관측 우주론

Observational cosmology
시리즈의 일부
물리 우주론
Full-sky image derived from Planck spacecraft data
초기 우주
배경
확장·미래
구성품·구조
구성 요소들
구조.
실험
과학자
대상 이력

관측 우주론은 망원경이나 우주선 탐지기와 같은 기구를 사용하여 관측을 통해 우주의 구조, 진화, 기원을 연구하는 것이다.

초기 관찰

오늘날 실천되고 있는 물리 우주론의 과학은 우주가 은하수 은하보다 더 큰 규모를 가지고 있다고 결정된 샤플리와 커티스 논쟁 이후 몇 년 동안 그 소재가 정의되었습니다.이것은 알버트 아인슈타인의 일반 상대성 이론으로 설명될 수 있는 우주의 크기와 역학을 확립한 관측에 의해 촉발되었다.초기 우주론은 매우 제한된 수의 관찰에 기초한 사변 과학이었고 정상 상태 이론가들과 빅뱅 우주론의 추진자들 사이의 논쟁으로 특징지어졌습니다.1990년대와 그 이후가 되어서야 천문학적 관측은 경쟁 이론을 없애고 1992년 [1]데이비드 슈람이 국립과학원회의에서 예고했던 "우주론의 황금시대"로 과학을 이끌 수 있었다.

허블의 법칙과 우주 거리 사다리

주요 기사:허블의 법칙과 우주 거리 사다리

천문학에서의 거리 측정은 역사적으로 상당한 측정 불확실성으로 인해 계속 교란되어 왔다.특히, 별의 시차가 가까운 별까지의 거리를 측정하는 데 사용될 수 있는 반면, 우리 은하계 너머의 물체와 관련된 미세한 시차를 측정하는 것의 어려움으로 인해 천문학자들은 우주 거리를 측정할 수 있는 다른 방법을 찾아야 했다.이를 위해 1908년 헨리에타 스완 레빗이 세페이드 변광성에 대한 표준 초 측정치를 발견했는데, 이는 에드윈 허블이 나선 성운까지의 거리를 결정하는 데 필요한 우주 거리 사다리의 고리를 제공하게 된다.허블 망원경은 윌슨 산 천문대에 있는 100인치 후커 망원경을 사용하여 이러한 은하에 있는 개별 별들을 확인하고 개별 세페이드 은하를 분리하여 은하까지의 거리를 측정했습니다.이로 인해 나선은하는 우리은하 바깥에 있는 천체라는 것이 확실해졌다."섬 우주"까지의 거리를 결정하는 것은, 대중 매체에서 더빙된 것처럼, 우주의 규모를 확립하고 샤플리와 커티스의 논쟁을 [2]완전히 해결했다.

1927년에, 이 개체에 허블의 거리 측정과 redshifts의 베스토 슬라이퍼의 결정을 포함한 다양한 측정, 결합해 조르주 르메트르 비례들이 은하의 거리 그리고 자신들의"퇴장 속도", 약 600km/s[3][4]용의 값을 찾고 칭해 졌다 사이의 일정한 추정하는 것이 첫번째였다.5][6][7][8]그는 이것이 이론적으로 일반 상대성 이론에 [3]기초한 우주 모형에서 예상된 것임을 보여주었다.2년 후, 허블 망원경은 거리와 속도 사이의 관계가 양의 상관관계이며 약 500 km/s/[9]Mpc의 기울기를 가지고 있다는 것을 보여주었다.이 상관관계는 허블의 법칙으로 알려져 우주론이 여전히 기반을 두고 있는 팽창하는 우주 이론의 관측적 토대가 될 것입니다.슬리퍼, 위츠, 허블과 그들의 동료들에 의한 관찰의 출판과 아인슈타인의 일반 상대성 이론에 비추어 그들의 이론적 함의를 이론가들이 받아들이는 것은 우주론의 [10]현대 과학의 시초로 여겨진다.

핵종 함유량

주요 기사 : 우주화학 및 우주화학

원소의 우주적 풍부성의 측정은 천문학적인 물체로부터의 빛의 초기 스펙트럼 분석 측정과 지구에서 확인된 화학 원소의 특정한 전자적 전이에 대응하는 방출 및 흡수선의 식별으로 거슬러 올라가는 역사를 가지고 있다.예를 들어, 헬륨 원소는 지구에서 [11][12]가스로 분리되기 전에 태양에서 분광학적 신호를 통해 처음 확인되었습니다.

운석의 원소 구성 측정과 관련된 스펙트럼 분석 관찰을 통해 상대적 풍부성을 계산했다.

