Cosmología física
Definición
Cosmología física es el estudio de las estructuras y dinámicas de mayor escala del Universo y se ocupa de cuestiones fundamentales sobre su origen, estructura, evolución y destino final. La cosmología como ciencia se originó con el principio copernicano, que implica que los cuerpos celestes obedecen a leyes físicas idénticas a las de la Tierra, y a la mecánica newtoniana, que primero nos permitió comprender esas leyes físicas. La cosmología física, como se entiende ahora, comenzó con el desarrollo en 1915 de la teoría general de la relatividad de Albert Einstein, seguida por los principales descubrimientos observacionales en la década de 1920: primero, Edwin Hubble descubrió que el universo contiene una gran cantidad de galaxias externas más allá de la nuestra Vía láctea; luego, el trabajo de Vesto Slipher y otros mostraron que el universo se está expandiendo. Estos avances permitieron especular sobre el origen del universo y permitieron el establecimiento de la Big Bang Theory, de Georges Lemaître, como modelo cosmológico líder. Algunos investigadores todavía defienden un puñado de cosmologías alternativas; sin embargo, la mayoría de los cosmólogos coinciden en que la teoría del Big Bang explica mejor las observaciones.Los avances dramáticos en la cosmología observacional desde la década de 1990, que incluyen el fondo de microondas cósmico, las supernovas distantes y las encuestas de desplazamiento al rojo galáctico, han llevado al desarrollo de un modelo estándar de cosmología. Este modelo requiere que el universo contenga grandes cantidades de materia oscura y energía oscura cuya naturaleza no se entiende bien actualmente, pero el modelo brinda predicciones detalladas que concuerdan de manera excelente con muchas observaciones diversas.
La cosmología se basa en gran medida en el trabajo de muchas áreas de investigación dispares en física teórica y aplicada. Las áreas relevantes para la cosmología incluyen experimentos y teoría de física de partículas, astrofísica teórica y de observación, relatividad general, mecánica cuántica y física de plasma.
Historia del sujeto
La cosmología moderna se desarrolló a lo largo de pistas en tándem de teoría y observación. En 1916, Albert Einstein publicó su teoría de la relatividad general, que proporcionó una descripción unificada de la gravedad como una propiedad geométrica del espacio y el tiempo. En ese momento, Einstein creía en un universo estático, pero descubrió que su formulación original de la teoría no lo permitía. Esto se debe a que las masas distribuidas por todo el universo atraen gravitatoriamente y se mueven una hacia la otra a lo largo del tiempo. Sin embargo, se dio cuenta de que sus ecuaciones permitían la introducción de un término constante que podría contrarrestar la fuerza de atracción de la gravedad en la escala cósmica. Einstein publicó su primer artículo sobre cosmología relativista en 1917, en el que agregó esta constante cosmológica a sus ecuaciones de campo para obligarlas a modelar un universo estático. El modelo de Einstein describe un universo estático; el espacio es finito e ilimitado (análogo a la superficie de una esfera, que tiene un área finita pero sin bordes). Sin embargo, este llamado modelo de Einstein es inestable a pequeñas perturbaciones; eventualmente comenzará a expandirse o contraerse. Más tarde se descubrió que el modelo de Einstein era solo uno de un conjunto más amplio de posibilidades, todas las cuales eran consistentes con la relatividad general y el principio cosmológico. Las soluciones cosmológicas de la relatividad general fueron encontradas por Alexander Friedmann a principios de los años veinte. Sus ecuaciones describen el universo de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker, que puede expandirse o contraerse, y cuya geometría puede ser abierta, plana o cerrada.
