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Modelo Lambda-CDM

El modelo Lambda-CDM , materia oscura fría Lambda o modelo ΛCDM es un modelo matemático de la teoría del Big Bang con tres componentes principales: una constante cosmológica , d...

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El modelo Lambda-CDM , materia oscura fría Lambda o modelo ΛCDM es un modelo matemático de la teoría del Big Bang con tres componentes principales:

  1. una constante cosmológica , denotada por lambda (Λ), asociada con la energía oscura ;
  2. la materia oscura fría postulada , denotada por CDM;
  3. materia ordinaria .

Es el modelo estándar actual de la cosmología del Big Bang, [ 1 ] ya que es el modelo más simple que proporciona una explicación razonablemente buena de:

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

El modelo ΛCDM ha tenido éxito en la modelización de una amplia colección de observaciones astronómicas durante décadas. Los problemas que persisten ponen en entredicho los supuestos del modelo ΛCDM y han dado lugar a numerosos modelos alternativos. [ 2 ]

Descripción general

El modelo ΛCDM se basa en tres postulados sobre la estructura del espaciotiempo : [ 3 ] : 227

  1. El principio cosmológico , que el universo es el mismo en todas partes y en todas las direcciones, y que se está expandiendo,
  2. Un postulado de Hermann Weyl que afirma que las líneas del espacio-tiempo ( geodésicas ) se intersecan en un solo punto, donde el tiempo a lo largo de cada línea puede sincronizarse; el comportamiento se asemeja a un fluido perfecto en expansión , [ 3 ] : 175
  3. Relatividad general que relaciona la geometría del espacio-tiempo con la distribución de la materia y la energía.

Esta combinación simplifica enormemente las ecuaciones de la relatividad general, transformándolas en las ecuaciones de Friedmann . Estas ecuaciones especifican la evolución del factor de escala del universo en términos de la presión y la densidad de un fluido perfecto. La densidad en evolución se compone de diferentes tipos de energía y materia, cada uno con su propio papel en la influencia sobre el factor de escala. [ 4 ] : ​​7 Por ejemplo, un modelo podría incluir bariones , fotones , neutrinos y materia oscura . [ 5 ] : 25.1.1 Estas densidades componentes se convierten en parámetros extraídos cuando el modelo se ajusta para coincidir con las observaciones astrofísicas. El modelo pretende describir el universo observable desde aproximadamente 0,1 segundos hasta el presente. [ 1 ] : 605

Las observaciones más precisas, sensibles a las densidades de los componentes, son consecuencia de la inhomogeneidad estadística denominada "perturbaciones" en el universo primitivo. Dado que las ecuaciones de Friedmann presuponen homogeneidad, es necesario añadir teoría adicional antes de compararlas con los experimentos. La inflación es un modelo sencillo que produce perturbaciones al postular una expansión extremadamente rápida en las primeras etapas del universo, la cual separa las fluctuaciones cuánticas antes de que puedan equilibrarse. Las perturbaciones se caracterizan por parámetros adicionales que también se determinan mediante observaciones coincidentes. [ 5 ] : 25.1.2

Finalmente, la luz que se convertirá en observaciones astronómicas debe atravesar el universo. La última parte de ese viaje transcurrirá a través del espacio ionizado , donde los electrones pueden dispersar la luz, alterando las anisotropías. Este efecto se caracteriza por un parámetro adicional. [ 5 ] : 25.1.3

El modelo ΛCDM incluye una expansión de la métrica espacial bien documentada, tanto como el corrimiento al rojo de líneas de absorción o emisión espectrales prominentes en la luz de galaxias distantes, como la dilatación del tiempo en la disminución de la luminosidad de las curvas de supernovas. Ambos efectos se atribuyen a un desplazamiento Doppler en la radiación electromagnética a medida que viaja a través del espacio en expansión. Si bien esta expansión aumenta la distancia entre objetos que no están bajo influencia gravitacional compartida, no aumenta el tamaño de los objetos (por ejemplo, galaxias) en el espacio. Además, dado que se origina en la relatividad general ordinaria, permite, al igual que la relatividad general, que las galaxias distantes se alejen entre sí 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 lo largo de grandes distancias puede superar colectivamente la velocidad de la luz. [ 6 ]

