Лямбда-CDM модель

Часть серии по
Физическая космология
Большой взрыв  · Вселенная Возраст вселенной Хронология Вселенной
Ранняя вселенная Эпоха Планка Эпоха великого объединения Электрослабая эпоха Кварковая эпоха Адронная эпоха Лептонная эпоха Фотонная эпоха Нуклеосинтез Большого взрыва Инфляция Темные времена Звездная эра Фоны Космический фоновый радиационный фон (CBR) Фон гравитационных волн (ФГВ) Космический микроволновый фон (CMB)  · Космический нейтринный фон (CNB) Космический инфракрасный фон (ИНБ)
Расширение  · Будущее Закон Хаббла  · Красное смещение Расширение Вселенной Ускоряющееся расширение Вселенной Сопутствующие и правильные расстояния Метрика FLRW  · Уравнения Фридмана Неоднородная космология Хронология далекого будущего Будущее расширяющейся Вселенной Конечная судьба вселенной Тепловая смерть вселенной Большой разрыв Большой хруст Большой отскок Распад ложного вакуума
Компоненты  · Структура Составные части Лямбда-CDM модель Барионная материя Экзотическая материя Вырожденная материя Нейтроний Вопрос КХД Странное дело Отрицательное вещество Энергия Отрицательная энергия Нулевая энергия Энергия вакуума Радиация Фоновое излучение Темная энергия Квинтэссенция Фантомная энергия Темная материя Холодная темная материя Теплая темная материя Смешанная темная материя Горячая темная материя Светлая темная материя Самовзаимодействующая темная материя Скалярное поле темная материя Темное излучение Темная жидкость Темный поток Зеркальное дело Структура Форма вселенной Реионизация  · Формирование структуры Формирование галактики Мультивселенная Вселенная Наблюдаемая Вселенная Объем Хаббла Крупномасштабная конструкция Большая группа квазаров Нить галактики Сверхскопление Скопление галактик Группа галактик Местная группа Галактика Ореол темной материи Звездное скопление Солнечная система Планетная система Пустота
Эксперименты Бумеранг Исследователь космического фона (COBE) Обзор темной энергии Евклид Проект Illustris Обсерватория Веры К. Рубин Космическая обсерватория Планка Слоан цифровой обзор неба (SDSS) Обзор красного смещения галактики 2dF ("2dF") ВселеннаяМашина Микроволновый датчик анизотропии Wilkinson (WMAP)
Ученые Ааронсон Альфвен Альфер Бхарадвадж Коперник де Ситтер Дике Эддингтон Элерс Эйнштейн Эллис Фридман Галилео Гамов Guth Хаббл Лемэтр Linde Mather Ньютон Penzias Вбивать в голову Шмидт Шварцшильд Гладкий Старобинский Steinhardt Suntzeff Сюняев Толман Уилсон Зельдович
История темы Открытие космического микроволнового фонового излучения История теории большого взрыва Религиозные интерпретации теории большого взрыва Хронология космологических теорий
Категория  Астрономический портал
v т е

ΛCDM ( Лямбда холодных темное вещества ) или лямбда-CDM модель представляет собой параметризацию из Больших взрыва космологической модели , в которой Вселенная содержит три основных компоненты: во- первых, космологический обозначается Lambda ( греческий Л ) и связанный с темной энергией ; во-вторых, постулируемая холодная темная материя (сокращенно CDM ); и в-третьих, обычная материя . Его часто называют стандартной моделью. космологии Большого взрыва, потому что это простейшая модель, которая достаточно хорошо учитывает следующие свойства космоса:

• существование и структура космического микроволнового фона
• крупномасштабная структура в распределении галактик
• наблюдаемые содержаний из водорода ( в том числе и дейтерия), гелия и лития
• ускорение расширения Вселенной наблюдается в свет от далеких галактик и сверхновых

