Estudio del origen del universo (estructura y evolución)
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 .
Observaciones tempranas
La cosmología física, tal como se practica hoy en día, tuvo su materia de estudio definida en los años posteriores al debate Shapley-Curtis , cuando se determinó que el universo tenía una escala mayor que la galaxia Vía Láctea . Esto fue precipitado por observaciones que establecieron el tamaño y la dinámica del cosmos que podrían 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 las teorías en competencia y llevar a la ciencia a la "Edad de Oro de la Cosmología", que fue anunciada por David Schramm en un coloquio de la Academia Nacional de Ciencias en 1992. [1]
La ley de Hubble y la escala de distancias cósmicas
Las mediciones de distancia en astronomía han sido y siguen siendo confusas históricamente por una considerable incertidumbre de medición. En particular, mientras que la paralaje estelar se puede utilizar para medir la distancia a las estrellas cercanas, los límites de observación impuestos por la dificultad de medir las minúsculas paralajes asociadas con objetos más allá de nuestra galaxia significaron que los astrónomos tuvieron que buscar formas alternativas de medir las distancias cósmicas. Con este fin, Henrietta Swan Leavitt descubrió en 1908 una medida de candela estándar para las variables cefeidas que proporcionaría a Edwin Hubble el peldaño en la escalera de distancias cósmicas que necesitaría para determinar la distancia a la nebulosa espiral . Hubble utilizó el telescopio Hooker de 100 pulgadas en el Observatorio del Monte Wilson para identificar estrellas individuales en esas galaxias y determinar la distancia a las galaxias aislando cefeidas individuales. Esto estableció firmemente que la nebulosa espiral era un objeto muy fuera de la galaxia de la Vía Láctea. La determinación de la distancia a los "universos islas", como se los llamó en los medios populares, estableció la escala del universo y resolvió el debate Shapley-Curtis de una vez por todas. [2]
El tiempo de retrospección de las observaciones extragalácticas por su corrimiento al rojo hasta z=20. [3]
En 1927, al combinar varias mediciones, incluidas las mediciones de distancia de Hubble y las determinaciones de los corrimientos al rojo de estos objetos de 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 aproximadamente 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 la ley de Hubble y serviría como base observacional 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]
Abundancias de nucleidos
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 a 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 que se aislara como gas en la Tierra. [12] [13]
El cálculo de las abundancias relativas se logró mediante observaciones espectroscópicas correspondientes a las mediciones de la composición elemental de los meteoritos .
Detección del fondo cósmico de microondas
El CMB visto por WMAP
En 1948, George Gamow y Ralph Alpher , y Alpher y Robert Herman predijeron que el fondo cósmico de microondas se debía 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 con el primer reconocimiento publicado de la radiación CMB como un fenómeno detectable que 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, de la sede 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 comunicación por satélite. Su instrumento tenía una temperatura de antena de 3,5 K en exceso que no podían explicar. Después de recibir una llamada telefónica de Crawford Hill, Dicke bromeó: "Muchachos, nos han ganado la primicia". [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 de 1978 por su descubrimiento.
Observaciones modernas
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 materia oscura ha influido en gran medida 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 , se obtuvo evidencia observacional de energía oscura a fines de la década de 1990. Estas observaciones se han incorporado a un marco de seis parámetros conocido como el modelo Lambda-CDM que explica la evolución del universo en términos de su material constituyente. Este modelo se ha verificado posteriormente mediante observaciones detalladas del fondo cósmico de microondas, especialmente a través del experimento WMAP .
Se incluyen aquí los esfuerzos de observación modernos que han influido directamente en la cosmología.
