Modelo Lambda-CDM

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Cosmología física
Big Bang  · Universo Edad del universo Cronología del universo
Universo primitivo Inflación  · Nucleosíntesis Antecedentes Onda gravitacional (GWB) Microondas (CMB)  · Neutrinos (CNB)
Expansión  · Futuro Ley de Hubble  · Desplazamiento al rojo Expansión del universo Métrica FLRW  · Ecuaciones de Friedmann Cosmología no homogénea El futuro de un universo en expansión El destino final del universo
Componentes  · Estructura Componentes Modelo Lambda-CDM Energía oscura  · Materia oscura Estructura Forma del universo Filamento galáctico  · Formación de galaxias Gran grupo de cuásares Estructura a gran escala Reionización  · Formación de estructuras
Experimentos Iniciativa Agujero Negro (BHI) Bumerang Explorador del fondo cósmico (COBE) Encuesta sobre energía oscura Observatorio espacial Planck Estudio del cielo digital de Sloan (SDSS) Estudio del corrimiento al rojo de galaxias 2dF ("2dF") Sonda de anisotropía de microondas de Wilkinson (WMAP)
Científicos Aaronson Alfven Alfer Copérnico De Sitter Polla Síndrome de Ehlers Einstein Ellis Friedman- Galileo Gamow Guth Halcones El telescopio Hubble Huygens Kepler Lemaître Matemática Newton Penrose Penzias Rubin Schmidt Smoot Suntzeff Sunyaev Tolman Wilson Zeldovich List of cosmologists
Subject history Discovery of cosmic microwave background radiation History of the Big Bang theory Timeline of cosmological theories
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v t e

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 materia oscura fría postulada , denotada por CDM
3. materia ordinaria

Se le denomina modelo estándar de la cosmología del Big Bang ^[1] porque es el modelo más simple que proporciona una explicación razonablemente buena de:

• La existencia y estructura del fondo cósmico de microondas
• La estructura a gran escala en la distribución de 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 supone que la relatividad general es la teoría correcta de la gravedad a escala cosmológica. Surgió a finales de los años 1990 como una cosmología de concordancia , después de un período en el que las distintas propiedades observadas del universo parecían mutuamente inconsistentes y no había consenso sobre la composición de la densidad energética del universo.

Algunos modelos alternativos desafían los supuestos del modelo ΛCDM. Algunos ejemplos 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]}

El modelo ΛCDM incluye una expansión del espacio métrico que está bien documentada, tanto como el corrimiento al rojo de las líneas espectrales prominentes de absorción o emisión en la luz de galaxias distantes, y como la dilatación del tiempo en la descomposición de la luz de las curvas de luminosidad de las supernovas. Ambos efectos se atribuyen a un corrimiento 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 gravitatoria compartida, no aumenta el tamaño de los objetos (por ejemplo, las 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 través de grandes distancias puede superar colectivamente la velocidad de la luz. ^[7]

La letra Λ ( lambda ) representa la constante cosmológica , que está asociada con una energía de 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 de tensión-energía que, según la teoría general de la relatividad, causa la 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 ^[8] o${\displaystyle p=-\rho c^{2}}$${\displaystyle \Omega _{\Lambda }}$0,6847 ± 0,0073 según la publicación de los datos del satélite Planck en 2018 , o más del 68,3 % (estimación de 2018) de la densidad de masa-energía del universo. ^[9]

La materia oscura se postula para explicar los efectos gravitacionales observados en estructuras de escala muy grande (las curvas de rotación "no keplerianas" de las galaxias; ^[10] el efecto de lente gravitacional de la luz por los cúmulos de galaxias; y el agrupamiento mejorado de galaxias) que no se pueden explicar por la cantidad de materia observada. ^[11] El modelo ΛCDM propone específicamente materia oscura fría , hipotetizada como:

• No bariónico: consiste en materia distinta de protones y neutrones (y electrones, por convención, aunque los electrones no son bariones)
• Frío: Su velocidad es mucho menor que la velocidad de la luz en la época de igualdad radiación-materia (por lo tanto, los neutrinos están excluidos, ya que no son bariónicos pero no fríos)
• Sin disipación: no se puede enfriar irradiando fotones.
• Sin colisiones: las partículas de materia oscura interactúan entre sí y con otras partículas solo a través de la gravedad y posiblemente de la fuerza débil.

