Modelo Lambda-CDM

Este artigo ou secção contém uma lista de referências no fim do texto, mas as suas fontes não são claras porque não são citadas no corpo do artigo, o que compromete a confiabilidade das informações. Ajude a melhorar este artigo inserindo citações no corpo do artigo. (agosto de 2012)

Parte de uma série sobre
Cosmologia física
Big Bang · Universo Idade do Universo Cronologia do Universo
Universo primordial Inflação · Nucleossíntese Fundos Onda gravitacional (GWB) Micro-ondas (CMB) · Neutrinos (CNB)
Expansão · Futuro Lei de Hubble · Desvio para o vermelho Expansão métrica do espaço Métrica de FLRW · Equações de Friedmann Cosmologia não homogênea Futuro de um Universo em expansão Destino final do Universo
Componentes · Estrutura Componentes Energia escura · Matéria escura Fótons · Bárions Estrutura Forma do Universo Filamento galáctico · Formação de galáxias Grande grupo de quasares Estrutura em grande escala Reionização · Formação estrutural
Experimentos Iniciativa Buraco Negro (BHI) BOOMERanG Cosmic Background Explorer (COBE) Dark Energy Survey Observatório espacial Planck Sloan Digital Sky Survey (SDSS) 2dF Galaxy Redshift Survey ("2dF") Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP)
Cientistas Aaronson Alfvén Alpher Copérnico de Sitter Dicke Ehlers Einstein Ellis Friedmann Galileo Gamow Guth Hawking Hubble Kepler Lemaître Mather Newton Penrose Penzias Rubin Schmidt Smoot Suntzeff Sunyaev Tolman Wilson Zeldovich Lista de cosmólogos
História Descoberta da radiação cósmica de fundo em micro-ondas História da teoria do Big Bang Linha do tempo das teorias cosmológicas
Categoria  Portal da astronomia
v d e

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

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

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