Модель лямбда-CDM

редактировать

Модель космологии большого взрыва

ΛCDM (Lambda холодная темная материя ) или Лямбда-CDM модель является параметризацией модели Большого взрыва космологической модели, в которой Вселенная содержит три основных компонента: во-первых, космологическая постоянная, обозначенная лямбда (греч. Λ) и связанная с темной энергией ; во-вторых, постулируемая холодная темная материя (сокращенно CDM ); и в-третьих, обычное вещество. Ее часто называют стандартной моделью космологии Большого взрыва, потому что это простейшая модель, которая достаточно хорошо учитывает следующие свойства космоса:

существование и структуру космический микроволновый фон
крупномасштабная структура в распределении галактик
наблюдаемые содержания водорода (включая дейтерий), гелия, и литий
ускоренное расширение Вселенной, наблюдаемое в свете далеких галактик и сверхновых

Модель предполагает, что общая теория относительности является правильной теорией гравитации в космологических масштабах. Она возникла в конце 1990-х как конкордантная космология, после периода времени, когда несопоставимые наблюдаемые свойства Вселенной казались взаимно несовместимыми, и не было единого мнения о структуре плотности энергии Вселенной.

Модель ΛCDM может быть расширена путем добавления космологической инфляции, квинтэссенции и других элементов, которые являются текущими областями спекуляций и исследований в космологии.

Некоторые альтернативные модели ставят под сомнение допущения модели ΛCDM. Примерами являются модифицированная ньютоновская динамика, энтропийная гравитация, модифицированная гравитация, теории крупномасштабных изменений плотности материи Вселенной, биметрическая гравитация, масштаб инвариантность пустого пространства и распадающаяся темная материя (DDM).

Содержание

1 Обзор
2 История космического расширения
3 Историческое развитие
4 Успехи
5 Вызовы
6 Параметры
7 Проблема с отсутствием барионов
8 Расширенные модели
9 См. Также
10 Ссылки
11 Дополнительная литература
12 Внешние ссылки

Обзор

Лямбда-CDM, ускоренное расширение Вселенная. График времени на этой схематической диаграмме простирается от эпохи Большого взрыва / инфляции 13,7 млрд лет назад до настоящего космологического времени.

Большинство современных космологических моделей основаны на космологическом принципе, который гласит, что наши наблюдения расположение во вселенной не является необычным или особенным; в достаточно большом масштабе Вселенная выглядит одинаково во всех направлениях (изотропия ) и из любого места (однородность ).

Модель включает расширение метрического пространства, которое хорошо задокументировано как красное смещение заметных спектральных линий поглощения или излучения в свете далеких галактик и как замедление времени затухания света на кривых светимости сверхновых. Оба эффекта приписываются доплеровскому сдвигу в электромагнитном излучении, когда оно распространяется в расширяющемся пространстве. Хотя это расширение увеличивает расстояние между объектами, которые не находятся под общим гравитационным влиянием, оно не увеличивает размер объектов (например, галактик) в космосе. Оно также позволяет удаленным галактикам друг от друга со скоростью, большей, чем скорость света; локальное расширение меньше скорости света, но расширение, суммированное на больших расстояниях, в совокупности может превышать скорость света.

Буква $Λ {\ displaystyle \ Lam bda}$ $\ Lambda$ (лямбда) представляет космологическую постоянную, которая в настоящее время связана с энергией вакуума или темной энергией в пустом пространстве, которая используется для объяснения современного ускорения расширение пространства против притягательного действия силы тяжести. Космологическая постоянная имеет отрицательное давление, $p = - ρ c 2 {\ displaystyle p = - \ rho c ^ {2}}$ $p = - \ rho c ^ {2}$ , которое вносит вклад в тензор энергии-импульса что, согласно общей теории относительности, вызывает ускоренное расширение. Доля темной энергии в общей плотности энергии нашей (плоской или почти плоской) Вселенной, $Ω Λ {\ displaystyle \ Omega _ {\ Lambda}}$ $\ Omega _ {\ Lambda}$ , оценивается в 0,669 ± 0,038 на основе результатов Исследования темной энергии 2018 года с использованием сверхновых типа Ia или 0,6847 ± 0,0073 на основе данных спутника Planck в версии 2018 года, или более 68,3% (Оценка 2018 г.) плотности массы-энергии Вселенной.

Темная материя постулируется для того, чтобы учесть гравитационные эффекты, наблюдаемые в очень крупномасштабных структурах («плоские» кривые вращения галактик; гравитационное линзирование света скоплениями галактик; и усиленное скопление галактик), что не может быть объяснено количеством наблюдаемого вещества.