Estudios de corrimiento al rojo
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 de corrimiento al rojo . Al combinar el corrimiento al rojo con los 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 las 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 ejemplo dramático de una estructura a gran escala que los estudios de corrimiento al rojo pueden detectar. [18]
Visualización 3D de la distribución de materia oscura del sondeo de corrimiento al rojo Hyper Suprime-Cam realizado en el telescopio Subaru en 2018 [19]
El primer estudio de corrimiento al rojo fue el CfA Redshift Survey , que comenzó en 1977 y cuya recopilación de datos inicial se completó en 1982. [20] Más recientemente, el 2dF Galaxy Redshift Survey determinó la estructura a gran escala de una sección del Universo, midiendo los valores z de 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 a gran escala de galaxias, 2dF estableció un límite superior para la masa de los neutrinos ). Otra investigación notable, el Sloan Digital Sky Survey (SDSS), está en curso en 2011 [update]y tiene como objetivo obtener mediciones de alrededor de 100 millones de objetos. [22] El SDSS ha registrado corrimientos al rojo de galaxias de hasta 0,4 y ha participado en la detección de cuásares más allá de z = 6. El sondeo de corrimientos al rojo DEEP2 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, se planea que proporcione un complemento al SDSS y al 2dF. [23]
Experimentos sobre el fondo cósmico de microondas
La antena de cuerno de Holmdel en la que Penzias y Wilson descubrieron el fondo cósmico de microondas. [24]El primer reconocimiento publicado de la radiación del CMB como un fenómeno detectable apareció en un breve artículo de los astrofísicos soviéticos AG Doroshkevich e Igor Novikov , en la primavera de 1964. [25] 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. [26] En 1964, Arno Penzias y Robert Woodrow Wilson en la ubicación de Crawford Hill de Bell Telephone Laboratories en el cercano municipio de Holmdel, Nueva Jersey, habían construido un radiómetro Dicke que pretendían utilizar para experimentos de radioastronomía y comunicación por satélite. La antena se construyó en 1959 para apoyar el Proyecto Echo , los satélites de comunicaciones pasivas de la Administración Nacional de Aeronáutica y del Espacio, que usaban grandes globos de plástico aluminizado en órbita terrestre como reflectores para hacer rebotar señales de radio de un punto de la Tierra a otro. [24] El 20 de mayo de 1964 hicieron su primera medición mostrando claramente la presencia del fondo de microondas, [27] con su instrumento teniendo una temperatura de antena de 4,2 K en exceso que no podían explicar. Después de recibir una llamada telefónica de Crawford Hill, Dicke dijo "Chicos, nos han dado la primicia". [28] [29] [30] [31] : 140 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 de 1978 por su descubrimiento. [32]
La interpretación del fondo cósmico de microondas fue un tema controvertido a finales de los años 60. Las explicaciones alternativas incluían la energía procedente del interior del sistema solar, de las galaxias, del plasma intergaláctico y de múltiples fuentes de radio extragalácticas. Dos requisitos demostrarían que la radiación de microondas era verdaderamente "cósmica". En primer lugar, era necesario demostrar que la intensidad frente a la frecuencia o el espectro coincidían con una fuente térmica o de cuerpo negro. Esto se logró en 1968 en una serie de mediciones de la temperatura de la radiación en longitudes de onda más altas y más bajas. En segundo lugar, era necesario demostrar que la radiación era isotrópica, la misma desde todas las direcciones. Esto también se logró en 1970, demostrando que esta radiación era verdaderamente de origen cósmico. [33]
En la década de 1970, numerosos estudios demostraron que pequeñas desviaciones de la isotropía en el CMB podrían ser resultado de eventos en el universo temprano. [33] : 8.5.1
Harrison, [34] Peebles y Yu, [35] y Zel'dovich [36] se dieron cuenta de que el universo temprano requeriría inhomogeneidades cuánticas que darían como resultado una anisotropía de temperatura en el nivel de 10 −4 o 10 −5 . [33] : 8.5.3.2 Rashid Sunyaev , utilizando el nombre alternativo radiación reliquia , calculó la huella observable que estas inhomogeneidades tendrían en el fondo cósmico de microondas. [37]
Después de una pausa en la década de 1970 causada en parte por las muchas dificultades experimentales para medir el CMB con alta precisión, [33] : 8.5.1
se establecieron límites cada vez más estrictos para la anisotropía del fondo cósmico de microondas mediante experimentos terrestres durante la década de 1980. RELIKT-1 , un experimento soviético de anisotropía del fondo cósmico de microondas a bordo del satélite Prognoz 9 (lanzado el 1 de julio de 1983), proporcionó los primeros límites superiores para la anisotropía a gran escala. [33] : 8.5.3.2
El otro acontecimiento clave de la década de 1980 fue la propuesta de Alan Guth sobre la inflación cósmica . Esta teoría de expansión espacial rápida dio una explicación de la isotropía a gran escala al permitir una conexión causal justo antes de la época de la última dispersión. [33] : 8.5.4 Con esta teoría y otras similares, la predicción detallada alentó experimentos más grandes y ambiciosos.
