Modelo Lambda-CDM

format_list_bulleted Contenido keyboard_arrow_down

ImprimirCitar

El Lambda-CDM, Lambda frío oscuro materia o ▪CDM modelo es un modelo matemático de la teoría Big Bang con tres componentes principales:

una constante cosmológica denotada por lambda (principal) asociada a la energía oscura,
la materia oscura fría postulada, y
materia ordinaria.

Con frecuencia se le conoce como el modelo estándar de la cosmología del Big Bang porque es el modelo más simple que proporciona una explicación razonablemente buena de:

la existencia y estructura del fondo cósmico de microondas
la estructura a gran escala en la distribución de galaxias
las abundancias observadas de hidrógeno (incluyendo deuterio), helio y litio
la aceleración expansión del universo observada en la luz de galaxias distantes y supernovas

El modelo supone que la relatividad general es la teoría correcta de la gravedad en escalas cosmológicas. Surgió a finales de la década de 1990 como una cosmología de concordancia, después de un período de tiempo en el que las propiedades dispares observadas del universo parecían mutuamente inconsistentes y no había consenso sobre la composición de la densidad de energía del universo.

El modelo ΛCDM se puede ampliar agregando inflación cosmológica, quintaesencia y otras áreas de especulación e investigación en cosmología.

Algunos modelos alternativos desafían los supuestos del modelo ΛCDM. Ejemplos de estos son la dinámica newtoniana modificada, la gravedad entrópica, la gravedad modificada, las teorías de variaciones a gran escala en la densidad de la materia del universo, la gravedad bimétrica, la invariancia de escala del espacio vacío y la materia oscura en descomposición (DDM).

Descripción general

El modelo ΛCDM incluye una expansión del espacio métrico que está bien documentada como el desplazamiento hacia el rojo de líneas de emisión o absorción espectral prominentes en la luz de galaxias distantes y como la dilatación del tiempo en la decadencia de la luz de las curvas de luminosidad de las supernovas. Ambos efectos se atribuyen a un cambio Doppler en la radiación electromagnética a medida que viaja a través del espacio en expansión. Aunque esta expansión aumenta la distancia entre objetos que no están bajo la influencia gravitacional compartida, no aumenta el tamaño de los objetos (por ejemplo, galaxias) en el espacio. También permite que las galaxias distantes se aleje una de otra a velocidades mayores que la velocidad de la luz; la expansión local es menor que la velocidad de la luz, pero la expansión sumada a través de grandes distancias puede exceder colectivamente la velocidad de la luz.

La carta ⋅ (lambda) representa la constante cosmológica, que se asocia con una energía de vacío o energía oscura en el espacio vacío que se utiliza para explicar la expansión acelerante contemporánea del espacio contra los efectos atractivos de la gravedad. Una constante cosmológica tiene presión negativa, ${displaystyle p=-rho c^{2}$ , que contribuye al tensor del estrés-energía que, según la teoría general de la relatividad, causa aceleración de la expansión. La fracción de la densidad total de energía de nuestro universo (flato o casi plano) que es energía oscura, ${displaystyle Omega _{Lambda }}$ , se estima que es 0,69 ± 0,038 basado en los resultados de la Encuesta de Energía Oscura 2018 utilizando Tipo Ia Supernovae o 0,6847 ± 0.0073 basado en la liberación de datos de Planck por satélite 2018, o más del 68,3% (estimación de 2018) de la densidad de masa-energía del universo.

La materia oscura se postula para explicar los efectos gravitacionales observados en estructuras de muy gran escala (las curvas de rotación "planas" de las galaxias; la lente gravitacional de la luz por los cúmulos de galaxias; y el aumento de la agrupación de galaxias).) que no puede explicarse por la cantidad de materia observada.

La materia oscura fría se plantea como:

non-baryonic: Consistas de materia que no sean protones y neutrones (y electrones, por convención, aunque los electrones no son bariones)
frío: Su velocidad es mucho menor que la velocidad de la luz en la época de la igualdad de radiación-materia (porque los neutrinos están excluidos, siendo no-bariónicos pero no frío)
disipationless: No se puede enfriar por fotones radiantes
sin colisión: Las partículas de materia oscura interactúan entre sí y otras partículas sólo por gravedad y posiblemente por la fuerza débil

La materia oscura constituye aproximadamente el 26,5 % de la densidad de masa y energía del universo. El 4,9 % restante comprende toda la materia ordinaria observada como átomos, elementos químicos, gas y plasma, materia de la que están hechos los planetas, estrellas y galaxias visibles. La gran mayoría de la materia ordinaria del universo no se ve, ya que las estrellas visibles y el gas dentro de las galaxias y cúmulos representan menos del 10 % de la contribución de la materia ordinaria a la densidad de masa y energía del universo.

Además, la densidad de energía incluye una fracción muy pequeña (~ 0,01 %) en la radiación cósmica de fondo de microondas y no más del 0,5 % en neutrinos reliquias. Aunque son muy pequeños, estos fueron mucho más importantes en el pasado distante, dominando la materia en corrimientos al rojo > 3200.

