La cosmología observacional es el estudio de la estructura, la evolución y el origen del universo a través de la observación , utilizando instrumentos como telescopios y detectores de rayos cósmicos .
La ciencia de la cosmología física tal como se practica hoy tuvo su tema definido en los años posteriores al debate Shapley-Curtis , cuando se determinó que el universo tenía una escala mayor que la Vía Láctea . Esto fue precipitado por observaciones que establecieron el tamaño y la dinámica del cosmos que podría explicarse mediante la Teoría General de la Relatividad de Albert Einstein . En sus inicios, la cosmología era una ciencia especulativa basada en un número muy limitado de observaciones y caracterizada por una disputa entre los teóricos del estado estacionario y los promotores de la cosmología del Big Bang . No fue hasta la década de 1990 y más allá que las observaciones astronómicas pudieron eliminar teorías en competencia e impulsar la ciencia a la "Edad de Oro de la Cosmología", anunciada por David Schramm en un coloquio de la Academia Nacional de Ciencias en 1992. [1]
Históricamente, las mediciones de distancias en astronomía han estado y continúan estando confundidas por una considerable incertidumbre en las mediciones. En particular, si bien el paralaje estelar se puede utilizar para medir la distancia a estrellas cercanas, los límites de observación impuestos por la dificultad para medir los minúsculos paralajes asociados con objetos más allá de nuestra galaxia significaron que los astrónomos tuvieron que buscar formas alternativas de medir distancias cósmicas. Con este fin, Henrietta Swan Leavitt descubrió en 1908 una medición de vela estándar para las variables cefeidas que proporcionaría a Edwin Hubble el peldaño en la escala de distancias cósmicas que necesitaría para determinar la distancia a la nebulosa espiral . Hubble utilizó el Telescopio Hooker de 100 pulgadas en el Observatorio Monte Wilson para identificar estrellas individuales en esas galaxias y determinar la distancia a las galaxias aislando las Cefeidas individuales. Esto estableció firmemente que la nebulosa espiral era un objeto muy fuera de la Vía Láctea. La determinación de la distancia a los "universos islas", como fueron denominados en los medios populares, estableció la escala del universo y resolvió el debate Shapley-Curtis de una vez por todas. [2]
En 1927, combinando varias mediciones, incluidas las mediciones de distancia de Hubble y las determinaciones de desplazamientos al rojo de estos objetos realizadas por Vesto Slipher , Georges Lemaître fue el primero en estimar una constante de proporcionalidad entre las distancias de las galaxias y lo que se denominó sus "velocidades de recesión", encontrando un valor de unos 600 km/s/Mpc. [4] [5] [6] [7] [8] [9] Demostró que esto era teóricamente esperado en un modelo de universo basado en la relatividad general . [4] Dos años más tarde, Hubble demostró que la relación entre las distancias y las velocidades era una correlación positiva y tenía una pendiente de aproximadamente 500 km/s/Mpc. [10] Esta correlación llegaría a conocerse como ley de Hubble y serviría como base de observación para las teorías del universo en expansión en las que todavía se basa la cosmología. La publicación de las observaciones de Slipher, Wirtz, Hubble y sus colegas y la aceptación por parte de los teóricos de sus implicaciones teóricas a la luz de la Teoría General de la Relatividad de Einstein se considera el comienzo de la ciencia moderna de la cosmología. [11]
La determinación de la abundancia cósmica de elementos tiene una historia que se remonta a las primeras mediciones espectroscópicas de la luz de objetos astronómicos y la identificación de líneas de emisión y absorción que correspondían a transiciones electrónicas particulares en elementos químicos identificados en la Tierra. Por ejemplo, el elemento helio se identificó por primera vez a través de su firma espectroscópica en el Sol antes de ser aislado como gas en la Tierra. [12] [13]
El cálculo de las abundancias relativas se logró mediante observaciones espectroscópicas correspondientes a mediciones de la composición elemental de los meteoritos .
