Modello Lambda-CDM: differenze tra le versioni

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Versione delle 11:11, 6 lug 2010

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[[Immagine:Cosmological composition.jpg|thumb|right|300px|Diagramma a torta che mostra la proporzione di materia e energia nell'universo. Secondo il modello il 95% è formato da materia e energia oscura]]

Il nome '''modello ΛCDMΛCDM''' (o '''Lambda-CDM''') sta per '''Lambda-Cold Dark Matter''' (Lambda - [[Materia oscura fredda]]). Esso rappresenta il modello di concordanza (cioè, che riproduce meglio le osservazioni ed internamente consistente) della [[cosmologia]] del [[big bang]], spiegando le osservazioni della [[radiazione cosmica di fondo]] (CMB), oltre alle osservazioni della [[struttura a grande scala dell'universo]], e delle [[supernovae]] che indicano un [[Universo in accelerazione|universo in espansione accelerata]]. Esso è il modello più semplice in accordo con le osservazioni.

* ΛΛ (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.

* 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.

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* Il modello assume una [[invarianza di scala]] (''scale invariance'') nello spettro delle [[perturbazione|perturbazioni]] primordiali e un universo senza [[curvatura spaziale]]. Inoltre assume che non abbia [[topologia]] osservabile, in modo che l'universo sia molto più grande dell'[[orizzonte di particella]] osservabile. Queste sono predizioni della [[inflazione]].

Queste sono le assunzioni più semplici per un modello fisico consistente della cosmogia. Tuttavia, il paradigma ΛCDMΛCDM è un modello. I cosmologi si aspettano che tutte queste assunzioni non saranno rispettate precisamente. In particolare, l'[[inflazione cosmica]] prevede una curvatura spaziale dell'ordine di 10^−4 fino a 10^−5. Sarebbe inoltre sorprendente se la temperatura della materia oscura fosse lo [[zero assoluto]]. Inoltre, il paradigma ΛCDMΛCDM non ci dice niente 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 [[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;σ'': cioè statisticamente c'è una [[probabilità]] del 68% che il valore vero cada tra il limite superiore e inferiore. Gli errori non sono [[gaussiana|gaussiani]], e sono stati ricavati usando una [[analisi di Monte Carlo]] dal gruppo della [[Sloan Digital Sky Survey]] (SDSS) ([[Max Tegmark|Tegmark]] ''et al.''), che fa uso anche dei dati della sonda WMAP ([[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe]]).

{|

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|-

|| H₀

|| <math>69.5^{+3.9}_{-3.1}</math> km s^-1−1 [[parsec|Mpc]]<sup>-1<sup>

|| parametro di Hubble

|-

|| &Omega;Ω_b

|| <math>0.0480^{+0.0072}_{-0.0067}</math>

|| densità barionica

|-

|| &Omega;Ω_m

|| <math>0.301^{+0.045}_{-0.042}</math>

|| densità della materia totale (barioni + materia oscura)

|-

|| &tau;τ

|| <math>0.124^{+0.083}_{-0.057}</math>

|| profondità ottica alla reionizzazione

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

|-

|| &rho;ρ₀

|| <math>0.91^{+0.10}_{-0.08}\times10^{-26}</math> kg/m³

|| Densità critica

|-

|| &Omega;Ω_&Lambda;Λ

|| <math>0.699^{+0.042}_{-0.045}</math>

|| Densità di energia oscura

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|| red-shift della reionizzazione

|-

|| &sigma;σ₈

|| <math>0.917^{+0.090}_{-0.072}</math>

|| Ampiezza di fluttuazioni della galassia

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==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).

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

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|-

|| r

|| <math><0.90</math> (2&sigma;2σ)

|| Rapporto tensore-scalare

|-

|| &Omega;Ω_k

|| <math>0.086^{+0.057}_{-0.128}</math>

|| Curvatura spaziale

|-

|| &alpha;α

|| <math>-0.075^{+0.047}_{-0.055}</math>

|| Variazione dell'indice spettrale

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*{{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]

*{{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}}

{{portale|astronomia|Fisica}}

[[Categoria:Cosmologia]]