Modelo Lambda-CDM

ΛCDM ou Lambda-CDM é uma abreviatura empregada em cosmologia para Lambda-Cold Dark Matter (em inglês lambda-matéria escura fria). Representa o modelo de concordância da teoria do "Big Bang" que explica as observações cósmicas realizadas sobre a radiação de fundo de microondas, assim como a estrutura em grande escala do universo e as observações realizadas sobre as supernovas, todo ele pretende ter a explicação da expansão acelerada do universo. É o modelo conhecido mais simples que está em acordo com todas as observações.

• Λ (lambda) indica a constante cosmológica como parte de um termo da energia escura que permite conhecer o valor atual da aceleração com que o universo se expande. A constante cosmológica se descreve em termos de ${\displaystyle \Omega _{\Lambda }}$, a fração de densidade de energia de um universo plano. Na atualidade, ${\displaystyle \Omega _{\Lambda }\simeq }$ 0,74, o que implica que vale 74% da densidade de energia do presente universo.
• A matéria escura fria é o modelo onde a matéria escura se explica como fria (quer dizer não termalizada), não-bariônica, sem colisões. Este componente se encarrega de 26% da densidade da energia do atual universo. Os 4% restante é toda a matéria e energia que compõe os átomos e os fótons que são os blocos que constroem os planetas, as estrelas, as nuvens de gás no universo, etc, ou seja, todos os componentes astronomicamente visíveis do universo.
• O modelo assume um espectro de quase invariância de escala de perturbações primordiais e um universo sem curvatura espacial. Também assume que não tem nenhuma topologia observável, de modo que o universo é muito maior que o horizonte observável da partícula. Resulta em previsões de inflação cósmica.

Estas são as suposições mais simples para um modelo consistente e físico da cosmologia. Entretanto, ΛCDM é tão só um modelo. Os cosmólogos antecipam que todas estas presunções não serão conhecidas exatamente, até que não se conheça mais sobre a física fundamental. Particularmente, a inflação cósmica prediz curvatura espacial ao nível de 10⁻⁴ a 10⁻⁵. Também seria surpreendente que a temperatura da matéria escura fosse zero absoluto. Por outra parte, ΛCDM não diz nada sobre a origem física fundamental da matéria escura, da energia escura e do espectro quase escalar-invariante das perturbações primordiais da curvatura: nesse sentido, é simplesmente uma "parametrização útil da ignorância".

Parâmetros

Representação da expansão do universo conforme o Modelo Lambda-CDM

O modelo tem seis parâmetros. O parâmetro de Hubble determina o índice da expansão do universo, assim como a densidade crítica para a curvatura do universo, ρ0. As densidades para os bárions, a matéria escura e a energia escura se dão como ρ₀, que são o quociente da densidade verdadeira à densidade crítica: por exemplo ${\displaystyle \Omega _{b}=\rho _{b}/\rho _{0}}$. Posto que o modelo de ΛCDM assume um universo plano, a soma destas densidades a uma, e a densidade da energia escura não é um parâmetro livre. A profundidade óptica na reionização determina o deslocamento ao vermelho da emissão por reionização. A informação sobre as flutuações da densidade é determinada pela amplitude das flutuações primordiais (da inflação cósmica) e do índice espectral, que mede como as flutuações alteram-se com a escala (o ns = 1 corresponde a um espectro escalar-invariante).

Os erros cotizados são 1σ: ou seja, há estatisticamente uma probabilidade de 68% que o valor verdadeiro esteja dentro dos limites superiores e mais baixos do erro. Os erros não são gaussianos, e têm sido derivados usando uma análise de cadeias de Markov Monte Carlo (MCMC) pela colaboração de Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (Spergel e outros. 2006) o qual também utiliza os dados da supernova de Sloan Digital Sky Survey e da Supernova tipo Ia.