George Gamow y Ralph Alpher , y Alpher y Robert Herman , predijeron en 1948 un fondo cósmico de microondas debido al modelo del Big Bang caliente . Además, Alpher y Herman pudieron estimar la temperatura, [14] pero sus resultados no fueron ampliamente discutidos en la comunidad. Su predicción fue redescubierta por Robert Dicke y Yakov Zel'dovich a principios de la década de 1960 y el primer reconocimiento publicado de la radiación CMB como un fenómeno detectable apareció en un breve artículo de los astrofísicos soviéticos AG Doroshkevich e Igor Novikov , en la primavera de 1964 . 15] En 1964, David Todd Wilkinson y Peter Roll, colegas de Dicke en la Universidad de Princeton , comenzaron a construir un radiómetro Dicke para medir el fondo cósmico de microondas. [16] En 1965, Arno Penzias y Robert Woodrow Wilson en la ubicación de Bell Telephone Laboratories en Crawford Hill en el cercano municipio de Holmdel, Nueva Jersey, habían construido un radiómetro Dicke que pretendían utilizar para experimentos de radioastronomía y comunicaciones por satélite. Su instrumento tenía un exceso de temperatura de antena de 3,5 K que no pudieron explicar. Después de recibir una llamada telefónica de Crawford Hill, Dicke bromeó: "Muchachos, nos han pillado". [17] Una reunión entre los grupos de Princeton y Crawford Hill determinó que la temperatura de la antena se debía efectivamente al fondo de microondas. Penzias y Wilson recibieron el Premio Nobel de Física en 1978 por su descubrimiento.
Hoy en día, la cosmología observacional continúa poniendo a prueba las predicciones de la cosmología teórica y ha llevado al refinamiento de los modelos cosmológicos. Por ejemplo, la evidencia observacional de la materia oscura ha influido mucho en el modelado teórico de la estructura y la formación de galaxias . Al intentar calibrar el diagrama de Hubble con velas estándar de supernova precisas , a finales de los años 1990 se obtuvo evidencia observacional de energía oscura . Estas observaciones se han incorporado a un marco de seis parámetros conocido como modelo Lambda-CDM que explica la evolución del universo en términos de su material constitutivo. Este modelo ha sido verificado posteriormente mediante observaciones detalladas del fondo cósmico de microondas, especialmente mediante el experimento WMAP .
Aquí se incluyen los esfuerzos de observación modernos que han influido directamente en la cosmología.
Con la llegada de los telescopios automatizados y las mejoras en los espectroscopios , se han realizado varias colaboraciones para mapear el universo en el espacio con corrimiento al rojo . Al combinar el corrimiento al rojo con datos de posición angular, un estudio de corrimiento al rojo mapea la distribución 3D de la materia dentro de un campo del cielo. Estas observaciones se utilizan para medir propiedades de la estructura a gran escala del universo. La Gran Muralla , un vasto supercúmulo de galaxias de más de 500 millones de años luz de ancho, proporciona un espectacular ejemplo de una estructura a gran escala que los estudios de corrimiento al rojo pueden detectar. [18]
El primer estudio de corrimiento al rojo fue el CfA Redshift Survey , iniciado en 1977 y la recopilación inicial de datos se completó en 1982. [20] Más recientemente, el 2dF Galaxy Redshift Survey determinó la estructura a gran escala de una sección del Universo, midiendo valores z . por más de 220.000 galaxias; La recopilación de datos se completó en 2002 y el conjunto de datos final se publicó el 30 de junio de 2003. [21] (Además de mapear patrones de galaxias a gran escala, 2dF estableció un límite superior en la masa de neutrinos ). Otra investigación notable, la Sloan Digital Sky Survey (SDSS), está en marcha desde 2011 [update]y tiene como objetivo obtener mediciones de alrededor de 100 millones de objetos. [22] SDSS ha registrado desplazamientos al rojo de galaxias de hasta 0,4 y ha participado en la detección de quásares más allá de z = 6. El estudio DEEP2 Redshift utiliza los telescopios Keck con el nuevo espectrógrafo "DEIMOS" ; DEEP2, una continuación del programa piloto DEEP1, está diseñado para medir galaxias débiles con corrimientos al rojo de 0,7 y superiores y, por lo tanto, está previsto que proporcione un complemento a SDSS y 2dF. [23]
Después del descubrimiento del CMB, se llevaron a cabo cientos de experimentos cósmicos de fondo de microondas para medir y caracterizar las firmas de la radiación. El experimento más famoso es probablemente el satélite Cosmic Background Explorer ( COBE ) de la NASA que orbitó entre 1989 y 1996 y que detectó y cuantificó las anisotropías a gran escala en el límite de sus capacidades de detección. Inspirándose en los resultados iniciales del COBE de un fondo extremadamente isotrópico y homogéneo, una serie de experimentos terrestres y en globos cuantificaron las anisotropías del CMB en escalas angulares más pequeñas durante la siguiente década. El objetivo principal de estos experimentos era medir la escala angular del primer pico acústico, para el cual COBE no tenía suficiente resolución. Estas mediciones pudieron descartar las cuerdas cósmicas como la teoría principal de la formación de estructuras cósmicas y sugirieron que la inflación cósmica era la teoría correcta.
