stringtranslate.com

Modelo Lambda-CDM

El modelo Lambda-CDM , materia oscura fría Lambda o 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 postulada materia oscura fría
  3. materia ordinaria

Con frecuencia se le conoce como el modelo estándar de la cosmología del Big Bang [1] porque es el modelo más simple que proporciona una explicación razonablemente buena de:

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 cuestionan 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 materia del universo, la gravedad bimétrica , la invariancia de escala del espacio vacío y la materia oscura en descomposición (DDM). [2] [3] [4] [5] [6]

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. [ cita necesaria ]

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, lo que contribuye al tensor de 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 del Dark Energy Survey 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 densidad de masa-energía del universo. [8]

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 pueden ser explicados por la cantidad de materia observada. [ cita necesaria ]

La materia oscura fría se plantea como:

La materia oscura constituye aproximadamente el 26,5 % [9] de la densidad masa-energía del universo. El 4,9 % restante [9] 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-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 neutrinos relictos . Aunque son muy pequeños, estos fueron mucho más importantes en un pasado distante, dominando la materia con un corrimiento al rojo> 3200. [ cita necesaria ]

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 10 15 K. A esto le siguió inmediatamente (en 10 −29 segundos) una explosión exponencial. expansión del espacio por una escala multiplicadora de 10 27 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 escenario del "Big Bang", con inflación cósmica y física de partículas estándar, es el único modelo cosmológico consistente con la continua expansión observada del espacio, la distribución observada de elementos más ligeros en el universo (hidrógeno, helio y litio) y la distribución espacial. Textura 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 . [ cita necesaria ]

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. [ cita necesaria ]

Historia de la expansión cósmica

La expansión del universo está parametrizada por un factor de escala adimensional (con el tiempo contado desde el nacimiento del universo), definido en relación con el tiempo actual, así ; La convención habitual en cosmología es que el subíndice 0 denota valores actuales, por lo que denota la edad 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

donde es la derivada temporal del factor de escala. La primera ecuación de Friedmann da la tasa de expansión en términos de la densidad de materia + radiación , la curvatura y la constante cosmológica , [11]

donde como es habitual es la velocidad de la luz y es la constante gravitacional . Una densidad crítica es la densidad actual, que da una curvatura cero , suponiendo que la constante cosmológica sea cero, independientemente de su valor real. Sustituyendo estas condiciones a la ecuación de Friedmann se obtiene

[12]

¿Dónde está la constante de Hubble reducida? Si la constante cosmológica fuera realmente cero, la densidad crítica también marcaría la línea divisoria entre un eventual colapso del universo hacia 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 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 en realidad depende del tiempo. [ cita necesaria ]

Es estándar definir el parámetro de densidad actual para varias especies como la relación adimensional

donde el subíndice es uno de bariones , materia oscura fría , radiación ( fotones más neutrinos relativistas ) y energía oscura . [ cita necesaria ]

Dado que las densidades de varias especies se escalan como diferentes potencias de , por ejemplo, para la materia, etc., la ecuación de Friedmann se puede reescribir convenientemente en términos de los distintos parámetros de densidad como

donde está la ecuación del parámetro de estado de la energía oscura, y suponiendo una masa de neutrino insignificante (una masa de neutrino significativa requiere una ecuación más compleja). Los diversos parámetros se suman por construcción. En el caso general, esto se integra por computadora para proporcionar la historia de la expansión y también las relaciones distancia-corrimiento al rojo observables para cualquier valor elegido de los parámetros cosmológicos, que luego se pueden comparar con observaciones como supernovas y oscilaciones acústicas bariónicas . [ cita necesaria ]

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 hoy en día la densidad de radiación es muy pequeña ; si se descuida este término, lo anterior tiene una solución analítica [13]

donde esto es bastante exacto durante o millones de años. Resolviendo se obtiene la edad actual del universo en términos de los otros parámetros. [ cita necesaria ]

De ello se deduce que la transición de una expansión desacelerada a una expansión acelerada (la segunda derivada que cruza cero) ocurrió cuando

que evalúa los parámetros de mejor ajuste estimados a partir de la nave espacial Planck . [ cita necesaria ]

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, de si la densidad total está por encima o por debajo de la llamada densidad crítica. [ cita necesaria ]

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. [ cita necesaria ]

Durante la década de 1980, la mayoría de las investigaciones se centraron en la materia oscura fría con una densidad crítica de materia, alrededor del 95 % de CDM y el 5 % de bariones: éstas 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 mayor agrupación de galaxias a gran escala de lo previsto. [ cita necesaria ]

Estas dificultades se agudizaron con el descubrimiento de la anisotropía del 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 activa consideración hasta mediados de los años noventa. 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 que la densidad total (materia-energía) estaba 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 apoya una Λ positiva o energía oscura . Las mediciones mucho más precisas del fondo de microondas realizadas por naves espaciales desde 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 restringidos por debajo del 1 por ciento de incertidumbre. [ cita necesaria ]

Se están realizando investigaciones 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 . [14] Además, ΛCDM no tiene una teoría física explícita para 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. [ cita necesaria ]

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 Friedmann-Lemaître– Métrica de Robertson-Walker o modificación de la energía oscura . [14] [15] 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 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 tensor-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) , teorías escalares-tensoriales como las teorías de Galileón, cosmologías de branas , el modelo DGP y la gravedad masiva y sus Extensiones como la gravedad bimétrica . [ cita necesaria ]

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 el lugar previsto; 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, [16] ha sido predicha con éxito por el modelo: en la publicación de datos de Planck de 2015, [17] 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. [ cita necesaria ]

Desafíos

A lo largo de los años, se han realizado numerosas simulaciones de ΛCDM y observaciones de nuestro universo que cuestionan la validez del modelo ΛCDM, hasta el punto de que algunos cosmólogos creen que el modelo ΛCDM puede ser reemplazado por un modelo cosmológico diferente, aún desconocido. [14] [15] [18]

Eventos del Big Bang

En septiembre de 2023, dos astrofísicos cuestionaron el modelo estándar ΛCDM basado en los últimos estudios del Telescopio Espacial James Webb . [19] Afirman que las galaxias grandes se forman más rápido de lo que predice el modelo estándar. [ cita necesaria ]

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 . [ cita necesaria ]

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 cualquier ubicación ( homogeneidad ); "El universo se ve igual donde quiera que estés". [20] 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 supuso que la homogeneidad y la isotropía simplificarían los modelos, [21] y los supuestos se trasladaron al modelo ΛCDM. [22] 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. [14] [23] [24] Esto tiene implicaciones adicionales para la validez de la constante cosmológica en el modelo ΛCDM, ya que las observaciones implican energía oscura solo si el principio cosmológico es verdadero. [25] [22]

Violaciones de isotropía

La evidencia de cúmulos de galaxias , [26] [27] cuásares , [28] y supernovas de tipo Ia [29] sugiere que la isotropía se viola a gran escala. [ cita necesaria ]

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. [30]

Ya en 1967, Dennis Sciama predijo que el fondo cósmico de microondas tiene una anisotropía dipolar significativa. [31] [32] En los últimos años, se ha probado el dipolo CMB y los resultados sugieren que nuestro movimiento con respecto a las radiogalaxias distantes [33] y los cuásares [34] 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 de tipo Ia [35] y cuásares . [36] Esto contradice el principio cosmológico. [ cita necesaria ]

