El modelo ΛCDM ( materia oscura fría Lambda ) o Lambda-CDM es una parametrización del modelo cosmológico del Big Bang en el que el universo contiene tres componentes principales: primero, una constante cosmológica denotada por Lambda ( griego Λ ) y asociada con la energía oscura ; segundo, la materia oscura fría postulada (abreviado CDM ); y tercero, materia ordinaria . Con frecuencia se lo denomina modelo estándar. de la cosmología del Big Bang porque es el modelo más simple que proporciona una explicación razonablemente buena de las siguientes propiedades del cosmos:
- la existencia y estructura del fondo cósmico de microondas
- la estructura a gran escala en la distribución de las galaxias
- las abundancias observadas de hidrógeno (incluido el deuterio), helio y litio
- la expansión acelerada del universo observada a la luz de galaxias distantes y supernovas
El modelo asume que la relatividad general es la teoría correcta de la gravedad en escalas cosmológicas. Surgió a fines de la década de 1990 como una cosmología de concordancia , después de un período de tiempo en el que las propiedades observadas dispares 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 otros elementos que son áreas actuales 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). [1] [2] [3] [4] [5]
Descripción general
La mayoría de los modelos cosmológicos modernos se basan en el principio cosmológico , que establece que nuestra ubicación de observación en el universo no es inusual ni especial; en una escala suficientemente grande, el universo se ve igual en todas las direcciones ( isotropía ) y desde todos los lugares ( homogeneidad ). [6]
El modelo incluye una expansión del espacio métrico que está bien documentado tanto como el desplazamiento hacia el rojo de las líneas de emisión o absorción espectral prominentes en la luz de galaxias distantes como la dilatación del tiempo en la desintegración 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 los 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 alejen unas de otras 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 grandes distancias puede exceder colectivamente la velocidad de la luz.
La carta (lambda) representa la constante cosmológica , que actualmente 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,, que contribuye al tensor tensión-energía que, según la teoría general de la relatividad, provoca una expansión acelerada. La fracción de la densidad de energía total de nuestro universo (plano o casi plano) que es energía oscura,, se estima en 0,669 ± 0,038 según los resultados de la Encuesta de Energía Oscura de 2018 utilizando supernovas de Tipo Ia [7] o 0,6847 ± 0,0073 según la publicación de 2018 de los datos del satélite Planck , o más del 68,3% (estimación de 2018) de la masa- densidad de energía del universo. [8]
La materia oscura se postula para tener en cuenta los efectos gravitacionales observados en estructuras a 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 los cúmulos de galaxias) que no pueden explicarse por la cantidad de materia observada.
La materia oscura fría como se hipotetiza actualmente es:
- 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 radiación-materia (por lo tanto, se excluyen los neutrinos, ya que no son bariónicos pero no fríos).
- sin disipación
- No se puede enfriar irradiando fotones.
- sin colisión
- Las partículas de materia oscura interactúan entre sí y con otras partículas solo a través de la gravedad y posiblemente la fuerza débil.
La materia oscura constituye aproximadamente el 26,5% [9] de la densidad de masa-energía del universo. El 4,9% restante [9] comprende toda la materia ordinaria observada como átomos, elementos químicos, gas y plasma, cuya materia están formados los planetas visibles, las estrellas y las galaxias. 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 los cúmulos representan menos del 10% de la contribución de la materia ordinaria a la densidad de masa-energía del universo. [10]
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 los neutrinos reliquia . Aunque hoy en día son muy pequeños, fueron mucho más importantes en el pasado distante, dominando la materia con un corrimiento 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 contiene radiación a temperaturas de alrededor de 10 15 K. Esto fue inmediatamente (dentro de 10 a 29 segundos) seguido de una expansión exponencial del espacio por un multiplicador de escala de 10 27 o más, conocida como inflación cósmica . El universo primitivo se mantuvo caliente (por encima de 10.000 K) durante varios cientos de miles de años, un estado que es detectable como un fondo de microondas cósmico residual , o CMB, una radiación de muy baja energía que emana de todas las partes del cielo. El escenario del "Big Bang", con inflación cósmica y física de partículas estándar, es el único modelo cosmológico actual consistente con la expansión continua observada del espacio, la distribución observada de elementos más ligeros en el universo (hidrógeno, helio y litio) y la textura espacial de diminutas 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 observables .
