觀測宇宙學是宇宙學的分支之一，研究者使用觀測方法研究宇宙的起源和演化。觀測主要藉由望遠鏡、宇宙射線探測器、引力波探測器等探測儀器進行。 早期觀測 現今物理宇宙學的主要內容是在沙普利 柯蒂斯之爭往後的幾年內確立的，當時確定了宇宙的尺度大於銀河系。這些理論透過對宇宙尺寸的測量，以及對宇宙中一些可用愛因斯坦廣義相對論解釋的動力學現象的觀測建立而成。早期，宇宙學是一個基於非常有限的觀測的推測科學，其特點在於靜態宇宙理論者與大爆炸理論的推動者之間的爭論。直到 20 世紀 90 年代後，天文觀測才消除了理論之間的競爭，並推動這個領域走向大衛施拉姆在 1992 年國家科學院學術報告會上所說的 宇宙學的黃金時代。Arthur M Sackler Colloquia of the National Academy of Sciences Physical Cosmology Irvine California March 2728 1992 哈柏定律和宇宙距離尺度 從古自今，天文測量一直被巨大的測量誤差所困擾。在早期主要使用恆星視差法對鄰近恆星的距離進行的測量中，此問題尤甚。視差法可以用來測量附近恆星的距離，但銀河系外天體的因視差太小而無法使用此法，造成測量上的限制。為此，亨麗愛塔勒維特在 1908 年找出了將造父變星當作標準燭光的方法。這為愛德文哈勃提供了測定螺旋星雲距離所需要的宇宙距離尺度。哈伯使用威爾遜山天文臺的虎克望遠鏡辨認那些星系中個別的恆星，並分離出其中的造父變星以測量這些星系的距離。此舉動確立了螺旋星系遠在銀河系之外的結論。確定與 島宇宙的距離 正如他們在大眾傳媒中所稱 確立了宇宙的規模，並永遠解決了沙普利 柯蒂斯之爭。 1927 年時，喬治勒梅特結合多種測量方法，包含哈伯距離量測和維斯托斯里弗的紅移測量，率先求得了星系距離和它們退行速度之間的正比常數的近似值 600 kmsMpc。他指出這個數字可由奠基於廣義相對論的宇宙學模型所預測。兩年後， 哈伯指出星系距離和其退行速度正相關，斜率是 500 kmsMpc 這種相關性後來被稱為「哈勃勒梅特定律」，併成為了理論的觀測基礎，現今宇宙學仍然建基於此之上。斯里弗、、哈伯及他們同事的觀測論文，以及理論學家對該觀測結果於愛因斯坦廣義相對論的理論意義的認可被認為是現代宇宙學的開端。 元素豐度 宇宙的化學元素豐度的確定在歷史上可追溯到對來自天體光線的早期光譜學觀測，以及對其中和的辨認 這些譜線對應於地球上的化學元素中的特定電子躍遷。例如，元素氦首先在太陽光譜中被辨認，然後才在地球上以氣體形式分離出來。The Encyclopedia of the Chemical Elements page 256Oxford English Dictionary 1989 sv helium 2006 年 12 月 16 日瀏覽自牛津線上英文詞典。同來源引述查爾斯威維爾湯姆森（1872 年）在 不列顛科學協會報告 說：「富蘭克林和洛克耶發現，太陽黃色日冕的光譜中距離 D 線不遠處有條非常明顯的譜線，當時在地球上找不到可以發出這個光譜的元素。它似乎代表一種新的物質，他們建議將其稱為氦。」 透過光譜觀察來計算隕石的元素組成，可以計算出宇宙中化學元素的相對丰度。完整的結果可以在這裡找到。 宇宙微波背景輻射探測 宇宙微波背景在 1948 年由喬治伽莫夫和拉爾夫阿爾菲預測，源自阿爾菲和羅伯特赫爾曼的大爆炸模型。更進一步，阿爾菲和赫爾曼得以計算出宇宙微波背景輻射的溫度，但是他們的結果在當時並沒有得到廣泛的討論。赫爾曼和阿爾菲的預測後來又在 1960 年初期被雅可夫澤爾多維奇重新發現，由羅伯特H迪克獨立預測，並由蘇聯天文物理學家安德烈多羅什克維奇和伊戈爾德米特里耶維奇諾維科夫在 1964 年的一篇簡單論文首次確認宇宙微波背景輻射是可觀測的現象。 1964 年大衛託德威爾金森和迪克在普林斯頓大學的同事 Peter Roll 開始建造迪克微波探測器探測宇宙微波背景輻射。