La materia oscura constituye aproximadamente el 26,5 % ^[12] de la densidad de masa-energía del universo. El 4,9 % restante ^[12] comprende toda la materia ordinaria observada en forma de átomos, elementos químicos, gas y plasma, la materia de la que están hechos los planetas, estrellas y galaxias visibles. La gran mayoría de la materia ordinaria del universo es invisible, 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. ^[13]

El modelo incluye un único evento de origen, 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. Esto fue seguido inmediatamente (dentro de 10 ⁻²⁹ segundos) por una expansión exponencial del espacio por un multiplicador de escala 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 es detectable como un fondo cósmico de microondas 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 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 irregularidades diminutas ( anisotropías ) en la radiación del 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 requerida ]}

El modelo utiliza la métrica de Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker , las ecuaciones de Friedmann y las ecuaciones cosmológicas de estado para describir el universo observable desde aproximadamente 0,1 s hasta el presente. ^{[1] : 605}

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 presente, por lo que ; 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 ^[14] de la luz emitida en ese momento por ${\displaystyle a=a(t)}$${\displaystyle t}$${\displaystyle a_{0}=a(t_{0})=1}$${\displaystyle t_{0}}$ ${\displaystyle z}$${\displaystyle t_{\mathrm {em} }}$

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

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

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

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 , ^[14]${\displaystyle {\dot {a}}}$${\displaystyle \rho }$ ${\displaystyle k}$ ${\displaystyle \Lambda }$

${\displaystyle H^{2}=\left({\frac {\dot {a}}{a}}\right)^{2}={\frac {8\pi G}{3}}\rho -{\frac {kc^{2}}{a^{2}}}+{\frac {\Lambda c^{2}}{3}},}$

donde, como 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 es cero, independientemente de su valor real. Sustituyendo estas condiciones en la ecuación de Friedmann se obtiene${\displaystyle c}$${\displaystyle G}$${\displaystyle \rho _{\mathrm {crit} }}$${\displaystyle k}$${\displaystyle \Lambda }$

${\displaystyle \rho _{\mathrm {crit} }={\frac {3H_{0}^{2}}{8\pi G}}=1.878\;47(23)\times 10^{-26}\;h^{2}\;\mathrm {kg{\cdot }m^{-3}} ,}$^[15]

donde es la constante de Hubble reducida. Si la constante cosmológica fuera en realidad cero, la densidad crítica también marcaría la línea divisoria entre el eventual colapso del universo hasta 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 en realidad depende del tiempo. ^{[ cita requerida ]}${\displaystyle h\equiv H_{0}/(100\;\mathrm {km{\cdot }s^{-1}{\cdot }Mpc^{-1}} )}$

Es estándar definir el parámetro de densidad actual para varias especies como la relación adimensional${\displaystyle \Omega _{x}}$

${\displaystyle \Omega _{x}\equiv {\frac {\rho _{x}(t=t_{0})}{\rho _{\mathrm {crit} }}}={\frac {8\pi G\rho _{x}(t=t_{0})}{3H_{0}^{2}}}}$

donde el subíndice es uno de los siguientes : para bariones , para materia oscura fría , para radiación ( fotones más neutrinos relativistas ) y para energía oscura . ^{[ cita requerida ]}${\displaystyle x}$${\displaystyle \mathrm {b} }$${\displaystyle \mathrm {c} }$${\displaystyle \mathrm {rad} }$${\displaystyle \Lambda }$

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 diversos parámetros de densidad como${\displaystyle a}$${\displaystyle a^{-3}}$

${\displaystyle H(a)\equiv {\frac {\dot {a}}{a}}=H_{0}{\sqrt {(\Omega _{\rm {c}}+\Omega _{\rm {b}})a^{-3}+\Omega _{\mathrm {rad} }a^{-4}+\Omega _{k}a^{-2}+\Omega _{\Lambda }a^{-3(1+w)}}},}$

donde es la ecuación del parámetro de estado de la energía oscura, y suponiendo una masa de neutrino despreciable (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 dar el historial de expansión y también las relaciones observables de distancia-corrimiento al rojo para cualquier valor elegido de los parámetros cosmológicos, que luego se pueden comparar con observaciones como supernovas y oscilaciones acústicas bariónicas . ^{[ cita requerida ]}${\displaystyle w}$${\displaystyle \Omega }$${\displaystyle 1}$${\displaystyle a(t)}$

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

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

Las observaciones muestran que la densidad de radiación es muy pequeña hoy en día ; si se descuida este término, lo anterior tiene una solución analítica ^[16]${\displaystyle \Omega _{\text{rad}}\sim 10^{-4}}$

