Модель Лямбда-CDM

«Стандартная космологическая модель» перенаправляется сюда. Чтобы узнать о других значениях, см. Стандартную модель (значения) .

Модель Lambda-CDM , лямбда-холодная темная материя или ΛCDM — это математическая модель теории Большого взрыва , состоящая из трех основных компонентов:

1. космологическая постоянная , обозначаемая лямбда (Λ), связанная с темной энергией
2. постулируемая холодная темная материя , обозначаемая CDM
3. обычное дело

Ее называют стандартной моделью космологии Большого взрыва. потому что это самая простая модель, которая обеспечивает достаточно хорошее описание:

• существование и структура космического микроволнового фона
• крупномасштабная структура распределения галактик
• наблюдаемое содержание водорода (включая дейтерий), гелия и лития
• ускоряющееся расширение Вселенной, наблюдаемое в свете далеких галактик и сверхновых

Модель предполагает, что общая теория относительности является правильной теорией гравитации в космологических масштабах. Она возникла в конце 1990-х годов как согласованная космология , после периода времени, когда разрозненные наблюдаемые свойства Вселенной казались взаимно несовместимыми, и не было единого мнения о составе плотности энергии Вселенной.

Некоторые альтернативные модели бросают вызов предположениям модели ΛCDM. Примерами этого являются модифицированная ньютоновская динамика , энтропийная гравитация , модифицированная гравитация, теории крупномасштабных изменений плотности материи Вселенной, биметрическая гравитация , масштабная инвариантность пустого пространства и распадающаяся темная материя (DDM).

Обзор

Модель ΛCDM включает расширение метрического пространства, которое хорошо документировано, как в виде красного смещения заметных спектральных линий поглощения или излучения в свете далеких галактик, так и в виде замедления времени в затухании света кривых светимости сверхновых. Оба эффекта объясняются доплеровским сдвигом электромагнитного излучения при его распространении в расширяющемся пространстве. Хотя это расширение увеличивает расстояние между объектами, которые не находятся под общим гравитационным влиянием, оно не увеличивает размер объектов (например, галактик) в космосе. Это также позволяет далеким галактикам удаляться друг от друга со скоростью, превышающей скорость света; локальное расширение меньше скорости света, но суммарное расширение на большие расстояния может в совокупности превышать скорость света.

Буква Λ ( лямбда ) представляет собой космологическую константу , которая связана с энергией вакуума или темной энергией в пустом пространстве и используется для объяснения современного ускоряющегося расширения пространства против притягивающих эффектов гравитации. Космологическая постоянная имеет отрицательное давление, $p=-\rho c^{2}$, что вносит вклад в тензор энергии-импульса , который, согласно общей теории относительности, вызывает ускоряющееся расширение. Часть общей плотности энергии нашей (плоской или почти плоской) Вселенной, составляющая темную энергию. $\Omega _{\Lambda }$оценивается в 0,669 ± 0,038 на основе Обзора темной энергии результатов 2018 года с использованием сверхновых типа Ia. или 0,6847 ± 0,0073 на основе «Планк» данных спутника в 2018 году , или более 68,3% (оценка 2018 года) плотности массы-энергии Вселенной.

Темная материя постулируется для объяснения гравитационных эффектов, наблюдаемых в очень крупномасштабных структурах («плоские» кривые вращения галактик; гравитационное линзирование света скоплениями галактик; усиленное скопление галактик), которые не могут быть объяснены с помощью теории темной материи. количество наблюдаемого вещества. Модель ΛCDM предлагает именно холодную темную материю , предположительно, как:

• Небарионный: состоит из вещества, отличного от протонов и нейтронов (и электронов, по соглашению, хотя электроны не являются барионами).
• Холод: его скорость намного меньше скорости света в эпоху равенства излучения и материи (таким образом, нейтрино исключаются, поскольку они небарионны, но не холодны).
• Без диссипации: не может охлаждаться за счет излучения фотонов.
• Бесстолкновительный: частицы темной материи взаимодействуют друг с другом и другими частицами только посредством гравитации и, возможно, слабого взаимодействия.