La letra Λ ( lambda ) representa la constante cosmológica , que está asociada con una energía del vacío o energía oscura en el espacio vacío que se utiliza para explicar la expansión acelerada contemporánea del espacio contra los efectos atractivos de la gravedad. Una constante cosmológica tiene presión negativa,pag=−ρdo2{\displaystyle p=-\rho c^{2}}, que contribuye al tensor de energía-impulso que, según la teoría general de la relatividad, causa una expansión acelerada. La fracción de la densidad de energía total de nuestro universo (plano o casi plano) que es energía oscura,ΩΛ{\displaystyle \Omega _ {\Lambda }}, se estima que es 0,669 ± 0,038 según los resultados del Sondeo de Energía Oscura de 2018 utilizando supernovas de tipo Ia [ 7 ] o0,6847 ± 0,0073 según la publicación de 2018 de los datos del satélite Planck , o más del 68,3 % (estimación de 2018) de la densidad de masa-energía del universo. [ 8 ]

La materia oscura se postula para explicar los efectos gravitacionales observados en estructuras a muy gran escala (las curvas de rotación "no keplerianas" de las galaxias; [ 9 ] la lente gravitacional de la luz por cúmulos de galaxias; y el agrupamiento mejorado de galaxias) que no pueden explicarse por la cantidad de materia observada. [ 10 ] El modelo ΛCDM propone específicamente materia oscura fría , hipotetizada como:

  • No bariónico: Consiste en materia distinta de 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 igualdad entre radiación y materia (por lo tanto, los neutrinos quedan excluidos, ya que no son bariónicos pero tampoco fríos).
  • Sin disipación: No puede enfriarse mediante la radiación de fotones.
  • Sin colisiones: Las partículas de materia oscura interactúan entre sí y con otras partículas únicamente a través de la gravedad y posiblemente de la fuerza débil.

La materia oscura constituye aproximadamente el 26,5 % [ 11 ] de la densidad de masa-energía del universo. El 4,9 % restante [ 11 ] comprende toda la materia ordinaria observada como átomos, elementos químicos, gas y plasma , de la cual están hechos los planetas, estrellas y galaxias visibles. La gran mayoría de la materia ordinaria del universo es invisible, ya que las estrellas y el gas visibles dentro de las galaxias y cúmulos representan menos del 10 % de la contribución de la materia ordinaria a la densidad de masa-energía del universo. [ 12 ]

El modelo incluye un único evento originario, el " Big Bang ", que no fue una explosión sino la aparición abrupta de espaciotiempo 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 es detectable como un fondo cósmico de microondas residual , o CMB, una radiación de muy baja energía que emana de todas partes del cielo. El escenario del "Big Bang", con inflación cósmica y física de partículas estándar , es el único modelo cosmológico consistente con la continua expansión del espacio observada, la distribución observada de elementos más ligeros en el universo (hidrógeno, helio y litio) y la textura espacial de irregularidades minúsculas ( 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 observables . [ 13 ]

Historia de la expansión cósmica

La expansión del universo se parametriza mediante un factor de escala adimensional .a=a(t){\displaystyle a=a(t)}(con el tiempo)t{\displaystyle t}contado desde el nacimiento del universo), definido en relación con el tiempo presente, por lo quea0=a(t0)=1{\displaystyle a_{0}=a(t_{0})=1}; la convención habitual en cosmología es que el subíndice 0 denota valores actuales, por lo quet0{\displaystyle t_{0}}denota la edad del universo. El factor de escala está relacionado con el corrimiento al rojo observado [ 14 ].z{\displaystyle z}de la luz emitida en el tiempotmimetro{\displaystyle t_{\mathrm {em} }}por

a(tellos)=11+z.{\displaystyle a(t_{\text{em}})={\frac {1}{1+z}}\,.}

La tasa de expansión se describe mediante el parámetro de Hubble dependiente del tiempo ,H(t){\displaystyle H(t)}, definido como

H(t)≡a˙a,{\displaystyle H(t)\equiv {\frac {\dot {a}}{a}},}

dóndea˙{\displaystyle {\dot {a}}}es la derivada temporal del factor de escala. La primera ecuación de Friedmann proporciona la tasa de expansión en términos de la densidad de materia + radiación.ρ{\displaystyle \rho }, la curvaturak{\displaystyle k}y la constante cosmológicaΛ{\displaystyle \Lambda }, [ 14 ]

H2=(a˙a)2=8πGRAMO3ρ−kdo2a2+Λdo23,{\displaystyle H^{2}=\left({\frac {\dot {a}}{a}}\right)^{2}={\frac {8\pi G}{3}}\rho -{\frac {kc^{2}}{a^{2}}}+{\frac {\Lambda c^{2}}{3}},}

donde, como de costumbredo{\displaystyle c}es la velocidad de la luz yGRAMO{\displaystyle G}es la constante gravitacional . Una densidad críticaρdorit{\displaystyle \rho _ {\mathrm {crit} }}es la densidad actual, que da curvatura cerok{\displaystyle k}, suponiendo la constante cosmológicaΛ{\displaystyle \Lambda }es cero, independientemente de su valor real. Sustituyendo estas condiciones en la ecuación de Friedmann se obtiene [ 15 ]

