Modello Lambda-CDM: differenze tra le versioni

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[[File:Cosmological composition.jpg|thumb|upright=3|[[Diagramma a torta]] che mostra la proporzione di [[materia (fisica)|materia]] e [[energia]] nell'universo[[Universo]]. Secondo il modello il 95% è formato da [[materia eoscura]] ed [[energia oscura]]]]

Il '''modello Lambda-CDM''' o '''ΛCDM''' (CDM sta per ''Cold Dark Matter'', ossia ''Materia Oscura Fredda''), indicatoè ancheun come[[Modello ''fisico|modello]] standard[[Cosmologia della cosmologia'', è il modello(astronomia)|cosmologico]] che riproduce meglioin modo soddisfacente le osservazioni della [[cosmologia (astronomia)|cosmologia]] del [[bigBig Bang]], spiegando in particolare le osservazioni della [[radiazione cosmica di fondo]] (CMB), della [[struttura a grande scala dell'universo]] e delle [[Supernova|supernovae]] che indicano un [[universo in espansione bangaccelerata]].

Essendo il modello più semplice in accordo con le osservazioni, viene indicato come l'attuale ''modello standard della cosmologia'', secondo il criterio di [[Rasoio di Occam|economia logica]].

Esso spiega le osservazioni della [[radiazione cosmica di fondo]] (CMB), della [[struttura a grande scala dell'universo]] e delle [[supernovae]] che indicano un [[Universo in accelerazione|universo in espansione accelerata]]. È il modello più semplice in accordo con le osservazioni.

== Descrizione ==

ElementiGli elementi costitutivi sono:

* La [[costante cosmologica]] Λ ([[Lambda]]), che è l'[[energia oscura]] rappresentata dall'[[energia del vuoto]], che spiegherebbe l'espansione accelerata dell'universo e costituirebbe circa il 68% della densità d'energia in esso contenuta.

* La [[materia oscura fredda]], che è il concetto di [[materia oscura]] non [[distribuzione di Maxwell-Boltzmann|termalizzata]], non [[barione|barionica]] e non collisionale. Questa componente rappresenterebbe il 27% circa della densità d'energia dell'universo.

* Gli [[atomo|atomi]] (costituenti i [[pianeta|pianeti]], le [[stella|stelle]] e le nubi di gas) e i [[fotone|fotoni]], che rappresenterebbero solo il rimanente 5% circa di tutta la massa-energia esistente.

Il modello assume una [[invarianza di scala]] nello spettro delle [[perturbazione (astronomia)|perturbazioni]] primordiali e descrive un universo senza [[Forma dell'universo#La curvatura dello spazio|curvatura spaziale]]. Inoltre assume l'assenza di [[topologia]] osservabile, in modo che l'universo sia molto più grande dell'[[orizzonte di particella]] osservabile. Queste predizioni derivano dal fatto che il modello include l'[[Inflazione (cosmologia)|inflazione cosmica]].

Queste sono le assunzioni più semplici per un modello cosmogico consistente, tuttavia i cosmologi si aspettano che non tutte vengano rispettate esattamente. In particolare l'[[Inflazione (cosmologia)|inflazione cosmica]] prevede una minima curvatura spaziale, dell'ordine di 10⁻⁴ fino a 10⁻⁵, e sarebbe inoltre sorprendente se launa temperatura della materia oscura fosse esattamente lodello [[zero assoluto]]. In più il modello ΛCDM non dice nulla sull'origine fisica della materia oscura, dell'energia oscura e dello spettro delle perturbazioni primordiali.

== Parametri ==

Il modello può essere parametrizzato in termini di sei parametri. La [[legge di Hubble|costante di Hubble]] determina la velocità di espansione dell'universo, nonché la [[densità critica]] per la chiusura dell'universo, <math>\rho_0</math>. Le densità di barioni, materia oscura e energia oscura sono date dai rispettivi parametri <math>\Omega_*</math>; ad esempio, per i barioni <math>\Omega_b = \rho_b/\rho_0</math>.

Siccome il modello ΛCDM assume un universo piatto, queste densità sommate sono pari a uno, e la densità dell'energia oscura non è un parametro libero. La [[profondità ottica]] al momento della reionizzazione determina il [[Spostamento verso il rosso|redshift]] (''z'') della reionizzazione. Le informazioni sulle fluttuazioni sono determinate dall'ampiezza delle fluttuazioni primordiali (dall'inflazione cosmica) e l'indice spettrale, che indica come le fluttuazioni cambino con la scala (<math>n_s=1</math> corrisponde a uno spettro con invarianza di scala).

Gli errori nella tabella a seguito sono ''1−σ'': cioè statisticamente c'è una [[probabilità]] del 68% che il valore vero cada tra il limite superiore e inferiore. Gli errori non sono [[gaussianaDistribuzione normale|gaussiani]], e sono stati ricavati usando unaun'analisi col [[analisi dimetodo Monte Carlo]] dal gruppo della [[Sloan Digital Sky Survey]] (SDSS) ([[Max Tegmark|Tegmark]] ''et al.''), che fa uso anche dei dati della sonda WMAP ([[WMAP|Wilkinson Microwave Anisotropy Probe]]).