En la década de 1910, Vesto Slipher (y más tarde Carl Wilhelm Wirtz) interpretó el desplazamiento rojo de las nebulosas espirales como un cambio Doppler que indicaba que estaban retrocediendo desde la Tierra. Sin embargo, es difícil determinar la distancia a los objetos astronómicos. Una forma es comparar el tamaño físico de un objeto con su tamaño angular, pero se debe suponer que un tamaño físico hace esto. Otro método es medir el brillo de un objeto y asumir una luminosidad intrínseca, a partir de la cual la distancia puede determinarse usando la ley del cuadrado inverso. Debido a la dificultad de utilizar estos métodos, no se dieron cuenta de que las nebulosas eran en realidad galaxias fuera de nuestra propia Vía Láctea, ni especularon sobre las implicaciones cosmológicas. En 1927, el sacerdote católico belga Georges Lemaître obtuvo independientemente las ecuaciones de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker y propuso, sobre la base de la recesión de las nebulosas espirales, que el universo comenzó con la "explosión" de un "átomo primordial", que fue posterior llamado Big Bang. En 1929, Edwin Hubble proporcionó una base de observación para la teoría de Lemaître. El Hubble mostró que las nebulosas en espiral eran galaxias al determinar sus distancias usando mediciones del brillo de las estrellas variables Cefeidas. Descubrió una relación entre el desplazamiento al rojo de una galaxia y su distancia. Él interpretó esto como evidencia de que las galaxias están retrocediendo desde la Tierra en todas direcciones a velocidades proporcionales a su distancia. Este hecho ahora se conoce como la ley de Hubble,
Dado el principio cosmológico, la ley de Hubble sugirió que el universo se estaba expandiendo. Se propusieron dos explicaciones principales para la expansión. Una fue la teoría del Big Bang de Lemaître, defendida y desarrollada por George Gamow. La otra explicación fue el modelo de estado estacionario de Fred Hoyle en el que se crea una nueva materia a medida que las galaxias se alejan unas de otras. En este modelo, el universo es más o menos el mismo en cualquier momento.
Durante varios años, el apoyo a estas teorías se dividió en partes iguales. Sin embargo, la evidencia observacional comenzó a apoyar la idea de que el universo evolucionó a partir de un estado denso caliente. El descubrimiento del fondo cósmico de microondas en 1965 dio un fuerte respaldo al modelo Big Bang, y desde las mediciones precisas del fondo cósmico de microondas por el Cosmic Background Explorer a principios de la década de 1990, pocos cosmólogos han propuesto seriamente otras teorías sobre el origen y la evolución del cosmos Una consecuencia de esto es que en la relatividad general estándar, el universo comenzó con una singularidad, como lo demostraron Roger Penrose y Stephen Hawking en la década de 1960.
Se ha presentado una visión alternativa para extender el modelo del Big Bang, sugiriendo que el universo no tenía principio ni singularidad y que la edad del universo es infinita.
Energía del cosmos
Los elementos químicos más ligeros, principalmente hidrógeno y helio, se crearon durante el Big Bang a través del proceso de nucleosíntesis. En una secuencia de reacciones de nucleosíntesis estelar, los núcleos atómicos más pequeños se combinan en núcleos atómicos más grandes, formando finalmente elementos de grupo de hierro estables, como hierro y níquel, que tienen las energías de unión nuclear más elevadas. El proceso neto da como resultado una posterior liberación de energía , es decir, posterior al Big Bang. Tales reacciones de partículas nucleares pueden conducir a liberaciones repentinas de energía a partir de variables cataclísmicas tales como las novas. El colapso gravitatorio de la materia en los agujeros negros también impulsa los procesos más energéticos, generalmente vistos en las regiones nucleares de las galaxias, formando cuásares y galaxias activas.
Los cosmólogos no pueden explicar todos los fenómenos cósmicos exactamente, como los relacionados con la expansión acelerada del universo, utilizando formas convencionales de energía. En cambio, los cosmólogos proponen una nueva forma de energía llamada energía oscura que impregna todo el espacio. Una hipótesis es que la energía oscura es solo la energía del vacío, un componente del espacio vacío que está asociado con las partículas virtuales que existen debido al principio de incertidumbre.
No hay una manera clara de definir la energía total en el universo usando la teoría de la gravedad más ampliamente aceptada, la relatividad general. Por lo tanto, sigue siendo controvertido si la energía total se conserva en un universo en expansión. Por ejemplo, cada fotón que viaja a través del espacio intergaláctico pierde energía debido al efecto desplazamiento hacia el rojo. Esta energía no se transfiere obviamente a ningún otro sistema, por lo que parece estar perdida de forma permanente. Por otro lado, algunos cosmólogos insisten en que la energía se conserva en cierto sentido; esto sigue la ley de conservación de la energía.
La termodinámica del universo es un campo de estudio que explora qué forma de energía domina el cosmos: partículas relativistas a las que se hace referencia como radiación, o partículas no relativistas a las que se hace referencia como materia. Las partículas relativistas son partículas cuya masa en reposo es cero o insignificante en comparación con su energía cinética, y se mueven a la velocidad de la luz o muy cerca de ella; las partículas no relativistas tienen una masa de reposo mucho mayor que su energía y, por lo tanto, se mueven mucho más lentamente que la velocidad de la luz.