El modelo incluye un único evento originario, el "Big Bang", que no fue una explosión sino la aparición abrupta de un espacio-tiempo en expansión que contenía radiación a temperaturas de alrededor de 10¹⁵ K. Esto fue seguido inmediatamente (en 10⁻²⁹ segundos) por una expansión exponencial del espacio por un multiplicador de escala de 10²⁷ o más, conocida como inflación cósmica. El universo primitivo permaneció caliente (por encima de 10.000 K) durante varios cientos de miles de años, un estado que se puede detectar como un fondo cósmico de microondas residual, o CMB, una radiación de muy baja energía que emana de todas partes del cielo. El "Big Bang" Este escenario, con inflación cósmica y física de partículas estándar, es el único modelo cosmológico consistente con la expansión continua del espacio observada, la distribución observada de elementos más ligeros en el universo (hidrógeno, helio y litio) y la textura espacial de pequeñas irregularidades (anisotropías) en la radiación CMB. La inflación cósmica también aborda el "problema del horizonte" en el CMB; de hecho, parece probable que el universo sea más grande que el horizonte de partículas observable.

El modelo utiliza la métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker, las ecuaciones de Friedmann y las ecuaciones de estado cosmológicas para describir el universo observable desde inmediatamente después de la época inflacionaria hasta el presente y el futuro.

Historia de la expansión cósmica

La expansión del universo está parametizada por un factor de escala sin dimensiones ${displaystyle a=a(t)}$ (con el tiempo) ${displaystyle t}$ contado desde el nacimiento del universo), definido en relación con el tiempo presente, así ${displaystyle a_{0}=a(t_{0}=1}$ ; la convención habitual en la cosmología es que el subscripto 0 denota valores actuales, por lo que ${displaystyle T_{0}$ denota la edad del universo. El factor de escala está relacionado con el redshift observado ${displaystyle z}$ de la luz emitida a la vez ${displaystyle t_{mathrm {em}}$ por

{displaystyle a(t_{text{em})={frac {1}{1+z},.}

La tasa de expansión es descrita por el parámetro Hubble dependiente del tiempo, ${displaystyle H(t)}$ , definido como

{displaystyle H(t)equiv {fnMicroc {dot {a}{a}}}}

Donde ${displaystyle { dot {}}}$ es el tiempo-derivativo del factor de escala. La primera ecuación de Friedmann da la tasa de expansión en términos de la densidad de materia+radiación ${displaystyle rho }$ , la curvatura ${displaystyle k}$ , y la constante cosmológica ${displaystyle Lambda }$ ,

{displaystyle ¿Qué? {8pi G}{3}rho -{frac {kc^{2}{a^{2}}+{frac} Lambda c^{2} {3}}}

como siempre ${displaystyle c}$ es la velocidad de la luz y ${displaystyle G.$ es la constante gravitacional. Una densidad crítica ${displaystyle rho _{mathrm {crit}}$ es la densidad actual, que da cero curvatura ${displaystyle k}$ , asumiendo la constante cosmológica ${displaystyle Lambda }$ es cero, independientemente de su valor real. Sustituir estas condiciones a la ecuación de Friedmann da

{displaystyle rho _{mathrm {crit} }={frac {3H_{0}{2}{8pi} G}=1.878;47(23)times 10^{-26};h^{2};{text{kg};{text{m}}{-3}

Donde ${displaystyle hequiv H_{0}/(100;mathrm {km;s^{-1};Mpc^{-1}}}$ es la constante reducida del Hubble. Si la constante cosmológica fuera en realidad cero, la densidad crítica también marcaría la línea divisoria entre el eventual retroceso del universo a una Gran Crunch, o expansión ilimitada. Para el modelo Lambda-CDM con una constante cosmológica positiva (como se observa), se prevé que el universo se expanda para siempre independientemente de si la densidad total está ligeramente por encima o por debajo de la densidad crítica; aunque otros resultados son posibles en modelos extendidos donde la energía oscura no es constante pero en realidad depende del tiempo.

Es estándar definir el día actual parámetro densidad ${displaystyle Omega _{x}}$ para varias especies como la relación sin dimensiones

{displaystyle ################################################################################################################################################################################################################################################################ }={frac {8pi} Grho _{x} {0}} {3H_{0} {2}}

donde el subscript ${displaystyle x}$ es uno de ${displaystyle mathrm {b}$ para los baryons, ${displaystyle mathrm {c}$ para la materia oscura fría, ${displaystyle mathrm {rad}$ para la radiación (fotones más neutrinos relativistas), y ${displaystyle Lambda }$ para energía oscura.

Desde las densidades de varias especies escalan como diferentes poderes ${displaystyle a}$ , por ejemplo. ${displaystyle a^{-3}$ para la materia, etc. la ecuación Friedmann puede ser reescrita convenientemente en términos de los diversos parámetros de densidad como

{displaystyle H(a)equiv {fnMicroc {dot {a}{a}=H_{0}{sqrt ################################################################################################################################################################################################################################################################ {c}+fn} Omega... Omega... Omega...

Donde ${displaystyle w}$ es la ecuación del parámetro estatal de la energía oscura, y asumiendo la masa neutrino insignificante (la masa significativa neutrino requiere una ecuación más compleja). Los diversos ${displaystyle Omega }$ parámetros añadir hasta ${displaystyle 1}$ por construcción. En el caso general esto está integrado por ordenador para dar el historial de expansión ${displaystyle a(t)}$ y también observables relaciones distancia-rojo-rojo de cualquier valor elegido de los parámetros cosmológicos, que luego se pueden comparar con observaciones tales como supernovas y oscilaciones acústicas bariónicas.

