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观测宇宙学

观测宇宙学是宇宙学的分支之一，研究者使用观测方法研究宇宙的起源和演化。观测主要借由望远镜、宇宙射线探测器、引力波探测器等探测仪器进行。

早期观测

现今物理宇宙学的主要内容是在沙普利-柯蒂斯之争往后的几年内确立的，当时确定了宇宙的尺度大于银河系。这些理论通过对宇宙尺寸的测量，以及对宇宙中一些可用爱因斯坦广义相对论解释的动力学现象的观测建立而成。早期，宇宙学是一个基于非常有限的观测的推测科学，其特点在于静态宇宙理论者与大爆炸理论的推动者之间的争论。直到20世纪90年代后，天文观测才消除了理论之间的竞争，并推动这个领域走向大卫·施拉姆在1992年国家科学院学术报告会上所说的“宇宙学的黄金时代”。[1]

哈柏定律和宇宙距离尺度

主条目：哈勃–勒梅特定律和宇宙距离尺度

从古自今，天文测量一直被巨大的测量误差所困扰。在早期主要使用恒星视差法对邻近恒星的距离进行的测量中，此问题尤甚。视差法可以用来测量附近恒星的距离，但银河系外天体的因视差太小而无法使用此法，造成测量上的限制。为此，亨丽爱塔·勒维特在1908年找出了将造父变星当作标准烛光的方法。这为爱德文·哈勃提供了测定螺旋星云距离所需要的宇宙距离尺度。哈伯使用威尔逊山天文台的虎克望远镜辨认那些星系中个别的恒星，并分离出其中的造父变星以测量这些星系的距离。此举动确立了螺旋星系远在银河系之外的结论。确定与“岛宇宙”（Island universes）的距离——正如他们在大众传媒中所称——确立了宇宙的规模，并永远解决了沙普利-柯蒂斯之争。[注 1]

1927年时，乔治·勒梅特结合多种测量方法，包含哈伯距离量测和维斯托·斯里弗的红移测量，率先求得了星系距离和它们退行速度之间的正比常数的近似值——600 km/s/Mpc[3][4][5][6][7][8]。他指出这个数字可由奠基于广义相对论的宇宙学模型所预测[3]。两年后， 哈伯指出星系距离和其退行速度正相关，斜率是500 km/s/Mpc[9]这种相关性后来被称为“哈勃–勒梅特定律”，并成为了宇宙膨胀（英语：Metric expansion of space）理论的观测基础，现今宇宙学仍然建基于此之上。斯里弗（Slipher）、怀兹（英语：Wirtz）、哈伯及他们同事的观测论文，以及理论学家对该观测结果于爱因斯坦广义相对论的理论意义的认可被认为是现代宇宙学的开端[注 2]。

元素丰度

主条目：宇宙化学和天文化学

宇宙的化学元素丰度的确定在历史上可追溯到对来自天体光线的早期光谱学观测，以及对其中发射谱线（英语：emission）和吸收谱线（英语：emission）的辨认——这些谱线对应于地球上的化学元素中的特定电子跃迁。例如，元素氦首先在太阳光谱中被辨认，然后才在地球上以气体形式分离出来。[11][12]

通过光谱观察来计算陨石的元素组成，可以计算出宇宙中化学元素的相对丰度。完整的结果可以在这里找到。

宇宙微波背景辐射探测

参见：宇宙微波背景研究史（英语：Discovery of cosmic microwave background radiation）
 
威尔金森微波各向异性探测器观测的宇宙微波背景辐射

宇宙微波背景在1948年由乔治·伽莫夫和拉尔夫·阿尔菲预测，源自阿尔菲和罗伯特·赫尔曼的大爆炸模型。更进一步，阿尔菲和赫尔曼得以计算出宇宙微波背景辐射的温度[13]，但是他们的结果在当时并没有得到广泛的讨论。赫尔曼和阿尔菲的预测后来又在1960年初期被雅可夫·泽尔多维奇重新发现，由罗伯特·H·迪克独立预测，并由苏联天文物理学家安德烈·多罗什克维奇和伊戈尔·德米特里耶维奇·诺维科夫在1964年的一篇简单论文首次确认宇宙微波背景辐射是可观测的现象。[14] 1964年大卫·托德·威尔金森和迪克在普林斯顿大学的同事Peter Roll开始建造迪克微波探测器探测宇宙微波背景辐射。[15]1965年阿诺·彭齐亚斯和罗伯特·威尔逊在霍姆德尔镇区附近的克劳福德山（英语：Crawford Hill）的贝尔实验室建造微波探测器，他们打算将其用于射电天文学和卫星通信实验。他们测量到额外、无法解释的3.5 K的天线温度（英语：noise temperature）。在接到克劳福德山的电话之后，迪克说了那句著名的自嘲：“男孩们，我们被骗了。”[16] 普林斯顿和克劳福德山小组之间的会议确认天线温度其实是因为宇宙微波背景辐射。彭齐亚斯和威尔逊在1978年因此重大贡献得到诺贝尔物理学奖 。

