Modelo Lambda-CDM - Lambda-CDM model

O modelo ΛCDM ( Lambda cold dark matter ) ou Lambda-CDM é uma parametrização do modelo cosmológico Big Bang no qual o universo contém três componentes principais: primeiro, uma constante cosmológica denotada por Lambda ( grego Λ ) associada à energia escura ; segundo, a matéria escura fria postulada (abreviado CDM ); e terceiro, assunto comum . É frequentemente referido como o modelo padrão da cosmologia do Big Bang porque é o modelo mais simples que fornece uma descrição razoavelmente boa das seguintes propriedades do cosmos:

O modelo assume que a relatividade geral é a teoria da gravidade correta em escalas cosmológicas. Surgiu no final da década de 1990 como uma cosmologia de concordância , após um período de tempo em que propriedades díspares do universo observadas pareciam mutuamente inconsistentes, e não havia consenso sobre a composição da densidade de energia do universo.

O modelo ΛCDM pode ser estendido adicionando inflação cosmológica , quintessência e outros elementos que são áreas atuais de especulação e pesquisa em cosmologia.

Alguns modelos alternativos desafiam os pressupostos do modelo ΛCDM. Exemplos destes são a dinâmica newtoniana modificada , gravidade entrópica , gravidade modificada, teorias de variações em grande escala na densidade da matéria do universo, gravidade bimétrica , invariância de escala do espaço vazio e matéria escura em decomposição (DDM).

Visão geral

Lambda-CDM, expansão acelerada do universo. A linha do tempo neste diagrama esquemático se estende desde a era do Big Bang / inflação há 13,7 anos até o tempo cosmológico atual.

A maioria dos modelos cosmológicos modernos é baseada no princípio cosmológico , que afirma que nossa localização de observação no universo não é incomum ou especial; em uma escala grande o suficiente, o universo parece o mesmo em todas as direções ( isotropia ) e de todos os locais ( homogeneidade ).

O modelo inclui uma expansão do espaço métrico que está bem documentado tanto como o desvio para o vermelho de absorção espectral proeminente ou linhas de emissão na luz de galáxias distantes quanto a dilatação do tempo no decaimento da luz das curvas de luminosidade da supernova. Ambos os efeitos são atribuídos a um deslocamento Doppler na radiação eletromagnética conforme ela viaja pelo espaço em expansão. Embora essa expansão aumente a distância entre objetos que não estão sob influência gravitacional compartilhada, ela não aumenta o tamanho dos objetos (por exemplo, galáxias) no espaço. Também permite que galáxias distantes se afastem umas das outras a velocidades maiores do que a velocidade da luz; a expansão local é menor que a velocidade da luz, mas a expansão somada a grandes distâncias pode exceder coletivamente a velocidade da luz.

A letra (lambda) representa a constante cosmológica , que atualmente está associada a uma energia do vácuo ou energia escura no espaço vazio que é usada para explicar a expansão acelerada contemporânea do espaço contra os efeitos atrativos da gravidade. Uma constante cosmológica tem pressão negativa , o que contribui para o tensor tensão-energia que, de acordo com a teoria geral da relatividade, causa expansão acelerada. A fração da densidade de energia total do nosso universo (plano ou quase plano) que é energia escura , é estimada em 0,669 ± 0,038 com base nos resultados da Pesquisa de Energia Escura de 2018 usando Supernovas Tipo Ia ou 0,6847 ± 0,0073 com base na versão de 2018 de dados do satélite Planck , ou mais de 68,3% (estimativa de 2018) da densidade de massa-energia do universo.

A matéria escura é postulada a fim de explicar os efeitos gravitacionais observados em estruturas de escala muito grande (as curvas de rotação "planas" das galáxias; a lente gravitacional da luz por aglomerados de galáxias; e aglomeração aumentada de galáxias) que não podem ser explicados pelo quantidade de matéria observada.

A matéria escura fria como a hipótese atual é:

não bariônico
Consiste em outra matéria além de prótons e nêutrons (e elétrons, por convenção, embora os elétrons não sejam bárions).
frio
Sua velocidade é muito menor que a velocidade da luz na época da igualdade radiação-matéria (assim, os neutrinos são excluídos, sendo não bariônicos, mas não frios).
sem dissipação
Não pode esfriar por meio da radiação de fótons.
sem colisão
As partículas de matéria escura interagem entre si e com outras partículas apenas por meio da gravidade e possivelmente da força fraca.

