Cosmologia osservativa - Observational cosmology

La cosmologia osservativa è lo studio della struttura, dell'evoluzione e dell'origine dell'universo attraverso l' osservazione , utilizzando strumenti come telescopi e rivelatori di raggi cosmici .

Prime osservazioni

La scienza della cosmologia fisica come è praticata oggi ha avuto il suo materiale di riferimento definito negli anni successivi al dibattito Shapley-Curtis quando è stato determinato che l' universo aveva una scala più ampia della galassia della Via Lattea . Questo è stato precipitato da osservazioni che ha istituito il formato e la dinamica del cosmo che potrebbero essere spiegati da Albert Einstein 's teoria generale della relatività . Nella sua infanzia, la cosmologia era una scienza speculativa basata su un numero molto limitato di osservazioni e caratterizzata da una disputa tra teorici dello stato stazionario e promotori della cosmologia del Big Bang . Non è stato fino agli anni '90 e oltre che le osservazioni astronomiche sarebbero state in grado di eliminare le teorie in competizione e guidare la scienza verso "l'età d'oro della cosmologia", che è stata annunciata da David Schramm in un colloquio della National Academy of Sciences nel 1992.

La legge di Hubble e la scala delle distanze cosmiche

L'astronomo Edwin Hubble

Le misurazioni della distanza in astronomia sono state storicamente e continuano ad essere confuse da una notevole incertezza di misurazione. In particolare, mentre la parallasse stellare può essere utilizzata per misurare la distanza dalle stelle vicine, i limiti osservativi imposti dalla difficoltà nel misurare le minuscole parallasse associate agli oggetti al di fuori della nostra galassia hanno fatto sì che gli astronomi dovessero cercare modi alternativi per misurare le distanze cosmiche. A tal fine, nel 1908 Henrietta Swan Leavitt scoprì una misura di candela standard per le variabili Cefeidi che avrebbe fornito a Edwin Hubble il gradino sulla scala delle distanze cosmiche di cui avrebbe avuto bisogno per determinare la distanza dalla nebulosa a spirale . Hubble ha utilizzato il 100 pollici Hooker telescopio a Mount Wilson Observatory di identificare i singoli stelle in quelle galassie , e di determinare la distanza delle galassie isolando singoli Cefeidi. Ciò stabilì fermamente che la nebulosa a spirale era un oggetto ben al di fuori della galassia della Via Lattea. Determinare la distanza dagli "universi insulari", come erano soprannominati dai media popolari, ha stabilito la scala dell'universo e ha risolto il dibattito Shapley-Curtis una volta per tutte.

Nel 1927, combinando varie misurazioni, comprese le misurazioni della distanza di Hubble e le determinazioni degli spostamenti verso il rosso di Vesto Slipher per questi oggetti, Georges Lemaître fu il primo a stimare una costante di proporzionalità tra le distanze delle galassie e quelle che furono chiamate le loro "velocità recessive", trovando un valore di circa 600 km/s/Mpc. Ha mostrato che questo era teoricamente previsto in un modello di universo basato sulla relatività generale . Due anni dopo Hubble dimostrò che la relazione tra le distanze e le velocità era una correlazione positiva e aveva una pendenza di circa 500 km/s/Mpc. Questa correlazione sarebbe nota come legge di Hubble e servirebbe come base osservativa per le teorie dell'universo in espansione su cui si basa ancora la cosmologia. La pubblicazione delle osservazioni di Slipher, Wirtz, Hubble e dei loro colleghi e l'accettazione da parte dei teorici delle loro implicazioni teoriche alla luce della teoria della relatività generale di Einstein è considerata l'inizio della moderna scienza della cosmologia.

Abbondanza di nuclidi

La determinazione dell'abbondanza cosmica degli elementi ha una storia che risale alle prime misurazioni spettroscopiche della luce da oggetti astronomici e all'identificazione di righe di emissione e assorbimento che corrispondevano a particolari transizioni elettroniche negli elementi chimici identificati sulla Terra. Ad esempio, l'elemento Elio è stato identificato per la prima volta attraverso la sua firma spettroscopica nel Sole prima di essere isolato come gas sulla Terra.