现代观测

现今，观测宇宙学持续测试理论宇宙学之预测，使宇宙学模型更加完善。例如，暗物质的观测证据大幅影响了宇宙结构（英语：structure formation）和星系的形成和演化的理论建模。20世纪90年代后期，人们在试图用精确的超新星标准烛光校准哈伯图时，获得了暗能量存在的观测证据。这些观察结果已被纳入一个被称为ΛCDM模型的六参数框架中，该模型解释了宇宙中组成物质的演变。随后通过对宇宙微波背景辐射的详细观测，特别是威尔金森微波各向异性探测器实验，验证了该模型。

这里包括直接影响宇宙学的现代观测。

红移巡天

主条目：红移巡天

随著望远镜的出现和光谱仪的改进，已经有许多合作计画拍摄红移空间中的宇宙。通过将红移与天球位置数据结合，红移巡天可以绘制天空中物质的三维分布。这些观测用于测量宇宙的大尺度结构的性质。长城是一个超过5亿光年宽的超星系团，为红移巡天提供强而有力的例子。[17]CfA红移巡天是第一个红移巡天计画，1977年开始搜集资料，1982年完成。[18] 最近，2度视场星系红移巡天探测了宇宙一部分的大尺度结构，获取超过220000星系的红移值。2002年完成资料的搜集，最后在2003年6月30日公布最终资料（英语：data set）[19]（除了绘制大尺度星系结构外，2度视场星系红移巡天还确定了微中子质量的上限。）史隆数位巡天（SDSS）是另一个值得注意的巡天计画，从2011年开始进行，目的是获得大约1亿个天体的观测资料。[20] SDSS已记录红移高达0.4的星系，并参与了对z>6的类星体的探测。 深度2红移巡天使用凯克天文台的新型“DEIMOS”摄谱仪。作为深度1红移巡天试验计划的后续工作，深度2红移巡天旨在测量红移0.7及以上的暗淡星系，此计划也是对史隆数位巡天和2度视场星系红移巡天的补充。

宇宙微波背景辐射实验

参见：宇宙微波背景辐射实验列表（英语：List of cosmic microwave background experiments）

宇宙微波背景辐射被发现之后，已进行过数以百计的宇宙微波背景实验以测量、找出辐射的特征。其中最著名的实验可能是美国太空总署1989年到1996年之间在轨道上的宇宙背景探测器（COBE）卫星，在其检测能力的极限观测并量化大尺度各向异性。受到COBE初步结果——宇宙背景极端均匀和各向同性——的启发，一系列地面和气球的观测实验在接下来十年内于较小的角度尺度上量化了宇宙微波背景辐射的各向异性。这些实验的主要目标是测量第一声学峰的角尺度，先前的COBE实验因为解析度不足而无法进行这种测量。其测量结果动摇了宇宙弦（英语：cosmic strings）作为主导宇宙结构形成的理论的地位，并指出宇宙膨胀才是正确的理论。20世纪90年代期间，探测器对测量第一峰值的灵敏度越来越高，而根据2000年时毫米波段气球观天计画的报告，最高的辐射强度涨落发生在约莫1度的尺度上。搭配其他的宇宙学数据一起看的话，这些结果意味著宇宙的几何是平坦的。许多地面的干涉式望远镜于接下来三年提供了更高精度的涨落测量结果，那些测量仪包括极小阵列、度角尺度干涉仪（DASI）和宇宙背景成像仪（英语：Cosmic Background Imager）（CBI）。DASI首次检测到宇宙微波背景的偏振；CBI首次测量了E模功率谱，并给出了其与T模功率谱相位不同的证据。

2001年六月，美国太空总署发射第二颗宇宙微波背景辐射探测太空卫星“威尔金森微波各向异性探测器”，以获取更准确的全天大尺度各向异性结构的数据。这项任务的第一个结果——对小于一度尺度的角度功率频谱详细测量——于2003年公布，该结果对各种宇宙学参数的取值范围作了严格的限制。结果与宇宙暴胀以及其他各种竞争理论的预期大致一致，相关数据和细节可以从NASA的宇宙微波背景数据中心（CMB）获取。尽管威尔金森微波各向异性探测器对宇宙微波背景辐射中的大角度的涨落（角尺度与月球相当）提供了非常精确的测量，但它没有足够的角分辨率来测量那些以前使用地面干涉仪看到的较小尺度涨落。