ρdorit=3H028πGRAMO=1.87847(23)×10−26h2kgramo⋅metro−3,{\displaystyle \rho _{\mathrm {crit} }={\frac {3H_{0}^{2}}{8\pi G}}=1.878\;47(23)\times 10^{-26}\;h^{2}\;\mathrm {kg{\cdot }m^{-3}} ,}

dóndeh≡H0/(100kmetro⋅s−1⋅METROpagdo−1){\displaystyle h\equiv H_{0}/(100\;\mathrm {km{\cdot }s^{-1}{\cdot }Mpc^{-1}} )}es la constante de Hubble reducida. Si la constante cosmológica fuera realmente cero, la densidad crítica también marcaría la línea divisoria entre el eventual colapso del universo a un Big Crunch o una expansión ilimitada. Para el modelo Lambda-CDM con una constante cosmológica positiva (como se observa), se predice que el universo se expandirá indefinidamente, independientemente de si la densidad total está ligeramente por encima o por debajo de la densidad crítica; aunque son posibles otros resultados en modelos extendidos donde la energía oscura no es constante, sino que depende del tiempo.

El parámetro de densidad actualΩincógnita{\displaystyle \Omega _{x}}para diversas especies se define como la relación adimensional [ 16 ] : 74

Ωincógnita≡ρincógnita(t=t0)ρdorit=8πGRAMOρincógnita(t=t0)3H02,{\displaystyle \Omega _{x}\equiv {\frac {\rho _{x}(t=t_{0})}{\rho _{\mathrm {crit} }}}={\frac {8\pi G\rho _{x}(t=t_{0})}{3H_{0}^{2}}},}

donde el subíndiceincógnita{\displaystyle x}es uno deb{\displaystyle \mathrm {b} }para bariones ,do{\displaystyle \mathrm {c} }para la materia oscura fría , rad{\displaystyle \mathrm {rad} }para la radiación ( fotones más neutrinos relativistas ) yΛ{\displaystyle \Lambda }para la energía oscura . [ 17 ]

Dado que las densidades de varias especies escalan como diferentes potencias dea{\displaystyle a}, p.eja−3{\displaystyle a^{-3}}para la materia, etc., la ecuación de Friedmann se puede reescribir convenientemente en términos de los diversos parámetros de densidad como

H(a)≡a˙a=H0(Ωdo+Ωb)a−3+Ωrada−4+Ωka−2+ΩΛa−3(1+w),{\displaystyle H(a)\equiv {\frac {\dot {a}}{a}}=H_{0}{\sqrt {(\Omega _{\rm {c}}+\Omega _{\rm {b}})a^{-3}+\Omega _{\mathrm {rad} }a^{-4}+\Omega _{k}a^{-2}+\Omega _{\Lambda }a^{-3(1+w)}}},}

dóndew{\displaystyle w}es el parámetro de la ecuación de estado de la energía oscura, y asumiendo una masa de neutrino despreciable (una masa de neutrino significativa requiere una ecuación más compleja). Los diversosΩ{\displaystyle \Omega }los parámetros suman1{\displaystyle 1}por construcción. En el caso general, esto se integra mediante computadora para proporcionar el historial de expansión.a(t){\displaystyle a(t)}y también relaciones observables de distancia-desplazamiento al rojo para cualquier valor elegido de los parámetros cosmológicos, que luego pueden compararse con observaciones como supernovas y oscilaciones acústicas de bariones .

En el modelo Lambda-CDM mínimo de 6 parámetros, se supone que la curvaturaΩk{\displaystyle \Omega _{k}}es cero yw=−1{\displaystyle w=-1}, por lo que esto se simplifica a

H(a)=H0Ωmetroa−3+Ωrada−4+ΩΛ{\displaystyle H(a)=H_{0}{\sqrt {\Omega _{\rm {m}}a^{-3}+\Omega _{\mathrm {rad} }a^{-4}+\Omega _{\Lambda }}}}

Las observaciones muestran que la densidad de radiación es muy pequeña hoy en día,Ωrad∼10−4{\displaystyle \Omega _{\text{rad}}\sim 10^{-4}}; si se omite este término, lo anterior tiene una solución analítica [ 18 ]

a(t)=(Ωmetro/ΩΛ)1/3sinh2/3⁡(t/tΛ){\displaystyle a(t)=(\Omega _{\rm {m}}/\Omega _{\Lambda })^{1/3}\,\sinh ^{2/3}(t/t_{\Lambda })}

dóndetΛ≡2/(3H0ΩΛ) ;{\displaystyle t_{\Lambda }\equiv 2/(3H_{0}{\sqrt {\Omega _{\Lambda }}})\ ;}

Esto es bastante preciso paraa>0,01{\displaystyle a>0.01}ot>10{\displaystyle t>10}millones de años. Resolviendo paraa(t)=1{\displaystyle a(t)=1}da la edad actual del universot0{\displaystyle t_{0}}en términos de los demás parámetros.