A matéria escura constitui cerca de 26,5% da densidade de massa e energia do universo. Os 4,9% restantes compreendem toda a matéria comum observada como átomos, elementos químicos, gás e plasma, a matéria de que são feitos os planetas, estrelas e galáxias visíveis. A grande maioria da matéria comum no universo é invisível, uma vez que as estrelas visíveis e o gás dentro das galáxias e aglomerados representam menos de 10% da contribuição da matéria comum para a densidade de massa e energia do universo.

Além disso, a densidade de energia inclui uma fração muito pequena (~ 0,01%) na radiação cósmica de fundo em micro-ondas e não mais do que 0,5% em neutrinos de relíquia . Embora muito pequenos hoje, eles foram muito mais importantes no passado distante, dominando a questão no redshift> 3200.

O modelo inclui um único evento de origem, o "Big Bang", que não foi uma explosão, mas o aparecimento abrupto de expansão do espaço-tempo contendo radiação a temperaturas de cerca de 10 15 K. Isso foi imediatamente (dentro de 10 −29 segundos) seguido por uma expansão exponencial do espaço por um multiplicador de escala de 10 27 ou mais, conhecido como inflação cósmica . O universo primitivo permaneceu quente (acima de 10.000 K) por várias centenas de milhares de anos, um estado que é detectável como uma radiação cósmica de fundo residual , ou CMB, uma radiação de energia muito baixa que emana de todas as partes do céu. O cenário do "Big Bang", com inflação cósmica e física de partículas padrão, é o único modelo cosmológico atual consistente com a expansão contínua observada do espaço, a distribuição observada de elementos mais leves no universo (hidrogênio, hélio e lítio), e o textura espacial de pequenas irregularidades ( anisotropias ) na radiação CMB. A inflação cósmica também aborda o " problema do horizonte " na CMB; na verdade, parece provável que o universo seja maior do que o horizonte de partículas observáveis .

O modelo usa a métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker , as equações de Friedmann e as equações cosmológicas de estado para descrever o universo observável desde logo após a época inflacionária até o presente e futuro.

História da expansão cósmica

A expansão do universo é parametrizada por um fator de escala adimensional (com o tempo contado a partir do nascimento do universo), definido em relação aos dias atuais, portanto ; a convenção usual em cosmologia é que o subscrito 0 denota os valores atuais, assim como a idade atual do universo. O fator de escala está relacionado ao desvio para o vermelho observado da luz emitida no momento por

A taxa de expansão é descrito pelo tempo-dependente parâmetro Hubble , , definido como

onde é a derivada do tempo do fator de escala. A primeira equação Friedmann dá a taxa de expansão em termos de densidade de matéria + radiação , a curvatura , e a constante cosmológica ,

onde, como de costume, é a velocidade da luz e é a constante gravitacional . Uma densidade crítica é a densidade atual, que dá curvatura zero , assumindo que a constante cosmológica é zero, independentemente de seu valor real. Substituir essas condições na equação de Friedmann dá

onde está a constante de Hubble reduzida. Se a constante cosmológica fosse realmente zero, a densidade crítica também marcaria a linha divisória entre o eventual colapso do universo para um Big Crunch , ou expansão ilimitada. Para o modelo Lambda-CDM com uma constante cosmológica positiva (conforme observado), prevê-se que o universo se expanda para sempre, independentemente de a densidade total estar ligeiramente acima ou abaixo da densidade crítica; embora outros resultados sejam possíveis em modelos estendidos onde a energia escura não é constante, mas na verdade dependente do tempo.

É padrão definir o parâmetro de densidade atual para várias espécies como a razão adimensional

onde o subscrito é um de para bárions , para matéria escura fria , para radiação ( fótons mais neutrinos relativísticos ) e / ou para energia escura .

Uma vez que as densidades de várias espécies escalam como diferentes poderes de , por exemplo, para a matéria, etc., a equação de Friedmann pode ser convenientemente reescrita em termos dos vários parâmetros de densidade como

onde é a equação do parâmetro de estado da energia escura, e assumindo uma massa de neutrino desprezível (uma massa de neutrino significativa requer uma equação mais complexa). Os vários parâmetros somados por construção. No caso geral, isso é integrado por computador para fornecer o histórico de expansão e também as relações distância-redshift observáveis ​​para quaisquer valores escolhidos dos parâmetros cosmológicos, que podem então ser comparados com observações como supernovas e oscilações acústicas bárions .

