Breve historia del modelo cosmológico de consenso (LCDM)

Por Francisco R. Villatoro, el 3 febrero, 2019. Categoría(s): Ciencia • Energía oscura • Física • Historia • Materia oscura • Noticias • Physics • Science ✎ 6

El modelo cosmológico de consenso LCDM (o ΛCDM), con materia oscura fría y energía oscura descrita por una constante cosmológica, nació en 1998. Sustituyó al modelo SCDM (Standard CDM), con materia oscura fría, pero sin energía oscura, que nació en 1982. Que a su vez sustituyó al modelo de la gran explosión (big bang) sin inflación cósmica, mucho más antiguo. La historia de la ciencia nunca es lineal, como sugieren los libros de texto. La inflación estaba «en el aire» a finales de los 1970, igual que la materia oscura lo estaba a finales de los 1960 y la constante cosmológica a mediados de los 1990.

Nos lo recuerda Stacy S. McGaugh, “A personal recollection of how we learned to stop worrying and love the Lambda,” Triton Station, 28 Jan 2019, quien me ha recordado que yo leí su nota en Nature de 1996 sobre la constante cosmológica, Stacy S. McGaugh, “Cosmological constant,” Nature 381: 483 (1996), doi: 10.1038/381483b0.

La teoría del big bang nació a finales de los 1940, como modelo de la nucleosíntesis primordial (LCMF, 28 Oct 2013); pero no fue aceptada hasta 1964, tras el descubrimiento del fondo cósmico de microondas. Esta teoría tenía muchos problemas. Por ejemplo, la formación de las grandes estructuras del universo requería que la densidad de energía total fuera Ω = 1 (un universo plano). Sin embargo, parecía imposible acomodar este valor con la materia bariónica (Ωm = 1); hoy sabemos que constituye el 5% del total (Ωm ≈ 0.05), pero entonces ya se sabía que la materia no podía ser más del 25%. Faltaba algo.

La inflación cósmica (Starobinsky (1979), Guth (1980), Linde (1982), Steinhardt (1983), etc.) resolvía muchos de los problemas de la teoría del big bang, pero no resolvía el problema de la formación de las grandes estructuras del universo. Así nació en 1982 el modelo cosmológico estándar con materia oscura fría (SCDM), que añadía al big bang la inflación cósmica y una cantidad suficiente de materia oscura como para alcanzar Ωm = 1 (Phillip J. E. Peebles, “Large-scale background temperature and mass fluctuations due to scale-invariant primeval perturbations,” Astrophysical Journal 263: L1-L5 (1982), doi: 10.1086/183911; George R. Blumenthal, S.M. Faber, …, Martin J. Rees, “Formation of Galaxies and Large Scale Structure with Cold Dark Matter,” Nature 311: 517-525  (1984), doi: 10.1038/311517a0).

El modelo SCDM también tenía sus problemas; quizás el más famoso era uno compartido con la teoría del big bang sin inflación, la constante de Hubble. Un universo tipo de Sitter con Ωm = 1 es más viejo que las estrellas más viejas si se cumple que H0 < 50 km/s/Mpc; pero las observaciones apuntaban a 50 km/s/Mpc < H0 < 100 km/s/Mpc (hoy sabemos que el valor correcto es más o menos H0 ≈ 70 km/s/Mpc). La solución más sencilla era que Ωm < 1, pero a finales de la década de los 1980 esta idea rayaba lo imposible.

Por supuesto, algunos pioneros se atrevieron a concebir lo imposible, la existencia de una constante cosmológica Λ > 0 que permitiera Ωm < 1. Para los cosmólogos teóricos era un asunto fácil (Steven Weinberg, “Anthropic Bound on the Cosmological Constant,” Phys. Rev. Lett. 59: 2607 (1987), doi: 10.1103/PhysRevLett.59.2607; P. J. E. Peebles, B. Ratra, “Cosmology with a time-variable cosmological ‘constant’,” Astrophysical Journal 325: L17-L20 (1988), doi: 10.1086/185100; Steven Weinberg, “The cosmological constant problem,” Rev. Mod. Phys. 61: 1 (1989), doi: 10.1103/RevModPhys.61.1; entre otros muchos). Pero para los cosmólogos observacionales se requerían nuevos datos, o al menos una nueva interpretación de los datos disponibles.

Se empezó a plantear que Λ > 0 como posibilidad firme a principios de los 1990. McGaugh nos destaca el estudio de la distribución de las galaxias lejanas de Yuzuru Yoshii en 1993; las observaciones apuntaban a una gran contribución de la constante cosmológica a la densidad total del universo (Yuzuru Yoshii, Bruce A. Peterson, “Interpretation of the faint galaxy number counts in the K band,” Astrophysical Journal 444: 15-20 (1995), doi: 10.1086/175579). Para McGaugh se trata de una primera detección tan válida como la que se logró en 1998 (yo no lo tengo tan claro). Pero lo relevante es que había muchos indicios por doquier. El cambio de paradigma desde Ωm = 1 (con ΩΛ  = 0) hasta ΩmΛ = 1 estaba en el ambiente.

