En este Ensayo se analizan algunos paramétros cosmológicos fundamentales, evaluando sus diferentes valores según los métodos empleados en sus cálculos. Los parámetros analizados son la constante de Hubble, el parámetro de densidad de materia bariónica, el parámetro de densidad de materia WM, el parámetro de densidad debido a la constante cosmológica WL y la Edad del Universo.
Constante de Hubble
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Método |
Valor (km/s.Mpc) |
Referencia |
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Supernovas Tipo Ia |
60±10 71±6 55±10 |
review de David Branch 1998 HST Distance Scale Key Project 2000 Allan Sandage & G.A Tammann 1996 |
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Supernovas Tipo Ia usando la forma de las curvas de luz en varios colores |
65±3 |
Adam G. Riess, William H. Press, Robert P. Kirsher 1996 |
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Supernovas de Tipo II |
73±13 72± 7 |
Schmidt et al. 1994, ApJ 432,42 |
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Tully-Fisher |
73±10 69±5 65+20-14 71± 7 60± 10 |
Mould, J.R. et al. Giovanelli et al. (1997) Astrphys. J. Lett., 477, L1-L4 Watanabe et al. 1998 HST Distance Scale Key Project 200 Tutui et al. 2001 |
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Cefeidas en galaxias y grupos de galaxias cercanos |
75±15 |
Madore et al. (1998) |
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Gigantes rojas más brillantes en galaxias y grupos de galaxias cercanos |
77±8 |
Harris et al. 1998 |
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Lentes gravitatorias |
66±15 62±7 63±15 |
Falco et al. (1997) ApJ. 484, 70 Kochanck 2002 Fassnatch et al. 2002 |
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Efecto Sunyaev-Zeldovich |
60±20? 65+16-15 |
Birkinshaw 1998 Manson, Myers y Readhead 2000 |
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Sunyaev-Zeldovich+ rayos X |
60+13-18 66±15 |
Reese et al. 2002. ApJ, 581,53. Manson et al. 2001.ApJ, 555, L11. |
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Fluctuaciones del brillo superficial |
70±6 71±8 |
HST Distance Scale Key Project Liu & Graham 2001 |
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Calibración usasando estrellas de población II como candelas estándar en el plano principal de grupos y cúmulos de galaxias |
56±4 |
Alves 2003 |
Conclusión: 65±15 parece un intervalo
aceptablemente conservador.
Krauss, L.M. 2001 concluye
68±8 y Freedman W.L. 2002
concluye 72±7 donde el error parece bien comprendido como sistemático en la
indeterminación de la distancia a la Gran Nube de Magallanes y la relación
periodo-luminosidad de las cefeidas. Sin embargo, Parodi et al. 2000
(ApJ, 540 634) siguien obteniendo un valor inferior de 59±6 a pesar de
utilizar también cefeidas observadas con el Telescopio Hubble (en concordancia
con Sandage & Tammann
56.9±2.3). La compilación de datos CMB+2dFGRS realizada por Percival et al. 2002
dentro del modelo
estándar lleva a 66.5±4.7 (ver también Melchiorri et al.
2002). Shanks et
al. 2002 argumentan que todavía no se puede descartar un valor bajo
H0 < ~ 50 km/s/Mpc.
Parámetro
de densidad de materia bariónica WB
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Método |
Valor |
Referencia |
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Nucleosíntesis primigenia |
Wb h2 ~ 0.020±0.002 |
Burles, S. Nollet, K.M. & Turner, M.S.,
2001 ApJ., 552, L1 |
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Medidas de la proporción deuterio/H en espectros de cuásares combinado con Nucleosíntesis primigenia |
Wb h2 ~0.020±0.001 Wb h2 ~0.0214±0.0020 |
O'Meara et al. 2001. ApJ., 552, 718 Kirkman et al. 2003 |
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Anisotropías del fondo cósmico de microondas |
Wb h2 ~0.0325±0.0125 Wb h2 ~
0.022±0.004 Wb h2
~0.022±0.004 Wb h2 ~0.026+0.020-0.011 Wb h2
~0.029+0.015-0.010 Wb h2 = 0.0224±0.0009 |
Stompor et al. 2001 Bernardis et al. 2001 (BOOMERANG) Leitch et al. 2001, Halverson et al. 2001 (DASI Degree Angular Scale Interferometer) Análisis frecuentista de los datos de Máxima-1 (Abroe et al.
