Lambda-CDM modeloa

Lambda-CDM eredua edo ΛCDM (ingelesezko "Lambda-Cold Dark Matter") gaur egun kosmologia arlo zientifikoan onartutako eredua da, Big Bangaren eredu kosmologikoarekin bat datorrena. Honi esker Unibertsoaren espantsio osoan zehar emandako behaketa ugari azaldu dira. Hauen artean garrantzitsuenetariko bat hondoko mikrouhin erradiazioa edo mikrouhin erradiazio kosmikoa da. Obserbazio hau 1965. urtean egin zen eta unibertso osoa erradiazio elektromagnetikoz estalita dagoela bermatzen du. Bere ezaugarri inportanteenetariko bat gorputz beltz batek emandako erradiazioarekin bat datorrela da. Lambda-CDM eredua unibertsoaren espantsioaren azelerazioa eta egitura eskala handia azaltzeko ezagutzen den modelo sinpleena da. Teoriak unibertsoa hiru osagarriz osatuta dagoela bermatzen du:

Unibertsoaren espantsioa (eboluzio temporala).

EzaugarriakAldatu

  • Λ (lambda) letra grekoa konstante kosmologikoa da. Honek energia ilunarekin lotura zuzena gordetzen du eta gaur egungo unibertsoaren espantsio azeleratuaren balioa ezagutzen laguntzen du.
  • Materia ilun hotza (ez barionikoa) materia ilunaren eredu bat da, zeinetan partikula osagarrien abiadura argiaren abiadurarekin alderatuta oso txikia dela bermatzen da. Horregatik erabili ohi da hotz adjektiboa.
  • Materia arrunta (barionikoa). Atomoek eta fotoiek osatutako planetak, izarrak eta unibertsoko hauts hodeiak sartzen dira talde honen barruan.

Unibertsoko energia dentsitate osoa goiko 3 azpimultzotan banatzen da proportzio oso ezberdinetan. Λ konstante kosmologikoarekin lotutako energia iluna unibertsoko energia dentsitate osoaren % 70a suposatzen du. Bestaldetik, energia ilun hotzak ehuneko % 26a. Eta, azkenik, materia arruntak soilik ehuneko % 4a suposatzen du.

ΛCDM ereduak grabitatea egokien azaltzen duen teoria erlatibitate orokorraren teoria dela hartzen du kontuan (teoria aplikagarria eskala kosmologikoetan). Askotan Big Bangaren kosmologia eredu estandarra bezala ezaguna da, izan ere hurrengo unibertso propietateak ondo azal ditzakeen eredu sinpleena kontsideratzen delako:

  • Mikrouhin erradiazio kosmikoaren existentzia eta propietateak.
  • Galaxien banaketa eskala oso handietan.
  • Hidrogeno (deuterioa barne hartuz), helio eta litioaren ugaritasuna.
  • Unibertsoko galaxia eta supernoba ezberdinetan behatu izan ahal den espantsio azeleratua.

ΛCDM eredua gaurkotasunean beste ikerketa arloko ereduekin bateragarria izan daiteke etorkizun hurbil batean; hala nola, inflazio kosmikoarekin. Unibertsoaren lehenengo datu multzoekin (Big Banga gertatu eta istant labur batera) lan eginez ΛCDM eredua superordenagailuetan modu arrakastatsu batean simulatzea lortu da. Harrigarria dirudien arren, emaitzetan (hamahiru milioi urte inguru simulatu ostean) bateragarritasuna lortzen da gaur egun behatzen dugun unibertsoarekin. Adibide bezala konputazionalki lortutako izar eta galaxiak antz oso handia dute gure unibertsoarekin[1].

Unibertsoaren espantsio azeleratuaAldatu

ΛCDM ereduak unibertsoa espantsio azeleratuan dagoela suposatzen du. Dakigunez unibertsoaren espantsio azeleratua orain dela bost mila milioi urte inguru hasi zen. Ezagutzen dugun unibertso osoaren (laua edo ia laua dena) energia dentsitatearen frakzio garrantzitsuena energia ilunarekin lotuta dago, eta hau deskribatzeko omega azpi lambda ikurra erabiltzen da: ( =0.669 estimatzen da). Energia hau "energia ilun" bezala deskribatzeko arrazoia da ezin izan dela zuzenean bere existentzia behatu. Konportamolde hau deskribatzeko gai izango liratekeen bi teoria inflazio kosmikoa (konstante kosmologiko ez nulu bat beharrezkoa duena) eta kintesentzia bezala ezaguna den energia dira.

