Model Lambda-CDM - Lambda-CDM model - Wikipedia

Část série na
Fyzická kosmologie
Velký třesk  · Vesmír Věk vesmíru Chronologie vesmíru
Časný vesmír Planckova epocha Velká epocha sjednocení Elektroslabá epocha Epocha kvarku Hadronová epocha Leptonova epocha Fotonová epocha Nukleosyntéza velkého třesku Inflace Temné věky Stelliferous Era Pozadí Kosmické záření pozadí (CBR) Gravitační vlna pozadí (GWB) Kosmické mikrovlnné pozadí (CMB)  · Kosmické neutrinové pozadí (CNB) Kosmické infračervené pozadí (INB)
Expanze· Budoucnost Hubbleův zákon  · Rudý posuv Expanze vesmíru Urychlování rozpínání vesmíru Náročné a správné vzdálenosti FLRW metrický  · Friedmannovy rovnice Nehomogenní kosmologie Budoucnost rozpínajícího se vesmíru Konečný osud vesmíru Tepelná smrt vesmíru Big Rip Velká krize Big Bounce
Součásti· Struktura Součásti Model Lambda-CDM Baryonická hmota Exotická hmota Energie Negativní energie Energie nulového bodu Vakuová energie Záření Radiace na pozadí Temná energie Kvintesence Fantomová energie Temná hmota Studená temná hmota Teplá temná hmota Smíšená temná hmota Horká temná hmota Světlá temná hmota Samočinně působící temná hmota Skalární pole temné hmoty Tmavé záření Tmavá tekutina Zrcadlová hmota Struktura Tvar vesmíru Reionizace  · Tvorba struktury Tvorba galaxií Velkoplošná struktura Velká skupina kvasarů Galaxy vlákno Nadkupa Kupa galaxií Skupina galaxií Místní skupina Galaxie Temná hmota halo Hvězdokupa Sluneční Soustava Planetární systém Neplatné
Experimenty Bumerang Průzkumník kosmického pozadí (COBE) Průzkum temné energie Euklid Projekt Illustris Hvězdárna Vera C. Rubina Planckova vesmírná observatoř Průzkum digitálního nebe Sloan (SDSS) Průzkum 2dF Galaxy Redshift („2dF“) Vesmír stroj Wilkinsonova mikrovlnná anizotropie Sonda (WMAP)
Vědci Aaronsone Alfvén Alpher Bharadwaj Copernicus de Sitter Dicke Eddington Ehlers Einstein Ellis Friedmann Galileo Gamow Guth Hubble Lemaître Linde Mather Newton Penzias Vtírat Schmidt Schwarzschild Smoot Starobinsky Steinhardt Suntzeff Sunyaev Tolman Wilson Zeldovich
Historie předmětu Objev kosmické mikrovlnné trouby záření na pozadí Historie teorie velkého třesku Náboženské interpretace teorie velkého třesku Časová osa kosmologických teorií
Kategorie  Astronomický portál

The ΛCDM (Lambda studená temná hmota) nebo Lambda-CDM model je a parametrizace z Velký třesk kosmologický model, ve kterém vesmír obsahuje tři hlavní složky: první, a kosmologická konstanta označeno Lambda (řecký Λ) a související s temná energie; zadruhé, postulováno studená temná hmota (zkráceně CDM); a za třetí, obyčejný hmota. To je často označováno jako standardní model kosmologie velkého třesku, protože se jedná o nejjednodušší model, který poskytuje přiměřeně dobrý popis následujících vlastností kosmu:

• existenci a strukturu kosmické mikrovlnné pozadí
• the rozsáhlá struktura v distribuci galaxií
• pozorováno hojnosti z vodík (včetně deuteria), helium a lithium
• the zrychlování rozpínání vesmíru pozorováno ve světle vzdálených galaxií a supernovy

Model to předpokládá obecná relativita je správná teorie gravitace v kosmologických měřítcích. Koncem 90. let se objevil jako a konkordanční kosmologiepo určité době, kdy se různorodé pozorované vlastnosti vesmíru ukázaly jako vzájemně nekonzistentní, a neexistovala shoda ohledně složení energetické hustoty vesmíru.

Model ΛCDM lze rozšířit přidáním kosmologická inflace, kvintesence a další prvky, které jsou současnými oblastmi spekulací a výzkumu v kosmologii.