第三个太空任务，普朗克卫星在2009年五月发射。普朗克卫星配有高电子迁移率晶体管辐射计和辐射热测量计，能够以高于威尔金森微波各向异性探测器的解析度测量宇宙微波背景辐射结构。与前两次太空任务不同，普朗克卫星是美国太空总署与欧洲空间局（ESA）的合作项目。该卫星的探测器曾在南极洲Viper望远镜（英语：Viper telescope）的角分宇宙学阵列接收器（英语：Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver）（ACBAR）实验中气球望远镜（英语：Archeops）上试运行；它在ACBAR上产生了目前为止最精确的小角度尺度测量结果。

其他的地面设施，如位于南极洲的南极望远镜和Clover（英语：Clover (telescope)）计画、智利的阿塔卡马宇宙学望远镜（英语：Atacama Cosmology Telescope）和QUIET望远镜（英语：QUIET telescope），将提供卫星无法提供的数据，如B模偏振。

望远镜探测

电波

电波星系是最亮的低频率电波（10 MHz 和 100 GHz）辐射源，我们可以在高红移的宇宙中观测到这样的星系。它们是活动星系核的子集，具有延展的结构，如办和喷流，它们和活动星系核距离百万秒差距。由于无线电星系是如此明亮，天文学家用它们探测极度远和早期的宇宙演化。

红外线

包含次毫米波天文学（英语：submillimeter astronomy）的远红外线观测揭示了许多宇宙距离尺度的天体。除了少数的大气窗口，大多数的红外线被大气层吸收。通常人们使用气球或是太空望远镜观测。现今红外线观测计画包含近红外线照相机和多目标分光仪、宇宙起源频谱仪、史匹哲太空望远镜、凯克天文台、同温层红外线天文台和赫雪尔太空望远镜。下一个美国太空总署计划的大型太空望远镜计画，詹姆斯·韦伯太空望远镜也可以看近红外线波段。

近红外线观测计画，例如2微米全天巡天也是一个非常有用的工具，如下面将会提到的可见光观测可获取星系分布。

光学

可见光观测仍是天文学的主要方法。对宇宙学而言，这意味著，为了要了解与宇宙大尺度结构与星系演化，需要观测遥远星系与星系团。红移巡天是一种常见的手段，包括2度视场星系红移巡天、 史隆数位巡天，以及即将发布的大型综合巡天望远镜。这些光学观测一般以光度测定或光谱来测量星系的红移，然后通过哈勃–勒梅特定律，确定由于本动速度引起的距离模数红移扭曲。另外，星系的天体坐标可以提供关于其他两个空间维度的信息。依据这些信息，人们可以建构出星系在宇宙中的三维分布。

极端深空观测（可以说是对极端暗的天体观测）也是一个宇宙学中重要的观测方法，例如哈伯深空、哈伯超深空和哈伯南天深空。

紫外线

X光

参见：X-ray telescope（英语：X-ray telescope）

伽玛射线

宇宙射线观测

未来观测

宇宙中微子

主条目：宇宙中微子背景辐射

与宇宙微波背景辐射类似，大霹雳同样预测宇宙中充满了宇宙中微子背景辐射。微波背景辐射是宇宙诞生380000年时的遗物，但中微子背景辐射则是宇宙年龄两秒钟时遗留下来的痕迹。

如果我们可以观测到中微子，它将成为观测非常早期宇宙的窗口。然而不幸的是，这些中微子非常的冷，所以几乎不可能看得到。

重力波

主条目：重力波背景

参见

注释

  1. ^ “岛宇宙”是指18世纪和19世纪各种学者思想家所推崇的思辨观念。最著名的早期支持者是哲学家伊曼努尔·康德，除了他更著名的哲学著作之外，他还发表了许多关于天文学的论文。[2]
  2. ^ 他的知名度在时代杂志的列表中得到了认可，该杂志在“时代百大人物——20世纪最有影响力的人物名单”中列出了哈伯的名字。 迈克尔·莱尼克（英语：Michael Lemonick）回忆说：“他发现了宇宙，并在此基础上创立了宇宙学。”[10]