HistoriaAldatu

 
Satelite ezberdinek urteetan zehar erradiazio kosmikoari buruzko datu bilketa modu zehatzagoan burutu izan dute.

1965ean mikrouhin erradiazio kosmikoaren aurkikuntzak (Cosmic Microwave Background edo CMB) Big Bangaren kosmologiaren funtsezko iragarpen bat berretsi zuen. Memento horretatik aurrera unibertsoaren jaiotza oso dentso eta beroa kontsideratu da, historia osoa zehar espantsio azeleratua jasan duena. Hedapen-tasa unibertsoan dauden materia- eta energia-moten araberakoa da. 1970eko hamarkadan eredu bariotikoekin egin zen lan baina hauek ez ziren kapaz galaxien eraketa azaltzeko, CMBn ikusitako anisotropiengatik. 1980ko hamarkada hasieran materia ilun hotzak eta inflazio kosmikoaren teoriak arazo hau konpontzeko gaitasuna izan zitekeela kontsideratzen hasi zen. Hurrengo urteetan, ikerketa gehienak gai horretan zentratu ziren. Galaxien eta galaxia-kumuluen eraketan aurrera pauso handiak eman ziren. Hala ere, hainbat arazo agerian jarraitzen zuten; garrantzitsuenetarikoa modeloak behar zuen Hubble-en konstantearen balioa behatutakoa baino nahiko txikiagoa zela zen. Zailtasun horiek areagotu egin ziren 1992an COBEk ikusitako CMBaren anisotropia aurkitzean, eta hainbat aukera hartzen hasi ziren, hala nola ΛCDM eta nahasketa hotz+beroko beste materia ilun batzuk.

Hartatik, ΛCDM eredua estandar bihurtu zen, 1998ko Unibertsoaren hedapen azeleratuaren behaketei jarraituz. Hurrengo urteetan teoria hau indartuko zuten beste behaketa batzuk eman ziren: 2000. urtean, BOOMERanG mikrouhinen hondoko esperimentuak kritikaren % 100 inguruko guztizko dentsitatea (materia+energia) neurtu zuen; 2001. urtean, berriz, 2dFGRS galaxiak infragorrian aztertzean, % 25 inguruko materia-dentsitatea neurtu zen; bien arteko alde handiak Λ positiboa edo energia iluna bermatzen du. WMAPek 2003-2010ean egindako mikrouhin-labearen neurketa zehatzagoek eredua babesten eta fintzen jarraitu dute.

Astronomo eta astrofisikari gehienek ΛCDM ereduaren edo hurbileko beste batzuen alde egiten dute, baina badaude beste teoria batzuk babesten dutenek; Milgrom, McGaugh eta Kroupa beste kokaleku kritiko batzuen buru dira. Energia iluna edo materia iluna azaltzen saiatzen diren astrofisiko teorikoen edo Einsteinen erlatibitate orokorraren alternatiba kosmologikoen beste proposamen batzuk hauek dira: f(R) grabitatea, “tensort-scalar” teoria, branen kosmologia, DGP-ren eredua eta Galileo-ren teoriak. Orain arteko behaketek ez dute materia iluneko partikulen bilaketa zehatzik detektatu. Energia iluna ia ezinezkoa izan daiteke laborategian detektatzea. Eredua behaketekin konparatzea bideragarria da eskala handietan, baina arazoak izan ditzake eskala txikietan, galaxia nano asko eta materia ilun asko predikatuz espazioaren barruko eremuetan. Eskala txikietan lan eginez gero, zailagoa da ordenagailu bidezko simulazioak erabiliz irtenbideak aurkitzea; beraz, oraindik ez dago argi arazoa simulazioetan, materia ilunaren propietate ez-estandarretan edo modeloan bertan dagoen.

ErreferentziakAldatu

  • Nelson, D., Springel, V., Pillepich, A., Rodriguez-Gomez, V., Torrey, P., Genel, S., ... & Hernquist, L. (2019). The IllustrisTNG simulations: public data release. Computational Astrophysics and Cosmology, 6(1), 1-29.

Kanpo estekakAldatu