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

donde esto es bastante preciso para o millones de años. Al resolver para se obtiene la edad actual del universo en términos de los otros parámetros. ^{[ cita requerida ]}${\displaystyle t_{\Lambda }\equiv 2/(3H_{0}{\sqrt {\Omega _{\Lambda }}})\ ;}$${\displaystyle a>0.01}$${\displaystyle t>10}$${\displaystyle a(t)=1}$${\displaystyle t_{0}}$

De ello se deduce que la transición de la expansión en desaceleración a la expansión en aceleración (la segunda derivada cruzando cero) ocurrió cuando${\displaystyle {\ddot {a}}}$

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

que evalúa los parámetros de mejor ajuste estimados a partir de la nave espacial Planck . ^{[ cita requerida ]}${\displaystyle a\sim 0.6}$${\displaystyle z\sim 0.66}$

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 caliente y denso y se ha estado expandiendo con el tiempo. La tasa de expansión depende de los tipos de materia y energía presentes en el universo y, en particular, de si la densidad total está por encima o por debajo de la denominada densidad crítica. ^{[ cita requerida ]}

Durante la década de 1970, la mayor parte de la atención se centró en los modelos puramente bariónicos, pero existían serios desafíos para explicar la formación de las 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 sobre los bariones, y la teoría de la inflación cósmica motivaba modelos con densidad crítica. ^{[ cita requerida ]}

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: estos mostraron éxito en la formación de galaxias y cúmulos de galaxias, pero los problemas persistieron; en particular, el modelo requería una constante de Hubble menor que la preferida por las observaciones, y las observaciones alrededor de 1988-1990 mostraron una agrupación de galaxias a gran escala mayor que la predicha. ^{[ cita requerida ]}

Estas dificultades se agudizaron con el descubrimiento de la anisotropía del CMB por el Cosmic Background Explorer en 1992, y varios modelos CDM modificados, incluyendo ΛCDM y materia oscura mixta fría y caliente, fueron considerados activamente hasta mediados de la década de 1990. El modelo ΛCDM se convirtió entonces en el modelo líder tras las observaciones de expansión acelerada en 1998, y fue rápidamente apoyado por otras observaciones: en 2000, el experimento de fondo de microondas BOOMERanG midió la densidad total (materia-energía) cerca del 100 % del crítico, mientras que en 2001 el estudio de corrimiento al rojo de galaxias 2dFGRS midió la densidad de materia cerca del 25 %; la gran diferencia entre estos valores apoya un Λ positivo o energía oscura . Mediciones mucho más precisas del fondo de microondas realizadas por naves espaciales de WMAP en 2003-2010 y Planck en 2013-2015 han seguido respaldando el modelo y precisando los valores de los parámetros, la mayoría de los cuales están limitados por debajo del 1 por ciento de incertidumbre. ^{[ cita requerida ]}

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 . ^[17] 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 en escala de las perturbaciones del CMB y su imagen a través de la esfera celeste son el resultado de irregularidades térmicas y acústicas muy pequeñas en el punto de recombinación. ^{[ cita requerida ]}

Históricamente, una gran mayoría de astrónomos y astrofísicos apoyan el modelo ΛCDM o parientes cercanos de este, pero observaciones recientes que contradicen el modelo ΛCDM han llevado a algunos astrónomos y astrofísicos a buscar alternativas al modelo ΛCDM, que incluyen abandonar la métrica de Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker o modificar la energía oscura . ^{[17] [18]} Por otro lado, Milgrom , McGaugh y Kroupa han sido durante mucho tiempo los principales críticos del modelo ΛCDM, atacando las partes de materia oscura de la teoría desde la perspectiva de los modelos de formación de galaxias y apoyando la teoría alternativa de dinámica newtoniana modificada (MOND), que requiere una modificación de las ecuaciones de campo de Einstein y las ecuaciones de Friedmann como se ve en propuestas como la teoría de la gravedad modificada (teoría MOG) o la teoría de la gravedad tensorial-vectorial-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 escalar-tensoriales como las teorías de Galileo, las cosmologías de branas , el modelo DGP y la gravedad masiva y sus extensiones como la gravedad bimétrica . ^{[ cita requerida ]}

Además de explicar muchas observaciones anteriores al año 2000, el modelo ha realizado una serie de predicciones exitosas: en particular, la existencia de la característica de oscilación acústica bariónica , descubierta en 2005 en la ubicación predicha; y las estadísticas de lente gravitacional débil , observada por primera vez en 2000 por varios equipos. La polarización del CMB, descubierta en 2002 por DASI, ^[19] ha sido predicha exitosamente por el modelo: en la publicación de datos de Planck de 2015 , ^[20] hay siete picos observados en el espectro de potencia de temperatura (TT), seis picos en el espectro cruzado de temperatura-polarización (TE) y cinco picos en el espectro de polarización (EE). Los seis parámetros libres pueden limitarse bien solo con el espectro TT, y luego los espectros TE y EE pueden predecirse teóricamente con un pequeño porcentaje de precisión sin permitir más ajustes. ^{[ cita requerida ]}