En el modelo Lambda-CDM mínimo de 6 parámetros, se asume que la curvatura ${displaystyle Omega _{k}$ es cero y ${displaystyle w=-1}$ , así que esto simplifica

{displaystyle H(a)=H_{0}{sqrt {Omega _{rm {m}a^{-3}+ Omega... Omega... }

Las observaciones muestran que la densidad de radiación es muy pequeña hoy, ${displaystyle Omega _{text{rad}sim 10^{-4}$ ; si este término es descuidado arriba tiene una solución analítica

{displaystyle a(t)=(Omega _{rm {m}}/Omega _{Lambda })^{1/3},sinh ^{2/3}(t/t_{Lambda })}

Donde ${displaystyle T_{Lambda }equiv 2/(3H_{0}{sqrt {Omega _{Lambda}}};}$ esto es bastante preciso para ${displaystyle a confiar0.01}$ o ${displaystyle t confianza10}$ millones de años. Solving for ${displaystyle a(t)=1}$ da la era actual del universo ${displaystyle T_{0}$ en términos de los otros parámetros.

De ahí que la transición de la desaceleración a la aceleración de la expansión (el segundo derivativo) ${displaystyle {ddot {}}$ cruce cero) ocurrió cuando

{displaystyle a=(Omega _{rm {m}/2Omega _{Lambda }}^{1/3}

que evalúa ${displaystyle asim 0.6}$ o ${displaystyle zsim 0.66}$ para los parámetros de mejor ajuste estimados de la nave espacial Planck.

Desarrollo histórico

El descubrimiento del fondo cósmico de microondas (CMB) en 1964 confirmó una predicción clave de la cosmología del Big Bang. A partir de ese momento, se aceptó generalmente que el universo comenzó en un estado denso y caliente y se ha ido expandiendo con el tiempo. La tasa de expansión depende de los tipos de materia y energía presentes en el universo y, en particular, de si la densidad total está por encima o por debajo de la llamada densidad crítica.

Durante la década de 1970, la mayor parte de la atención se centró en los modelos bariónicos puros, pero hubo serios desafíos para explicar la formación de galaxias, dadas las pequeñas anisotropías en el CMB (límites superiores en ese momento). A principios de la década de 1980, se comprendió que esto podría resolverse si la materia oscura fría dominaba a los bariones y la teoría de la inflación cósmica motivaba modelos con densidad crítica.

Durante la década de 1980, la mayoría de las investigaciones se centraron en la materia oscura fría con una densidad crítica, alrededor del 95 % de CDM y el 5 % de bariones: estos mostraron éxito en la formación de galaxias y cúmulos de galaxias, pero los problemas persistieron; En particular, el modelo requirió una constante de Hubble más baja que la preferida por las observaciones, y las observaciones alrededor de 1988-1990 mostraron una agrupación de galaxias a mayor escala de lo previsto.

Estas dificultades se agudizaron con el descubrimiento de la anisotropía CMB por parte del Cosmic Background Explorer en 1992, y varios modelos CDM modificados, incluido el ΛCDM y la materia oscura mixta fría y caliente, fueron objeto de consideración activa hasta mediados de los años 1990. El modelo ΛCDM se convirtió entonces en el modelo líder tras las observaciones de la expansión acelerada en 1998, y rápidamente fue respaldado por otras observaciones: en 2000, el experimento de fondo de microondas BOOMERanG midió la densidad total (materia-energía) en cerca del 100 % de la densidad crítica., mientras que en 2001 el estudio de corrimiento al rojo de galaxias 2dFGRS midió que la densidad de la materia era cercana al 25 %; la gran diferencia entre estos valores respalda una Λ positiva o energía oscura. Las mediciones mucho más precisas del fondo de microondas realizadas por WMAP en 2003-2010 y Planck en 2013-2015 han seguido respaldando el modelo y precisando los valores de los parámetros, la mayoría de los cuales están limitados por debajo del 1 por ciento de incertidumbre..

Se están realizando investigaciones activas en muchos aspectos del modelo ΛCDM, tanto para refinar los parámetros como para resolver las tensiones entre las observaciones recientes y el modelo ΛCDM, como la tensión de Hubble y el dipolo CMB. Además, ΛCDM no tiene una teoría física explícita sobre el origen o la naturaleza física de la materia oscura o la energía oscura; Se cree que el espectro casi invariante de escala de las perturbaciones del CMB y su imagen en la esfera celeste son el resultado de irregularidades térmicas y acústicas muy pequeñas en el punto de recombinación.

Históricamente, una gran mayoría de astrónomos y astrofísicos apoyan el modelo ΛCDM o parientes cercanos del mismo, pero observaciones recientes que contradicen el modelo ΛCDM han llevado a algunos astrónomos y astrofísicos a buscar alternativas al modelo ΛCDM, que incluyen abandonar el modelo de Friedmann. –Lemaître–Robertson–Métrica de Walker o energía oscura modificadora. Por otro lado, Milgrom, McGaugh y Kroupa han sido durante mucho tiempo los principales críticos del modelo ΛCDM, atacando las partes de la teoría de la materia oscura desde la perspectiva de los modelos de formación de galaxias y apoyando la teoría alternativa de la dinámica newtoniana modificada (MOND), que requiere una modificación de las ecuaciones de campo de Einstein y las ecuaciones de Friedmann como se ve en propuestas como la teoría de la gravedad modificada (teoría MOG) o la teoría de la gravedad tensor-vector-escalar (teoría TeVeS). Otras propuestas de astrofísicos teóricos sobre alternativas cosmológicas a la relatividad general de Einstein que intentan explicar la energía oscura o la materia oscura incluyen la gravedad f(R), teorías escalares-tensoriales como las teorías de Galileón, cosmologías de branas, el modelo DGP y gravedad masiva y sus extensiones como la gravedad bimétrica.