2001). Spergel et al. 2003 (WMAP) |
|
Espectro de potencias en |
Wb/ Wm ~ 0.15±0.07 |
Percival et al. 2001 (survey de galaxias 2dF) & Peacock 2001 (2dFGRS) |
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Análisis de rayos X en cúmulos de galaxias |
Wb/ Wm ~ 0.127±0.017 |
Evrard 1997 |
|
Análisis estadísticos de diferentes tipos de mediciones |
Wb ~ 0.045±0.015 Wb ~ 0.039±0.0075 Wb ~ 0.022±0.002 |
Krauss, L.M. 2001 Michael S. Turner 2001 Percival et al. 2002 |
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h = H0/100 |
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Parámetro
de densidad de materia WM
|
Método |
Valor |
Referencia |
|
Estructuras de galaxias a gran escala (diversos métodos) |
0.3±0.1 |
Bahcall 1997 |
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Lentes gravitatorias producidas por cúmulos de galaxias |
~0.3 |
Bartelman et al 1997 |
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Explosiones de supernovas a elevado desplazamiento al rojo |
< 0.6±0.2 |
Perlmutter et al.1997 |
|
Datos combinados de observaciones de supernovas a a elevado desplazamiento al rojo |
< 0.1 |
A.G. Kim 1998 |
|
Lentes gravitatorias |
> 0.38 |
Falco et al. 1998 Ap. J. 494,47 |
|
Evolución de la entropía de cúmulos de galaxias |
< 0.75 |
Kay & Bower 1998 |
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Evolución de la función de distribución de temperatura de rayos X en cúmulos de galaxias Usando el Deep ROSAT Galaxy Survey. |
< 0.3 0.4+0.15-0.12 0.35+0.13-0.10 |
Viana & Liddle 1999 Arnau
et al. 2001 Borgani et al. 2001 |
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Abundancia de cúmulos de galaxias y su evolución |
0.45±0.2 |
Eke et al. 1998 |
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Distribución espacial tangencial de cuásares |
si WL=0 WM=0.24+0.05-0.15 si WL=1-WM WM=0.30±0.15 |
Roukema & Mamon 1999 |
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Velocidad media relativa de pares de galaxias del survey Mark III |
0.35±0.15 0.29±0.15 |
Juszkiewicz et al 2000 Feldman et al. 2003 |
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Función masa/luminosidad |
0.16±0.05 |
Bahcall et al. 2000 |
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Análisis eingenmodal del survey de desplazamientos al rojo Las Campanas |
< 0.5 |
Takahiko et al 1999 |
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Espectro de potencias en surveys de galaxias |
Wm h2
~ 0.2±0.03 WL=1-WM WM=0.23+0.44-0.13. |
Percival et al. 2001 (survey de galaxias 2dF) & Peacock 2001 (2dFGRS) Outram et al. 2001 (2dF QSO redshift survey) |
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Movimientos a gran escala dentro modelos de materia oscura con constante cosmológica |
0.35±0.05 |
Corteau & Dekel 2001 |
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Medidas del parámetro de distorsión con el desplazamiento al rojo. |
0.27±0.06 |
Verde et al. 2001 (2dFGRS) |
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CMB+2dFGRS+Lyman a forest |
Wm h2 = 0.135±0.009 |
Spergel et al. 2003 (WMAP) |
