Anar al contingut

Cosmologia observacional

De L'Enciclopèdia, la wikipedia en valencià
Cosmologia observacional

Plantilla:Cosmologia La cosmologia observacional és l'estudi de l'estructura, l'evolució i l'orige del Univers per mig de l'observació, utilisant instruments com telescopis i detectors de rajos còsmics.

Primeres observacions

La ciència de la cosmologia física com es practica hui en dia va ser definida durant els anys següents al debat Shapley-Curtis quan es va determinar que l'univers té una escala major que la Via Làctea. Açò es va precipitar per les observacions que establien que el tamany i la dinàmica del cosmos podien explicar-se per mig de la Teoria general de la Relativitat d'Einstein. Durant els seus començos, la cosmologia era una ciència especulativa basada en un número d'observacions molt llimitat i caracterisada per la disputa entre els teòrics del estat estacionario i els promotors del Big Bang. No va ser fins als anys 1990 del XX i posteriorment que les observacions astronòmiques varen poder eliminar les teories competidores i dur a la ciència fins a la "Edat Dorada de la Cosmologia", anunciada per David Schramm durant un coloqui en l'Acadèmia Nacional de Ciències en 1992.[1]

Edwin Hubble i l'escala de distàncies còsmiques

Artícul principal → Llei de Hubble.

L'estimació de les distàncies astronòmiques ha segut històricament i seguix sent imprecisa per la considerable incertitut en les mides. En particular, encara que el paralaje estelar pot usar-se per a medir la distància a les estreles propenques, els llímits observacionals imposts per la dificultat de medir els diminuts paralajes associats als objectes situats més allà de la nostra galàxia signifiquen que els astrònoms tenen que buscar métodos alternatius per a medir distàncies. En esta finalitat, la mida de la canela estàndar de les estreles variables Cefeidas, que va ser descoberta per Henrietta Swan Leavitt en 1908 proporcionaria a Edwin Hubble l'escaló que necessitava en escala de distàncies còsmiques per a determinar la distància a les nebuloses espirals. Quan Hubble va apuntar el telescopi Hooker de 100 polzades del Observatori Monte Wilson, va poder identificar estreles individuals en eixes galàxies, i va determinar la distància a les galàxies aïllant Cefeidas individuals. Açò va establir fermament a les nebuloses espirals com a objectes exteriors a la Via Làctea. La determinació de la distància a estos "univers illa", com se'ls va cridar en els mijos de comunicació, va establir l'escala de l'univers i va resoldre el debat Shapley-Curtis d'una volta per totes.[2]


Combinant les seues mides de distància en les troballes de Vesto Slipher sobre el corriment al roig d'estos objectes, Hubble va poder determinar una correlació entre la distància a les galàxies i lo que es va cridar les seues "velocitats recesivas". Esta correlació es coneixeria com Llei de Hubble i serviria com a fonament observacional per a les teories d'expansió de l'Univers en les que la cosmologia continua basant-se. La publicació de les senyes de Hubble i l'acceptació pels teòrics de les seues implicacions teòriques en la llum de la teoria de la relativitat general d'Einstein és considerada el principi de la cosmologia moderna.[3]

Abundància d'elements

Artícul principal → Cosmoquímica.

La determinació de les abundància còsmiques d'elements té una història que data des de les primeres mides espectroscópicas de llum d'objectes astronòmics i l'identificació de llínees d'emissió i absorció] que es corresponien en les transicions electròniques particulars d'alguns elements químics identificats en la Terra. Per eixemple, l'Heli va ser identificat per primera volta per mig de la seua firma espectroscópica en el Sol ans que fora aïllat en forma de gas en la Terra.[4][5]

La computació de les abundància relatives va ser conseguida per mig d'observacions espectroscópiques corresponents a mides de les composicions d'elements de meteorits.

Detecció del fondo còsmic de microones

Artícul principal → Radiació de fondo de microones.


