람다-CDM 모형

Lambda-CDM model

δCDM (Lambda Cold Dark Matter) 또는 람다-CDM 모델은 우주가 세 가지 주요 구성 요소를 포함하는 빅뱅 우주론 모델을 매개 변수화한 것입니다. 첫째, 람다 (그리스 δ)가 암흑 에너지와 연관우주 상수, 둘째, 가정된 차가운 암흑 물질 (Bructioned Dark Matter, CDM, 그리고 세 번째 CDM)입니다.이것은 종종 빅뱅 우주론의 표준 모델이라고 불리는데, 그 이유는 우주의 다음 성질을 합리적으로 잘 설명하는 가장 단순한 모델이기 때문입니다.

이 모형은 일반상대성이론이 우주론적 척도에 대한 올바른 중력 이론이라고 가정합니다.그것은 1990년대 후반에 우주의 서로 다른 관측된 특성들이 서로 일치하지 않는 것으로 나타났고 우주의 에너지 밀도에 대한 합의가 없었던 시기 후에 일치 우주론으로 나타났다.

δCDM 모델은 현재 우주론에 대한 추측과 연구의 영역인 우주론적 인플레이션, 5진수 및 기타 요소를 추가하여 확장할 수 있다.

일부 대체 모델은 δCDM 모델의 가정에 이의를 제기합니다.변형된 뉴턴 역학, 엔트로픽 중력, 변형된 중력, 우주의 물질 밀도의 대규모 변동 이론, 이중 중력, 빈 공간의 스케일 불변성, 붕괴 암흑 물질(DDM)[1][2][3][4][5] 이 그 예입니다.

개요

Lambda-CDM, 우주의 팽창이 도식도의 타임라인은 빅뱅/인플레이션 13.7 Byr 이전부터 현재 우주론적 시간까지 확장되어 있습니다.

\ -CDM 모델에는 멀리 있는 은하에서 나오는 빛의 현저한 스펙트럼 흡수 또는 방출선의 적색 이동과 초신성 광도 곡선의 광붕괴 시간 확장이 모두 잘 문서화되어 있다.두 효과 모두 전자기 복사가 팽창하는 공간을 가로질러 이동할 때 발생하는 도플러 이동에 기인한다.비록 이러한 팽창이 공유 중력의 영향을 받지 않는 물체 사이의 거리를 증가시키지만, 우주에 있는 물체(예: 은하)의 크기를 증가시키지는 않습니다.이것은 또한 먼 은하들이 빛의 속도보다 더 빠른 속도로 서로 멀어질 수 있게 합니다; 국부적인 팽창은 빛의 속도보다 낮지만, 먼 거리에 걸친 팽창 합계는 총 빛의 속도를 초과할 수 있습니다.

(라는 글자는 우주 상수를 나타내며, 현재 빈 공간에서의 진공 에너지 또는 암흑 에너지와 관련되어 있으며, 중력의 매력적인 효과에 대한 현대적 가속 팽창을 설명하는 데 사용됩니다.우주론적 상수는 음압 - c2 ({ p=-\ c를 가지며, 이는 일반 상대성 이론에 따르면 팽창을 가속화하는 응력-에너지 텐서에 기여한다.그것은 암흑 에너지,Ω Λ{\displaystyle \Omega_{\Lambda}}우리(또는 거의 평평한 평평한)우주의 완전한 에너지 밀도의 소수 부분이 되0.669±0.038은 2018년 암흑 에너지 조사 결과±0.0073 플랑크 위성 자료의 2018년 방출되면 이상보다 6천 830%에 기초한(TypeIaSupernovae[6]또는 0.6847 사용에 대한 것으로 예측된다.2018 추정치).[7]

암흑 물질은 관측된 물질의 양으로는 설명할 수 없는 매우 큰 구조(은하의 "평탄한" 회전 곡선, 은하단에 의한 빛의 중력 렌즈, 그리고 향상된 은하 군집)에서 관측된 중력 효과를 설명하기 위해 가정됩니다.

현재 가정된 차가운 암흑 물질은 다음과 같습니다.

바리온의
그것은 양성자와 중성자(그리고 전자가 바리온이 아님에도 불구하고 관례상 전자) 이외의 물질로 구성됩니다.
추워요
그 속도는 방사선 물질 균등화 시대에 빛의 속도보다 훨씬 낮다(따라서 중성미자는 제외되며, 비중성자이지만 차갑지 않다).
낭비가 없는
광자를 방사하는 것으로 냉각할 수 없습니다.
무충돌
암흑 물질 입자는 중력과 아마도 약한 힘을 통해서만 서로 및 다른 입자와 상호작용합니다.

암흑 물질은 우주의 질량 에너지 밀도의 약 26.5%[8]를 차지한다.나머지 4.[8]9%는 눈에 보이는 행성, 별, 은하가 만들어지는 원자, 화학 원소, 가스, 플라즈마로 관찰되는 모든 평범한 물질로 구성되어 있다.눈에 보이는 별과 은하단 내부의 가스가 우주의 [9]질량 에너지 밀도에 기여하는 일반 물질의 10% 미만을 차지하기 때문에 우주의 일반 물질의 대부분은 보이지 않습니다.

또한 에너지 밀도는 우주 마이크로파 배경 복사에서는 매우 작은 부분(~ 0.01%)을 포함하며 잔류 중성미자에서는 0.5% 이하이다.현재는 매우 적지만, 이것들은 먼 옛날에는 훨씬 더 중요했고, 적색 편이 > 3200으로 문제를 지배했다.

이 모델에는 폭발이 아니라 약 1015 K의 온도에서 방사선을 포함하는 시공간이 갑자기 팽창하는 단일 발생 이벤트인 "빅뱅"이 포함된다.이것은 즉시(10초 이내−29) 우주 팽창으로 알려진 10배 이상의 스케일27 승수로 공간의 기하급수적인 팽창에 뒤이어 일어났다.초기 우주는 수 십만 년 동안 뜨거운 상태로 남아있었는데, 이는 하늘의 모든 부분에서 방출되는 매우 낮은 에너지 복사인 우주 마이크로파 배경, 즉 CMB로 감지될 수 있는 상태입니다.우주 팽창과 표준 입자 물리학이 있는 "빅뱅" 시나리오는 관측된 우주의 지속적인 팽창, 관측된 우주의 가벼운 원소 분포(수소, 헬륨, 리튬), 그리고 CMB RA의 미세한 불규칙성의 공간 질감(이상 동위원소)과 일치하는 유일한 현재 우주론 모델이다.디온우주 인플레이션은 또한 CMB의 "수평 문제"를 해결한다; 사실, 우주가 관측 가능한 입자 지평선보다 더 큰 것으로 보인다.

모델은 인플레이션 시대 직후부터 현재와 미래에 이르는 관측 가능한 우주를 묘사하기 위해 프리드만-레마트르-로버톤-워커 측정법, 프리드만 방정식 및 우주론적 상태 방정식을 사용한다.

우주 팽창사

우주의 팽창은 현재를 기준으로 되는 무차원 스케일 ( t ) { a =a ( ) 1 (t 0 ) ( ( }) 1 )에 의해 매개변수가 지정됩니다. 인 t 우주론에서는 다음과 같습니다.hat subscript 0은 현재 값을 나타냅니다. t 현재 우주의 연령입니다.스케일 팩터는 시간 e {\ 의해 방출되는 빛의 관측[10] 적색 z {\ z 관련이 있습니다.

팽창 속도는 다음과 같이 정의된 Hubble H( ) \ H)로 설명됩니다.

\ 스케일 팩터의 시간 단축형입니다. 번째 프리드만 방정식은 물질+방사선 밀도(\ k(\ k우주 상수(\[10]의 관점에서 팽창률을 나타낸다.

서 cc)는 빛의 이고G(\ G 중력 상수입니다. c i \ _ { \ { 현재 밀도이며, 실제 값에 관계없이 우주상수 \ \ 0이라고 가정할 때 k {\ k가 0이 됩니다.이 조건들을 프리드만 방정식에 대입하면

[11]

서 h 0 /( m - c - h 감소된 허블 상수이다.만약 우주 상수가 실제로 0이라면, 임계 밀도는 또한 우주의 궁극적인 붕괴와 무한 팽창 사이의 경계선을 나타낼 것이다.(관측한 바와 같이) 양의 우주 상수를 갖는 람다-CDM 모델의 경우, 총 밀도가 임계 밀도보다 약간 높거나 낮거나 상관없이 우주는 영원히 팽창할 것으로 예측됩니다. 그러나 암흑 에너지가 일정하지는 않지만 실제로 시간에 의존하는 확장 모델에서는 다른 결과가 가능합니다.