A lo largo de los años, se han realizado numerosas simulaciones de ΛCDM y observaciones de nuestro universo que desafían la validez del modelo ΛCDM, hasta el punto en que algunos cosmólogos creen que el modelo ΛCDM puede ser reemplazado por un modelo cosmológico diferente, aún desconocido. ^{[17] [18] [21]}

Las búsquedas exhaustivas de partículas de materia oscura no han demostrado hasta ahora una detección bien consensuada, mientras que la energía oscura puede ser casi imposible de detectar en un laboratorio, y su valor es extremadamente pequeño en comparación con las predicciones teóricas de la energía del vacío . ^{[ cita requerida ]}

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 sin importar quién sea y donde sea que estés". ^[22] El principio cosmológico existe porque cuando se estaban desarrollando los predecesores del modelo ΛCDM, no había suficientes datos disponibles para distinguir entre modelos anisotrópicos o no homogéneos más complejos, por lo que se asumió la homogeneidad y la isotropía para simplificar los modelos, ^[23] y las suposiciones se trasladaron al modelo ΛCDM. ^[24] Sin embargo, hallazgos recientes han sugerido que existen violaciones del principio cosmológico, especialmente de la isotropía. Estas violaciones han puesto en tela de juicio el modelo ΛCDM, y algunos autores sugieren que el principio cosmológico está obsoleto o que la métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker se rompe en el universo tardío. ^{[17] [25] [26]} Esto tiene implicaciones adicionales para la validez de la constante cosmológica en el modelo ΛCDM, ya que la energía oscura está implícita en las observaciones solo si el principio cosmológico es verdadero. ^{[27] [24]}

La evidencia de los cúmulos de galaxias , ^{[28] [29]} cuásares , ^[30] y supernovas de tipo Ia ^[31] sugieren que la isotropía se viola en grandes escalas. ^{[ cita requerida ]}

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 media (es decir, las fluctuaciones de temperatura), el segundo con respecto a variaciones mayores en el grado de perturbaciones (es decir, las densidades). La Agencia Espacial Europea (el organismo rector de la misión Planck) ha llegado a la conclusión de que estas anisotropías en el fondo cósmico de microondas son, de hecho, estadísticamente significativas y ya no se pueden ignorar. ^[32]

Ya en 1967, Dennis Sciama predijo que el fondo cósmico de microondas tiene una anisotropía dipolar significativa. ^{[33] [34]} En los últimos años, se ha probado el dipolo del CMB, y los resultados sugieren que nuestro movimiento con respecto a las radiogalaxias distantes ^[35] y los cuásares ^[36] difiere de nuestro movimiento con respecto al fondo cósmico de microondas . La misma conclusión se ha alcanzado en estudios recientes del diagrama de Hubble de supernovas de tipo Ia ^[37] y cuásares . ^[38] Esto contradice el principio cosmológico. ^{[ cita requerida ]}

El dipolo del CMB se insinúa a través de una serie de otras observaciones. En primer lugar, incluso dentro del fondo cósmico de microondas, hay curiosas alineaciones direccionales ^[39] y una asimetría de paridad anómala ^[40] que puede tener un origen en el dipolo del CMB. ^[41] Por otra parte, la dirección del dipolo del CMB ha surgido como una dirección preferida en estudios de alineaciones en polarizaciones de cuásares, ^[42] relaciones de escala en cúmulos de galaxias, ^{[43] [44]} fuerte retardo temporal de lente, ^[25] supernovas de tipo Ia, ^[45] y cuásares y estallidos de rayos gamma como velas estándar . ^[46] El hecho de que todos estos observables independientes, basados ​​en diferentes físicas, estén siguiendo la dirección del dipolo del CMB sugiere que el Universo es anisotrópico en la dirección del dipolo del CMB. ^{[ cita requerida ]}

Sin embargo, algunos autores han afirmado que el universo alrededor de la Tierra es isótropo con un alto grado de significación según estudios de los mapas de temperatura del fondo cósmico de microondas. ^[47]

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. ^[48] 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