Durante la década de 1990, el primer pico se midió con una sensibilidad cada vez mayor y en el año 2000 el experimento BOOMERanG informó que las mayores fluctuaciones de potencia se producen en escalas de aproximadamente un grado. Junto con otros datos cosmológicos, estos resultados implicaron que la geometría del universo es plana . Varios interferómetros terrestres proporcionaron mediciones de las fluctuaciones con mayor precisión durante los siguientes tres años, incluido el Very Small Array , el interferómetro de escala angular de grados (DASI) y el Cosmic Background Imager (CBI). DASI realizó la primera detección de la polarización del CMB y el CBI proporcionó el primer espectro de polarización en modo E con evidencia convincente de que está desfasado con el espectro en modo T.
En junio de 2001, la NASA lanzó una segunda misión espacial CMB, WMAP , para realizar mediciones mucho más precisas de las anisotropías a gran escala en todo el cielo. WMAP utilizó radiómetros simétricos, de escaneo rápido y multimodulado, de conmutación rápida para minimizar el ruido de las señales no celestes. [24] Los primeros resultados de esta misión, divulgados en 2003, fueron mediciones detalladas del espectro de potencia angular a una escala de menos de un grado, restringiendo estrictamente varios parámetros cosmológicos. Los resultados son ampliamente consistentes con los esperados de la inflación cósmica , así como con otras teorías en competencia, y están disponibles en detalle en el banco de datos de la NASA para el Fondo Cósmico de Microondas (CMB) (ver enlaces a continuación). Aunque WMAP proporcionó mediciones muy precisas de las fluctuaciones angulares a gran escala en el CMB (estructuras tan anchas en el cielo como la Luna), no tenía la resolución angular para medir las fluctuaciones a menor escala que habían sido observadas por antiguos telescopios terrestres. interferómetros .
Una tercera misión espacial, la Planck Surveyor de la ESA (Agencia Espacial Europea) , se lanzó en mayo de 2009 y realizó una investigación aún más detallada hasta que se cerró en octubre de 2013. Planck empleó radiómetros HEMT y tecnología de bolómetro y midió el CMB a una escala más pequeña que WMAP. Sus detectores se probaron en el telescopio Antártico Viper como experimento ACBAR ( Arc Minute Cosmology Bolometer Array Receiver ), que ha producido las mediciones más precisas a pequeñas escalas angulares hasta la fecha, y en el telescopio de globo Archeops .
El 21 de marzo de 2013, el equipo de investigación liderado por Europa detrás de la sonda cosmológica Planck publicó el mapa de todo el cielo de la misión (565x318 jpeg, 3600x1800 jpeg) del fondo cósmico de microondas. [25] [26] El mapa sugiere que el universo es un poco más antiguo de lo que esperaban los investigadores. Según el mapa, sutiles fluctuaciones de temperatura quedaron impresas en el cielo profundo cuando el cosmos estaba a punto de370.000 años . La huella refleja ondas que surgieron tan temprano, en la existencia del universo, como la primera nomillonésima de segundo. Aparentemente, estas ondas dieron origen a la actual vasta red cósmica de cúmulos de galaxias y materia oscura . Según los datos de 2013, el universo contiene un 4,9% de materia ordinaria , un 26,8% de materia oscura y un 68,3% de energía oscura . El 5 de febrero de 2015, la misión Planck publicó nuevos datos según los cuales la edad del universo es13,799 ± 0,021 mil millones de años y se midió que la constante de Hubble era67,74 ± 0,46 (km/s)/Mpc . [27]
Instrumentos terrestres adicionales, como el Telescopio del Polo Sur en la Antártida y el Proyecto Clover propuesto , el Telescopio de Cosmología de Atacama y el telescopio QUIET en Chile proporcionarán datos adicionales que no están disponibles en las observaciones satelitales, posiblemente incluyendo la polarización en modo B.Las fuentes más brillantes de emisión de radio de baja frecuencia (10 MHz y 100 GHz) son las radiogalaxias , que pueden observarse con corrimientos al rojo extremadamente altos. Estos son subconjuntos de galaxias activas que tienen características extendidas conocidas como lóbulos y chorros que se extienden lejos del núcleo galáctico a distancias del orden de megaparsecs . Debido a que las radiogalaxias son tan brillantes, los astrónomos las han utilizado para explorar distancias extremas y los primeros tiempos de la evolución del universo.