De ello se deduce que la transición de la expansión desacelerada a la acelerada (la segunda derivada)a¨{\displaystyle {\ddot {a}}}cruzar cero) ocurrió cuando

a=(Ωmetro/2ΩΛ)1/3,{\displaystyle a=(\Omega _{\rm {m}}/2\Omega _{\Lambda })^{1/3},}

que se evalúa aa∼0,6{\displaystyle a\sim 0.6}oz∼0,66{\displaystyle z\sim 0.66}para los parámetros de mejor ajuste estimados a partir de la nave espacial Planck .

Parámetros

Se utilizan múltiples variantes del modelo ΛCDM con algunas diferencias en los parámetros. [ 5 ] : 25.1 Un conjunto de estas variantes se describe en la tabla siguiente.

La versión del modelo ΛCDM de la colaboración Planck se basa en seis parámetros : parámetro de densidad bariónica; parámetro de densidad de materia oscura; índice espectral escalar; dos parámetros relacionados con la amplitud de fluctuación de curvatura; y la probabilidad de que los fotones del universo temprano se dispersen una vez en su trayectoria (llamada profundidad óptica de reionización). [ 19 ] Seis es el número mínimo de parámetros necesarios para obtener un ajuste aceptable a las observaciones; otros parámetros posibles se fijan en valores "naturales", por ejemplo, parámetro de densidad total = 1,00, ecuación de estado de la energía oscura = −1.

Los valores de los parámetros, junto con sus incertidumbres, se estiman mediante búsquedas computacionales para localizar la región del espacio de parámetros que proporciona una concordancia aceptable con las observaciones cosmológicas. A partir de estos seis parámetros, se pueden calcular los demás valores del modelo, como la constante de Hubble y la densidad de energía oscura .

  1. 1 2 El "parámetro de densidad bariónica física" Ω b h 2 es el "parámetro de densidad bariónica" Ω b multiplicado por el cuadrado de la constante de Hubble reducida h = H 0 / (100  km⋅s −1 ⋅Mpc −1 ) . [ 21 ] [ 22 ] De igual modo para la diferencia entre el "parámetro de densidad de materia oscura física" y el "parámetro de densidad de materia oscura".
  2. ↑ Los parámetros de densidad se expresan en relación con una densidad crítica ρ crit , que es la densidad total de materia/energía necesaria para que el universo sea espacialmente plano: Ω x = ρ x / ρ crit . [ 16 ] : 74

Desarrollo histórico

El descubrimiento de la radiación cósmica de fondo de microondas (CMB) en 1964 confirmó una predicción clave de la cosmología del Big Bang . A partir de entonces, se aceptó generalmente que el universo comenzó en un estado caliente y denso y que se ha estado 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 denominada densidad crítica.

Durante la década de 1970, la mayor parte de la atención se centró en los modelos puramente bariónicos, pero existían serios desafíos para explicar la formación de galaxias, dadas las pequeñas anisotropías en el fondo cósmico de microondas (límites superiores en aquel entonces). A principios de la década de 1980, se comprendió que esto podría resolverse si la materia oscura fría predominaba sobre los bariones, y la teoría de la inflación cósmica impulsó los modelos con densidad crítica.

Durante la década de 1980, la mayor parte de la investigación se centró en la materia oscura fría con una densidad crítica de materia, alrededor del 95 % de materia oscura fría y el 5 % de bariones: estos modelos mostraron éxito en la formación de galaxias y cúmulos de galaxias, pero persistían los problemas; en particular, el modelo requería una constante de Hubble inferior a la preferida por las observaciones, y las observaciones realizadas entre 1988 y 1990 mostraron una agrupación de galaxias a gran escala mayor de la prevista.