• El LQG Clowes–Campusano , descubierto en 1991, que tiene una longitud de 580 Mpc
• La Gran Muralla Sloan , descubierta en 2003, que tiene una longitud de 423 Mpc, ^[49]
• U1.11 , un gran grupo de cuásares descubierto en 2011, que tiene una longitud de 780 Mpc
• El Huge-LQG , descubierto en 2012, que es tres veces más largo y dos veces más ancho de lo que se predice posible según ΛCDM
• La Gran Muralla Hércules-Corona Boreal , descubierta en noviembre de 2013, que tiene una longitud de 2000-3000 Mpc (más de siete veces la de la Gran Muralla Boreal ) ^[50]
• El Arco Gigante , descubierto en junio de 2021, que tiene una longitud de 1000 Mpc ^[51]

Otros autores afirman que la existencia de estructuras mayores que la escala de homogeneidad en el modelo ΛCDM no viola necesariamente el principio cosmológico en el modelo ΛCDM. ^{[52] [17]}

El Gordo es un cúmulo masivo de galaxias en interacción 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. ^{[53] [54]} 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. ^[55]${\displaystyle z=0.87}$${\displaystyle 6.16\sigma }$

El vacío del KBC es una inmensa región comparativamente vacía del espacio que contiene la Vía Láctea de aproximadamente 2 mil millones de años luz (600 megaparsecs, Mpc) de diámetro. ^{[56] [57] [17]} Algunos autores han dicho que la existencia del vacío del KBC viola el supuesto de que el CMB refleja fluctuaciones de densidad bariónica en o la teoría de la relatividad general de Einstein , cualquiera de las cuales violaría el modelo ΛCDM, ^[58] mientras que otros autores han afirmado que los supervacíos tan grandes como el vacío del KBC son consistentes con el modelo ΛCDM. ^[59]${\displaystyle z=1100}$

Siguen existiendo diferencias estadísticamente significativas en las mediciones de la constante de Hubble basadas en la radiación cósmica de fondo en comparación con las mediciones de distancias astronómicas. Esta diferencia se ha denominado tensión de Hubble . ^[60]

Se reconoce ampliamente que la tensión de Hubble en cosmología es un problema importante para el modelo ΛCDM. ^{[18] [61] [17] [21]} En diciembre de 2021, National Geographic informó que se desconoce la causa de la discrepancia de la tensión de Hubble. ^[62] 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. ^{[17] [25]}

Algunos autores postulan que la tensión de Hubble puede explicarse completamente por el vacío del KBC , ya que los autores predicen que la medición de supernovas galácticas dentro de un vacío arrojará un valor local mayor para la constante de Hubble que las mediciones cosmológicas de la constante de Hubble. ^[63] Sin embargo, otros trabajos no han encontrado evidencia de esto en las observaciones, encontrando que la escala de la subdensidad reclamada es incompatible con las observaciones que se extienden más allá de su radio. ^[64] Posteriormente se señalaron deficiencias importantes en este análisis, dejando abierta la posibilidad de que la tensión de Hubble sea de hecho causada por el flujo de salida del vacío del KBC. ^[58]

Como resultado de la tensión de Hubble, otros investigadores han pedido una nueva física más allá del modelo ΛCDM. ^[60] Moritz Haslbauer et al. propusieron que MOND resolvería la tensión de Hubble. ^[58] Otro grupo de investigadores dirigido por Marc Kamionkowski propuso un modelo cosmológico con energía oscura temprana para reemplazar a ΛCDM. ^[65]

La tensión en cosmología es otro problema importante para el modelo ΛCDM. ^[17] El parámetro en el modelo ΛCDM cuantifica la amplitud de las fluctuaciones de la materia en el universo tardío y se define como${\displaystyle S_{8}}$${\displaystyle S_{8}}$

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

Los datos tempranos (por ejemplo, de los datos del CMB recopilados con el observatorio Planck) y los datos tardíos (por ejemplo, la medición de eventos de lente gravitacional débil ) 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 denomina tensión . El nombre "tensión" refleja que el desacuerdo no se produce simplemente entre dos conjuntos de datos: los numerosos conjuntos de mediciones tempranas y tardías coinciden bien dentro de sus propias categorías, pero existe 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. ^[17]${\displaystyle S_{8}}$${\displaystyle S_{8}}$

Algunos valores para son${\displaystyle S_{8}}$0,832 ± 0,013 ( Planck 2020 ), ^[66] 0,766+0,020
−0,014(NIÑOS 2021), ^{[67] [68]} 0,776 ± 0,017 ( DES 2022 ), ^[69] 0,790+0,018
−0,014(2023 DES+NIÑOS), ^[70] 0,769+0,031
-0,034–0,776+0,032
-0,033^{[71] [72] [73] [74]} (2023 HSC-SSP),0,86 ± 0,01 (2024 EROSITA ). ^{[75] [76]} También se han obtenido valores utilizando velocidades peculiares ,0,637 ± 0,054 (2020) ^[77] y0,776 ± 0,033 (2020), ^[78] entre otros métodos.

