak adlandırılan şey arasındaki orantı sabitini ilk tahmin eden kişi oldu. yaklaşık 600 km/s/Mpc'lik bir değer. Bunun teorik olarak genel göreliliğe dayalı bir evren modelinde beklendiğini gösterdi . İki yıl sonra Hubble, mesafeler ve hızlar arasındaki ilişkinin pozitif bir korelasyon olduğunu ve yaklaşık 500 km/s/Mpc'lik bir eğime sahip olduğunu gösterdi. Bu bağıntı, Hubble yasası olarak bilinecek ve kozmolojinin hâlâ dayandığı genişleyen evren teorileri için gözlemsel bir temel olarak hizmet edecekti . Slipher, Wirtz, Hubble ve meslektaşlarının gözlemlerinin yayınlanması ve teorisyenlerin Einstein'ın Genel görelilik teorisi ışığında teorik çıkarımlarını kabul etmeleri , modern kozmoloji biliminin başlangıcı olarak kabul edilir.

nüklid bollukları

Elementlerin kozmik bolluğunun belirlenmesi, astronomik nesnelerden gelen ışığın erken spektroskopik ölçümlerine ve Dünya'da tanımlanan kimyasal elementlerdeki belirli elektronik geçişlere karşılık gelen emisyon ve absorpsiyon çizgilerinin tanımlanmasına kadar uzanan bir geçmişe sahiptir . Örneğin, Helyum elementi , Dünya'da bir gaz olarak izole edilmeden önce ilk olarak Güneş'teki spektroskopik imzasıyla tanımlandı .

Göreceli bollukların hesaplanması, meteoritlerin elementel bileşiminin ölçümlerine karşılık gelen spektroskopik gözlemler yoluyla elde edildi .

Kozmik mikrodalga arka planının tespiti

WMAP tarafından görülen SPK

Bir kozmik mikrodalga arka planı 1948'de George Gamow ve Ralph Alpher ve Alpher ve Robert Herman tarafından sıcak Big Bang modeline bağlı olarak tahmin edildi . Ayrıca, Alpher ve Herman sıcaklığı tahmin edebildiler, ancak sonuçları toplulukta geniş çapta tartışılmadı. 1960'ların başında Robert Dicke ve Yakov Zel'dovich tarafından tahminleri yeniden keşfedildi ve SPK radyasyonunun saptanabilir bir fenomen olarak kabul edildiği ilk kez 1964 baharında Sovyet astrofizikçileri AG Doroshkevich ve Igor Novikov tarafından kısa bir makalede yayınlandı . 1964, David Todd Wilkinson ve Peter Roll, Dicke'in Princeton Üniversitesi'ndeki meslektaşları , kozmik mikrodalga arka planını ölçmek için bir Dicke radyometresi inşa etmeye başladılar. 1965 yılında Arno Penzias ve Robert Woodrow Wilson at Crawford Tepesi yeri Bell Telephone Laboratories yakındaki Holmdel Township, New Jersey onlar radyo astronomi ve uydu haberleşme deneyleri için kullanacaklarını bir Dicke radiometer inşa etmişti. Aletleri, açıklayamadıkları 3.5 K'lık bir anten sıcaklığına sahipti . Crawford Hill'den bir telefon aldıktan sonra, Dicke ünlü bir şaka yaptı: "Çocuklar, kaçırıldık." Princeton ve Crawford Hill grupları arasındaki bir toplantı, anten sıcaklığının gerçekten de mikrodalga arka planından kaynaklandığını belirledi. Penzias ve Wilson , keşiflerinden dolayı 1978 Nobel Fizik Ödülü'nü aldılar.