Éxitos

Además de explicar muchas observaciones anteriores al año 2000, el modelo ha realizado una serie de predicciones exitosas: en particular, la existencia de la característica de oscilación acústica bariónica, descubierta en 2005 en la ubicación prevista; y las estadísticas de lentes gravitacionales débiles, observadas por primera vez en 2000 por varios equipos. La polarización del CMB, descubierta en 2002 por DASI, ha sido predicha con éxito por el modelo: en los datos publicados por Planck de 2015, se observan siete picos en el espectro de potencia de temperatura (TT), seis picos en el espectro cruzado de temperatura-polarización (TE) y cinco picos en el espectro de polarización (EE). Los seis parámetros libres pueden estar bien restringidos solo por el espectro TT, y luego los espectros TE y EE pueden predecirse teóricamente con una precisión de poco por ciento sin permitir más ajustes.

Desafíos

A lo largo de los años, se han realizado numerosas simulaciones de ΛCDM y observaciones de nuestro universo que desafían la validez del modelo ΛCDM, hasta el punto de que algunos cosmólogos creen que el modelo ΛCDM puede ser reemplazado por otro diferente, aún desconocido, modelo cosmológico estándar. En septiembre de 2023, dos astrofísicos cuestionaron el modelo estándar ΛCDM basado en los últimos estudios del Telescopio Espacial James Webb.

Falta de detección

Las búsquedas exhaustivas de partículas de materia oscura hasta ahora no han mostrado una detección bien acordada, mientras que la energía oscura puede ser casi imposible de detectar en un laboratorio, y su valor es anormalmente pequeño en comparación con las predicciones teóricas de la energía del vacío.

Violaciones del principio cosmológico

Se ha demostrado que el modelo ΛCDM satisface el principio cosmológico, que establece que, en una escala suficientemente grande, el universo se ve igual en todas las direcciones (isotropía) y desde cada ubicación (homogeneidad); "El universo se ve igual dondequiera que estés y dondequiera que estés". El principio cosmológico existe porque cuando se estaban desarrollando los predecesores del modelo ΛCDM, no había suficientes datos disponibles para distinguir entre modelos anisotrópicos o no homogéneos más complejos, por lo que se asumió la homogeneidad y la isotropía para simplificar los modelos, y los supuestos se trasladaron a el modelo ΛCDM. Sin embargo, hallazgos recientes han sugerido que existen violaciones del principio cosmológico, especialmente de isotropía. Estas violaciones han puesto en duda el modelo ΛCDM, y algunos autores sugieren que el principio cosmológico es obsoleto o que la métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker colapsa en el universo tardío. Esto tiene implicaciones adicionales para la validez de la constante cosmológica en el modelo ΛCDM, ya que las observaciones implican energía oscura sólo si el principio cosmológico es verdadero.

Violaciones de isotropía

La evidencia de cúmulos de galaxias, cuásares y supernovas de tipo Ia sugiere que la isotropía se viola a gran escala.

Los datos de la Misión Planck muestran un sesgo hemisférico en el fondo cósmico de microondas en dos aspectos: uno con respecto a la temperatura promedio (es decir, fluctuaciones de temperatura), el segundo con respecto a variaciones mayores en el grado de perturbaciones (es decir, densidades). La Agencia Espacial Europea (el organismo rector de la Misión Planck) ha llegado a la conclusión de que estas anisotropías en el CMB son, de hecho, estadísticamente significativas y ya no pueden ignorarse.

Ya en 1967, Dennis Sciama predijo que el fondo cósmico de microondas tiene una anisotropía dipolar significativa. En los últimos años, se ha probado el dipolo CMB y los resultados sugieren que nuestro movimiento con respecto a las radiogalaxias y cuásares distantes difiere de nuestro movimiento con respecto al fondo cósmico de microondas. A la misma conclusión se ha llegado en estudios recientes del diagrama de Hubble de supernovas y cuásares de Tipo Ia. Esto contradice el principio cosmológico.

El dipolo CMB se insinúa a través de otras observaciones. En primer lugar, incluso dentro del fondo cósmico de microondas, existen curiosas alineaciones direccionales y una asimetría de paridad anómala que puede tener un origen en el dipolo CMB. Por otra parte, la dirección del dipolo CMB se ha convertido en una dirección preferida en estudios de alineamientos en polarizaciones de cuásares, relaciones de escala en cúmulos de galaxias, fuertes retardos de tiempo de lentes, supernovas de tipo Ia y cuásares y estallidos de rayos gamma como velas estándar. El hecho de que todos estos observables independientes, basados en física diferente, sigan la dirección del dipolo CMB sugiere que el Universo es anisotrópico en la dirección del dipolo CMB.

Sin embargo, algunos autores han afirmado que el universo alrededor de la Tierra es isotrópico de gran importancia mediante estudios de los mapas cósmicos de temperatura de fondo de microondas.