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 parametrizada por un factor de escala adimensional (con tiempo contado desde el nacimiento del universo), definido en relación con el día actual, por lo que ; la convención habitual en cosmología es que el subíndice 0 denota valores actuales, por lo quees la edad actual del universo. El factor de escala está relacionado con el corrimiento al rojo observado [11] de la luz emitida en el momento por
La tasa de expansión se describe mediante el parámetro de Hubble dependiente del tiempo ,, definido como
dónde es la derivada del factor de escala en el tiempo. La primera ecuación de Friedmann da la tasa de expansión en términos de materia + densidad de radiación, la curvatura , y la constante cosmológica , [11]
donde como de costumbre es la velocidad de la luz y es la constante gravitacional . Una densidad crítica es la densidad actual, que da una curvatura cero , asumiendo la constante cosmológica es cero, independientemente de su valor real. Sustituyendo estas condiciones a la ecuación de Friedmann se obtiene
- [12]
dónde 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 expansión ilimitada. Para el modelo Lambda-CDM con una constante cosmológica positiva (como se observa), se predice que el universo se expandirá para siempre 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.
Es estándar definir el parámetro de densidad actual para varias especies como la relación adimensional
donde el subíndice es uno de para bariones ,para materia oscura fría ,para la radiación ( fotones más neutrinos relativistas ), y o para la energía oscura .
Dado que las densidades de varias especies se escalan como diferentes poderes de , p.ej para materia, etc., la ecuación de Friedmann se puede reescribir convenientemente en términos de los diversos parámetros de densidad como
dónde es la ecuación del parámetro de estado de la energía oscura, y asumiendo una masa de neutrinos insignificante (una masa de neutrinos significativa requiere una ecuación más compleja). Los diversos los parámetros suman por construcción. En el caso general esto está integrado por computadora para dar el historial de expansióny también relaciones observables distancia-desplazamiento al rojo para cualquier valor elegido de los parámetros cosmológicos, que luego pueden compararse con observaciones tales como supernovas y oscilaciones acústicas bariónicas .
En el modelo Lambda-CDM mínimo de 6 parámetros, se supone que la curvatura es cero y , por lo que esto se simplifica a
Las observaciones muestran que la densidad de radiación es muy pequeña hoy, ; si se descuida este término, lo anterior tiene una solución analítica [13]
dónde esto es bastante exacto para o millones de años. Resolviendo para da la edad actual del universo en términos de los otros parámetros.
De ello se deduce que la transición de desaceleración a aceleración de la expansión (la segunda derivada cruzando cero) ocurrió cuando
que evalúa a o para obtener los parámetros de mejor ajuste estimados a partir de la nave espacial Planck .
Desarrollo historico
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, 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 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 dominara los bariones, y la teoría de la inflación cósmica motivó modelos con densidad crítica.
Durante la década de 1980, la mayoría de las investigaciones se centraron en materia oscura fría con densidad crítica en la materia, alrededor del 95% de CDM y 5% de bariones: estos mostraron éxito en la formación de galaxias y cúmulos de galaxias, pero persistieron los problemas; en particular, el modelo requería una constante de Hubble más baja que la preferida por las observaciones, y las observaciones alrededor de 1988-1990 mostraron más agrupaciones de galaxias a gran escala de lo previsto.