Холодная темная материя, согласно нынешней гипотезе:

не- барионная: Она состоит из материи, отличной от протонов и нейтронов (и электронов, по соглашению, хотя электроны не являются барионами).
холодный: Его скорость намного меньше скорости света в эпоху равенства излучения и материи (таким образом, нейтрино исключены, поскольку они небарионны, но не холодны).
без рассеивания: Он не может охлаждаться излучением фотонов.
бесстолкновительный: Частицы темной материи взаимодействуют друг с другом и другими частицами только посредством гравитации и, возможно, слабого взаимодействия.

Темная материя составляет около 26,5% плотности массы-энергии Вселенной. Остальные 4,9% составляют всю обычную материю, наблюдаемую в виде атомов, химических элементов, газа и плазмы, из которых состоят видимые планеты, звезды и галактики. Подавляющая часть обычного вещества во Вселенной невидима, поскольку видимые звезды и газ внутри галактик и скоплений составляют менее 10% вклада обычного вещества в плотность массы-энергии Вселенной.

Кроме того, плотность энергии включает очень небольшую долю (~ 0,01%) в космическом микроволновом фоновом излучении и не более 0,5% в реликтовых нейтрино. Хотя сегодня они очень малы, в далеком прошлом они были гораздо важнее, преобладали в материи при красном смещении>3200.

Модель включает в себя единственное исходное событие, "Большой взрыв", который был не взрывом, а внезапным появлением расширяющегося пространства-времени, содержащего излучение при температурах около 10 К. Это немедленно (в течение 10 секунд) последовало экспоненциальное расширение пространства с масштабным множителем 10 или более, известное как космическая инфляция. Ранняя Вселенная оставалась горячей (выше 10 000 К) в течение нескольких сотен тысяч лет, состояние, которое можно обнаружить как остаточный космический микроволновый фон, или CMB, излучение очень низкой энергии, исходящее со всех частей неба. Сценарий «Большого взрыва» с космической инфляцией и стандартной физикой элементарных частиц - единственная текущая космологическая модель, согласующаяся с наблюдаемым продолжающимся расширением пространства, наблюдаемым распределением более легких элементов во Вселенной (водород, гелий, и литий), а также пространственная текстура мельчайших неоднородностей (анизотропия ) в реликтовом излучении. Космическая инфляция также решает "проблему горизонта " в CMB; действительно, кажется вероятным, что Вселенная больше наблюдаемого горизонта частиц.

В модели используется метрика Фридмана – Лемэтра – Робертсона – Уокера, уравнения Фридмана и космологические уравнения состояния для описания наблюдаемой Вселенной сразу после инфляционной эпохи до настоящего и будущего.

История космического расширения

Расширение Вселенной параметризуется безразмерным масштабным коэффициентом $a = a (t) {\ displaystyle a = a (t)}$ ${\ displaystyle a = a (t)}$ (со временем $t {\ displaystyle t}$ $t$ , отсчитываемым от рождения вселенной), определенный относительно настоящего дня, поэтому $a 0 = a (t 0) = 1 {\ displaystyle a_ {0} = a (t_ {0}) = 1}$ ${\ displaystyle a_ {0} = a (t_ {0}) = 1}$ ; обычное соглашение в космологии состоит в том, что индекс 0 обозначает современные значения, поэтому $t 0 {\ displaystyle t_ {0}}$ $t_ {0}$ - это текущий возраст Вселенной. Масштабный коэффициент связан с наблюдаемым красным смещением $z {\ displaystyle z}$ $z$ света, излучаемого во время $tem {\ displaystyle t _ {\ mathrm {em} }}$ ${\ displaystyle t _ {\ mathrm {em}}}$ на

a (t em) = 1 1 + z. {\ displaystyle a (t _ {\ text {em}}) = {\ frac {1} {1 + z}} \,.}

{\ displaystyle a (t _ {\ text {em}}) = {\ frac {1} {1 + z}} \,.}

Скорость расширения описывается зависящим от времени параметром Хаббла, $H (t) {\ displaystyle H (t)}$ $H (t)$ , определяется как