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 experiments1965 年阿諾彭齊亞斯和羅伯特威爾遜在霍姆德爾鎮區附近的的貝爾實驗室建造微波探測器，他們打算將其用於射電天文學和衛星通訊實驗。他們測量到額外、無法解釋的 35 K 的。在接到克勞福德山的電話之後，迪克說了那句著名的自嘲：「男孩們，我們被騙了。」A A Penzias and R W Wilson A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mcs Astrophysical Journal 142 1965 419 R H Dicke P J E Peebles P G Roll and D T Wilkinson Cosmic BlackBody Radiation Astrophysical Journal 142 1965 414 The history is given in P J E Peebles Principles of physical cosmology Princeton Univ Pr Princeton 1993 普林斯頓和克勞福德山小組之間的會議確認天線溫度其實是因為宇宙微波背景輻射。彭齊亞斯和威爾遜在 1978 年因此重大貢獻得到諾貝爾物理學獎 。 現代觀測 現今，觀測宇宙學持續測試理論宇宙學之預測，使宇宙學模型更加完善。例如，暗物質的觀測證據大幅影響了和星系的形成和演化的理論建模。20 世紀 90 年代後期，人們在試圖用精確的超新星標準燭光校準哈伯圖時，獲得了暗能量存在的觀測證據。這些觀察結果已被納入一個被稱為 ΛCDM 模型的六引數框架中，該模型解釋了宇宙中組成物質的演變。隨後透過對宇宙微波背景輻射的詳細觀測，特別是威爾金森微波各向異性探測器實驗，驗證了該模型。 這裡包括直接影響宇宙學的現代觀測。 紅移巡天 隨著望遠鏡的出現和光譜儀的改進，已經有許多合作計畫拍攝紅移空間中的宇宙。透過將紅移與天球位置資料結合，紅移巡天可以繪製天空中物質的三維分佈。這些觀測用於測量宇宙的大尺度結構的性質。長城是一個超過 5 億光年寬的超星系團，為紅移巡天提供強而有力的例子。M J Geller J P Huchra Science 246 897 1989 online CfA 紅移巡天是第一個紅移巡天計畫，1977 年開始蒐集資料，1982 年完成。參見 CfA 官方網站獲取更詳細資料 website 最近，2 度視場星系紅移巡天探測了宇宙一部分的大尺度結構，獲取超過 220000 星系的紅移值。2002 年完成資料的蒐集，最後在 2003 年 6 月 30 日公佈最終 2dF Galaxy Redshift Survey homepage （除了繪製大尺度星系結構外，2 度視場星系紅移巡天還確定了微中子質量的上限。）史隆數位巡天（SDSS）是另一個值得注意的巡天計畫，從 2011 年開始進行，目的是獲得大約 1 億個天體的觀測資料。 SDSS 已記錄紅移高達 04 的星系，並參與了對 z6 的類星體的探測。 深度 2 紅移巡天使用凱克天文臺的新型 DEIMOS 攝譜儀。作為深度 1 紅移巡天試驗計劃的後續工作，深度 2 紅移巡天旨在測量紅移 07 及以上的暗淡星系，此計劃也是對史隆數位巡天和 2 度視場星系紅移巡天的補充。 宇宙微波背景輻射實驗 宇宙微波背景輻射被發現之後，已進行過數以百計的宇宙微波背景實驗以測量、找出輻射的特徵。其中最著名的實驗可能是美國太空總署 1989 年到 1996 年之間在軌道上的宇宙背景探測器（COBE）衛星，在其檢測能力的極限觀測並量化大尺度各向異性。受到 COBE 初步結果 宇宙背景極端均勻和各向同性 的啟發，一系列地面和氣球的觀測實驗在接下來十年內於較小的角度尺度上量化了宇宙微波背景輻射的各向異性。這些實驗的主要目標是測量第一聲學峰的角尺度，先前的 COBE 實驗因為解析度不足而無法進行這種測量。