Violaciones de la homogeneidad

Basándose en simulaciones de N cuerpos en ΛCDM, Yadav y sus colegas demostraron que la distribución espacial de las galaxias es estadísticamente homogénea si se promedia en escalas de 260/h Mpc o más. Sin embargo, se han descubierto muchas estructuras a gran escala, y algunos autores han informado que algunas de ellas están en conflicto con la escala de homogeneidad prevista para ΛCDM, incluyendo

El Clowes-Campusano LQG, descubierto en 1991, que tiene una longitud de 580 Mpc
El Gran Muro Sloan, descubierto en 2003, que tiene una longitud de 423 Mpc,
U1.11, un gran grupo de quasar descubierto en 2011, que tiene una longitud de 780 Mpc
The Huge-LQG, found in 2012, which is three times longer than and twice as wide as is predicted possible according to هCDM
La Gran Muralla Hércules–Corona Borealis, descubierta en noviembre de 2013, que tiene una longitud de 2000–3000 Mpc (más de siete veces la de la SGW)
El Arco gigante, descubierto en junio de 2021, que tiene una longitud de 1000 Mpc

Otros autores afirman que la existencia de estructuras mayores que la escala de homogeneidad en el modelo ΛCDM no necesariamente viola el principio cosmológico en el modelo ΛCDM.

Colisión del cúmulo de galaxias El Gordo

El Gordo es un cúmulo de galaxias interactuando en el Universo temprano ( ${displaystyle z=0.87}$ ). Las propiedades extremas de El Gordo en términos de su rojizo, masa y la velocidad de colisión conduce a fuerte ( ${displaystyle 6.16sigma}$ ) tensión con el modelo ⋅CDM. Las propiedades de El Gordo son sin embargo consistentes con simulaciones cosmológicas en el marco de MOND debido a una formación de estructura más rápida.

KBC vacía

(feminine)

El vacío KBC es una inmensa región comparativamente vacía del espacio que contiene la Vía Láctea aproximadamente 2 mil millones de años luz (600 megaparsecs, Mpc) de diámetro. Algunos autores han dicho que la existencia del vacío KBC viola la suposición de que el CMB refleja fluctuaciones de densidad bariónica en ${displaystyle z=1100}$ o la teoría de Einstein de la relatividad general, cualquiera de los cuales violaría el modelo ⋅CDM, mientras que otros autores han afirmado que supervoids tan grandes como el vacío KBC son consistentes con el modelo هCDM.

Tensión del Hubble

La tensión Hubble en la cosmología es ampliamente reconocida como un problema importante para el modelo ⋅CDM. En diciembre de 2021, National Geographic reportó que no se conoce la causa de la discrepancia de tensión Hubble. Sin embargo, si el principio cosmológico falla (ver Violaciones del principio cosmológico), entonces las interpretaciones existentes de la constante Hubble y la tensión Hubble deben ser revisadas, lo que podría resolver la tensión Hubble.

Algunos autores postulan que la tensión de Hubble puede explicarse completamente por el vacío KBC, ya que los autores predicen que la medición de supernovas galácticas dentro de un vacío producirá un valor local mayor para la constante de Hubble que las medidas cosmológicas de la constante de Hubble. Sin embargo, otros trabajos no han encontrado evidencia de esto en las observaciones, encontrando que la escala de la subdensidad reclamada es incompatible con observaciones que se extienden más allá de su radio. Posteriormente se señalaron deficiencias importantes en este análisis, dejando abierta la posibilidad de que la tensión del Hubble sea realmente causada por una salida del vacío KBC.

Como resultado de la tensión del Hubble, otros investigadores han pedido una nueva física más allá del modelo ΛCDM. Moritz Haslbauer et al. propuso que MOND resolvería la tensión del Hubble. Otro grupo de investigadores dirigido por Marc Kamionkowski propuso un modelo cosmológico con energía oscura temprana para reemplazar al ΛCDM.

Tensión S8

El ${displaystyle S_{8}$ la tensión en la cosmología es otro problema importante para el modelo ≥CDM. El ${displaystyle S_{8}$ parámetro en el modelo ≥CDM cuantifica la amplitud de las fluctuaciones de la materia en el universo tardío y se define como

${displaystyle S_{8}equiv sigma _{8}{sqrt {Omega _{rm {m}/0.3}}}$

Early- (e.g. from CMB data collected using the Planck observatory) and late-time (e.g. measurement weak gravitational lensing events) facilitate increasingly precise values of ${displaystyle S_{8}$ . Sin embargo, estas dos categorías de medición difieren en desviaciones más estándar que sus incertidumbres. Esta discrepancia se llama ${displaystyle S_{8}$ tensión. El nombre "tensión" refleja que el desacuerdo no es meramente entre dos conjuntos de datos: los muchos conjuntos de mediciones tempranas y tardías coinciden bien dentro de sus propias categorías, pero hay una diferencia inexplicable entre los valores obtenidos de diferentes puntos en la evolución del universo. Esa tensión indica que el modelo ≥CDM puede ser incompleto o necesitado de corrección.

Eje del mal

El modelo ΛCDM supone que los datos del fondo cósmico de microondas y nuestra interpretación del CMB son correctos. Sin embargo, existe una aparente correlación entre el plano del Sistema Solar, la rotación de las galaxias y ciertos aspectos del CMB. Esto puede indicar que hay algún problema con los datos o la interpretación del fondo cósmico de microondas utilizado como evidencia para el modelo ΛCDM, o que se violan el principio copernicano y el principio cosmológico.