H (t) ≡ a ˙ a, {\ displaystyle H (t) \ Equiv {\ frac {\ dot {a}} {a}},}

{\ displaystyle H (t) \ Equiv {\ frac {\ dot {a) }} {a}},}

где $a ˙ {\ displaystyle {\ dot {a}}}$ ${\ dot a}$ - это производная по времени от масштабного коэффициента. Первое уравнение Фридмана дает скорость расширения в терминах материи + плотности излучения $ρ {\ displaystyle \ rho}$ $\ rho$ , кривизны $k {\ displaystyle k}$ $k$ и космологическая постоянная $Λ {\ displaystyle \ Lambda}$ $\ Lambda$ ,

H 2 = (a ˙ a) 2 = 8 π G 3 ρ - kc 2 a 2 + Λ c 2 3, {\ displaystyle H ^ {2} = \ left ({\ frac {\ dot {a}} {a}} \ right) ^ {2} = {\ frac { 8 \ pi G} {3}} \ rho - {\ frac {kc ^ {2}} {a ^ {2}}} + {\ frac {\ Lambda c ^ {2}} {3}},}

{\ displaystyle H ^ {2} = \ left ({\ frac {\ dot {a}} {a}} \ right) ^ {2} = {\ frac {8 \ pi G} {3}} \ rho - {\ frac {kc ^ {2}} {a ^ {2}}} + {\ frac {\ Lambda c ^ {2}} {3} },}

, где, как обычно, $c {\ displaystyle c}$ $c$ - это скорость света, а $G {\ displaystyle G}$ $G$ - гравитационная постоянная. Критическая плотность $ρ крит {\ displaystyle \ rho _ {\ mathrm {crit}}}$ ${\ displaystyle \ rho _ {\ mathrm {crit}}}$ - это современная плотность, которая дает нулевую кривизну $k {\ displaystyle k}$ $k$ , предполагая, что космологическая постоянная $Λ {\ displaystyle \ Lambda}$ $\ Lambda$ равна нулю, независимо от ее фактического значения. Подстановка этих условий в уравнение Фридмана дает

ρ крит = 3 H 0 2 8 π G = 1.878 47 (23) × 10 - 26 ч 2 кг м - 3, {\ displaystyle \ rho _ {\ mathrm {crit} } = {\ frac {3H_ {0} ^ {2}} {8 \ pi G}} = 1.878 \; 47 (23) \ times 10 ^ {- 26} \; h ^ {2} \; {\ text {kg}} \; {\ text {m}} ^ {- 3},}

{\ displaystyle \ rho _ {\ mathrm {crit}} = {\ frac {3H_ {0} ^ {2}} {8 \ pi G}} = 1.878 \; 47 (23) \ times 10 ^ {- 26} \; h ^ {2} \; {\ text {kg}} \; {\ text {m}} ^ {- 3},}

где $h ≡ H 0 / (100 км - 1 млн шт - 1) {\ displaystyle h \ Equiv H_ { 0} / (100 \; \ mathrm {km \; s ^ {- 1} \; Mpc ^ {- 1}})}$ ${\ displaystyle h \ Equiv H_ {0} / (100 \; \ mathrm {km \; s ^ {- 1} \; Mpc ^ {- 1}})}$ - приведенная постоянная Хаббла. Если бы космологическая постоянная была фактически равна нулю, критическая плотность также отметила бы разделительную линию между возможным повторным сжатием Вселенной до Большого сжатия или неограниченным расширением. Для модели Лямбда-CDM с положительной космологической постоянной (как наблюдалось) предсказывается, что Вселенная будет расширяться вечно независимо от того, будет ли общая плотность немного выше или ниже критической плотности; хотя другие результаты возможны в расширенных моделях, где темная энергия не постоянна, а фактически зависит от времени.

Сегодняшний параметр плотности $Ω x {\ displaystyle \ Omega _ {x}}$ $\ Omega _ {x}$ для различных видов обычно определяется как безразмерный соотношение

Ом Икс ≡ ρ Икс (T = T 0) ρ крит = 8 π G ρ Икс (T = T 0) 3 H 0 2 {\ Displaystyle \ Omega _ {x} \ Equiv {\ frac {\ rho _ {x} (t ​​= t_ {0})} {\ rho _ {\ mathrm {crit}}}} = {\ frac {8 \ pi G \ rho _ {x} (t ​​= t_ {0})} {3H_ {0} ^ {2}}}}

{\ displaystyle \ Omega _ {x} \ Equiv {\ frac {\ rho _ {x} (t ​​= t_ {0})} {\ rho _ {\ mathrm {crit}}}} = {\ frac {8 \ pi G \ rho _ {x} (t ​​= t_ {0})} {3H_ {0} ^ {2}}}}

, где нижний индекс $x {\ displaystyle x}$ $x$ является одним из $b {\ displaystyle b}$ $b$ для барионов, $c {\ displaystyle c}$ $c$ для холодной темной материи, $rad {\ displaystyle rad}$ ${ \ displaystyle rad}$ для излучения (фотонов плюс релятивистские нейтрино ) и $DE {\ displaystyle DE}$ $DE$ или $Λ { \ displaystyle \ Lambda}$ $\ Lambda$ для темной энергии.