다양한 종에 대한 현재의 밀도 파라미터 x \\ _ 무차원비로 정의하는 것이 표준이다.

여기서 x(\ x 중입자 b), c c 방사선(사진+상대론적 중성미자), D DE 또는(\ 하나입니다.

다양한 종의 밀도는 예를 물질에 대한 a서로 다른 검정력으로 확장되므로 프리드만 방정식은 다양한 밀도 매개변수로 쉽게 다시 쓸 수 있습니다.

서 ww는 암흑에너지의 상태 파라미터의 방정식이며, 중성미자 질량을 무시할 수 있다고 가정할 때(중성미자 질량은 보다 복잡한 방정식이 필요하다).다양한 \\ 파라미터는 구성에 따라 최대 \ 1 입니다.일반적인 경우, 이것은 컴퓨터에 의해 통합되어 팽창 a a 우주론적 파라미터의 선택된 값에 대한 관측 가능한 거리-적색 편이 관계를 제공합니다. 값은 초신성 및 중입자 음향 진동과 같은 관측과 비교될 수 있습니다.

최소 6 매개 변수 람다-CDM 모델에서는 곡률 k _ 이고 w -(\ w=-이므로 다음과 같이 단순화됩니다.

관측결과 현재 방사선 밀도는 rad ~ \ \ _ { \ { } \ 10^ { - 로 매우 작으며, 이 용어를 무시하면 위의 해석적[12] 해법이 있다.

2 /( 3 01 ) ;{ }\ 2 _}}}\; 이것은 0. 대해 상당히 정확합니다.a( ) {{ a}에 대한 해법은 다른 매개변수로 볼 때 의 현재 를 0{\으로 나타낸다.

따라서 감속에서 가속 팽창으로 전환( 번째 파생 모델인0을 가로지르는\ {a 다음과 같은 경우에 발생합니다.

플랑크 우주선에서 추정된 최적의 매개변수에 60됩니다.

역사적 발전

1964년 우주 마이크로파 배경(CMB)의 발견은 빅뱅 우주론에 대한 중요한 예측을 확인시켜 주었다.그 시점부터, 일반적으로 우주는 뜨겁고 밀도가 높은 상태에서 시작되었고 시간이 지남에 따라 팽창하고 있다는 것이 받아들여졌습니다.팽창 속도는 우주에 존재하는 물질과 에너지의 종류, 특히 총 밀도가 소위 임계 밀도보다 높은지 낮은지에 따라 달라집니다.

1970년대 동안, 대부분의 관심은 순수한 중입자 모형에 집중되었지만, CMB의 작은 이방성(당시 상한)을 고려할 때 은하의 형성을 설명하는 데 심각한 어려움이 있었다.1980년대 초, 차가운 암흑 물질이 바리온을 지배하고 우주 인플레이션 이론이 임계 밀도를 가진 모델을 자극하면 이것이 해결될 수 있다는 것을 깨달았다.

1980년대 동안, 대부분의 연구는 물질의 임계 밀도를 가진 차가운 암흑 물질에 초점을 맞췄습니다. 약 95%의 CDM과 5%의 바리온: 이것들은 은하와 은하단을 형성하는 데 성공했지만, 여전히 문제가 있었습니다; 특히, 모델은 관측치가 선호하는 것보다 낮은 허블 상수를 요구했고, 1988-1990년 경의 관측치는 더 큰 것을 보여주었습니다.은하계 군집을 예측한 것보다 확장했습니다.

이러한 어려움은 1992년 우주배경탐사선에 의한 CMB 이방성의 발견으로 더욱 커졌으며, 1990년대 중반까지 δCDM과 혼합 냉온 암흑물질을 포함한 몇 가지 수정된 CDM 모델이 적극적으로 검토되었다.δCDM 모델은 1998년 가속 팽창 관측에 따라 선도적인 모델이 되었으며, 다른 관측에 의해 빠르게 지지를 받았다. 2000년, BUMEANG 마이크로파 배경 실험은 임계치의 100%에 가까운 총 (물질-에너지) 밀도를 측정했고, 2001년 2DFGRS 은하의 적색편이 조사는 다음과 같이 측정했다.물질 밀도가 25%에 가깝습니다. 이 값들 사이의 큰 차이는 양의 δ 또는 암흑 에너지를 지원합니다.2003–2010년 WMAP과 2013–2015년 Planck에서 마이크로파 배경을 훨씬 더 정밀하게 측정한 결과, 모델을 계속 지지하고 매개변수 값을 고정했으며, 이들 대부분은 현재 불확실성 1% 이하로 제한되고 있다.

현재 δCDM 모델의 많은 측면에 대한 연구가 진행 중이며, 매개변수를 개선하고 최근 관측과 허블 장력CMB 쌍극자 [13]같은 δCDM 모델 사이의 긴장을 해결하기 위한 것이다.또한, δCDM은 암흑 물질이나 암흑 에너지의 기원이나 물리적 특성에 대한 명확한 물리 이론을 가지고 있지 않다. CMB 섭동의 거의 스케일 불변 스펙트럼과 천구를 가로지르는 이미지는 재결합 지점에서 매우 작은 열적 및 음향적 불규칙에서 기인하는 것으로 여겨진다.

역사적으로, 대부분의 천문학자들과 천체물리학자들이 δCDM 모델이나 그와 가까운 친척들을 지지하지만, 최근 δCDM 모델과 모순되는 관측으로 인해 일부 천문학자들과 천체물리학자들이 프리드만-레마-트레론-트론-트론-을 떨어뜨리는 것을 포함한 δCDM 모델의 대안을 모색하게 되었다.어둠[13][14]에너지를 흡수하다.반면 밀그롬, 맥고, 크루파는 오랫동안 δCDM 모델을 비판하며 은하 형성 모델의 관점에서 이론의 암흑 물질 부분을 공격하고 아인슈타인장 방정식프리드만의 수정이 필요한 대체 수정 뉴턴 역학(MOND) 이론을 지지해 왔다.수정 중력 이론(MOG 이론) 또는 텐서-벡터-스칼라 중력 이론(TeVeS 이론)과 같은 제안에서 볼 수 있는 방정식.암흑 에너지나 암흑 물질을 설명하려는 아인슈타인의 일반 상대성 이론에 대한 이론적인 천체 물리학자들의 다른 제안에는 f(R) 중력, 갈릴레오 이론과 같은 스칼라 텐서 이론, 브레인 우주론, DGP 모형, 그리고 거대한 중력과 이중 중력과 같은 그것의 확장이 포함됩니다.

성공

이 모델은 2000년 이전의 많은 관측을 설명하는 것 외에도, 특히 2005년에 예측된 위치에서 발견된 바리온 음향 진동 특징의 존재와 2000년에 여러 팀에 의해 처음 관측된 약한 중력 렌즈에 대한 통계 정보를 포함한 많은 성공적인 예측을 했다.2002년 DASI에 [15]의해 발견된 CMB의 편광은 모델에 의해 성공적으로 예측되었다. 2015년 플랑크 데이터 [16]발표에서는 온도(TT) 전력 스펙트럼에 7개의 관측 피크, 온도-편광(TE) 교차 스펙트럼에 6개의 피크, 편광(EE) 스펙트럼에 5개의 피크가 있다.6개의 자유 매개변수는 TT 스펙트럼만으로 충분히 구속될 수 있으며, 이후 추가 조정 없이 이론적으로 TE 및 EE 스펙트럼을 몇 퍼센트 정밀도로 예측할 수 있다.

과제들

δCDM 모델의 유효성에 이의를 제기하는 수많은 δCDM 시뮬레이션과 우리 우주의 관찰이 이루어졌고, 현재 일부 우주론자들은 δCDM 모델이 다른 표준 우주론 [13][14][17]모델로 대체될 수 있다고 믿고 있다.

검출 부족

암흑 물질 입자에 대한 광범위한 조사에서는 지금까지 잘 합의된 검출이 나타나지 않았습니다. 암흑 에너지는 실험실에서 검출하는 것이 거의 불가능할 수 있으며 진공 에너지의 이론적인 예측에 비해 그 값이 비정상적으로 작습니다.

우주론적 원리의 위반

δCDM 모델은 우주론적 원리를 만족시키는 것으로 나타났습니다. 이 원리는 대규모로 보면 우주는 모든 방향(등방성)과 모든 위치(동질성)에서 동일하게 보입니다."당신이 어디에 [18]있든 우주는 똑같아 보입니다."는ΛCDM 모델의 전임자들 먼저 형성된 때문에 하지 않았어 충분한 자료 더 복잡한 이방성의 또는 동질이 아닌 모델들 사이에 구별할, 만들 동질성과 isotropy은 models,[19]을 단순화하고 가정은ΛCDM 모델로 운반된 것으로 추정되었다 그 우주 원리가 존재한다.[20]하지만, 최근의 발견들은 우주론적 원리, 특히 등방성의 위반이 존재함을 시사했다.이러한 위반은 [13][21][22]δCDM 모델에 의문을 제기하고 있으며, 일부 저자들은 우주론적 원리가 이제 쓸모없거나 후기 우주에서 프리드만-레미트레-로버트슨-워커 측정법이 무너진다고 주장한다.암흑 에너지는 우주론적 원리가 [23][20]참일 경우에만 관측에 의해 암시되기 때문에 이것은 δCDM 모델에서 우주 상수의 유효성에 추가적인 의미를 갖는다.