Estas dificultades se agudizaron con el descubrimiento de la anisotropía del CMB por el Explorador del Fondo Cósmico en 1992, y varios modelos CDM modificados, incluidos ΛCDM y materia oscura fría y caliente mixta, fueron considerados activamente hasta mediados de la década de 1990. El modelo ΛCDM se convirtió entonces en el modelo principal tras las observaciones de expansión acelerada en 1998, y fue rápidamente respaldado por otras observaciones: en 2000, el experimento de fondo de microondas BOOMERanG midió que la densidad total (materia-energía) era cercana al 100% de la crítica, mientras que en 2001 el estudio de corrimiento al rojo de galaxias 2dFGRS midió que la densidad de materia era cercana al 25%; la gran diferencia entre estos valores respalda un Λ positivo o energía oscura . Las mediciones mucho más precisas del fondo de microondas realizadas por naves espaciales como WMAP entre 2003 y 2010 y Planck entre 2013 y 2015 han seguido respaldando el modelo y determinando los valores de los parámetros, la mayoría de los cuales tienen una incertidumbre inferior al 1 por ciento. 

Éxitos

Entre todos los modelos cosmológicos, el modelo ΛCDM ha sido el más exitoso; describe una amplia gama de observaciones astronómicas con notable precisión. [ 2 ] : 58 Los éxitos más notables incluyen:

Además de explicar muchas observaciones anteriores al año 2000, el modelo ha realizado varias predicciones exitosas: en particular, la existencia de la característica de oscilación acústica de bariones , descubierta en 2005 en la ubicación predicha; y las estadísticas de la lente gravitacional débil , observada por primera vez en 2000 por varios equipos. La polarización del CMB, descubierta en 2002 por DASI, [ 31 ] ha sido predicha con éxito por el modelo: en la publicación de datos de Planck de 2015 , [ 32 ] hay siete picos observados 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 ser bien restringidos por el espectro TT solamente, y luego los espectros TE y EE pueden ser predichos teóricamente con una precisión de pocos por ciento sin permitir ajustes adicionales.

Desafíos

A pesar del éxito generalizado del modelo ΛCDM al coincidir con las observaciones de nuestro universo, los cosmólogos creen que el modelo puede ser una aproximación de un modelo más fundamental. [ 2 ] [ 33 ] [ 30 ]

Falta de detección

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

Violaciones del principio cosmológico

El modelo ΛCDM, como todos los modelos construidos sobre la métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker, asume que el universo se ve igual en todas las direcciones ( isotropía ) y desde cualquier lugar ( homogeneidad ) a una escala suficientemente grande: "el universo se ve igual sin importar quién y dónde estés". [ 34 ] Este principio cosmológico permite derivar una métrica, la métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker , y desarrollarla en una teoría para compararla con experimentos. Sin este principio, sería necesario extraer una métrica de datos astronómicos, lo cual podría no ser posible. [ 35 ] : 408 Las suposiciones se trasladaron al modelo ΛCDM. [ 36 ] Sin embargo, algunos hallazgos sugirieron violaciones del principio cosmológico. [ 2 ] [ 37 ]

Violaciones de la isotropía

La evidencia de los cúmulos de galaxias , [ 38 ] [ 39 ] cuásares , [ 40 ] y supernovas de tipo Ia [ 41 ] sugiere que la isotropía se viola en grandes escalas.

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) y el segundo con respecto a variaciones mayores en el grado de perturbaciones (es decir, densidades). La Agencia Espacial Europea (organismo rector de la Misión Planck) ha concluido que estas anisotropías en el CMB son, de hecho, estadísticamente significativas y ya no pueden ignorarse. [ 42 ]

Ya en 1967, Dennis Sciama predijo que el fondo cósmico de microondas tiene una anisotropía dipolar significativa. [ 43 ] [ 44 ] En los últimos años, se ha puesto a prueba el dipolo del CMB, y los resultados sugieren que nuestro movimiento con respecto a las radiogalaxias distantes [ 45 ] y los cuásares [ 46 ] difiere de nuestro movimiento con respecto al fondo cósmico de microondas . Se ha llegado a la misma conclusión en estudios recientes del diagrama de Hubble de supernovas de tipo Ia [ 47 ] y cuásares . [ 48 ] Esto contradice el principio cosmológico.

El dipolo del CMB se insinúa a través de varias otras observaciones. Primero, incluso dentro del fondo cósmico de microondas, hay curiosas alineaciones direccionales [ 49 ] y una asimetría de paridad anómala [ 50 ] que pueden tener un origen en el dipolo del CMB. [ 51 ] Por separado, la dirección del dipolo del CMB ha surgido como una dirección preferida en estudios de alineaciones en polarizaciones de cuásares, [ 52 ] relaciones de escala en cúmulos de galaxias, [ 53 ] [ 54 ] retardo de tiempo de lente fuerte , [ 37 ] supernovas de tipo Ia, [ 55 ] y cuásares y estallidos de rayos gamma como candelas estándar . [ 56 ] El hecho de que todas estas observables independientes, basadas en diferentes físicas, estén rastreando la dirección del dipolo del CMB sugiere que el Universo es anisotrópico en la dirección del dipolo del CMB.

