Modelo Lambda-CDM

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Según estimaciones recientes, resumidas en este gráfico de la NASA, alrededor del 70% del contenido energético del universo consiste en energía oscura, cuya presencia inferimos en su efecto sobre la expansión del universo pero sobre cuya naturaleza última casi no sabemos nada.

ΛCDM o Lambda-CDM es una abreviatura empleada en cosmología para Lambda-Cold Dark Matter. Representa al modelo de concordancia del big-bang que explica las observaciones cósmicas realizadas sobre la radiación de fondo de microondas, así como la estructura a gran escala del universo y las observaciones realizadas sobre las supernovas, todo ello arroja luz sobre la explicación de la aceleración de la expansión del Universo. Es el modelo conocido más simple que está de acuerdo con todas las observaciones.

  • Λ (lambda) indica la constante cosmológica como parte de un término de la energía oscura que permite conocer el valor actual de la aceleración de la expansión del Universo. La constante cosmológica se describe en términos de \Omega_{\Lambda}, la fracción de densidad de energía de un universo plano. En la actualidad, \Omega_{\Lambda}\simeq 0.74, lo que implica que vale 74% de la densidad de energía del presente universo.
  • La materia oscura fría es el modelo donde la materia oscura se explica como fría (es decir no termalizada), no-bariónica, sin colisiones. Este componente se encarga del 26% de la densidad de la energía del actual universo. El 4% restante es toda la materia y energía que componen los átomos y los fotones que son los bloques que construyen los planetas, las estrellas y las nubes de gas en el universo.
  • El modelo supone un espectro de casi invariancia de escala de perturbaciones primordiales y un universo sin curvatura espacial. También asume que no tiene ninguna topología observable, de modo que el universo es mucho más grande que el horizonte observable de la partícula. Se dan predicciones de inflación cósmica.

Estas son las suposiciones más simples para un modelo consistente y físico de la cosmología. Sin embargo, ΛCDM es tan sólo un modelo. Los cosmólogos anticipan que todas estas presunciones no serán conocidas exactamente, hasta que no se conozca más sobre la física fundamental. Particularmente, la inflación cósmica predice curvatura espacial en el nivel de 10−4 a 10−5. También sería sorprendente que la temperatura de la materia oscura fuera cero absoluto. Por otra parte, ΛCDM no dice nada sobre el origen físico fundamental de la materia oscura, de la energía oscura y del espectro cuasi escalar-invariante de las perturbaciones primordiales de la curvatura: en ese sentido, es simplemente una parametrización útil de la ignorancia.

Parámetros[editar]

El modelo tiene seis parámetros. El parámetro de Hubble determina el índice de la expansión del universo, así como la densidad crítica para el encierro del universo, \scriptstyle \rho_0. Las densidades para los bariones, la materia oscura y la energía oscura se dan como \scriptstyle \rho_0, que son el cociente de la densidad verdadera a la densidad crítica: por ejemplo \scriptstyle \Omega_b=\rho_b/\rho_0. Puesto que el modelo de ΛCDM supone un universo plano, la suma de estas densidades a una, y la densidad de la energía oscura no es un parámetro libre. La profundidad óptica al reionizar determina el desplazamiento al rojo de la emisión por reionización. La información sobre las fluctuaciones de la densidad es determinada por la amplitud de las fluctuaciones primordiales (de la inflación cósmica) y del índice espectral, que mide cómo las fluctuaciones cambian con la escala (el ns = 1 corresponde a un espectro escalar-invariante).

Los errores cotizados son 1σ: es decir, hay estadístico una probabilidad del 68% que el valor verdadero baja dentro de los límites superiores y más bajos del error. Los errores no son gaussianos, y han sido derivados usando un análisis de cadenas de Markov Monte Carlo (MCMC) por la colaboración de Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (Spergel y otros. 2006) cuál también utiliza los datos de la supernova de Sloan Digital Sky Survey y de la supernova de tipo Ia.

Parámetro Valor Descripción
Parámetros básicos
H0 73.2^{+2.4}_{-3.2} km s-1 Mpc-1 parámetro de Hubble
Ωb 0.0444^{+0.0042}_{-0.0035} Densidad bariónica
Ωm 0.266^{+0.025}_{-0.040} Densidad total de materia (bariones + materia oscura)
τ 0.079^{+0.029}_{-0.032} camino óptico hasta la reionización
As 0.813^{+0.042}_{-0.052} Amplitud de fluctuación escalar
ns 0.948^{+0.015}_{-0.018} Índice espectral escalar
Parámetros Derivados
ρ0 0.94^{+0.06}_{-0.09}\times10^{-26} kg/m3 Densidad crítica
ΩΛ 0.732^{+0.040}_{-0.025} Densidad de energía oscura
zion 10.5^{+2.6}_{-2.9} Desplazamiento al rojo de la reionización
σ8 0.772^{+0.036}_{-0.048} Amplitud de fluctuación de galaxias
t0 13.73^{+0.13}_{-0.17}\times10^9 años Edad del universo

Modelos extendidos[editar]

Las extensiones posibles del modelo más simple de ΛCDM permiten la quintaesencia haciendo que sea más bien una constante cosmológica. En este caso, la ecuación de estado de la energía oscura es diferente de −1. La inflación cósmica predice las fluctuaciones del tensor (ondas gravitacionales). Su amplitud es dada por parámetros como el cociente tensor-a-escalar, que es determinado por la escala de la energía de la inflación. Otras modificaciones permiten curvatura espacial o un índice espectral corriente, que se ven generalmente como contrarias con la inflación cósmica. Permitir estos parámetros en la teoría aumentará generalmente los errores en los parámetros tabulados arriba, y puede también cambiar la posición de los valores observados.

Parámetro Valor Descripción
w -0.926^{+0.051}_{-0.075} Ecuación de estado
r <0.55 (2σ) Ratio Tensor-a-escalar
Ωk -0.010^{+0.014}_{-0.012} Curvatura espacial
α -0.102^{+0.050}_{-0.043} Índice espectral
\Sigma m_\nu <0.87 eV (2σ) Suma total de las masas de los neutrinos

Estos valores son consistentes con una constante cosmológica, un valor W = 1, y ninguna curvatura espacial \Omega_k=0. Hay una cierta evidencia para un índice espectral corriente, pero no es estadísticamente significativo. Las expectativas teóricas sugieren que el cociente tensor-a-escalar r esté entre 0 y 0.3, y así que se deben probar este valor en un futuro próximo.

Referencias[editar]

Enlaces externos[editar]