Темная материя составляет около 26,5 %. плотности массы-энергии Вселенной. Остальные 4,9 % включает в себя всю обычную материю, наблюдаемую в виде атомов, химических элементов, газа и плазмы, из которых состоят видимые планеты, звезды и галактики. Подавляющее большинство обычной материи во Вселенной невидимо, поскольку видимые звезды и газ внутри галактик и скоплений составляют менее 10 % вклада обычной материи в плотность массы и энергии Вселенной.

Модель включает в себя единственное исходное событие — « Большой взрыв », который был не взрывом, а внезапным появлением расширяющегося пространства-времени, содержащего излучение при температуре около 10°С. ¹⁵ К. Это было сразу (в течение 10 ⁻²⁹ секунд), за которым следует экспоненциальное расширение пространства с масштабным множителем 10. ²⁷ или более, известное как космическая инфляция . Ранняя Вселенная оставалась горячей (с температурой выше 10 000 К) в течение нескольких сотен тысяч лет, и это состояние можно обнаружить по остаточному космическому микроволновому фону , или реликтовому излучению, излучению очень низкой энергии, исходящему из всех частей неба. Сценарий «Большого взрыва» с космической инфляцией и стандартной физикой элементарных частиц является единственной космологической моделью, согласующейся с наблюдаемым продолжающимся расширением космоса, наблюдаемым распределением более легких элементов во Вселенной (водорода, гелия и лития) и пространственным текстура мельчайших неоднородностей ( анизотропии ) реликтового излучения. Космическая инфляция также решает « проблему горизонта » реликтового излучения; действительно, кажется вероятным, что Вселенная больше, чем наблюдаемый горизонт частиц .

Модель использует метрику Фридмана-Леметра-Робертсона-Уокера , уравнения Фридмана и космологические уравнения состояния для описания наблюдаемой Вселенной примерно от 0,1 секунды до настоящего времени.

История космического расширения

Расширение Вселенной параметризуется безразмерным масштабным коэффициентом. $a=a(t)$ (со временем $t$ отсчитывается от рождения Вселенной), определяется относительно настоящего времени, поэтому $a_{0}=a(t_{0})=1$; обычное соглашение в космологии состоит в том, что индекс 0 обозначает современные значения, поэтому $t_{0}$ обозначает возраст Вселенной. Масштабный коэффициент связан с наблюдаемым красным смещением. $z$ света, излучаемого за раз $t_{\mathrm {em} }$ к

$a(t_{\text{em}})={\frac {1}{1+z}}\,.$

Скорость расширения описывается зависящим от времени параметром Хаббла , $H(t)$, определяемый как

$H(t)\equiv {\frac {\dot {a}}{a}},$

где ${\dot {a}}$ — производная по времени масштабного коэффициента. Первое уравнение Фридмана дает скорость расширения в терминах плотности вещества + излучения. $\rho$, кривизна ​ $k$и космологическая постоянная $\Lambda$,

$H^{2}=\left({\frac {\dot {a}}{a}}\right)^{2}={\frac {8\pi G}{3}}\rho -{\frac {kc^{2}}{a^{2}}}+{\frac {\Lambda c^{2}}{3}},$

где как обычно $c$ это скорость света и $G$ является гравитационной постоянной . Критическая плотность $\rho _{\mathrm {crit} }$ - современная плотность, которая дает нулевую кривизну $k$, принимая космологическую постоянную $\Lambda$ равен нулю независимо от его фактического значения. Подстановка этих условий в уравнение Фридмана дает

$\rho _{\mathrm {crit} }={\frac {3H_{0}^{2}}{8\pi G}}=1.878\;47(23)\times 10^{-26}\;h^{2}\;\mathrm {kg{\cdot }m^{-3}} ,$

где $h\equiv H_{0}/(100\;\mathrm {km{\cdot }s^{-1}{\cdot }Mpc^{-1}} )$ – приведенная постоянная Хаббла.Если бы космологическая постоянная на самом деле была равна нулю, критическая плотность также обозначила бы разделительную линию между возможным повторным сжатием Вселенной и Большим сжатием или неограниченным расширением. Для модели Lambda-CDM с положительной космологической постоянной (как наблюдалось) предсказано, что Вселенная будет расширяться вечно, независимо от того, находится ли общая плотность немного выше или ниже критической плотности; хотя в расширенных моделях возможны и другие результаты, где темная энергия не является постоянной, а фактически зависит от времени.