Sin embargo, algunos autores han afirmado que el universo alrededor de la Tierra es isotrópico con alta significancia mediante estudios de la temperatura combinada del fondo cósmico de microondas y mapas de polarización. [ 57 ]

Violaciones de homogeneidad

La homogeneidad del universo necesaria para el ΛCDM se aplica a volúmenes de espacio muy grandes. Las simulaciones de N cuerpos en ΛCDM muestran que la distribución espacial de las galaxias es estadísticamente homogénea si se promedia sobre escalas de 260 /h Mpc o más. [ 58 ] Numerosas afirmaciones de estructuras a gran escala que se reportan como contradictorias con la escala de homogeneidad predicha para ΛCDM no resisten el análisis estadístico. [ 59 ] [ 2 ] : 7.8

tensión de Hubble

Persisten diferencias estadísticamente significativas en los valores de la constante de Hubble obtenidos al ajustar el modelo ΛCDM a datos del "universo temprano", como la radiación cósmica de fondo, en comparación con los valores derivados de mediciones de distancias estelares, denominados "universo tardío". Si bien el error sistemático en las mediciones sigue siendo una posibilidad, muchos tipos diferentes de observaciones coinciden con uno de estos dos valores de la constante. Esta diferencia, denominada tensión de Hubble , [ 60 ] se reconoce ampliamente como un problema importante para el modelo ΛCDM. [ 33 ] [ 61 ] [ 2 ] [ 30 ]

Se han publicado docenas de propuestas para modificar el modelo ΛCDM o modelos completamente nuevos para explicar la tensión de Hubble. Entre estos modelos se encuentran muchos que modifican las propiedades de la energía oscura o de la materia oscura a lo largo del tiempo, las interacciones entre la energía oscura y la materia oscura, la unificación de la energía y la materia oscuras, otras formas de radiación oscura como los neutrinos estériles , modificaciones a las propiedades de la gravedad o la modificación de los efectos de la inflación , cambios en las propiedades de las partículas elementales en el universo temprano, entre otros. Ninguno de estos modelos puede explicar simultáneamente la amplitud de otros datos cosmológicos tan bien como el modelo ΛCDM. [ 60 ]

Tensión S 8

El "S8{\displaystyle S_{8}}"tensión" es un nombre para otro signo de interrogación para el modelo ΛCDM. [ 2 ] ElS8{\displaystyle S_{8}}El parámetro en el modelo ΛCDM cuantifica la amplitud de las fluctuaciones de materia en el universo tardío y se define como S8≡σ8Ωmetro/0,3{\displaystyle S_{8}\equiv \sigma _{8}{\sqrt {\Omega _{\rm {m}}/0.3}}}Las mediciones tempranas (por ejemplo, a partir de datos del CMB ) y tardías (por ejemplo, midiendo el efecto de lente gravitacional débil ) facilitan valores cada vez más precisos deS8{\displaystyle S_{8}}. Los resultados de las mediciones iniciales de lente gravitacional débil encontraron un valor más bajo deS8{\displaystyle S_{8}}, comparado con el valor estimado por Planck [ 62 ] [ 63 ] . En los últimos años se han llevado a cabo estudios mucho más amplios, y algunos de los resultados preliminares también mostraron evidencia de la misma tensión [ 64 ] [ 65 ] [ 66 ] . Sin embargo, otros proyectos encontraron que con una precisión creciente no había una tensión significativa, encontrando consistencia con los resultados de Planck [ 67 ] [ 68 ] [ 69 ] [ 70 ] .

Eje del mal

El « eje del mal » es una supuesta correlación entre el plano del Sistema Solar y aspectos del fondo cósmico de microondas (CMB). Dicha correlación otorgaría al plano del Sistema Solar y, por ende, a la ubicación de la Tierra, una mayor importancia de la que cabría esperar por azar, un resultado que se ha presentado como evidencia de una desviación del principio copernicano . [ 71 ] Sin embargo, un estudio de 2016 comparó modelos cosmológicos isotrópicos y anisotrópicos con datos de WMAP y Planck y no encontró evidencia de anisotropía . [ 72 ]

