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今日実践されている物理宇宙論の科学は、宇宙が天の川銀河よりも大きいと判断されたシャプレー・カーティス論争後の数年間にその主題が定義されました。これは、アルバート・アインシュタインの一般相対性理論で説明できる宇宙の大きさとダイナミクスを確立した観測によって促進されました。宇宙論は黎明期には、非常に限られた数の観測に基づく推測的な科学であり、定常宇宙論者とビッグバン宇宙論の提唱者の間の論争によって特徴付けられていました。1990年代以降になって初めて、天文学的観測によって競合する理論が排除され、この科学は「宇宙論の黄金時代」へと導かれ、1992年にデイビッド・シュラムが米国科学アカデミーのコロキウムでその到来を告げました。 [ 1 ]
天文学における距離測定は、歴史的に、そして現在も、かなりの測定不確実性によって困難を極めている。特に、恒星視差は近傍の恒星までの距離を測定するために使用できるが、銀河系外の天体に関連する極めて小さな視差を測定することの難しさによって課される観測上の限界は、天文学者が宇宙の距離を測定するための代替手段を探すことを意味していた。この目的のために、1908年にヘンリエッタ・スワン・リービットによってケフェイド変光星の標準光源測定法が発見され、エドウィン・ハッブルは渦巻星雲までの距離を決定するために必要な宇宙距離測定の基準となる一段を得た。ハッブルはマウント・ウィルソン天文台の100インチ・フッカー望遠鏡を用いて、これらの銀河内の個々の恒星を特定し、個々のケフェイド変光星を分離することによって銀河までの距離を決定した。これにより、渦巻星雲が天の川銀河のはるか外側にある天体であることが確固として確立された。一般メディアで「島宇宙」と呼ばれた宇宙までの距離を決定したことで、宇宙の規模が確立され、シャプレー・カーティス論争に終止符が打たれた。[ 2 ]
1927年、ハッブルの距離測定やヴェスト・スライファーによるこれらの天体の赤方偏移の決定など、さまざまな測定を組み合わせることで、ジョルジュ・ルメートルは銀河の距離と「後退速度」と呼ばれるものの間の比例定数を初めて推定し、約600 km/s/Mpcという値を見つけました。[ 4 ] [ 5 ] [ 6 ] [ 7 ] [ 8 ] [ 9 ]彼はこれが一般相対性理論に基づく宇宙モデルで理論的に予想されるものであることを示しました。[ 4 ] 2年後、ハッブルは距離と速度の関係が正の相関関係であり、傾きが約500 km/s/Mpcであることを示しました。[ 10 ]この相関関係はハッブルの法則として知られるようになり、宇宙論が現在も基づいている膨張宇宙理論の観測的基礎となりました。スライファー、ヴィルツ、ハッブル、そして彼らの同僚による観測結果の発表と、アインシュタインの一般相対性理論に照らした理論家によるその理論的意味の受容は、現代宇宙論の始まりと考えられている。[ 11 ]
宇宙における元素の存在量の決定は、天体からの光の初期の分光測定や、地球上で特定された化学元素の特定の電子遷移に対応する発光線と吸収線の特定にまで遡る歴史を持つ。例えば、ヘリウム元素は、地球上で気体として単離される前に、太陽における分光学的特徴によって最初に特定された。[ 12 ] [ 13 ]
相対存在量の計算は、隕石の元素組成の測定値に対応する分光学的観測によって行われた。
宇宙マイクロ波背景放射は、1948 年にジョージ・ガモフとラルフ・アルファーによって、またアルファーとロバート・ハーマンによって、ホットビッグバンモデルによるものとして予測されました。さらに、アルファーとハーマンは温度を推定することができましたが、[ 14 ]彼らの結果はコミュニティで広く議論されませんでした。彼らの予測は、1960 年代初頭にロバート・ディッケとヤコフ・ゼルドビッチによって再発見され、CMB 放射が検出可能な現象として初めて公表されたのは、1964 年春にソ連の天体物理学者A.G. ドロシュケビッチとイゴール・ノビコフによる短い論文でした。 [ 15 ] 1964 年、プリンストン大学でディッケの同僚であったデビッド・トッド・ウィルキンソンとピーター・ロールは、宇宙マイクロ波背景放射を測定するためにディッケ放射計の構築を開始しました。[ 16 ] 1965年、ニュージャージー州ホルムデル郡区近郊のベル電話研究所クロフォードヒル支所のアーノ・ペンジアスとロバート・ウッドロー・ウィルソンは、電波天文学と衛星通信実験に使用する目的でディッケ放射計を製作した。彼らの装置には、説明のつかない3.5 Kのアンテナ温度の超過があった。クロフォードヒルから電話を受けたディッケは、「みんな、先を越されたぞ」と有名な冗談を言った。[ 17 ]プリンストンとクロフォードヒルのグループ間の会議で、アンテナ温度は確かにマイクロ波背景放射によるものであることが判明した。ペンジアスとウィルソンは、その発見により1978年のノーベル物理学賞を受賞した。
今日、観測宇宙論は理論宇宙論の予測を検証し続け、宇宙論モデルの改良につながっている。例えば、暗黒物質の観測証拠は、構造や銀河形成の理論モデルに大きな影響を与えている。1990年代後半、高精度の超新星標準光源を用いてハッブル図を較正しようとした際に、暗黒エネルギーの観測証拠が得られた。これらの観測結果は、宇宙の進化を構成物質の観点から説明するラムダCDMモデルと呼ばれる6パラメータの枠組みに組み込まれた。このモデルはその後、特にWMAP実験による宇宙マイクロ波背景放射の詳細な観測によって検証されている。
ここには、宇宙論に直接的な影響を与えた現代の観測活動が含まれている。
自動望遠鏡の登場と分光器の改良により、赤方偏移空間で宇宙をマッピングするための多くの共同研究が行われてきました。赤方偏移と角度位置データを組み合わせることで、赤方偏移サーベイは、空の領域内の物質の3D分布をマッピングします。これらの観測は、宇宙の大規模構造の特性を測定するために使用されます。5億光年以上の幅を持つ巨大な銀河団であるグレートウォールは、赤方偏移サーベイで検出できる大規模構造の劇的な例です。[ 18 ]
最初の赤方偏移調査は、1977年に開始され、最初のデータ収集が1982年に完了したCfA赤方偏移調査でした。 [ 20 ]より最近では、2dF銀河赤方偏移調査が宇宙の一部の大規模構造を決定し、 22万個以上の銀河のz値を測定しました。データ収集は2002年に完了し、最終データセットは2003年6月30日に公開されました。[ 21 ] (2dFは銀河の大規模パターンをマッピングすることに加えて、ニュートリノ質量の上限値を確立しました。) もう1つの注目すべき調査であるスローンデジタルスカイサーベイ(SDSS)は、 2011年現在も継続中です。そして、約 1 億個の天体の測定を目指しています。[ 22 ] SDSS は、銀河の赤方偏移を 0.4 まで記録しており、z = 6を超えるクエーサーの検出にも関わっています。DEEP2 赤方偏移サーベイは、新しい「DEIMOS」分光器を備えたケック望遠鏡を使用します。パイロット プログラム DEEP1 の後継である DEEP2 は、赤方偏移 0.7 以上の暗い銀河を測定するように設計されており、SDSS と 2dF を補完するように計画されています。[ 23 ]
CMB放射が検出可能な現象として初めて公表されたのは、1964年春にソ連の天体物理学者AG・ドロシュケヴィッチとイゴール・ノヴィコフによる短い論文であった。 [ 25 ] 1964年、プリンストン大学でロバート・H・ディッケの同僚であったデビッド・トッド・ウィルキンソンとピーター・ロールは、宇宙マイクロ波背景放射を測定するためにディッケ放射計の製作を開始した。 [ 26 ] 1964年、ニュージャージー州ホルムデル郡区近郊のベル電話研究所クロフォード・ヒルにいたアルノ・ペンジアスとロバート・ウッドロー・ウィルソンは、電波天文学と衛星通信実験に使用する目的でディッケ放射計を製作した。アンテナは、地球上の1地点から別の地点へ無線信号を反射させるために、地球を周回する大型のアルミ蒸着プラスチックバルーンを反射体として使用するNASAの受動通信衛星であるプロジェクト・エコーを支援するために1959年に製作された。 [ 24 ] 1964 年 5 月20 日、彼らはマイクロ波背景放射の存在を明確に示す最初の測定を行ったが、[ 27 ]彼らの装置のアンテナ温度が 4.2K も高かったが、その理由は説明できなかった。クロフォード ヒルから電話を受けた後、ディッケは「みんな、先を越されたよ」と言った。[ 28 ] [ 29 ] [ 30 ] [ 31 ] : 140プリンストンとクロフォード ヒルのグループ間の会議で、アンテナ温度が実際にマイクロ波背景放射によるものであることが判明した。ペンジアスとウィルソンは、その発見により 1978 年のノーベル物理学賞を受賞した。[ 32 ]
宇宙マイクロ波背景放射の解釈は、1960年代後半に議論の的となった問題であった。代替的な説明としては、太陽系内部、銀河、銀河間プラズマ、および複数の銀河外電波源からのエネルギーが挙げられた。マイクロ波放射が真に「宇宙由来」であることを示すには、2つの要件が必要であった。第一に、強度対周波数またはスペクトルが熱源または黒体源と一致することを示す必要があった。これは、1968年までに、より高い波長とより低い波長での放射温度の一連の測定によって達成された。第二に、放射が等方的、つまりすべての方向から同じであることを示す必要があった。これも1970年までに達成され、この放射が真に宇宙起源であることが実証された。[ 33 ]
1970年代には、CMBを高精度で測定する際の多くの実験的困難が一因となって研究が停滞したが、[ 33 ] : 8.5.1 1980年代には地上実験によって宇宙マイクロ波背景放射の異方性に対するより厳しい制限が設定された。ソ連の宇宙マイクロ波背景放射異方性実験装置であるRELIKT-1は、プログノス9号衛星（1983年7月1日打ち上げ）に搭載され、大規模異方性の最初の上限値を算出した。[ 33 ] : 8.5.3.2
1980年代のもう1つの重要な出来事は、アラン・グースによる宇宙インフレーションの提唱でした。この急速な空間膨張の理論は、最後の散乱の直前に因果関係を認めることで、大規模な等方性の説明を与えました。[ 33 ]： 8.5.4この理論や類似の理論によって、詳細な予測が、より大規模で野心的な実験を促しました。
NASAの宇宙背景放射探査衛星（COBE）は1989年から1996年にかけて地球を周回し、検出能力の限界で大規模な異方性を検出し定量化した。NASA COBEミッションは、差動マイクロ波放射計を用いて主要な異方性を明確に確認し、1992年にその成果を発表した。[ 38 ] [ 39 ]この発見により、チームは2006年のノーベル物理学賞を受賞した。
COBE の結果に触発され、次の 20 年間にわたって、地上および気球ベースの一連の実験で、より小さな角度スケールでの宇宙マイクロ波背景放射の異方性が測定されました。新しい実験の感度は劇的に向上し、内部ノイズは 3 桁減少しました。[ 40 ]これらの実験の主な目的は、COBE では分解するのに十分な解像度がなかった最初の音響ピークのスケールを測定することでした。このピークは、重力不安定性によって生成される初期宇宙の大規模な密度変動に対応し、プラズマの音響振動を引き起こします。[ 41 ]異方性の最初のピークは、MAT/TOCO実験によって暫定的に検出され[ 42 ]、その結果はBOOMERanG [ 43 ]およびMAXIMA実験によって確認されました。[ 44 ]これらの測定により、宇宙の幾何学は曲がっているのではなく、ほぼ平坦であることが示されました。[ 45 ]彼らは宇宙ひもを宇宙構造形成の主要な構成要素として否定し、宇宙インフレーションが構造形成の正しい理論であると示唆した。[ 46 ]
COBEの初期観測結果から極めて等方的で均質な背景が示されたことに触発され、その後10年間にわたり、地上および気球を用いた一連の実験によって、より小さな角度スケールでのCMB異方性が定量化された。これらの実験の主な目的は、COBEでは十分な解像度が得られなかった最初の音響ピークの角度スケールを測定することであった。これらの測定結果により、宇宙構造形成の有力な理論である宇宙ひも説は否定され、宇宙インフレーション説が正しい理論であることが示唆された。