Поскольку плотности различных видов масштабируются как разные степени $a {\ displaystyle a}$ $a$ , например $a - 3 {\ displaystyle a ^ {- 3}}$ $a ^ {{- 3}}$ для материи и т. Д., уравнение Фридмана можно удобно переписать с точки зрения различных параметров плотности как

ЧАС (a) ≡ a ˙ a знак равно H 0 (Ω c + Ω б) a - 3 + Ω рад a - 4 + Ω ка - 2 + Ω DE a - 3 (1 + w) {\ displaystyle H (a) \ Equiv {\ frac {\ dot {a}} {a}} = H_ {0} {\ sqrt {(\ Omega _ {c} + \ Omega _ {b}) a ^ {- 3} + \ Omega _ {\ text {rad}} a ^ {- 4} + \ Omega _ {k} a ^ {- 2} + \ Omega _ {DE} a ^ {- 3 (1 + w)}}}}

{\ displaystyle H (a) \ Equiv {\ frac {\ dot {a}} {a}} = H_ {0} {\ sqrt {(\ Omega _ {c} + \ Omega _ {b}) a ^ {- 3} + \ Omega _ {\ text {rad}} a ^ {- 4} + \ Omega _ {k} a ^ {- 2} + \ Omega _ {DE} a ^ {- 3 (1 + w)}}}}

где $w {\ displaystyle w}$ $w$ - это параметр уравнения состояния темной энергии, и предполагается, что масса нейтрино пренебрежимо мала (для значительной массы нейтрино требуется более сложное уравнение). Различные параметры $Ω {\ displaystyle \ Omega}$ $\ Omega$ в сумме составляют $1 {\ displaystyle 1}$ $1$ по построению. В общем случае это интегрируется компьютером для получения истории расширения $a (t) {\ displaystyle a (t)}$ $a (t)$ , а также наблюдаемых соотношений расстояние-красное смещение для любых выбранных значений космологических параметров, которые затем можно сравнить с такими наблюдениями, как сверхновые и барионные акустические колебания.

В минимальной 6-параметрической модели лямбда-CDM предполагается, что кривизна $Ω k {\ displaystyle \ Omega _ {k}}$ $\ Omega_k$ равно нулю и $w = - 1 {\ displaystyle w = -1}$ $w = -1$ , поэтому это упрощается до

H (a) Знак равно H 0 Ω ма - 3 + Ω рад a - 4 + Ω Λ {\ Displaystyle H (a) = H_ {0} {\ sqrt {\ Omega _ {m} a ^ {- 3} + \ Omega _ {\ text {rad}} a ^ {- 4} + \ Omega _ {\ Lambda}}}}

{\ displaystyle H (a) = H_ {0} {\ sqrt {\ Omega _ {m} a ^ {- 3} + \ Omega _ {\ text { rad}} a ^ {- 4} + \ Omega _ {\ Lambda}}}}

Наблюдения показывают, что сегодня плотность излучения очень мала, $Ом рад ∼ 10 - 4 {\ displaystyle \ Omega _ {\ text {rad}} \ sim 10 ^ {- 4}}$ ${\ displ aystyle \ Omega _ {\ текст {рад}} \ sim 10 ^ {- 4}}$ ; если этим термином пренебречь, то вышеупомянутое имеет аналитическое решение

a (t) = (Ω m / Ω ​​Λ) 1/3 sinh 2/3 ⁡ (t / t Λ) {\ displaystyle a (t) = (\ Omega _ {m} / \ Omega _ {\ Lambda}) ^ {1/3} \, \ sinh ^ {2/3} (t / t _ {\ Lambda})}

{\ displaystyle a (t) = (\ Omega _ {m} / \ Omega _ {\ Lambda}) ^ {1/3} \, \ sinh ^ {2/3} (t / t _ {\ Lambda})}

где $t Λ ≡ 2 / (3 H 0 Ω Λ); {\ displaystyle t _ {\ Lambda} \ Equiv 2 / (3H_ {0} {\ sqrt {\ Omega _ {\ Lambda}}}) \;}$ $t _ {\ Lambda} \ Equ 2 / (3H_ {0} {\ sqrt {\ Omega _ {\ Lambda}}}) \;$ это довольно точно для $a>0,01 {\ displaystyle a>0,01}$ $a>0,01$ или $t>10 {\ displaystyle t>10}$ ${\ displaystyle t>10}$ миллионов лет. Решение относительно $a (t) = 1 {\ displaystyle a (t) = 1}$ $a (t) = 1$ дает текущий возраст вселенной $t 0 {\ displaystyle t_ {0}}$ $t_0$ по остальным параметрам.