El satélite Explorador del Fondo Cósmico ( COBE ) de la NASA, que orbitó la Tierra entre 1989 y 1996, detectó y cuantificó las anisotropías a gran escala en el límite de sus capacidades de detección.
La misión COBE de la NASA confirmó claramente la anisotropía primaria con el instrumento Radiómetro Diferencial de Microondas, publicando sus hallazgos en 1992. [38] [39] El equipo recibió el Premio Nobel de Física en 2006 por este descubrimiento.
Inspirados por los resultados de COBE, una serie de experimentos terrestres y en globo midieron las anisotropías del fondo cósmico de microondas en escalas angulares más pequeñas durante las [ ¿cuál? ] dos décadas. La sensibilidad de los nuevos experimentos mejoró drásticamente, con una reducción del ruido interno de tres órdenes de magnitud. [40] El objetivo principal de estos experimentos era medir la escala del primer pico acústico, que COBE no tenía la resolución suficiente para resolver. Este pico corresponde a variaciones de densidad a gran escala en el universo temprano que son creadas por inestabilidades gravitacionales, lo que resulta en oscilaciones acústicas en el plasma. [41] El primer pico en la anisotropía fue detectado tentativamente por el experimento MAT/TOCO [42] y el resultado fue confirmado por los experimentos BOOMERanG [43] y MAXIMA . [44] Estas mediciones demostraron que la geometría del universo es aproximadamente plana, en lugar de curva . [45] Descartaron las cuerdas cósmicas como un componente principal de la formación de la estructura cósmica y sugirieron que la inflación cósmica era la teoría correcta de la formación de la estructura. [46]
Comparación de los resultados del CMB de COBE , WMAP y Planck (21 de marzo de 2013)
Inspirados por los resultados iniciales del COBE de un fondo extremadamente isótropo y homogéneo, una serie de experimentos terrestres y desde 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 el COBE no tenía suficiente resolución. Estas mediciones permitieron 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, se midió el primer pico con una sensibilidad cada vez mayor y, en 2000, el experimento BOOMERanG informó que las fluctuaciones de potencia más altas se producen a 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 Degree Angular Scale Interferometer (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.
Observaciones con telescopio
Radio
Las fuentes más brillantes de emisión de radio de baja frecuencia (10 MHz y 100 GHz) son las radiogalaxias , que pueden observarse hasta con corrimientos al rojo extremadamente altos. Se trata de subconjuntos de las galaxias activas que tienen características extendidas conocidas como lóbulos y chorros que se extienden desde el núcleo galáctico a distancias del orden de megaparsecs . Debido a que las radiogalaxias son tan brillantes, los astrónomos las han utilizado para investigar distancias extremas y épocas tempranas en la evolución del universo.
Un estudio infrarrojo adicional, el Two-Micron All Sky Survey , también ha sido muy útil para revelar la distribución de las galaxias, de manera similar a otros estudios ópticos descritos a continuación.
Una predicción del modelo del Big Bang es que el universo está lleno de una radiación de fondo de neutrinos , análoga a la radiación de fondo de microondas cósmica . 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 de antigüedad.
Si se pudiese observar esta radiación de neutrinos, se abriría una ventana a las primeras etapas del universo. Lamentablemente, estos neutrinos serían muy fríos y, por lo tanto, prácticamente imposibles de observar directamente.
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