{|

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|-

|| H₀

|| <math>{{M|69,5^{+|3,9}_{|-3,1}</math>} km s⁻¹ [[parsec|Mpc]]<sup>−1

|| [[Costante di Hubble|parametro di Hubble]]

|-

|| Ω_b

|| <math>{{M|0,0480^{+|0,0072}_{|-0,0067}</math>}

|| [[densità]] [[Barione|barionica]]

|-

|| Ω_m

|| <math>{{M|0,301^{+|0,045}_{|-0,042}</math>}

|| densità della [[Materia (fisica)|materia]] totale (barioni + [[materia oscura]])

|-

|| τ

|| <math>{{M|0,124^{+|0,083}_{|-0,057}</math>}

|| [[profondità ottica]] alla [[reionizzazione]]

|-

|| A_s

|| <math>{{M|0,81^{+|0,15}_{|-0,09}</math>}

|| ampiezza delle [[Fluttuazione quantistica|fluttuazioni]] scalari

|-

|| n_s

|| <math>{{M|0,977^{+|0,039}_{|-0,025}</math>}

|| [[indice spettrale]]

|-

| colspan="3" | ''Parametri derivati''

|-

|| ρ₀

|| <math>{{M|0,91^{91e-26|+0,10}_{|-0,08}\times10^{-26}</math> kg/m³

|| Densità critica

|-

|| Ω_Λ

|| <math>{{M|0,699^{+|0,042}_{|-0,045}</math>}

|| Densità di [[energia oscura]]

|-

|| z_ion

|| <math>{{M|14,4^{+|5,2}_{|-4,7}</math>}

|| [[Redshift|red-shift]] della reionizzazione

|-

|| σ₈

|| <math>{{M|0,917^{+|0,090}_{|-0,072}</math>}

|| Ampiezza di fluttuazioni della galassia

|-

|| t₀

|| <math>{{M|13,55^{+55e9|0,21}_{|-0,23}\times10^9</math>} anni

|| Età dell'universo

|}

== Estensioni ==

È possibile estendere il modello ΛCDM, ad esempio includendo la [[quintessenza (fisica)|quintessenza]] al posto della [[costante cosmologica]]. In questo caso, cambia l'equazione di stato dell'energia oscura. L'inflazione cosmica predice fluttuazioni tensoriali ([[onda gravitazionale|onde gravitazionali]]). Altre modifiche riguardano ad esempio una curvatura spaziale non nulla o variazioni dell'indice spettrale (che però non sarebbero consistenti con l'inflazione).

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|-

|| w

|| <math>{{M|-1,05^{+|0,13}_{|-0,14}</math>}

|| Equazione di stato

|-

|| r

|| <math>< 0,90</math> (2σ)

|| Rapporto tensore-scalare

|-

|| Ω_k

|| <math>{{M|0,086^{+|0,057}_{|-0,128}</math>}

|| Curvatura spaziale

|-

|| α

|| <math>{{M|-0,075^{+|0,047}_{|-0,055}</math>}

|| Variazione dell'indice spettrale

|-

Line 106 ⟶ 104:

Questi valori sono coerenti con una costante cosmologica, <math>w=-1</math>, e curvatura spaziale nulla.

==Voci correlate==

== Collegamenti esterni ==

*[[Inflazione (cosmologia)]]

* {{en}}[[Max Tegmark|M. Tegmark]] ''et al.'' (SDSS collaboration), "Cosmological Parameters from SDSS and WMAP", ''Phys. Rev.'' '''D69''' 103501 (2004), [http://www.arxiv.org/astro-ph/abs/0310723 arXiv:astro-ph/0310723]

*[[Universo in accelerazione]]

* {{en}}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), [http://www.arxiv.org/astro-ph/0302209 arXiv:astro-ph/0302209]

*[[Energia oscura]]

* {{en}}[[Jeremiah P. Ostriker|J. P. Ostriker]] and [[Paul Steinhardt|P. J. Steinhardt]], "Cosmic Concordance," [http://www.arxiv.org/abs/astro-ph/9505066 arXiv:astro-ph/9505066]

{{*[[Radiazione cosmica di fondo}}]]

== Collegamenti esterni ==

{{Radiazione cosmica di fondo}}

* {{en}}Cita pubblicazione|autore=[[Max Tegmark|M. Tegmark]] ''et al.'' (SDSS collaboration), "|etal=si|titolo=Cosmological Parameters from SDSS and WMAP",|rivista=[[Physical ''Review|Phys. Rev.'' ''']]|numero=D69''' 103501 (|anno=2004), [http|lingua=en|url=https://www.arxiv.org/astro-ph/abs/0310723 arXiv:astro-ph/0310723]}}

* {{en}}Cita pubblicazione|nome1=D. N. |cognome1=Spergel ''et al.'' (WMAP collaboration), "|etal=si|titolo=First year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: determination of cosmological parameters", ''|rivista=Astrophys. J. Suppl.'' '''|numero=148''' 175 (|anno=2003), [http|lingua=en|url=https://www.arxiv.org/astro-phabs/0302209 arXiv:astro-ph/0302209]}}

* {{en}}Cita web|autore=[[Jeremiah P. Ostriker|J. P. Ostriker]] and |autore2=[[Paul Steinhardt|P. J. Steinhardt]], "|titolo=Cosmic Concordance," [http|lingua=en|url=https://www.arxiv.org/abs/astro-ph/9505066 arXiv:astro-ph/9505066]}}

{{Universo}}{{Radiazione cosmica di fondo}}

{{portale|astronomia|fisica}}

[[Categoria:Cosmologia fisica]]