El dipolo CMB se insinúa a través de otras observaciones. En primer lugar, incluso dentro del fondo cósmico de microondas, existen curiosas alineaciones direccionales [37] y una asimetría de paridad anómala [38] que pueden tener un origen en el dipolo CMB. [39] Por separado, la dirección del dipolo CMB ha surgido como una dirección preferida en estudios de alineamientos en polarizaciones de cuásares, [40] relaciones de escala en cúmulos de galaxias, [41] [42] fuerte retardo de tiempo de lente, [23] supernovas de tipo Ia, [43] y cuásares y explosiones de rayos gamma como velas estándar . [44] El hecho de que todos estos observables independientes, basados ​​en física diferente, estén siguiendo la dirección del dipolo CMB sugiere que el Universo es anisotrópico en la dirección del dipolo CMB. [ cita necesaria ]

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. [45]

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. [46] Sin embargo, se han descubierto muchas estructuras a gran escala, y algunos autores han informado que algunas de las estructuras están en conflicto con la escala de homogeneidad prevista para ΛCDM, incluyendo

Otros autores afirman que la existencia de estructuras mayores que la escala de homogeneidad en el modelo ΛCDM no necesariamente viola el principio cosmológico del modelo ΛCDM. [50] [14]

Colisión del cúmulo de galaxias El Gordo

El Gordo es un cúmulo masivo de galaxias que interactúan en el Universo temprano ( ). Las propiedades extremas de El Gordo en términos de su corrimiento al rojo, masa y velocidad de colisión conducen a una fuerte tensión ( ) con el modelo ΛCDM. [51] [52] Sin embargo , las propiedades de El Gordo son consistentes con las simulaciones cosmológicas en el marco de MOND debido a una formación de estructura más rápida. [53]

KBC vacío

El vacío KBC es una región inmensa y comparativamente vacía del espacio que contiene la Vía Láctea de aproximadamente 2 mil millones de años luz (600 megaparsecs, Mpc) de diámetro. [54] [55] [14] Algunos autores han dicho que la existencia del vacío KBC viola la suposición de que el CMB refleja fluctuaciones de densidad bariónica en la teoría de la relatividad general de Einstein , cualquiera de las cuales violaría el modelo ΛCDM, [56] mientras que otros autores han afirmado que supervacíos tan grandes como el vacío de KBC son consistentes con el modelo ΛCDM. [57]

Tensión del Hubble

Se reconoce ampliamente que la tensión de Hubble en cosmología es un problema importante para el modelo ΛCDM. [15] [58] [14] [18] En diciembre de 2021, National Geographic informó que se desconoce la causa de la discrepancia de tensión del Hubble. [59] Sin embargo, si el principio cosmológico falla (ver Violaciones del principio cosmológico), entonces las interpretaciones existentes de la constante de Hubble y la tensión de Hubble deben revisarse, lo que podría resolver la tensión de Hubble. [14] [23]

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. [60] 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. [61] Posteriormente se señalaron deficiencias importantes en este análisis, dejando abierta la posibilidad de que la tensión de Hubble sea realmente causada por una salida del vacío KBC. [56]

Como resultado de la tensión del Hubble, otros investigadores han pedido una nueva física más allá del modelo ΛCDM. [62] Moritz Haslbauer y otros. propuso que MOND resolvería la tensión del Hubble. [56] Otro grupo de investigadores dirigido por Marc Kamionkowski propuso un modelo cosmológico con energía oscura temprana para reemplazar el ΛCDM. [63]

Tensión S8

La tensión en cosmología es otro problema importante para el modelo ΛCDM. [14] El parámetro en el modelo ΛCDM cuantifica la amplitud de las fluctuaciones de la materia en el universo tardío y se define como

Temprano (por ejemplo, a partir de datos de CMB recopilados utilizando el observatorio Planck) y tardío (por ejemplo, midiendo eventos de lentes gravitacionales débiles ) facilitan valores cada vez más precisos de . Sin embargo, estas dos categorías de medición difieren en más desviaciones estándar que sus incertidumbres. Esta discrepancia se llama tensión. El nombre "tensión" refleja que el desacuerdo no es simplemente entre dos conjuntos de datos: los muchos conjuntos de mediciones tempranas y tardías concuerdan bien dentro de sus propias categorías, pero hay una diferencia inexplicable entre los valores obtenidos en diferentes puntos de la evolución. del universo. Tal tensión indica que el modelo ΛCDM puede estar incompleto o necesitar corrección. [14]

Algunos valores para son0,832 ± 0,013 ( Planck 2020 ) [64] ,0,766+0,020
−0,014(2021 NIÑOS) [65] [66] ,0,776 ± 0,017 ( DES 2022 ) [67] ,0.790+0,018
−0,014(2023 DES+NIÑOS) [68] ,0,769+0,031
−0,034-0,776+0,032
−0,033[69] [70] [71] [72] (2023 HSC-SSP),0,86 ± 0,01 (2024 EROSITA ) [73] [74] . Los valores también se han obtenido utilizando velocidades peculiares ,0,637 ± 0,054 (2020) [75] y0,776 ± 0,033 (2020) [76] , entre otros métodos.

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 , [77] la rotación de las galaxias , [78] [79] [80] 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 . [81]

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. [82] [14] Si todos los cálculos son correctos, entonces podrían ser necesarias soluciones más allá del modelo ΛCDM existente. [82]

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. [83] [14] 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. [84] [14]

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. [85] Observaron un efecto incompatible con los efectos de marea en el modelo ΛCDM. Estos resultados han sido cuestionados por no considerar imprecisiones en las curvas de rotación y las correlaciones entre las propiedades de las galaxias y la fuerza de agrupación. [86] y es inconsistente con análisis similares de otras galaxias. [87]

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. [88]

Problema del halo cúspy

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. [89]

Problema de 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 . [90]

Problema con el disco satelital

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. [91] Sin embargo, las últimas investigaciones sugieren que esta alineación aparentemente extraña es solo una peculiaridad que se disolverá con el tiempo. [92]

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. [93] En este marco, NGC 3109 es demasiado masivo y distante del Grupo Local para haber sido arrojado en una interacción de tres cuerpos que involucran a la Vía Láctea o la Galaxia de Andrómeda . [94]

Problema de morfología de galaxias

Si las galaxias crecieron jerárquicamente, entonces las galaxias masivas requerían 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. [95] 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 significativo que es poco probable que se resuelva mejorando la resolución de las simulaciones. [96] La alta fracción sin abultamiento fue casi constante durante 8 mil millones de años. [97]

Problema de barra de galaxias 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. [98]

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 llama "crisis de pequeña escala". [99] 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 espectroscopia con un alto corrimiento al rojo, como JADES-GS-z13-0 con un corrimiento al rojo cosmológico de 13,2. [100] [101] 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, [102] o las supuestas estrellas de Población III buscadas durante mucho tiempo . [103] [104] [105] [106]

Problema de barión faltante

Massimo Persic y Paolo Salucci [107] estimaron por primera vez la densidad bariónica presente hoy en elípticas, espirales, grupos y cúmulos de galaxias. Realizaron una integración de la relación masa-luz bariónica sobre la luminosidad (a continuación ), ponderada 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. Esta cuestión se conoce como el problema de los "bariones faltantes".

Se afirma que el problema de los bariones perdidos está resuelto. Utilizando observaciones del efecto cinemático Sunyaev-Zel'dovich que abarca 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. [108] Junto con la cantidad de bariones dentro de las galaxias y alrededor de ellas, la cantidad total de bariones en el Universo tardío es compatible con las mediciones del Universo temprano.

Infalsificabilidad

Se ha argumentado que el modelo ΛCDM se basa en estratagemas convencionalistas , lo que lo hace infalsificable en el sentido definido por Karl Popper . [109]

Parámetros

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. [119] De acuerdo con la navaja de Occam , seis es el número más pequeño 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 estado de energía oscura = −1. (Consulte a continuación los modelos ampliados que permiten que estos varíen).

Los valores de estos seis parámetros en su mayoría 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 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 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 .

Por lo general, el conjunto de observaciones incluidas incluye la anisotropía del fondo cósmico de microondas , la relación brillo/desplazamiento 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 menos precisión.