Problema cosmológico del litio

La cantidad real observable de litio en el universo es menor que la cantidad calculada a partir del modelo ΛCDM por un factor de 3 a 4. Si todos los cálculos son correctos, entonces podrían ser necesarias soluciones más allá del modelo ΛCDM existente.

Forma del universo

El modelo ΛCDM supone que la forma del universo es plana (curvatura cero). Sin embargo, datos recientes de Planck han insinuado que la forma del universo podría ser cerrada (curvatura positiva), lo que contradeciría el modelo ΛCDM. Algunos autores han sugerido que los datos de Planck que detectan una curvatura positiva podrían ser evidencia de una falta de homogeneidad local en la curvatura del universo en lugar de que el universo esté realmente cerrado.

Violaciones del principio de equivalencia fuerte

El modelo ΛCDM supone que el principio de equivalencia fuerte es verdadero. Sin embargo, en 2020, un grupo de astrónomos analizó datos de la muestra de fotometría y curvas de rotación precisas de Spitzer (SPARC), junto con estimaciones del campo gravitacional externo a gran escala de un catálogo de galaxias de todo el cielo. Llegaron a la conclusión de que había pruebas muy significativas desde el punto de vista estadístico de violaciones del principio de equivalencia fuerte en campos gravitacionales débiles en las proximidades de galaxias con soporte rotacional. Observaron un efecto incompatible con los efectos de marea en el modelo ΛCDM.

Discrepancias en la materia oscura fría

Han surgido varias discrepancias entre las predicciones de materia oscura fría en el modelo ΛCDM y las observaciones de galaxias y su agrupación. Se han propuesto soluciones para algunos de estos problemas, pero aún no está claro si pueden resolverse sin abandonar el modelo ΛCDM.

Problema del halo Cuspy

Las distribuciones de densidad de los halos de materia oscura en simulaciones de materia oscura fría (al menos aquellas que no incluyen el impacto de la retroalimentación bariónica) tienen picos mucho más altos que los que se observan en las galaxias al investigar sus curvas de rotación.

Problema de las galaxias enanas

Las simulaciones de materia oscura fría predicen una gran cantidad de pequeños halos de materia oscura, más numerosos que el número de pequeñas galaxias enanas que se observan alrededor de galaxias como la Vía Láctea.

Problema del disco satélite

Se observa que las galaxias enanas alrededor de la Vía Láctea y las galaxias de Andrómeda orbitan en estructuras delgadas y planas, mientras que las simulaciones predicen que deberían distribuirse aleatoriamente alrededor de sus galaxias madre. Sin embargo, las últimas investigaciones sugieren que esta alineación aparentemente extraña es sólo una peculiaridad que se disolverá con el tiempo.

Problema de galaxias de alta velocidad

Las galaxias de la asociación NGC 3109 se están alejando demasiado rápido para ser consistentes con las expectativas del modelo ΛCDM. En este marco, NGC 3109 es demasiado masiva y distante del Grupo Local para haber sido arrojada en una interacción de tres cuerpos que involucran a la Vía Láctea o la Galaxia de Andrómeda.

Problema de morfología de galaxias

Si las galaxias crecieron jerárquicamente, entonces las galaxias masivas requirieron muchas fusiones. Las grandes fusiones crean inevitablemente un abultamiento clásico. Por el contrario, alrededor del 80 % de las galaxias observadas no dan evidencia de tales abultamientos, y las galaxias gigantes de disco puro son comunes. La tensión se puede cuantificar comparando la distribución observada de las formas de las galaxias en la actualidad con predicciones de simulaciones cosmológicas hidrodinámicas de alta resolución en el marco ΛCDM, lo que revela un problema muy importante que es poco probable que se resuelva mejorando la resolución de las simulaciones. La elevada fracción sin abultamiento fue casi constante durante 8 000 millones de años.

Problema de barra galáctica rápida

Si las galaxias estuvieran incrustadas dentro de halos masivos de materia oscura fría, entonces las barras que a menudo se desarrollan en sus regiones centrales se ralentizarían por la fricción dinámica con el halo. Esto está en seria tensión con el hecho de que las barras de galaxias observadas suelen ser rápidas.

Crisis a pequeña escala

La comparación del modelo con las observaciones puede tener algunos problemas en escalas subgalaxias, posiblemente prediciendo demasiadas galaxias enanas y demasiada materia oscura en las regiones más internas de las galaxias. Este problema se denomina “crisis de pequeña escala”. Estas pequeñas escalas son más difíciles de resolver en simulaciones por computadora, por lo que aún no está claro si el problema son las simulaciones, propiedades no estándar de la materia oscura o un error más radical en el modelo.

Galaxias con alto corrimiento al rojo

Las observaciones del Telescopio Espacial James Webb han dado como resultado varias galaxias confirmadas mediante espectroscopía con un alto corrimiento al rojo, como JADES-GS-z13-0 con un corrimiento al rojo cosmológico de 13,2. Otras galaxias candidatas que no han sido confirmadas mediante espectroscopia incluyen CEERS-93316 con un corrimiento al rojo cosmológico de 16,4.

La existencia de galaxias sorprendentemente masivas en el universo temprano desafía los modelos preferidos que describen cómo los halos de materia oscura impulsan la formación de galaxias. Queda por ver si es necesaria una revisión del modelo Lambda-CDM con parámetros proporcionados por Planck Collaboration para resolver este problema. Las discrepancias también podrían explicarse por propiedades particulares (masas estelares o volumen efectivo) de las galaxias candidatas, fuerza o partícula aún desconocida fuera del Modelo Estándar a través de la cual interactúa la materia oscura, acumulación más eficiente de materia bariónica por los halos de materia oscura, oscuridad temprana. modelos de energía, o las hipotéticas estrellas de Población III largamente buscadas.