A medida que el universo se expande, tanto la materia como la radiación se diluyen. Sin embargo, las densidades de energía de la radiación y la materia se diluyen a diferentes velocidades. A medida que un volumen particular se expande, la densidad de energía de masa cambia solo por el aumento de volumen, pero la densidad de energía de la radiación cambia tanto por el aumento de volumen como por el aumento en la longitud de onda de los fotones que lo componen. Por lo tanto, la energía de la radiación se convierte en una parte más pequeña de la energía total del universo que la de la materia a medida que se expande. Se dice que el primer universo fue "dominado por la radiación" y que la radiación controlaba la desaceleración de la expansión. Más tarde, cuando la energía promedio por fotón se vuelve aproximadamente 10 eV y menor, la materia dicta la tasa de desaceleración y se dice que el universo está "dominado por la materia". El caso intermedio no se trata bien analíticamente. A medida que la expansión del universo continúa, la materia se diluye aún más y la constante cosmológica se vuelve dominante, lo que lleva a una aceleración en la expansión del universo.
Historia del universo
La historia del universo es un tema central en la cosmología. La historia del universo se divide en diferentes períodos llamados épocas, según las fuerzas y los procesos dominantes en cada período. El modelo cosmológico estándar se conoce como el modelo Lambda-CDM.
Ecuaciones de movimiento
Dentro del modelo cosmológico estándar, las ecuaciones de movimiento que gobiernan el universo como un todo se derivan de la relatividad general con una constante cosmológica pequeña y positiva. La solución es un universo en expansión; debido a esta expansión, la radiación y la materia en el universo se enfrían y se diluyen. Al principio, la expansión se ralentiza por la gravedad, atrayendo la radiación y la materia en el universo. Sin embargo, a medida que se diluyen, la constante cosmológica se vuelve más dominante y la expansión del universo comienza a acelerarse en vez de desacelerarse. En nuestro universo esto sucedió hace miles de millones de años.
Física de partículas en cosmología
Durante los primeros momentos del universo, la densidad de energía promedio era muy alta, por lo que el conocimiento de la física de partículas era fundamental para comprender este entorno. Por lo tanto, los procesos de dispersión y la descomposición de partículas elementales inestables son importantes para los modelos cosmológicos de este período.
Cronología del Big Bang
Las observaciones sugieren que el universo comenzó hace unos 13.800 millones de años. Desde entonces, la evolución del universo ha pasado por tres fases. El universo muy temprano, que todavía no se conoce bien, fue la fracción de segundo en que el universo estaba tan caliente que las partículas tenían energías más altas que las actualmente accesibles en aceleradores de partículas en la Tierra. Por lo tanto, si bien las características básicas de esta época se han resuelto en la teoría del Big Bang, los detalles se basan en gran medida en conjeturas fundamentadas. Después de esto, en el universo temprano, la evolución del universo procedió según la física conocida de alta energía. Aquí es cuando se formaron los primeros protones, electrones y neutrones, luego los núcleos y finalmente los átomos. Con la formación de hidrógeno neutro, se emitió el fondo cósmico de microondas. Finalmente, comenzó la época de la formación de la estructura, cuando la materia comenzó a agregarse a las primeras estrellas y cuásares, y finalmente a las galaxias, se formaron cúmulos de galaxias y supercúmulos. El futuro del universo aún no se conoce con exactitud, pero según el modelo ΛCDM seguirá expandiéndose para siempre.
Áreas de estudio
A continuación, se describen algunas de las áreas de investigación más activas en cosmología, en orden aproximadamente cronológico. Esto no incluye toda la cosmología del Big Bang, que se presenta en Timeline of the Big Bang.