Estas dificultades se agudizaron con el descubrimiento de la anisotropía CMB por Cosmic Background Explorer en 1992, y varios modelos CDM modificados, incluidos ΛCDM y materia oscura mixta fría y caliente, se consideraron activamente hasta mediados de la década de 1990. El modelo ΛCDM luego se convirtió en el modelo líder después de las observaciones de expansión acelerada en 1998, y fue rápidamente respaldado por otras observaciones: en 2000, el experimento de fondo de microondas BOOMERanG midió la densidad total (materia-energía) cerca del 100% del valor crítico , que en 2001 el estudio de desplazamiento al rojo de galaxias 2dFGRS midió la densidad de materia en cerca del 25%; la gran diferencia entre estos valores apoya una energía Λ positiva u oscura . Las mediciones mucho más precisas de la nave espacial del fondo de microondas de WMAP en 2003–2010 y Planck en 2013–2015 han continuado respaldando el modelo y precisando los valores de los parámetros, la mayoría de los cuales ahora están restringidos por debajo del 1 por ciento de incertidumbre.
Actualmente existe una investigación activa sobre muchos aspectos del modelo ΛCDM, tanto para refinar los parámetros como para detectar posibles desviaciones. 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 a través de la esfera celeste, son el resultado de muy pequeñas irregularidades térmicas y acústicas en el punto de recombinación.
Una gran mayoría de astrónomos y astrofísicos apoyan el modelo ΛCDM o parientes cercanos del mismo, pero Milgrom , McGaugh y Kroupa son los principales críticos, atacan las porciones de materia oscura de la teoría desde la perspectiva de los modelos de formación de galaxias y apoyan la dinámica newtoniana modificada alternativa. (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 tensorial-vector-escalar (teoría TeVeS). Otras propuestas de astrofísicos teóricos de alternativas cosmológicas a la relatividad general de Einstein que intentan explicar la energía oscura o la materia oscura incluyen la gravedad f (R) , las teorías escalares-tensoras como las teorías de galileon , las cosmologías de branas , el modelo DGP y la gravedad masiva y sus efectos. extensiones como la gravedad bimétrica .
Éxitos
Además de explicar las observaciones anteriores al 2000, el modelo ha realizado una serie de predicciones satisfactorias: 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, [14] es ahora un éxito espectacular: en la publicación de datos de Planck de 2015 , [15] hay siete picos observados en el espectro de potencia de temperatura (TT), seis picos en la temperatura -espectro cruzado de polarización (TE) y cinco picos en el espectro de polarización (EE). Los seis parámetros libres pueden estar bien restringidos por el espectro TT solo, y luego los espectros TE y EE pueden predecirse teóricamente con una precisión de un porcentaje bajo sin que se permitan más ajustes: la comparación de la teoría y las observaciones muestra una coincidencia excelente.
Desafíos
Hasta ahora, las búsquedas exhaustivas de partículas de materia oscura no han mostrado una detección bien acordada; la energía oscura puede ser casi imposible de detectar en un laboratorio, y su valor es anormalmente pequeño en comparación con las ingenuas predicciones teóricas .
La comparación del modelo con las observaciones es muy exitosa a gran escala (más grande que las galaxias, hasta el horizonte observable), pero puede tener algunos problemas en las escalas de sub-galaxias, posiblemente prediciendo demasiadas galaxias enanas y demasiada materia oscura en las regiones más internas. de galaxias. Este problema se denomina "crisis a pequeña escala". [16] 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, las propiedades no estándar de la materia oscura o un error más radical en el modelo.