Стандартно определяют современный параметр плотности $\Omega _{x}$ для различных видов как безразмерное соотношение

$\Omega _{x}\equiv {\frac {\rho _{x}(t=t_{0})}{\rho _{\mathrm {crit} }}}={\frac {8\pi G\rho _{x}(t=t_{0})}{3H_{0}^{2}}}$

где индекс $x$ является одним из $\mathrm {b}$ для барионов , $\mathrm {c}$ для холодной темной материи , $\mathrm {rad}$ для излучения ( фотоны плюс релятивистские нейтрино ) и $\Lambda$ для темной энергии .

Поскольку плотность различных видов масштабируется как разная степень $a$, например $a^{-3}$ по делу и т. д.,уравнение Фридмана удобно переписать в терминах различных параметров плотности как

$H(a)\equiv {\frac {\dot {a}}{a}}=H_{0}{\sqrt {(\Omega _{\rm {c}}+\Omega _{\rm {b}})a^{-3}+\Omega _{\mathrm {rad} }a^{-4}+\Omega _{k}a^{-2}+\Omega _{\Lambda }a^{-3(1+w)}}},$

где $w$ представляет собой уравнение параметра состояния темной энергии и предполагает незначительную массу нейтрино (значительная масса нейтрино требует более сложного уравнения). Различные $\Omega$ параметры в сумме составляют $1$ по конструкции. В общем случае это интегрируется компьютером для получения истории расширения. $a(t)$ а также наблюдаемые соотношения расстояние-красное смещение для любых выбранных значений космологических параметров, которые затем можно сравнить с такими наблюдениями, как сверхновые и барионные акустические колебания .

В минимальной 6-параметрической модели Lambda-CDM предполагается, что кривизна $\Omega _{k}$ равен нулю и $w=-1$, так что это упрощается до

$H(a)=H_{0}{\sqrt {\Omega _{\rm {m}}a^{-3}+\Omega _{\mathrm {rad} }a^{-4}+\Omega _{\Lambda }}}$

Наблюдения показывают, что плотность радиации сегодня очень мала, $\Omega _{\text{rad}}\sim 10^{-4}$; если этим термином пренебречьвышеизложенное имеет аналитическое решение

$a(t)=(\Omega _{\rm {m}}/\Omega _{\Lambda })^{1/3}\,\sinh ^{2/3}(t/t_{\Lambda })$

где $t_{\Lambda }\equiv 2/(3H_{0}{\sqrt {\Omega _{\Lambda }}})\ ;$это довольно точно для $a>0.01$ или $t>10$ миллион лет.Решение для $a(t)=1$ дает современный возраст Вселенной $t_{0}$ по остальным параметрам.

Отсюда следует, что переход от замедляющегося расширения к ускоряющемуся (вторая производная ${\ddot {a}}$ пересечение нуля) произошло, когда

$a=(\Omega _{\rm {m}}/2\Omega _{\Lambda })^{1/3},$

который оценивается как $a\sim 0.6$ или $z\sim 0.66$ для наиболее подходящих параметров, оцененных с «Планк» космического корабля .

Историческое развитие

Открытие космического микроволнового фона (CMB) в 1964 году подтвердило ключевое предсказание космологии Большого взрыва . С этого момента стало общепринятым, что Вселенная возникла в горячем и плотном состоянии и со временем расширялась. Скорость расширения зависит от типов материи и энергии, присутствующих во Вселенной, и, в частности, от того, находится ли общая плотность выше или ниже так называемой критической плотности.

В 1970-е годы основное внимание было сосредоточено на чисто барионных моделях, но существовали серьезные проблемы с объяснением образования галактик, учитывая небольшую анизотропию реликтового излучения (верхние пределы на тот момент). В начале 1980-х годов стало понятно, что эту проблему можно решить, если холодная темная материя будет доминировать над барионами, а теория космической инфляции мотивировала модели с критической плотностью.