등방성 위반

은하단,[24][25] 퀘이사 [26] Ia형 초신성[27] 증거는 등방성이 대규모로 침해되었음을 시사합니다.

플랑크 미션의 데이터는 두 가지 측면에서 우주 마이크로파 배경의 반구 편향을 보여준다. 하나는 평균 온도(온도 변동)에 관한 것이고, 다른 하나는 섭동 정도(밀도)의 큰 변동에 관한 것이다.유럽우주국(플랑크 미션의 관리기구)은 CMB의 이러한 이방성은 사실 통계적으로 중요하며 더 이상 [28]무시할 수 없다고 결론지었다.

이미 1967년에 Dennis Sciama우주 마이크로파 배경이 상당한 쌍극자 이방성을 [29][30]가지고 있다고 예측했다.최근 몇 년 동안, CMB 쌍극자가 테스트되었고, 현재 결과는 먼 전파[31] 은하와 퀘이사에[32] 대한 우리의 움직임이 우주 마이크로파 배경과 관련하여 우리의 움직임과 다르다는 것을 암시합니다.Ia형 초신성[33] 퀘이사[34]허블 다이어그램에 대한 최근 연구에서도 같은 결론에 도달했습니다.이것은 우주론적 원리와 모순된다.

CMB 쌍극자는 다른 여러 관측치를 통해 암시됩니다.첫째, 우주 마이크로파 배경 내에서도 CMB 쌍극자에 [37]기원이 있을 수 있는 기묘한 방향 정렬과[35] 비정상적인[36] 패리티 비대칭이 존재합니다.이와는 별도로, CMB 쌍극자 방향은 준성단에서의 [38]정렬, [39][40]은하단에서의 스케일링 관계, 강력한 렌즈 시간 지연,[21] Ia형 초신성,[41] 그리고 [42]준성과 감마선 폭발에 대한 연구에서 선호되는 방향으로 나타났다.서로 다른 물리학에 기초한 이 모든 독립적인 관측가능성이 CMB 쌍극자 방향을 추적하고 있다는 사실은 우주가 CMB 쌍극자 방향에서 이방성임을 암시합니다.

그럼에도 불구하고, 몇몇 저자들은 우주 마이크로파 배경 온도 [43]지도에 대한 연구를 통해 지구 주변의 우주가 높은 의의를 가지고 등방성이라는 것을 언급했습니다.

균질성 위반

δCDM의 N-체 시뮬레이션을 바탕으로 야다브와 그의 동료들은 260/h Mpc 이상의 [44]눈금으로 평균화하면 은하의 공간 분포가 통계적으로 균질하다는 것을 보여주었다.그러나 많은 대규모 구조물이 발견되었으며 일부 저자들은 다음과 같은 구조물이 δCDM의 예측된 균질성 척도와 상충한다고 보고했다.

다른 저자들은 δCDM 모델에서 균질성 척도보다 큰 구조가 존재한다고 해서 반드시 δCDM [48][13]모델의 우주론적 원리를 위반하는 것은 아니라고 주장한다.

엘 고르도 은하단 충돌

El Gordo는 초기 우주( 0 z.87에 있는 은하단입니다. 편이, 질량, 속도 면에서 El Gordo의 극한 특성은 δCDM [49] 장력을 합니다그러나 엘 고르도의 특성은 보다 빠른 구조 [50]형성으로 인해 MOND의 틀에서 우주론적 시뮬레이션과 일치한다.

KBC 무효

KBC 보이드는 지름이 [51][52][13]약 20억 광년(600 메가파섹, Mpc)인 은하수를 포함하는 거대하고 비교적 텅 빈 우주 영역입니다.어떤 저자들은 방송위가 방송 공백의 존재가 가정하는 우주 배경 복사파 z1100{z=1100\displaystyle}또는 아인슈타인의 상대성 이론, 하고 다른 저자들은 supervoids은 KBC공백만큼이나 크다 consis을 앗아가고 있는데의 ΛCDM model,[53]을 위반한 것 바리온의 밀도 변동을 반영하는 것에 위배된다고 말했다 가지고 있다.10δCDM [54]모델의 경우

허블 장력

우주론에서 허블 장력은 δCDM [14][55][13][17]모델의 주요 문제로 널리 알려져 있습니다.2021년 12월, 내셔널 지오그래픽은 허블 장력 불일치의 원인이 [56]밝혀지지 않았다고 보도했다.그러나 우주론적 원리가 실패하면(우주론적 원리의 위반 참조), 허블 상수와 허블 장력에 대한 기존의 해석을 수정해야 하며, 이로 인해 허블 [13][21]장력이 해소될 수 있습니다.

일부 저자들은 허블 [57]상수의 우주론적 측정값보다 허블 상수에 더 큰 국지적 값을 산출할 것으로 예측하고 있기 때문에 허블 장력은 전적으로 KBC 보이드에 의해 설명될 수 있다고 가정합니다.그러나, 다른 연구에서는 주장된 저밀도의 규모가 [58]반지름을 넘어 확장되는 관측치와 양립할 수 없다는 것을 발견하면서 관측치에서 이에 대한 증거를 찾지 못했다.이후 이 분석에서 중요한 결함이 지적되어 허블 장력이 실제로 [53]KBC 공허에서 유출된 것일 가능성을 열어두었습니다.

허블 장력의 결과로, 다른 연구자들은 δCDM [59]모델을 넘어선 새로운 물리학을 요구했습니다.모리츠 하슬바우어 외는 MOND가 허블의 [53]긴장을 해소할 것이라고 제안했다.마크 카미온코스키가 이끄는 또 다른 연구진은 δCDM을 [60]대체할 초기 암흑 에너지를 가진 우주론 모델을 제안했다.

S8 장력

우주론의 S_ 은 δCDM [13]모델의 또 다른 큰 문제입니다.δCDM 모델의 후기 우주의 물질 변동 진폭을 수치화하고 다음과 같이 정의한다.

파라미터(\ 불일치가 있으며 통계적으로 유의성이 ~3[13]입니다.

악의 축

δCDM 모델은 우주 마이크로파 배경의 데이터와 CMB의 해석이 정확하다고 가정합니다.하지만, [61]태양계의 평면,[62][63][64] 은하들의 회전, 그리고 CMB의 특정 측면들 사이에는 분명한 상관관계가 존재합니다.이것은 δCDM 모델의 증거로 사용된 우주 마이크로파 배경의 데이터나 해석에 이상이 있거나 코페르니쿠스 원리와 우주론적 원리가 [65]위반되었음을 나타낼 수 있다.

우주론적 리튬 문제

우주에서 실제로 관측할 수 있는 리튬의 양은 δCDM 모델에서 계산한 양보다 [66][13]3-4배 적다.모든 계산이 정확할 경우 기존 δCDM 모델 이상의 솔루션이 [66]필요할 수 있습니다.

우주의 모양

δCDM 모형은 우주의 모양이 평평하다고 가정합니다(곡률 0).그러나 최근 플랑크 데이터는 우주의 모양이 사실상 닫혀 있을 수 있다는 것을 암시하고 있으며, 이는 δCDM [67][13]모형과 모순된다.일부 저자들은 양의 곡률을 감지하는 플랑크 데이터가 실제로 우주가 [68][13]닫혀 있는 것이 아니라 우주의 곡률에서 국소적인 불균일성의 증거가 될 수 있다고 제안했다.

강등가원칙 위반

δCDM 모델에서는 강력한 동등성 원리가 참이라고 가정합니다.그러나 2020년에 한 천문학자들이 전천후 은하 카탈로그에서 얻은 대규모 외부 중력장의 추정치와 함께 스피처 측광 및 정확한 회전 곡선(SPARC) 표본의 데이터를 분석했습니다.그들은 회전 지지 은하 [69]근처의 약한 중력장에서 강한 등가 원리의 위반에 대한 통계적으로 매우 유의한 증거가 있다고 결론지었다.그들은 δCDM 모델에서 조석 효과와 일치하지 않는 효과를 관찰했다.