Se ha argumentado que el modelo ΛCDM se construye sobre una base de estratagemas convencionalistas , lo que lo hace infalsificable en el sentido definido por Karl Popper . [17]
Parámetros
Descripción | Símbolo | Valor | |
---|---|---|---|
Indepen- dent para- metros | Parámetro de densidad bariónica física [a] | Ω b h 2 | 0,022 30 ± 0,000 14 |
Parámetro físico de densidad de materia oscura [a] | Ω c h 2 | 0,1188 ± 0,0010 | |
Edad del universo | t 0 | 13,799 ± 0,021 × 10 9 años | |
Índice espectral escalar | n s | 0,9667 ± 0,0040 | |
Amplitud de fluctuación de curvatura, k 0 = 0,002 Mpc −1 | 2.441+0.088 −0.092× 10 −9 [22] | ||
Profundidad óptica de reionización | τ | 0,066 ± 0,012 | |
Fijos para- metros | Parámetro de densidad total [b] | Ω tot | 1 |
Ecuación de estado de energía oscura | w | −1 | |
Relación tensor / escalar | r | 0 | |
Ejecución de índice espectral | 0 | ||
Suma de tres masas de neutrinos | 0,06 eV / c 2 [c] [18] : 40 | ||
Número efectivo de grados de libertad relativistas | N ef | 3.046 [d] [18] : 47 | |
Cal- culó valores | Constante de Hubble | H 0 | 67,74 ± 0,46 km s −1 Mpc −1 |
Parámetro de densidad bariónica [b] | Ω b | 0,0486 ± 0,0010 [e] | |
Parámetro de densidad de materia oscura [b] | Ω c | 0,2589 ± 0,0057 [f] | |
Parámetro de densidad de materia [b] | Ω m | 0,3089 ± 0,0062 | |
Parámetro de densidad de energía oscura [b] | Ω Λ | 0,6911 ± 0,0062 | |
Densidad critica | ρ crit | (8,62 ± 0,12) × 10 −27 kg / m 3 [g] | |
La actual fluctuación de la materia de la raíz cuadrada media promediado sobre una esfera de radio 8 h - 1 Mpc | σ 8 | 0,8159 ± 0,0086 | |
Redshift en el desacoplamiento | z ∗ | 1 089 0,90 ± 0,23 | |
Edad de desacoplamiento | t ∗ | 377 700 ± 3200 años [22] | |
Desplazamiento al rojo de la reionización (con uniforme previo) | z re | 8.5+1,0 −1,1[23] |
El modelo ΛCDM simple se basa en seis parámetros : parámetro de densidad bariónica física; parámetro físico de densidad de materia oscura; la edad del universo; índice espectral escalar; amplitud de fluctuación de curvatura; y profundidad óptica de reionización. [24] De acuerdo con la navaja de Occam , seis es el menor número de parámetros necesarios para dar un ajuste aceptable a las observaciones actuales; otros posibles parámetros se fijan en valores "naturales", por ejemplo, parámetro de densidad total = 1,00, ecuación de estado de energía oscura = -1. (Consulte a continuación los modelos extendidos que permiten que estos varíen).
Los valores de estos seis parámetros en su mayoría no son predichos por la teoría actual (aunque, idealmente, pueden estar relacionados con una futura " Teoría del Todo "), excepto que la mayoría de las versiones de inflación cósmica predicen que el índice espectral escalar debería ser ligeramente menor que 1 , consistente con el valor estimado 0.96. Los valores de los parámetros y las incertidumbres se estiman utilizando grandes búsquedas informáticas para localizar la región del espacio de parámetros que proporciona una coincidencia aceptable con las observaciones cosmológicas. A partir de estos seis parámetros, los otros valores del modelo, como la constante de Hubble y la densidad de energía oscura , se pueden calcular fácilmente.
Comúnmente, el conjunto de observaciones ajustadas incluye la anisotropía de fondo de microondas cósmico , la relación brillo / desplazamiento al rojo para supernovas y agrupaciones 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, lentes gravitacionales débiles y edades de cúmulos globulares, son generalmente consistentes con estas, proporcionando una verificación del modelo, pero se miden con menos precisión en la actualidad.
Los valores de los parámetros que se enumeran a continuación son de los parámetros cosmológicos de la colaboración de Planck Límites de confianza del 68% para el modelo baseCDM base de los espectros de potencia de Planck CMB, en combinación con la reconstrucción de lentes y datos externos (BAO + JLA + H 0 ). [18] Véase también Planck (nave espacial) .
- ^ a b 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 reducida de Hubble h = H 0 / (100 km s −1 Mpc −1 ) . [20] [21] Asimismo, para la diferencia entre "parámetro de densidad de materia oscura física" y "parámetro de densidad de materia oscura".
- ^ a b c d e Una densidad ρ x = Ω x ρ crit se expresa en términos de la densidad crítica ρ crit , que es la densidad total de materia / energía necesaria para que el universo sea espacialmente plano. Las mediciones indican que la densidad total real ρ tot es muy cercana, si no igual, a este valor, ver más abajo.