В 1980-х годах большинство исследований было сосредоточено на холодной темной материи с критической плотностью вещества, около 95% CDM и 5% барионов: они показали успех в формировании галактик и скоплений галактик, но проблемы остались; в частности, модель требовала более низкой постоянной Хаббла, чем предпочитали наблюдения, а наблюдения примерно в 1988–1990 годах показали более крупномасштабное скопление галактик, чем предполагалось.

Эти трудности обострились с открытием анизотропии реликтового излучения исследователем космического фона в 1992 году, и в середине 1990-х годов активно рассматривались несколько модифицированных моделей CDM, включая ΛCDM и смешанную холодную и горячую темную материю. Модель ΛCDM затем стала ведущей моделью после наблюдений ускоряющегося расширения в 1998 году и была быстро подтверждена другими наблюдениями: в 2000 году эксперимент по микроволновому фону BOOMERanG измерил общую плотность (материи-энергии), близкую к 100 % критической. , тогда как в 2001 году обзор красного смещения галактик 2dFGRS показал, что плотность материи составила около 25 %; большая разница между этими значениями поддерживает положительную Λ или темную энергию . Гораздо более точные измерения микроволнового фона космическими аппаратами с помощью WMAP в 2003–2010 годах и Planck в 2013–2015 годах продолжают поддерживать модель и определять значения параметров, большинство из которых ограничены неопределенностью ниже 1 процента.

Активно проводятся исследования многих аспектов модели ΛCDM, как для уточнения параметров, так и для разрешения противоречий между недавними наблюдениями и моделью ΛCDM, таких как натяжение Хаббла и диполь реликтового излучения . Кроме того, у ΛCDM нет явной физической теории происхождения или физической природы темной материи или темной энергии; Считается, что почти масштабно-инвариантный спектр возмущений реликтового излучения и их изображение на небесной сфере являются результатом очень небольших тепловых и акустических неоднородностей в точке рекомбинации.

Исторически сложилось так, что подавляющее большинство астрономов и астрофизиков поддерживают модель ΛCDM или ее близких родственников, но недавние наблюдения, противоречащие модели ΛCDM, побудили некоторых астрономов и астрофизиков искать альтернативы модели ΛCDM, которые включают отказ от модели Фридмана-Леметра- Метрика Робертсона-Уокера или модификация темной энергии . С другой стороны, Милгром , Макгоф и Крупа уже давно являются ведущими критиками модели ΛCDM, атакуя части теории, посвященные темной материи, с точки зрения моделей формирования галактик и поддерживая альтернативную теорию модифицированной ньютоновской динамики (MOND), которая требует модификация уравнений поля Эйнштейна и уравнений Фридмана , как это видно в таких предложениях, как модифицированная теория гравитации (теория MOG) или тензорно-векторно-скалярная теория гравитации (теория TeVeS). Другие предложения астрофизиков-теоретиков относительно космологических альтернатив общей теории относительности Эйнштейна, которые пытаются объяснить темную энергию или темную материю, включают f(R)-гравитацию , скалярно-тензорные теории, такие как теории галилеона , космологии бран , модель DGP , а также массивную гравитацию и ее расширения, такие как биметрическая гравитация .

Успехи

Помимо объяснения многих наблюдений, проведенных до 2000 года, модель сделала ряд успешных предсказаний: в частности, существование особенности барионных акустических колебаний , обнаруженной в 2005 году в предсказанном месте; и статистика слабого гравитационного линзирования , впервые наблюдавшаяся в 2000 году несколькими командами. Поляризация реликтового излучения, открытая в 2002 году DASI, было успешно предсказано моделью: в Planck за 2015 г. выпуске данных наблюдаются семь пиков в температурном (TT) спектре мощности, шесть пиков в перекрестном спектре температуры и поляризации (TE) и пять пиков в поляризационном (EE) спектре. Шесть свободных параметров могут быть хорошо ограничены только спектром TT, а затем спектры TE и EE могут быть предсказаны теоретически с точностью до нескольких процентов без каких-либо дополнительных корректировок.

