Modele Lambda-CDM

Segons estimacions recents, resumides en este gràfic de la NASA, al voltant del 70% del contingut energètic de l'univers consistix en energia obscura, la presència de la qual es infiere pel seu efecte sobre l'expansió de l'univers pero sobre la naturalea última del qual casi no sabem res.

Plantilla:Cosmologia En cosmologia, el model Lambda-CDM o ΛCDM (en anglés: Lambda-Cold Dark Matter) representa el model de concordancia del Big Bang que explica les observacions còsmiques de la radiació de fondo de microones, aixina com l'estructura a gran escala de l'univers i les observacions realisades de supernovas, tirant llum sobre l'explicació de l'acceleració de l'expansió de l'Univers. És el model conegut més simple que està d'acort en totes les observacions.

• Λ (lambda) indica la constant cosmológica com a part d'un terme de l'energia obscura que permet conéixer el valor actual de l'expansió accelerada de l'Univers que es va iniciar fa uns 6 mil millons d'anys. La constant cosmológica es descriu en térmens de ${\Omega }_{\Lambda }$, la fracció de densitat d'energia d'un univers pla. En l'actualitat, ${\Omega }_{\Lambda }\simeq$ 0.70, lo que implica que equival al 70% de la densitat d'energia del present univers.
• La matèria obscura freda és el model de matèria obscura en el que la velocitat de les seues partícules és molt inferior a la velocitat de la llum, d'ahí l'adjectiu "freda". La matèria obscura freda és no-bariónica, a diferència de la matèria bariónica normal en la que no interacciona llevat per mig de la gravetat. Este component constituïx el 26% de la densitat de l'energia de l'actual univers. El 4% restant és tota la matèria i energia (matèria bariónica), que componen els àtoms i els fotons que són els blocs que construïxen els planetas, les estrelas i els núvols de gas en l'univers.
• El model supon un espectre de casi invariancia d'escala de destorbament primordials i un univers sense curvatura espacial. També assumix que no té cap topología observable, de modo que l'univers és molt més gran que el horisó observable de la partícula. Es donen prediccions d'inflació còsmica.

El model assumix que la Relativitat General és la teoria correcta de la gravetat a escales cosmológicas. És freqüentment nomenat com el model estàndar de la cosmologia del Big Bang, perque és el model més simple que proporciona una explicació raonablement bona de les següents propietats del cosmos:

• L'existència i estructura del fondo còsmic de microones
• L'estructura a gran escala de la distribució de galàxies
• Les abundància d'hidrogen (incloent deuteri), heli i liti
• L'expansió accelerada de l'univers observat en distants galàxies i supernovas

El model ΛCDM s'ha simulat en èxit en superordenadores: partint de la composició que tenia l'Univers (àtoms d'hidrogen, heli, liti, etc, fotons, neutrins,… transcorreguts 11.5 millons d'anys despuix del Big-Bang, la simulació forma estreles, galàxies i estructures de cúmuls i supercúmulos de galàxies molt similars als objectes reals que observem en el firmament El model ΛCDM es pot ampliar afegint l'inflació cosmológica, la quintaesencia i atres elements que són àrees actuals d'estudi i investigació en Cosmologia.

Història

Vore també: Història de la teoria del Big Bang

Expansió accelerada de l'univers.

El descobriment en 1965 del fondo còsmic de microones (Cosmic Microwave Background , o CMB) va confirmar una predicció clau de la cosmologia del Big Bang. A partir d'ahí, es va acceptar generalment que l'univers va escomençar en un estat dens i calent i que s'ha anat expandint en el temps. La taxa d'expansió depén dels tipos de matèria i energia presents en l'univers, i, en particular, de si la densitat total està per damunt o per baix de l'anomenada densitat crítica. Durant la década de 1970, l'atenció es va centrar en els models bariónicos purs, pero tenien greus problemes per a explicar la formació de les galàxies donades les chicotetes anisotropías observades en el CMB (llímits superiors en eixe moment). A principis de 1980, es va pensar que açò es podria resoldre si la matèria obscura freda dominara sobre els bariones, i la teoria de l'inflació còsmica va motivar models en densitat crítica. Durant la década de 1980, la majoria de les investigacions es varen centrar en la matèria obscura freda en densitat crítica en matèria, entorn al 95% de CDM i el 5% de bariones: estos varen mostrar en èxit la formació de galàxies i dels cúmuls de galàxies, pero seguien tenint problemes; en particular, el model requeria una constant de Hubble menor que la preferida per les observacions i el model feya baixes prediccions sobre els agrupamientos de galàxies a gran escala. Estes dificultats varen aumentar en el descobriment en 1992 de la anisotropía de el CMB observada pel COBE, i varen començar a considerar-se vàries alternatives incloent la ΛCDM i atres models de matèria obscura mescla freda+calenta. El model ΛCDM es va convertir llavors en l'estàndart seguint les observacions en 1998 de l'expansió accelerada de l'Univers, i va ser respalat ràpidament per atres observacions: en 2000, l'experiment de fondo de microones BOOMERanG va medir la densitat total (matèria+energia) que estava prop del 100% de la crítica, mentres que en 2001 l'exploració de galàxies en el infrarrojo 2dFGRS va medir la densitat de matèria que era de prop de 25%; la gran diferència entre abdós recolza una Λ positiva o energia obscura. Les medicions del fondo de microones molt més precises fetes pel WMAP en 2003-2010 han seguit recolzant i refinant el model.