Los valores de los parámetros enumerados a continuación provienen de los parámetros cosmológicos de la Colaboración Planck , límites de confianza del 68 % para el modelo base ΛCDM de los espectros de potencia de Planck CMB, en combinación con reconstrucción de lentes y datos externos (BAO + JLA + H 0 ). [110] Véase también Planck (nave espacial) .

  1. ^ ab 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 ) . [114] [115] Lo mismo ocurre con la diferencia entre "parámetro físico de densidad de materia oscura" y "parámetro de densidad de materia oscura".
  2. ^ abcde 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.
  3. ^ Este es el valor mínimo permitido por los experimentos de oscilación de neutrinos solares y terrestres.
  4. ^ del modelo estándar de física de partículas
  5. ^ Calculado a partir de Ω b h 2 y h = H 0 / (100 km s −1 Mpc −1 ).
  6. ^ Calculado a partir de Ω c h 2 y h = H 0 / (100 km s −1 Mpc −1 ).
  7. ^ 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]

Modelos extendidos

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 suavemente 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 fluctuaciones tensoriales ( ondas gravitacionales ). Su amplitud está parametrizada por la relación tensor-escalar (denominada ), que está determinada por la escala de energía desconocida de la 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 los modelos de inflación cósmica simples.

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 partir de 2015, no hay 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 lo ha revelado. Las expectativas teóricas sugieren que la relación tensor-escalar debería estar entre 0 y 0,3, y los últimos resultados están dentro de esos límites.