Parâmetro	Valor	Descrição
Parâmetros básicos
H0	${\displaystyle 70,9_{-3,2}^{+2,4}}$ km s−1 Mpc−1	parâmetro de Hubble
Ωb	${\displaystyle 0,0444_{-0,0035}^{+0,0042}}$	Densidade bariônica
Ωm	${\displaystyle 0,266_{-0,040}^{+0,025}}$	Densidade total de matéria (bárions + matéria escura)
τ	${\displaystyle 0,079_{-0,032}^{+0,029}}$	caminho óptico até a reionização
As	${\displaystyle 0,813_{-0,052}^{+0,042}}$	Amplitude de flutuação escalar
ns	${\displaystyle 0.948_{-0.018}^{+0.015}}$	Índice espectral escalar
Parâmetros Derivados
ρ0	${\displaystyle 0,94_{-0,09}^{+0,06}\times 10^{-26}}$ kg/m³	Densidade crítica
ΩΛ	${\displaystyle 0,732_{-0,025}^{+0,040}}$	Densidade de energia escura
zion	${\displaystyle 10,5_{-2,9}^{+2,6}}$	Deslocamento para o vermelho da reionização
σ8	${\displaystyle 0,772_{-0,048}^{+0,036}}$	Amplitude de flutuação de galáxias
t0	${\displaystyle 13,73_{-0,17}^{+0,13}\times 10^{9}}$ anos	Idade do universo

Modelos estendidos

As extensões possíveis do modelo mais simples de ΛCDM permitem a quintessência fazendo que seja mais uma constante cosmológica. Neste caso, a equação de estado da energia escura é diferente de −1. A inflação cósmica prediz as flutuações do tensor (ondas gravitacionais). Sua amplitude é dada por parâmetros como o quociente tensor-a-escalar, que é determinado pela escala da energia da inflação. Outras modificações permitem curvatura espacial ou um índice espectral corrente, que se vêem geralmente como contrárias com a inflação cósmica. Permitir estes parâmetros na teoria aumentará geralmente os erros nos parâmetros tabulados acima, e pode também alterar a posição dos valores observados.

Parâmetro	Valor	Descrição
w	${\displaystyle -0,926_{-0,075}^{+0,051}}$	Equação de estado
r	${\displaystyle <0,55}$ (2σ)	Raio Tensor-a-escalar
Ωk	${\displaystyle -0,010_{-0,012}^{+0,014}}$	Curvatura espacial
α	${\displaystyle -0,102_{-0,043}^{+0,050}}$	Índice espectral
${\displaystyle \Sigma m_{\nu }}$	${\displaystyle <0,87}$ eV (2σ)	Soma total das massas dos neutrinos

Estes valores são consistentes com uma constante cosmológica, um valor W = 1, e nenhuma curvatura espacial ${\displaystyle \Omega _{k}=0}$. Há uma certa evidência para um índice espectral corrente, mas não é estatisticamente significativo. As expectativas teóricas sugerem que o quociente tensor-a-escalar r esteja entre 0 e 0,3, e assim que se devem provar este valor em um futuro próximo.

Ver também

• Astronomia
• Big Bang
• Cosmologia
• Radiação cósmica de fundo em micro-ondas
• Cronologia do Big Bang
• Cronologia da cosmologia
• Destino último do Universo
• Idade do universo
• Inflação cósmica
• Formação e evolução de galáxias
• Cosmologia observacional
• Equações de Friedmann
• Energia escura
• Modelo FLRW
• Lei de Hubble
• Matéria escura
• Métrica de expansão do universo
• Desvio para o vermelho
• Nucleossíntese primordial
• COBE
• Estrutura em grande escala do universo
• Espaço de Minkowski
• Forma do universo
• Formação estrutural
• Modelo de Milne
• Sloan Digital Sky Survey
• WMAP

Bibliografia

• D. N. Spergel et al. (WMAP collaboration) (2006). «Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) three year results: implications for cosmology»
• 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.

Este artigo sobre física é um esboço. Você pode ajudar a Wikipédia expandindo-o. v d e