- ^ Este es el valor mínimo permitido por los experimentos de oscilación de neutrinos solares y terrestres.
- ^ del modelo estándar de física de partículas
- ^ Calculado a partir de Ω b h 2 y h = H 0 / (100 km s −1 Mpc −1 ).
- ^ Calculado a partir de Ω c h 2 y h = H 0 / (100 km s −1 Mpc −1 ).
- ^ Calculado a partir de h = H 0 / (100 km s −1 Mpc −1 ) por ρ crit =1.878 47 × 10 −26 h 2 kg m −3 . [12]
Falta el problema del barión
Massimo Persic y Paolo Salucci [25] estimaron por primera vez la densidad bariónica presente en la actualidad en elípticas, espirales, grupos y cúmulos de galaxias. Realizaron una integración de la relación masa-luz bariónica sobre la luminosidad (en el siguiente), ponderado con la función de luminosidad sobre las clases de objetos astrofísicos mencionadas anteriormente:
El resultado fue:
dónde .
Tenga en cuenta que este valor es mucho más bajo que la predicción de la nucleosíntesis cósmica estándar. , de modo que las estrellas y el gas en las galaxias y en los grupos y cúmulos de galaxias representan menos del 10% de los bariones sintetizados primordialmente. Este problema se conoce como el problema de los "bariones faltantes".
Modelos extendidos
Descripción | Símbolo | Valor |
---|---|---|
Parámetro de densidad total | 0,9993 ± 0,0019 [26] | |
Ecuación de estado de energía oscura | −0,980 ± 0,053 | |
Relación tensor-escalar | <0,11, k 0 = 0,002 Mpc −1 () | |
Ejecución del índice espectral | −0,022 ± 0,020 , k 0 = 0,002 Mpc −1 | |
Suma de tres masas de neutrinos | <0,58 eV / c 2 () | |
Parámetro físico de densidad de neutrinos | <0,0062 |
Los modelos extendidos permiten que varíen uno o más de los parámetros "fijos" anteriores, además de los seis básicos; por lo que estos modelos se unen sin problemas al modelo básico de seis parámetros en el límite en que los parámetros adicionales se acercan a los valores predeterminados. Por ejemplo, las posibles extensiones del modelo ΛCDM más simple permiten la curvatura espacial (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 las fluctuaciones del tensor ( ondas gravitacionales ). Su amplitud está parametrizada por la relación tensor-escalar (denotada), que está determinada por la escala energética desconocida de inflación. Otras modificaciones permiten que la materia oscura caliente en forma de neutrinos sea más masiva que el valor mínimo, o un índice espectral continuo; este último generalmente no se ve 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 uno de los posibles escenarios "6 + 1" con un parámetro variable adicional; esto indica que, a 2015, no existe evidencia convincente de que algún parámetro adicional sea diferente de su valor predeterminado.
Algunos investigadores han sugerido que existe un índice espectral continuo, pero ningún estudio estadísticamente significativo ha revelado uno. Las expectativas teóricas sugieren que la relación tensor-escalar debe estar entre 0 y 0,3, y los últimos resultados se encuentran ahora dentro de esos límites.
Ver también
- Simulación cosmológica Bolshoi
- Formación y evolución de galaxias
- Proyecto Illustris
- Lista de software de cálculo cosmológico
- Carrera del Milenio
- Partículas masivas de interacción débil (WIMP)
- El modelo ΛCDM también se conoce como el modelo estándar de cosmología, pero no está relacionado con el modelo estándar de física de partículas.
Referencias
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Otras lecturas
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- Ostriker, JP; Steinhardt, PJ (1995). "Concordancia cósmica". arXiv : astro-ph / 9505066 .
- Ostriker, Jeremiah P .; Mitton, Simon (2013). Heart of Darkness: Desentrañando los misterios del universo invisible . Princeton, Nueva Jersey: Princeton University Press . ISBN 978-0-691-13430-7.
enlaces externos
- Tutorial de cosmología / NedWright
- Simulación del milenio
- Parámetros cosmológicos estimados de WMAP / Resumen más reciente