우주 마이크로파 배경 검출

주요 기사:우주 마이크로파 배경 복사 발견
WMAP에서 인식되는 CMB

우주 마이크로파 배경은 1948년 조지 가모프와 랄프 앨퍼에 의해, 그리고 알퍼와 로버트 허먼에 의해 뜨거운 빅뱅 모델 때문에 예측되었다.게다가,[13] Alfer와 Herman은 온도를 추정할 수 있었지만, 그들의 결과는 지역사회에서 널리 논의되지 않았다.그들의 예측은 1960년대 초 로버트 디케와 야코프 젤도비치에 의해 재발견되었고 1964년 [14]봄 소련의 천체물리학자인 A. G. 도로시케비치와 이고르 노비코프의 짧은 논문에서 검출 가능한 현상이 나타나면서 CMB 방사선을 처음으로 인정했다.1964년 프린스턴 대학의 디케의 동료인 데이비드 토드 윌킨슨과 피터 롤은 우주 마이크로파 [15]배경을 측정하기 위해 디케 방사선계를 만들기 시작했다.1965년 뉴저지주 홀름델 타운십에 있는 벨 전화 연구소의 크로포드 힐에 있는 Arno Penzias와 Robert Woodrow Wilson은 전파 천문학 및 위성 통신 실험에 사용하고자 의도한 다이케 방사선계를 만들었다.그들의 계측기는 그들이 설명할 수 없는 과도한 3.5 K의 안테나 온도를 가지고 있었다.크로포드 힐로부터 전화를 받은 후 딕크는 "얘들아, 우리는 [16]속았다."라고 농담을 한 것으로 유명하다.프린스턴과 크로포드 힐 그룹의 회의에서 안테나의 온도가 실제로 마이크로파 배경 때문이라는 것이 밝혀졌습니다.펜지아스와 윌슨은 그들의 발견으로 1978년 노벨 물리학상을 받았다.

현대적 관찰

오늘날, 관측 우주론은 이론적인 우주론의 예측을 계속 테스트하고 있으며 우주론 모델의 정교화를 이끌어냈다.예를 들어, 암흑 물질에 대한 관측 증거는 구조와 은하 형성에 대한 이론적 모델링에 큰 영향을 미쳤다.허블 도표를 정확한 초신성 표준 초로 보정하려고 했을 때, 암흑 에너지에 대한 관측 증거가 1990년대 말에 수집되었습니다.이러한 관측은 람다-CDM 모델이라고 알려진 6개 매개 변수 프레임워크에 통합되었습니다. 람다-CDM 모델은 구성 물질의 관점에서 우주의 진화를 설명합니다.이 모델은 우주 마이크로파 배경을 자세히 관찰함으로써, 특히 WMAP 실험을 통해 검증되었습니다.

여기에는 우주론에 직접적인 영향을 준 현대적 관측 노력이 포함되어 있다.

Redshift 조사

주요 기사:레드시프트 조사

자동 망원경의 등장과 분광기의 향상으로, 적색 이동 공간의 우주를 지도화하기 위한 많은 협업이 이루어졌습니다.적색 편이와 각도 위치 데이터를 결합하여 적색 편이 조사는 하늘의 필드 내에서 물질의 3D 분포를 매핑합니다.이러한 관측은 우주의 대규모 구조의 특성을 측정하는 데 사용됩니다.폭이 5억 광년 이상인 거대한 초은하단인 만리장성은 적색편이가 [17]탐지할 수 있는 대규모 구조의 극적인 예를 제공합니다.

최초의 적색 편이 조사는 CfA 적색 편이 조사로,[18] 1982년에 초기 데이터 수집이 완료되어 1977년에 시작되었다.보다 최근, 2dF 갤럭시 적색 편이 조사에 비해 22만명의 은하와 z-values 측정 데이터 컬렉션 2002년 최종 데이터 세트 302003년 6월 풀려났다 완공된 우주의 한 코너의 대규모 구조로 결심했다.[19](은하계의 대규모 패턴 매핑에 더하여, 2dF neutrin에 상한을 설립했다.o 질량)또 다른 주목할 만한 조사인 Sloan Digital Sky Survey(SDSS)는 2011년 현재 진행 중이며 약 1억 개의 [20]물체에 대한 측정을 목표로 하고 있습니다.SDSS는 0.4까지 높은 은하에 대해 적색편이를 기록했으며 z = 6을 초과하는 퀘이사의 탐지에 관여했습니다.DEEP2 Redshift Survey는 새로운 "DEIMOS" 분광기에 Keck 망원경을 사용합니다. DEEP1, DEEP2는 0.7 이상의 적색편이를 가진 희미한 은하를 측정하기 위해 설계되었으며, 따라서 SDSS와 [21]2DF에 보완을 제공할 계획입니다.