其測量結果動搖了作為主導宇宙結構形成的理論的地位，並指出宇宙膨脹才是正確的理論。20 世紀 90 年代期間，探測器對測量第一峰值的靈敏度越來越高，而根據 2000 年時毫米波段氣球觀天計畫的報告，最高的輻射強度漲落發生在約莫 1 度的尺度上。搭配其他的宇宙學資料一起看的話，這些結果意味著宇宙的幾何是平坦的。許多地面的干涉式望遠鏡於接下來三年提供了更高精度的漲落測量結果，那些測量儀包括極小陣列、度角尺度干涉儀（DASI）和（CBI）。DASI 首次檢測到宇宙微波背景的偏振；CBI 首次測量了 E 模功率譜，並給出了其與 T 模功率譜相位不同的證據。 2001 年六月，美國太空總署發射第二顆宇宙微波背景輻射探測太空衛星「威爾金森微波各向異性探測器」，以獲取更準確的全天大尺度各向異性結構的資料。這項任務的第一個結果 對小於一度尺度的角度功率頻譜詳細測量 於 2003 年公佈，該結果對各種宇宙學引數的取值範圍作了嚴格的限制。結果與宇宙暴脹以及其他各種競爭理論的預期大致一致，相關資料和細節可以從 NASA 的宇宙微波背景資料中心（CMB）獲取。儘管威爾金森微波各向異性探測器對宇宙微波背景輻射中的大角度的漲落（角尺度與月球相當）提供了非常精確的測量，但它沒有足夠的角解析度來測量那些以前使用地面干涉儀看到的較小尺度漲落。 第三個太空任務，普朗克衛星在 2009 年五月發射。普朗克衛星配有高電子遷移率電晶體輻射計和輻射熱測量計，能夠以高於威爾金森微波各向異性探測器的解析度測量宇宙微波背景輻射結構。與前兩次太空任務不同，普朗克衛星是美國太空總署與歐洲空間局（ESA）的合作專案。該衛星的探測器曾在南極洲的（ACBAR）實驗中上試執行；它在 ACBAR 上產生了目前為止最精確的小角度尺度測量結果。 其他的地面設施，如位於南極洲的南極望遠鏡和計畫、智利的和，將提供衛星無法提供的資料，如 B 模偏振。 望遠鏡探測 電波 電波星系是最亮的低頻率電波（10 MHz 和 100 GHz）輻射源，我們可以在高紅移的宇宙中觀測到這樣的星系。它們是活動星系核的子集，具有延展的結構，如辦和噴流，它們和活動星系核距離百萬秒差距。由於無線電星系是如此明亮，天文學家用它們探測極度遠和早期的宇宙演化。 紅外線 包含的遠紅外線觀測揭示了許多宇宙距離尺度的天體。除了少數的，大多數的紅外線被大氣層吸收。通常人們使用氣球或是太空望遠鏡觀測。現今紅外線觀測計畫包含近紅外線照相機和多目標分光儀、宇宙起源頻譜儀、史匹哲太空望遠鏡、凱克天文臺、同溫層紅外線天文臺和赫雪爾太空望遠鏡。下一個美國太空總署計劃的大型太空望遠鏡計畫，詹姆斯韋伯太空望遠鏡也可以看近紅外線波段。 近紅外線觀測計畫，例如 2 微米全天巡天也是一個非常有用的工具，如下面將會提到的可見光觀測可獲取星系分佈。 光學 可見光觀測仍是天文學的主要方法。對宇宙學而言，這意味著，為了要了解與宇宙大尺度結構與星系演化，需要觀測遙遠星系與星系團。紅移巡天是一種常見的手段，包括 2 度視場星係紅移巡天、 史隆數位巡天，以及即將發布的大型綜合巡天望遠鏡。這些光學觀測一般以光度測定或光譜來測量星系的紅移，然後透過哈勃勒梅特定律，確定由於本動速度引起的距離模數紅移扭曲。另外，星系的天體坐標可以提供關於其他兩個空間維度的資訊。依據這些資訊，人們可以建構出星系在宇宙中的三維分佈。 極端深空觀測（可以說是對極端暗的天體觀測）也是一個宇宙學中重要的觀測方法，例如哈伯深空、哈伯超深空和哈伯南天深空。 紫外線 X 光 參見： 伽瑪射線 宇宙射線觀測 未來觀測 宇宙中微子 與宇宙微波背景輻射類似，大霹靂同樣預測宇宙中充滿了宇宙中微子背景輻射。微波背景輻射是宇宙誕生 380000 年時的遺物，但中微子背景輻射則是宇宙年齡兩秒鐘時遺留下來的痕跡。 如果我們可以觀測到中微子，它將成為觀測非常早期宇宙的視窗。然而不幸的是，這些中微子非常的冷，所以幾乎不可能看得到。 重力波 參見 大爆炸 註釋 參考文獻 Category 物理宇宙學 Category 觀測天文學