Лямбда-CDM модель - Википедия - Lambda-CDM model

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 Звездоносная 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 Будущее расширяющейся Вселенной Конечная судьба вселенной Тепловая смерть вселенной Большой разрыв Большой хруст Большой отскок
Составные части· Структура Составные части Лямбда-CDM модель Барионная материя Экзотическая материя 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 Зеркальное дело Структура Форма вселенной Реионизация  · Формирование структуры Формирование галактики 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 Микроволновая анизотропия Уилкинсона Зонд (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 микроволн фоновое излучение История теории большого взрыва Религиозные интерпретации теория большого взрыва Хронология космологических теорий
Категория  Астрономический портал

В ΛCDM (Лямбда холодная темная материя) или же Лямбда-CDM модель это параметризация из Большой взрыв космологический модель, в которой Вселенная состоит из трех основных компонентов: во-первых, космологическая постоянная обозначается Лямбда (Греческий Λ) и связанные с темная энергия; во-вторых, постулируемый холодная темная материя (сокращенно CDM); и в-третьих, обычные иметь значение. Его часто называют стандартная модель космологии Большого взрыва, потому что это простейшая модель, которая достаточно хорошо учитывает следующие свойства космоса:

• существование и структура космический микроволновый фон
• то крупномасштабная структура в распределении галактик
• наблюдаемый изобилие из водород (включая дейтерий), гелий и литий
• то ускоряющееся расширение Вселенной наблюдается в свете далеких галактик и сверхновые

Модель предполагает, что общая теория относительности это правильная теория гравитации в космологических масштабах. Он возник в конце 1990-х годов как космология согласованияпосле периода времени, когда разрозненные наблюдаемые свойства Вселенной казались несовместимыми, и не было единого мнения о структуре плотности энергии Вселенной.

Модель ΛCDM можно расширить, добавив космологическая инфляция, квинтэссенция и другие элементы, которые являются текущими областями спекуляций и исследований в космологии.

Некоторые альтернативные модели ставят под сомнение допущения модели ΛCDM. Примеры таких 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

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

Большинство современных космологических моделей основаны на космологический принцип, в котором говорится, что наше место наблюдения 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 и как замедление времени затухания света на кривых светимости сверхновой. Оба эффекта приписываются Доплеровский сдвиг 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.

Письмо ${ displaystyle Lambda}$ (лямбда) представляет космологическая постоянная, который в настоящее время связан с энергией вакуума или темная энергия в пустом пространстве, который используется для объяснения современного ускоряющегося расширения пространства против притягивающего воздействия гравитации. Космологическая постоянная имеет отрицательное давление, ${ displaystyle p = - rho c ^ {2}}$, что способствует тензор энергии-импульса что, согласно общей теории относительности, вызывает ускоренное расширение. Доля темной энергии в общей плотности энергии нашей (плоской или почти плоской) Вселенной, ${ displaystyle Omega _ { Lambda}}$, оценивается в 0,669 ± 0,038 по данным 2018 г. Обзор темной энергии результаты с использованием Сверхновые типа Ia^[7] или 0,6847 ± 0,0073 на основе выпуска 2018 г. Планк спутник данных, или более 68,3% (оценка 2018 г.) плотности массы-энергии Вселенной.^[8]

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

Холодная темная материя как предполагается в настоящее время:

не-барионный

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 материи (таким образом, нейтрино исключены, поскольку они небарионны, но не холодны).

безрассудный

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] включает 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]

Также плотность энергии включает очень небольшую долю (~ 0,01%) в космическом микроволновом фоновом излучении и не более 0,5% в реликтовые 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 расширения. пространство-время содержащее излучение при температуре около 10¹⁵ К. Это было немедленно (в пределах 10⁻²⁹ секунд), за которым следует экспоненциальное расширение пространства с помощью масштабного множителя 10²⁷ или более, известный как космическая инфляция. Ранняя Вселенная оставалась горячей (выше 10 000 К) в течение нескольких сотен тысяч лет, и это состояние можно обнаружить как остаточное состояние. 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 современная космологическая модель, согласующаяся с наблюдаемым продолжающимся расширением пространства, наблюдаемым распределением более легкие элементы во вселенной (водород, гелий и литий) и пространственная текстура мельчайших неровностей (анизотропия ) в реликтовом излучении. Космическая инфляция также обращается к "проблема горизонта "в реликтовом излучении; действительно, вполне вероятно, что Вселенная больше наблюдаемого горизонт частиц.

Модель использует Метрика Фридмана – Лемэтра – Робертсона – Уолкера., то Уравнения Фридмана и космологические уравнения состояния описать наблюдаемую Вселенную сразу после инфляционная эпоха в настоящее и будущее.