Některé alternativní modely zpochybňují předpoklady modelu ΛCDM. Příkladem jsou upravená newtonovská dynamika, entropická gravitace, modifikovaná gravitace, teorie rozsáhlých variací hustoty hmoty vesmíru, bimetrická gravitace, měřítková invariance prázdného prostoru a rozpadající se temná hmota (DDM).^{[1][2][3][4][5]}

Přehled

Lambda-CDM, zrychlená expanze vesmíru. Časová osa v tomto schematickém diagramu sahá od doby velkého třesku / inflace před 13,7 Byr až po současný kosmologický čas.

Většina moderních kosmologických modelů je založena na kosmologický princip, který uvádí, že naše pozorovací poloha ve vesmíru není neobvyklá ani zvláštní; v dostatečně velkém měřítku vypadá vesmír ve všech směrech stejně (izotropie ) a ze všech míst (stejnorodost ).^[6]

Model zahrnuje rozšíření metrického prostoru, které je dobře zdokumentováno jako červená směna prominentních spektrálních absorpčních nebo emisních čar ve světle ze vzdálených galaxií a jako dilatace času ve světelném rozpadu křivek svítivosti supernovy. Oba efekty se připisují a Dopplerův posun v elektromagnetickém záření, jak cestuje napříč rozšiřujícím se prostorem. Ačkoli tato expanze zvětšuje vzdálenost mezi objekty, které nejsou pod společným gravitačním vlivem, nezvyšuje velikost objektů (např. Galaxií) ve vesmíru. Umožňuje také vzdáleným galaxiím ustupovat od sebe při rychlostech vyšších než je rychlost světla; lokální expanze je menší než rychlost světla, ale expanze sečtená na velké vzdálenosti může souhrnně překročit rychlost světla.

Dopis ${ displaystyle Lambda}$ (lambda) představuje kosmologická konstanta, který je v současné době spojen s vakuovou energií nebo temná energie v prázdném prostoru, který se používá k vysvětlení současné zrychlující se expanze vesmíru proti atraktivním účinkům gravitace. Kosmologická konstanta má podtlak, ${ displaystyle p = - rho c ^ {2}}$, což přispívá k tenzor napětí a energie který podle obecné teorie relativity způsobuje zrychlující se expanzi. Zlomek celkové hustoty energie našeho (plochého nebo téměř plochého) vesmíru, kterým je temná energie, ${ displaystyle Omega _ { Lambda}}$, se odhaduje na 0,669 ± 0,038 na základě roku 2018 Průzkum temné energie výsledky pomocí Supernovy typu Ia^[7] nebo 0,6847 ± 0,0073 na základě vydání z roku 2018 Planck satelit data, nebo více než 68,3% (odhad z roku 2018) z hustoty energie a energie vesmíru.^[8]

Temná hmota se předpokládá za účelem zohlednění gravitačních účinků pozorovaných ve velmi rozsáhlých strukturách („plochý“) rotační křivky galaxií; the gravitační čočky světla hvězdokupami galaxií; a vylepšené shlukování galaxií), které nelze vysvětlit množstvím pozorované hmoty.

Studená temná hmota jak se v současné době předpokládá:

ne-baryonický

Skládá se z hmoty jiné než protony a neutrony (a elektrony, podle konvence, ačkoli elektrony nejsou baryony).

Studený

Jeho rychlost je mnohem menší než rychlost světla v epochě rovnosti radiační hmoty (tedy neutrina jsou vyloučena, nebaronická, ale ne studená).

bez rozptýlení

Nemůže se ochladit vyzařováním fotonů.

bezkolizní

Částice temné hmoty interagují navzájem a s jinými částicemi pouze gravitací a případně slabou silou.

Tmavá hmota představuje asi 26,5%^[9] hustoty hmotné energie vesmíru. Zbývajících 4,9%^[9] zahrnuje veškerou běžnou hmotu pozorovanou jako atomy, chemické prvky, plyn a plazmu, z nichž jsou vyrobeny viditelné planety, hvězdy a galaxie. Velká většina obyčejné hmoty ve vesmíru je neviditelná, protože viditelné hvězdy a plyn uvnitř galaxií a klastrů tvoří méně než 10% příspěvku běžné hmoty k hustotě hmotné energie vesmíru.^[10]

Hustota energie také zahrnuje velmi malý zlomek (~ 0,01%) v kosmickém mikrovlnném záření a ne více než 0,5% v reliktní neutrina. Přestože dnes byly velmi malé, v daleké minulosti byly mnohem důležitější a dominovaly hmotě při rudém posunu> 3200.

