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.
Primeras observaciones La ciencia de la cosmología física como se practica hoy en día fue definida durante los años siguientes al debate Shapley-Curtis cuando se determinó que el universo tiene una escala mayor que la Vía Láctea. Esto se precipitó por las observaciones que establecían que el tamaño y la dinámica del cosmos podían explicarse mediante la Teoría general de la Relatividad de Einstein. Durante sus comienzos, la cosmología era una ciencia especulativa basada en un número de observaciones muy limitado y caracterizada por la disputa entre los teóricos del estado estacionario y los promotores del Big Bang. No fue hasta los años 1990 del y posteriormente que las observaciones astronómicas pudieron eliminar las teorías competidoras y llevar a la ciencia hasta la "Edad Dorada de la Cosmología", anunciada por David Schramm durante un coloquio en la Academia Nacional de Ciencias en 1992.Arthur M. Sackler Colloquia of the National Academy of Sciences: Physical Cosmology; Irvine, California: March 27-28, 1992.
Edwin Hubble y la escalera de distancias cósmicas
La estimación de las distancias astronómicas ha sido históricamente y sigue siendo imprecisa debido a la considerable incertidumbre en las medidas. En particular, aunque el paralaje estelar puede usarse para medir la distancia a las estrellas cercanas, los límites observacionales impuestos por la dificultad de medir los diminutos paralajes asociados a los objetos situados más allá de nuestra galaxia significan que los astrónomos tienen que buscar métodos alternativos para medir distancias. Con esta finalidad, la medida de la candela estándar de las estrellas variables Cefeidas, que fue descubierta por Henrietta Swan Leavitt en 1908 proporcionaría a Edwin Hubble el peldaño que necesitaba en escalera de distancias cósmicas para determinar la distancia a las nebulosas espirales. Cuando Hubble apuntó el telescopio Hooker de 100 pulgadas del Observatorio Monte Wilson, pudo identificar estrellas individuales en esas galaxias, y determinó la distancia a las galaxias aislando Cefeidas individuales. Esto estableció firmemente a las nebulosas espirales como objetos exteriores a la Vía Láctea. La determinación de la distancia a estos "universos isla", como se les llamó en los medios de comunicación, estableció la escala del universo y resolvió el debate Shapley-Curtis de una vez por todas."Universos isla" es una referencia a las ideas especulativas propuestas por los pensadores de los siglos XVIII y XIX. El promotor mas famoso de esta idea fue el filósofo Immanuel Kant el cual publicó un número de tratados sobre astronomía además de sus trabajos filosóficos mas famosos. Véase Kant, I., 1755. Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels, Part I, J.F. Peterson, Königsberg and Leipzig.
Combinando sus medidas de distancia con los hallazgos de Vesto Slipher sobre el corrimiento al rojo de estos objetos, Hubble pudo determinar una correlación entre la distancia a las galaxias y lo que se llamó sus "velocidades recesivas". Esta correlación se conocería como Ley de Hubble y serviría como fundamento observacional para las teorías de expansión del Universo en las que la cosmología continúa basándose. La publicación de los datos de Hubble y la aceptación por los teóricos de sus implicaciones teóricas en la luz de la teoría de la relatividad general de Einstein es considerada el principio de la cosmología moderna.Esta consideración popular se repite en la inclusión en la lista de las 100 personas más influyentes del siglo XX de la revista Time. Michael Lemonick cuenta sobre Hubble, "Descubrió el cosmos y haciendo esto fundó la ciencia de la cosmología."
Abundancias de elementos
La determinación de las abundancias cósmicas de elementos tiene una historia que data desde las primeras medidas espectroscópicas de luz de objetos astronómicos y la identificación de líneas de emisión y absorción] que se correspondían con las transiciones electrónicas particulares de algunos elementos químicos identificados en la Tierra. Por ejemplo, el Helio fue identificado por primera vez mediante su firma espectroscópica en el Sol antes de que fuera aislado en forma de gas en la Tierra.La Enciclopedia de los Elementos Químicos, página 256Diccionario Inglés Oxford (1989), s.v. "helio". Obtenido el 16 de diciembre de 2006, del Diccionario Inglés Oxford Online. También, citado quí: Thomson, W. (1872). Rep. Brit. Assoc. xcix: "Frankland y Lockyer encuentran que las prominencias amarillas dan una línea decididamente brillante no lejos de D, pero hasta ahora no identificada en ninguna llama terrestre. Parece indicar una nueva substancia, que ellos proponen llamar Helio."
La computación de las abundancias relativas fue conseguida mediante observaciones espectroscópicas correspondientes a medidas de las composiciones de elementos de meteoritos.