No modelo Lambda-CDM mínimo de 6 parâmetros, assume-se que a curvatura é zero e , portanto, isso simplifica para

As observações mostram que a densidade de radiação é muito pequena hoje ; se este termo for negligenciado, o acima tem uma solução analítica

onde este é bastante precisa para ou milhões de anos. Resolver para dá a idade atual do universo em termos de outros parâmetros.

Segue-se que a transição da expansão desacelerada para a expansão acelerada (a segunda derivada cruzando o zero) ocorreu quando

que avalia para ou para os parâmetros de melhor ajuste estimados da espaçonave Planck .

Desenvolvimento histórico

A descoberta da radiação cósmica de fundo (CMB) em 1964 confirmou uma previsão chave da cosmologia do Big Bang . Desse ponto em diante, era geralmente aceito que o universo começou em um estado quente e denso e foi se expandindo ao longo do tempo. A taxa de expansão depende dos tipos de matéria e energia presentes no universo e, em particular, se a densidade total está acima ou abaixo da chamada densidade crítica.

Durante a década de 1970, a maior parte das atenções se concentrou nos modelos bariônicos puros, mas havia sérios desafios para explicar a formação das galáxias, dadas as pequenas anisotropias na CMB (limites superiores naquela época). No início da década de 1980, percebeu-se que isso poderia ser resolvido se a matéria escura fria dominasse os bárions e a teoria da inflação cósmica motivasse modelos com densidade crítica.

Durante a década de 1980, a maioria das pesquisas se concentrou na matéria escura fria com densidade crítica na matéria, em torno de 95% CDM e 5% bárions: estes mostraram sucesso na formação de galáxias e aglomerados de galáxias, mas os problemas permaneceram; notavelmente, o modelo exigia uma constante de Hubble inferior à preferida pelas observações, e as observações por volta de 1988–1990 mostraram mais aglomerados de galáxias em grande escala do que o previsto.

Essas dificuldades aumentaram com a descoberta da anisotropia CMB pelo Cosmic Background Explorer em 1992, e vários modelos CDM modificados, incluindo ΛCDM e matéria escura fria e quente mista, passaram a ser considerados em meados da década de 1990. O modelo ΛCDM então se tornou o modelo líder seguindo as observações de expansão acelerada em 1998, e foi rapidamente apoiado por outras observações: em 2000, o experimento de fundo de microondas do BOOMERanG mediu a densidade total (matéria-energia) em cerca de 100% da crítica , Considerando que, em 2001, a pesquisa de desvio para o vermelho da galáxia 2dFGRS mediu a densidade da matéria em cerca de 25%; a grande diferença entre esses valores suporta um Λ positivo ou energia escura . As medições de espaçonaves muito mais precisas do fundo de microondas do WMAP em 2003–2010 e do Planck em 2013–2015 continuaram a apoiar o modelo e definir os valores dos parâmetros, muitos dos quais estão agora restritos abaixo de 1 por cento de incerteza.

Atualmente, há pesquisas ativas em muitos aspectos do modelo ΛCDM, tanto para refinar os parâmetros quanto para detectar possíveis desvios. Além disso, ΛCDM não tem teoria física explícita para a origem ou natureza física da matéria escura ou energia escura; acredita-se que o espectro quase invariante de escala das perturbações CMB e sua imagem através da esfera celeste resultam de irregularidades térmicas e acústicas muito pequenas no ponto de recombinação.

A grande maioria dos astrônomos e astrofísicos apóia o modelo ΛCDM ou parentes próximos dele, mas Milgrom , McGaugh e Kroupa são os principais críticos, atacando as porções de matéria escura da teoria da perspectiva dos modelos de formação de galáxias e apoiando a dinâmica newtoniana modificada alternativa (MOND) teoria, que requer uma modificação das equações de campo de Einstein e as equações de Friedmann como visto em propostas como a teoria da gravidade modificada (teoria MOG) ou teoria da gravidade tensor-vetor-escalar (teoria TeVeS). Outras propostas de astrofísicos teóricos de alternativas cosmológicas para a relatividade geral de Einstein que tentam explicar a energia escura ou matéria escura incluem gravidade f (R) , teorias de tensores escalares , como teorias de galiléia , cosmologias de brana , o modelo DGP e gravidade massiva e seus extensões como gravidade bimétrica .