История космического расширения

Расширение Вселенной параметризуется безразмерный масштаб ${ Displaystyle а = а (т)}$ (со временем ${ displaystyle t}$ отсчитывается от рождения вселенной), определенное относительно настоящего дня, поэтому ${ displaystyle a_ {0} = a (t_ {0}) = 1}$; обычное соглашение в космологии состоит в том, что индекс 0 обозначает современные значения, поэтому ${ displaystyle t_ {0}}$ это текущий возраст Вселенной. Масштабный коэффициент связан с наблюдаемым красное смещение^[11] ${ displaystyle z}$ света, излучаемого во время ${ displaystyle t _ { mathrm {em}}}$ к

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

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

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

куда ${ displaystyle { dot {a}}}$ - производная от масштабного коэффициента по времени. Первый Уравнение фридмана дает скорость расширения в терминах материи + плотности излучения ${ displaystyle rho}$, то кривизна ${ displaystyle k}$, и космологическая постоянная ${ displaystyle Lambda}$,^[11]

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

где как обычно ${ displaystyle c}$ это скорость света и ${ displaystyle G}$ это гравитационная постоянная. Критическая плотность ${ displaystyle rho _ { mathrm {crit}}}$ это современная плотность, которая дает нулевую кривизну ${ displaystyle k}$, принимая космологическую постоянную ${ displaystyle Lambda}$ равен нулю, независимо от его фактического значения. Подстановка этих условий в уравнение Фридмана дает

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

куда ${ Displaystyle ч эквив H_ {0} / (100 ; mathrm {km ; s ^ {- 1} ; Mpc ^ {- 1}})}$ - приведенная постоянная Хаббла. Если бы космологическая постоянная была на самом деле равна нулю, критическая плотность также отметила бы разделительную линию между возможным повторным сжатием Вселенной до Большой хруст, или неограниченное расширение. 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 исходы возможны в расширенных моделях, где темная энергия не является постоянным, но фактически зависит от времени.

Стандартно определять современное параметр плотности ${ displaystyle Omega _ {x}}$ для различных видов как безразмерное соотношение

${ Displaystyle Omega _ {x} Equiv { frac { rho _ {x} (t ​​= t_ {0})} { rho _ { mathrm {crit}}}} = { frac {8 пи G rho _ {x} (t ​​= t_ {0})} {3H_ {0} ^ {2}}}}$

где нижний индекс ${ displaystyle x}$ один из ${ displaystyle b}$ за барионы, ${ displaystyle c}$ за холодная темная материя, ${ displaystyle rad}$ за радиация (фотоны плюс релятивистский нейтрино ), и ${ displaystyle DE}$ или же ${ displaystyle Lambda}$ за темная энергия.

Поскольку плотности разных видов масштабируются как разные степени ${ displaystyle a}$, например ${ displaystyle a ^ {- 3}}$ по делу и т. д., Уравнение фридмана можно удобно переписать с точки зрения различных параметров плотности как

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

куда ${ displaystyle w}$ это уравнение состояния параметр темной энергии и предполагая пренебрежимо малую массу нейтрино (значительная масса нейтрино требует более сложного уравнения). Различные ${ displaystyle Omega}$ параметры в сумме составляют ${ displaystyle 1}$ по конструкции. В общем случае это интегрируется компьютером, чтобы дать историю расширения ${ Displaystyle а (т)}$ а также наблюдаемые соотношения расстояния и красного смещения 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 ${ displaystyle Omega _ {k}}$ равен нулю и ${ displaystyle w = -1}$, поэтому это упрощает

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

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

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

куда ${ Displaystyle т _ { Lambda} экв 2 / (3H_ {0} { sqrt { Omega _ { Lambda}}}) ;}$это довольно точно для ${ displaystyle a> 0,01}$ или же ${ displaystyle t> 10}$ миллионов лет. ${ Displaystyle а (т) = 1}$ дает настоящий возраст Вселенной ${ displaystyle t_ {0}}$ по остальным параметрам.

Отсюда следует, что переход от замедляющегося к ускоряющему расширению (вторая производная ${ Displaystyle { ddot {а}}}$ пересечение нуля) произошло, когда

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

что оценивается как ${ displaystyle a sim 0.6}$ или же ${ displaystyle z sim 0,66}$ для наиболее подходящих параметров, оцененных из Планк космический корабль.

