Valores de los principales parámetros cosmológicos

Constante de Hubble H₀

Método	valor (km/s/Mpc)	Referencia
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
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
Supernovas de Tipo II	73±13 72± 7	Schmidt et al. 1994, ApJ 432,42 HST Distance Scale Key Project 2000
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
Cefeidas en galaxias y grupos de galaxias cercanos	75±15	Madore et al. (1998)
Gigantes rojas más brillantes en galaxias y grupos de galaxias cercanos	77±8	Harris et al. 1998
Lentes gravitatorias	66±15 62±7 63±15	Falco et al. (1997) ApJ. 484, 70 Kochanck 2002 Fassnatch et al. 2002
Efecto Sunyaev-Zeldovich	60±20? 65⁺¹⁶_-15	Birkinshaw 1998 Manson, Myers y Readhead 2000
Sunyaev-Zeldovich+ rayos X	60⁺¹³_-18 66±15	Reese et al. 2002. ApJ, 581,53. Manson et al. 2001.ApJ, 555, L11.
Fluctuaciones del brillo superficial	70±6 71±8	HST Distance Scale Key Project Liu & Graham 2001
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. Una lista completa de todas las medidas de la constante de Hubble puede hallarse en http://cfa-www.harvard.edu/~huchra/

Parámetro de densidad de materia bariónica W_b

Nucleosíntesis primigenia	W_bh² ~ 0.020±0.002	Burles, S. Nollet, K.M. & Turner, M.S., 2001 ApJ., 552, L1 Tytler et al. 2000. Physica Scripta, 85,12
Medidas de la proporción deuterio/H en espectros de cuásares combinado con Nucleosíntesis primigenia	W_bh² ~0.020±0.001 W_bh² ~0.0214±0.0020	O'Meara et al. 2001. ApJ., 552, 718 Kirkman et al. 2003
Anisotropías del fondo cósmico de microondas	W_bh² ~0.0325±0.0125 W_bh² ~ 0.022±0.004 W_bh² ~0.022±0.004 W_bh² ~0.026^+0.020_-0.011 W_bh² ~0.029^+0.015_-0.010 W_bh² = 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). Análisis bayesiano de los datos de Máxima-1 (Abroe et al. 2001). Spergel et al. 2003 (WMAP)
Espectro de potencias en surveys de galaxias	W_b/ W_m ~ 0.15±0.07	Percival et al. 2001 (survey de galaxias 2dF) & Peacock 2001 (2dFGRS)
Análisis de rayos X en cúmulos de galaxias	W_b/ W_m ~ 0.127±0.017	Evrard 1997
Análisis estadísticos de diferentes tipos de mediciones	W_b~ 0.045±0.015 W_b~ 0.039±0.0075 W_b~ 0.022±0.002	Krauss, L.M. 2001 Michael S. Turner 2001 Percival et al. 2002

h = H₀/100
Para un review ver Measuring the baryon content of the universe: BBN vs CMB. Sarkar 2002

Parámetro de densidad de materia W_m

Método	valor	Referencia
Estructuras de galaxias a gran escala (diversos métodos)	0.3±0.1	Bahcall 1997
Lentes gravitatorias producidas por cúmulos de galaxias	~0.3	Bartelman et al 1997
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
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
Abundancia de cúmulos de galaxias y su evolución	0.45±0.2	Eke et al. 1998
Distribución espacial tangencial de cuásares	si W_L=0 W_M=0.24⁺^0.05_-0.15 si W_L=1-W_M W_M=0.30±0.15	Roukema & Mamon 1999
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
Función masa/luminosidad	0.16±0.05	Bahcall et al. 2000
Análisis eingenmodal del survey de desplazamientos al rojo Las Campanas	< 0.5	Takahiko et al 1999
Espectro de potencias en surveys de galaxias	W_mh² ~ 0.2±0.03 W_L=1-W_M W_M=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)
Movimientos a gran escala dentro modelos de materia oscura con constante cosmológica	0.35±0.05	Corteau & Dekel 2001
Medidas del parámetro de distorsión con el desplazamiento al rojo.	0.27±0.06	Verde et al. 2001 (2dFGRS)
CMB+2dFGRS+Lyman a forest	W_mh² = 0.135±0.009	Spergel et al. 2003 (WMAP)

Conclusión: la mayoría de datos apunta a W_M < 1 con una estimación conservadora de 0.2< W_M < 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 W_M=0.31±0.07 y una constante cosmológica diferente de 0. Incluyendo observaciones recientes se obtiene W_M=0.31±0.04. Krauss, L.M. 2001 concluye 0.35±0.1 y Michael S. Turner 2001 W_M=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 W_M= 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 W_L

Método	valor	referencia
lentes gravitatorias	<0.62	J.D. Cohn 1998 y referencias citadas por el autor
Anisotropías del fondo cósmico de microondas	0.62±0.16

Observaciones de Supernovas tipo Ia	W_L~ 0.6-0.7, W_M~ 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
Análisis de probabaiblidad conjunto del espectro de potencias de la distribución de galaxias y CMB	0.65 < W_L< 0.85	Estathiou et al. 2002 (2dFGRS)
Anisotropías del fondo cósmico de microondas	W_M~ 1/3 W_L~ 2/3 W_M+W_L~ 0.9^+0.18_-0.16 W_M+W_L~ 1.04±0.06 (W_M~0.40±0.15,W_L~0.60±0.15) W_M+W_L~ 1.02±0.02 (W_M~0.27±0.05,W_L~ 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)
Distribución espacial tangencial de cuásares combinada con estudio de supernovas	0.55 < W_L< 0.95	Roukema & Mamon 1999
Correlación cruzada entre CMB y distribución de radiofuentes	<0.74	Boughtn & Crittenden 2001

Conclusión: los datos son escasos pero parece haber cierto ventaja para un valor tan alto como W_L~ 0.7 (ver http://xxx.lanl.gov/abs/astro-ph/9901234). Krauss, L.M. 2001 concluye 0.65±0.15

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 >12-13	Oswalt, Smith, Wood and Hintzen (1996, Nature, 382, 692) Hansen 2002
Combinación de medidas de la proporción ²³⁸U:²³²Th en el Sistema Solar y en estrellas viejas y de baja metalicidad	14.5^+2.8_-2.2	Dauphas (2005, Nature, 435, 1203)
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 (Spergel et al. 2003). 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 (Hansen et al. 2002) y binarias eclipsantes (Chaboyer, B., and Krauss, L.M., 2002, ApJ, 567, L45) 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 (ver noticia de marzo de 2000)

índice principal de Cosmología

Valores de los principales parámetros cosmológicos

Constante de Hubble H0

Parámetro de densidad de materia Wm

Parámetro de densidad debido a una constante cosmológica WL

Edad del Universo t0

Constante de Hubble H₀

Parámetro de densidad de materia W_m

Parámetro de densidad debido a una constante cosmológica W_L

Edad del Universo t₀