A void in space and in the ΛCDM model?

Astrobite written by Elena Asencio (guest author) and Abbé Whitford.

A photo of Elena Asencio, a third year PhD student at the University of Bonn. Her 
work mainly consists on testing and comparing different cosmological models 
at galaxy and galaxy cluster scales.

Elena Asencio (left) is a third year PhD student at the University of Bonn. Her work mainly consists on testing and comparing different cosmological models at galaxy and galaxy cluster scales.

Abbe Whitford (right) is a third year PhD student at the University of Queensland, using Large Scale Structure cosmology to test cosmological models and particle physics with galaxy and peculiar velocity data.


Title: A simultaneous solution to the Hubble tension and the bulk flow within 250 Mpc h-1

Authors: Sergij Mazurenko, Indranil Banik, Pavel Kroupa, Moritz Haslbauer

First Author’s Institution: Department of Physics and Astronomy, University of Bonn, Germany

Status: Published in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society [open access]

The most generally accepted model of cosmology today is the \LambdaCDM model – it is a simple model that explains the majority of the observations of Large Scale Structure phenomena in the Universe and successfully predicts observations of the Cosmic Microwave Background (CMB). The ‘\Lambda ‘ represents dark energy, an unknown substance causing the Universe to accelerate in its expansion, for which the discovery was awarded a Nobel prize in 1998. The ‘CDM’ is for cold dark matter – a separate unknown substance used to describe the missing visible matter in the Universe to reconcile observations of galaxy rotation curves, amongst other observations.

An diagram illustrating the bulk flow as a sum of velocity vectors of galaxies in a volume of space.
Figure 1: illustration of the Bulk Flow as adding up the velocities of galaxies in a volume. 

The Hubble tension 

Despite the success of \Lambda CDM, there is the famous Hubble tension; this refers to the apparent tension in the observed value of the Hubble constant, representing the present day expansion rate of the Universe. A number of probes of the present-day Universe measure a consistent value for the Hubble constant, which contradicts measurements by probes of the earlier Universe; more about the Hubble law can be seen here.

The Bulk Flow tension 

Additionally, a lesser known tension is the Bulk Flow tension. This tension is between measured bulk flows and the \Lambda CDM model rather than measurements from different datasets. The bulk flow can be considered the average motion of galaxies in a patch of space, but only the part of their motions that come from gravitational interactions (See Figure 1). The bulk flow is influenced by the distribution of matter perturbations and gravity and can be predicted by a model. However, some measurements in the literature have measured a bulk flow in excess of that expected for \Lambda CDM. In contrast, others find a bulk flow that only has mild tension with the model using a different data analysis.

A large cosmic void in the local Universe

A possible way of explaining such large bulk flows is by having a huge underdense region in our local Universe. In this scenario, the matter in the underdense region would experience a gravitational pull towards the denser region, thus generating large bulk flows that could be observed depending on the observer’s view (see Figure 2). Several studies have indicated that the Local Group is placed within an underdensity 15-40% lower than expected for a uniform distribution of matter. Interestingly, one study found no evidence for such a void, which sparked some debate within the scientific community about the existence of the underdensity.

Although different probes (e.g. optical, infrared, X-ray and radio wavelength observations) estimate somewhat different sizes for the underdensity, most infrared observations are consistent with a diameter of about 600 megaparsecs. An underdensity this large is incompatible with \Lambda CDM expectations but could generate bulk flows consistent with observations. It could also lead to an enhancement in the Hubble constant values obtained with local probes due to the outward flows present in the void. Within the \Lambda CDM framework, the reported underdensity would not be sufficiently large to reconcile the Hubble tension, but this might be possible in models with enhanced gravity. 

An image showing a void in a galaxy simulation of the Cosmic Web. A star  indicates an observer in a void.
Figure 2: Simulation of the Universe’s large scale structure – blue and dark filaments correspond to high and low density regions respectively. The yellow star represents an observer within a void, and the red arrows represent the gravitational pull that it experiences towards the denser regions. Credit: Moritz Haslbauer and Zarija Lukic.

