Cosmologia observacional - Observational cosmology
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A cosmologia observacional é o estudo da estrutura, da evolução e da origem do universo através da observação , utilizando instrumentos como telescópios e detectores de raios cósmicos.
Primeiras observações
A ciência da cosmologia física como é praticada hoje teve seu assunto definido nos anos seguintes ao debate Shapley-Curtis, quando foi determinado que o universo tinha uma escala maior do que a Via Láctea . Este foi precipitada por observações que estabeleceram o tamanho ea dinâmica do cosmos que poderiam ser explicados por Albert Einstein 's Teoria Geral da Relatividade . Em sua infância, a cosmologia era uma ciência especulativa baseada em um número muito limitado de observações e caracterizada por uma disputa entre os teóricos do estado estacionário e os promotores da cosmologia do Big Bang . Não foi até a década de 1990 e além que as observações astronômicas seriam capazes de eliminar teorias concorrentes e conduzir a ciência à "Idade de Ouro da Cosmologia", que foi anunciada por David Schramm em um colóquio da Academia Nacional de Ciências em 1992.
Lei de Hubble e a escada da distância cósmica
As medições de distância na astronomia têm sido historicamente e continuam a ser confundidas por uma incerteza de medição considerável. Em particular, embora a paralaxe estelar possa ser usada para medir a distância a estrelas próximas, os limites observacionais impostos pela dificuldade em medir as paralaxes minúsculas associadas a objetos além de nossa galáxia significaram que os astrônomos tiveram que procurar maneiras alternativas de medir distâncias cósmicas. Para este fim, uma medição de vela padrão para variáveis Cefeidas foi descoberta por Henrietta Swan Leavitt em 1908, que forneceria a Edwin Hubble o degrau na escada de distância cósmica que ele precisaria para determinar a distância até a nebulosa espiral . O Hubble usou o telescópio Hooker de 100 polegadas no Observatório Mount Wilson para identificar estrelas individuais nessas galáxias e determinar a distância até as galáxias isolando cefeidas individuais. Isso estabeleceu firmemente a nebulosa espiral como sendo objetos bem fora da galáxia da Via Láctea. Determinar a distância para "universos-ilhas", como eram apelidados na mídia popular, estabeleceu a escala do universo e encerrou o debate Shapley-Curtis de uma vez por todas.
Em 1927, combinando várias medidas, incluindo as medidas de distância de Hubble e as determinações de Vesto Slipher de redshifts para esses objetos, Georges Lemaître foi o primeiro a estimar uma constante de proporcionalidade entre as distâncias das galáxias e o que foi chamado de "velocidades recessivas", descobrindo um valor de cerca de 600 km / s / Mpc. Ele mostrou que isso era teoricamente esperado em um modelo de universo baseado na relatividade geral . Dois anos depois, Hubble mostrou que a relação entre as distâncias e velocidades era uma correlação positiva e tinha uma inclinação de cerca de 500 km / s / Mpc. Essa correlação viria a ser conhecida como lei de Hubble e serviria como a base de observação para as teorias do universo em expansão nas quais a cosmologia ainda se baseia. A publicação das observações de Slipher, Wirtz, Hubble e seus colegas e a aceitação pelos teóricos de suas implicações teóricas à luz da Teoria da relatividade geral de Einstein é considerada o início da ciência moderna da cosmologia.
Abundância de nuclídeos
A determinação da abundância cósmica de elementos tem uma história que remonta às primeiras medições espectroscópicas de luz de objetos astronômicos e à identificação de linhas de emissão e absorção que correspondiam a transições eletrônicas específicas em elementos químicos identificados na Terra. Por exemplo, o elemento Hélio foi identificado pela primeira vez por meio de sua assinatura espectroscópica no Sol antes de ser isolado como gás na Terra.
O cálculo das abundâncias relativas foi obtido por meio de observações espectroscópicas correspondentes às medições da composição elementar dos meteoritos .
Detecção da radiação cósmica de fundo
Uma radiação cósmica de fundo foi prevista em 1948 por George Gamow e Ralph Alpher , e por Alpher e Robert Herman devido ao modelo quente do Big Bang . Além disso, Alpher e Herman foram capazes de estimar a temperatura, mas seus resultados não foram amplamente discutidos na comunidade. Sua previsão foi redescoberta por Robert Dicke e Yakov Zel'dovich no início dos anos 1960, com o primeiro reconhecimento publicado da radiação CMB como um fenômeno detectável apareceu em um breve artigo dos astrofísicos soviéticos AG Doroshkevich e Igor Novikov , na primavera de 1964. Em 1964, David Todd Wilkinson e Peter Roll, colegas de Dicke na Universidade de Princeton , começaram a construir um radiômetro Dicke para medir a radiação cósmica de fundo. Em 1965, Arno Penzias e Robert Woodrow Wilson em Crawford Hill , Bell Telephone Laboratories , próximo a Holmdel Township, New Jersey , construíram um radiômetro Dicke que pretendiam usar para radioastronomia e experimentos de comunicação por satélite. O instrumento deles tinha um excesso de temperatura de antena de 3,5 K que eles não conseguiam contabilizar. Depois de receber um telefonema de Crawford Hill, Dicke fez a famosa brincadeira: "Rapazes, fomos furados". Uma reunião entre os grupos de Princeton e Crawford Hill determinou que a temperatura da antena era de fato devida ao fundo de microondas. Penzias e Wilson receberam o Prêmio Nobel de Física de 1978 por sua descoberta.