Il calcolo delle abbondanze relative è stato ottenuto attraverso osservazioni spettroscopiche corrispondenti alle misurazioni della composizione elementare dei meteoriti .

Rilevamento del fondo cosmico a microonde

la CMB vista da WMAP

Un fondo cosmico a microonde fu previsto nel 1948 da George Gamow e Ralph Alpher , e da Alpher e Robert Herman come dovuto al modello del Big Bang caldo . Inoltre, Alpher e Herman sono stati in grado di stimare la temperatura, ma i loro risultati non sono stati ampiamente discussi nella comunità. La loro previsione è stata riscoperta da Robert Dicke e Yakov Zel'dovich nei primi anni '60 con il primo riconoscimento pubblicato della radiazione CMB come fenomeno rilevabile apparso in un breve articolo degli astrofisici sovietici AG Doroshkevich e Igor Novikov , nella primavera del 1964. In Nel 1964, David Todd Wilkinson e Peter Roll, colleghi di Dicke alla Princeton University , iniziarono a costruire un radiometro Dicke per misurare il fondo cosmico a microonde. Nel 1965, Arno Penzias e Robert Woodrow Wilson presso la sede di Crawford Hill dei Bell Telephone Laboratories nella vicina cittadina di Holmdel, nel New Jersey, avevano costruito un radiometro Dicke che intendevano utilizzare per esperimenti di radioastronomia e comunicazione satellitare. Il loro strumento aveva una temperatura dell'antenna di 3,5 K in eccesso che non potevano spiegare. Dopo aver ricevuto una telefonata da Crawford Hill, Dicke ha scherzato notoriamente: "Ragazzi, siamo stati scoperti". Un incontro tra i gruppi di Princeton e Crawford Hill ha stabilito che la temperatura dell'antenna era effettivamente dovuta al fondo delle microonde. Penzias e Wilson ricevettero il Premio Nobel per la Fisica nel 1978 per la loro scoperta.

Osservazioni moderne

Oggi, la cosmologia osservativa continua a testare le previsioni della cosmologia teorica e ha portato al perfezionamento dei modelli cosmologici. Ad esempio, le prove osservative per la materia oscura hanno fortemente influenzato la modellazione teorica della struttura e della formazione delle galassie . Quando si è cercato di calibrare il diagramma di Hubble con candele standard di supernova accurate , alla fine degli anni '90 sono state ottenute prove osservative per l' energia oscura . Queste osservazioni sono state incorporate in un quadro a sei parametri noto come modello Lambda-CDM che spiega l'evoluzione dell'universo in termini di materiale costitutivo. Questo modello è stato successivamente verificato da osservazioni dettagliate del fondo cosmico a microonde, in particolare attraverso l' esperimento WMAP .

Sono inclusi qui i moderni sforzi di osservazione che hanno direttamente influenzato la cosmologia.

Sondaggi Redshift

Con l'avvento di telescopi automatizzati e miglioramenti negli spettroscopi , sono state fatte numerose collaborazioni per mappare l'universo nello spazio redshift . Combinando il redshift con i dati sulla posizione angolare, un rilevamento del redshift mappa la distribuzione 3D della materia all'interno di un campo del cielo. Queste osservazioni vengono utilizzate per misurare le proprietà della struttura su larga scala dell'universo. La Grande Muraglia , un vasto superammasso di galassie largo oltre 500 milioni di anni luce , fornisce un esempio drammatico di una struttura su larga scala che i rilevamenti del redshift possono rilevare.