Detección del fondo cósmico de microondas
En 1948 se predijo la existencia de la radiación de fondo de microondas por parte de George Gamow y Ralph Alpher, y Alpher y Robert Herman interpretaron que era debida al modelo del Big Bang caliente. Además, Alpher y Herman pudieron estimar la temperatura,G. Gamow, "El Origen de los Elementos y la Separación de las Galaxias", Physical Review 74 (1948), 505. G. Gamow, "La evolución del Universo", Nature 162 (1948), 680. R. A. Alpher y R. Herman, "Sobre las Abundancias Relativas de Los Elementos," Physical Review 74 (1948), 1577. pero sus resultados no fueron amplimente reconocidos y discutidos por la comunidad. Su predicción fue redescubierta por Robert H. Dicke y Yakov Zel'dovich a principios de los años 1960 con el primer reconocimiento de la radiación de fondo como un fenómeno detectable aparecido en un breve artículo por los astrofísicos soviéticos A. G. Doroshkevich e Igor Dmitriyevich Novikov, en la primavera de 1964. En 1964, David Todd Wilkinson y Peter Roll, colegas de Dicke en la Universidad de Princeton, empezó a construir un radiómetro Dicke para medir la radiación de fondo de microondas.R. H. Dicke, "La medida de la radiación térmica a frecuencias de microondas", Rev. Sci. Instrum. 17, 268 (1946). Este diseño básico para un radiómetro se ha utilizado en muchos experimentos posteriores del fondo cósmico de microondas. En 1965, Arno Penzias y Robert Woodrow Wilson en Crawford Hill de los Laboratorios Bell cerca de Holmdel Township (Nueva Jersey) habían construido un radiómetro Dicke que intentaron utilizar para experimentos de radioastronomía y comunicaciones por satélite. Su instrumental tenía un exceso de 3,5 K de temperatura de antena que no podían saber de donde venía. Después de recibir una llamada telefónica de Crawford Hill, Dicke dijo brillantemente: "Chicos, nos lo han puesto en bandeja".A. A. Penzias y R. W. Wilson, "Una Medida del Exceso de Temperatura de Antena de 4080 Mc/s," Astrophysical Journal 142 (1965), 419. R. H. Dicke, P. J. E. Peebles, P. G. Roll y D. T. Wilkinson, "Radiación Cósmica de Cuerpo Negro", Astrophysical Journal 142 (1965), 414. La historia se cuenta en P. J. E. Peebles, Principios de cosmología física (Princeton Univ. Pr., Princeton 1993). Una reunión entre grupos de Princeton y Crawford Hill determinó que la temperatura de antena era debida a la radiación de 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 probando las predicciones de la cosmología teórica y ha llevado al perfeccionamiento de los modelos cosmológicos. Por ejemplo, las evidencias observacionales de la materia oscura han influido fuertemente en el modelado teórico de la formación de galaxias y sus estructuras. Al intentar calibrar el diagrama de Hubble usando las precisas candelas estándar de supernovas se encontraron evidencias de energía oscura a finales de la década de 1990. 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 constituyente. Este modelo subsecuentemente se ha verificado por las detalladas observaciones del fondo cósmico de microondas, especialmente mediante el experimento WMAP.
Aquí están incluidos los esfuerzos observacionales modernos que han influenciados directamente la cosmología.
Sondeos de corrimiento al rojo Con la aparición de telescopios automatizados y las mejoras en los espectroscopios, se han realizado varias colaboraciones para trazar mapas del Universo del corrimiento al rojo. Combinando el corrimiento al rojo con los datos de posiciones angulares, un sondeo de corrimiento al rojo mapea la distribución tridimensional de materia dentro de un campo del cielo. Estas observaciones son utilizadas para medir las propiedades de la estructura a gran escala del Universo. La Gran Muralla, un gran supercúmulo de galaxias de más de 500 millones de años luz de ancho, proporciona un claro ejemplo de una estructura a gran escala que los sondeos de corrimiento al rojo pueden detectar.M. J. Geller & J. P. Huchra, Science 246, 897 (1989). online
El primer sondeo de corrimiento al rojo fue el sondeo CfA, comenzado en 1977 con la colección de datos inicial completada en 1982.Ver la web oficial de la CfA para más detalles. De manera más reciente, la 2dF Galaxy Redshift Survey determinó la estructura a gran escala de una sección del Universo, midiendo valores de z (variable con la que se suele denominar al corrimiento al rojo) de más de 220.000 galaxias. La colección de datos fue completada en 2002 y el conjunto de datos final fue lanzado el 30 de junio de 2003. Web del 2dF Galaxy Redshift Survey Junto con los patrones para el mapeo a gran escala de galaxias, el 2dF estableció un límite superior para la masa del neutrino. Otro sondeo notable, el Sloan Digital Sky Survey (SDSS), sigue su curso (en 2007) e intenta obtener medidas de alrededor de 100 millones de objetos.Web del SDSS El SDSS ha obtenido el corrimiemto al rojo de galaxias hasta z = 0,4 y ha conseguido detectar algunos quásares por encima de z = 6. El DEEP2 Redshift Survey utiliza los telescopios Keck con el nuevo espectrógrafo "DEIMOS". Una continuación del programa piloto DEEP1. DEEP2 se ha diseñado para medir galaxias débiles con corrimientos al rojo de 0,7 y superiores y por tanto, está planeada para proporcionar un complemento al SDSS y al 2dF.
Experimentos de la radiación de fondo de microondas