Проблемы

За прошедшие годы были проведены многочисленные симуляции ΛCDM и наблюдения за нашей Вселенной, которые ставят под сомнение обоснованность модели ΛCDM до такой степени, что некоторые космологи полагают, что модель ΛCDM может быть заменена другой, пока еще неизвестной космологической моделью.

Отсутствие обнаружения

Обширные поиски частиц темной материи до сих пор не показали однозначного обнаружения, в то время как темную энергию практически невозможно обнаружить в лаборатории, а ее ценность чрезвычайно мала по сравнению с теоретическими предсказаниями энергии вакуума .

Нарушения космологического принципа

Основные статьи: Космологический принцип и метрика Фридмана – Леметра – Робертсона – Уокера.

Было показано, что модель ΛCDM удовлетворяет космологическому принципу , который гласит, что в достаточно большом масштабе Вселенная выглядит одинаково во всех направлениях ( изотропия ) и из любого места ( однородность ); «Вселенная выглядит одинаково, кем бы и где бы вы ни находились». Космологический принцип существует, потому что, когда разрабатывались предшественники модели ΛCDM, не было достаточно данных, чтобы различать более сложные анизотропные или неоднородные модели, поэтому предполагалось, что однородность и изотропия упрощают модели. и предположения были перенесены в модель ΛCDM. Однако недавние открытия показали, что существуют нарушения космологического принципа, особенно изотропии. Эти нарушения поставили под сомнение модель ΛCDM, при этом некоторые авторы предполагают, что космологический принцип устарел или что метрика Фридмана-Леметра-Робертсона-Уокера не работает в поздней Вселенной. Это имеет дополнительные последствия для достоверности космологической постоянной в модели ΛCDM, поскольку темная энергия подразумевается наблюдениями только в том случае, если космологический принцип верен.

Нарушения изотропии

Данные скоплений галактик , квазары , и сверхновые типа Ia предполагают, что изотропия нарушается в больших масштабах.

Данные миссии «Планк» показывают смещение полушарий космического микроволнового фона в двух отношениях: одно относительно средней температуры (т.е. температурных флуктуаций), второе относительно более крупных изменений степени возмущений (т.е. плотности). Европейское космическое агентство (руководящий орган миссии «Планк») пришло к выводу, что эта анизотропия реликтового излучения на самом деле статистически значима и ее больше нельзя игнорировать.

Уже в 1967 году Деннис Скиама предсказал, что космический микроволновый фон обладает значительной дипольной анизотропией. В последние годы был протестирован диполь реликтового излучения, и результаты свидетельствуют о нашем движении относительно далеких радиогалактик. и квазары отличается от нашего движения по отношению к космическому микроволновому фону . К такому же выводу пришли в недавних исследованиях диаграммы Хаббла сверхновых типа Ia. и квазары . Это противоречит космологическому принципу.

На диполь реликтового излучения намекают и ряд других наблюдений. Во-первых, даже внутри космического микроволнового фона существуют любопытные направления. и аномальная асимметрия четности это может иметь происхождение в диполе реликтового излучения. Кроме того, дипольное направление реликтового излучения стало предпочтительным направлением в исследованиях выравниваний в поляризациях квазаров. масштабные отношения в скоплениях галактик, линзирования , сильная задержка Сверхновые типа Ia, а квазары и гамма-всплески — как стандартные свечи . Тот факт, что все эти независимые наблюдаемые, основанные на разной физике, отслеживают направление диполя реликтового излучения, предполагает, что Вселенная анизотропна в направлении диполя реликтового излучения.

Тем не менее, некоторые авторы заявили, что Вселенная вокруг Земли изотропна, что имеет большое значение, путем изучения карт температуры космического микроволнового фона.