Testing a modified gravity model to reconcile observations

The authors of today’s paper aimed to test whether a local underdensity can explain the reported bulk flow amplitude by a previous study. For their study, they used an alternative model known as Neutrino Hot Dark Matter (\nuHDM), which exchanges the cold dark matter of \Lambda CDM for sterile neutrinos and assumes Milgromian Dynamics (MOND) as the gravitational law. In MOND, gravity experiences a boost in the regime of low accelerations, making structure formation – and, consequently, the formation of large “gaps” between the structures – more efficient than in \Lambda CDM. On the other hand, the addition of non-interactive particles to the MONDian model allows for a Universe expansion history very similar to that of \Lambda CDM, including the CMB power spectrum shape.

To perform this test, the authors constructed a model of a local underdensity constrained by the observations of a void in our local universe. The expected bulk flows an observer would measure depend on their position within the underdensity. To find this position, the authors take the velocity field from the void model – which accounts for the outflow motions and a systemic motion of the void towards the left – and look for a location within the void in which the velocity matches that of the Local Group (as measured by the CMB dipole). This led them to obtain a model bulk flow 50-100 km/s lower than the observed one.
The authors noted in their article that neglecting the motions caused by the very nearby structures to the observer within the void could lead to a lower Bulk Flow amplitude. If one accounts for the additional gravitational pull exerted by the galaxy clusters Virgo and Fornax on the Local Group containing our Galaxy (Figure 3), the bulk flow predicted by the model may match the one inferred from observational studies.

A diagram of the Local Group of galaxies, including the Milky Way. Red arrows indicate Large Structures that could influence the bulk flow of the Local Group.
Figure 3: Galactic supercluster containing the Virgo Cluster, the Fornax Cluster and the Local Group (our position). The red arrows represent the velocity vectors from the Local Group towards the two clusters generated by their gravitational attraction. Credit: Wikimedia commons.


Reconciling the bulk flow observations with a large underdensity may possibly reduce three potential cosmological problems (the Hubble tension, the bulk flow tension, and the underdensity tension) to one: the formation of a very large underdense region around the Local Group.

Even though \nu HDM seems to have no difficulty forming such structures, the model still has problems matching some of the constraints of the real universe. For example, the number of supermassive clusters and very large voids seems to be overpredicted in this model,  and the formation of galaxy groups and clusters starts when the universe is about 1.5 billion years old (protoclusters have already been observed 800 million years after the Big Bang). In \Lambda CDM, structures start forming significantly earlier than in \nu HDM. However, this model is too homogeneous to be reconciled with the large underdensity discussed in this work. In addition to the tensions discussed in this bite, recent observations of massive galaxy clusters and black holes in the early universe suggest \Lambda CDM has further issues to address regarding structure formation efficiency.

While \nu HDM must be reconciled with observations before it can be considered a viable alternative, the work presented in today’s astrobite suggests that a model with more efficient structure growth could conciliate several tensions in the literature.

Astrobite edited by Archana Aravindan

Featured image credit: Artist’s conception of the KBC void, Pablo Carlos Budassi, CCA BY 4.0, https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Kbc_void.png via Wikimedia Commons


Adapted by Elena Asencio

¿Un vacío en el espacio y en el modelo estándar?

