What is our best current picture of the physical universe, and what are its problems and uncertainties? There is an agreed basic view of the universe, the standard model of cosmology, (?CDM), in which the universe expands from a hot big bang early phase to a late-time cool, accelerating phase driven by a cosmological constant, with structure formation. This seems to provide a statistically good fit to all the data up to now, with the same set of parameters, however, there are extensions to it allowed by the same cosmological data sets, in this work, Dark Energy (DE) is modelled by a fluid with an Equation of state (EoS) with time dependency, w(z). Also there are included the effects of dark energy anisotropic stress on features of the matter power spectrum (PS). It is employed the Parametrized Post-Friedmannian (PPF) formalism to emulate an effective DE, and to model its anisotropic stress properties through a two-parameter equation that governs its overall amplitude (g0) and transition scale (cg). For the background cosmology, we have considered different equations of state to model DE including a constant w0 parameter, and models that provide thawing (CPL) and freezing (nCPL) behaviors. We first constrain these parameters by using the Pantheon, BAO, H0 and Cosmic Microwave Background (CMB) Planck data. Then, it is analyzed the role played by these parameters in the linear Matter Power Spectrum (PS). In order for the anisotropic stress not to provoke deviations larger than 10% and 5% with respect to the ?CDM PS at k ~ 0:01 h/Mpc, the parameters have to be in the range -0:30 < g0 < 0:32, 0 ? c2g < 0:01 and -0:15 < g0 < 0:16, 0 ? c2g < 0:01, respectively.
¿Cuál es nuestra mejor descripción actual del universo físico?, y ¿cuáles son sus problemas e incertidumbres? Existe un modelo que explica como es el universo actualmente, el modelo estándar de la cosmología, (ΛCDM), en el cual, a tiempos tempranos el universo era altamente caliente y comenzó a expandirse y enfriarse a partir de una gran explosión, hasta que actualmente se encuentra en una fase de expansión acelerada, causada por una constante cosmológica. Este modelo es capaz de reproducir y ajustar los datos observacionales usando los mismos parámetros cosmológicos, en este trabajo, la energía oscura (DE) es modelada por un fluido con una ecuación de estado (EoS) dependiente del tiempo, w(z). También se incluyen los efectos que el estrés anisotrópico de la energía oscura puede ocasionar en el espectro de potencias de materia (PS). Es utilizada la Parametrización Post-Friedmanniana (PPF) para simular a la energía oscura e incluir su estrés anisotrópico, para esto se introduce una ecuación con dos parámetros que gobiernan su amplitud (g0) y su transición de escala (cg). En cambio, para la cosmología de fondo, la energía oscura ha sido modelada a través de diferentes ecuaciones de estado, incluyendo parametrización constante w0, y modelos que reproducen comportamientos tipo descongelados (CPL) y congelados (nCPL). Los parámetros fueron ajustados utilizando datos de la muestra de supernovas Pantheon, BAO, H0 y de radiación cósmica de microondas CMB usando datos de Planck. Después analizamos el papel que estos parámetros juegan en el espectro de potencias de materia PS. Para que el estrés anisotrópico no cause desviaciones más allá del 10% y 5% con respecto al modelo ΛCDM en k ~ 0:01 h/Mpc, los parámetros tienen que estar en el rango -0:30 < g0 < 0:32, 0 ≤ c2g < 0:01 y -0:15 < g0 < 0:16, 0 ≤ c2g < 0:01, respectivamente.