Отсюда следует, что переход от замедления к ускоренному расширению (вторая производная $a ¨ {\ displaystyle {\ ddot {a}}}$ ${\ ddot {a}}$ пересекает ноль) произошел, когда

a = (Ω m / 2 Ω Λ) 1/3 {\ displaystyle a = (\ Omega _ {m} / 2 \ Omega _ {\ Lambda}) ^ {1/3}}

a = (\ Omega _ {m} / 2 \ Omega _ {\ Lambda}) ^ {{1/3}}

, что дает значение $a ∼ 0,6 {\ displaystyle a \ sim 0.6}$ ${\ displaystyle a \ sim 0.6}$ или $z ∼ 0.66 {\ displaystyle z \ sim 0.66}$ ${ \ displaystyle z \ sim 0.66}$ для наиболее подходящих параметров, оцененных из Космический аппарат Planck.

Историческое развитие

Открытие космического микроволнового фона (CMB) в 1964 году подтвердило ключевое предсказание космологии Большого взрыва. С этого момента было общепризнанным, что Вселенная началась в горячем, плотном состоянии и со временем расширялась. Скорость расширения зависит от типов материи и энергии, присутствующих во Вселенной, и, в частности, от того, находится ли общая плотность выше или ниже так называемой критической плотности.

В 1970-е годы основное внимание было сосредоточено на чисто барионных моделях, но возникли серьезные проблемы с объяснением образования галактик, учитывая небольшую анизотропию реликтового излучения (верхние пределы в то время). В начале 1980-х было осознано, что эту проблему можно решить, если холодная темная материя будет преобладать над барионами, а теория космической инфляции мотивирует модели с критической плотностью.

В течение 1980-х большинство исследований было сосредоточено на холодной темной материи с критической плотностью в материи, около 95% CDM и 5% барионов: они показали успех в формировании галактик и скоплений галактик, но проблемы остались; примечательно, что для модели требовалась более низкая постоянная Хаббла, чем предполагалось в наблюдениях, и наблюдения 1988–1990 гг. показали более крупномасштабную кластеризацию галактик, чем предсказывалось.

Эти трудности обострились с открытием анизотропии реликтового излучения с помощью Cosmic Background Explorer в 1992 г., и несколько модифицированных моделей CDM, включая ΛCDM и смешанную холодную и горячую темную материю, стали предметом активного рассмотрения. середина 1990-х гг. Затем модель ΛCDM стала ведущей после наблюдений за ускоряющимся расширением в 1998 году и была быстро подтверждена другими наблюдениями: в 2000 году в эксперименте с микроволновым фоном BOOMERanG было измерено общее (материальное –Энергия) плотность вещества должна быть близка к 100% критической, тогда как в 2001 г. обзор красного смещения галактик 2dFGRS показал, что плотность вещества составляет около 25%; большая разница между этими значениями поддерживает положительную Λ или темную энергию. Более точные измерения микроволнового фона с помощью космических аппаратов WMAP в 2003–2010 гг. И Planck в 2013–2015 гг. Продолжали поддерживать модель и определять значения параметров, большинство из которых теперь ограничена неопределенностью ниже 1%.

В настоящее время ведутся активные исследования многих аспектов модели ΛCDM, как для уточнения параметров, так и, возможно, для обнаружения отклонений. Кроме того, в ΛCDM нет явной физической теории происхождения или физической природы темной материи или темной энергии; почти масштабно-инвариантный спектр возмущений реликтового излучения и их изображение на небесной сфере, как полагают, являются результатом очень малых тепловых и акустических неоднородностей в точке рекомбинации.