Título: A simultaneous solution to the Hubble tension and the bulk flow within 250 Mpc h-1

Autores: Sergij Mazurenko, Indranil Banik, Pavel Kroupa, Moritz Haslbauer 

Estado: Publicado en Monthly Notices of the Royal Astronomical Society [open access]

A día de hoy, el modelo cosmológico más generalmente aceptado es el modelo \Lambda CDM – un modelo simple capaz de explicar la mayoría de los fenómenos a gran escala en el Universo y de predecir observaciones del Fondo Cósmico de Microondas (CMB, por sus siglas en inglés). La ‘\Lambda ‘  representa la energía oscura – una sustancia desconocida que provoca que el Universo acelere su expansión y cuyo descubrimiento fue galardonado con el premio Nobel en 1998. El término ‘CDM’ (Cold Dark Matter) corresponde a la materia oscura fría. Esta es un tipo de materia desconocida e invisible que se usa para explicar la discrepancia entre la materia observable y la inferida por la velocidades orbitales en las afueras de las galaxias, entre otros fenómenos.

La tensión de Hubble 

A pesar de los aciertos de \Lambda CDM, existe la famosa tensión de Hubble. Esta se refiere a la discrepancia entre la constante de Hubble medida en observaciones del presente y la medida en el Universo primitivo. Es decir, según las observaciones, el universo se expande a velocidades distintas en el Universo cercano y en el distante.

La tensión del Flujo Global 

An diagram illustrating the bulk flow as a sum of velocity vectors of galaxies in a volume of space.
Figura 1: ilustración del flujo global como la adición de las velocidades de las galaxias dentro de un volumen.

Una tensión cosmológica menos conocida es la del Flujo Global. El flujo global se puede considerar como el movimiento medio de las galaxias en una porción del espacio, pero solo la parte del movimiento que proviene de las interacciones gravitacionales (vea la Figura 1). En este caso, la tensión es entre la moción medida a partir de observaciones y la moción predicha por \Lambda CDM, en vez de ser entre medidas de distintos datos observacionales (como en el caso de la tensión de Hubble). El flujo global está influenciado por la distribución de perturbaciones de materia y la gravedad, y puede ser predicho por un modelo cosmológico. Varios estudios han encontrado que la velocidad del flujo global es excesiva, según las expectativas de \Lambda CDM. Por otra parte, otros estudios que han realizado un análisis de datos distinto han encontrado que el flujo global solo tiene una ligera tensión con \Lambda CDM.

Un gran vacío cósmico en el Universo local 

Una posible manera de explicar un flujo global tan grande es mediante la existencia de una enorme región subdensa en nuestro Universo local. En este escenario, la materia en la región subdensa experimentaría una atracción gravitatoria hacia la región más densa, generando así grandes flujos globales que podrían ser observados dependiendo del punto de vista del observador (ver Figura 2). Varios estudios han indicado que el Grupo Local está situado dentro de una subdensidad entre un 15-40% más baja de lo esperado para una distribución uniforme de la materia. Curiosamente, un estudio no encontró evidencia de tal vacío, lo que desató cierto debate dentro de la comunidad científica sobre la existencia de la subdensidad.

Aunque diferentes sondas (observaciones ópticas, infrarrojas, de rayos X y de radio) estiman tamaños algo diferentes para la subdensidad, la mayoría de las observaciones infrarrojas son consistentes con un diámetro de alrededor de 600 megaparsecs. Una subdensidad tan grande es incompatible con las expectativas de \Lambda CDM pero podría generar flujos globales consistentes con las observaciones. También podría llevar a un aumento en los valores de la constante de Hubble obtenidos con sondas locales debido a los flujos de velocidad dirigidos desde la subdensidad hacia afuera. Dentro del marco de \Lambda CDM, la subdensidad encontrada por estos estudios no sería lo suficientemente grande como para resolver la tensión de Hubble, pero esto podría ser posible en modelos con gravedad modificada.

An image showing a void in a galaxy simulation of the Cosmic Web. A star  indicates an observer in a void.
Figura 2: Simulación de la estructura a gran escala del Universo – los filamentos azules y oscuros corresponden a regiones de alta y baja densidad respectivamente. La estrella amarilla representa a un observador dentro del vacío, y las flechas rojas representan la atracción gravitatoria que experimenta hacia las regiones más densas. Créditos: Moritz Haslbauer y Zarija Lukic.