우주 마이크로파 배경 실험

주요 기사:우주 마이크로파 배경 실험

CMB의 발견 이후, 방사선의 신호를 측정하고 특징짓기 위해 수백 개의 우주 마이크로파 배경 실험이 수행되었다.가장 유명한 실험은 아마도 1989-1996년 궤도를 돌며 탐지 능력의 한계에서 대규모 이방성들을 탐지하고 정량화한 NASA 우주배경탐사기(COBE) 위성일 것이다.극도로 등방적이고 균질한 배경의 초기 COBE 결과에서 영감을 얻어, 일련의 지상 기반 및 풍선 기반 실험은 향후 10년 동안 더 작은 각도 척도에서 CMB 이방성을 정량화했다.이러한 실험의 주요 목표는 COBE가 충분한 분해능을 가지지 않은 첫 번째 음향 피크의 각도 척도를 측정하는 것이었다.측정 결과 우주현을 우주구조 형성의 주요 이론으로 배제할 수 있었고, 우주 인플레이션이 올바른 이론임을 시사했다.1990년대에 첫 번째 피크는 감도가 증가하여 측정되었으며, 2000년까지 BUMERanG 실험에서는 약 1도의 눈금으로 가장 높은 전력 변동이 발생하는 것으로 보고되었다.다른 우주론적 데이터와 함께, 이러한 결과는 우주의 기하학적 구조가 평평하다는 것을 암시했다.초소형 어레이, 각도 스케일 간섭계(DASI) 및 우주 배경 이미저(CBI)를 포함한 많은 지상 간섭계가 향후 3년간 변동의 더 높은 정확도로 측정되었습니다.DASI는 CMB와 CBI의 편광 검출을 최초로 실시하여 T모드 스펙트럼과 위상이 다르다는 확실한 증거를 최초로 제시하였습니다.

2001년 6월, NASA는 두 번째 CMB 우주 임무인 WMAP을 발사하여 전천후에서 대규모 이방성을 훨씬 더 정확하게 측정하였다.2003년에 공개된 이 임무의 첫 번째 결과는 다양한 우주론적 매개변수를 엄격히 제약하면서 각도 전력 스펙트럼의 정밀 측정이었다.이 결과는 우주 인플레이션 및 기타 다양한 경쟁 이론에서 예상된 결과와 거의 일치하며 자세한 내용은 NASA의 우주 마이크로파 배경 데이터 센터(CMB)에서 확인할 수 있습니다(아래 링크 참조).WMAP은 CMB(달만큼 큰 하늘의 구조물)의 큰 각도 스케일 변동을 매우 정확하게 측정했지만 이전의 지상 간섭계를 사용하여 관측되었던 작은 크기의 변동을 측정할 수 있는 각도 분해능을 가지고 있지 않았다.

세 번째 우주 임무인 플랑크는 2009년 5월에 발사되었다.플랑크는 HEMT 방사계와 볼로미터 기술을 모두 채택해 WMAP보다 높은 분해능으로 CMB 이방성 측정기를 측정하는데, 이전 두 우주 임무와 달리 플랑크는 NASA와 유럽우주국(ESA)의 협력체이다.그것의 탐지기는 지금까지 작은 각도 스케일로 가장 정확한 측정치를 만들어 온 ACBAR (Acminute Cosmology Bolometer Array Receiver) 실험으로서 남극 바이퍼 망원경과 Archeeops 풍선 망원경에서 시험 가동되었다.

남극의 남극 망원경과 제안된 클로버 프로젝트, 아타카마 우주론 망원경, 칠레의 Quiet 망원경과 같은 추가적인 지상 기구는 위성 관측에서는 이용할 수 없는 추가 데이터를 제공할 것이다.

망원경 관측

라디오

저주파 전파 방출의 가장 밝은 원천(10MHz와 100GHz)은 매우 높은 적색편이를 관측할 수 있는 전파은하입니다.이들은 은하핵 거리에서 메가파섹 단위로 뻗어나가는 엽과 제트로 알려진 확장된 특징을 가진 활동 은하의 하위 집합입니다.전파은하는 매우 밝기 때문에 천문학자들은 우주의 진화에 있어 극단적 거리와 초기 시간을 탐사하기 위해 그것들을 사용해 왔다.