Модель предполагает, что общая теория относительности является правильной теорией гравитации в космологических масштабах. Она возникла в конце 1990-х как космология конкордантности , после периода времени, когда разрозненные 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 этого являются модифицированная ньютоновская динамика , энтропийная гравитация , модифицированная гравитация, теории крупномасштабных изменений плотности материи Вселенной, биметрическая гравитация , масштабная инвариантность пустого пространства и распадающаяся темная материя (DDM). ^{[1] [2] [3] [4] [5]}

Обзор [ править ]

Большинство современных космологических моделей основаны на космологическом принципе , который гласит, что место наших наблюдений во Вселенной не является необычным или особенным; в достаточно большом масштабе Вселенная выглядит одинаково во всех направлениях ( изотропия ) и из любого места ( однородность ). ^[6]

Модель включает расширение метрического пространства, которое хорошо задокументировано как красное смещение заметных спектральных линий поглощения или излучения в свете далеких галактик, так и замедление времени затухания света кривых светимости сверхновой. Оба эффекта связаны с доплеровским сдвигом.в электромагнитном излучении при его перемещении 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. Это также позволяет далеким галактикам удаляться друг от друга со скоростью, превышающей скорость света; локальное расширение меньше скорости света, но расширение, суммированное на большие расстояния, в совокупности может превышать скорость света.

Буква (лямбда) представляет космологическую постоянную , которая в настоящее время ассоциируется с энергией вакуума или темной энергией в пустом пространстве, которая используется для объяснения современного ускоряющегося расширения пространства против притягивающих эффектов гравитации. Космологическая постоянная имеет отрицательное давление, которое вносит вклад в тензор энергии-импульса, который, согласно общей теории относительности, вызывает ускоренное расширение. Доля темной энергии в общей плотности энергии нашей (плоской или почти плоской) Вселенной , оценивается в 0,669 ± 0,038 на основе результатов Обзора темной энергии 2018 года с использованием сверхновых типа Ia ^[7]${\ displaystyle \ Lambda}$${\ displaystyle p = - \ rho c ^ {2}}$${\ displaystyle \ Omega _ {\ Lambda}}$или 0,6847 ± 0,0073 на основе данных со спутника Planck в 2018 г. , или более 68,3% (оценка 2018 г.) плотности массы-энергии Вселенной. ^[8]

Темная материя постулируется для того, чтобы объяснить гравитационные эффекты, наблюдаемые в очень крупномасштабных структурах («плоские» кривые вращения галактик; гравитационное линзирование света скоплениями галактик; и усиленное группирование галактик), которые не могут быть объяснены количество наблюдаемого вещества.

Согласно нынешней гипотезе холодная темная материя :

не- барионной

Он состоит из вещества, отличного 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 вещества (таким образом, нейтрино исключены, поскольку они небарионны, но не холодны).

бессмысленный

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% ^[9] плотности массы-энергии Вселенной. Остальные 4,9% ^[9] составляют всю обычную материю, наблюдаемую в виде атомов, химических элементов, газа и плазмы, из которых состоят видимые планеты, звезды и галактики. Подавляющее большинство обычного вещества во Вселенной невидимо, поскольку видимые звезды и газ внутри галактик и скоплений составляют менее 10% вклада обычного вещества в плотность массы-энергии Вселенной. ^[10]

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 температуре около 10 ¹⁵ К. Это произошло немедленно (в пределах 10 ^-29 секунд), за которым последовало экспоненциальное расширение пространства с помощью масштабного множителя 10 ²⁷ или более, известное как космическая инфляция . Ранняя Вселенная оставалась горячей (выше 10000 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) и пространственная текстура мельчайших неоднородностей ( анизотропий ) в реликтовом излучении. Космическая инфляция также решает " проблему горизонта " реликтового излучения; действительно, вполне вероятно, что Вселенная больше наблюдаемого горизонта частиц .