El " eje del mal " es el nombre que se le da a una correlación no demostrada entre el plano del Sistema Solar y aspectos del fondo cósmico de microondas (CMB). Le otorga al plano del Sistema Solar y, por lo tanto, a la ubicación de la Tierra una importancia mayor de la que podría esperarse por casualidad, un resultado que se ha afirmado que es evidencia de una desviación del principio copernicano tal como se supone en el modelo de concordancia . Análisis posteriores no encontraron tal evidencia.

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. ^{[79] [17]} Si todos los cálculos son correctos, entonces podrían necesitarse soluciones más allá del modelo ΛCDM existente. ^[79]

El modelo ΛCDM asume que la forma del universo es de curvatura cero (es plano) y tiene una topología indeterminada. En 2019, la interpretación de los datos de Planck sugirió que la curvatura del universo podría ser positiva (a menudo llamada "cerrada"), lo que contradiría el modelo ΛCDM. ^{[80] [17]} Algunos autores han sugerido que los datos de Planck que detectan una curvatura positiva podrían ser evidencia de una inhomogeneidad local en la curvatura del universo en lugar de que el universo sea en realidad globalmente una variedad 3- de curvatura positiva. ^{[81] [17]}

El modelo ΛCDM asume que el principio de equivalencia fuerte es cierto. Sin embargo, en 2020 un grupo de astrónomos analizó datos de la muestra de Curvas de Rotación Precisa y Fotometría de Spitzer (SPARC), junto con estimaciones del campo gravitacional externo a gran escala de un catálogo de galaxias de todo el cielo. Concluyeron que había evidencia altamente estadísticamente significativa de violaciones del principio de equivalencia fuerte en campos gravitacionales débiles en la vecindad de galaxias sostenidas por rotación. ^[82] Observaron un efecto inconsistente con los efectos de marea en el modelo ΛCDM. Estos resultados han sido cuestionados por no considerar imprecisiones en las curvas de rotación y correlaciones entre las propiedades de las galaxias y la fuerza de agrupamiento. ^[83] y por ser inconsistentes con análisis similares de otras galaxias. ^[84]

Han surgido varias discrepancias entre las predicciones de materia oscura fría en el modelo ΛCDM y las observaciones de galaxias y su agrupamiento. Se han propuesto soluciones para algunos de estos problemas, pero no está claro si se pueden resolver sin abandonar el modelo ΛCDM. ^[85]

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) son mucho más puntiagudas que lo que se observa en las galaxias al investigar sus curvas de rotación. ^[86]

Las simulaciones de materia oscura fría predicen grandes cantidades 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 . ^[87]

Se observa que las galaxias enanas que orbitan alrededor de la Vía Láctea y Andrómeda están en estructuras delgadas y planas, mientras que las simulaciones predicen que deberían estar distribuidas aleatoriamente alrededor de sus galaxias madre. ^[88] Sin embargo, las últimas investigaciones sugieren que esta alineación aparentemente extraña es solo una peculiaridad que se disolverá con el tiempo. ^[89]

Las galaxias en la asociación NGC 3109 se están alejando demasiado rápido como para ser consistentes con las expectativas en el modelo ΛCDM. ^[90] En este marco, NGC 3109 es demasiado masiva y distante del Grupo Local como para haber sido arrojada en una interacción de tres cuerpos que involucra a la Vía Láctea o la Galaxia de Andrómeda . ^[91]

Si las galaxias crecieran jerárquicamente, entonces las galaxias masivas requerirían muchas fusiones. Las fusiones importantes inevitablemente crean un bulbo clásico . Por el contrario, alrededor del 80 % de las galaxias observadas no dan evidencia de tales bulbos, y las galaxias gigantes de disco puro son comunes. ^[92] La tensión se puede cuantificar comparando la distribución observada de formas de galaxias en la actualidad con predicciones de simulaciones cosmológicas hidrodinámicas de alta resolución en el marco ΛCDM, revelando un problema altamente significativo que es poco probable que se resuelva mejorando la resolución de las simulaciones. ^[93] La alta fracción sin bulbo fue casi constante durante 8 mil millones de años. ^[94]

Si las galaxias estuvieran envueltas en halos masivos de materia oscura fría , las barras que suelen formarse en sus regiones centrales se ralentizarían debido a la fricción dinámica con el halo. Esto entra en grave conflicto con el hecho de que las barras de galaxias observadas suelen ser rápidas. ^[95]

La comparación del modelo con las observaciones puede tener algunos problemas en las escalas subgalaxiales, posiblemente prediciendo demasiadas galaxias enanas y demasiada materia oscura en las regiones más internas de las galaxias. Este problema se denomina "crisis de la pequeña escala". ^[96] Estas escalas pequeñas 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.