Нарушения однородности

Основываясь на моделировании N-тел в ΛCDM, Ядав и его коллеги показали, что пространственное распределение галактик является статистически однородным, если усреднять его по масштабам 260 Мпк или более. Однако было обнаружено множество крупномасштабных структур, и некоторые авторы сообщили, что некоторые из структур противоречат предсказанному масштабу однородности ΛCDM, в том числе

• LQG Клоуза -Кампусано , открытая в 1991 году, имеет длину 580 Мпк.
• Великая Слоанская стена , открытая в 2003 году, имеет длину 423 Мпк.
• U1.11 — большая группа квазаров , обнаруженная в 2011 году, имеющая длину 780 Мпк.
• Huge -LQG , обнаруженный в 2012 году, в три раза длиннее и в два раза шире, чем прогнозируется по данным ΛCDM.
• , Великая стена Геркулеса-Северной Короны открытая в ноябре 2013 года, имеет длину 2000–3000 Мпк (более чем в семь раз больше, чем у SGW ).
• Гигантская дуга , открытая в июне 2021 года, имеет длину 1000 Мпк.

Другие авторы утверждают, что существование структур, превышающих масштаб однородности в модели ΛCDM, не обязательно нарушает космологический принцип модели ΛCDM.

Столкновение скопления галактик Эль-Гордо

Основная статья: Эль Гордо (скопление галактик)

Эль-Гордо — массивное взаимодействующее скопление галактик в ранней Вселенной ( $z=0.87$). Экстремальные свойства Эль-Гордо с точки зрения красного смещения, массы и скорости столкновения приводят к сильным ( $6.16\sigma$) противоречие с моделью ΛCDM. Однако свойства Эль-Гордо согласуются с космологическими симуляциями в рамках MOND из-за более быстрого формирования структуры.

КБК недействителен

Основная статья: KBC пустота

Пустота KBC — это огромная, сравнительно пустая область космоса, содержащая Млечный Путь , диаметром около 2 миллиардов световых лет (600 мегапарсеков, Мпк). Некоторые авторы заявили, что существование пустоты KBC нарушает предположение о том, что реликтовое излучение отражает флуктуации барионной плотности на $z=1100$ теория относительности Эйнштейна или общая , любая из которых нарушает модель ΛCDM, в то время как другие авторы утверждали, что суперпустоты размером с пустоту KBC согласуются с моделью ΛCDM.

Напряжение Хаббла

Основная статья: Напряжение Хаббла

Статистически значимые различия сохраняются в измерениях постоянной Хаббла на основе космического фонового излучения по сравнению с измерениями астрономических расстояний. Это различие было названо напряжением Хаббла .

Широко признано, что Хаббловская напряженность в космологии является серьезной проблемой для модели ΛCDM. В декабре 2021 года National Geographic сообщил, что причина несоответствия напряжений Хаббла неизвестна. Однако, если космологический принцип терпит неудачу (см. Нарушения космологического принципа ), то существующие интерпретации постоянной Хаббла и напряжения Хаббла должны быть пересмотрены, что могло бы разрешить напряжение Хаббла.

Некоторые авторы утверждают, что напряжение Хаббла можно полностью объяснить пустотой KBC , поскольку измерение галактических сверхновых внутри пустоты даст большее локальное значение постоянной Хаббла, чем космологические измерения постоянной Хаббла. авторы прогнозируют, что Однако другая работа не нашла никаких доказательств этого в наблюдениях, обнаружив, что масштаб заявленной пониженной плотности несовместим с наблюдениями, выходящими за пределы его радиуса. Впоследствии в этом анализе были отмечены важные недостатки, оставляющие открытой возможность того, что напряжение Хаббла действительно вызвано истечением из пустоты KBC.

В результате напряженности Хаббла другие исследователи призвали к новой физике, выходящей за рамки модели ΛCDM. Мориц Хасльбауэр и др. предположил, что МОНД разрешит противоречие с Хабблом. Другая группа исследователей во главе с Марком Камионковски предложила космологическую модель с ранней темной энергией вместо ΛCDM.