Sucessos

Além de explicar as observações anteriores a 2000, o modelo fez uma série de previsões bem-sucedidas: notadamente a existência do recurso de oscilação acústica bariônica , descoberta em 2005 no local previsto; e as estatísticas de lentes gravitacionais fracas , observadas pela primeira vez em 2000 por várias equipes. A polarização do CMB, descoberta em 2002 pela DASI, é agora um grande sucesso: no lançamento de dados do Planck de 2015 , há sete picos observados no espectro de energia de temperatura (TT), seis picos no cruzamento de polarização de temperatura (TE) espectro e cinco picos no espectro de polarização (EE). Os seis parâmetros livres podem ser bem restringidos pelo espectro TT sozinho e, em seguida, os espectros TE e EE podem ser previstos teoricamente com precisão de poucos por cento, sem ajustes adicionais permitidos: a comparação da teoria e das observações mostra uma combinação excelente.

Desafios

Pesquisas extensivas por partículas de matéria escura não mostraram nenhuma detecção bem aceita; a energia escura pode ser quase impossível de detectar em um laboratório e seu valor é anormalmente pequeno em comparação com as previsões teóricas da energia do vácuo .

A comparação do modelo com as observações é muito bem-sucedida em escalas grandes (maiores que galáxias, até o horizonte observável), mas pode haver alguns problemas em escalas de sub-galáxias, possivelmente prevendo muitas galáxias anãs e muita matéria escura nas regiões mais internas de galáxias. Este problema é denominado "crise de pequena escala". Essas pequenas escalas são mais difíceis de resolver em simulações de computador, então ainda não está claro se o problema são as simulações, propriedades não padronizadas da matéria escura ou um erro mais radical no modelo.

Argumentou-se que o modelo ΛCDM é construído sobre uma base de estratagemas convencionalistas , tornando-o não falsificável no sentido definido por Karl Popper .

Parâmetros

Parâmetros cosmológicos do Planck Collaboration
Descrição Símbolo Valor
Indepen-
dente
para-
metros
Parâmetro de densidade bariônica física Ω b h 2 0,022 30 ± 0,000 14
Parâmetro físico de densidade de matéria escura Ω c h 2 0,1188 ± 0,0010
Idade do universo t 0 13,799 ± 0,021 × 10 9 anos
Índice espectral escalar n s 0,9667 ± 0,0040
Amplitude de flutuação de curvatura,
k 0 = 0,002 Mpc −1
2.441+
0,088-0,092
× 10 −9
Profundidade óptica de reionização τ 0,066 ± 0,012
Fixos
para-
metros
Parâmetro de densidade total Ω tot 1
Equação de estado da energia escura C -1
Razão tensor / escalar r 0
Execução do índice espectral 0
Soma de três massas de neutrinos 0,06 eV / c 2
Número efetivo de graus relativísticos
de liberdade
N eff 3.046
Calcu-
-relacionadas
valores
Constante de Hubble H 0 67,74 ± 0,46 km s −1 Mpc −1
Parâmetro de densidade bariônico Ω b 0,0486 ± 0,0010
Parâmetro de densidade de matéria escura Ω c 0,2589 ± 0,0057
Parâmetro de densidade da matéria Ω m 0,3089 ± 0,0062
Parâmetro de densidade de energia escura Ω Λ 0,6911 ± 0,0062
Densidade crítica ρ crit (8,62 ± 0,12) × 10 −27  kg / m 3
A presente flutuação de matéria quadrada média

em média sobre uma esfera de raio 8 h - 1 Mpc

σ 8 0,8159 ± 0,0086
Redshift no desacoplamento z 1 089 0,90 ± 0,23
Idade no desacoplamento t 377 700 ± 3200 anos
Redshift de reionização (com uniforme anterior) z re 8,5+1,0
-1,1

O modelo simples ΛCDM é baseado em seis parâmetros : parâmetro de densidade bariônica física; parâmetro físico de densidade de matéria escura; a idade do universo; índice espectral escalar; amplitude de flutuação de curvatura; e profundidade óptica de reionização. De acordo com a navalha de Occam , seis é o menor número de parâmetros necessários para dar um ajuste aceitável às observações atuais; outros parâmetros possíveis são fixados em valores "naturais", por exemplo, parâmetro de densidade total = 1,00, equação de estado da energia escura = -1. (Veja abaixo os modelos estendidos que permitem que eles variem.)