La prima indagine sul redshift è stata la CfA Redshift Survey , iniziata nel 1977 con la raccolta dati iniziale completata nel 1982. Più recentemente, la 2dF Galaxy Redshift Survey ha determinato la struttura su larga scala di una sezione dell'Universo, misurando i valori z per oltre 220.000 galassie; la raccolta dei dati è stata completata nel 2002 e il set di dati finale è stato rilasciato il 30 giugno 2003. (Oltre a mappare modelli di galassie su larga scala, 2dF ha stabilito un limite superiore alla massa dei neutrini .) Un'altra indagine degna di nota, la Sloan Digital Sky Survey ( SDSS), è in corso dal 2011 e mira a ottenere misurazioni su circa 100 milioni di oggetti. SDSS ha registrato redshift per galassie fino a 0,4, ed è stato coinvolto nella rilevazione di quasar oltre z = 6. Il DEEP2 Redshift Survey utilizza i telescopi Keck con il nuovo spettrografo "DEIMOS" ; un follow-up del programma pilota DEEP1, DEEP2 è progettato per misurare galassie deboli con redshift 0.7 e superiori, ed è quindi previsto per fornire un complemento a SDSS e 2dF.

Esperimenti cosmici di fondo a microonde

Dopo la scoperta del CMB, erano stati condotti centinaia di esperimenti cosmici di fondo a microonde per misurare e caratterizzare le firme della radiazione. L'esperimento più famoso è probabilmente il satellite Cosmic Background Explorer (COBE) della NASA che ha orbitato nel 1989-1996 e che ha rilevato e quantificato le anisotropie su larga scala al limite delle sue capacità di rilevamento. Ispirata dai risultati iniziali di COBE di uno sfondo estremamente isotropo e omogeneo, una serie di esperimenti a terra e su pallone ha quantificato le anisotropie CMB su scale angolari più piccole nel prossimo decennio. L'obiettivo principale di questi esperimenti era misurare la scala angolare del primo picco acustico, per il quale COBE non aveva una risoluzione sufficiente. Le misurazioni sono state in grado di escludere le stringhe cosmiche come la teoria principale della formazione della struttura cosmica e hanno suggerito che l'inflazione cosmica fosse la teoria giusta. Durante gli anni '90, il primo picco è stato misurato con una sensibilità crescente e nel 2000 l' esperimento BOOMERanG ha riportato che le maggiori fluttuazioni di potenza si verificano su scale di circa un grado. Insieme ad altri dati cosmologici, questi risultati implicavano che la geometria dell'Universo fosse piatta . Un certo numero di interferometri terrestri ha fornito misurazioni delle fluttuazioni con maggiore precisione nei successivi tre anni, tra cui il Very Small Array , il Degree Angular Scale Interferometer (DASI) e il Cosmic Background Imager (CBI). DASI ha effettuato la prima rilevazione della polarizzazione del CMB e il CBI ha fornito il primo spettro E-mode con prove convincenti che è fuori fase con lo spettro T-mode.

Nel giugno 2001, la NASA ha lanciato una seconda missione spaziale CMB, WMAP , per effettuare misurazioni molto più precise delle anisotropie su larga scala in tutto il cielo. I primi risultati di questa missione, divulgati nel 2003, erano misurazioni dettagliate dello spettro di potenza angolare su scale inferiori ai gradi, vincolando strettamente vari parametri cosmologici. I risultati sono ampiamente coerenti con quelli attesi dall'inflazione cosmica e da varie altre teorie concorrenti e sono disponibili in dettaglio presso il data center della NASA per Cosmic Microwave Background (CMB) (vedi link sotto). Sebbene WMAP fornisse misurazioni molto accurate delle grandi fluttuazioni su scala angolare nel CMB (strutture nel cielo grandi circa quanto la Luna), non aveva la risoluzione angolare per misurare le fluttuazioni su scala più piccola che erano state osservate utilizzando precedenti interferometri basati.

Una terza missione spaziale, Planck , è stata lanciata nel maggio 2009. Planck utilizza sia i radiometri HEMT che la tecnologia bolometro e misura le anisotropie CMB a una risoluzione più elevata rispetto a WMAP. A differenza delle precedenti due missioni spaziali, Planck è una collaborazione tra la NASA e l' Agenzia spaziale europea (ESA). I suoi rivelatori sono stati testati al telescopio Antarctic Viper come esperimento ACBAR ( Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver ) - che ha prodotto le misurazioni più precise fino ad oggi su piccole scale angolari - e al telescopio a palloncino Archeops .