Observações modernas
Hoje, a cosmologia observacional continua a testar as previsões da cosmologia teórica e levou ao refinamento dos modelos cosmológicos. Por exemplo, a evidência observacional de matéria escura influenciou fortemente a modelagem teórica da estrutura e formação de galáxias . Ao tentar calibrar o diagrama de Hubble com velas padrão de supernova precisas , a evidência observacional para a energia escura foi obtida no final dos anos 1990. Essas observações foram incorporadas a uma estrutura de seis parâmetros conhecida como modelo Lambda-CDM, que explica a evolução do universo em termos de seu material constituinte. Este modelo foi subsequentemente verificado por observações detalhadas do fundo cósmico de microondas, especialmente por meio do experimento WMAP .
Incluídos aqui estão os esforços de observação modernos que influenciaram diretamente a cosmologia.
Pesquisas Redshift
Com o advento de telescópios automatizados e melhorias em espectroscópios , uma série de colaborações foram feitas para mapear o universo no espaço redshift . Ao combinar o desvio para o vermelho com dados de posição angular, um levantamento do desvio para o vermelho mapeia a distribuição 3D da matéria em um campo do céu. Essas observações são usadas para medir propriedades da estrutura em grande escala do universo. A Grande Muralha , um vasto superaglomerado de galáxias com mais de 500 milhões de anos-luz de largura, fornece um exemplo dramático de uma estrutura em grande escala que as pesquisas de redshift podem detectar.
A primeira pesquisa de redshift foi a Pesquisa CfA Redshift , iniciada em 1977 com a coleta de dados inicial concluída em 1982. Mais recentemente, a Pesquisa 2dF Galaxy Redshift determinou a estrutura em grande escala de uma seção do Universo, medindo valores z para mais de 220.000 galáxias; a coleta de dados foi concluída em 2002, e o conjunto de dados final foi lançado em 30 de junho de 2003. (Além de mapear padrões de galáxias em grande escala, 2dF estabeleceu um limite superior na massa de neutrinos .) Outra investigação notável, o Sloan Digital Sky Survey ( SDSS), está em andamento a partir de 2011 e visa obter medições em cerca de 100 milhões de objetos. O SDSS registrou redshifts para galáxias de até 0,4 e esteve envolvido na detecção de quasares além de z = 6. O DEEP2 Redshift Survey usa os telescópios Keck com o novo espectrógrafo "DEIMOS" ; um seguimento do programa piloto DEEP1, DEEP2 é projetado para medir galáxias fracas com redshifts 0.7 e acima e, portanto, é planejado para fornecer um complemento ao SDSS e 2dF.
Experimentos de fundo de micro-ondas cósmicas
Após a descoberta do CMB, centenas de experimentos cósmicos de fundo em microondas foram conduzidos para medir e caracterizar as assinaturas da radiação. O experimento mais famoso é provavelmente o satélite Cosmic Background Explorer (COBE) da NASA que orbitou em 1989-1996 e que detectou e quantificou as anisotropias em grande escala no limite de sua capacidade de detecção. Inspirado pelos resultados iniciais do COBE de um fundo extremamente isotrópico e homogêneo, uma série de experimentos baseados em solo e em balões quantificou anisotropias CMB em escalas angulares menores ao longo da próxima década. O objetivo principal desses experimentos era medir a escala angular do primeiro pico acústico, para o qual o COBE não tinha resolução suficiente. As medições foram capazes de descartar as cordas cósmicas como a principal teoria da formação da estrutura cósmica e sugeriram que a inflação cósmica era a teoria certa. Durante a década de 1990, o primeiro pico foi medido com sensibilidade crescente e, em 2000, o experimento BOOMERanG relatou que as maiores flutuações de potência ocorrem em escalas de aproximadamente um grau. Junto com outros dados cosmológicos, esses resultados implicam que a geometria do Universo é plana . Vários interferômetros baseados em terra forneceram medições das flutuações com maior precisão nos próximos três anos, incluindo o Very Small Array , o Degree Angular Scale Interferometer (DASI) e o Cosmic Background Imager (CBI). O DASI fez a primeira detecção da polarização do CMB e o CBI forneceu o primeiro espectro do modo E com evidências convincentes de que está fora de fase com o espectro do modo T.