Modern gözlemler

Bugün, gözlemsel kozmoloji, teorik kozmolojinin tahminlerini test etmeye devam ediyor ve kozmolojik modellerin iyileştirilmesine yol açtı. Örneğin, karanlık madde için gözlemsel kanıtlar , yapının ve galaksi oluşumunun teorik modellemesini büyük ölçüde etkilemiştir . Hubble diyagramını doğru süpernova standart mumlarıyla kalibre etmeye çalışırken, 1990'ların sonlarında karanlık enerji için gözlemsel kanıtlar elde edildi. Bu gözlemler , evrenin evrimini kurucu materyali açısından açıklayan Lambda-CDM modeli olarak bilinen altı parametreli bir çerçeveye dahil edilmiştir . Bu model daha sonra, özellikle WMAP deneyi yoluyla, kozmik mikrodalga arka planının ayrıntılı gözlemleriyle doğrulandı .

Burada, kozmolojiyi doğrudan etkilemiş olan modern gözlemsel çabalar yer almaktadır.

Kırmızıya kayma anketleri

Otomatik teleskopların ortaya çıkışı ve spektroskoplardaki gelişmelerle birlikte, evreni kırmızıya kayma uzayında haritalamak için bir dizi işbirliği yapılmıştır . Kırmızıya kaymayı açısal konum verileriyle birleştirerek, kırmızıya kayma araştırması, maddenin bir gökyüzü alanı içindeki 3B dağılımını haritalar. Bu gözlemler , evrenin büyük ölçekli yapısının özelliklerini ölçmek için kullanılır . Seddi , geniş üstkümedir üzerinde 500 milyon gökada ışık yılı genişliğinde, kırmızıya kayma anketleri tespit edebildiği büyük ölçekli yapısının dramatik örneğini sunmaktadır.

İlk kırmızıya kayma araştırması, 1977'de başlayan ve 1982'de tamamlanan ilk veri toplama ile başlayan CfA Kırmızıya Kayma Anketi idi . Daha yakın zamanlarda, 2dF Galaksi Kırmızıya Kayma Araştırması , Evrenin bir bölümünün büyük ölçekli yapısını belirledi ve 220.000'in üzerinde z -değerlerini ölçtü. galaksiler; veri toplama 2002'de tamamlandı ve son veri seti 30 Haziran 2003'te yayınlandı. (2dF, galaksilerin büyük ölçekli modellerini haritalandırmaya ek olarak, nötrino kütlesi için bir üst sınır belirledi .) Bir başka kayda değer araştırma, Sloan Digital Sky Survey ( SDSS), 2011 yılı itibari ile devam etmekte olup, yaklaşık 100 milyon nesne üzerinde ölçüm almayı hedeflemektedir. SDSS 0.4 kadar yüksek galaksiler için kırmızıya kayma kaydetti ve saptanması dahil edilmiştir quasars ötesinde z 6. = DEEP2 Redshift Araştırması kullanan Keck teleskoplar yeni "DEIMOS" ile spektrograf ; DEEP1, DEEP2 pilot programının bir devamı, kırmızıya kaymaları 0,7 ve üzeri olan sönük gökadaları ölçmek için tasarlanmıştır ve bu nedenle SDSS ve 2dF'yi tamamlaması planlanmaktadır.