Problema de barión faltante

Massimo Persic y Paolo Salucci calcularon por primera vez la densidad bariónica presente hoy en elípticos, espirales, grupos y racimos de galaxias. Realizaron una integración de la relación entre masa y luz bariónica sobre la luminosidad (en lo siguiente ${fnMicrosoftstyle M_{b}/L}$ ), ponderado con la función de luminosidad ${textstyle phi (L)}$ sobre las clases mencionadas anteriormente de objetos astrofísicos:

{displaystyle rho _{rm {b}=sum int Lphi (L){frac {M_{rm} {L},dL}

El resultado fue:

{displaystyle Omega _{rm {b}= Omega _{*}+Omega _{text{gas}=2.2times 10^{-3}+1.5times 10^{-3}h^{-1.3}simeq 0.003}

Donde ${displaystyle hsimeq 0.72}$ .

Tenga en cuenta que este valor es mucho menor que la predicción de la nucleosíntesis cósmica estándar ${displaystyle Omega _{rm {b}simeq 0.0486}$ , por lo que las estrellas y el gas en galaxias y en grupos de galaxias y cúmulos representan menos del 10 % de los baryones primordialmente sintetizados. Este tema es conocido como el problema de los "barrones perdidos".

Se afirma que el problema de Baryon desaparecido se resuelve. Utilizando observaciones del efecto kinematic Sunyaev–Zel'dovich que abarca más del 90 % de la vida del Universo, en 2021 los astrofísicos encontraron que aproximadamente el 50 % de la materia bariónica está fuera de los haloes de materia oscura, llenando el espacio entre galaxias. Junto con la cantidad de baryones dentro de las galaxias y que los rodean, la cantidad total de baryones en el tiempo tardío Universo es compatible con las mediciones tempranas del Universo.

Infalsificabilidad

Se ha argumentado que el modelo ≥CDM está construido sobre una base de estratagemas convencionalistas, lo que lo hace infalsificable en el sentido definido por Karl Popper.

Parámetros

Planck Colaboración Parámetros cosmológicos
	Descripción	Signatura	Valor-2015	Value-2018
Indepen... dent para- metros	Parámetro de densidad de baryon físico	Ω_b `h`²	0,02230±0,00014	0,0224±0,0001
	Parámetro de densidad de materia oscura física	Ω_c `h`²	0.1188±0,0010	0.120±0,001
	Edad del universo	`t`₀	(13.799±0,021)×10⁹ años	(13.787±0,020)×10⁹ años
	Índice espectral de escalar	`n`_s	0,9667±0,0040	0.965±0,004
	Curvature fluctuation amplitude, `k`₀ = 0,002 Mpc⁻¹	${displaystyle Delta ¿Qué?$	2.441+0.088 0.0−92×10⁻⁹	?
	Reionización de profundidad óptica	`τ`	0,066±0,012	0,054±0,007
Fijación para- metros	Parámetro de densidad total	Ω_Tot	1	?
	Ecuación del estado de energía oscura	`w`	−1	w₀= 1,03 ± 0,03
	Tensor/scalar ratio	`r`	0	r_0,002▪ 0,06
	Corrección del índice espectral	${displaystyle dn_{text{}/dln} k}$	0	?
	Suma de tres masas neutrinas	${displaystyle sum m_{nu }$	0,06 eV/c2	0.12 eV/c2
	Número efectivo de grados relativistas libertad	N_eff	3.046	2.99±0.17
Calcu... atrasado valores	Constante Hubble	`H`₀	67.74±0.46 km⁻¹ Mpc⁻¹	67.4±0.5 km⁻¹ Mpc⁻¹
	Parámetro de densidad Baryon	Ω_b	0,0486±0,0010	?
	Parámetro de densidad de materia oscura	Ω_c	0,2589±0,0057	?
	Parámetro de densidad de materias	Ω_m	0.3089±0,0062	0,315±0,007
	Parámetro de densidad de energía oscura	Ω_▪	0,6911±0,0062	0,6847±0,0073
	Densidad crítica	`***`_crit	(8.62±0.12)×10⁻²⁷kg/m3	?
	La actual fluctuación de la materia enraizada promedio sobre una esfera de radio 8h^–¹ Mpc	`σ`₈	0.8159±0,0086	0.811±0,006
	Redshift en decoupling	`z`_Alternativa	1089.90±0.23	1089.80±0.21
	Edad de desacoplamiento	`t`_Alternativa	377700±3200 años	?
	Redshift of reionization (with uniform prior)	`z`_re	8,5+1.0 −1.1	7.68±0,79

El modelo simple ⋅CDM se basa en seis parámetros: parámetro de densidad de baryón físico; parámetro de densidad de materia oscura física; la edad del universo; índice espectral escalar; amplitud de fluctuación de curvatura; y profundidad óptica de reionización. De acuerdo con la navaja de Occam, seis es el menor número de parámetros necesarios para dar un ajuste aceptable a las observaciones; otros parámetros posibles se fijan en valores "naturales", por ejemplo, parámetro de densidad total = 1,00, ecuación de energía oscura del estado = −1. (Véase abajo para los modelos extendidos que permiten que estos varían.)