En 1948 es va predir l'existència de la radiació de fondo de microones per part de George Gamow i Ralph Alpher, i Alpher i Robert Herman varen interpretar que era deguda al model del Big Bang calent. Ademés, Alpher i Herman varen poder estimar la temperatura,[6] pero els seus resultats no varen ser ampliment reconeguts i discutits per la comunitat. La seua predicció va ser redescubierta per Robert H. Dicke i Yakov Zel'dovich a principis dels anys 1960 en el primer reconeiximent de la radiació de fondo com un fenomen detectable aparegut en un breu artícul pels astrofísics soviètics A. G. Doroshkevich i Igor Dmitriyevich Novikov, en la primavera de 1964.[7] En 1964, David Todd Wilkinson i Peter Roll, colegues de Dicke en l'Universitat de Princeton, va escomençar a construir un radiómetro Dicke per a medir la radiació de fondo de microones.[8] En 1965, Arno Penzias i Robert Woodrow Wilson en Crawford Hill dels Laboratoris Bell prop d'Holmdel Township (Nova Jersey) havien construït un radiómetro Dicke que varen intentar utilisar per a experiments de radioastronomía i comunicacions per satèlit. El seu instrumental tenia un excés de 3,5 K de temperatura d'antena que no podien saber d'a on venia. Despuix de rebre una cridada telefònica de Crawford Hill, Dicke va dir brillantement: "Chics, nos ho han posat en font".[9] Una reunió entre grups de Princeton i Crawford Hill va determinar que la temperatura d'antena era deguda a la radiació de fondo de microones. Penzias i Wilson varen rebre el Premi Nobel de Física de 1978 pel seu descobriment.

Observacions modernes

Hui en dia, la cosmologia observacional continua provant les prediccions de la cosmologia teòrica i ha dut al perfeccionament dels models cosmológicos. Per eixemple, les evidències observacionals de la matèria obscura han influït fortament en la modelació teòrica de la formació de galàxies i les seues estructures. En intentar calibrar el diagrama de Hubble usant les precises caneles estàndar de supernovas es varen trobar evidències d'energia obscura a finals de la década de 1990. Estes observacions s'han incorporat a un marc de sis paràmetros conegut com modele Lambda-CDM que explica l'evolució de l'univers en térmens del seu material constituent. Este model subsecuentement s'ha verificat per les detallades observacions del fondo còsmic de microones, especialment per mig de l'experiment WMAP.

Ací estan inclosos els esforços observacionals moderns que han influenciats directament la cosmologia.

Sondejos de corriment al roig

En l'aparició de telescopis automatizado i les millores en els espectroscopis, s'han realisat vàries colaboracions per a traçar mapes de l'Univers del corriment al roig. Combinant el corriment al roig en les senyes de posicions angulars, un sondeig de corriment al roig mapea la distribució tridimensional de matèria dins d'un camp del cel. Estes observacions són utilisades per a medir les propietats de l'estructura a gran escala de l'Univers. La Gran Muralla, un gran supercúmulo de galàxies de més de 500 millons d'anys llum d'ample, proporciona un clar eixemple d'una estructura a gran escala que els sondejos de corriment al roig poden detectar.[10]

El primer sondeig de corriment al roig va ser el sondeig CfA, començat en 1977 en la colecció de senyes inicial completada en 1982.[11] De manera més recent, la 2dF Galaxy Redshift Survey va determinar l'estructura a gran escala d'una secció de l'Univers, medint valors de z (variable en la que se sol denominar al corriment al roig) de més de 220.000 galàxies. La colecció de senyes va ser completada en 2002 i el conjunt de senyes final va ser llançat el 30 de juny de 2003.[12] Junt en els patrons per al mapage a gran escala de galàxies, el 2dF va establir un llímit superior per a la massa del neutrí. Un atre sondeig notable, el Sloan Digital Sky Survey (SDSS), seguix el seu curs (en 2007) i intenta obtindre mides d'al voltant de 100 millons d'objectes.[13] El SDSS ha obtingut el corrimiemto al roig de galàxies fins a z = 0,4 i ha conseguit detectar alguns quásars per damunt de z = 6. El DEEP2 Redshift Survey utilisa els telescopis Keck en el nou espectrógraf "DEIMOS". Una continuació del programa pilot DEEP1. DEEP2 s'ha dissenyat per a medir galàxies dèbils en corriment al roig de 0,7 i superiors i per tant, està planejada per a proporcionar un complement al SDSS i al 2dF.