Conclusión: la mayoría de datos apunta a WM < 1 con una estimación conservadora de 0.2< WM < 0.6. Los datos combinados de observaciones de supernovas a alto desplazamiento al rojo apuntan hacia la existencia de una constante cosmológica distinta de cero. El análisis estadístico de 9 medidas independientes lleva a WM =0.31±0.07 y una constante cosmológica diferente de 0. Incluyendo observaciones recientes se obtiene WM =0.31±0.04. Krauss, L.M. 2001 concluye 0.35±0.1 y Michael S. Turner 2001 WM =0.33±0.035. Una revisión de todos los métodos de medidas se puede hallar en Schindler 2001. La compilación de datos CMB+2dFGRS realizada por Percival et al. 2002 dentro del modelo estándar lleva a WM = 0.313±0.055 (0.26±0.07 Melchiorri et al. 2002 y 0.27±0.05 Spergel et al. 2003)
Parámetro de densidad debido a una constante cosmológica WL
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Método |
Valor |
Referencia |
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Lentes gravitatorias |
<0.62 |
J.D. Cohn 1998 y referencias citadas por el autor |
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Anisotropías del fondo cósmico de microondas |
0.62±0.16 | |
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Observaciones de Supernovas tipo Ia |
WL ~ 0.6-0.7, WM ~ 0.3-0.4 |
Perlmutter et al.1997, A.G. Kim 1998, Schmidt et al 1998, Riess et al. 1998, Riesset al.1999 , Riess et al. 2000 |
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Análisis de probabaiblidad conjunto del espectro de potencias de la distribución de galaxias y CMB |
0.65 < WL < 0.85 |
Estathiou et al.
2002 |
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Anisotropías del fondo cósmico de microondas |
WM ~ 1/3 WL ~ 2/3 WM+WL~
0.9+0.18-0.16 WM+WL~
1.04±0.06 (WM~0.40±0.15,WL~0.60±0.15) WM+WL~ 1.02±0.02 (WM~0.27±0.05,WL~ 0.75±0.07) |
BOOMERANG
(Netterfield et
al. 2001) MAXIMA-1
(Lee et al.
2001) Stompor et al. 2001 Leitch et al. 2001, Halverson et al. 2001(DASI (Degree Angular Scale Interferometer) ) Spergel et al. 2003 (WMAP) |
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Distribución espacial tangencial de cuásares combinada con estudio de supernovas |
0.55 < WL < 0.95 |
Roukema & Mamon 1999 |
|
Correlación cruzada entre CMB y distribución de radiofuentes |
<0.74 |
Boughtn & Crittenden 2001 |
Edad del Universo
t0
Método Valor (eones) Referencia Abundancia
de uranio en la estrella de baja metalicidad CS 31082001 >12.5±3 Cayrel
et al. 2001 Abundancia
de Torio en la estrella del halo CS 22892-052 > 15±4 Cowan et al. (1997, ApJ, 480, 246) Cowan
et al. 1998 Cúmulos
globulares >12±1 >11.5±1.7 13.5±1.5 12.6 +3.4-2.2 Gratton
et al.1997 Chaboyer et al.1997
Krauss
& Chaboyer 2001 Krauss, L.M., and Chaboyer, B, 2003, Science, 299,
65 Edad
de las enanas blancas más viejas >9.5+1.1-0.8 Oswalt, Smith, Wood and Hintzen (1996, Nature, 382,
692) Análisis estadístico de las medidas
disponibles 12.7+3-2 13 ± 3 13.4+1.4-1.0 13.7± 0.2 Krauss,
L.M. 2001 Lahav
2001 Ferreras, Melchiorri &
Silk 2001 Spergel
et al. 2003 (WMAP) Conclusión: todavía las medidas directas de la edad del universo son
suficientemente imprecisas, pero no deja de sorprender la compatibilidad general
con la estimación dinámica de alta precisión de WMAP.
Quizás el valor de mayor confianza viene a ser la estimación de la edad de los
cúmulos globulares por diversos métodos incluyendo funciones de luminosidad,
enfriamiento de enanas blancas y
binarias eclipsantes
implican una convergencia en edades del orden de 11-13 eones, lo que dejaría al
menos 1 eón para la formación de la galaxia, lo que es compatible con resultados
recientes. ©
2003 Javier de Lucas