차가운 암흑 물질 불일치

δCDM 모델의 차가운 암흑 물질 예측과 은하 및 은하단의 관측 사이에 몇 가지 불일치가 발생했습니다.이러한 문제들 중 일부는 해결책을 제안했지만, δCDM [70]모델을 포기하지 않고 해결할 수 있을지는 여전히 불확실하다.

쿠스피 후광 문제

차가운 암흑 물질 시뮬레이션에서 암흑 물질 할로스의 밀도 분포(적어도 중입자 피드백의 영향을 포함하지 않는 것)는 회전 [71]곡선을 조사함으로써 은하에서 관측된 것보다 훨씬 더 높습니다.

왜소은하 문제

차가운 암흑 물질 시뮬레이션은 우리 [72]은하와 같은 은하 주변에서 관측되는 작은 왜소은하의 수보다 많은 수의 작은 암흑 물질 할로 현상을 예측합니다.

위성 디스크 문제

우리은하와 안드로메다은하 주변의 왜소은하는 얇고 평평한 구조에서 궤도를 돌고 있는 것으로 관측되는 반면 시뮬레이션에서는 모은하 [73]주위에 무작위로 분포해야 한다고 예측합니다.

고속 은하 문제

NGC 3109 성협의 은하는 너무 빠르게 멀어지고 있어 δCDM [74]모형의 예상과 일치하지 않습니다.이 구조에서 NGC 3109은하수나 안드로메다 [75]은하와 관련된 3체 상호작용으로 방출되기에는 너무 질량이 크고 국부 은하에서 멀리 떨어져 있습니다.

은하 형태학 문제

만약 은하가 계층적으로 성장한다면, 거대한 은하들은 많은 합병을 필요로 했습니다.대규모 합병은 필연적으로 고전적인 팽창을 일으킨다.반대로 관측된 은하의 약 80%는 이러한 팽만함이 없다는 증거를 제시하며 거대 순수 원반 은하가 흔합니다.[76]장력은 오늘날 관측된 은하 형상의 분포를 δCDM 프레임워크의 고해상도 유체역학 우주론 시뮬레이션의 예측과 비교하여 측정할 수 있으며, 시뮬레이션의 [77]분해능을 향상시켜 해결할 수 없는 매우 중요한 문제를 드러냅니다.높은 불룩한 부분은 80억 [78]년 동안 거의 일정했다.

고속 은하 바 문제

만약 은하가 차가운 암흑물질의 거대한 할로 안에 포함되어 있다면, 중심부에서 종종 발달하는 막대는 후광과의 동적 마찰에 의해 느려질 것입니다.이는 관측된 은하 막대가 일반적으로 [79]빠르다는 사실로 인해 심각한 긴장 상태에 있습니다.

소규모 위기

관측 결과와 모델을 비교하는 것은 하위 은하 척도에 문제가 있을 수 있으며, 아마도 너무 많은 왜소 은하와 은하 가장 안쪽 영역에 있는 너무 많은 암흑 물질을 예측할 수 있습니다.이 문제를 "소규모 위기"[80]라고 부릅니다.이러한 작은 스케일은 컴퓨터 시뮬레이션에서 해결하기가 더 어렵기 때문에 문제가 시뮬레이션인지, 암흑물질의 비표준 특성인지, 아니면 모델의 보다 근본적인 오류인지 아직 확실하지 않습니다.

바리온 누락 문제

마시모 페르시치와 파올로 살루치는[81] 먼저 오늘날 타원형, 나선형, 은하단 및 은하단에 존재하는 중입자 밀도를 추정했습니다.이들은 앞서 언급한 천체물리학적 물체의 등급에 대해 광도 함수 ( (\ 가중치를 부여한 ( / {\에서) 중입자 질량 대 광도의 통합을 수행했다.

결과는 다음과 같습니다.

서 h0. h0.입니다.

이 값은 표준 우주핵합성 b 0. _0.의 예측보다 훨씬 낮기 때문에 은하와 은하 그룹 및 은하단의 별과 가스가 원래 합성된 바리온의 10% 미만을 차지한다.이 문제는 "중입자 누락"의 문제로 알려져 있습니다.

누락된 바리온 문제는 해결되었다고 주장됩니다.2021년 천체물리학자들은 우주의 수명의 90% 이상에 걸친 운동학적 수냐예프-젤도비치 효과의 관측을 이용하여 모든 중입자 물질의 약 50%가 암흑 물질 할로에 바깥에 있으며 [82]은하 사이의 공간을 채우고 있다는 것을 발견했습니다.은하 내부의 중입자 양 및 이들을 둘러싸고 있는 중입자의 양과 더불어, 후기 우주의 총 중입자 양은 이제 초기 우주의 측정치와 호환됩니다.

검증 불가

δCDM 모델은 전통주의 전략 기반 위에 구축되어 Karl Popper에 [83]의해 정의된 의미로는 입증할 수 없게 만든다는 주장이 제기되어 왔다.

파라미터

플랑크 협력 우주론적 매개변수[85]
묘사 기호. 밸류-2015[86] 밸류-2018[87]
인데펜
움푹 패인 곳
패러
미터
물리 바리온 밀도[a] 파라미터 Ωb h2 0.02230±0.00014 0.0224±0.0001
물리적 암흑 물질 밀도[a] 파라미터 Ωc h2 0.1188±0.0010 0.120±0.001
우주의 나이 t0 13.799±0.021×10년9 13.787±0.020×10년9[90]
스칼라 스펙트럼 지수 ns 0.9667±0.0040 0.965±0.004
곡률 변동 진폭,
k0 = 0.002 Mpc−1
2.441+0.088
−0.092
×10−9
[91]
?
이온화 광학적 깊이 τ 0.066±0.012 0.054±0.007
고정된.
패러
미터
총밀도[b] 파라미터 Ωtot 1 ?
암흑 에너지 상태 방정식 w −1 w0 = -1.03 ± 0.03
텐서/스칼라비 r 0 r0.002 < 0.06
스펙트럼 지수 실행 0 ?
중성미자 질량 3개의 합 0.06 eV/c2[c][84]: 40 0.12 eV/c2
유효 상대론적 학위 수
자유의
N지우다 3.046[d][84]: 47 2.99±0.17
계산 -
레이트
가치
허블 상수 H0 67.74±0.46km−1/sMpc−1 67.4±0.5km−1/mpc−1
바리온 밀도[b] 파라미터 Ωb 0.0486±0.0010[e] ?
암흑 물질 밀도[b] 파라미터 Ωc 0.2589±0.0057[f] ?
물질 밀도[b] 파라미터 Ωm 0.3089±0.0062 0.315±0.007
다크 에너지 밀도[b] 파라미터 ΩΛ 0.6911±0.0062 0.6847±0.0073
임계 밀도 ρ비판적 (8.62±0.12)×10−27 kg/m3[g] ?
현재의 평균 제곱근 물질 변동

반지름 8h1 Mpc의 구에 걸쳐 평균값

σ8 0.8159±0.0086 0.811±0.006
디커플링 시 적색 변속 z 1089.90±0.23 1089.80±0.21
디커플링 시 연령 t 377700±3200년[91] ?
재이온화의 레드 시프트(일률적인 선행) z참조. 8.5+1.0
−1.1
[92]
7.68±0.79

간단한 δCDM 모델은 물리적 바리온 밀도 매개변수, 물리적 암흑 물질 밀도 매개변수, 우주의 나이, 스칼라 스펙트럼 지수, 곡률 변동 진폭, 그리고 재이온화 광학적 [93]깊이의 6가지 매개변수를 기반으로 합니다.Occam의 면도기에 따르면, 6은 현재 관측치에 허용 가능한 적합성을 제공하는 데 필요한 최소 매개변수 수이며, 다른 가능한 매개변수들은 "자연" 값으로 고정된다. 예를 들어, 총 밀도 매개변수 = 1.00, 암흑 에너지 상태 방정식 = -1. (이러한 변수들이 변화하는 확장 모델의 경우 아래 참조).

대부분의 우주 인플레이션 버전이 스칼라 스펙트럼 지수가 추정치 0.96과 일관되게 1보다 약간 작아야 한다고 예측한다는 점을 제외하고, 이 6가지 매개변수의 값은 현재 이론(이상적으로는 미래의 "모든 것의 이론"에 의해 관련될 수 있음)으로는 대부분 예측되지 않는다.매개변수 값과 불확실성은 대규모 컴퓨터 검색을 사용하여 우주론적 관측과 허용 가능한 일치를 제공하는 매개변수 공간의 영역을 찾는 것으로 추정됩니다.이 여섯 가지 매개변수를 통해 허블 상수암흑 에너지 밀도 같은 다른 모델 값을 쉽게 계산할 수 있습니다.

