Введение
Изучение происхождения Вселенной (структура и эволюция)
Наблюдательная космология – это изучение структуры, эволюции и происхождения Вселенной посредством наблюдений с использованием таких инструментов, как телескопы и детекторы космических лучей.
Ранние наблюдения
Наука физической космологии в том виде, в котором она практикуется сегодня, обрела свой предмет изучения в годы, последовавшие за дебатами Шэпли — Кертиса, когда было установлено, что Вселенная имеет масштаб, превышающий размеры галактики Млечный Путь. Этому способствовали наблюдения, определившие размер и динамику космоса, которые можно было объяснить общей теорией относительности Альберта Эйнштейна. На заре своего развития космология была спекулятивной наукой, основанной на крайне ограниченном количестве наблюдений и отмеченной спором между сторонниками теории стационарной Вселенной и космологии Большого взрыва. Лишь в 1990-х годах и позднее астрономические наблюдения смогли отбросить конкурирующие теории и привести науку к «Золотому веку космологии», который был провозглашен Дэвидом Шраммом на коллоквиуме Национальной академии наук в 1992 году.
Закон Хаббла и космическая лестница расстояний
Измерения расстояний в астрономии исторически были и остаются сопряженными со значительной неопределенностью. В частности, хотя звездный параллакс можно использовать для измерения расстояний до ближайших звезд, наблюдательные ограничения, обусловленные сложностью измерения крайне малых параллаксов для объектов за пределами нашей галактики, вынуждали астрономов искать альтернативные методы определения космических расстояний. В 1908 году Генриетта Свон Ливитт открыла метод стандартных свечей для цефеид, который предоставил Эдвину Хабблу необходимую ступень космической лестницы расстояний для определения расстояний до спиральных туманностей. Хаббл использовал 100-дюймовый телескоп Хукера в обсерватории Маунт-Уилсон для идентификации отдельных звезд в этих галактиках и определения расстояний до них путем выделения отдельных цефеид. Это окончательно установило, что спиральные туманности находятся далеко за пределами галактики Млечный Путь. Определение расстояний до "островных вселенных", как их называли в средствах массовой информации, позволило установить масштаб Вселенной и окончательно разрешить спор между Шэпли и Кертисом. В 1927 году, объединив различные измерения, включая расстояния, измеренные Хабблом, и определения красного смещения, выполненные Весто Слайфером для этих объектов, Жорж Леметр впервые оценил коэффициент пропорциональности между расстояниями до галактик и их так называемыми "скоростями удаления", получив значение около 600 км/с/Мпк.
Количество нуклеидов
Определение космического изобилия элементов имеет историю, уходящую корнями в ранние спектроскопические измерения света от астрономических объектов и идентификацию линий эмиссии и поглощения, соответствующих определенным электронным переходам в химических элементах, известных на Земле. Например, гелий был впервые обнаружен по его спектроскопической сигнатуре в Солнце, до того как он был выделен в виде газа на Земле. Расчет относительного содержания элементов осуществлялся на основе спектроскопических наблюдений и измерений элементного состава метеоритов.
Обнаружение космического микроволнового фона
Космический микроволновой фон был предсказан в 1948 году Джорджем Гамоу и Ральфом Альфером, а также Альфером и Робертом Херманом как следствие горячей модели Большого взрыва. Более того, Альфер и Герман смогли оценить температуру, однако их результаты не получили широкого обсуждения в научном сообществе. Их предсказание было независимо открыто Робертом Дикком и Яковом Зельдовичем в начале 1960-х годов, а первое опубликованное признание излучения CMB как обнаруживаемого явления появилось в краткой статье советских астрофизиков А. Г. Дорошкевича и Игоря Новикова весной 1964 года. В 1964 году Дэвид Тодд Уилкинсон и Питер Ролл, коллеги Дикка в Принстонском университете, начали конструировать радиометр Дикка для измерения космического микроволнового фона. В 1965 году Арно Пензиас и Роберт Вудро Вильсон в Кроуфорд-Хилл, расположенном недалеко от Лаборатории Белл в Холмдел-Тауншип, штат Нью-Джерси, построили радиометр Дикка, который они планировали использовать для радиоастрономических и спутниковых экспериментов. Их прибор показал избыточную температуру антенны в 3,5 К, которую они не могли объяснить. После телефонного звонка из Кроуфорд-Хилла Дикк, как известно, заметил: "Ребята, нас опередили". Встреча между группами из Принстона и Кроуфорд-Хилла подтвердила, что температура антенны действительно была вызвана микроволновым фоном. Пензиас и Вильсон получили Нобелевскую премию по физике за свое открытие в 1978 году.
Современные наблюдения
Сегодня наблюдательная космология продолжает проверять предсказания теоретической космологии и привела к усовершенствованию космологических моделей. Например, наблюдательные данные о темной материи существенно повлияли на теоретическое моделирование формирования структуры и галактик. При попытке калибровки диаграммы Хаббла с использованием точных сверхновых в качестве стандартных свечей, в конце 1990-х годов были получены наблюдательные свидетельства существования темной энергии. Эти наблюдения были включены в шестипараметрическую модель ΛCDM, которая описывает эволюцию Вселенной с точки зрения ее состава. Эта модель впоследствии была подтверждена детальными наблюдениями космического микроволнового фона, в особенности благодаря эксперименту WMAP. Здесь представлены современные наблюдательные усилия, оказавшие непосредственное влияние на космологию.