1990年代には、感度を高めながら最初のピークが測定され、2000年にはBOOMERanG実験により、最も大きなパワー変動が約1度の角度スケールで発生することが報告された。他の宇宙論的データと合わせて、これらの結果は宇宙の幾何学が平坦であることを示唆していた。その後3年間で、Very Small Array、Degree Angular Scale Interferometer (DASI)、Cosmic Background Imager (CBI)など、地上の干渉計がより高い精度で変動の測定を行った。DASIはCMBの偏光を初めて検出し、CBIはTモードスペクトルと位相がずれていることを示す説得力のある証拠とともに、最初のEモード偏光スペクトルを提供した。
低周波電波（10MHz ～ 100GHz）の最も明るい放射源は電波銀河であり、極めて高い赤方偏移まで観測可能です。これらは活動銀河の一種で、ローブやジェットと呼ばれる広がりを持つ構造が銀河核からメガパーセク単位の距離まで伸びています。電波銀河は非常に明るいため、天文学者はこれらを用いて宇宙進化の極めて遠い領域や初期の時代を探究してきました。
サブミリ波天文学を含む遠赤外線観測により、宇宙論的距離にある多くの天体が発見されています。大気のごくわずかな窓を除けば、赤外線の大部分は大気によって遮断されるため、観測は一般的に気球や宇宙空間に設置された観測機器によって行われます。現在、赤外線観測実験では、NICMOS 、宇宙起源分光器、スピッツァー宇宙望遠鏡、ケック干渉計、成層圏赤外線天文台、ハーシェル宇宙望遠鏡などが稼働しています。NASAが計画している次世代大型宇宙望遠鏡であるジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡も、赤外線領域での探査を行う予定です。
追加の赤外線観測である「2ミクロン全天サーベイ」も、後述する他の光学観測と同様に、銀河の分布を明らかにする上で非常に役立っています。
光学的観測は依然として天文学の主要な手段であり、宇宙論においては、遠方の銀河や銀河団を観測することで、宇宙の大規模構造や銀河の進化について学ぶことを意味します。赤方偏移サーベイは、この目的を達成するための一般的な手段であり、最も有名なものとしては、2dF銀河赤方偏移サーベイ、スローン・デジタル・スカイサーベイ、そして今後予定されている大型シノプティックサーベイ望遠鏡などが挙げられます。これらの光学観測では、一般的に測光または分光法を用いて銀河の赤方偏移を測定し、ハッブルの法則を用いて、固有速度による赤方偏移歪みを考慮した距離を決定します。さらに、天球座標系における銀河の位置は、他の2つの空間次元に関する情報を得るためにも利用できます。
非常に深い観測（つまり、暗い天体にも感度が高い観測）は、宇宙論においても有用なツールです。ハッブル・ディープ・フィールド、ハッブル・ウルトラ・ディープ・フィールド、ハッブル・エクストリーム・ディープ・フィールド、そしてハッブル・ディープ・フィールド・サウスは、いずれもその例です。
紫外線天文学を参照してください。
X線天文学を参照してください。
ガンマ線天文学を参照してください。
宇宙線観測所を参照してください。
ビッグバンモデルの予測によれば、宇宙は宇宙マイクロ波背景放射に類似したニュートリノ背景放射で満たされている。マイクロ波背景放射は約38万年前の宇宙の名残であるが、ニュートリノ背景放射は約2秒前の宇宙の名残である。
このニュートリノ放射を観測できれば、宇宙のごく初期の段階を垣間見ることができるだろう。しかし残念ながら、これらのニュートリノは現在非常に低温であるため、直接観測することは事実上不可能である。
{{cite journal}}: CS1 maint: 数値名: 著者リスト (リンク) 2dF 銀河赤方偏移サーベイホームページ2007年2月5日にWayback Machineにアーカイブされました{{cite conference}}: CS1 maint: 数値名: 著者リスト (リンク)