Model zahrnuje jedinou vzniklou událost, „Velký třesk“, která nebyla explozí, ale náhlým zdánlivým rozšiřováním vesmírný čas obsahující záření při teplotách kolem 10¹⁵ K. To bylo okamžitě (do 10⁻²⁹ sekund) následované exponenciálním rozšířením prostoru pomocí měřítkového multiplikátoru 10²⁷ nebo více, známé jako kosmická inflace. Počáteční vesmír zůstal horký (nad 10 000 K) po několik set tisíc let, což je stav, který lze detekovat jako reziduum kosmické mikrovlnné pozadí nebo CMB, záření o velmi nízké energii vycházející ze všech částí oblohy. Scénář „Velkého třesku“ s kosmickou inflací a fyzikou standardních částic je jediným současným kosmologickým modelem v souladu s pozorovanou pokračující expanzí vesmíru, pozorovaným rozdělením lehčí prvky ve vesmíru (vodík, helium a lithium) a prostorová struktura drobných nepravidelností (anizotropie ) v záření CMB. Kosmická inflace také řeší „problém obzoru „v CMB; ve skutečnosti se zdá pravděpodobné, že vesmír je větší než pozorovatelný horizont částic.

Model používá Friedmann – Lemaître – Robertson – Walkerova metrika, Friedmannovy rovnice a kosmologické stavové rovnice popsat pozorovatelný vesmír hned po inflační epocha do současnosti a budoucnosti.

Historie vesmírné expanze

Expanze vesmíru je parametrizována a bezrozměrný měřítko ${ displaystyle a = a (t)}$ (s časem ${ displaystyle t}$ počítáno od narození vesmíru), definované relativně k současnosti, tak ${ displaystyle a_ {0} = a (t_ {0}) = 1}$; obvyklá konvence v kosmologii spočívá v tom, že dolní index 0 označuje současné hodnoty, takže ${ displaystyle t_ {0}}$ je současný věk vesmíru. Faktor měřítka souvisí s pozorovaným rudý posuv^[11] ${ displaystyle z}$ světla vyzařovaného v čase ${ displaystyle t _ { mathrm {em}}}$ podle

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

Rychlost expanze je popsána časově závislou Hubbleův parametr, ${ displaystyle H (t)}$, definováno jako

${ displaystyle H (t) equiv { frac { dot {a}} {a}},}$

kde ${ displaystyle { dot {a}}}$ je časová derivace faktoru měřítka. První Friedmannova rovnice udává rychlost expanze z hlediska hmoty + hustoty záření ${ displaystyle rho}$, the zakřivení ${ displaystyle k}$, a kosmologická konstanta ${ displaystyle Lambda}$,^[11]

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

kde jako obvykle ${ displaystyle c}$ je rychlost světla a ${ displaystyle G}$ je gravitační konstanta. Kritická hustota ${ displaystyle rho _ { mathrm {crit}}}$ je dnešní hustota, která dává nulové zakřivení ${ displaystyle k}$, za předpokladu kosmologické konstanty ${ displaystyle Lambda}$ je nula, bez ohledu na jeho skutečnou hodnotu. Dosazení těchto podmínek do Friedmannovy rovnice dává

${ displaystyle rho _ { mathrm {crit}} = { frac {3H_ {0} ^ {2}} {8 pi G}} = 1,878 ; 47 (23) krát 10 ^ {- 26} ; h ^ {2} ; { text {kg}} ; { text {m}} ^ {- 3},}$^[12]

kde ${ displaystyle h equiv H_ {0} / (100 ; mathrm {km ; s ^ {- 1} ; Mpc ^ {- 1}})}$ je redukovaná Hubblova konstanta. Pokud by kosmologická konstanta byla ve skutečnosti nula, kritická hustota by také označila dělící čáru mezi případným opětovným rozpadem vesmíru na Velká krize nebo neomezené rozšiřování. U modelu Lambda-CDM s pozitivní kosmologickou konstantou (jak je pozorováno) se předpokládá, že vesmír bude navždy expandovat bez ohledu na to, zda je celková hustota mírně nad nebo pod kritickou hustotou; ačkoli v rozšířených modelech, kde temná energie není konstantní, ale ve skutečnosti závisí na čase.