Muy temprano universo
El Big Bang temprano parece estar bien explicado por el Big Bang desde aproximadamente 10 segundos en adelante, pero hay varios problemas. Una es que no hay una razón convincente, usando la física de partículas actual, para que el universo sea plano, homogéneo e isótropo (ver el principio cosmológico). Además, las grandes teorías unificadas de la física de partículas sugieren que debería haber monopolos magnéticos en el universo, que no se han encontrado. Estos problemas se resuelven por un breve período de inflación cósmica, que impulsa al universo a la planitud, suaviza las anisotropías y las inhomogeneidades hasta el nivel observado y diluye exponencialmente los monopolos. El modelo físico detrás de la inflación cósmica es extremadamente simple, pero aún no ha sido confirmado por la física de partículas, y existen problemas difíciles para conciliar la inflación y la teoría cuántica de campos. Algunos cosmólogos creen que la teoría de cuerdas y la cosmología de Brane proporcionarán una alternativa a la inflación.
Otro problema importante en la cosmología es lo que causó que el universo contenga mucha más materia que antimateria. Los cosmólogos pueden deducir observacionalmente que el universo no está dividido en regiones de materia y antimateria. Si lo fuera, habría rayos X y rayos gamma producidos como resultado de la aniquilación, pero esto no se observa. Por lo tanto, algún proceso en el universo temprano debe haber creado un pequeño exceso de materia sobre la antimateria, y este proceso (actualmente no entendido) se llama bariogénesis.. Tres condiciones requeridas para la baryogenesis fueron derivadas por Andrei Sakharov en 1967, y requiere una violación de la simetría de la física de partículas, llamada CP-simetría, entre la materia y la antimateria. Sin embargo, los aceleradores de partículas miden una violación demasiado pequeña de la simetría CP para explicar la asimetría del barión. Los cosmólogos y físicos de partículas buscan violaciones adicionales de la simetría CP en el universo temprano que podrían explicar la asimetría del barión.
Tanto los problemas de la bariogénesis como la inflación cósmica están estrechamente relacionados con la física de partículas, y su resolución podría provenir de la teoría y el experimento de alta energía, más que a través de observaciones del universo.
Teoria del Big Bang
La nucleosíntesis de Big Bang es la teoría de la formación de los elementos en el universo primitivo. Terminó cuando el universo tenía alrededor de tres minutos de antigüedad y su temperatura caía por debajo de la que podía producirse la fusión nuclear. La nucleosíntesis de Big Bang tuvo un breve período durante el cual pudo operar, por lo que solo se produjeron los elementos más ligeros. A partir de iones de hidrógeno (protones), produjo principalmente deuterio, helio-4 y litio. Otros elementos fueron producidos solo en trazas de abundancia. La teoría básica de la nucleosíntesis fue desarrollada en 1948 por George Gamow, Ralph Asher Alpher y Robert Herman. Se utilizó durante muchos años como una sonda de la física en el momento del Big Bang, ya que la teoría de la nucleosíntesis del Big Bang conecta las abundancias de los elementos primordiales de la luz con las características del universo primitivo. Específicamente, se puede usar para probar el principio de equivalencia, investigar la materia oscura y probar la física de los neutrinos. Algunos cosmólogos han propuesto que la nucleosíntesis de Big Bang sugiere que hay una cuarta especie de neutrino "estéril".
Modelo estándar de la cosmología Big Bang
El ΛCDM ( Lambda materia oscura fría ) o Lambda-CDM modelo es una parametrización del modelo cosmológico Big Bang en el que el universo contiene una constante cosmológica, denotada por Lambda (griego Λ ), asociada con la energía oscura, y la materia oscura fría (abreviado CDM ). Con frecuencia se lo conoce como el modelo estándar de la cosmología Big Bang.
Fondo de microondas cósmico
El fondo cósmico de microondas es la radiación que queda del desacoplamiento después de la época de recombinación cuando se formaron átomos neutros por primera vez. En este punto, la radiación producida en el Big Bang detuvo la dispersión de Thomson de iones cargados. La radiación, observada por primera vez en 1965 por Arno Penzias y Robert Woodrow Wilson, tiene un espectro perfecto de cuerpo negro térmico. Tiene una temperatura de 2.7 kelvins en la actualidad y es isotrópico en una parte de 10. La teoría de la perturbación cosmológica, que describe la evolución de pequeñas inhomogeneidades en el universo temprano, ha permitido a los cosmólogos calcular con precisión el espectro de potencia angular de la radiación. medido por los recientes experimentos satelitales (COBE y WMAP) y muchos experimentos en tierra y basados en globos (como el Interferómetro de Escala Angular de Grado, el Imager de Fondo Cósmico y el Boomerang). Uno de los objetivos de estos esfuerzos es medir los parámetros básicos del modelo Lambda-CDM con mayor precisión, así como probar las predicciones del modelo Big Bang y buscar nueva física. Los resultados de las mediciones hechas por WMAP, por ejemplo, han puesto límites a las masas de neutrinos.