일반적으로 장착된 관측치 세트에는 우주 마이크로파 배경 이방성, 초신성에 대한 밝기/적색 편이 관계 및 중입자 음향 진동 특징을 포함한 대규모 은하 클러스터링이 포함됩니다.허블 상수, 은하단의 풍부함, 약한 중력 렌즈, 구상 성단 나이와 같은 다른 관측치는 일반적으로 이러한 관측과 일치하며 모형을 확인할 수 있지만, 현재는 덜 정밀하게 측정됩니다.

아래 파라미터 값은 렌즈 재구성 및 외부 데이터(BAO + JLA + H0)[84]와 조합하여 플랑크 CMB 파워 스펙트럼의 베이스 δCDM 모델에 대한 68% 신뢰 한계값이다.플랑크(우주선)참조하십시오.

  1. ^ a b "물리적 바리온 밀도 파라미터" δb h2 는 "바리온 밀도 매개변수" δ에b 감소된 허블 상수 = / (100km−1 s−1 Mpc)[88][89]의 제곱을 곱한 값입니다.마찬가지로 "물리적 암흑 물질 밀도 매개변수"와 "암흑 물질 밀도 매개변수"의 차이도 마찬가지입니다.
  2. ^ a b c d e 밀도 = δxρcrit 임계 밀도로 표현된다.ρ이것은 우주가 공간적으로 평탄하기 위해 필요한 물질/에너지의 총 밀도입니다crit.측정 결과 실제 총 밀도는ρtot 이 값과 동일하지 않으면 매우 가깝습니다(아래를 참조해 주십시오.
  3. ^ 이는 태양 및 지상 중성미자 진동 실험에서 허용되는 최소값이다.
  4. ^ 소립자 물리학의 표준 모델로부터
  5. ^ ω부터b 계산h2 그리고h=H0 / (100km−1/mpc−1).
  6. ^ ω부터c 계산h2 그리고h=H0 / (100km−1/mpc−1).
  7. ^ = 1.87847×10kg−26−3 [11]m당 = / (100km−1 s Mpc−1)에서 계산됩니다.

확장 모델

확장 모델 매개변수[91]
묘사 기호. 가치
총밀도 파라미터 0.9993±0.0019[94]
암흑 에너지 상태 방정식 - 0.980±0.053
텐서 대 스칼라 비 < 0.11,k0 = 0.002 ({ 스타일mpc
스펙트럼 지수 실행 - 0.022±0.020,k0 = 0.002 Mpc−1
중성미자 질량 3개의 합 < 0.58 eV c2/ ( { 2 \ )
물리적 중성미자 밀도 파라미터 0.0062 미만

확장 모델에서는 기본 6개 외에 위의 "고정" 매개 변수 중 하나 이상을 변경할 수 있습니다. 따라서 이러한 모델은 추가 매개 변수가 기본값에 근접하는 제한에서 기본 6개 매개 변수 모델에 원활하게 결합됩니다.예를 들어, 가장 단순한 δCDM 모델의 가능한 확장은 공간 곡률( t t \ tot 또는 암흑 에너지 상태 방정식이 -1과 다를 수 있는 우주 상수보다는 5진수를 허용합니다.우주 팽창은 텐서 변동(중력파)을 예측한다.진폭은 텐서 대 스칼라 비율(r)에 의해 파라미터화되며, 이는 인플레이션의 미지의 에너지 척도에 의해 결정된다.다른 변형으로 중성미자 형태의 뜨거운 암흑물질이 최소값 또는 연속 스펙트럼 지수보다 더 큰 질량을 가질 수 있다. 중성미자는 일반적으로 단순한 우주 팽창 모델에서는 선호되지 않는다.

추가 변수 매개변수를 허용하면 일반적으로 위에서 인용한 표준 6개 매개변수의 불확실성이 증가하고 중앙 값도 약간 이동할 수 있습니다.아래 표는 하나의 추가 변수 매개변수를 포함한 가능한 각 "6+1" 시나리오에 대한 결과를 보여준다. 이는 2015년 현재 추가 매개변수가 기본값과 다르다는 설득력 있는 증거가 없음을 나타낸다.

일부 연구자들은 실행 중인 스펙트럼 지수가 있다고 제안했지만 통계적으로 유의미한 연구는 이를 밝혀내지 못했다.이론적 기대치에 따르면 텐서 대 스칼라 비율 r 0과 0.3 사이여야 하며, 최신 결과는 현재 그러한 한계 내에 있다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