Ver también

Referencias

  1. ^ Deruelle, Nathalie ; Uzan, Jean-Philippe (30 de agosto de 2018). de Forcrand-Millard, Patricia (ed.). Relatividad en la física moderna (1 ed.). Prensa de la Universidad de Oxford. doi :10.1093/oso/9780198786399.001.0001. ISBN 978-0-19-878639-9.
  2. ^ Maeder, André (2017). "Una alternativa al modelo ΛCDM: el caso de la invariancia de escala". La revista astrofísica . 834 (2): 194. arXiv : 1701.03964 . Código Bib : 2017ApJ...834..194M. doi : 10.3847/1538-4357/834/2/194 . ISSN  0004-637X. S2CID  119513478.
  3. ^ Brouer, Margot (2017). "Primera prueba de la teoría de la gravedad emergente de Verlinde utilizando mediciones de lentes gravitacionales débiles". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 466 (3): 2547–2559. arXiv : 1612.03034 . Código bibliográfico : 2017MNRAS.466.2547B. doi :10.1093/mnras/stw3192. S2CID  18916375.
  4. ^ P. Kroupa , B. Famaey, KS de Boer, J. Dabringhausen, M. Pawlowski, CM Boily, H. Jerjen, D. Forbes, G. Hensler, M. Metz, "Pruebas de concordancia de materia oscura de grupos locales cosmología Hacia un nuevo paradigma para la formación de estructuras "A&A 523, 32 (2010).
  5. ^ Pequeño, JP; D'Agostini, G. (1 de julio de 2018). "Restricciones del modelo cosmológico de Janus a partir de observaciones recientes de supernovas tipo Ia". Astrofísica y Ciencias Espaciales . 363 (7): 139. Código bibliográfico : 2018Ap&SS.363..139D. doi :10.1007/s10509-018-3365-3. ISSN  1572-946X. S2CID  125167116.
  6. ^ Pandey, Kanhaiya L.; Karwal, Tanvi; Das, Subinoy (21 de octubre de 2019). "Alivio de las anomalías H0 y S8 con un modelo de materia oscura en descomposición". Revista de Cosmología y Física de Astropartículas . arXiv : 1902.10636 . doi :10.1088/1475-7516/2020/07/026. S2CID  119234939.
  7. ^ Colaboración DES (2018). "Primeros resultados de cosmología utilizando supernovas de tipo Ia del Dark Energy Survey: limitaciones de los parámetros cosmológicos". La revista astrofísica . 872 (2): L30. arXiv : 1811.02374 . doi : 10.3847/2041-8213/ab04fa . S2CID  84833144.
  8. ^ Colaboración Planck (2020). "Resultados de Planck 2018. VI. Parámetros cosmológicos". Astronomía y Astrofísica . 641 : A6. arXiv : 1807.06209 . Código Bib : 2020A&A...641A...6P. doi :10.1051/0004-6361/201833910. S2CID  119335614.
  9. ^ ab Tanabashi, M.; et al. ( Grupo de datos de partículas ) (2019). "Constantes y parámetros astrofísicos" (PDF) . Revisión física D. Grupo de datos de partículas . 98 (3): 030001. doi : 10.1103/PhysRevD.98.030001 . Consultado el 8 de marzo de 2020 .
  10. ^ Pérsico, Massimo; Salucci, Paolo (1 de septiembre de 1992). "El contenido bariónico del Universo". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 258 (1): 14P-18P. arXiv : astro-ph/0502178 . Código bibliográfico : 1992MNRAS.258P..14P. doi :10.1093/mnras/258.1.14P. ISSN  0035-8711. S2CID  17945298.
  11. ^ ab Dodelson, Scott (2008). Cosmología moderna (4 ed.). San Diego, CA: Prensa académica . ISBN 978-0-12-219141-1.
  12. ^ ab KA Oliva; et al. (Grupo de datos de partículas) (2015). "La Revisión de la Física de Partículas. 2. Constantes y parámetros astrofísicos" (PDF) . Grupo de datos de partículas: Berkeley Lab . Archivado desde el original (PDF) el 3 de diciembre de 2015 . Consultado el 10 de enero de 2016 .
  13. ^ Frieman, Josué A.; Turner, Michael S.; Huterer, Dragan (2008). "La energía oscura y el universo en aceleración". Revista Anual de Astronomía y Astrofísica . 46 (1): 385–432. arXiv : 0803.0982 . Código Bib : 2008ARA&A..46..385F. doi : 10.1146/annurev.astro.46.060407.145243. S2CID  15117520.
  14. ^ abcdefghijklm Elcio Abdalla; Guillermo Franco Abellán; et al. (11 de marzo de 2022). "Cosmología entrelazada: una revisión de la física de partículas, la astrofísica y la cosmología asociadas con las tensiones y anomalías cosmológicas". Revista de Astrofísica de Altas Energías . 34 : 49. arXiv : 2203.06142v1 . Código Bib : 2022JHEAp..34...49A. doi :10.1016/j.jheap.2022.04.002. S2CID  247411131.
  15. ^ abc Matthew Chalmers (2 de julio de 2021). "Explorando la tensión del Hubble". Correo del CERN . Consultado el 25 de marzo de 2022 .
  16. ^ Kovac, JM; Leitch, EM; Pryke, C .; Carlstrom, JE; Halverson, noroeste; Holzapfel, WL (2002). "Detección de polarización en el fondo cósmico de microondas mediante DASI". Naturaleza . 420 (6917): 772–787. arXiv : astro-ph/0209478 . Código Bib :2002Natur.420..772K. doi : 10.1038/naturaleza01269. PMID  12490941. S2CID  4359884.
  17. ^ Colaboración Planck (2016). "Resultados Planck 2015. XIII. Parámetros cosmológicos". Astronomía y Astrofísica . 594 (13): A13. arXiv : 1502.01589 . Código Bib : 2016A&A...594A..13P. doi :10.1051/0004-6361/201525830. S2CID  119262962.
  18. ^ ab Michael Turner (12 de enero de 2022). "El camino hacia la cosmología de precisión". Revisión anual de la ciencia nuclear y de partículas . 32 : 1–35. arXiv : 2201.04741 . Código Bib : 2022ARNPS..72....1T. doi :10.1146/annurev-nucl-111119-041046. S2CID  245906450.
  19. ^ Franco, Adán; Gleiser, Marcelo (2 de septiembre de 2023). "La historia de nuestro universo puede estar empezando a desmoronarse". Los New York Times . Archivado desde el original el 2 de septiembre de 2023 . Consultado el 3 de septiembre de 2023 .
  20. ^ Andrés Liddle. Una introducción a la cosmología moderna (2ª ed.). Londres: Wiley, 2003.
  21. ^ Steven Weinberg (1972). Gravitación y cosmología: principios y aplicaciones de la teoría general de la relatividad . John Wiley & Sons, Inc. ISBN 978-0-471-92567-5.
  22. ^ ab Jacques Colin; Roya Mohayaee; Mohamed Ramíez; Subir Sarkar (20 de noviembre de 2019). "Evidencia de anisotropía de la aceleración cósmica". Astronomía y Astrofísica . 631 : L13. arXiv : 1808.04597 . Código Bib : 2019A&A...631L..13C. doi :10.1051/0004-6361/201936373. S2CID  208175643 . Consultado el 25 de marzo de 2022 .
  23. ^ abc Krishnan, Chethan; Mohayaee, Roya; Colgáin, Eoin Ó; Sheikh-Jabbari, MM; Yin, Lu (16 de septiembre de 2021). "¿La tensión del Hubble indica una ruptura en la cosmología FLRW?". Gravedad clásica y cuántica . 38 (18): 184001. arXiv : 2105.09790 . Código Bib : 2021CQGra..38r4001K. doi :10.1088/1361-6382/ac1a81. ISSN  0264-9381. S2CID  234790314.
  24. ^ Asta Heinesen; Hayley J. Macpherson (15 de julio de 2021). "Distancia de luminosidad y muestreo anisotrópico del cielo con corrimientos al rojo bajos: un estudio de relatividad numérica". Revisión física D. 104 (2): 023525. arXiv : 2103.11918 . Código bibliográfico : 2021PhRvD.104b3525M. doi : 10.1103/PhysRevD.104.023525. S2CID  232307363 . Consultado el 25 de marzo de 2022 .
  25. ^ Ellis, GFR (2009). "Energía oscura e inhomogeneidad". Revista de Física: Serie de conferencias . 189 (1): 012011. Código Bib :2009JPhCS.189a2011E. doi : 10.1088/1742-6596/189/1/012011 . S2CID  250670331.
  26. ^ Lee Billings (15 de abril de 2020). "¿Vivimos en un universo torcido?". Científico americano . Consultado el 24 de marzo de 2022 .