Историческое развитие

Открытие космический микроволновый фон (CMB) в 1964 году подтвердили ключевое предсказание Большой взрыв космология. 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 течение 1970-х годов 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 годов стало понятно, что эту проблему можно решить, если холодная темная материя будет преобладать над барионами, и теория космическая инфляция мотивированные 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 Исследователь космического фона в 1992 г. и несколько модифицированных моделей CDM, включая ΛCDM и смешанную холодную и горячую темную материю, активно рассматривались в середине 1990-х годов. Модель ΛCDM стала ведущей моделью после наблюдений ускоряющееся расширение в 1998 г., что быстро подтвердилось другими наблюдениями: в 2000 г. Бумеранг В эксперименте с микроволновым фоном общая плотность (материя – энергия) была близка к 100% критической, тогда как в 2001 г. 2dFGRS обзор красного смещения галактик показал, что плотность вещества составляет около 25%; большая разница между этими значениями поддерживает положительное значение Λ или темная энергия. Более точные космические измерения микроволнового фона от WMAP в 2003–2010 гг. и Планк в 2013–2015 гг. продолжали поддерживать модель и определять значения параметров, большинство из которых теперь ограничены 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 близких родственников, но Милгром, Макгоу, и Kroupa являются ведущими критиками, критикующими части теории темной материи с точки зрения формирование галактики модели и поддержка альтернативы модифицированная ньютоновская динамика (MOND) теория, которая требует модификации Уравнения поля Эйнштейна и Уравнения Фридмана как видно в таких предложениях, как модифицированная теория гравитации (Теория МОГ) или тензор-вектор-скалярная гравитация теория (теория TeVeS). Другие предложения астрофизиков-теоретиков космологических альтернатив общей теории относительности Эйнштейна, которые пытаются объяснить темную энергию или темную материю, включают: f (R) гравитация, скалярно-тензорные теории Такие как галилеон теории космологии бран, то Модель DGP, и массивная гравитация и его расширения, такие как биметрическая гравитация.

Успехов

В дополнение к объяснению наблюдений до 2000 г., модель сделала ряд успешных прогнозов: в частности, существование барионное акустическое колебание особенность, обнаруженная в 2005 году в предсказанном месте; и статистика слабых гравитационное линзирование, впервые наблюдаемые в 2000 году несколькими командами. В поляризация реликтового излучения, открытого в 2002 г. DASI,^[14] теперь имеет драматический успех: в 2015 г. Планк выпуск 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, а затем спектры TE и EE могут быть теоретически предсказаны с точностью до нескольких процентов без дополнительных настроек: сравнение теории и наблюдений показывает отличное совпадение.

Вызовы

Обширные поиски частиц темной материи до сих пор не привели к согласованному обнаружению; темную энергию практически невозможно обнаружить в лаборатории, и ее значение составляет неестественно маленький в сравнении с наивные теоретические предсказания.

Сравнение модели с наблюдениями очень успешно в больших масштабах (больше, чем галактики, вплоть до наблюдаемого горизонта), но могут возникнуть некоторые проблемы на субгалактических масштабах, возможно, предсказывающих слишком много карликовых галактик и слишком много темной материи в самых 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 конвенционалистские уловки, делая это необъяснимый в смысле, определяемом Карл Поппер.^[17]

Параметры

Коллаборация Планка Космологические параметры^[19]

	Описание	Символ	Ценить
Независимый вмятина пара- метры	Параметр физической барионной плотности[а]	Ωб час2	0.02230±0.00014
	Физический параметр плотности темной материи[а]	Ωc час2	0.1188±0.0010
	Возраст вселенной	т0	13.799±0.021 × 109 годы
	Скалярный спектральный индекс	пs	0.9667±0.0040
	Амплитуда колебаний кривизны, k0 = 0,002 Мпк−1	${ displaystyle Delta _ {R} ^ {2}}$	2.441+0.088 −0.092×10−9[22]
	Реионизация оптическая глубина	τ	0.066±0.012
Фиксированный пара- метры	Параметр общей плотности[b]	Ωмалыш	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	${ Displaystyle сумма м _ { ню}}$	0.06 эВ /c2[c][18]:40
	Эффективное число релятивистских степеней свободы	Nэфф	3.046[d][18]:47
Расчет- запоздалый значения	Постоянная Хаббла	ЧАС0	67.74±0.46 км с−1 Мпк−1
	Параметр барионной плотности[b]	Ωб	0.0486±0.0010[e]
	Параметр плотности темной материи[b]	Ωc	0.2589±0.0057[f]
	Параметр плотности вещества[b]	Ωм	0.3089±0.0062
	Темная энергия параметр плотности[b]	ΩΛ	0.6911±0.0062
	Критическая плотность	ρкрит	(8.62±0.12)×10−27 кг / м3[грамм]
	Современное среднеквадратичное колебание вещества усредненное по сфере радиуса 8час–1 Мпк	σ8	0.8159±0.0086
	Красное смещение при развязке	z∗	1089.90±0.23
	Возраст при развязке	т∗	377700±3200 годы[22]
	Красное смещение реионизации (с равномерным приором)	zповторно	8.5+1.0 −1.1[23]