적외선

서브밀리미터 천문학을 포함한 원적외선 관측은 우주적 거리에 있는 많은 근원을 밝혀냈다.몇 개의 대기 창을 제외하고, 대부분의 적외선은 대기에 의해 차단되기 때문에, 관측은 일반적으로 풍선이나 우주에 있는 기구에서 이루어진다.현재 적외선 관측 실험으로는 NICMOS, 우주 기원 분광기, 스피처 우주 망원경, 멕 간섭계, 성층권 적외선 천문 관측소, 허셜 우주 관측소가 있습니다.NASA에 의해 계획된 다음 대형 우주 망원경인 제임스 웹 우주 망원경도 적외선 탐사를 할 것이다.

추가 적외선 조사인 2미크론 전천 조사도 아래에 설명된 다른 광학 조사와 마찬가지로 은하의 분포를 밝히는 데 매우 유용했습니다.

광선(인간의 눈으로 볼 수 있음)

광학 빛은 여전히 천문학이 일어나는 주요 수단이고, 우주론에서 이것은 우주의 큰 규모 구조뿐만 아니라 은하 진화에 대해 배우기 위해 멀리 있는 은하와 은하단을 관찰하는 것을 의미합니다.적색편이 조사는 2dF 은하 적색편이 조사, Sloan Digital Sky Survey, 그리고 곧 출시될 Large Synoptic Survey Telescope를 포함한 가장 유명한 몇 가지 방법으로 이루어졌습니다.이러한 광학 관측은 일반적으로 광도 측정이나 분광법을 사용하여 은하의 적색 편이를 측정한 다음 허블의 법칙을 통해 특정 속도로 인한 거리 모듈로 적색 편이를 결정합니다.또한 천체 좌표에서 하늘에서 볼 수 있는 은하의 위치를 사용하여 다른 두 공간 차원에 대한 정보를 얻을 수 있습니다.

매우 깊은 관찰(즉, 어두운 근원에 민감한) 또한 우주론에서 유용한 도구입니다.허블 딥 필드, 허블 울트라 딥 필드, 허블 익스트림 딥 필드, 허블 딥 필드 사우스 등이 그 예입니다.

자외선

자외선 천문학을 참조하십시오.

엑스레이

X선 천문학을 참조하십시오.

감마선

감마선 천문학을 참조하십시오.

우주선 관측

우주선 관측소를 참조하십시오.

장래의 관찰

우주 중성미자

주요 기사:우주 중성미자 배경

우주가 우주 마이크로파 배경 복사와 유사한 중성미자 배경 복사로 채워진다는 것은 빅뱅 모델의 예측이다.마이크로파 배경은 우주가 약 38만 년 전의 유물이지만 중성미자 배경은 우주가 약 2초 전의 유물이다.

만약 이 중성미자 방사선이 관측될 수 있다면, 그것은 우주의 매우 초기 단계를 볼 수 있는 창이 될 것이다.불행하게도, 이 중성미자들은 이제 매우 차가워질 것이고, 그래서 그들은 실제로 직접 관찰하는 것이 불가능하다.

중력파

주요 기사:우주 중력파 배경

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

  1. ^ 미국 국립과학아카데미의 Arthur M. Sackler Corkia:물리 우주론, 어바인, 캘리포니아:1992년 3월 27일부터 28일까지
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  10. ^ 이러한 대중적인 고려는 타임지가 선정한 20세기 가장 영향력 있는 인물 100인에 에드윈 허블을 선정하는 데에도 반영되어 있다.마이클 레모닉은 이렇게 말한다. "그는 우주를 발견했고, 그렇게 함으로써 우주론의 과학을 창시했다." [1]
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  13. ^ Gamow, G. (1948). "The Origin of Elements and the Separation of Galaxies". Physical Review. 74 (4): 505. Bibcode:1948PhRv...74..505G. doi:10.1103/physrev.74.505.2.Gamow, G. (1948). "The evolution of the universe". Nature. 162 (4122): 680–2. Bibcode:1948Natur.162..680G. doi:10.1038/162680a0. PMID 18893719. S2CID 4793163. Alpher, R. A.; Herman, R. (1948). "On the Relative Abundance of the Elements". Physical Review. 74 (11): 1577. Bibcode:1948PhRv...74.1577A. doi:10.1103/physrev.74.1577.
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  18. ^ 자세한 내용은 공식 CfA 웹 사이트를 참조하십시오.
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  20. ^ SDSS 홈페이지
  21. ^ Marc Davis; et al. (DEEP2 collaboration) (2002). "Science objectives and early results of the DEEP2 redshift survey". Conference on Astronomical Telescopes and Instrumentation, Waikoloa, Hawaii, 22–28 August 2002.