参考文献

  1. ^ Arthur M. Sackler Colloquia of the National Academy of Sciences: Physical Cosmology; Irvine, California: March 27–28, 1992.
  2. ^ Kant, I., 1755. Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels, Part I, J.F. Peterson, Königsberg and Leipzig.
  3. ^ 3.0 3.1 Lemaître, G. Un univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extra-galactiques. Annales de la Société Scientifique de Bruxelles A. 1927, 47: 49–56. Bibcode:1927ASSB...47...49L.  Partially translated in Lemaître, G. Expansion of the universe, A homogeneous universe of constant mass and increasing radius accounting for the radial velocity of extra-galactic nebulae. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 1931, 91: 483–490. Bibcode:1931MNRAS..91..483L. doi:10.1093/mnras/91.5.483. 
  4. ^ van den Bergh, S. The Curious Case of Lemaitre's Equation No. 24. Journal of the Royal Astronomical Society of Canada（英语：Journal of the Royal Astronomical Society of Canada）. 2011, 105 (4): 151. Bibcode:2011JRASC.105..151V. arXiv:1106.1195  . 
  5. ^ Block, D. L. Georges Lemaitre and Stiglers Law of Eponymy. Holder, R. D.; Mitton, S. (编). Georges Lemaître: Life, Science and Legacy. Astrophysics and Space Science Library 395. 2012: 89–96. Bibcode:2012ASSL..395...89B. ISBN 978-3-642-32253-2. arXiv:1106.3928  . doi:10.1007/978-3-642-32254-9_8. 
  6. ^ Reich, E. S. Edwin Hubble in translation trouble. Nature News. 27 June 2011 [2018-12-25]. doi:10.1038/news.2011.385. （原始内容存档于2017-03-21）. 
  7. ^ Livio, M. Lost in translation: Mystery of the missing text solved. Nature. 2011, 479 (7372): 171. Bibcode:2011Natur.479..171L. PMID 22071745. doi:10.1038/479171a. 
  8. ^ Livio, M.; Riess, A. Measuring the Hubble constant. Physics Today（英语：Physics Today）. 2013, 66 (10): 41. Bibcode:2013PhT....66j..41L. doi:10.1063/PT.3.2148. 
  9. ^ Hubble, E. A relation between distance and radial velocity among extra-galactic nebulae. Proceedings of the National Academy of Sciences. 1929, 15 (3): 168–73 [2018-12-25]. Bibcode:1929PNAS...15..168H. PMC 522427  . PMID 16577160. doi:10.1073/pnas.15.3.168. （原始内容存档于2008-06-30）. 
  10. ^ [1] （页面存档备份，存于互联网档案馆）
  11. ^ The Encyclopedia of the Chemical Elements, page 256
  12. ^ Oxford English Dictionary (1989), s.v. "helium". 2006年12月16日浏览自牛津线上英文词典。同来源引述查尔斯·威维尔·汤姆森（1872年）在"不列颠科学协会报告"说：“富兰克林和洛克耶发现，太阳黄色日冕的光谱中距离D线不远处有条非常明显的谱线，当时在地球上找不到可以发出这个光谱的元素。它似乎代表一种新的物质，他们建议将其称为氦。”
  13. ^ Gamow, G. The Origin of Elements and the Separation of Galaxies. Physical Review. 1948, 74: 505. Bibcode:1948PhRv...74..505G. doi:10.1103/physrev.74.505.2. Gamow, G. The evolution of the universe. Nature. 1948, 162: 680. Bibcode:1948Natur.162..680G. doi:10.1038/162680a0. Alpher, R. A.; Herman, R. On the Relative Abundance of the Elements. Physical Review: 1577. Bibcode:1948PhRv...74.1577A. doi:10.1103/physrev.74.1577. 
  14. ^ A. A. Penzias. The origin of elements. (PDF). Nobel lecture. [October 4, 2006]. （原始内容存档 (PDF)于2011-01-17）. 
  15. ^ R. H. Dicke, "The measurement of thermal radiation at microwave frequencies", Rev. Sci. Instrum. 17, 268 (1946). This basic design for a radiometer has been used in most subsequent cosmic microwave background experiments.
  16. ^ A. A. Penzias and R. W. Wilson, "A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s," Astrophysical Journal 142 (1965), 419. R. H. Dicke, P. J. E. Peebles, P. G. Roll and D. T. Wilkinson, "Cosmic Black-Body Radiation," Astrophysical Journal 142 (1965), 414. The history is given in P. J. E. Peebles, Principles of physical cosmology (Princeton Univ. Pr., Princeton 1993).
  17. ^ M. J. Geller & J. P. Huchra, Science 246, 897 (1989). online （页面存档备份，存于互联网档案馆）
  18. ^ 参见CfA官方网站获取更详细资料 website （页面存档备份，存于互联网档案馆）
  19. ^ Shaun Cole; et al. (The 2dFGRS Collaboration). The 2dF galaxy redshift survey: Power-spectrum analysis of the final dataset and cosmological implications. Mon. Not. R. Astron. Soc. 2005, 362: 505–34. Bibcode:2005MNRAS.362..505C. arXiv:astro-ph/0501174  . doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09318.x.  2dF Galaxy Redshift Survey homepage （页面存档备份，存于互联网档案馆）
  20. ^ SDSS主頁. [2018-12-26]. （原始内容存档于2011-02-20）. 
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