Hi ha en l'actualitat investigacions actives de molts aspectes del model ΛCDM, tant per a refinar els seus paràmetros com per a detectar possiblement desviacions. Ademés, el ΛCDM no té cap teoria física explícita que explique l'orige o la naturalea física de la matèria obscura o energia obscura; el casi invariante espectre de destorbament de el CMB, i la seua image a través de l'esfera celest, es creu que són el resultat d'irregularitats tèrmiques i acústica molt chicotetes en el punt de recombinació. Una gran majoria d'astrònoms i astrofísics recolzen el model ΛCDM o atres pròxims, pero Milgrom, McGaugh i Kroupa encapçalen atres posicions crítiques, atacant les porcions de matèria obscura de la teoria des de la perspectiva dels models de formació de galàxies i recolzant la teoria alternativa MOND, que requerix una modificació de les equacions d'Einstein i de les equacions de Friedmann com es veu en algunes propostes, com la teoria de MOG o teoria TeVeS (Etnsor–vésctor–scalar gravity). Atres propostes d'astrofísics teòrics o alternatives cosmológicas a la relativitat general d'Einstein que tracten d'explicar l'energia obscura o la matèria obscura són la gravetat f (R), la teoria tensort-escalar, la cosmologia de branas, el model de DGP i teories galileon.

Les busques exhaustives de partícules de matèria obscura fins ara no han demostrat una detecció adequada. L'energia obscura pot ser casi impossible de detectar en un laboratori. La comparació del model en les observacions és viable a escales grans, pero pot tindre problemes en les escales menudes, predient moltes galàxies nanes i gran cantitat matèria obscura en les regions més internes de l'espai. Treballant en chicotetes escales és més difícil trobar solucions usant simulacions per computadora, per lo que encara no està clar si el problema són les simulacions, les propietats no estàndar de la matèria obscura o un error en el model.

Paràmetros

El model té sis paràmetros. El paràmetro de Hubble determina l'índex de l'expansió del univers, aixina com la densitat crítica per a la tancada de l'univers, ${\rho }_0$. Les densitat per als bariones, la matèria obscura i l'energia obscura es donen com ${\rho }_0$, que són el cocient de la densitat verdadera a la densitat crítica: per eixemple ${\Omega }_b={\rho }_b/{\rho }_0$. ya que el model de ΛCDM supon un univers pla, la suma d'estes densitat a una, i la densitat de l'energia obscura no és un paràmetro lliure. La profunditat òptica al reionizar determina el desplaçament al roig de l'emissió per reionización. L'informació sobre les fluctuacions de la densitat és determinada per l'amplitut de les fluctuacions primordials (de l'inflació còsmica) i de l'índex espectral, que medix cóm les fluctuacions canvien en l'escala (el ns = 1 correspon a un espectre escalar-invariante).

Els errors cotisats són 1σ: és dir, existix una provabilitat del 68% que el valor verdader baixa dins dels llímits superiors i més baixos de l'error. Els errors no són gaussianos, i han segut derivats usant un anàlisis de cadenes de Markov Monte Carlo (MCMC) per la colaboració de Wilkinson Microwave Anisotropy Pfurte (Spergel et al. 2006) que també utilisa les senyes de la supernova de Sloan Digital Sky Survey i de la supernova de tipo Ia.

Paràmetro	Valor	Descripció
Paràmetros bàsics
H0	$73.2_{-3.2}^{+2.4}$ km s-1 Mpc-1	paràmetro de Hubble
Ωb	$0.0444_{-0.0035}^{+0.0042}$	Densitat bariónica
Ωm	$0.266_{-0.040}^{+0.025}$	Densitat total de matèria (bariones + matèria obscura)
τ	$0.079_{-0.032}^{+0.029}$	camí òptic fins a la reionización
As	$0.813_{-0.052}^{+0.042}$	Amplitut de fluctuació escalar
ns	$0.948_{-0.018}^{+0.015}$	Índex espectral escalar
Paràmetros Derivats
ρ0	$0.94_{-0.09}^{+0.06}\times 10^{-26}$ kg/m³	Densitat crítica
ΩΛ	$0.732_{-0.025}^{+0.040}$	Densitat d'energia obscura
zion	$10.5_{-2.9}^{+2.6}$	Desplaçament al roig de la reionización
σ8	$0.772_{-0.048}^{+0.036}$	Amplitut de fluctuació de galàxies
t0	$13.73_{-0.17}^{+0.13}\times 10^9$ anys	Edat de l'univers