Em junho de 2001, a NASA lançou uma segunda missão espacial CMB, WMAP , para fazer medições muito mais precisas das anisotropias em grande escala em todo o céu. Os primeiros resultados desta missão, divulgados em 2003, foram medições detalhadas do espectro de potência angular em escalas abaixo de graus, restringindo fortemente vários parâmetros cosmológicos. Os resultados são amplamente consistentes com os esperados da inflação cósmica , bem como com várias outras teorias concorrentes, e estão disponíveis em detalhes no data center da NASA para Cosmic Microwave Background (CMB) (ver links abaixo). Embora o WMAP fornecesse medições muito precisas das grandes flutuações de escala angular na CMB (estruturas quase tão grandes no céu quanto a Lua), ele não tinha a resolução angular para medir as flutuações de escala menor que foram observadas usando o solo anterior interferômetros baseados.
Uma terceira missão espacial, Planck , foi lançada em maio de 2009. Planck emprega radiômetros HEMT e tecnologia de bolômetro e mede as anisotropias CMB em uma resolução mais alta do que WMAP. Ao contrário das duas missões espaciais anteriores, Planck é uma colaboração entre a NASA e a Agência Espacial Europeia (ESA). Seus detectores foram testados no telescópio Antarctic Viper como o experimento ACBAR ( Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver ) - que produziu as medições mais precisas em pequenas escalas angulares até agora - e no telescópio de balão Archeops .
Instrumentos terrestres adicionais, como o Telescópio do Pólo Sul na Antártica e o proposto Projeto Clover , o Telescópio Cosmológico Atacama e o telescópio QUIET no Chile , fornecerão dados adicionais não disponíveis a partir de observações de satélite, possivelmente incluindo a polarização modo-B.
Observações de telescópio
Rádio
As fontes mais brilhantes de emissão de rádio de baixa frequência (10 MHz e 100 GHz) são galáxias de rádio que podem ser observadas em redshifts extremamente altos. Estes são subconjuntos de galáxias ativas que têm características estendidas conhecidas como lobos e jatos que se estendem para longe do núcleo galáctico, distâncias da ordem de megaparsecs . Como as galáxias de rádio são muito brilhantes, os astrônomos as usaram para sondar distâncias extremas e tempos iniciais na evolução do universo.
Infravermelho
Observações no infravermelho distante, incluindo astronomia submilimétrica , revelaram várias fontes a distâncias cosmológicas. Com exceção de algumas janelas atmosféricas , a maior parte da luz infravermelha é bloqueada pela atmosfera, então as observações geralmente ocorrem em balões ou instrumentos baseados no espaço. Os experimentos observacionais atuais no infravermelho incluem o NICMOS , o Cosmic Origins Spectrograph , o Spitzer Space Telescope , o Keck Interferometer , o Stratospheric Observatory For Infrared Astronomy e o Herschel Space Observatory . O próximo grande telescópio espacial planejado pela NASA, o Telescópio Espacial James Webb também explorará no infravermelho.
Um levantamento infravermelho adicional, o Two-Micron All Sky Survey , também foi muito útil para revelar a distribuição de galáxias, semelhante a outros levantamentos ópticos descritos abaixo.
Raios ópticos (visíveis aos olhos humanos)
A luz óptica ainda é o principal meio pelo qual ocorre a astronomia e, no contexto da cosmologia, isso significa observar galáxias distantes e aglomerados de galáxias para aprender sobre a estrutura em grande escala do Universo, bem como a evolução das galáxias . Levantamentos Redshift têm sido um meio comum pelo qual isso foi realizado com alguns dos mais famosos, incluindo o 2dF Galaxy Redshift Survey , o Sloan Digital Sky Survey e o próximo Large Synoptic Survey Telescope . Essas observações ópticas geralmente usam fotometria ou espectroscopia para medir o desvio para o vermelho de uma galáxia e, então, via Lei de Hubble , determinar suas distorções de desvio para o módulo de distância devido a velocidades peculiares . Além disso, a posição das galáxias vistas no céu em coordenadas celestes pode ser usada para obter informações sobre as outras duas dimensões espaciais.
Observações muito profundas (ou seja, sensíveis a fontes obscuras) também são ferramentas úteis em cosmologia. O Hubble Deep Field , o Hubble Ultra Deep Field , o Hubble Extreme Deep Field e o Hubble Deep Field South são todos exemplos disso.
Ultravioleta
Veja astronomia ultravioleta .
raios X
Veja astronomia de raios-X .
Raios gama
Veja astronomia de raios gama .
Observações de raios cósmicos
Veja o observatório de raios cósmicos .
Observações futuras
Neutrinos cósmicos
É uma previsão do modelo do Big Bang que o universo é preenchido com uma radiação de fundo de neutrino , análoga à radiação de fundo de microondas cósmica . O fundo de microondas é uma relíquia de quando o universo tinha cerca de 380.000 anos, mas o fundo de neutrinos é uma relíquia de quando o universo tinha cerca de dois segundos.
Se essa radiação de neutrino pudesse ser observada, seria uma janela para os estágios iniciais do universo. Infelizmente, esses neutrinos agora estariam muito frios e, portanto, são efetivamente impossíveis de observar diretamente.