  27. ^ Migkas, K.; Schellenberger, G.; Reiprich, TH; Pacaud, F.; Ramos-Ceja, ME; Lovisari, L. (8 de abril de 2020). "Sondeo de la isotropía cósmica con una nueva muestra de cúmulo de galaxias de rayos X a través de la relación de escala LX-T". Astronomía y Astrofísica . 636 (abril de 2020): 42. arXiv : 2004.03305 . Código Bib : 2020A&A...636A..15M. doi :10.1051/0004-6361/201936602. S2CID  215238834 . Consultado el 24 de marzo de 2022 .
  28. ^ Nathan J. Secrest; Sebastián von Hausegger; Mohamed Ramíez; Roya Mohayaee; Subir Sarkar; Jacques Colin (25 de febrero de 2021). "Una prueba del principio cosmológico con cuásares". Las cartas del diario astrofísico . 908 (2): L51. arXiv : 2009.14826 . Código Bib : 2021ApJ...908L..51S. doi : 10.3847/2041-8213/abdd40 . S2CID  222066749.
  29. ^ B. Javanmardi; C. Porciani; P. Kroupa; J. Pflamm-Altenburg (27 de agosto de 2015). "Sondeo de la isotropía de la aceleración cósmica trazada por supernovas de tipo Ia". Las cartas del diario astrofísico . 810 (1): 47. arXiv : 1507.07560 . Código Bib : 2015ApJ...810...47J. doi :10.1088/0004-637X/810/1/47. S2CID  54958680 . Consultado el 24 de marzo de 2022 .
  30. ^ "Simple pero desafiante: el Universo según Planck". Ciencia y tecnología de la ESA . 5 de octubre de 2016 [21 de marzo de 2013] . Consultado el 29 de octubre de 2016 .
  31. ^ Dennis Sciama (12 de junio de 1967). "Velocidad peculiar del Sol y el fondo cósmico de microondas". Cartas de revisión física . 18 (24): 1065–1067. Código bibliográfico : 1967PhRvL..18.1065S. doi : 10.1103/PhysRevLett.18.1065 . Consultado el 25 de marzo de 2022 .
  32. ^ TFG Ellis; JE Baldwin (1 de enero de 1984). "Sobre la anisotropía esperada de los recuentos de fuentes de radio". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 206 (2): 377–381. doi : 10.1093/mnras/206.2.377 . Consultado el 25 de marzo de 2022 .
  33. ^ Siewert, Thilo M.; Schmidt-Rubart, Matías; Schwarz, Dominik J. (2021). "Radiodipolo cósmico: estimadores y dependencia de la frecuencia". Astronomía y Astrofísica . 653 : A9. arXiv : 2010.08366 . Código Bib : 2021A&A...653A...9S. doi :10.1051/0004-6361/202039840. S2CID  223953708.
  34. ^ Secrest, Nathan; von Hausegger, Sebastián; Ramíz, Mohamed; Mohayaee, Roya; Sarkar, Subir; Colin, Jacques (25 de febrero de 2021). "Una prueba del principio cosmológico con cuásares". La revista astrofísica . 908 (2): L51. arXiv : 2009.14826 . Código Bib : 2021ApJ...908L..51S. doi : 10.3847/2041-8213/abdd40 . ISSN  2041-8213. S2CID  222066749.
  35. ^ Singal, Ashok K. (2022). "Movimiento peculiar del sistema solar a partir del diagrama de Hubble de supernovas Ia y sus implicaciones para la cosmología". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 515 (4): 5969–5980. arXiv : 2106.11968 . doi : 10.1093/mnras/stac1986.
  36. ^ Singal, Ashok K. (2022). "Movimiento peculiar del sistema solar a partir del diagrama de cuásares de Hubble y prueba del principio cosmológico". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 511 (2): 1819–1829. arXiv : 2107.09390 . doi :10.1093/mnras/stac144.
  37. ^ de Oliveira-Costa, Angélica; Tegmark, Max; Zaldarriaga, Matías; Hamilton, Andrew (25 de marzo de 2004). "La importancia de las fluctuaciones de CMB de mayor escala en WMAP". Revisión física D. 69 (6): 063516. arXiv : astro-ph/0307282 . Código bibliográfico : 2004PhRvD..69f3516D. doi : 10.1103/PhysRevD.69.063516. ISSN  1550-7998. S2CID  119463060.
  38. ^ Tierra, Kate; Magueijo, Joao (28 de noviembre de 2005). "¿Es extraño el Universo?". Revisión física D. 72 (10): 101302. arXiv : astro-ph/0507289 . Código Bib : 2005PhRvD..72j1302L. doi : 10.1103/PhysRevD.72.101302. ISSN  1550-7998. S2CID  119333704.
  39. ^ Kim, Jaiseung; Naselsky, Pavel (10 de mayo de 2010). "Asimetría de paridad anómala de los datos del espectro de potencia de la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson en multipolos bajos". La revista astrofísica . 714 (2): L265-L267. arXiv : 1001.4613 . Código Bib : 2010ApJ...714L.265K. doi :10.1088/2041-8205/714/2/L265. ISSN  2041-8205. S2CID  24389919.
  40. ^ Hutsemekers, D.; Cabanac, R.; Lamy, H.; Sluse, D. (octubre de 2005). "Mapeo de alineaciones a escala extrema de vectores de polarización de cuásares". Astronomía y Astrofísica . 441 (3): 915–930. arXiv : astro-ph/0507274 . Código Bib : 2005A y A...441..915H. doi :10.1051/0004-6361:20053337. ISSN  0004-6361. S2CID  14626666.
  41. ^ Migkas, K.; Schellenberger, G.; Reiprich, TH; Pacaud, F.; Ramos-Ceja, ME; Lovisari, L. (abril de 2020). "Sondeo de la isotropía cósmica con una nueva muestra de cúmulo de galaxias de rayos X a través de la relación de escala". Astronomía y Astrofísica . 636 : A15. arXiv : 2004.03305 . Código Bib : 2020A&A...636A..15M. doi :10.1051/0004-6361/201936602. ISSN  0004-6361. S2CID  215238834.
  42. ^ Migkas, K.; Pacaud, F.; Schellenberger, G.; Erler, J.; Nguyen-Dang, NT; Reiprich, TH; Ramos-Ceja, ME; Lovisari, L. (mayo de 2021). "Implicaciones cosmológicas de la anisotropía de diez relaciones de escala de cúmulos de galaxias". Astronomía y Astrofísica . 649 : A151. arXiv : 2103.13904 . Código Bib : 2021A&A...649A.151M. doi :10.1051/0004-6361/202140296. ISSN  0004-6361. S2CID  232352604.
  43. ^ Krishnan, Chethan; Mohayaee, Roya; Colgáin, Eoin Ó; Sheikh-Jabbari, MM; Yin, Lu (2022). "Indicios de ruptura de FLRW a partir de supernovas". Revisión física D. 105 (6): 063514. arXiv : 2106.02532 . Código bibliográfico : 2022PhRvD.105f3514K. doi : 10.1103/PhysRevD.105.063514. S2CID  235352881.
  44. ^ Luongo, Orlando; Muccino, Marco; Colgáin, Eoin Ó; Sheikh-Jabbari, MM; Yin, Lu (2022). "Valores de H0 más grandes en la dirección del dipolo CMB". Revisión física D. 105 (10): 103510. arXiv : 2108.13228 . Código bibliográfico : 2022PhRvD.105j3510L. doi : 10.1103/PhysRevD.105.103510. S2CID  248713777.
  45. ^ Saadeh D, Feeney SM, Pontzen A, Peiris HV, McEwen, JD (2016). "¿Qué tan isotrópico es el universo?". Cartas de revisión física . 117 (13): 131302. arXiv : 1605.07178 . Código bibliográfico : 2016PhRvL.117m1302S. doi : 10.1103/PhysRevLett.117.131302. PMID  27715088. S2CID  453412.
  46. ^ Yadav, Jaswant; JS Bagla; Nishikanta Khandai (25 de febrero de 2010). "Dimensión fractal como medida de la escala de homogeneidad". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 405 (3): 2009-2015. arXiv : 1001.0617 . Código Bib : 2010MNRAS.405.2009Y. doi :10.1111/j.1365-2966.2010.16612.x. S2CID  118603499.
  47. ^ Gott, J. Ricardo III; et al. (mayo de 2005). "Un mapa del universo". La revista astrofísica . 624 (2): 463–484. arXiv : astro-ph/0310571 . Código Bib : 2005ApJ...624..463G. doi :10.1086/428890. S2CID  9654355.
  48. ^ Horvath, yo; Hakkila, J.; Bagoly, Z. (2013). "La estructura más grande del Universo, definida por explosiones de rayos gamma". arXiv : 1311.1104 [astro-ph.CO].
  49. ^ "La línea de galaxias es tan grande que rompe nuestra comprensión del universo".
  50. ^ Nadathur, Seshadri (2013). "Ver patrones en el ruido: 'estructuras' a escala de gigaparsec que no violan la homogeneidad". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 434 (1): 398–406. arXiv : 1306.1700 . Código Bib : 2013MNRAS.434..398N. doi :10.1093/mnras/stt1028. S2CID  119220579.