Sin embargo, la situación no estaba clara y había estudios que apuntaban en la dirección contraria, ΩΛ  = 0. Por ejemplo, los primeros estudios de supernovas Ia del Supernova Cosmology Project de Perlmutter estimaban Ωm = 0.94 ± 0.34, y ΩΛ = 0.06 ± 0.34, con ΩΛ< 0.51 al 95% CL (S. Perlmutter, S. Gabi, …, W. J. Couch (The), “Measurements of the Cosmological Parameters Omega and Lambda from the First 7 Supernovae at z ≥ 0.35,” Astrophysical Journal 483: 565 (1997), doi: 10.1086/304265arXiv:astro-ph/9608192). O el análisis de cuásares mediante lentes gravitacionales, que  estimaban a ΩΛ  < 0.66 al 95% CL (C. S. Kochanek, “Is There A Cosmological Constant?” Astrophysical Journal 466: 638 (1996), doi: 10.1086/177538arXiv:astro-ph/9510077).

McGaugh afirma que fue muy influyente y destaca un artículo que apuntaba al modelo ΛCDM de J. P. Ostriker, Paul J. Steinhardt, “The observational case for a low-density Universe with a non-zero cosmological constant,” Nature 377: 600-602 (1995), doi: 10.1038/377600a0. Por cierto, la figura original de este artículo, estimaba la constante de Hubble en el intervalo H0 = (70 ± 15) km/s/Mpc; en las figuras en color de McGaugh se ha coloreado en celeste un intervalo mucho más pequeño, asociado a la estimación basada en la escalaera de distanticas.

En esta época se emprendieron muchos estudios para discernir entre las dos opciones posibles, aceptar la inflación y sus ventajas, con ΩmΛ = 1 (el modelo ΛCDM), o descartar la inflación y asumir un universo abierto, Ωm < 1 (el modelo SCDM). Para un cosmólogo observacional se necesitaban más datos, pero los cosmólogos teóricos tenían claro que todo apuntaba al modelo ΛCDM (Michael S. Turner, “The Case for LambdaCDM,” arXiv:astro-ph/9703161). El famoso fracaso en 1998 del intento de falsar esta idea usando supernovas Ia reivindicó el modelo ΛCDM con 1/4 < Ωm < 1/3.

En la década de los 2000, las medidas de precisión del fondo cósmico de microondas gracias al telescopio espacial WMAP de la NASA (WMAP1 ,  WMAP3, WMAP5, WMAP7 y WMAP9) confirmaron el modelo ΛCDM fuera de toda duda (el premio Nobel de Física 2011 a la energía oscura estaba cantado). En la década de los 2010, el telescopio espacial Planck de la ESA (Planck DR1, Planck DR2 y Planck DR3) han ratificado el modelo gracias a la polarización del fondo cósmico de microondas. Por supuesto, durante los 2000 hubo muchos otros resultados independientes que confirmaron la existencia de la aceleración de la expansión cósmica (que Turner bautizó como energía oscura en 1998).

En resumen, aún quedan problemas cosmológicos por resolver. Por ejemplo, aún no hemos observado los modos B en la polarización del fondo cósmico de microondas, cuya amplitud sesgará el espacio de modelos matemáticos de la inflación. Y tampoco está claro el valor de la constante de Hubble, ya que los datos recientes, para z < 2, apuntan a H0 ≈ 73, y las extrapolaciones cosmológicas, desde z ≈ 1100 a z > 2, nos ofrecen H0 ≈ 67. La historia nunca es tan sencilla como se suele contar en los libros de texto. Y los resultados revolucionarios pueden aparecer en cualquier momento; nos encontramos en un época apasionante en cosmología física.



6 Comentarios

  1. Son tiempos verdaderamente fascinantes 🙂

    Se habla tanto del asunto de la “discrepancia en la constante de Hubble” que está comenzando a ponerme nervioso XD.

  2. Hola Francis muchas gracias por tu blog. Tendrías algún libro de divulgación para recomendarme para profundizar en el LCDM? Con una explicación más extensa y a prueba de profesionales de ciencias blandas como yo?

    1. Mariano, hay muchos libros sobre cosmología y todos los que se publicaron en los últimos 20 años presentan el modelo LCDM actual. Me resulta difícil recomendar uno concreto sin más información. Pero buno, uno sin fórmulas matemáticas, Craig J. Hogan, “El libro del Big Bang: Introducción a la cosmología”, y uno con ellas, Jordi Cepa, “Cosmología Física”.

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