Experimentos más nuevos, como QUIET y el Telescopio de Cosmología de Atacama, están tratando de medir la polarización del fondo cósmico de microondas. Se espera que estas medidas brinden una mayor confirmación de la teoría, así como información sobre la inflación cósmica y las llamadas anisotropías secundarias, como el efecto Sunyaev-Zel'dovich y el efecto Sachs-Wolfe, que son causadas por la interacción entre galaxias y cúmulos con el fondo de microondas cósmico.
El 17 de marzo de 2014, los astrónomos de la Colaboración BICEP2 anunciaron la aparente detección de la polarización del modo B del CMB, que se considera evidencia de ondas gravitacionales primordiales que se predicen por la teoría de la inflación durante la fase más temprana del Big Bang. Sin embargo, más tarde ese año, la colaboración de Planck proporcionó una medición más precisa del polvo cósmico, concluyendo que la señal del modo B del polvo tiene la misma fuerza que la informada por BICEP2. El 30 de enero de 2015, se publicó un análisis conjunto de los datos de BICEP2 y Planck y la Agencia Espacial Europea anunció que la señal se puede atribuir por completo al polvo interestelar en la Vía Láctea.
Formación y evolución de la estructura a gran escala
Comprender la formación y evolución de las estructuras más grandes y antiguas (es decir, cuásares, galaxias, cúmulos y supercúmulos) es uno de los mayores esfuerzos en cosmología. Los cosmólogos estudian un modelo de formación de estructuras jerárquicas en el que las estructuras se forman de abajo hacia arriba, con objetos más pequeños formando primero, mientras que los objetos más grandes, como los supercúmulos, aún se están ensamblando. Una forma de estudiar la estructura en el universo es examinar las galaxias visibles, para construir una imagen tridimensional de las galaxias en el universo y medir el espectro de poder de la materia. Este es el enfoque del Sloan Digital Sky Survey y el 2dF Galaxy Redshift Survey.
Otra herramienta para entender la formación de estructuras son las simulaciones, que los cosmólogos usan para estudiar la agregación gravitacional de la materia en el universo, a medida que se agrupa en filamentos, supercúmulos y vacíos. La mayoría de las simulaciones contienen solo materia oscura fría no bariónica, que debería ser suficiente para comprender el universo en las escalas más grandes, ya que hay mucha más materia oscura en el universo que materia bariónica visible. Las simulaciones más avanzadas están comenzando a incluir bariones y estudian la formación de galaxias individuales. Los cosmólogos estudian estas simulaciones para ver si están de acuerdo con las encuestas de galaxias y para entender cualquier discrepancia.
Otras observaciones complementarias para medir la distribución de la materia en el universo distante y sondear la reionización incluyen:
- El bosque Lyman-alfa, que permite a los cosmólogos medir la distribución del gas de hidrógeno atómico neutro en el universo primitivo, al medir la absorción de la luz de cuásares distantes por el gas.
- La línea de absorción de 21 centímetros de hidrógeno atómico neutro también proporciona una prueba sensible de la cosmología.
- Lente débil, la distorsión de una imagen distante por lentes gravitacionales debido a la materia oscura.
Esto ayudará a los cosmólogos a resolver la cuestión de cuándo y cómo se formó la estructura en el universo.
Materia oscura
La evidencia de la nucleosíntesis del Big Bang, el fondo de microondas cósmico, la formación de estructuras y las curvas de rotación de las galaxias sugieren que aproximadamente el 23% de la masa del universo consiste en materia oscura no bariónica, mientras que solo el 4% está compuesto por materia bariónica visible. Los efectos gravitacionales de la materia oscura se entienden bien, ya que se comporta como un fluido frío y no radiante que forma halos alrededor de las galaxias. La materia oscura nunca se ha detectado en el laboratorio, y la naturaleza física de las partículas de la materia oscura sigue siendo completamente desconocida. Sin restricciones de observación, hay una serie de candidatos, como una partícula supersimétrica estable, una partícula masiva de interacción débil, una partícula masiva de interacción gravitacional, un axión y un objeto halo masivo compacto.