El problema cosmológico del litio

La cantidad real observable de litio en el universo es menor que la cantidad calculada por el modelo ΛCDM por un factor de 3–4. [ 73 ] [ 2 ] : 141 Si todos los cálculos son correctos, entonces podrían ser necesarias soluciones más allá del modelo ΛCDM existente. [ 73 ]

Forma del universo

El modelo ΛCDM asume que la forma del universo es de curvatura cero (es plano) y tiene una topología indeterminada. En 2019, la interpretación de los datos de Planck sugirió que la curvatura del universo podría ser positiva (a menudo llamada "cerrada"), lo que contradiría el modelo ΛCDM. [ 74 ] [ 2 ] Algunos autores han sugerido que los datos de Planck que detectan una curvatura positiva podrían ser evidencia de una inhomogeneidad local en la curvatura del universo en lugar de que el universo sea globalmente una 3-variedad de curvatura positiva. [ 75 ] [ 2 ]

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 agrupamiento. Se han propuesto soluciones para algunos de estos problemas, pero aún no está claro si pueden resolverse sin abandonar el modelo ΛCDM. [ 76 ]

Milgrom , McGaugh y Kroupa han criticado las partes de materia oscura de la teoría desde la perspectiva de los modelos de formación de galaxias y apoyando la teoría alternativa de 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 tales como la teoría de gravedad modificada (teoría MOG) o la teoría de gravedad tensorial-vectorial-escalar (teoría TeVeS). Otras propuestas de astrofísicos teóricos de alternativas cosmológicas a la relatividad general de Einstein que intentan dar cuenta de la energía oscura o la materia oscura incluyen la gravedad f(R) , teorías escalar-tensoriales tales como teorías de galileones (ver invariancia galileana ), cosmologías de branas , el modelo DGP y gravedad masiva y sus extensiones tales como gravedad bimétrica .

Problema del halo cúspide

Las distribuciones de densidad de los halos de materia oscura en las simulaciones de materia oscura fría (al menos aquellas que no incluyen el impacto de la retroalimentación bariónica) son mucho más pronunciadas que las observadas en las galaxias al investigar sus curvas de rotación. [ 77 ]

Problema de las galaxias enanas

Las simulaciones de materia oscura fría predicen un gran número 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 . [ 78 ]

Problema con el disco del satélite

Se observa que las galaxias enanas alrededor de la Vía Láctea y la galaxia de Andrómeda orbitan en estructuras delgadas y planas, mientras que las simulaciones predicen que deberían estar distribuidas aleatoriamente alrededor de sus galaxias madre. [ 79 ] Sin embargo, los datos de Gaia EDR3 para los satélites de la Vía Láctea sugieren que esta alineación aparentemente extraña es solo una peculiaridad que se disolverá con el tiempo. [ 80 ] [ 81 ] Un análisis diferente de Gaia EDR3 no confirmó ni descartó la naturaleza transitoria del disco, pero encontró que los planos de satélites son comunes en simulaciones de galaxias similares a la Vía Láctea. [ 82 ]

Galaxias de alto desplazamiento al rojo

Se ha debatido si las galaxias masivas tempranas y los agujeros negros supermasivos entran en conflicto con el modelo ΛCDM [ 83 ] . Para realizar dicha comparación, es necesario modelar la compleja física de la formación de galaxias, así como la cosmología subyacente del modelo ΛCDM [ 84 ] . Por lo tanto, las pruebas con galaxias son menos directas, ya que requieren suposiciones sobre cómo se forman las galaxias.

Utilizando algunos de los primeros datos del Telescopio Espacial James Webb , un equipo de astrónomos seleccionó galaxias masivas candidatas en el universo temprano. [ 85 ] La existencia de tales galaxias masivas en el universo temprano desafiaría la cosmología estándar. [ 86 ] La espectroscopia de seguimiento reveló que la mayoría de estos objetos tienen núcleos galácticos activos , lo que aumenta el brillo de las galaxias y causó que las masas se sobreestimaran. [ 87 ] [ 88 ] Las galaxias de alto corrimiento al rojo que han sido confirmadas espectroscópicamente, como JADES-GS-z13-0 , son mucho menos masivas y son consistentes con las predicciones de las simulaciones ΛCDM ejecutadas antes del JWST [ 89 ] . Como población, las galaxias de alto corrimiento al rojo confirmadas son más brillantes de lo esperado por las simulaciones, pero no hasta el punto de violar los límites cosmológicos. [ 90 ] [ 91 ] Los teóricos están estudiando muchas explicaciones posibles, incluyendo la modificación de la cosmología, una formación estelar más eficiente y diferentes poblaciones estelares. [ 92 ] [ 93 ]