Las observaciones del telescopio espacial James Webb han dado como resultado varias galaxias confirmadas por espectroscopia con un alto corrimiento al rojo, como JADES-GS-z13-0 con un corrimiento al rojo cosmológico de 13,2. ^{[97] [98]} Otras galaxias candidatas que no han sido confirmadas por 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 una revisión del modelo Lambda-CDM con parámetros proporcionados por la Colaboración Planck es necesaria para resolver este problema. Las discrepancias también podrían explicarse por propiedades particulares (masas estelares o volumen efectivo) de las galaxias candidatas, una fuerza o partícula desconocida fuera del Modelo Estándar a través de la cual interactúa la materia oscura, una acumulación de materia bariónica más eficiente por los halos de materia oscura, modelos tempranos de energía oscura, ^{[99] o las hipotéticas} estrellas de Población III buscadas durante mucho tiempo . ^{[100] [101] [102] [103]}

Massimo Persic y Paolo Salucci ^[104] fueron los primeros en estimar la densidad bariónica presente en la actualidad en galaxias elípticas, espirales, grupos y cúmulos de galaxias. Realizaron una integración de la relación masa-luz bariónica sobre la luminosidad (en el siguiente gráfico ), ponderada con la función de luminosidad sobre las clases de objetos astrofísicos mencionadas anteriormente:${\textstyle M_{\rm {b}}/L}$${\textstyle \phi (L)}$

${\displaystyle \rho _{\rm {b}}=\sum \int L\phi (L){\frac {M_{\rm {b}}}{L}}\,dL.}$

El resultado fue:

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

dónde .${\displaystyle h\simeq 0.72}$

Obsérvese que este valor es mucho menor 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".${\displaystyle \Omega _{\rm {b}}\simeq 0.0486}$

Se afirma que el problema del barión faltante 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 está fuera de los halos de materia oscura , llenando el espacio entre las galaxias. ^[105] Junto con la cantidad de bariones dentro de las galaxias y a su alrededor, la cantidad total de bariones en el Universo tardío es compatible con las mediciones del Universo temprano.

Se ha argumentado que el modelo ΛCDM está construido sobre una base de estratagemas convencionalistas , lo que lo hace infalsable en el sentido definido por Karl Popper . ^[106]

Parámetros cosmológicos de la Colaboración Planck ^[108]

	Descripción	Símbolo	Valor-2015 [109]	Valor-2018 [110]
Parámetros independientes ​​	Parámetro de densidad bariónica física [a]	Ω b h 2	0,022 30 ± 0,000 14	0,0224 ± 0,0001
	Parámetro de densidad de materia oscura física [a]	Ωch2​ ​​	0,1188 ± 0,0010	0,120 ± 0,001
	Edad del universo	el 0	(13,799 ± 0,021) × 10 9 años	(13,787 ± 0,020) × 10 9 años [113]
	Índice espectral escalar	en​	0,9667 ± 0,0040	0,965 ± 0,004
	Amplitud de fluctuación de curvatura, k 0 = 0,002 Mpc −1	${\displaystyle \Delta _{R}^{2}}$	2.441+0,088 −0,092× 10 −9 [114]	?
	Profundidad óptica de reionización	τ	0,066 ± 0,012	0,054 ± 0,007
Parámetros fijos ​	Parámetro de densidad total [b]	Ω total	1	?
	Ecuación de estado de la energía oscura	el	-1	w 0  = −1,03 ± 0,03
	Relación tensor/escalar	a	0	r 0,002  < 0,06
	Ejecución del índice espectral	${\displaystyle dn_{\text{s}}/d\ln k}$	0	?
	Suma de tres masas de neutrinos	${\displaystyle \sum m_{\nu }}$	0,06 eV/ c2 [ c] [107] : 40	0,12 eV / c2
	Número efectivo de grados de libertad relativistas	N- ef	3.046 [d] [107] : 47	2,99 ± 0,17
Valores calculados ​	Constante de Hubble	H0​	67,74 ± 0,46 km⋅s −1 ⋅ Mpc −1	67,4 ± 0,5 km⋅s −1 ⋅ Mpc −1
	Parámetro de densidad bariónica [b]	Ohm b	0,0486 ± 0,0010 [e]	?
	Parámetro de densidad de materia oscura [b]	Ohm c	0,2589 ± 0,0057 [f]	?
	Parámetro de densidad de materia [b]	Ωm​	0,3089 ± 0,0062	0,315 ± 0,007
	Parámetro de densidad de energía oscura [b]	ΩΛ​	0,6911 ± 0,0062	0,6847 ± 0,0073
	Densidad crítica	ρ crítico	(8,62 ± 0,12) × 10 −27  kg/m 3 [g]	?
	La actual fluctuación de la materia en términos de raíz cuadrada media promediado sobre una esfera de radio 8 h −1 Mpc	σ8​	0,8159 ± 0,0086	0,811 ± 0,006
	Desplazamiento al rojo en el desacoplamiento	y ∗	1 089 .90 ± 0.23	1 089 .80 ± 0.21
	Edad en el momento de la disociación	yo ∗	377 700 ± 3200 años [114]	?
	Desplazamiento al rojo de la reionización (con prior uniforme)	z re	8.5+1,0 -1,1[115]	7,68 ± 0,79

