Model Lambda-CDM

Al voltant del 95% del contingut energètic de l'univers consisteix en matèria fosca exòtica i energia fosca
(gràfic de la NASA).

El model Lambda-CDM (o ΛCDM) és l'abreviatura emprada en cosmologia per al model Lambda-Cold Dark Matter. Desenvolupa la concordança amb la teoria del Big Bang, que explica les observacions còsmiques realitzades sobre la radiació de fons de microones, així com observacions sobre l'estructura a gran escala de l'Univers i les supernoves; tot això aporta coneixement a l'explicació de l'acceleració de l'expansió de l'Univers. És el model conegut més simple i del que es poden destacar tres grans característiques:

Λ (lambda) indica la constant cosmològica com a part d'un terme de l'energia fosca que permet conèixer el valor actual de l'acceleració de l'expansió de l'Univers. La constant cosmològica es descriu en termes de la fracció de la densitat de l'energia d'un univers pla. En l'actualitat és $\Omega _{\Lambda }$ 0.74, és a dir, que té un valor del 74% de la densitat d'energia de l'univers actual.
La matèria fosca freda és el model on la matèria fosca es descriu com a freda, és a dir, no termalitzada, no barònica, sense l'existència de col·lisions. Aquest component s'encarrega del 26% de la densitat de l'energia actual de l'Univers. El 4% restant és tota la matèria i energia que componen els àtoms i els fotons, que són els elements que construeixen els planetes, les estrelles, i els núvols de gas.
El model assumeix un espectre de l'escala d'invariància de les pertorbacions primordials i un univers sense curvatura espacial. També assumeix que no té cap topologia observable, de manera que l'univers és molt més gran que l'horitzó de partícula observable. Es donen prediccions d'inflació còsmica.

Aquestes són les suposicions més simples per a un model cosmològic consistent. Tanmateix, ΛCDM és tan sols un model. Els cosmòlegs anticipen que totes aquestes presumpcions no seran conegudes amb exactitud fins que no es tingui més coneixement sobre la física fonamental. Particularment, la inflació còsmica prediu una curvatura espacial en el nivell de 10⁻⁴ a 10⁻⁵. També seria sorprenent que la temperatura de la matèria fosca fos zero absolut. D'altra banda, ΛCDM no diu gens sobre l'origen físic fonamental de la matèria fosca, de l'energia fosca i de l'espectre quasi escalar-invariant de les pertorbacions primordials de la curvatura: en aquest sentit, és simplement un parametrització útil de la ignorància.

Paràmetres

El model té sis paràmetres. El paràmetres de Hubble determina l'índex de l'expansió de l'univers, així com la densitat crítica per al tancament de l'univers, ρ0. Les densitats per als barions, la matèria fosca i l'energia fosca es donen com a ρ₀, que són el quocient de la densitat verdadera a la densitat crítica: per exemple $\Omega _{b}=\rho _{b}/\rho _{0}$ . Ja que el model de ΛCDM assumeix un univers pla, la suma d'aquestes densitats a una, i la densitat de l'energia fosca no és un paràmetre lliure. La profunditat òptica al reionitzar determina el desplaçament al vermell|roig de l'emissió per reionització. La informació sobre les fluctuacions de la densitat és determinada per l'amplitud de les fluctuacions primordials (de la inflació còsmica) i de l'índex espectral, que mesura com les fluctuacions canvien amb l'escala (el ns =1 correspon a un espectre escalar-invariant).

Els errors cotitzats són 1: és a dir, hi ha estadístic una probabilitat del 68% que el valor verdader baixa dins dels límits superiors i més baixos de l'error. Els errors no són gaussians, i han estat derivats usant una anàlisi de cadenes de Markov Monte Carlo (MCMC) per la col·laboració de Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (Spergel i d'altres. 2006) quin també utilitza les dades de la supernova de Sloan Digital Sky Survey i de la supernova de tipus Ia.

Paràmetre	Valor	Descripció
Paràmetres bàsics
H₀	$70.9_{-3.2}^{+2.4}$ km s^-1 Mpc^-1	paràmetre de Hubble
Ω_b	$0.0444_{-0.0035}^{+0.0042}$	Densitat bariònica
Ω_m	$0.266_{-0.040}^{+0.025}$	Densitat total de matèria (barions + matèria fosca)
τ	$0.079_{-0.032}^{+0.029}$	camí òptic fins la reionització
A_s	$0.813_{-0.052}^{+0.042}$	Amplitud de fluctuació escalar
n_s	$0.948_{-0.018}^{+0.015}$	Índice espectral escalar
Paràmetres derivats
ρ₀	$0.94_{-0.09}^{+0.06}\times 10^{-26}$ kg/m³	Densitat crítica
Ω_Λ	$0.732_{-0.025}^{+0.040}$	Densitat d'energia fosca
z_ion	$10.5_{-2.9}^{+2.6}$	Desplaçament al vermell de la reionització
σ₈	$0.772_{-0.048}^{+0.036}$	Amplitud de fluctuació de galàxies
t₀	$13.73_{-0.17}^{+0.13}\times 10^{9}$ anys	Edat de l'Univers

Models estesos

Les extensions possibles del model més simple de ΛCDM permeten la quinta essència fent que sigui més aviat una constant cosmològica. En aquest cas, l'equació d'estat de l'energia fosca és diferent d'1. La inflació còsmica prediu les fluctuacions del tensor (ones gravitacionals). La seva amplitud és donada per paràmetres com el quocient tensor-a-escalar, que és determinat per l'escala de l'energia de la inflació. Altres modificacions permeten curvatura espacial o un índex espectral corrent, que es veu generalment com a contràries amb la inflació còsmica. Permetre aquests paràmetres en la teoria augmentarà generalment els errors en els paràmetres tabulats a dalt, i pot canviar també la posició dels valors observats.

Bibliografia

D. N. Spergel et al. (WMAP collaboration) «Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) three year results: implications for cosmology». , March 2006.
M. Tegmark et al. (SDSS collaboration), Cosmological Parameters from SDSS and WMAP, Phys. Rev. D69 103501 (2004).
D. N. Spergel et al. (WMAP collaboration), First year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: determination of cosmological parameters, Astrophys. J. Suppl. 148 175 (2003).
R. Rebolo et al. (VSA collaboration), Cosmological parameter estimation using Very Small Array data out to l=1500, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 353, Issue 3, pp. 747-759
J. P. Ostriker and P. J. Steinhardt, Cosmic Concordance, arXiv:astro-ph/9505066.