  51. ^ Asencio, E; Banik, yo; Kroupa, P (21 de febrero de 2021). "Un duro golpe para ΛCDM: el alto corrimiento al rojo, la masa y la velocidad de colisión del cúmulo de galaxias en interacción El Gordo contradice la cosmología de concordancia". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 500 (2): 5249–5267. arXiv : 2012.03950 . Código Bib : 2021MNRAS.500.5249A. doi : 10.1093/mnras/staa3441 . ISSN  0035-8711.
  52. ^ Asencio, E; Banik, yo; Kroupa, P (10 de septiembre de 2023). "Un duro golpe para ΛCDM: el alto corrimiento al rojo, la masa y la velocidad de colisión del cúmulo de galaxias en interacción El Gordo contradice la cosmología de concordancia". La revista astrofísica . 954 (2): 162. arXiv : 2308.00744 . Código Bib : 2023ApJ...954..162A. doi : 10.3847/1538-4357/ace62a . ISSN  1538-4357.
  53. ^ Katz, H; McGaugh, S; Teuben, P; Angus, GW (20 de julio de 2013). "Flujos masivos de cúmulos de galaxias y velocidades de colisión en QUMOND". La revista astrofísica . 772 (1): 10. arXiv : 1305.3651 . Código Bib : 2013ApJ...772...10K. doi : 10.1088/0004-637X/772/1/10 . ISSN  1538-4357.
  54. ^ Keenan, Ryan C.; Barger, Amy J.; Cowie, Lennox L. (2013). "Evidencia de una subdensidad a escala de ~ 300 Mpc en la distribución local de galaxias". La revista astrofísica . 775 (1): 62. arXiv : 1304.2884 . Código Bib : 2013ApJ...775...62K. doi :10.1088/0004-637X/775/1/62. S2CID  118433293.
  55. ^ Siegel, Ethan. "¡Estamos muy por debajo del promedio! Los astrónomos dicen que la Vía Láctea reside en un gran vacío cósmico". Forbes . Consultado el 9 de junio de 2017 .
  56. ^ abc Haslbauer, M; Banik, yo; Kroupa, P (21 de diciembre de 2020). "El vacío de KBC y la tensión del Hubble contradicen el LCDM en una escala Gpc: la dinámica milgromiana como posible solución". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 499 (2): 2845–2883. arXiv : 2009.11292 . Código Bib : 2020MNRAS.499.2845H. doi : 10.1093/mnras/staa2348 . ISSN  0035-8711.
  57. ^ Sahlén, Martín; Zubeldía, Íñigo; Seda, Joseph (2016). "Rotura de la degeneración del cúmulo-vacío: energía oscura, Planck y el cúmulo y el vacío más grandes". Las cartas del diario astrofísico . 820 (1): L7. arXiv : 1511.04075 . Código Bib : 2016ApJ...820L...7S. doi : 10.3847/2041-8205/820/1/L7 . ISSN  2041-8205. S2CID  119286482.
  58. ^ Mann, Adam (26 de agosto de 2019). "Un número muestra que algo está fundamentalmente mal en nuestra concepción del universo. Esta lucha tiene implicaciones universales". Ciencia Viva . Consultado el 26 de agosto de 2019 .
  59. ^ Gresko, Michael (17 de diciembre de 2021). "El universo se está expandiendo más rápido de lo que debería". nationalgeographic.com . National Geographic. Archivado desde el original el 17 de diciembre de 2021 . Consultado el 21 de diciembre de 2021 .
  60. ^ Mangos, T; Hogarth, LM; Metcalfe, N (21 de marzo de 2019). "Los paralajes de Gaia Cepheid y el 'Local Hole' alivian la tensión del H 0". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society: cartas . 484 (1): L64-L68. arXiv : 1810.02595 . Código Bib : 2019MNRAS.484L..64S. doi : 10.1093/mnrasl/sly239 . ISSN  1745-3925.
  61. ^ Kenworthy, W. D'Arcy; Escolín, Dan; Riess, Adam (24 de abril de 2019). "La perspectiva local sobre la tensión de Hubble: la estructura local no afecta la medición de la constante de Hubble". La revista astrofísica . 875 (2): 145. arXiv : 1901.08681 . Código Bib : 2019ApJ...875..145K. doi : 10.3847/1538-4357/ab0ebf . ISSN  1538-4357. S2CID  119095484.
  62. ^ di Valentino, Eleonora; et al. (2021). "En el ámbito de la tensión del Hubble: una revisión de las soluciones". Gravedad clásica y cuántica . 38 (15): 153001. arXiv : 2103.01183 . Código Bib : 2021CQGra..38o3001D. doi :10.1088/1361-6382/ac086d. S2CID  232092525.
  63. ^ Poulin, Vivian; Smith, Tristán L.; Karwal, Tanvi; Kamionkowski, Marc (4 de junio de 2019). "La energía oscura temprana puede resolver la tensión del Hubble". Cartas de revisión física . 122 (22): 221301. arXiv : 1811.04083 . Código Bib : 2019PhRvL.122v1301P. doi :10.1103/PhysRevLett.122.221301. PMID  31283280. S2CID  119233243. |
  64. ^ Colaboración Planck; Aghanim, N.; Akrami, Y.; Ashdown, M.; Aumont, J.; Baccigalupi, C.; Ballardini, M.; Banday, AJ; Barreiro, RB; Bartolo, N.; Basak, S.; Battye, R.; Benabed, K.; Bernard, JP; Bersanelli, M. (septiembre de 2020). "Resultados de Planck 2018: VI. Parámetros cosmológicos (Corrigéndum)". Astronomía y Astrofísica . 652 : C4. doi :10.1051/0004-6361/201833910e. ISSN  0004-6361.
  65. ^ Heymans, Catalina; Tröster, Tilman; Asgari, Marika; Blake, Chris; Hildebrandt, Hendrik; Joaquín, Benjamín; Kuijken, Konrad; Lin, Chieh-An; Sánchez, Ariel G.; van den Busch, Jan Luca; Wright, Angus H.; Amón, Alexandra; Bilicki, Maciej; de Jong, Jelte; Crocce, Martín (febrero de 2021). "Cosmología KiDS-1000: lentes gravitacionales débiles de múltiples sondas y limitaciones espectroscópicas de agrupación de galaxias". Astronomía y Astrofísica . 646 : A140. doi :10.1051/0004-6361/202039063. ISSN  0004-6361.
  66. ^ Wood, Charlie (8 de septiembre de 2020). "Una nueva tensión cósmica: el universo podría ser demasiado delgado". Revista Quanta .
  67. ^ Abbott, TMC; Agueña, M.; Alarcón, A.; Allam, S.; Alves, O.; Amón, A.; Andrade-Oliveira, F.; Annis, J.; Ávila, S.; Tocino, D.; Baxter, E.; Bechtol, K.; Becker, MR; Bernstein, GM; Bhargava, S. (13 de enero de 2022). "Resultados del año 3 del Dark Energy Survey: limitaciones cosmológicas de la agrupación de galaxias y lentes débiles". Revisión física D. 105 (2). doi : 10.1103/PhysRevD.105.023520. ISSN  2470-0010.
  68. ^ Encuesta sobre energía oscura; Colaboración en encuestas de kilogrados; Abbott, TMC; Agueña, M.; Alarcón, A.; Alves, O.; Amón, A.; Andrade-Oliveira, F.; Asgari, M.; Ávila, S.; Tocino, D.; Bechtol, K.; Becker, señor; Bernstein, gerente general; Bertín, E. (2023-10-20). "DES Y3 + KiDS-1000: cosmología consistente que combina estudios de cizalla cósmica". La revista abierta de astrofísica . 6 . doi :10.21105/astro.2305.17173. ISSN  2565-6120.
  69. ^ Li, Xiangchong; Zhang, Tianqing; Sugiyama, Sunao; Dalal, Roohi; Terasawa, Ryo; Rau, Markus M.; Mandelbaum, Raquel; Takada, Masahiro; Más, Surhud; Strauss, Michael A.; Miyatake, Hironao; Shirasaki, Masato; Hamana, Takashi; Oguri, Masamune; Luo, Wentao (11 de diciembre de 2023). "Resultados del año 3 de Hyper Suprime-Cam: cosmología a partir de funciones de correlación de dos puntos de corte cósmico". Revisión física D. 108 (12). doi : 10.1103/PhysRevD.108.123518. ISSN  2470-0010.
  70. ^ Dalal, Roohi; Li, Xiangchong; Nicola, Andrina; Zuntz, Joe; Strauss, Michael A.; Sugiyama, Sunao; Zhang, Tianqing; Rau, Markus M.; Mandelbaum, Raquel; Takada, Masahiro; Más, Surhud; Miyatake, Hironao; Kannawadi, Arun; Shirasaki, Masato; Taniguchi, Takanori (11 de diciembre de 2023). "Resultados del año 3 de Hyper Suprime-Cam: cosmología a partir de espectros de potencia de corte cósmico". Revisión física D. 108 (12). doi : 10.1103/PhysRevD.108.123519. ISSN  2470-0010.
  71. ^ Yoon, Mijin (11 de diciembre de 2023). "La inconsistencia vuelve a aparecer en las observaciones cosmológicas". Física . 16 : 193. doi : 10.1103/PhysRevD.108.123519.
  72. ^ Kruesi, Liz (19 de enero de 2024). "El choque de números cósmicos desafía nuestra mejor teoría del universo". Revista Quanta .