Обследования красного смещения
С появлением автоматических телескопов и усовершенствованием спектроскопов был проведен ряд совместных проектов по картированию Вселенной в пространстве красного смещения. Комбинируя красное смещение с данными об угловом положении, обзоры красного смещения отображают трехмерное распределение материи в пределах определенной области неба. Эти наблюдения используются для измерения свойств крупномасштабной структуры Вселенной. Великая стена, огромное сверхскопление галактик шириной более 500 миллионов световых лет, является впечатляющим примером крупномасштабной структуры, которую могут обнаружить обзоры красного смещения. Первым обзором красного смещения стал CfA Redshift Survey, начатый в 1977 году, с завершением первоначального сбора данных в 1982 году. В последнее время, 2dF Galaxy Redshift Survey определил крупномасштабную структуру одной области Вселенной, измерив значения z для более чем 220 000 галактик; сбор данных был завершен в 2002 году, а окончательный набор данных был опубликован 30 июня 2003 года. (Помимо картирования крупномасштабных структур галактик, 2dF установил верхнюю границу массы нейтрино.) Другим заметным проектом является Sloan Digital Sky Survey (SDSS), который продолжается по состоянию на 2011 год и направлен на получение измерений для около 100 миллионов объектов. SDSS зафиксировал красное смещение для галактик до 0,4 и участвовал в обнаружении квазаров с z > 6. Обзор красного смещения DEEP2 использует телескопы Кека с новым спектрографом "DEIMOS"; являясь продолжением пилотной программы DEEP1, DEEP2 предназначен для измерения тусклых галактик с красным смещением 0,7 и выше, и поэтому планируется, что он дополнит данные, полученные в рамках SDSS и 2dF.
Радио
Самыми яркими источниками низкочастотного радиоизлучения (10 МГц и 100 ГГц) являются радиогалактики, которые можно наблюдать при очень больших красных смещениях. Это подмножества активных галактик, характеризующиеся протяжёнными структурами, известными как радиодоли и джеты, простирающимися от галактического ядра на расстояния порядка мегапарсек. Благодаря своей высокой яркости, астрономы используют радиогалактики для изучения огромных расстояний и ранних этапов эволюции Вселенной.
Инфракрасная
Далекие инфракрасные наблюдения, включая субмиллиметровую астрономию, обнаружили ряд источников на космологических расстояниях. За исключением нескольких атмосферных окон, большая часть инфракрасного излучения блокируется атмосферой, поэтому наблюдения обычно проводятся с помощью приборов, установленных на воздушных шарах или в космосе. К текущим наблюдательным экспериментам в инфракрасном диапазоне относятся NICMOS, Спектрограф космических источников, Космический телескоп Спитцера, Интерферометр Кека, Стратосферная обсерватория для инфракрасной астрономии и Космическая обсерватория Гершеля. Следующий крупный космический телескоп, планируемый NASA, – космический телескоп Джеймса Уэбба – также будет проводить исследования в инфракрасном диапазоне. Кроме того, инфракрасный обзор Two Micron All Sky Survey оказался очень полезным для изучения распределения галактик, подобно другим оптическим обзорам, описанным ниже.
Оптические лучи (видимые человеческим глазом)
Оптический свет остаётся основным инструментом астрономических наблюдений, а в контексте космологии это означает изучение далёких галактик и скоплений галактик для понимания крупномасштабной структуры Вселенной и эволюции галактик. Обзоры красного смещения – распространённый метод для достижения этой цели, среди наиболее известных – обследование красного смещения галактик 2dF, цифровое обследование неба Слоана и готовящийся Большой синоптический обзорный телескоп. В этих оптических наблюдениях обычно используется либо фотометрия, либо спектроскопия для измерения красного смещения галактики, а затем, на основе закона Хаббла, определяется её расстояние с учётом искажений, вызванных специфическими скоростями. Кроме того, положение галактик на небесной сфере в небесных координатах позволяет получить информацию о двух других пространственных измерениях. Очень глубокие наблюдения (то есть наблюдения, чувствительные к слабым источникам) также являются ценным инструментом в космологии. Примерами таких наблюдений являются «Глубокое поле Хаббла», «Ультраглубокое поле Хаббла», «Экстремально глубокое поле Хаббла» и «Южное глубокое поле Хаббла».
Ультрафиолетовые
См. Ультрафиолетовую астрономию.
Рентгеновские лучи
Смотрите рентгеновскую астрономию.
Гамма-лучи
См. астрономию гамма-лучей.
Наблюдения космических лучей
См. Обсерваторию космических лучей.
Космические нейтрино
Это предсказание модели Большого взрыва, что Вселенная заполнена нейтринным фоновым излучением, аналогичным космическому микроволновому фоновому излучению. Микроволновое фоновое излучение – это остаток эпохи, когда Вселенной было около 380 000 лет, а нейтринное фоновое излучение – это остаток эпохи, когда Вселенной было около двух секунд. Если бы это нейтринное излучение удалось наблюдать, оно открыло бы окно в самые ранние стадии существования Вселенной. К сожалению, эти нейтрино сейчас чрезвычайно холодны, и поэтому их прямое наблюдение практически невозможно.