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]]. Secondo il modello il 95% è formato da [[materia oscura]] ed [[energia oscura]]]]

Il nome '''modello Λ-CDM''' (o '''Lambda-CDMΛCDM''') (CDM sta per '''Lambda-Cold Dark Matter''', (Lambdaossia - [[''Materia oscuraOscura fredda]]Fredda''). Essoè rappresentaun il[[Modello fisico|modello]] di concordanza[[Cosmologia (cioè,astronomia)|cosmologico]] che riproduce meglioin modo soddisfacente le osservazioni ed internamente consistente) della [[cosmologia (astronomia)|cosmologia]] del [[bigBig bangBang]], spiegando in particolare le osservazioni della [[radiazione cosmica di fondo]] (CMBCMBR), oltre alle osservazioni della [[struttura a grande scala dell'universo]], e delle [[Supernova|supernovae]] che indicano un [[Universo in accelerazione|universo in espansione accelerata]]. Esso è il modello più semplice in accordo con le osservazioni.

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]].

* Λ (Lambda) sta per la [[costante cosmologica]] che è un termine di [[energia oscura]] che spiega l'espansione accelerata odierna dell'universo. Al giorno d'oggi, circa il 70% della densità d'energia dell'universo è in questa forma.

== Descrizione ==

* La [[Materia oscura fredda]] è il modello in cui la [[materia oscura]] è ritenuta essere fredda (cioè non [[distribuzione di Maxwell-Boltzmann|termalizzata]]), [[barione|non-barionica]], non collisionale. Questa componente rappresenta il 26% della densità d'energia dell'universo presente. Il rimanente 4% di tutta la materia e l'energia sono gli [[atomo|atomi]] e i [[fotone|fotoni]] che costituiscono i [[pianeta|pianeti]], le [[stella|stelle]] e le nubi di gas nell'universo.

Gli elementi costitutivi sono:

* Λ (Lambda) sta per laLa [[costante cosmologica]] Λ ([[Lambda]]), che è unl'[[energia termineoscura]] dirappresentata dall'[[energia oscuradel vuoto]], che spiegaspiegherebbe l'espansione accelerata odierna dell'universo. Ale giorno d'oggi,costituirebbe circa il 7068% della densità d'energia dell'universo è in questaesso formacontenuta.

* La [[Materiamateria oscura fredda]], che è il modelloconcetto in cui ladi [[materia oscura]] è ritenuta essere fredda (cioè non [[distribuzione di Maxwell-Boltzmann|termalizzata]]), non [[barione|non-barionica]], e non collisionale. Questa componente rappresentarappresenterebbe il 2627% circa della densità d'energia dell'universo presente. Il rimanente 4% di tutta la materia e l'energia sono gli [[atomo|atomi]] e i [[fotone|fotoni]] che costituiscono i [[pianeta|pianeti]], le [[stella|stelle]] e le nubi di gas nell'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]] (''scale invariance'') nello spettro delle [[perturbazione (astronomia)|perturbazioni]] primordiali e descrive un universo senza [[Forma dell'universo#La curvatura dello spazio|curvatura spaziale]]. Inoltre assume chel'assenza non abbiadi [[topologia]] osservabile, in modo che l'universo sia molto più grande dell'[[orizzonte delledi particelleparticella]] osservabile. Queste sono predizioni delladerivano dal fatto che il modello include l'[[Inflazione (cosmologia)|inflazione cosmica]].

Queste sono le assunzioni più semplici per un modello fisicocosmogico consistente della cosmogia. Tuttavia, iltuttavia paradigma ΛCDM è un modello. Ii cosmologi si aspettano che non tutte queste assunzioni non sarannovengano rispettate precisamenteesattamente. In particolare, l'[[Inflazione (cosmologia)|inflazione cosmica]] prevede una minima curvatura spaziale, dell'ordine di 10^−4−4 fino a 10^−5−5., Sarebbee sarebbe inoltre sorprendente se launa temperatura della materia oscura fosseesattamente lodello [[zero assoluto]]. Inoltre,In più il paradigmamodello ΛCDMΛCDM non ci dice nientenulla 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 &Lambda;CDMΛCDM 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-&sigma;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]]).

{|

||'''Parametro'''

||'''Valore'''

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|-

|| H₀

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

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

|-

|| &Omega;Ω_b

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

|| [[densità]] [[Barione|barionica]]

|-

|| &Omega;Ω_m

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

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

|-

|| &tau;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''

|-

|| &rho;ρ₀

|| <math>{{M|0.91^{,91e-26|+0.,10}_{|-0.,08}\times10^{-26}</math> kg/m³³

|| Densità critica

|-

|| &Omega;Ω_&Lambda;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

|-

|| &sigma;σ₈

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

|| Ampiezza di fluttuazioni della galassia

|-

|| t₀

|| <math>13.55^{+{M|13,55e9|0.,21}_{|-0.,23}\times10^9</math>} yearsanni

|| Età dell'universo

|}

== Estensioni ==

È possibile estendere il modello &Lambda;CDMΛCDM, 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).

È possibile estendere il modello &Lambda;CDM, ad esempio includendo la [[quintessenza (fisica)]] 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).

Considerare anche queste modifiche in generale ''aumenta'' gli errori nei parametri sopra riportati e potrebbe anche variare leggermente i valori osservati.

{|

||'''Parametro'''

||'''Valore'''

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|-

|| w

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

|| Equazione di stato

|-

|| r

|| <math>< 0.,90</math> (2&sigma;2σ)

|| Rapporto tensore-scalare

|-

|| &Omega;Ω_k

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

|| Curvatura spaziale

|-

|| &alpha;α

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

|| Variazione dell'indice spettrale

|-

|}

Questi valori sono consistenticoerenti 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 ==

{{portale|astronomia|Fisica}}

* {{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]}}

[[Categoria:Cosmologia]]

* {{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|Fisicafisica}}

[[Categoria:Cosmologia fisica]]

[[de:Lambda-CDM-Modell]]

[[en:Lambda-CDM model]]

[[es:Modelo Lambda-CDM]]

[[et:ΛCDM-mudel]]

[[fi:Lambda-CDM-malli]]

[[fr:Modèle ΛCDM]]

[[pl:Model Lambda-CDM]]

[[ru:Модель Лямбда-CDM]]