La mayoría de los valores de estos seis parámetros no son predichos por la teoría (aunque, idealmente, podrían estar relacionados por una futura "Teoría del Todo"), excepto que la mayoría de las versiones de la inflación cósmica predicen el espectro escalar. El índice debe ser ligeramente menor que 1, consistente con el valor estimado de 0,96. Los valores de los parámetros y las incertidumbres se estiman mediante grandes búsquedas por computadora para localizar la región del espacio de parámetros que proporcione una coincidencia aceptable con las observaciones cosmológicas. A partir de estos seis parámetros, se pueden calcular fácilmente otros valores del modelo, como la constante de Hubble y la densidad de energía oscura.

Comúnmente, el conjunto de observaciones incluidas incluye la anisotropía del fondo cósmico de microondas, la relación brillo/corrimiento al rojo de las supernovas y la agrupación de galaxias a gran escala, incluida la característica de oscilación acústica bariónica. Otras observaciones, como la constante de Hubble, la abundancia de cúmulos de galaxias, las lentes gravitacionales débiles y las edades de los cúmulos globulares, son en general consistentes con éstas y proporcionan una verificación del modelo, pero actualmente se miden con menor precisión.

Los valores de los parámetros enumerados a continuación provienen de los parámetros cosmológicos de Planck Collaboration. Límites de confianza del 68 % para el modelo ΛCDM base de los espectros de potencia de Planck CMB, en combinación con reconstrucción de lentes y datos (BAO + JLA + H₀). Véase también Planck (nave espacial).

^ a b El parámetro de densidad de baryon físico Ω_b h² es el parámetro de densidad de baryon Ω_b multiplicado por el cuadrado de la constante Hubble reducida h = H₀ / (100 km s⁻¹ Mpc⁻¹). Del mismo modo para la diferencia entre el parámetro de densidad de materia oscura física y el parámetro de densidad de materia oscura.
^ a b c d e Una densidad ***_x = Ω_x***_crit se expresa en términos de la densidad crítica ***_crit, que es la densidad total de la materia/energía necesaria para que el universo sea espacialmente plano. Las mediciones indican que la densidad total real ***_Tot es muy cercano si no es igual a este valor, ver abajo.
^ Este es el valor mínimo permitido por experimentos de oscilación solar y terrestre neutrino.
^ del modelo estándar de la física de partículas
^ Calculado desde Ω_bh² y h = H₀ / (100 km s⁻¹ Mpc⁻¹).
^ Calculado desde Ω_ch² y h = H₀ / (100 km s⁻¹ Mpc⁻¹).
^ Calculado a partir de h = H₀ / (100 km s⁻¹ Mpc⁻¹) per ***_crit = 1.87847×10⁻²⁶ h² kg⁻³.

Modelos extendidos

Parámetros modelo ampliados
Descripción	Signatura	Valor
Parámetro de densidad total	${displaystyle Omega _{text{tot}}$	0,993±0,0019
Ecuación del estado de energía oscura	${displaystyle w}$	−0,980±0,053
ratio de tensor a escalar	${displaystyle r}$	0.11, `k`₀ = 0,002 Mpc⁻¹ () ${displaystyle 2sigma}$ )
Corrección del índice espectral	${displaystyle dn_{s}/dln k}$	0.0−22±0,020, `k`₀ = 0,002 Mpc⁻¹
Suma de tres masas neutrinas	${displaystyle sum m_{nu }$	0,58 eV/c2 ${displaystyle 2sigma}$ )
Parámetro de densidad de neutrino físico	${displaystyle Omega _{nu }h^{2}$	Identificada

Los modelos extendidos permiten que uno o más de los parámetros "fijados" de arriba cambien, además de los seis básicos; por lo que estos modelos se unen suavemente al modelo básico de seis parámetros en el límite que el parámetro(s) adicional acerca los valores predeterminados. Por ejemplo, las posibles extensiones del modelo más simple ≥CDM permiten la curvatura espacial ( ${displaystyle Omega _{tot}}$ puede ser diferente de 1); o quintaesencia en lugar de una constante cosmológica donde se permite la ecuación del estado de energía oscura diferir de −1. La inflación cósmica predice fluctuaciones de tensores (olas agravantes). Su amplitud está parametizada por la relación tensor-calar (denotado) ${displaystyle r}$ ), que se determina por la escala de energía desconocida de la inflación. Otras modificaciones permiten la materia oscura caliente en forma de neutrinos más masiva que el valor mínimo, o un índice espectral en ejecución; este último generalmente no es favorecido por modelos simples de inflación cósmica.

Permitir parámetros variables adicionales generalmente aumentará las incertidumbres en los seis parámetros estándar citados anteriormente y también puede cambiar ligeramente los valores centrales. La siguiente tabla muestra los resultados para cada una de las posibles opciones "6+1" escenarios con un parámetro variable adicional; esto indica que, a partir de 2015, no hay evidencia convincente de que algún parámetro adicional sea diferente de su valor predeterminado.

Algunos investigadores han sugerido que hay un índice espectral en ejecución, pero ningún estudio estadísticamente significativo ha revelado uno. Las expectativas teóricas sugieren que la relación entre tensor y escalar ${displaystyle r}$ debe estar entre 0 y 0,3 y los últimos resultados están dentro de esos límites.

Contenido relacionado

Más resultados...