Ulteriori strumenti a terra come il South Pole Telescope in Antartide e il progetto Clover proposto , l' Atacama Cosmology Telescope e il telescopio QUIET in Cile forniranno dati aggiuntivi non disponibili dalle osservazioni satellitari, inclusa forse la polarizzazione B-mode.

Osservazioni al telescopio

Radio

Le sorgenti più luminose di emissione radio a bassa frequenza (10 MHz e 100 GHz) sono le radiogalassie che possono essere osservate con redshift estremamente elevati. Questi sono sottoinsiemi delle galassie attive che hanno caratteristiche estese note come lobi e getti che si estendono lontano dal nucleo galattico a distanze dell'ordine dei megaparsec . Poiché le radiogalassie sono così luminose, gli astronomi le hanno usate per sondare distanze estreme e tempi precoci nell'evoluzione dell'universo.

Infrarossi

Le osservazioni nel lontano infrarosso , inclusa l' astronomia submillimetrica, hanno rivelato una serie di sorgenti a distanze cosmologiche. Ad eccezione di alcune finestre atmosferiche , la maggior parte della luce infrarossa è bloccata dall'atmosfera, quindi le osservazioni generalmente avvengono da palloni o da strumenti spaziali. Gli attuali esperimenti di osservazione nell'infrarosso includono NICMOS , lo spettrografo Cosmic Origins , il telescopio spaziale Spitzer , l' interferometro Keck , l' Osservatorio stratosferico per l'astronomia a infrarossi e l' Osservatorio spaziale Herschel . Anche il prossimo grande telescopio spaziale progettato dalla NASA, il James Webb Space Telescope , esplorerà nell'infrarosso.

Un'ulteriore indagine a infrarossi, la Two-Micron All Sky Survey , è stata molto utile anche per rivelare la distribuzione delle galassie, simile ad altre rilevazioni ottiche descritte di seguito.

Raggi ottici (visibili agli occhi umani)

La luce ottica è ancora il mezzo principale con cui si svolge l'astronomia e, nel contesto della cosmologia, ciò significa osservare galassie lontane e ammassi di galassie per conoscere la struttura su larga scala dell'Universo e l' evoluzione delle galassie . I rilievi Redshift sono stati un mezzo comune con cui ciò è stato realizzato con alcuni dei più famosi tra cui il 2dF Galaxy Redshift Survey , lo Sloan Digital Sky Survey e l'imminente Large Synoptic Survey Telescope . Queste osservazioni ottiche generalmente utilizzano la fotometria o la spettroscopia per misurare il redshift di una galassia e quindi, tramite la legge di Hubble , determinano la sua distanza modulo distorsioni redshift dovute a velocità peculiari . Inoltre, la posizione delle galassie vista nel cielo in coordinate celesti può essere utilizzata per ottenere informazioni sulle altre due dimensioni spaziali.

Anche le osservazioni molto profonde (vale a dire sensibili alle fonti oscure) sono utili in cosmologia. L' Hubble Deep Field , Hubble Ultra Deep Field , Hubble Deep Field estrema , e Hubble Deep Field South sono tutti esempi di questo.

ultravioletto

Vedi Astronomia ultravioletta .

raggi X

Vedi l'astronomia a raggi X .

Raggi gamma

Vedi Astronomia a raggi gamma .

Osservazioni dei raggi cosmici

Vedi Osservatorio dei raggi cosmici .

Osservazioni future

neutrini cosmici

È una previsione del modello del Big Bang che l'universo sia pieno di una radiazione di fondo di neutrini , analoga alla radiazione di fondo cosmica a microonde . Lo sfondo a microonde è una reliquia di quando l'universo aveva circa 380.000 anni, ma lo sfondo di neutrini è una reliquia di quando l'universo aveva circa due secondi.

Se questa radiazione di neutrini potesse essere osservata, sarebbe una finestra sulle prime fasi dell'universo. Sfortunatamente, questi neutrini ora sarebbero molto freddi, e quindi sono effettivamente impossibili da osservare direttamente.

Onde gravitazionali

Guarda anche

Riferimenti