Os valores desses seis parâmetros geralmente não são previstos pela teoria atual (embora, idealmente, eles possam ser relacionados por uma futura " Teoria de Tudo "), exceto que a maioria das versões da inflação cósmica preveem que o índice espectral escalar deve ser ligeiramente menor que 1 , consistente com o valor estimado de 0,96. Os valores de parâmetro e incertezas são estimados usando grandes pesquisas de computador para localizar a região do espaço de parâmetro fornecendo uma correspondência aceitável para observações cosmológicas. A partir desses seis parâmetros, os outros valores do modelo, como a constante de Hubble e a densidade de energia escura , podem ser facilmente calculados.

Normalmente, o conjunto de observações ajustadas inclui a anisotropia de fundo de micro-ondas cósmicas , a relação brilho / redshift para supernovas e agrupamento de galáxias em grande escala, incluindo o recurso de oscilação acústica bariônica . Outras observações, como a constante de Hubble, a abundância de aglomerados de galáxias, lentes gravitacionais fracas e idades dos aglomerados globulares, são geralmente consistentes com estes, fornecendo uma verificação do modelo, mas são medidos com menos precisão no momento.

Os valores dos parâmetros listados abaixo são dos parâmetros cosmológicos do Planck Collaboration, limites de confiança de 68% para o modelo ΛCDM base dos espectros de potência do Planck CMB, em combinação com reconstrução de lente e dados externos (BAO + JLA + H 0 ). Veja também Planck (nave espacial) .

Problema de bárion ausente

Massimo Persic e Paolo Salucci primeiro estimaram a densidade bariônica hoje presente em elípticas, espirais, grupos e aglomerados de galáxias. Eles realizaram uma integração da relação massa-luz bariônica sobre a luminosidade (a seguir ), ponderada com a função de luminosidade sobre as classes de objetos astrofísicos mencionadas anteriormente:

O resultado foi:

onde .

Observe que este valor é muito menor do que a previsão da nucleossíntese cósmica padrão , de modo que estrelas e gás em galáxias e em grupos e aglomerados de galáxias representam menos de 10% dos bárions sintetizados primordialmente. Esse problema é conhecido como o problema dos "bárions ausentes".

Modelos estendidos

Parâmetros do modelo estendido
Descrição Símbolo Valor
Parâmetro de densidade total 0,9993 ± 0,0019
Equação de estado da energia escura -0,980 ± 0,053
Razão tensor-escalar <0,11, k 0 = 0,002 Mpc −1 ( )
Execução do índice espectral −0,022 ± 0,020 , k 0 = 0,002 Mpc −1
Soma de três massas de neutrinos <0,58 eV / c 2 ( )
Parâmetro de densidade de neutrino físico <0,0062

Os modelos estendidos permitem que um ou mais dos parâmetros "fixos" acima variem, além dos seis básicos; portanto, esses modelos se unem suavemente ao modelo básico de seis parâmetros no limite em que o (s) parâmetro (s) adicional (is) se aproximam dos valores padrão. Por exemplo, possíveis extensões do modelo ΛCDM mais simples permitem a curvatura espacial ( pode ser diferente de 1); ou quintessência em vez de uma constante cosmológica onde a equação de estado da energia escura pode diferir de -1. A inflação cósmica prevê flutuações de tensores ( ondas gravitacionais ). Sua amplitude é parametrizada pela razão tensor-escalar (denotada ), que é determinada pela escala de energia desconhecida da inflação. Outras modificações permitem matéria escura quente na forma de neutrinos mais massivos do que o valor mínimo, ou um índice espectral em execução; o último geralmente não é favorecido por modelos simples de inflação cósmica.

Permitir parâmetro (s) variável (is) adicional (is) geralmente aumentará as incertezas nos seis parâmetros padrão citados acima, e também pode deslocar ligeiramente os valores centrais. A Tabela abaixo mostra os resultados para cada um dos cenários "6 + 1" possíveis com um parâmetro variável adicional; isso indica que, a partir de 2015, não há evidências convincentes de que algum parâmetro adicional seja diferente de seu valor padrão.

Alguns pesquisadores sugeriram que existe um índice espectral em execução, mas nenhum estudo estatisticamente significativo revelou um. As expectativas teóricas sugerem que a razão tensor-escalar deve estar entre 0 e 0,3, e os resultados mais recentes agora estão dentro desses limites.

Veja também

Referências

Leitura adicional

links externos