Je standardní definovat současnost parametr hustoty ${ displaystyle Omega _ {x}}$ pro různé druhy jako bezrozměrný poměr

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

kde dolní index ${ displaystyle x}$ je jedním z ${ displaystyle b}$ pro baryony, ${ displaystyle c}$ pro studená temná hmota, ${ displaystyle rad}$ pro záření (fotony plus relativistické neutrina ), a ${ displaystyle DE}$ nebo ${ displaystyle Lambda}$ pro temná energie.

Vzhledem k tomu, hustoty různých druhů měřítku jako různé síly ${ displaystyle a}$, např. ${ displaystyle a ^ {- 3}}$ pro hmotu atd Friedmannova rovnice lze pohodlně přepsat z hlediska různých parametrů hustoty jako

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

kde ${ displaystyle w}$ je stavová rovnice parametr temné energie a za předpokladu zanedbatelné hmotnosti neutrina (významná hmotnost neutrina vyžaduje složitější rovnici). Různé ${ displaystyle Omega}$ součet parametrů ${ displaystyle 1}$ Obecně je to integrováno počítačem, aby se dala historie expanze ${ displaystyle a (t)}$ a také pozorovatelné vztahy vzdálenost-rudý posuv pro libovolné zvolené hodnoty kosmologických parametrů, které pak mohou být porovnány s pozorováními jako supernovy a baryonové akustické oscilace.

V minimálním 6parametrickém modelu Lambda-CDM se předpokládá zakřivení ${ displaystyle Omega _ {k}}$ je nula a ${ displaystyle w = -1}$, takže se to zjednoduší na

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

Pozorování ukazují, že hustota záření je dnes velmi malá, ${ displaystyle Omega _ { text {rad}} sim 10 ^ {- 4}}$; pokud je tento pojem zanedbán, má výše uvedené analytické řešení^[13]

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

kde ${ displaystyle t _ { Lambda} ekviv 2 / (3H_ {0} { sqrt { Omega _ { Lambda}}}) ;}$to je docela přesné pro ${ displaystyle a> 0,01}$ nebo ${ displaystyle t> 10}$ miliony let. Řešení pro ${ displaystyle a (t) = 1}$ dává současný věk vesmíru ${ displaystyle t_ {0}}$ z hlediska ostatních parametrů.

Z toho vyplývá, že přechod od zpomalení k urychlení expanze (druhá derivace ${ displaystyle { ddot {a}}}$ překročení nuly) došlo, když

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

který se hodnotí na ${ displaystyle a sim 0,6}$ nebo ${ displaystyle z sim 0,66}$ pro nejvhodnější parametry odhadnuté z Planck kosmická loď.

Historický vývoj

Objev kosmické mikrovlnné pozadí (CMB) v roce 1964 potvrdila klíčovou předpověď Velký třesk kosmologie. Od té chvíle se všeobecně přijímalo, že vesmír začal v horkém, hustém stavu a postupem času se rozpínal. Rychlost expanze závisí na typech hmoty a energie přítomných ve vesmíru, a zejména na tom, zda je celková hustota nad nebo pod takzvanou kritickou hustotou.

Během sedmdesátých let se největší pozornost zaměřila na čistě baryonické modely, ale vzhledem k malým anizotropiím v CMB (v té době horní hranice) existovaly vážné výzvy vysvětlující vznik galaxií. Na začátku 80. let bylo zjištěno, že by to mohlo být vyřešeno, kdyby nad baryony dominovala studená temná hmota a teorie kosmická inflace motivované modely s kritickou hustotou.

Během 80. let se většina výzkumů zaměřovala na studenou temnou hmotu s kritickou hustotou v hmotě, kolem 95% CDM a 5% baryonů: tyto ukázaly úspěch při formování galaxií a shluků galaxií, ale problémy přetrvávaly; pozoruhodně model vyžadoval Hubbleovu konstantu nižší, než upřednostňovaly pozorování, a pozorování kolem let 1988–1990 ukázala více shlukování galaxií ve velkém měřítku, než předpovídalo.