Простая модель ΛCDM основана на шести параметры: физический параметр плотности барионов; физический параметр плотности темной материи; возраст Вселенной; скалярный спектральный индекс; амплитуда колебаний кривизны; и реионизационная оптическая глубина.^[24] В соответствии с бритва Оккама, шесть - 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 изменять их.)

Значения этих шести параметров по большей части не предсказываются текущей теорией (хотя в идеале они могут быть связаны будущим "Теория всего "), за исключением того, что большинство версий космическая инфляция Прогнозируемый скалярный спектральный индекс должен быть немного меньше 1, что соответствует расчетному значению 0,96. Значения параметров и погрешности оцениваются с помощью обширного компьютерного поиска для определения области пространства параметров, обеспечивающей приемлемое соответствие с космологическими наблюдениями. Из этих шести параметров другие значения модели, такие как Постоянная Хаббла и темная энергия плотность, можно легко рассчитать.

Обычно набор подобранных наблюдений включает космический микроволновый фон анизотропия, соотношение яркость / красное смещение для сверхновых звезд и крупномасштабная кластеризация галактик, включая барионное акустическое колебание особенность. Другие наблюдения, такие как постоянная Хаббла, количество скоплений галактик, слабое гравитационное линзирование и возраст шаровых скоплений, как правило, согласуется с ними, обеспечивая проверку модели, но в настоящее время измеряется менее точно.

Значения параметров, перечисленные ниже, взяты из Планк Коллаборация Космологические параметры 68% доверительный интервал для базовой модели ΛCDM из Планк Спектры мощности CMB в сочетании с линзовой реконструкцией и внешними данными (BAO + JLA + H₀).^[18] Смотрите также Планк (космический корабль).

Проблема с отсутствующим барионом

Массимо Персик и Паоло Салуччи^[25] впервые оценили барионную плотность, присутствующую сегодня в эллиптических галактиках, спиралях, группах и скоплениях галактик. Они выполнили интегрирование отношения барионной массы к светимости по светимости (в следующем ${ textstyle M_ {b} / L}$), взвешенный функцией светимости ${ textstyle phi (L)}$ над ранее упомянутыми классами астрофизических объектов:

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

Результат был:

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

куда ${ displaystyle h simeq 0,72}$.

Обратите внимание, что это значение намного ниже, чем предсказание стандартного космического нуклеосинтеза. ${ displaystyle Omega _ {b} simeq 0,0486}$, так что на звезды и газ в галактиках, а также 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	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, k0 = 0,002 Мпк−1 (${ displaystyle 2 sigma}$)
Прогон спектрального индекса	${ displaystyle dn_ {s} / d ln k}$	−0.022±0.020, k0 = 0,002 Мпк−1
Сумма трех масс нейтрино	${ Displaystyle сумма м _ { ню}}$	< 0.58 эВ /c2 (${ displaystyle 2 sigma}$)
Физический параметр плотности нейтрино	${ displaystyle Omega _ { nu} ч ^ {2}}$	< 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 (${ displaystyle Omega _ {tot}}$ может отличаться от 1); или же 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 ${ displaystyle r}$), что определяется неизвестным энергетическим масштабом инфляции. Другие модификации позволяют горячая темная материя в виде нейтрино более массивный, чем минимальное значение, или текущий спектральный индекс; последнее обычно не поддерживается простыми моделями космической инфляции.

Разрешение дополнительных переменных параметров обычно увеличивать погрешности в стандартных шести параметрах, указанных выше, а также могут 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 тензорно-скалярное отношение ${ displaystyle r}$ должно быть между 0 и 0,3, и последние результаты теперь находятся в этих пределах.

Смотрите также

Рекомендации

дальнейшее 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:2004МНРАС.353..747Р. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2004.08102.x. S2CID  13971059.
• Ostriker, J. P .; Стейнхардт, П. Дж. (1995). «Космическое соответствие». arXiv:Astro-ph / 9505066.
• Острикер, Иеремия П .; Миттон, Саймон (2013). Сердце тьмы: разгадывая тайны невидимой вселенной. Принстон, штат Нью-Джерси: Princeton University Press. ISBN  978-0-691-13430-7.

внешняя ссылка

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