Подавляющее большинство астрономов и астрофизиков поддерживают модель ΛCDM или ее близкие родственники, но Милгром, Макгоу и Кроупа лидируют критики, нападающие на части теории темной материи с точки зрения моделей образования галактик и поддерживающие альтернативную модифицированную теорию ньютоновской динамики (MOND), которая требует модификации Уравнения поля Эйнштейна и уравнения Фридмана, как видно в таких предложениях, как модифицированная теория гравитации (теория MOG) или тензорно-векторная-скалярная теория гравитации ( Теория TeVeS). Другие предложения астрофизиков-теоретиков космологических альтернатив общей теории относительности Эйнштейна, которые пытаются объяснить темную энергию или темную материю, включают f (R) гравитацию, скалярно-тензорные теории, такие как теории, космологии бран, модель DGP и массивная гравитация и ее расширения, такие как биметрическая гравитация.

успехи

В дополнение к Объясняя наблюдения до 2000 года, модель сделала ряд успешных предсказаний: в частности, существование функции барионных акустических колебаний, обнаруженной в 2005 году в предсказанном месте; и статистика слабого гравитационного линзирования, впервые наблюдаемого в 2000 году несколькими группами. поляризация реликтового излучения, обнаруженная в 2002 г. DASI, теперь имеет драматический успех: в опубликованных данных Planck за 2015 г. есть семь наблюдаемых пиков в температурном (TT) спектре мощности, шесть пиков в температурном спектре. -поляризационный (TE) кросс-спектр и пять пиков в спектре поляризации (EE). Шесть свободных параметров могут быть хорошо ограничены одним лишь спектром TT, и тогда спектры TE и EE могут быть теоретически предсказаны с точностью до нескольких процентов без дополнительных настроек: сравнение теории и наблюдений показывает отличное совпадение.

Проблемы

Обширные поиски частиц темной материи до сих пор не показали хорошо согласованного обнаружения; темную энергию может быть почти невозможно обнаружить в лаборатории, и ее значение неестественно мало по сравнению с наивными теоретическими предсказаниями.

Сравнение модели с наблюдениями очень успешно в больших масштабах (больше чем галактики, вплоть до наблюдаемого горизонта), но могут иметь некоторые проблемы в масштабах субгалактики, возможно, предсказывая слишком много карликовых галактик и слишком много темной материи в самых внутренних областях галактик. Эта проблема получила название «мелкомасштабный кризис». Эти небольшие масштабы труднее разрешить в компьютерном моделировании, поэтому пока не ясно, является ли проблема моделированием, нестандартными свойствами темной материи или более радикальной ошибкой в модели.

Утверждалось, что модель ΛCDM построена на основе традиционных уловок, что делает ее неподдающейся опровержению в смысле, определенном Карлом Поппером.

Параметры

Космологические параметры коллаборации Planck
	Описание	Символ	Значение
Независимость-. dent. пара-. метры	Физический параметр плотности барионов	Ωb`h`	0,02230 ± 0,00014
	Физический параметр плотности темной материи	Ωc`h`	0,1188 ± 0,0010
	Возраст Вселенной	`t`0	13,799 ± 0,021 × 10 лет
	Скалярный спектральный индекс	`n`s	0,9667 ± 0,0040
	Амплитуда колебаний кривизны,. `k`0= 0,002 Мпк	$Δ R 2 {\ displaystyle \ Delta _ {R} ^ {2}}$ ${\ displaystyle \ Delta _ {R} ^ {2}}$	2,441 + 0,088. -0,092 × 10
	Реионизация оптическая глубина	`τ`	0,066 ± 0,012
Фиксированный. пара-. метров	Параметр общей плотности	Ωtot	1
	Уравнение состояния темная энергия	`w`	−1
	Тензорно-скалярное отношение	`r`	0
	Прогон спектрального индекса	$dns / d ln ⁡ k {\ displaystyle dn _ {\ text {s}} / d \ ln k}$ ${\ displaystyle dn _ {\ text {s}} / d \ ln k}$	0
	S мкм трех масс нейтрино	$∑ m ν {\ displaystyle \ sum m _ {\ nu}}$ ${\ displaystyle \ sum m _ {\ nu}}$	0,06 эВ / `c`
	Эффективное число релятивистских степеней. свободы	Neff	3,046
Расчетные. значения.	Постоянная Хаббла	`H`0	67,74 ± 0,46 км / с Мпк
	Параметр плотности барионов	Ωb	0,0486 ± 0,0010
	Плотность темной материи параметр	Ωc	0,2589 ± 0,0057
	параметр плотности материи	Ωm	0,3089 ± 0,0062
	темная энергия параметр плотности	ΩΛ	0,6911 ± 0,0062
	критическая плотность	`ρ`крит	(8,62 ± 0,12) × 10 кг / м
	Текущая среднеквадратичная флуктуация вещества , усредненная по сфере радиусом 8h Мпк	`σ`8	0,8159 ± 0,0086
	Красное смещение при развязке	`z`∗	1089,90 ± 0,23
	Возраст при развязке	`t`∗	377700 ± 3200 лет
	Красное смещение реионизации (с однородным предварительным значением)	`z`re	8,5 + 1,0. -1,1