Модель использует метрику 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 [ править ]

Расширение Вселенной параметризуется безразмерным масштабным коэффициентом (время отсчитывается от рождения вселенной), определенным относительно сегодняшнего дня, так что ; обычное соглашение в космологии заключается в том, что нижний индекс 0 обозначает современные значения, как и текущий возраст Вселенной. Масштабный фактор связан с наблюдаемым красным смещением ^[11] света, излучаемого во время, посредством${\ Displaystyle а = а (т)}$${\ displaystyle t}$${\ displaystyle a_ {0} = a (t_ {0}) = 1}$${\ displaystyle t_ {0}}$ ${\ displaystyle z}$${\ displaystyle t _ {\ mathrm {em}}}$

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

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

${\ Displaystyle Н (т) \ экв {\ гидроразрыва {\ точка {а}} {а}},}$

где - производная по времени от масштабного фактора. Первое уравнение Фридмана дает скорость разложения по плотности вещества + излучения , с кривизной , и космологической постоянной , ^[11]${\ displaystyle {\ dot {a}}}$${\ displaystyle \ rho}$ ${\ displaystyle k}$ ${\ displaystyle \ Lambda}$

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

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

${\displaystyle \rho _{\mathrm {crit} }={\frac {3H_{0}^{2}}{8\pi G}}=1.878\;47(23)\times 10^{-26}\;h^{2}\;{\text{kg}}\;{\text{m}}^{-3},}$^[12]

где - 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.${\displaystyle h\equiv H_{0}/(100\;\mathrm {km\;s^{-1}\;Mpc^{-1}} )}$

Параметр современной плотности для различных видов принято определять как безразмерное соотношение${\displaystyle \Omega _{x}}$

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

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

Поскольку плотности различных частиц масштабируются как разные степени , например, для вещества и т. Д., Уравнение Фридмана можно удобно переписать в терминах различных параметров плотности как${\displaystyle a}$${\displaystyle a^{-3}}$

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

где - уравнение параметра состояния темной энергии, и в предположении пренебрежимо малой массы нейтрино (значительная масса нейтрино требует более сложного уравнения). Различные параметры складываются по конструкции. В общем случае это интегрируется компьютером для получения истории расширения, а также наблюдаемых соотношений расстояния и красного смещения для любых выбранных значений космологических параметров, которые затем можно сравнить с наблюдениями, такими как сверхновые и барионные акустические колебания .${\displaystyle w}$${\displaystyle \Omega }$${\displaystyle 1}$${\displaystyle a(t)}$

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

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

Наблюдения показывают, что сегодня плотность излучения очень мала ; если этим слагаем пренебречь, то вышеупомянутое имеет аналитическое решение ^[13]${\displaystyle \Omega _{\text{rad}}\sim 10^{-4}}$

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

где это довольно точно для или миллионов лет. Решение дает текущий возраст Вселенной с точки зрения других параметров.${\displaystyle t_{\Lambda }\equiv 2/(3H_{0}{\sqrt {\Omega _{\Lambda }}})\ ;}$${\displaystyle a>0.01}$${\displaystyle t>10}$${\displaystyle a(t)=1}$${\displaystyle t_{0}}$

Отсюда следует, что переход от замедляющегося к ускоряющему расширению ( пересечение второй производной нуля) происходил, когда${\displaystyle {\ddot {a}}}$

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

которая принимает значение или для параметров наилучшего соответствия сметных от Планка космического корабля .${\displaystyle a\sim 0.6}$${\displaystyle z\sim 0.66}$

Историческое развитие [ править ]

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-х годах 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 мотивировала 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; в частности, для модели требовалась более низкая постоянная Хаббла, чем предполагалось в наблюдениях, а наблюдения 1988–1990 гг. показали более крупномасштабную кластеризацию галактик, чем предполагалось.

Эти трудности обострились с открытием анизотропии реликтового излучения космическим исследователем фона в 1992 году, и несколько модифицированных моделей CDM, включая ΛCDM и смешанную холодную и горячую темную материю, активно рассматривались в середине 1990-х годов. Затем модель ΛCDM стала ведущей моделью после наблюдений за ускоряющимся расширением в 1998 г. и была быстро подкреплена другими наблюдениями: в 2000 г. в эксперименте с микроволновым фоном BOOMERanG была измерена полная (материя – энергия) плотность, близкая 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 фиксировать значения параметров, большинство из которых теперь ограничены погрешностью менее 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 являются ведущими критиками, критикуя части теории темной материи с точки зрения моделей формирования галактик и поддерживая альтернативную модифицированную ньютоновскую динамику. (MOND) теория, которая требует модификации уравнений поля Эйнштейна и уравнений Фридмана, как видно в таких предложениях, как модифицированная теория гравитации (теория MOG) или тензорно-векторно-скалярная гравитациятеория (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 галилеона , космологии бран , модель DGP , а также массивную гравитацию и ее расширения, такие как биметрическая гравитация .