El modelo ΛCDM simple se basa en seis parámetros : parámetro de densidad bariónica física; parámetro de densidad de materia oscura física; la edad del universo; índice espectral escalar; amplitud de fluctuación de curvatura; y profundidad óptica de reionización. ^[116] 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. (Véase a continuación los modelos ampliados que permiten que varíen).

La teoría no suele predecir los valores de estos seis parámetros (aunque, idealmente, podrían estar relacionados con 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, lo que es coherente con el valor estimado de 0,96. Los valores de los parámetros y las incertidumbres se estiman utilizando 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 los demás valores del modelo, como la constante de Hubble y la densidad de energía oscura .

Por lo general, el conjunto de observaciones que se ajustan incluye la anisotropía del fondo cósmico de microondas , la relación brillo/desplazamiento al rojo para 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, el efecto de lente gravitacional débil y las edades de los cúmulos globulares, son generalmente consistentes con estas y proporcionan una verificación del modelo, pero actualmente se miden con menos precisión.

Los valores de los parámetros que se enumeran en la tabla proceden de los parámetros cosmológicos de la Colaboración Planck con un límite de confianza del 68 % para el modelo ΛCDM base a partir de los espectros de potencia CMB de Planck , en combinación con la reconstrucción de lente y datos externos (BAO + JLA + H ₀ ). ^[107] Véase también Planck (nave espacial) .

Parámetros del modelo extendido ^[114]

Descripción	Símbolo	Valor
Parámetro de densidad total	${\displaystyle \Omega _{\text{tot}}}$	0,9993 ± 0,0019 [117]
Ecuación de estado de la energía oscura	${\displaystyle w}$	-0,980 ± 0,053
Relación tensor-escalar	${\displaystyle r}$	< 0,11, k 0 = 0,002 Mpc −1 ( )${\displaystyle 2\sigma }$
Ejecución del índice espectral	${\displaystyle dn_{s}/d\ln k}$	−0,022 ± 0,020 , k 0 = 0,002 Mpc −1
Suma de tres masas de neutrinos	${\displaystyle \sum m_{\nu }}$	< 0,58 eV / c2 ( )${\displaystyle 2\sigma }$
Parámetro de densidad física de neutrinos	${\displaystyle \Omega _{\nu }h^{2}}$	< 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 suavemente al modelo básico de seis parámetros en el límite de que el parámetro o parámetros adicionales se acerquen a los valores predeterminados. Por ejemplo, las posibles extensiones del modelo ΛCDM más simple permiten la curvatura espacial ( puede ser diferente de 1); o la 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 (denotada ), que está determinada por la escala de energía desconocida de la inflación. Otras modificaciones permiten materia oscura caliente en forma de neutrinos más masivos que el valor mínimo, o un índice espectral móvil; este último generalmente no es favorecido por los modelos de inflación cósmica simples.${\displaystyle \Omega _{\text{tot}}}$${\displaystyle r}$

Permitir la inclusión de parámetros variables adicionales generalmente aumentará las incertidumbres en los seis parámetros estándar citados anteriormente y también puede modificar ligeramente los valores centrales. La tabla siguiente 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 móvil, 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 se encuentran dentro de esos límites.${\displaystyle r}$

• Simulación cosmológica del Bolshoi
• Formación y evolución de las galaxias
• Proyecto Illustris
• Lista de software de computación cosmológica
• Carrera del milenio
• Partículas masivas que interactúan débilmente (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.