Простая модель ΛCDM основана на шести параметры : параметр плотности физических барионов; физический параметр плотности темной материи; возраст Вселенной; скалярный спектральный индекс; амплитуда колебаний кривизны; и реионизационная оптическая глубина. В соответствии с бритвой Оккама, шесть - это наименьшее количество параметров, необходимых для приемлемого соответствия текущим наблюдениям; другие возможные параметры фиксируются на «естественных» значениях, например общий параметр плотности = 1.00, уравнение состояния темной энергии = -1. (См. Ниже расширенные модели, которые позволяют им варьироваться.)

Значения этих шести параметров в большинстве случаев не предсказываются текущей теорией (хотя, в идеале, они могут быть связаны будущими "Теория Все "), за исключением того, что большинство версий космической инфляции предсказывают, что скалярный спектральный индекс должен быть немного меньше 1, что соответствует расчетному значению 0,96. Значения параметров и неопределенности оцениваются с помощью большого компьютерного поиска для определения области пространства параметров, обеспечивающей приемлемое соответствие с космологическими наблюдениями. По этим шести параметрам можно легко вычислить другие значения модели, такие как постоянная Хаббла и плотность темной энергии.

Обычно набор подобранных наблюдений включает анизотропию космического микроволнового фона, соотношение яркость / красное смещение для сверхновых и крупномасштабную кластеризацию галактик, включая барионное акустическое колебание особенность. Другие наблюдения, такие как постоянная Хаббла, обилие скоплений галактик, слабое гравитационное линзирование и возраст шаровых скоплений, как правило, согласуются с этими наблюдениями, обеспечивая проверку модели, но в настоящее время измеряются менее точно.

Значения параметров, перечисленные ниже, взяты из космологических параметров Planck Collaboration. 68% доверительные интервалы для базовой модели ΛCDM из спектров мощности CMB Planck в сочетании с линзовой реконструкцией и внешними данными (BAO + JLA + H 0). См. Также Planck (космический корабль).

Проблема с отсутствием барионов

Массимо Персик и Паоло Салуччи впервые оценили барионную плотность, которая сегодня присутствует в эллиптических формах, спиралях, группах и скоплениях галактик. Они выполнили интегрирование барионного отношения массы к световому потоку по светимости (в следующем $M b / L {\ textstyle M_ {b} / L}$ ${\ textstyle M_ {b} / L}$ ), взвешенное с помощью функции светимости $ϕ (L) {\ textstyle \ phi (L)}$ ${\ textstyle \ phi (L)}$ над ранее упомянутыми классами астрофизических объектов:

ρ b = ∑ ∫ L ϕ (L) M b L d L. {\ displaystyle \ rho _ {b} = \ sum \ int L \ phi (L) {\ frac {M_ {b}} {L}} \, dL.}

{\ displaystyle \ rho _ {b} = \ sum \ int L \ phi (L) {\ frac { M_ {b}} {L}} \, дл.}

Результат был:

Ω b = Ω ∗ + Ω газ = 2,2 × 10 - 3 + 1,5 × 10 - 3 ч - 1,3 ≃ 0,003 {\ displaystyle \ Omega _ {b} = \ Omega _ {*} + \ Omega _ {\ text {gas}} = 2,2 \ times 10 ^ {- 3} +1,5 \ times 10 ^ {- 3} h ^ {- 1,3} \ simeq 0,003}

{\ displaystyle \ Omega _ {b} = \ Omega _ {*} + \ Omega _ {\ text {gas}} = 2,2 \ times 10 ^ {- 3} +1,5 \ times 10 ^ {- 3 } h ^ {- 1.3} \ simeq 0.003}

где $h ≃ 0,72 {\ displaystyle h \ simeq 0,72}$ ${\ displaystyle h \ simeq 0.72}$ .

Обратите внимание, что это значение намного ниже, чем предсказание стандартного космического нуклеосинтеза $Ω b ≃ 0,0486 {\ displaystyle \ Omega _ {b} \ simeq 0,0486}$ ${\ displaystyle \ Omega _ {b} \ simeq 0,0486}$ , так что звезды и газ в галактиках и в группах и скоплениях галактик приходится менее 10% изначально синтезированных барионов. Эта проблема известна как проблема «недостающих барионов».