  1. ^ Maeder, Andre (2017). "An Alternative to the ΛCDM Model: The Case of Scale Invariance". The Astrophysical Journal. 834 (2): 194. arXiv:1701.03964. Bibcode:2017ApJ...834..194M. doi:10.3847/1538-4357/834/2/194. ISSN 0004-637X. S2CID 119513478.
  2. ^ Brouer, Margot (2017). "First test of Verlinde's theory of emergent gravity using weak gravitational lensing measurements". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 466 (3): 2547–2559. arXiv:1612.03034. Bibcode:2017MNRAS.466.2547B. doi:10.1093/mnras/stw3192. S2CID 18916375.
  3. ^ P. Kropa, B.Famaey, K.S. de Boer, J. Dabringhausen, M. Pawlowski, C.M. Boily, H. Jerjen, D.포브스, G.헨슬러, M. Metz, "암흑 물질 일치 우주론의 국부적 그룹 테스트.구조 형성의 새로운 패러다임을 향해" A&A 523, 32(2010).
  4. ^ Petit, J. P.; D'Agostini, G. (2018-07-01). "Constraints on Janus Cosmological model from recent observations of supernovae type Ia". Astrophysics and Space Science. 363 (7): 139. Bibcode:2018Ap&SS.363..139D. doi:10.1007/s10509-018-3365-3. ISSN 1572-946X. S2CID 125167116.
  5. ^ Pandey, Kanhaiya L.; Karwal, Tanvi; Das, Subinoy (2019-10-21). "Alleviating the H0 and S8 Anomalies With a Decaying Dark Matter Model". Journal of Cosmology and Astroparticle Physics. arXiv:1902.10636. doi:10.1088/1475-7516/2020/07/026. S2CID 119234939.
  6. ^ Maeder, Andre; et al. (DES Collaboration) (2018). "First Cosmology Results using Type Ia Supernovae from the Dark Energy Survey: Constraints on Cosmological Parameters". The Astrophysical Journal. 872 (2): L30. arXiv:1811.02374. doi:10.3847/2041-8213/ab04fa. S2CID 84833144.
  7. ^ Maeder, Andre; et al. (Planck Collaboration) (2020). "Planck 2018 results. VI. Cosmological parameters". Astronomy & Astrophysics. 641: A6. arXiv:1807.06209. Bibcode:2020A&A...641A...6P. doi:10.1051/0004-6361/201833910. S2CID 119335614.
  8. ^ a b Tanabashi, M.; et al. (Particle Data Group) (2019). "Astrophysical Constants and Parameters" (PDF). Physical Review D. Particle Data Group. 98 (3): 030001. doi:10.1103/PhysRevD.98.030001. Retrieved 2020-03-08.
  9. ^ Persic, Massimo; Salucci, Paolo (1992-09-01). "The baryon content of the Universe". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 258 (1): 14P–18P. arXiv:astro-ph/0502178. Bibcode:1992MNRAS.258P..14P. doi:10.1093/mnras/258.1.14P. ISSN 0035-8711. S2CID 17945298.
  10. ^ a b Dodelson, Scott (2008). Modern cosmology (4 ed.). San Diego, CA: Academic Press. ISBN 978-0122191411.
  11. ^ a b K.A. Olive; et al. (Particle Data Group) (2015). "The Review of Particle Physics. 2. Astrophysical constants and parameters" (PDF). Particle Data Group: Berkeley Lab. Archived from the original (PDF) on 3 December 2015. Retrieved 10 January 2016.
  12. ^ Frieman, Joshua A.; Turner, Michael S.; Huterer, Dragan (2008). "Dark Energy and the Accelerating Universe". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 46 (1): 385–432. arXiv:0803.0982. Bibcode:2008ARA&A..46..385F. doi:10.1146/annurev.astro.46.060407.145243. S2CID 15117520.
  13. ^ a b c d e f g h i j k l m Elcio Abdalla; Guillermo Franco Abellán; et al. (11 Mar 2022), "Cosmology Intertwined: A Review of the Particle Physics, Astrophysics, and Cosmology Associated with the Cosmological Tensions and Anomalies", Journal of High Energy Astrophysics, 34: 49, arXiv:2203.06142v1, Bibcode:2022JHEAp..34...49A, doi:10.1016/j.jheap.2022.04.002, S2CID 247411131
  14. ^ a b c Matthew Chalmers (2 July 2021). "Exploring the Hubble tension". CERN Courier. Retrieved 25 March 2022.
  15. ^ Kovac, J. M.; Leitch, E. M.; Pryke, C.; Carlstrom, J. E.; Halverson, N. W.; Holzapfel, W. L. (2002). "Detection of polarization in the cosmic microwave background using DASI". Nature. 420 (6917): 772–787. arXiv:astro-ph/0209478. Bibcode:2002Natur.420..772K. doi:10.1038/nature01269. PMID 12490941. S2CID 4359884.
  16. ^ Planck Collaboration (2016). "Planck 2015 Results. XIII. Cosmological Parameters". Astronomy & Astrophysics. 594 (13): A13. arXiv:1502.01589. Bibcode:2016A&A...594A..13P. doi:10.1051/0004-6361/201525830. S2CID 119262962.
  17. ^ a b Michael Turner (12 Jan 2022). "The Road to Precision Cosmology". Annual Review of Nuclear and Particle Science. 32. arXiv:2201.04741. doi:10.1146/annurev-nucl-111119-041046. S2CID 245906450.
  18. ^ 앤드류 리들현대 우주론 입문 (제2판)런던:Wiley, 2003.
  19. ^ Steven Weinberg (1972). Gravitation and Cosmology: Principles and Applications of the General Theory of Relativity. John Wiley & Sons, Inc. ISBN 978-0471925675.
  20. ^ a b Jacques Colin; Roya Mohayaee; Mohamed Rameez; Subir Sarkar (20 November 2019). "Evidence for anisotropy of cosmic acceleration". Astronomy and Astrophysics. 631: L13. arXiv:1808.04597. Bibcode:2019A&A...631L..13C. doi:10.1051/0004-6361/201936373. S2CID 208175643. Retrieved 25 March 2022.
  21. ^ a b c Krishnan, Chethan; Mohayaee, Roya; Colgáin, Eoin Ó; Sheikh-Jabbari, M. M.; Yin, Lu (16 September 2021). "Does Hubble Tension Signal a Breakdown in FLRW Cosmology?". Classical and Quantum Gravity. 38 (18): 184001. arXiv:2105.09790. Bibcode:2021CQGra..38r4001K. doi:10.1088/1361-6382/ac1a81. ISSN 0264-9381. S2CID 234790314.
  22. ^ Asta Heinesen; Hayley J. Macpherson (15 July 2021). "Luminosity distance and anisotropic sky-sampling at low redshifts: A numerical relativity study". Physical Review D. 104 (2): 023525. arXiv:2103.11918. Bibcode:2021PhRvD.104b3525M. doi:10.1103/PhysRevD.104.023525. S2CID 232307363. Retrieved 25 March 2022.
  23. ^ Ellis, G. F. R. (2009). "Dark energy and inhomogeneity". Journal of Physics: Conference Series. 189 (1): 012011. Bibcode:2009JPhCS.189a2011E. doi:10.1088/1742-6596/189/1/012011.
  24. ^ Lee Billings (April 15, 2020). "Do We Live in a Lopsided Universe?". Scientific American. Retrieved March 24, 2022.
  25. ^ Migkas, K.; Schellenberger, G.; Reiprich, T. H.; Pacaud, F.; Ramos-Ceja, M. E.; Lovisari, L. (8 April 2020). "Probing cosmic isotropy with a new X-ray galaxy cluster sample through the LX-T scaling relation". Astronomy & Astrophysics. 636 (April 2020): 42. arXiv:2004.03305. Bibcode:2020A&A...636A..15M. doi:10.1051/0004-6361/201936602. S2CID 215238834. Retrieved 24 March 2022.
  26. ^ Nathan J. Secrest; Sebastian von Hausegger; Mohamed Rameez; Roya Mohayaee; Subir Sarkar; Jacques Colin (February 25, 2021). "A Test of the Cosmological Principle with Quasars". The Astrophysical Journal Letters. 908 (2): L51. arXiv:2009.14826. Bibcode:2021ApJ...908L..51S. doi:10.3847/2041-8213/abdd40. S2CID 222066749. Retrieved March 24, 2022.
  27. ^ B. Javanmardi; C. Porciani; P. Kroupa; J. Pflamm-Altenburg (August 27, 2015). "Probing the Isotropy of Cosmic Acceleration Traced By Type Ia Supernovae". The Astrophysical Journal Letters. 810 (1): 47. arXiv:1507.07560. Bibcode:2015ApJ...810...47J. doi:10.1088/0004-637X/810/1/47. S2CID 54958680. Retrieved March 24, 2022.
  28. ^ "Simple but challenging: the Universe according to Planck". ESA Science & Technology. October 5, 2016 [March 21, 2013]. Retrieved October 29, 2016.
  29. ^ Dennis Sciama (12 June 1967). "Peculiar Velocity of the Sun and the Cosmic Microwave Background". Physical Review Letters. 18 (24): 1065–1067. Bibcode:1967PhRvL..18.1065S. doi:10.1103/PhysRevLett.18.1065. Retrieved 25 March 2022.
  30. ^ G. F. R. Ellis; J. E. Baldwin (1 January 1984). "On the expected anisotropy of radio source counts". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 206 (2): 377–381. doi:10.1093/mnras/206.2.377. Retrieved 25 March 2022.
  31. ^ Siewert, Thilo M.; Schmidt-Rubart, Matthias; Schwarz, Dominik J. (2021). "Cosmic radio dipole: Estimators and frequency dependence". Astronomy & Astrophysics. 653: A9. arXiv:2010.08366. Bibcode:2021A&A...653A...9S. doi:10.1051/0004-6361/202039840. S2CID 223953708.
  32. ^ Secrest, Nathan; von Hausegger, Sebastian; Rameez, Mohamed; Mohayaee, Roya; Sarkar, Subir; Colin, Jacques (25 February 2021). "A Test of the Cosmological Principle with Quasars". The Astrophysical Journal. 908 (2): L51. arXiv:2009.14826. Bibcode:2021ApJ...908L..51S. doi:10.3847/2041-8213/abdd40. ISSN 2041-8213. S2CID 222066749.