Успехи [ править ]

В дополнение к объяснению наблюдений 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 наблюдаемая в 2000 году несколькими группами. Поляризация реликтового излучения, обнаруженный в 2002 году DASI, ^[14] теперь драматический успех: в 2015 году Планк выпуска данных, ^[15]имеется семь наблюдаемых пиков в температурном (TT) спектре мощности, шесть пиков в кросс-спектре температурной поляризации (TE) 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 [ править ]

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 на субгалактических масштабах, возможно, предсказывая слишком много карликовых галактик и слишком много темной материи во внутренних областях. галактик. Эта проблема получила название «мелкомасштабный кризис». ^[16] 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 конвенционалистских уловок , что делает ее несостоятельной в смысле, определенном Карлом Поппером . ^[17]

Параметры [ править ]

Космологические параметры Коллаборации Планка ^[19]

	Описание	Символ	Ценить
Независи- Дент пара- метров	Параметр физической барионной плотности [a]	Ом б ч 2	0,022 30 ± 0,000 14
	Физический параметр плотности темной материи [a]	Ω c h 2	0,1188 ± 0,0010
	Возраст вселенной	т 0	13,799 ± 0,021 × 10 9 лет
	Скалярный спектральный индекс	н с	0,9667 ± 0,0040
	Амплитуда колебаний кривизны, k 0 = 0,002 Мпк −1	${\displaystyle \Delta _{R}^{2}}$	2,441+0,088 -0,092× 10 −9 [22]
	Оптическая глубина реионизации	τ	0,066 ± 0,012
Фиксированные пара- метров	Параметр общей плотности [b]	Ом общ	1
	Уравнение состояния темной энергии	ш	−1
	Тензорное / скалярное соотношение	р	0
	Прогон спектрального индекса	${\displaystyle dn_{\text{s}}/d\ln k}$	0
	Сумма трех масс нейтрино	${\displaystyle \sum m_{\nu }}$	0,06 эВ / c 2 [c] [18] : 40
	Эффективное число релятивистских степеней свободы	N эфф	3,046 [д] [18] : 47
Вычисленный ведено значение	Постоянная Хаббла	H 0	67.74 ± 0.46 км с −1 Мпк −1
	Параметр барионной плотности [b]	Ω б	0,0486 ± 0,0010 [е]
	Параметр плотности темной материи [b]	Ω c	0,2589 ± 0,0057 [е]
	Параметр плотности вещества [b]	Ом м	0,3089 ± 0,0062
	Параметр плотности темной энергии [b]	Ω Λ	0,6911 ± 0,0062
	Критическая плотность	ρ крит	(8,62 ± 0,12) × 10 −27  кг / м 3 [г]
	Современное среднеквадратичное колебание вещества усредненное по сфере радиусом 8 ч - 1 Мпк	σ 8	0,8159 ± 0,0086
	Красное смещение при развязке	z ∗	1 089 0,90 ± 0,23
	Возраст при развязке	t ∗	377 700 ± 3200 лет [22]
	Красное смещение реионизации (с равномерным приором)	z re	8,5+1,0 -1,1[23]

Простая модель ΛCDM основана на шести параметрах : физическом параметре плотности барионов; физический параметр плотности темной материи; возраст Вселенной; скалярный спектральный индекс; амплитуда колебаний кривизны; и реионизационная оптическая глубина. ^[24] В соответствии с бритвой Оккама шесть - это наименьшее количество параметров, необходимых для приемлемого соответствия текущим наблюдениям; другие возможные параметры фиксируются на «естественных» значениях, например, параметр общей плотности = 1,00, уравнение состояния темной энергии = -1. (См. Ниже расширенные модели, которые позволяют изменять их.)