Kozmik mikrodalga arka plan deneyleri

CMB'nin keşfinden sonra, radyasyonun imzalarını ölçmek ve karakterize etmek için yüzlerce kozmik mikrodalga arka plan deneyi yapıldı. En ünlü deney, muhtemelen 1989-1996'da yörüngede dönen ve algılama yeteneklerinin sınırında büyük ölçekli anizotropileri saptayan ve ölçen NASA Kozmik Arka Plan Gezgini (COBE) uydusudur. Son derece izotropik ve homojen bir arka planın ilk COBE sonuçlarından esinlenerek, bir dizi zemin tabanlı ve balon tabanlı deney, sonraki on yılda daha küçük açısal ölçeklerde CMB anizotropilerini ölçtü. Bu deneylerin birincil amacı, COBE'nin yeterli çözünürlüğe sahip olmadığı ilk akustik tepe noktasının açısal ölçeğini ölçmekti. Ölçümler , kozmik yapı oluşumunun önde gelen teorisi olarak kozmik sicimleri ekarte edebildi ve kozmik enflasyonun doğru teori olduğunu öne sürdü . 1990'larda, ilk tepe noktası artan hassasiyetle ölçüldü ve 2000 yılına gelindiğinde BOOMERanG deneyi , en yüksek güç dalgalanmalarının yaklaşık bir derecelik ölçeklerde meydana geldiğini bildirdi. Diğer kozmolojik verilerle birlikte bu sonuçlar, Evrenin geometrisinin düz olduğunu ima etti . Çok Küçük Dizi , Derece Açısal Ölçekli İnterferometre (DASI) ve Kozmik Arka Plan Görüntüleyici (CBI) dahil olmak üzere, bir dizi yer tabanlı interferometre , önümüzdeki üç yıl boyunca dalgalanmaların daha yüksek doğrulukla ölçümlerini sağladı . DASI, CMB'nin polarizasyonunun ilk tespitini yaptı ve CBI, ilk E-mod spektrumunu, T-modu spektrumu ile faz dışı olduğuna dair ikna edici kanıtlar sağladı.

Haziran 2001'de NASA , tam gökyüzü üzerindeki büyük ölçekli anizotropilerin çok daha hassas ölçümlerini yapmak için ikinci bir CMB uzay görevi olan WMAP'ı başlattı . 2003 yılında açıklanan bu görevden elde edilen ilk sonuçlar, çeşitli kozmolojik parametreleri sıkı bir şekilde sınırlayan, derecenin altındaki ölçeklerde açısal güç spektrumunun ayrıntılı ölçümleriydi. Sonuçlar, kozmik enflasyondan beklenenlerle ve diğer çeşitli rakip teorilerle büyük ölçüde tutarlıdır ve NASA'nın Kozmik Mikrodalga Arka Planı (CMB) veri merkezinde ayrıntılı olarak mevcuttur (aşağıdaki bağlantılara bakın). WMAP, SPK'daki (gökyüzünde yaklaşık olarak Ay kadar büyük yapılar) büyük açısal ölçekli dalgalanmaların çok doğru ölçümlerini sağlamasına rağmen, daha önceki zemin kullanılarak gözlemlenmiş olan daha küçük ölçekli dalgalanmaları ölçmek için açısal çözünürlüğe sahip değildi. tabanlı interferometreler.

Üçüncü bir uzay görevi olan Planck , Mayıs 2009'da başlatıldı. Planck, hem HEMT radyometrelerini hem de bolometre teknolojisini kullanır ve SPK anizotropilerini WMAP'den daha yüksek bir çözünürlükte ölçer. Önceki iki uzay görevinden farklı olarak Planck, NASA ve Avrupa Uzay Ajansı (ESA) arasındaki bir işbirliğidir . Dedektörleri, bugüne kadar küçük açısal ölçeklerde en hassas ölçümleri üreten ACBAR ( Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver ) deneyi olarak Antarktika Viper teleskopunda ve Archeops balon teleskopunda deneme çalışması yaptı .

Gibi ek zemin tabanlı cihazlar Güney Kutbu Teleskobu Antarktika'daki ve teklif edilen Clover Projesi Atacama Kozmoloji Teleskobu ve SESSİZ teleskop içinde Şili muhtemelen B-mod kutuplaşma dahil uydu gözlemlerinden bulunmayan ek verileri sağlayacaktır.

teleskop gözlemleri

Radyo

Düşük frekanslı radyo emisyonunun (10 MHz ve 100 GHz) en parlak kaynakları, aşırı yüksek kırmızıya kaymalara kadar gözlemlenebilen radyo galaksileridir . Bunlar, loblar ve jetler olarak bilinen ve galaktik çekirdek uzaklıklarından megaparsek sırasına göre uzanan genişletilmiş özelliklere sahip aktif gökadaların alt kümeleridir . Radyo galaksileri çok parlak olduğu için, gökbilimciler onları evrenin evriminin ilk zamanlarını ve aşırı mesafeleri araştırmak için kullandılar.