  33. ^ Singal, Ashok K. (22 June 2021). "Peculiar motion of Solar system from the Hubble diagram of supernovae Ia and its implications for cosmology". arXiv:2106.11968 [astro-ph.CO].
  34. ^ Singal, Ashok K. (2022). "Solar system peculiar motion from the Hubble diagram of quasars and testing the cosmological principle". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 511 (2): 1819–1829. arXiv:2107.09390. doi:10.1093/mnras/stac144.
  35. ^ de Oliveira-Costa, Angelica; Tegmark, Max; Zaldarriaga, Matias; Hamilton, Andrew (25 March 2004). "The significance of the largest scale CMB fluctuations in WMAP". Physical Review D. 69 (6): 063516. arXiv:astro-ph/0307282. Bibcode:2004PhRvD..69f3516D. doi:10.1103/PhysRevD.69.063516. ISSN 1550-7998. S2CID 119463060.
  36. ^ Land, Kate; Magueijo, Joao (28 November 2005). "Is the Universe odd?". Physical Review D. 72 (10): 101302. arXiv:astro-ph/0507289. Bibcode:2005PhRvD..72j1302L. doi:10.1103/PhysRevD.72.101302. ISSN 1550-7998. S2CID 119333704.
  37. ^ Kim, Jaiseung; Naselsky, Pavel (10 May 2010). "Anomalous parity asymmetry of the Wilkinson Microwave Anisotropy Probe power spectrum data at low multipoles". The Astrophysical Journal. 714 (2): L265–L267. arXiv:1001.4613. Bibcode:2010ApJ...714L.265K. doi:10.1088/2041-8205/714/2/L265. ISSN 2041-8205. S2CID 24389919.
  38. ^ Hutsemekers, D.; Cabanac, R.; Lamy, H.; Sluse, D. (October 2005). "Mapping extreme-scale alignments of quasar polarization vectors". Astronomy & Astrophysics. 441 (3): 915–930. arXiv:astro-ph/0507274. Bibcode:2005A&A...441..915H. doi:10.1051/0004-6361:20053337. ISSN 0004-6361. S2CID 14626666.
  39. ^ Migkas, K.; Schellenberger, G.; Reiprich, T. H.; Pacaud, F.; Ramos-Ceja, M. E.; Lovisari, L. (April 2020). "Probing cosmic isotropy with a new X-ray galaxy cluster sample through the scaling relation". Astronomy & Astrophysics. 636: A15. arXiv:2004.03305. Bibcode:2020A&A...636A..15M. doi:10.1051/0004-6361/201936602. ISSN 0004-6361. S2CID 215238834.
  40. ^ Migkas, K.; Pacaud, F.; Schellenberger, G.; Erler, J.; Nguyen-Dang, N. T.; Reiprich, T. H.; Ramos-Ceja, M. E.; Lovisari, L. (May 2021). "Cosmological implications of the anisotropy of ten galaxy cluster scaling relations". Astronomy & Astrophysics. 649: A151. arXiv:2103.13904. Bibcode:2021A&A...649A.151M. doi:10.1051/0004-6361/202140296. ISSN 0004-6361. S2CID 232352604.
  41. ^ Krishnan, Chethan; Mohayaee, Roya; Colgáin, Eoin Ó; Sheikh-Jabbari, M. M.; Yin, Lu (2022). "Hints of FLRW breakdown from supernovae". Physical Review D. 105 (6): 063514. arXiv:2106.02532. Bibcode:2022PhRvD.105f3514K. doi:10.1103/PhysRevD.105.063514. S2CID 235352881.
  42. ^ Luongo, Orlando; Muccino, Marco; Colgáin, Eoin Ó; Sheikh-Jabbari, M. M.; Yin, Lu (2022). "Larger H0 values in the CMB dipole direction". Physical Review D. 105 (10): 103510. arXiv:2108.13228. Bibcode:2022PhRvD.105j3510L. doi:10.1103/PhysRevD.105.103510. S2CID 248713777.
  43. ^ Saadeh D, Feeney SM, Pontzen A, Peiris HV, McEwen, JD (2016). "How Isotropic is the Universe?". Physical Review Letters. 117 (13): 131302. arXiv:1605.07178. Bibcode:2016PhRvL.117m1302S. doi:10.1103/PhysRevLett.117.131302. PMID 27715088. S2CID 453412.
  44. ^ Yadav, Jaswant; J. S. Bagla; Nishikanta Khandai (25 February 2010). "Fractal dimension as a measure of the scale of homogeneity". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 405 (3): 2009–2015. arXiv:1001.0617. Bibcode:2010MNRAS.405.2009Y. doi:10.1111/j.1365-2966.2010.16612.x. S2CID 118603499.
  45. ^ Gott, J. Richard, III; et al. (May 2005). "A Map of the Universe". The Astrophysical Journal. 624 (2): 463–484. arXiv:astro-ph/0310571. Bibcode:2005ApJ...624..463G. doi:10.1086/428890. S2CID 9654355.
  46. ^ Horvath, I.; Hakkila, J.; Bagoly, Z. (2013). "The largest structure of the Universe, defined by Gamma-Ray Bursts". arXiv:1311.1104 [astro-ph.CO].
  47. ^ "Line of galaxies is so big it breaks our understanding of the universe".
  48. ^ Nadathur, Seshadri (2013). "Seeing patterns in noise: gigaparsec-scale 'structures' that do not violate homogeneity". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 434 (1): 398–406. arXiv:1306.1700. Bibcode:2013MNRAS.434..398N. doi:10.1093/mnras/stt1028. S2CID 119220579.
  49. ^ Asencio, E; Banik, I; Kroupa, P (2021-02-21). "A massive blow for ΛCDM – the high redshift, mass, and collision velocity of the interacting galaxy cluster El Gordo contradicts concordance cosmology". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 500 (2): 5249–5267. arXiv:2012.03950. Bibcode:2021MNRAS.500.5249A. doi:10.1093/mnras/staa3441. ISSN 0035-8711.
  50. ^ Katz, H; McGaugh, S; Teuben, P; Angus, G. W. (2013-07-20). "Galaxy Cluster Bulk Flows and Collision Velocities in QUMOND". The Astrophysical Journal. 772 (1): 10. arXiv:1305.3651. Bibcode:2013ApJ...772...10K. doi:10.1088/0004-637X/772/1/10. ISSN 1538-4357.
  51. ^ Keenan, Ryan C.; Barger, Amy J.; Cowie, Lennox L. (2013). "Evidence for a ~300 Mpc Scale Under-density in the Local Galaxy Distribution". The Astrophysical Journal. 775 (1): 62. arXiv:1304.2884. Bibcode:2013ApJ...775...62K. doi:10.1088/0004-637X/775/1/62. S2CID 118433293.
  52. ^ Siegel, Ethan. "We're Way Below Average! Astronomers Say Milky Way Resides In A Great Cosmic Void". Forbes. Retrieved 2017-06-09.
  53. ^ a b c Haslbauer, M; Banik, I; Kroupa, P (2020-12-21). "The KBC void and Hubble tension contradict LCDM on a Gpc scale - Milgromian dynamics as a possible solution". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 499 (2): 2845–2883. arXiv:2009.11292. Bibcode:2020MNRAS.499.2845H. doi:10.1093/mnras/staa2348. ISSN 0035-8711.
  54. ^ Sahlén, Martin; Zubeldía, Íñigo; Silk, Joseph (2016). "Cluster–Void Degeneracy Breaking: Dark Energy, Planck, and the Largest Cluster and Void". The Astrophysical Journal Letters. 820 (1): L7. arXiv:1511.04075. Bibcode:2016ApJ...820L...7S. doi:10.3847/2041-8205/820/1/L7. ISSN 2041-8205. S2CID 119286482.
  55. ^ Mann, Adam (26 August 2019). "One Number Shows Something Is Fundamentally Wrong with Our Conception of the Universe - This fight has universal implications". Live Science. Retrieved 26 August 2019.
  56. ^ Gresko, Michael (17 December 2021). "The universe is expanding faster than it should be". nationalgeographic.com. National Geographic. Retrieved 21 December 2021.
  57. ^ Shanks, T; Hogarth, L M; Metcalfe, N (2019-03-21). "Gaia Cepheid parallaxes and 'Local Hole' relieve H 0 tension". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. 484 (1): L64–L68. arXiv:1810.02595. Bibcode:2019MNRAS.484L..64S. doi:10.1093/mnrasl/sly239. ISSN 1745-3925.
  58. ^ Kenworthy, W. D'Arcy; Scolnic, Dan; Riess, Adam (2019-04-24). "The Local Perspective on the Hubble Tension: Local Structure Does Not Impact Measurement of the Hubble Constant". The Astrophysical Journal. 875 (2): 145. arXiv:1901.08681. Bibcode:2019ApJ...875..145K. doi:10.3847/1538-4357/ab0ebf. ISSN 1538-4357. S2CID 119095484.
  59. ^ di Valentino, Eleonora; et al. (2021). "In the realm of the Hubble tension—a review of solutions". Classical and Quantum Gravity. 38 (15): 153001. arXiv:2103.01183. Bibcode:2021CQGra..38o3001D. doi:10.1088/1361-6382/ac086d. S2CID 232092525.
  60. ^ Poulin, Vivian; Smith, Tristan L.; Karwal, Tanvi; Kamionkowski, Marc (2019-06-04). "Early Dark Energy can Resolve the Hubble Tension". Physical Review Letters. 122 (22): 221301. arXiv:1811.04083. Bibcode:2019PhRvL.122v1301P. doi:10.1103/PhysRevLett.122.221301. PMID 31283280. S2CID 119233243.
  61. ^ Mariano, Antonio; Perivolaropoulos, Leandros (2013). "CMB maximum temperature asymmetry axis: Alignment with other cosmic asymmetries". Physical Review D. 87 (4): 043511. arXiv:1211.5915. Bibcode:2013PhRvD..87d3511M. doi:10.1103/PhysRevD.87.043511. ISSN 1550-7998. S2CID 119258571.