Experiments de la radiació de fondo de microones

Despuix del descobriment de la radiació de fondo de microones, s'han realisat centenars d'experiments per a medir i caracterisar les firmes de la radiació. L'experiment més famós és provablement el satèlit de la NASA, Cosmic Background Explorer (COBE), que orbitó entre 1989 i 1996 i que va detectar i va quantificar les anisotropía a gran escala en el llímit de les seues capacitats de detecció. Inspirat pels resultats inicials del COBE els resultats tiren un fondo extremadament homogéneu i isótropo. Va haver una série d'experiments des de terra i des de globos que varen quantificar les anisotropía de la radiació de fondo de microones a escales angulars chicotetes durant la següent década. L'objectiu primari d'estos experiments va ser medir l'escala angular del primer pic acústic, per al que el COBE no tenia suficient resolució. Estes mides podien descartar les teories de cordes còsmiques aixina com la teoria principal de la formació d'estructures còsmiques i varen sugerir que l'inflació còsmica era la teoria correcta. Durant els anys 1990, el primer pic va ser medit en sensibilitat creixent i en el 2000 l'experiment BOOMERanG va reportar que les majors fluctuacions de potència ocorrien a escales d'aproximadament un grau. Junt en atres senyes cosmológicos, estos resultats implicaven que la geometria de l'Univers era plana. Varis interferómetros varen proporcionar mides de les fluctuacions en gran precisió durant els tres anys següents, incloent el Very Small Array, el Degree Angular Scale Interferometer (DASI) i el Cosmic Background Imager. De fet, el DASI va fer la primera detecció de la polarisació de la radiació de fondo de microones.

En juny de 2001, la NASA va llançar una segona missió espacial, el WMAP, per a fer mides molt més precises de les anisotropía a gran escala en tot el cel. Els primers resultats d'esta misiín, fets públics en 2003, varen ser mides detallades de l'espectre de potència angular per a graus d'escala baixos, forçant ajustadament varis paràmetros cosmológicos. Estos resultats són àmpliament consistents en els esperats per a l'inflació còsmica aixina com unes atres vàries teories competidores i estan disponibles en detalle en el centre de senyes de la NASA per al Fondo Còsmic de Microones.[14] Encara que el WMAP va proporcionar mides molt precises de les fluctuacions a gran escala angular en la radiació de fondo de microones (estructures casi tan grans com en el cel com la lluna), no tenia la resolució angular necessària per a medir les fluctuacions a chicoteta escala que s'havien observat utilisant anteriors interferómetros terrestres.

Una tercera missió espacial, el Planck, es va llançar en 2009. El Planck ampra radiómetros HEMT aixina com bolómetros i medirà la radiació de fondo de microones a escales menors que el WMAP. Al contrari que les dos missions espacials prèvies, el Planck és una colaboració entre la NASA i l'ESA. Els seus detectors varen ser provats en el Viper telescope antàrtic com a part de l'experiment ACBAR (Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver), que ha produït les mides més precises a chicotetes escales angulars fins a la data, i en el telescopi portat en globo cridat Archeops.

Atres instruments terrestres com el South Pole Telescope en l'Antàrtida, el propost Clover Project i l'Atacama Cosmology Telescope en Chile proporcionaran senyes adicionals no disponibles en observacions des de l'espai, possiblement incloent la polarisació modo B.