Las observaciones del infrarrojo lejano , incluida la astronomía submilimétrica , han revelado varias fuentes a distancias cosmológicas. Con la excepción de algunas ventanas atmosféricas , la mayor parte de la luz infrarroja es bloqueada por la atmósfera, por lo que las observaciones generalmente se realizan desde globos o instrumentos espaciales. Los experimentos de observación actuales en el infrarrojo incluyen NICMOS , el Espectrógrafo de Orígenes Cósmicos , el Telescopio Espacial Spitzer , el Interferómetro Keck , el Observatorio Estratosférico para Astronomía Infrarroja y el Observatorio Espacial Herschel . El próximo gran telescopio espacial planeado por la NASA, el telescopio espacial James Webb , también explorará en el infrarrojo.
Un estudio infrarrojo adicional, el Two-Micron All Sky Survey , también ha resultado muy útil para revelar la distribución de las galaxias, similar a otros estudios ópticos que se describen a continuación.
La luz óptica sigue siendo el principal medio por el que se produce la astronomía y, en el contexto de la cosmología, esto significa observar galaxias distantes y cúmulos de galaxias para aprender sobre la estructura a gran escala del Universo, así como sobre la evolución de las galaxias . Los estudios de corrimiento al rojo han sido un medio común para lograr esto, con algunos de los más famosos, incluido el 2dF Galaxy Redshift Survey , el Sloan Digital Sky Survey y el próximo Gran Telescopio de Rastreo Sinóptico . Estas observaciones ópticas generalmente utilizan fotometría o espectroscopia para medir el desplazamiento al rojo de una galaxia y luego, mediante la Ley de Hubble , determinan las distorsiones del desplazamiento al rojo del módulo de distancia debido a velocidades peculiares . Además, la posición de las galaxias tal como se ve en el cielo en coordenadas celestes se puede utilizar para obtener información sobre las otras dos dimensiones espaciales.
Las observaciones muy profundas (es decir, sensibles a fuentes tenues) también son herramientas útiles en cosmología. El Campo Profundo del Hubble , el Campo Ultra Profundo del Hubble , el Campo Profundo Extremo del Hubble y el Campo Profundo Sur del Hubble son todos ejemplos de esto.
Véase Astronomía ultravioleta .
Véase astronomía de rayos X.
Véase astronomía de rayos gamma .
Véase Observatorio de rayos cósmicos .
Es una predicción del modelo del Big Bang que el universo está lleno de una radiación de fondo de neutrinos , análoga a la radiación de fondo cósmica de microondas . El fondo de microondas es una reliquia de cuando el universo tenía unos 380.000 años, pero el fondo de neutrinos es una reliquia de cuando el universo tenía unos dos segundos.
Si se pudiera observar esta radiación de neutrinos, sería una ventana a las etapas más tempranas del universo. Desafortunadamente, estos neutrinos ahora estarían muy fríos, por lo que es prácticamente imposible observarlos directamente.
{{cite book}}: |journal=ignorado ( ayuda ){{cite journal}}: CS1 maint: numeric names: authors list (link)Página de inicio de 2dF Galaxy Redshift Survey Archivado el 5 de febrero de 2007 en Wayback Machine.{{cite conference}}: CS1 maint: numeric names: authors list (link)