Tyto potíže se vyostřily objevením anizotropie CMB ze strany Průzkumník kosmického pozadí v roce 1992 a několik upravených modelů CDM, včetně ΛCDM a smíšené studené a horké temné hmoty, byly aktivně zvažovány v polovině 90. let. Model ΛCDM se poté stal vedoucím modelem podle pozorování zrychlení expanze v roce 1998 a rychle byla podpořena dalšími pozorováními: v roce 2000 Bumerang experiment s mikrovlnným pozadím měřil celkovou hustotu (hmota-energie) na téměř 100% kritické hodnoty, zatímco v roce 2001 2dFGRS průzkum rudého posuvu galaxie měřil hustotu hmoty téměř na 25%; velký rozdíl mezi těmito hodnotami podporuje kladné Λ nebo temná energie. Mnohem přesnější měření mikrovlnného pozadí z kosmické lodi WMAP v letech 2003–2010 a Planck v letech 2013–2015 nadále podporovaly model a určovaly hodnoty parametrů, z nichž většina je nyní omezena pod nejistotu 1 procenta.

V současné době probíhá aktivní výzkum mnoha aspektů modelu ΛCDM, a to jak k upřesnění parametrů, tak k možné detekci odchylek. Kromě toho ΛCDM nemá žádnou výslovnou fyzikální teorii pro původ nebo fyzickou povahu temné hmoty nebo temné energie; Předpokládá se, že téměř neměnné spektrum poruch CMB a jejich obraz napříč nebeskou sférou je výsledkem velmi malých tepelných a akustických nepravidelností v bodě rekombinace.

Velká většina astronomů a astrofyziků podporuje model ΛCDM nebo jeho blízké příbuzné, ale Milgrom, McGaugh, a Kroupa jsou přední kritici, útočí na temnou část teorie z pohledu formace galaxií modely a podporu alternativy upravená newtonovská dynamika (MOND) teorie, která vyžaduje úpravu Einsteinovy ​​rovnice pole a Friedmannovy rovnice jak je patrné z návrhů jako modifikovaná gravitační teorie (Teorie MOG) nebo tenzor – vektor – skalární gravitace teorie (TeVeS theory). Další návrhy teoretických astrofyziků kosmologických alternativ k Einsteinově obecné relativitě, které se pokoušejí vysvětlit temnou energii nebo temnou hmotu, zahrnují f (R) gravitace, skalární-tenzorové teorie jako Galileon teorie, brane kosmologie, Model DGP, a obrovská gravitace a jeho rozšíření jako bimetrická gravitace.

Úspěchy

Kromě vysvětlení pozorování před rokem 2000 model učinil řadu úspěšných předpovědí: zejména existenci baryonová akustická oscilace funkce objevená v roce 2005 na předpokládaném místě; a statistiky slabých gravitační čočky, poprvé pozorováno v roce 2000 několika týmy. The polarizace CMB, objevený v roce 2002 DASI,^[14] je nyní dramatický úspěch: v roce 2015 Planck vydání dat,^[15] existuje sedm pozorovaných vrcholů v teplotním (TT) výkonovém spektru, šest vrcholů v teplotně polarizačním (TE) křížovém spektru a pět vrcholů v polarizačním (EE) spektru. Těchto šest volných parametrů může být dobře omezeno samotným spektrem TT a poté lze teoreticky předpovědět spektra TE a EE s neměnnou přesností bez dalších úprav: srovnání teorie a pozorování ukazuje vynikající shodu.

Výzvy

Rozsáhlé hledání částic temné hmoty dosud neprokázalo dobře dohodnutou detekci; temnou energii může být téměř nemožné detekovat v laboratoři a její hodnota je nepřirozeně malý ve srovnání s naivní teoretické předpovědi.

Porovnání modelu s pozorováním je velmi úspěšné na velkých měřítcích (větších než galaxie, až po pozorovatelný horizont), ale může mít určité problémy na sub-galaxiích, případně předpovídat příliš mnoho trpasličích galaxií a příliš mnoho temné hmoty v nejvnitřnějších oblastech galaxií. Tento problém se nazývá „krize malého rozsahu“.^[16] Tyto malé stupnice se v počítačových simulacích obtížněji řeší, takže zatím není jasné, zda problémem jsou simulace, nestandardní vlastnosti temné hmoty nebo radikálnější chyba v modelu.