Kızılötesi

Milimetre altı astronomi de dahil olmak üzere uzak kızılötesi gözlemler , kozmolojik mesafelerde bir dizi kaynağı ortaya çıkardı. Birkaç atmosferik pencere dışında , kızılötesi ışığın çoğu atmosfer tarafından engellenir, bu nedenle gözlemler genellikle balon veya uzay tabanlı araçlardan yapılır. Kızılötesinde mevcut gözlemsel deneyler arasında NICMOS , Kozmik Köken Spektrografı , Spitzer Uzay Teleskobu , Keck Girişimölçeri , Kızılötesi Astronomi İçin Stratosferik Gözlemevi ve Herschel Uzay Gözlemevi bulunmaktadır . NASA tarafından planlanan bir sonraki büyük uzay teleskobu olan James Webb Uzay Teleskobu da kızılötesinde keşif yapacak.

Ek bir kızılötesi araştırma, İki Mikron Tüm Gökyüzü Araştırması , aşağıda açıklanan diğer optik araştırmalara benzer şekilde, gökadaların dağılımını ortaya çıkarmada çok faydalı olmuştur.

Optik ışınlar (insan gözüyle görülebilir)

Optik ışık hala astronominin meydana geldiği birincil araçtır ve kozmoloji bağlamında bu , Evrenin büyük ölçekli yapısı ve galaksi evrimi hakkında bilgi edinmek için uzak galaksileri ve galaksi kümelerini gözlemlemek anlamına gelir . Redshift araştırmaları , 2dF Galaxy Redshift Survey , Sloan Digital Sky Survey ve yakında çıkacak olan Large Synoptic Survey Telescope dahil olmak üzere en ünlülerinden bazılarıyla bunun başarılmasının yaygın bir yolu olmuştur . Bu optik gözlemler genellikle bir galaksinin kırmızıya kaymasını ölçmek için ya fotometri ya da spektroskopi kullanır ve daha sonra, Hubble Yasası aracılığıyla , tuhaf hızlardan kaynaklanan uzaklık modülo kırmızıya kayma bozulmalarını belirler . Ek olarak, gökadaların gökyüzünde görüldüğü şekliyle göksel koordinatlardaki konumu , diğer iki uzaysal boyut hakkında bilgi elde etmek için kullanılabilir.

Çok derin gözlemler (yani loş kaynaklara duyarlı) kozmolojide de faydalı araçlardır. Hubble Derin Alan , Hubble Ultra Derin Alan , Hubble En Derin Alan ve Hubble Derin Alan Güney bunun örnekleridir.

ultraviyole

Bkz. Ultraviyole astronomi .

röntgen

X-ışını astronomisine bakın .

Gama ışınları

Gama ışını astronomisine bakın .

kozmik ışın gözlemleri

Kozmik ışın gözlemevine bakın .

Gelecek gözlemler

kozmik nötrinolar

Bir tahmindir Büyük Patlama , evrenin ile doludur o modele nötrino arka plan radyasyonun benzer, kozmik mikrodalga arkaplan radyasyonu . Mikrodalga arka planı, evrenin yaklaşık 380.000 yaşında olduğu zamandan kalma bir kalıntıdır, ancak nötrino arka planı, evrenin yaklaşık iki saniye yaşında olduğu zamandan kalma bir kalıntıdır.

Bu nötrino radyasyonu gözlemlenebilseydi, evrenin çok erken evrelerine açılan bir pencere olurdu. Ne yazık ki, bu nötrinolar şimdi çok soğuk olacak ve bu nedenle doğrudan gözlemlemek fiilen imkansız.

yerçekimi dalgaları

Ayrıca bakınız

Referanslar