Расширенные модели

Расширенные параметры модели
Описание	Символ	Значение
Параметр общей плотности	$Ω tot {\ displaystyle \ Omega _ { \ text {tot}}}$ ${\ displaystyle \ Omega _ {\ text {tot}}}$	1,0023 + 0,0056. -0,0054
Уравнение состояния темной энергии	$w {\ displaystyle w}$ $w$	-0,980 ± 0,053
Тензор-к- скалярное отношение	$r {\ displaystyle r}$ $r$	< 0.11, `k`0= 0,002 Мпк ( $2 σ {\ displaystyle 2 \ sigma}$ ${\ displaystyle 2 \ sigma}$ )
Запуск спектрального индекса	$dns / d ln ⁡ k {\ displaystyle dn_ {s} / d \ ln k}$ ${\ displaystyle dn_ {s} / d \ ln k}$	-0,022 ± 0,020, `k`0= 0,002 Мпк
Сумма трех масс нейтрино	$∑ m ν {\ displaystyle \ sum m _ {\ nu}}$ ${\ displaystyle \ sum m _ {\ nu}}$	< 0.58 эВ / `c` ( $2 σ {\ displaystyle 2 \ sigma}$ ${\ displaystyle 2 \ sigma}$ )
Параметр физической плотности нейтрино	$Ω ν h 2 {\ displaystyle \ Omega _ {\ nu} h ^ {2}}$ ${\ displaystyle \ Omega _ {\ nu} h ^ {2}}$	< 0.0062

Расширенный модели позволяют изменять один или несколько «фиксированных» параметров, указанных выше, в дополнение к основным шести; таким образом, эти модели плавно присоединяются к базовой шестипараметрической модели в том пределе, когда дополнительные параметры приближаются к значениям по умолчанию. Например, возможно e Расширения простейшей модели ΛCDM допускают пространственную кривизну ( $Ω t o t {\ displaystyle \ Omega _ {tot}}$ $\ Omega _ {{tot}}$ может отличаться от 1); или квинтэссенция, а не космологическая постоянная, где уравнение состояния темной энергии может отличаться от -1. Космическая инфляция предсказывает тензорные флуктуации (гравитационные волны ). Их амплитуда параметризуется тензорно-скалярным отношением (обозначается $r {\ displaystyle r}$ $r$ ), которое определяется неизвестным энергетическим масштабом инфляции. Другие модификации допускают горячую темную материю в виде нейтрино более массивных, чем минимальное значение, или текущий спектральный индекс; последнее обычно не поддерживается простыми моделями космической инфляции.

Разрешение дополнительных переменных параметров обычно увеличивает неопределенности в шести стандартных параметрах, указанных выше, а также может немного сместить центральные значения. В таблице ниже показаны результаты для каждого из возможных сценариев «6 + 1» с одним дополнительным параметром переменной; это означает, что по состоянию на 2015 год нет убедительных доказательств того, что какой-либо дополнительный параметр отличается от своего значения по умолчанию.

Некоторые исследователи предположили, что существует непрерывный спектральный индекс, но ни одно статистически значимое исследование не выявило его. Теоретические ожидания предполагают, что отношение тензора к скаляру $r {\ displaystyle r}$ $r$ должно быть между 0 и 0,3, и последние результаты теперь находятся в этих пределах.

См. Также

Космологическое моделирование Большого театра
Формирование и эволюция галактик
Проект Illustris
Список программ для космологических вычислений
Millennium Run
Слабо взаимодействующие массивные частицы ( WIMP)
Модель ΛCDM также известна как стандартная модель космологии, но не связана со Стандартной моделью физики элементарных частиц.

Ссылки

Далее чтение

Реболо, Р.; и другие. (2004). «Оценка космологических параметров с использованием данных очень малого массива до = 1500». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 353 (3): 747–759. arXiv : astro-ph / 0402466. Bibcode : 2004MNRAS.353..747R. doi : 10.1111 / j.1365-2966.2004.08102.x.
Ostriker, J.P.; Стейнхардт, П. Дж. (1995). «Космическое соответствие». arXiv : astro-ph / 9505066.
Ostriker, Jeremiah P.; Миттон, Саймон (2013). Heart of Darkness: разгадывая тайны невидимой вселенной. Принстон, Нью-Джерси: Princeton University Press. ISBN 978-0-691-13430-7.

Внешние ссылки