Tvrdilo se, že model ΛCDM je postaven na základu konvenční lsti, vykreslení nezměnitelné ve smyslu definovaném Karl Popper.^[17]

Parametry

Kosmologické parametry Planck Collaboration^[19]

	Popis	Symbol	Hodnota
Nezávislý důlek para- metrů	Parametr fyzické hustoty baryonu[A]	Ωb h2	0.02230±0.00014
	Parametr fyzické hustoty temné hmoty[A]	ΩC h2	0.1188±0.0010
	Věk vesmíru	t0	13.799±0.021 × 109 let
	Skalární spektrální index	ns	0.9667±0.0040
	Amplituda fluktuace zakřivení, k0 = 0,002 Mpc−1	${ displaystyle Delta _ {R} ^ {2}}$	2.441+0.088 −0.092×10−9[22]
	Reionizace optická hloubka	τ	0.066±0.012
Pevný para- metrů	Parametr celkové hustoty[b]	Ωtot	1
	Stavová rovnice temné energie	w	−1
	Poměr tenzor / skalár	r	0
	Průběh spektrálního indexu	${ displaystyle dn _ { text {s}} / d ln k}$	0
	Součet tří hmotností neutrin	${ displaystyle sum m _ { nu}}$	0.06 eV /C2[C][18]:40
	Efektivní počet relativistických stupňů svobody	Neff	3.046[d][18]:47
Vypočítat opožděný hodnoty	Hubbleova konstanta	H0	67.74±0.46 km s−1 MPC−1
	Parametr baryonové hustoty[b]	Ωb	0.0486±0.0010[E]
	Parametr hustoty temné hmoty[b]	ΩC	0.2589±0.0057[F]
	Parametr hustoty hmoty[b]	Ωm	0.3089±0.0062
	Temná energie parametr hustoty[b]	ΩΛ	0.6911±0.0062
	Kritická hustota	ρkrit	(8.62±0.12)×10−27 kg / m3[G]
	Současná fluktuace střední kvadratické hodnoty hmoty zprůměrováno na kouli o poloměru 8h–1 MPC	σ8	0.8159±0.0086
	Rudý posuv při oddělení	z∗	1089.90±0.23
	Věk při oddělení	t∗	377700±3200 let[22]
	Rudý posun reionizace (s jednotnou předchozí)	zre	8.5+1.0 −1.1[23]

Jednoduchý model ΛCDM je založen na šesti parametry: parametr fyzické hustoty baryonu; parametr hustoty fyzické temné hmoty; věk vesmíru; skalární spektrální index; amplituda fluktuace zakřivení; a reionizační optická hloubka.^[24] V souladu s Occamova břitva, šest je nejmenší počet parametrů potřebných k přijatelnému přizpůsobení aktuálním pozorováním; další možné parametry jsou fixovány na „přirozené“ hodnoty, např. parametr celkové hustoty = 1,00, stavová rovnice temné energie = −1. (Rozšířené modely, které se mohou lišit, naleznete níže.)

Hodnoty těchto šesti parametrů většinou současná teorie nepředpovídá (i když v ideálním případě mohou souviset s budoucností “)Teorie všeho "), kromě toho, že většina verzí kosmická inflace předpovídat, že skalární spektrální index by měl být o něco menší než 1, což odpovídá odhadované hodnotě 0,96. Hodnoty parametrů a nejistoty jsou odhadovány pomocí velkých počítačových vyhledávání k vyhledání oblasti prostoru parametrů poskytujících přijatelnou shodu s kosmologickými pozorováními. Z těchto šesti parametrů jsou ostatní hodnoty modelu, například Hubbleova konstanta a temná energie hustotu, lze snadno vypočítat.

Obvykle sada pozorování zahrnuje: kosmické mikrovlnné pozadí anizotropie, vztah jasu a rudého posuvu pro supernovy a shlukování galaxií ve velkém měřítku včetně baryonová akustická oscilace Vlastnosti. Další pozorování, jako je Hubblova konstanta, množství galaktických kup, slabá gravitační čočka a globulární věky klastrů, jsou obecně v souladu s těmito, poskytují kontrolu modelu, ale v současnosti jsou měřeny méně přesně.

Níže uvedené hodnoty parametrů pocházejí z Planck Spolupráce Kosmologické parametry 68% limity spolehlivosti pro základní model ΛCDM z Planck Výkonová spektra CMB v kombinaci s rekonstrukcí čoček a externími daty (BAO + JLA + H₀).^[18] Viz také Planck (kosmická loď).