Probando un modelo de gravedad modificada para reconciliar las observaciones

Los autores del artículo de hoy comprobaron en su estudio si una subdensidad local puede explicar la amplitud del flujo global indicado por las observaciones. Para su estudio, utilizaron un modelo alternativo conocido como Neutrino-Materia Oscura Caliente (\nu HDM), que intercambia la materia oscura fría de \Lambda CDM por neutrinos estériles y asume Dinámica Milgromiana (MOND) como la ley gravitacional. En MOND, la gravedad experimenta un aumento en el régimen de bajas aceleraciones, lo que hace que la formación de estructuras, y consecuentemente, la formación de grandes vacíos entre las estructuras, sea más eficiente que en \Lambda CDM. Por otro lado, la adición de partículas no interactivas al modelo MONDiano permite una historia de expansión del Universo muy similar a la de \Lambda CDM, incluyendo la forma del espectro de potencia del CMB.

Para llevar a cabo esta comprobación, los autores construyeron un modelo de la subdensidad basado en observaciones de nuestro Universo local. Los flujos globales que un observador esperaría medir dependen de su posición dentro de la subdensidad. Para encontrar esta posición, los autores consideraron el campo de velocidades del modelo – que tiene en cuenta el movimiento de la materia hacia las afueras del vacío y un movimiento sistémico del vacío hacia la izquierda – y buscaron una ubicación dentro del vacío en la que la velocidad coincidiera con la del Grupo Local (medido por el dipolo del CMB). Esto los llevó a obtener un flujo global en el modelo 50-100 km/s más bajo que el observado.

Los autores señalaron en su artículo que ignorar el movimiento causado por las estructuras muy cercanas al observador dentro del vacío podría llevar a una amplitud de flujo global más baja. Si se tiene en cuenta la atracción gravitatoria adicional ejercida por los cúmulos de galaxias Virgo y Fornax en el Grupo Local que contiene nuestra Galaxia (Figura 3), el flujo global predicho por el modelo puede coincidir con el inferido en las observaciones.

A diagram of the Local Group of galaxies, including the Milky Way. Red arrows indicate Large Structures that could influence the bulk flow of the Local Group.
Figura 3: supercúmulo galáctico con los cúmulos de Virgo y Fornax, además del Grupo Local (nuestra posición). Las flechas rojas representan los vectores de velocidad generados por la atracción gravitatoria del Grupo Local hacia los dos cúmulos.


Reconciliar las observaciones del flujo global con las observaciones de la subdensidad local podría reducir tres potenciales problemas cosmológicos (la tensión de Hubble, la tensión del flujo global y la tensión de la subdensidad) a uno: la formación de una gran región subdensa alrededor del Grupo Local.
Aunque \nu HDM parece no tener dificultades formando estas estructuras, el modelo todavía tiene problemas a la hora de cumplir con algunas de las restricciones del Universo real. Por ejemplo, el número de cúmulos supermasivos y de grandes vacíos parece estar sobreestimado en este modelo, y la formación de grupos y cúmulos de galaxias comienza cuando el Universo tiene aproximadamente 1.5 mil millones de años (ya se han observado protocúmulos 800 millones de años después del Big Bang). En el modelo \Lambda CDM, las estructuras comienzan a formarse significativamente antes que en \nu HDM. Sin embargo, este modelo es demasiado homogéneo como para concordar con la gran subdensidad nombrada en este estudio. Además de las tensiones mencionadas anteriormente, observaciones recientes de cúmulos de galaxias masivas y agujeros negros gigantes en el universo primitivo  sugieren que \Lambda CDM tiene problemas adicionales que abordar en cuanto a la eficiencia de formación de estructuras. Si bien \nu HDM debe concordar con las observaciones antes de que pueda considerarse una alternativa viable, el trabajo presentado en el astrobito de hoy sugiere que un modelo con un crecimiento de estructuras más eficiente podría conciliar varias tensiones en la literatura.

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