  73. ^ Ghirardini, V.; Bulbul, E.; Artis, E.; Clerc, N.; Garrel, C.; Grandis, S.; Kluge, M.; Liu, A.; Bahar, YE; Balzer, F.; Chiu, I.; Comparat, J.; Gruen, D.; Kleinebreil, F.; Krippendorf, S. (febrero de 2024). "El estudio SRG / eROSITA All-Sky: limitaciones cosmológicas de la abundancia de cúmulos en el hemisferio galáctico occidental". ArXiv . doi :10.48550/ARXIV.2402.08458.
  74. ^ Kruesi, Liz (4 de marzo de 2024). "Los rayos X frescos revelan un universo tan grumoso como predice la cosmología". Revista Quanta .
  75. ^ Dijo, Khaled; Colless, Mateo; Magoulas, Cristina; Lucey, John R; Hudson, Michael J (1 de septiembre de 2020). "Análisis conjunto de velocidades peculiares de 6dFGS y SDSS para la tasa de crecimiento de la estructura cósmica y pruebas de gravedad". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 497 (1): 1275-1293. doi :10.1093/mnras/staa2032. ISSN  0035-8711.
  76. ^ Boruah, Supranta S; Hudson, Michael J; Lavaux, Guilhem (21 de septiembre de 2020). "Flujos cósmicos en el Universo cercano: nuevas velocidades peculiares de SNe y limitaciones cosmológicas". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 498 (2): 2703–2718. doi :10.1093/mnras/staa2485. ISSN  0035-8711.
  77. ^ Mariano, Antonio; Perivolaropoulos, Leandros (2013). "Eje de asimetría de temperatura máxima del CMB: Alineación con otras asimetrías cósmicas". Revisión física D. 87 (4): 043511. arXiv : 1211.5915 . Código bibliográfico : 2013PhRvD..87d3511M. doi : 10.1103/PhysRevD.87.043511. ISSN  1550-7998. S2CID  119258571.
  78. ^ Shamir, Lior (27 de mayo de 2020). "Alineación multipolar en la distribución a gran escala de la dirección de giro de galaxias espirales". arXiv : 2004.02963 [astro-ph.GA].
  79. ^ "El estudio de K-State revela asimetría en las direcciones de giro de las galaxias, sugiere que el universo primitivo podría haber estado girando | Universidad Estatal de Kansas | Servicios de noticias y comunicaciones". www.k-state.edu . Consultado el 13 de octubre de 2020 .
  80. ^ Starr, Michelle (2 de junio de 2020). "Los patrones formados por galaxias espirales sugieren que la estructura del universo no es totalmente aleatoria". Alerta científica . Consultado el 13 de octubre de 2020 .
  81. ^ "La energía del espacio vacío que no es cero". www.edge.org . 2006-05-07 . Consultado el 5 de agosto de 2018 .
  82. ^ ab Campos, BD (2011). "El problema del litio primordial". Revisión anual de la ciencia nuclear y de partículas . 61 (1): 47–68. arXiv : 1203.3551 . Código Bib : 2011ARNPS..61...47F. doi : 10.1146/annurev-nucl-102010-130445 .
  83. ^ Eleonora Di Valentino; Alejandro Melchiorri; Joseph Silk (4 de noviembre de 2019). "Evidencia de Planck de un Universo cerrado y una posible crisis de la cosmología". Astronomía de la Naturaleza . 4 (2): 196–203. arXiv : 1911.02087 . doi :10.1038/s41550-019-0906-9. S2CID  207880880 . Consultado el 24 de marzo de 2022 .
  84. ^ Felipe Toro; Marc Kamionkowski (15 de abril de 2013). "¿Y si el Universo de Planck no fuera plano?". Revisión física D. 87 (3): 081301. arXiv : 1302.1617 . Código Bib : 2013PhRvD..87h1301B. doi : 10.1103/PhysRevD.87.081301. S2CID  118437535 . Consultado el 24 de marzo de 2022 .
  85. ^ Chae, Kyu-Hyun; Lelli, Federico; Desmond, Harry; McGaugh, Stacy S.; Li, Pengfei; Schombert, James M. (2020). "Prueba del principio de equivalencia fuerte: detección del efecto de campo externo en galaxias con soporte rotacional". La revista astrofísica . 904 (1): 51. arXiv : 2009.11525 . Código Bib : 2020ApJ...904...51C. doi : 10.3847/1538-4357/abbb96 . S2CID  221879077.
  86. ^ Paranjape, Aseem; Sheth, Ravi K (4 de octubre de 2022). "La fenomenología del efecto de campo externo en modelos de materia oscura fría". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 517 (1): 130-139. arXiv : 2112.00026 . doi :10.1093/mnras/stac2689. ISSN  0035-8711.
  87. ^ Freundlich, Jonathan; Famaey, Benoit; Oria, Pierre-Antoine; Bílek, Michal; Müller, Oliver; Ibata, Rodrigo (01/02/2022). "Probando la relación de aceleración radial y el principio de equivalencia fuerte con las galaxias ultradifusas del cúmulo de Coma". Astronomía y Astrofísica . 658 : A26. arXiv : 2109.04487 . Código Bib : 2022A&A...658A..26F. doi : 10.1051/0004-6361/202142060 . ISSN  0004-6361. Por lo tanto, no vemos ninguna evidencia de una violación del principio de equivalencia fuerte en los UDG del grupo Coma, al contrario de, por ejemplo, Chae et al. (2020, 2021), para galaxias de disco en el campo. Nuestro trabajo amplía el de Bílek et al. (2019b) y Haghi et al. (2019a), que se limita a DF44 y hace que el resultado sea aún más convincente. Recordamos que las predicciones MOND no implican ningún parámetro libre.
  88. ^ Kroupa, P.; Famaey, B.; de Boer, Klaas S.; Dabringhausen, Joerg; Pawlowski, Marcel; Boily, cristiano; Jerjen, Helmut; Forbes, Duncan; Hensler, Gerhard (2010). "Pruebas de grupos locales de cosmología de concordancia de materia oscura: hacia un nuevo paradigma para la formación de estructuras". Astronomía y Astrofísica . 523 : 32–54. arXiv : 1006.1647 . Código Bib : 2010A y A...523A..32K. doi :10.1051/0004-6361/201014892. S2CID  11711780.
  89. ^ Gentil, G.; Salucci, P. (2004). "La distribución central de la materia oscura en las galaxias espirales". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 351 (3): 903–922. arXiv : astro-ph/0403154 . Código Bib : 2004MNRAS.351..903G. doi :10.1111/j.1365-2966.2004.07836.x. S2CID  14308775.
  90. ^ Klypin, Anatoly; Kravtsov, Andrey V.; Valenzuela, Octavio; Prada, Francisco (1999). "¿Dónde están los satélites galácticos que faltan?". Revista Astrofísica . 522 (1): 82–92. arXiv : astro-ph/9901240 . Código Bib : 1999ApJ...522...82K. doi :10.1086/307643. S2CID  12983798.
  91. ^ Pawlowski, Marcel; et al. (2014). "Las estructuras de galaxias satélite en coorbitación todavía están en conflicto con la distribución de las galaxias enanas primordiales". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 442 (3): 2362–2380. arXiv : 1406.1799 . Código bibliográfico : 2014MNRAS.442.2362P. doi :10.1093/mnras/stu1005.
  92. ^ Sawala, hasta; Cautún, Marius; Frank, Carlos; et al. (2022). "El plano de satélites de la Vía Láctea: consistente con ΛCDM". Astronomía de la Naturaleza . 7 (4): 481–491. arXiv : 2205.02860 . Código Bib : 2023NatAs...7..481S. doi :10.1038/s41550-022-01856-z. S2CID  254920916.
  93. ^ Banik, Indranil; Zhao, H (21 de enero de 2018). "Un plano de galaxias de alta velocidad a través del Grupo Local". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 473 (3): 4033–4054. arXiv : 1701.06559 . Código Bib : 2018MNRAS.473.4033B. doi : 10.1093/mnras/stx2596 . ISSN  0035-8711.
  94. ^ Banik, Indranil; Haslbauer, Moritz; Pawlowski, Marcel S.; Famaey, Benoit; Kroupa, Pavel (21 de junio de 2021). "Sobre la ausencia de protectores contra salpicaduras análogos a NGC 3109 en el marco ΛCDM". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 503 (4): 6170–6186. arXiv : 2105.04575 . Código Bib : 2021MNRAS.503.6170B. doi : 10.1093/mnras/stab751 . ISSN  0035-8711.