Chybějící problém s baryonem

Massimo Persic a Paolo Salucci^[25] nejprve odhadli baryonickou hustotu dnes přítomnou v eliptikálech, spirálách, skupinách a shlucích galaxií. Provedli integraci poměru baryonické hmoty k světlu nad svítivostí (v následujícím ${ textstyle M_ {b} / L}$), vážený funkcí svítivosti ${ textstyle phi (L)}$ nad dříve zmíněnými třídami astrofyzikálních objektů:

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

Výsledkem bylo:

${ displaystyle Omega _ {b} = Omega _ {*} + Omega _ { text {gas}} = 2,2 krát 10 ^ {- 3} +1,5 krát 10 ^ {- 3} h ^ { -1,3} simeq 0,003}$

kde ${ displaystyle h simeq 0,72}$.

Všimněte si, že tato hodnota je mnohem nižší než predikce standardní kosmické nukleosyntézy ${ displaystyle Omega _ {b} simeq 0,0486}$, takže hvězdy a plyn v galaxiích a ve skupinách a kupách galaxií tvoří méně než 10% prvotně syntetizovaných baryonů. Tento problém je znám jako problém „chybějících baryonů“.

Rozšířené modely

Rozšířené parametry modelu

Popis	Symbol	Hodnota
Parametr celkové hustoty	${ displaystyle Omega _ { text {tot}}}$	1.0023+0.0056 −0.0054
Stavová rovnice temné energie	${ displaystyle w}$	−0.980±0.053
Poměr tenzoru ke skaláru	${ displaystyle r}$	< 0.11, k0 = 0,002 Mpc−1 (${ displaystyle 2 sigma}$)
Průběh spektrálního indexu	${ displaystyle dn_ {s} / d ln k}$	−0.022±0.020, k0 = 0,002 Mpc−1
Součet tří hmotností neutrin	${ displaystyle sum m _ { nu}}$	< 0.58 eV /C2 (${ displaystyle 2 sigma}$)
Parametr fyzické hustoty neutrin	${ displaystyle Omega _ { nu} h ^ {2}}$	< 0.0062

Rozšířené modely umožňují kromě základních šesti měnit jeden nebo více výše uvedených „pevných“ parametrů; takže se tyto modely plynule připojují k základnímu šestimetrovému modelu v limitu, že další parametry se blíží výchozím hodnotám. Například možná rozšíření nejjednoduššího modelu ΛCDM umožňují prostorové zakřivení (${ displaystyle Omega _ {tot}}$ se mohou lišit od 1); nebo kvintesence spíše než a kosmologická konstanta Kde stavová rovnice temné energie se může lišit od -1. Kosmická inflace předpovídá fluktuace tenzorů (gravitační vlny ). Jejich amplituda je parametrizována poměrem tenzoru ke skaláru (označeno ${ displaystyle r}$), který je určen neznámou energetickou stupnicí inflace. Jiné úpravy umožňují horká temná hmota ve formě neutrina masivnější než minimální hodnota nebo běžící spektrální index; ten druhý není obecně upřednostňován jednoduchými modely kosmické inflace.

Povolení dalších proměnných parametrů bude obecně zvýšit nejistoty ve standardních šesti parametrech citovaných výše a mohou také mírně posunout centrální hodnoty. Tabulka níže ukazuje výsledky pro každý z možných scénářů „6 + 1“ s jedním dalším parametrem proměnné; to naznačuje, že od roku 2015 neexistují přesvědčivé důkazy o tom, že by se jakýkoli další parametr lišil od výchozí hodnoty.

Někteří vědci se domnívají, že existuje průběžný spektrální index, ale žádná statisticky významná studie žádný neodhalila. Teoretická očekávání naznačují, že poměr tenzoru ke skaláru ${ displaystyle r}$ by měla být mezi 0 a 0,3 a nejnovější výsledky jsou nyní v těchto mezích.

Viz také

Reference

Další čtení

• Rebolo, R .; et al. (2004). "Kosmologický odhad parametrů pomocí dat z velmi malého pole až do Small = 1500". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 353 (3): 747–759. arXiv:astro-ph / 0402466. Bibcode:2004MNRAS.353..747R. doi:10.1111 / j.1365-2966.2004.08102.x. S2CID  13971059.
• Ostriker, J. P .; Steinhardt, P. J. (1995). „Kosmická shoda“. arXiv:astro-ph / 9505066.
• Ostriker, Jeremiah P .; Mitton, Simon (2013). Heart of Darkness: Odhalování tajemství neviditelného vesmíru. Princeton, NJ: Princeton University Press. ISBN  978-0-691-13430-7.

externí odkazy

• Výukový program pro kosmologii / NedWright
• Millennium Simulation
• Odhadované kosmologické parametry WMAP / nejnovější shrnutí