  62. ^ Shamir, Lior (2020-05-27). "Multipole alignment in the large-scale distribution of spin direction of spiral galaxies". arXiv:2004.02963 [astro-ph.GA].
  63. ^ "K-State study reveals asymmetry in spin directions of galaxies, suggests early universe could have been spinning Kansas State University News and Communications Services". www.k-state.edu. Retrieved 2020-10-13.
  64. ^ Starr, Michelle. "Patterns Formed by Spiral Galaxies Suggest The Universe's Structure Isn't Totally Random". ScienceAlert. Retrieved 2020-10-13.
  65. ^ "The Energy of Empty Space That Isn't Zero". www.edge.org. 2006-05-07. Retrieved 2018-08-05.
  66. ^ a b Fields, B. D. (2011). "The primordial lithium problem". Annual Review of Nuclear and Particle Science. 61 (1): 47–68. arXiv:1203.3551. Bibcode:2011ARNPS..61...47F. doi:10.1146/annurev-nucl-102010-130445.
  67. ^ Eleonora Di Valentino; Alessandro Melchiorri; Joseph Silk (4 November 2019). "Planck evidence for a closed Universe and a possible crisis for cosmology". Nature Astronomy. 4 (2): 196–203. arXiv:1911.02087. doi:10.1038/s41550-019-0906-9. S2CID 207880880. Retrieved 24 March 2022.
  68. ^ Philip Bull; Marc Kamionkowski (15 April 2013). "What if Planck's Universe isn't flat?". Physical Review D. 87 (3): 081301. arXiv:1302.1617. Bibcode:2013PhRvD..87h1301B. doi:10.1103/PhysRevD.87.081301. S2CID 118437535. Retrieved 24 March 2022.
  69. ^ Chae, Kyu-Hyun; Lelli, Federico; Desmond, Harry; McGaugh, Stacy S.; Li, Pengfei; Schombert, James M. (2020). "Testing the Strong Equivalence Principle: Detection of the External Field Effect in Rotationally Supported Galaxies". The Astrophysical Journal. 904 (1): 51. arXiv:2009.11525. Bibcode:2020ApJ...904...51C. doi:10.3847/1538-4357/abbb96. S2CID 221879077.
  70. ^ Kroupa, P.; Famaey, B.; de Boer, Klaas S.; Dabringhausen, Joerg; Pawlowski, Marcel; Boily, Christian; Jerjen, Helmut; Forbes, Duncan; Hensler, Gerhard (2010). "Local-Group tests of dark-matter Concordance Cosmology: Towards a new paradigm for structure formation". Astronomy and Astrophysics. 523: 32–54. arXiv:1006.1647. Bibcode:2010A&A...523A..32K. doi:10.1051/0004-6361/201014892. S2CID 11711780.
  71. ^ Gentile, G.; Salucci, P. (2004). "The cored distribution of dark matter in spiral galaxies". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 351 (3): 903–922. arXiv:astro-ph/0403154. Bibcode:2004MNRAS.351..903G. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07836.x. S2CID 14308775.
  72. ^ Klypin, Anatoly; Kravtsov, Andrey V.; Valenzuela, Octavio; Prada, Francisco (1999). "Where are the missing galactic satellites?". Astrophysical Journal. 522 (1): 82–92. arXiv:astro-ph/9901240. Bibcode:1999ApJ...522...82K. doi:10.1086/307643. S2CID 12983798.
  73. ^ Pawlowski, Marcel; et al. (2014). "Co-orbiting satellite galaxy structures are still in conflict with the distribution of primordial dwarf galaxies". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 442 (3): 2362–2380. arXiv:1406.1799. Bibcode:2014MNRAS.442.2362P. doi:10.1093/mnras/stu1005.
  74. ^ Banik, Indranil; Zhao, H (2018-01-21). "A plane of high velocity galaxies across the Local Group". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 473 (3): 4033–4054. arXiv:1701.06559. Bibcode:2018MNRAS.473.4033B. doi:10.1093/mnras/stx2596. ISSN 0035-8711.
  75. ^ Banik, Indranil; Haslbauer, Moritz; Pawlowski, Marcel S.; Famaey, Benoit; Kroupa, Pavel (2021-06-21). "On the absence of backsplash analogues to NGC 3109 in the ΛCDM framework". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 503 (4): 6170–6186. arXiv:2105.04575. Bibcode:2021MNRAS.503.6170B. doi:10.1093/mnras/stab751. ISSN 0035-8711.
  76. ^ Kormendy, J.; Drory, N.; Bender, R.; Cornell, M.E. (2010). "Bulgeless giant galaxies challenge our picture of galaxy formation by hierarchical clustering". The Astrophysical Journal. 723 (1): 54–80. arXiv:1009.3015. Bibcode:2010ApJ...723...54K. doi:10.1088/0004-637X/723/1/54. S2CID 119303368.
  77. ^ Haslbauer, M; Banik, I; Kroupa, P; Wittenburg, N; Javanmardi, B (2022-02-01). "The High Fraction of Thin Disk Galaxies Continues to Challenge ΛCDM Cosmology". The Astrophysical Journal. 925 (2): 183. arXiv:2202.01221. Bibcode:2022ApJ...925..183H. doi:10.3847/1538-4357/ac46ac. ISSN 1538-4357.
  78. ^ Sachdeva, S.; Saha, K. (2016). "Survival of pure disk galaxies over the last 8 billion years". The Astrophysical Journal Letters. 820 (1): L4. arXiv:1602.08942. Bibcode:2016ApJ...820L...4S. doi:10.3847/2041-8205/820/1/L4. S2CID 14644377.
  79. ^ Mahmood, R; Ghafourian, N; Kashfi, T; Banik, I; Haslbauer, M; Cuomo, V; Famaey, B; Kroupa, P (2021-11-01). "Fast galaxy bars continue to challenge standard cosmology". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 508 (1): 926–939. arXiv:2106.10304. Bibcode:2021MNRAS.508..926R. doi:10.1093/mnras/stab2553. hdl:10023/24680. ISSN 0035-8711.
  80. ^ Rini, Matteo (2017). "Synopsis: Tackling the Small-Scale Crisis". Physical Review D. 95 (12): 121302. arXiv:1703.10559. Bibcode:2017PhRvD..95l1302N. doi:10.1103/PhysRevD.95.121302. S2CID 54675159.
  81. ^ Persic, M.; Salucci, P. (1992-09-01). "The baryon content of the Universe". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 258 (1): 14P–18P. arXiv:astro-ph/0502178. doi:10.1093/mnras/258.1.14P. ISSN 0035-8711.
  82. ^ Chaves-Montero, Jonás; Hernández-Monteagudo, Carlos; Angulo, Raúl E; Emberson, J D (2021-03-25). "Measuring the evolution of intergalactic gas from z = 0 to 5 using the kinematic Sunyaev–Zel'dovich effect". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 503 (2): 1798–1814. arXiv:1911.10690. doi:10.1093/mnras/staa3782. ISSN 0035-8711.
  83. ^ Merritt, David (2017). "Cosmology and convention". Studies in History and Philosophy of Science Part B: Studies in History and Philosophy of Modern Physics. 57: 41–52. arXiv:1703.02389. Bibcode:2017SHPMP..57...41M. doi:10.1016/j.shpsb.2016.12.002. S2CID 119401938.
  84. ^ a b c d e Planck Collaboration (2016). "Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters". Astronomy & Astrophysics. 594 (13): A13. arXiv:1502.01589. Bibcode:2016A&A...594A..13P. doi:10.1051/0004-6361/201525830. S2CID 119262962.
  85. ^ Planck 2015,[84] 32페이지, 표 4, 마지막 열.
  86. ^ Planck 2015,[84] 32페이지, 표 4, 마지막 열.
  87. ^ Planck Collaboration (2020). "Planck 2018 results. VI. Cosmological parameters". Astronomy & Astrophysics. 641. page A6 (see PDF page 15, Table 2: "Age/Gyr", last column). arXiv:1807.06209. doi:10.1051/0004-6361/201833910. S2CID 119335614.
  88. ^ LSST Science Book 버전 2.0부록 A 2013-02-26 Wayback Machine에서 아카이브됨
  89. ^ 공동 암흑 에너지 미션 Merit Science Working Group의 조사 결과 7페이지
  90. ^ Planck Collaboration (2020). "Planck 2018 results. VI. Cosmological parameters". Astronomy & Astrophysics. 641. page A6 (see PDF page 15, Table 2: "Age/Gyr", last column). arXiv:1807.06209. doi:10.1051/0004-6361/201833910. S2CID 119335614.
  91. ^ a b c 8페이지의 주 39Jarosik에 표, N. 에 알.(WMAP 공동 작업)(2011년)."Seven-Year 윌킨슨 극초단파 이방성 탐색기(WMAP) 관찰:.스카이 맵, 체계적인 오류를, Basic의 경우 Results"(PDF).그 천체 물리 저널 서플먼트 시리즈이다.192(2):14.arXiv:1001.4744.Bibcode:2011ApJS..192...14J.doi:10.1088/0067-0049/192/2/14. hdl:2152/43001.S2CID 46171526..(나사의 WMAP 문서 page에서)2010-12-04 Retrieved.
  92. ^ Planck Collaboration; Adam, R.; Aghanim, N.; Ashdown, M.; Aumont, J.; Baccigalupi, C.; Ballardini, M.; Banday, A. J.; Barreiro, R. B. (2016-05-11). "Planck intermediate results. XLVII. Planck constraints on reionization history". Astronomy & Astrophysics. 596 (108): A108. arXiv:1605.03507. Bibcode:2016A&A...596A.108P. doi:10.1051/0004-6361/201628897. S2CID 5892152.
  93. ^ Spergel, D. N. (2015). "The dark side of the cosmology: dark matter and dark energy". Science. 347 (6226): 1100–1102. Bibcode:2015Sci...347.1100S. doi:10.1126/science.aaa0980. PMID 25745164.
  94. ^ Zyla, P.A.; et al. (Particle Data Group) (2020). "Cosmological Parameters" (PDF). Prog. Theor. Exp. Phys. 083C01.

추가 정보

외부 링크