  95. ^ Kormendy, J .; Drory, N.; Bender, R.; Cornell, ME (2010). "Las galaxias gigantes sin abultamientos desafían nuestra imagen de la formación de galaxias mediante agrupamiento jerárquico". La revista astrofísica . 723 (1): 54–80. arXiv : 1009.3015 . Código Bib : 2010ApJ...723...54K. doi :10.1088/0004-637X/723/1/54. S2CID  119303368.
  96. ^ Haslbauer, M; Banik, yo; Kroupa, P; Wittenburg, N; Javanmardi, B (1 de febrero de 2022). "La alta fracción de galaxias de disco delgado continúa desafiando la cosmología ΛCDM". La revista astrofísica . 925 (2): 183. arXiv : 2202.01221 . Código Bib : 2022ApJ...925..183H. doi : 10.3847/1538-4357/ac46ac . ISSN  1538-4357.
  97. ^ Sachdeva, S.; Saha, K. (2016). "Supervivencia de galaxias de disco puro durante los últimos 8 mil millones de años". Las cartas del diario astrofísico . 820 (1): L4. arXiv : 1602.08942 . Código Bib : 2016ApJ...820L...4S. doi : 10.3847/2041-8205/820/1/L4 . S2CID  14644377.
  98. ^ Mahmood, R; Ghafourian, N; Kashfi, T; Banik, yo; Haslbauer, M; Cuomo, V; Famaey, B; Kroupa, P (1 de noviembre de 2021). "Las barras de galaxias rápidas siguen desafiando la cosmología estándar". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 508 (1): 926–939. arXiv : 2106.10304 . Código Bib : 2021MNRAS.508..926R. doi : 10.1093/mnras/stab2553. hdl :10023/24680. ISSN  0035-8711.
  99. ^ Rini, Matteo (2017). "Sinopsis: Abordar la crisis a pequeña escala". Revisión física D. 95 (12): 121302. arXiv : 1703.10559 . Código Bib : 2017PhRvD..95l1302N. doi : 10.1103/PhysRevD.95.121302. S2CID  54675159.
  100. ^ Cesari, Thaddeus (9 de diciembre de 2022). "Webb de la NASA alcanza un nuevo hito en la búsqueda de galaxias distantes" . Consultado el 9 de diciembre de 2022 .
  101. ^ Curtis-Lake, Emma; et al. (diciembre de 2022). "Espectroscopia de cuatro galaxias pobres en metales más allá del corrimiento al rojo diez" (PDF) . arXiv : 2212.04568 .
  102. ^ Smith, Tristian L.; Luca, Mateo; Poulin, Vivian; Abellán, Guillermo F.; Balkenhol, Lennart; Benabed, Karim; Galli, Silvia; Murgia, Riccardo (agosto de 2022). "Indicios de energía oscura temprana en datos de Planck, SPT y ACT: ¿nueva física o sistemática?". Revisión física D. 106 (4): 043526. arXiv : 2202.09379 . Código bibliográfico : 2022PhRvD.106d3526S. doi : 10.1103/PhysRevD.106.043526. S2CID  247011465.
  103. ^ Boylan-Kolchin, Michael (2023). "Pruebas de estrés ΛCDM con galaxias candidatas de alto corrimiento al rojo". Astronomía de la Naturaleza . 7 (6): 731–735. arXiv : 2208.01611 . Código Bib : 2023NatAs...7..731B. doi :10.1038/s41550-023-01937-7. PMC 10281863 . PMID  37351007. S2CID  251252960. 
  104. ^ O'Callaghan, Jonathan (6 de diciembre de 2022). "Los astrónomos se enfrentan al descubrimiento de galaxias tempranas por parte del JWST". Científico americano . Consultado el 10 de diciembre de 2022 .
  105. ^ Behroozi, Pedro; Conroy, Charlie; Wechsler, Risa H.; Escuchando, Andrew; Williams, Cristina C.; Moster, Benjamín P.; Yung, LY Aaron; Somerville, Rachel S.; Gottlöber, Stefan; Yepes, Gustavo; Endsley, Ryan (diciembre de 2020). "El Universo en z> 10: predicciones para JWST del UNIVERSEMACHINE DR1". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 499 (4): 5702–5718. arXiv : 2007.04988 . Código Bib : 2020MNRAS.499.5702B. doi :10.1093/mnras/staa3164.
  106. ^ Volker Springel; Lars Hernquist (febrero de 2003). "La historia de la formación de estrellas en un universo frío de materia oscura". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 339 (2): 312–334. arXiv : astro-ph/0206395 . Código bibliográfico : 2003MNRAS.339..312S. doi :10.1046/j.1365-8711.2003.06207.x. S2CID  8715136.
  107. ^ Persico, M.; Salucci, P. (1 de septiembre de 1992). "El contenido bariónico del Universo". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 258 (1): 14P-18P. arXiv : astro-ph/0502178 . Código bibliográfico : 1992MNRAS.258P..14P. doi : 10.1093/mnras/258.1.14P . ISSN  0035-8711.
  108. ^ Chaves-Montero, Jonás; Hernández-Monteagudo, Carlos; Angulo, Raúl E; Emberson, JD (25 de marzo de 2021). "Medición de la evolución de gas intergaláctico de z = 0 a 5 mediante el efecto cinemático Sunyaev-Zel'dovich". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 503 (2): 1798–1814. arXiv : 1911.10690 . doi :10.1093/mnras/staa3782. ISSN  0035-8711.
  109. ^ Merritt, David (2017). "Cosmología y convención". Estudios de Historia y Filosofía de la Ciencia Parte B: Estudios de Historia y Filosofía de la Física Moderna . 57 : 41–52. arXiv : 1703.02389 . Código Bib : 2017SHPMP..57...41M. doi :10.1016/j.shpsb.2016.12.002. S2CID  119401938.
  110. ^ Colaboración abcde Planck (2016). "Resultados de Planck 2015. XIII. Parámetros cosmológicos". Astronomía y Astrofísica . 594 (13): A13. arXiv : 1502.01589 . Código Bib : 2016A&A...594A..13P. doi :10.1051/0004-6361/201525830. S2CID  119262962.
  111. ^ Planck 2015, [110] pág. 32, cuadro 4, última columna.
  112. ^ Planck 2015, [110] pág. 32, cuadro 4, última columna.
  113. ^ Colaboración Planck (2020). "Resultados de Planck 2018. VI. Parámetros cosmológicos". Astronomía y Astrofísica . 641 . página A6 (ver PDF página 15, Tabla 2: "Edad/Gyr", última columna). arXiv : 1807.06209 . Código Bib : 2020A&A...641A...6P. doi :10.1051/0004-6361/201833910. S2CID  119335614.
  114. ^ Apéndice A de la versión 2.0 del libro de ciencias de LSST Archivado el 26 de febrero de 2013 en Wayback Machine.
  115. ^ pág. 7 de los hallazgos del Grupo de Trabajo Científico de Figura de Mérito de la Misión Conjunta de Energía Oscura
  116. ^ Colaboración Planck (2020). "Resultados de Planck 2018. VI. Parámetros cosmológicos". Astronomía y Astrofísica . 641 . página A6 (ver PDF página 15, Tabla 2: "Edad/Gyr", última columna). arXiv : 1807.06209 . Código Bib : 2020A&A...641A...6P. doi :10.1051/0004-6361/201833910. S2CID  119335614.
  117. ^ abc Tabla 8 en la pág. 39 de Jarosik, N. et al. (Colaboración WMAP) (2011). "Observaciones de siete años de la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson (WMAP): mapas del cielo, errores sistemáticos y resultados básicos" (PDF) . Serie de suplementos de revistas astrofísicas . 192 (2): 14. arXiv : 1001.4744 . Código Bib : 2011ApJS..192...14J. doi :10.1088/0067-0049/192/2/14. hdl :2152/43001. S2CID  46171526 . Consultado el 4 de diciembre de 2010 .(de la página de documentos WMAP de la NASA)
  118. ^ Colaboración Planck; Adán, R.; Aghanim, N .; Ashdown, M.; Aumont, J.; Baccigalupi, C.; Ballardini, M.; Banday, AJ; Barreiro, RB (11 de mayo de 2016). "Resultados intermedios de Planck. XLVII. Restricciones de Planck en la historia de la reionización". Astronomía y Astrofísica . 596 (108): A108. arXiv : 1605.03507 . Código Bib : 2016A&A...596A.108P. doi :10.1051/0004-6361/201628897. S2CID  5892152.
  119. ^ Spergel, DN (2015). "El lado oscuro de la cosmología: materia oscura y energía oscura". Ciencia . 347 (6226): 1100–1102. Código Bib : 2015 Ciencia... 347.1100S. doi : 10.1126/ciencia.aaa0980 . PMID  25745164.
  120. ^ Zyla, Pensilvania; et al. ( Grupo de datos de partículas ) (2020). «Parámetros cosmológicos» (PDF) . Prog. Teor. Exp. Física . 083C01.

Otras lecturas

enlaces externos