Значения этих шести параметров в большинстве своем не предсказываются текущей теорией (хотя в идеале они могут быть связаны будущей « Теорией всего »), 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 использованием 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 в себя анизотропию космического микроволнового фона , соотношение яркость / красное смещение для сверхновых звезд и крупномасштабную кластеризацию галактик, включая особенность барионных акустических колебаний . 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 Planck CMB в сочетании с реконструкцией линз и внешними данными (BAO + JLA + H ₀ ). ^[18] См. Также Planck (космический корабль) .

Проблема с отсутствующим барионом [ править ]

Массимо Персик и Паоло Салуччи ^[25] впервые оценили барионную плотность, которая сегодня присутствует в эллиптических галактиках, спиралях, группах и скоплениях галактик. Они выполнили интегрирование барионного отношения массы к светимости по светимости (ниже ), взвешенное с функцией светимости по ранее упомянутым классам астрофизических объектов:${\textstyle M_{b}/L}$${\textstyle \phi (L)}$

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

Результат был:

${\displaystyle \Omega _{b}=\Omega _{*}+\Omega _{\text{gas}}=2.2\times 10^{-3}+1.5\times 10^{-3}h^{-1.3}\simeq 0.003}$

где .${\displaystyle h\simeq 0.72}$

Обратите внимание, что это значение намного ниже, чем предсказание стандартного космического нуклеосинтеза , так что звезды и газ в галактиках, а также в группах и скоплениях галактик составляют менее 10% изначально синтезированных барионов. Эта проблема известна как проблема «недостающих барионов».${\displaystyle \Omega _{b}\simeq 0.0486}$

Расширенные модели [ править ]

Расширенные параметры модели

Описание	Символ	Ценить
Параметр общей плотности	${\displaystyle \Omega _{\text{tot}}}$	1,0023+0,0056 −0,0054
Уравнение состояния темной энергии	${\displaystyle w}$	-0,980 ± 0,053
Тензорно-скалярное отношение	${\displaystyle r}$	<0,11, k 0 = 0,002 Мпк −1 ( )${\displaystyle 2\sigma }$
Прогон спектрального индекса	${\displaystyle dn_{s}/d\ln k}$	−0,022 ± 0,020 , k 0 = 0,002 Мпк −1
Сумма трех масс нейтрино	${\displaystyle \sum m_{\nu }}$	<0,58 эВ / c 2 ( )${\displaystyle 2\sigma }$
Физический параметр плотности нейтрино	${\displaystyle \Omega _{\nu }h^{2}}$	<0,0062

Расширенные модели позволяют изменять один или несколько из указанных выше «фиксированных» параметров в дополнение к основным шести; поэтому эти модели плавно присоединяются к базовой модели с шестью параметрами в том пределе, когда дополнительные параметры приближаются к значениям по умолчанию. Например, возможные расширения простейшей модели ΛCDM учитывают пространственную кривизну ( 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 (обозначено ), которое определяется неизвестным энергетическим масштабом инфляции. Другие модификации позволяют${\displaystyle \Omega _{tot}}$${\displaystyle r}$горячая темная материя 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 неопределенность шести стандартных параметров, 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 должно быть между 0 и 0,3, и последние результаты сейчас находятся в этих пределах.${\displaystyle r}$

См. Также [ править ]

Ссылки [ править ]

Дальнейшее чтение [ править ]

• 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 . S2CID  13971059 .
• Острикер, JP; Стейнхардт, П.Дж. (1995). «Космическое соответствие». arXiv : astro-ph / 9505066 .
• Острикер, Иеремия П .; Миттон, Саймон (2013). Сердце тьмы: разгадывая тайны невидимой вселенной . Принстон, Нью-Джерси: Издательство Принстонского университета . ISBN 978-0-691-13430-7.

Внешние ссылки [ править ]

• Учебник по космологии / Недрайт
• Моделирование тысячелетия
• Оценочные космологические параметры WMAP / Последняя сводка