Observacions de telescopis

Ràdio

Les fonts més lluminoses de radi a baixes freqüències (10 MHz i 100 GHz) són radiogalaxies que es poden observar a desplaçaments al roig extremadament alts. Estos són un subgrup de galàxies actives que han desenrollat característiques conegudes com a lòbuls i chorrada, que s'estenen des dels seus núcleus galàctics fins a distàncies de l'orde de megaparsecs. En ser tan lluminoses es poden observar a distàncies molt lluntanes, per este motiu els astrònoms les han utilisat per a estudiar l'Univers a distàncies extremes i en els seus primers temps d'evolució.

Vore també

Referències

  1. ↑ Arthur M. Sackler Colloquia of the National Academy of Sciences: Physical Cosmology; Irvine, Califòrnia: March 27-28, 1992.
  2. ↑ "Univers illa" és una referència a les idees especulatives propostes pels pensadors dels sigles XVIII i XIX. El promotor mes famós d'esta idea va ser el filòsof Immanuel Kant el qual va publicar un número de tractats sobre astronomia ademés dels seus treballs filosòfics mes famosos. Vore Kant, I., 1755. Allgemeine Naturgeschichte und Theorie dones Himmels, Part I, J.F. Peterson, Königsberg and Leipzig.
  3. ↑ Esta consideració popular es repetix en l'inclusió en la llista de les 100 persones més influents del sigle XX de la revista Clave. Michael Lemonick conte sobre Hubble, "Va descobrir el cosmos i fent açò va fundar la ciència de la cosmologia." [1] [2] archivat en Wayback Machine.
  4. ↑ L'Enciclopèdia dels Elements Químics, pàgina 256
  5. ↑ Diccionari Inglés Oxford (1989), s.v. "heli". Obtingut el 16 de decembre de 2006, del Diccionari Inglés Oxford Online. També, citat quí: Thomson, W. (1872). Rep. Brit. Assoc. xcix: "Frankland i Lockyer troben que les prominència grogues donen una llínea decididament lluenta no llunt de D, pero fins ara no identificada en cap flama terrestre. Sembla indicar una nova substància, que ells proponen cridar Heli."
  6. ↑ G. Gamow, "L'Orige dels Elements i la Separació de les Galàxies", Physical Review 74 (1948), 505. G. Gamow, "L'evolució de l'Univers", Nature 162 (1948), 680. R. A. Alpher i R. Herman, "Sobre les Abundància Relatives dels Elements," Physical Review 74 (1948), 1577.
  7. ↑ A. A. Penzias. «"L'orige dels elements."». Premi Nobel de Física. Consultat el 4 d'octubre de 2006.
  8. ↑ R. H. Dicke, "La mida de la radiació tèrmica a freqüències de microones", Rev. Sci. Instrum. 17, 268 (1946). Este disseny bàsic per a un radiómetro s'ha utilisat en molts experiments posteriors del fondo còsmic de microones.
  9. ↑ A. A. Penzias i R. W. Wilson, "Una Mida de l'Excés de Temperatura d'Antena de 4080 Mc/s," Astrophysical Journal 142 (1965), 419. R. H. Dicke, P. J. E. Peebles, P. G. Roll i D. T. Wilkinson, "Radiació Còsmica de Cos Negre", Astrophysical Journal 142 (1965), 414. El història es conta en P. J. E. Peebles, Principis de cosmologia física (Princeton Univ. Pr., Princeton 1993).
  10. ↑ M. J. Geller & J. P. Huchra, Science 246, 897 (1989). online
  11. ↑ Vore la web oficial de la CfA per a més detalls.
  12. ↑ [enllaç trencat] Web del 2dF Galaxy Redshift Survey [3] archivat en Wayback Machine.
  13. ↑ Web del SDSS
  14. ↑ NASA's data center for Cosmic Microwave Background (CMB) research Base de senyes de la NASA per a les senyes dels experiments de la radiació de fondo de microones.


Referències


Obtingut de «https://lenciclopedia.org/w/index.php?title=Cosmologia_observacional&oldid=1597004»