Problema del barión faltante

Massimo Persic y Paolo Salucci [ 94 ] estimaron por primera vez la densidad bariónica presente hoy en día en galaxias elípticas, espirales, grupos y cúmulos de galaxias. Realizaron una integración de la relación masa-luminosidad bariónica sobre la luminosidad (en el siguienteMETROb/L{\textstyle M_{\rm {b}}/L}), ponderado con la función de luminosidadϕ(L){\textstyle \phi (L)}sobre las clases de objetos astrofísicos mencionadas anteriormente:

ρb=∑∫Lϕ(L)METRObLdL.{\displaystyle \rho _{\rm {b}}=\sum \int L\phi (L){\frac {M_{\rm {b}}}{L}}\,dL.}

El resultado fue:

Ωb=Ω∗+Ωgas=2.2×10−3+1.5×10−3h−1.3≃0,003,{\displaystyle \Omega _{\rm {b}}=\Omega _{*}+\Omega _{\text{gas}}=2.2\times 10^{-3}+1.5\times 10^{-3}\;h^{-1.3}\simeq 0.003,}

dóndeh≃0,72{\displaystyle h\simeq 0.72}.

Nótese que este valor es mucho menor que la predicción de la nucleosíntesis cósmica estándar.Ωb≃0,0486{\displaystyle \Omega _{\rm {b}}\simeq 0.0486}De modo que las estrellas y el gas en las galaxias, grupos de galaxias y cúmulos representan menos del 10 % de los bariones sintetizados primordialmente. Este problema se conoce como el problema de los "bariones perdidos".

Se afirma que el problema de los bariones faltantes está resuelto. Utilizando observaciones del efecto cinemático Sunyaev-Zel'dovich que abarcan más del 90 % de la vida del Universo, en 2021 los astrofísicos descubrieron que aproximadamente el 50 % de toda la materia bariónica se encuentra fuera de los halos de materia oscura , llenando el espacio entre galaxias. [ 95 ] Junto con la cantidad de bariones dentro de las galaxias y a su alrededor, la cantidad total de bariones en el Universo tardío es compatible con las mediciones del Universo temprano.

Convencionalismo

Se ha argumentado que el modelo ΛCDM ha adoptado estratagemas convencionalistas , lo que lo vuelve infalsificable en el sentido definido por Karl Popper . Ante nuevos datos que no concuerdan con un modelo predominante, el convencionalista buscará maneras de adaptar la teoría en lugar de declararla falsa. Así, la materia oscura se añadió tras las observaciones de velocidades de rotación anómalas de las galaxias. Thomas Kuhn veía el proceso de forma diferente, como una «resolución de problemas» dentro del paradigma existente. [ 96 ]

Modelos extendidos

Los modelos extendidos permiten que uno o más de los parámetros "fijos" anteriores varíen, además de los seis básicos; por lo que estos modelos se unen suavemente al modelo básico de seis parámetros en el límite en que el/los parámetro(s) adicional(es) se aproximan a los valores predeterminados. Por ejemplo, las posibles extensiones del modelo ΛCDM más simple permiten la curvatura espacial (Ωnene{\displaystyle \Omega _{\text{tot}}}puede ser diferente de 1); o quintaesencia en lugar de una constante cosmológica donde se permite que la ecuación de estado de la energía oscura difiera de  −1. La inflación cósmica predice fluctuaciones tensoriales ( ondas gravitacionales ). Su amplitud está parametrizada por la relación tensor-escalar (denotadar{\displaystyle r}), que está determinado por la escala de energía desconocida de la inflación. Otras modificaciones permiten materia oscura caliente en forma de neutrinos más masivos que el valor mínimo, o un índice espectral variable; este último generalmente no es favorecido por los modelos simples de inflación cósmica.

Permitir parámetros variables adicionales generalmente aumenta la incertidumbre en los seis parámetros estándar mencionados anteriormente y también puede modificar ligeramente los valores centrales. La tabla anterior muestra los resultados para cada uno de los posibles escenarios "6+1" con un parámetro variable adicional; esto indica que, a fecha de 2015, no existe evidencia concluyente de que ningún parámetro adicional difiera de su valor predeterminado.

Algunos investigadores han sugerido que existe un índice espectral continuo, pero ningún estudio estadísticamente significativo lo ha revelado. Las expectativas teóricas sugieren que la relación tensor-escalarr{\displaystyle r}Debe estar entre 0 y 0,3, y los últimos resultados se encuentran dentro de esos límites.

Véase también

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  • Tutorial de cosmología/NedWright
  • Simulación del Milenio
  • Parámetros cosmológicos estimados por WMAP/Resumen más reciente