Energía oscura
Si el universo es plano, debe haber un componente adicional que constituya el 73% (además del 23% de materia oscura y el 4% de bariones) de la densidad de energía del universo. Esto se llama energía oscura. Para no interferir con la nucleosíntesis del Big Bang y el fondo cósmico de microondas, no debe agruparse en halos como bariones y materia oscura. Existe una fuerte evidencia observacional para la energía oscura, ya que la densidad total de energía del universo se conoce por restricciones en la planitud del universo, pero la cantidad de materia de agrupamiento se mide estrechamente, y es mucho menor que esto. El caso de la energía oscura se fortaleció en 1999, cuando las mediciones demostraron que la expansión del universo comenzó a acelerarse gradualmente.
Además de su densidad y sus propiedades de agrupación, no se sabe nada sobre la energía oscura. La teoría cuántica de campos predice una constante cosmológica (CC) muy similar a la energía oscura, pero 120 órdenes de magnitud mayor que la observada. Steven Weinberg y una serie de teóricos de cuerdas (ver el paisaje de cuerdas) han invocado el "principio antrópico débil": es decir, la razón por la que los físicos observan un universo con una constante cosmológica tan pequeña es que ningún físico (ni ninguna otra vida) podría existir en un universo con una constante cosmológica más grande. Muchos cosmólogos encuentran que esta es una explicación insatisfactoria: quizás porque aunque el principio antrópico débil es evidente por sí mismo (dado que existen observadores vivos, debe haber al menos un universo con una constante cosmológica que permita la existencia de la vida) no intenta explicar el contexto de ese universo. Por ejemplo, el principio antrópico débil por sí solo no distingue entre:
- Solo existirá un universo y existe algún principio subyacente que restringe el CC al valor que observamos.
- Solo existirá un universo y, aunque no existe un principio subyacente que fije el CC, tuvimos suerte.
- Existen muchos universos (simultáneos o en serie) con un rango de valores CC, y por supuesto el nuestro es uno de los que sostienen la vida.
Otras posibles explicaciones para la energía oscura incluyen quintaesencia o una modificación de la gravedad en las escalas más grandes. El efecto sobre la cosmología de la energía oscura que describen estos modelos viene dado por la ecuación de estado de la energía oscura, que varía según la teoría. La naturaleza de la energía oscura es uno de los problemas más desafiantes en la cosmología.
Es probable que una mejor comprensión de la energía oscura resuelva el problema del destino final del universo. En la época cosmológica actual, la expansión acelerada debida a la energía oscura impide que se formen estructuras más grandes que los superclusters. No se sabe si la aceleración continuará indefinidamente, tal vez incluso aumentando hasta una gran ruptura, o si eventualmente revertirá, conducirá a una gran congelación, o seguirá algún otro escenario.
Ondas gravitacionales
Las ondas gravitacionales son ondulaciones en la curvatura del espacio-tiempo que se propagan como ondas a la velocidad de la luz, generadas en ciertas interacciones gravitacionales que se propagan hacia afuera desde su fuente. La astronomía de ondas gravitacionales es una rama emergente de la astronomía observacional que pretende usar ondas gravitacionales para recopilar datos de observación sobre fuentes de ondas gravitacionales detectables, como sistemas binarios de estrellas compuestas de enanas blancas, estrellas de neutrones y agujeros negros; y eventos como las supernovas y la formación del universo temprano poco después del Big Bang.
En 2016, los equipos de LIGO Scientific Collaboration y Virgo Collaboration anunciaron que habían realizado la primera observación de ondas gravitacionales, originadas en un par de agujeros negros fusionados utilizando los detectores Advanced LIGO. El 15 de junio de 2016, se anunció una segunda detección de ondas gravitacionales procedentes de agujeros negros coalescentes. Además de LIGO, muchos otros observatorios de ondas gravitacionales (detectores) están en construcción.
Otras áreas de investigación
Los cosmólogos también estudian:
- Si se formaron agujeros negros primordiales en nuestro universo y qué les sucedió.
- Detección de rayos cósmicos con energías por encima del límite de GZK, y si indica una falla de la relatividad especial a altas energías.
- El principio de equivalencia, ya sea que la teoría de la relatividad general de Einstein sea o no la teoría correcta de la gravitación, y si las leyes fundamentales de la física son las mismas en todas partes del universo.
- La creciente complejidad de las estructuras universales, un ejemplo es la densidad de tasa de energía progresivamente mayor.