S ₈ напряжение

The $S_{8}$ напряженность в космологии является еще одной серьезной проблемой модели ΛCDM. $S_{8}$ Параметр в модели ΛCDM количественно определяет амплитуду флуктуаций материи в поздней Вселенной и определяется как

$S_{8}\equiv \sigma _{8}{\sqrt {\Omega _{\rm {m}}/0.3}}$

Ранние (например, данные реликтового излучения, собранные с помощью обсерватории Планк) и поздние (например, измерения событий слабого гравитационного линзирования ) способствуют получению более точных значений $S_{8}$. Однако эти две категории измерений отличаются больше стандартными отклонениями, чем их неопределенностями. Это несоответствие называется $S_{8}$ напряжение. Название «напряжение» отражает то, что разногласия возникают не только между двумя наборами данных: многие наборы ранних и поздних измерений хорошо согласуются в своих собственных категориях, но существует необъяснимая разница между значениями, полученными в разных точках эволюции. Вселенной. Такая напряженность указывает на то, что модель ΛCDM может быть неполной или нуждаться в корректировке.

Некоторые значения для $S_{8}$ составляют 0,832 ± 0,013 ( Планк 2020 г. ), 0.766 +0.020
−0,014 (2021 ДЕТИ ), 0,776 ± 0,017 ( DES 2022 г. ), 0.790 +0.018
−0,014 (2023 DES+KIDS), 0.769 +0.031
−0.034 – 0.776 +0.032
−0.033 (2023 HSC-SSP ), 0,86 ± 0,01 (2024 EROSITA ). Значения также получены с использованием пекулярных скоростей : 0,637 ± 0,054 (2020 г.). и 0,776 ± 0,033 (2020 г.), среди других методов.

Ось зла

Основная статья: Ось зла (космология)

Модель ΛCDM предполагает, что данные космического микроволнового фона и наша интерпретация реликтового излучения верны. Однако существует очевидная корреляция между плоскостью Солнечной системы , вращение галактик , и некоторые аспекты CMB. Это может указывать на то, что что-то не так с данными или интерпретацией космического микроволнового фона, используемого в качестве доказательства модели ΛCDM, или что принцип Коперника и космологический принцип нарушены.

Космологическая проблема лития

Основная статья: Космологическая проблема лития

Фактическое наблюдаемое количество лития во Вселенной меньше расчетного количества по модели ΛCDM в 3–4 раза. Если все расчеты верны, то могут потребоваться решения, выходящие за рамки существующей модели ΛCDM.

Форма Вселенной

Основная статья: Форма Вселенной

Модель ΛCDM предполагает, что форма Вселенной плоская (нулевая кривизна). Однако недавние данные «Планка» намекнули, что форма Вселенной на самом деле может быть замкнутой (положительная кривизна), что противоречило бы модели ΛCDM. Некоторые авторы предположили, что данные Планка, обнаруживающие положительную кривизну, могут быть свидетельством локальной неоднородности кривизны Вселенной, а не того, что Вселенная на самом деле закрыта.

Нарушения сильного принципа эквивалентности

Основная статья: Строгий принцип эквивалентности

Модель ΛCDM предполагает, что строгий принцип эквивалентности верен. Однако в 2020 году группа астрономов проанализировала данные выборки «Фотометрия и точные кривые вращения Спитцера» (SPARC), а также оценки крупномасштабного внешнего гравитационного поля из каталога галактик всего неба. Они пришли к выводу, что существуют весьма статистически значимые доказательства нарушений принципа сильной эквивалентности в слабых гравитационных полях вблизи вращающихся галактик. Они наблюдали эффект, несовместимый с приливными эффектами в модели ΛCDM. Эти результаты были подвергнуты сомнению, поскольку не учитывались неточности в кривых вращения и корреляции между свойствами галактик и силой кластеризации. и как несовместимое с аналогичным анализом других галактик.

Различия в холодной темной материи

Основная статья: Холодная темная материя § Проблемы

несколько расхождений между предсказаниями холодной темной материи Возникло в модели ΛCDM и наблюдениями галактик и их кластеризацией. Для некоторых из этих проблем предложены решения, но остается неясным, можно ли их решить, не отказываясь от модели ΛCDM.

Проблема куспидного гало

Основная статья: Проблема гало куспи

Распределение плотности гало темной материи в моделировании холодной темной материи (по крайней мере, в тех, которые не учитывают влияние барионной обратной связи) гораздо более пиковое, чем то, что наблюдается в галактиках при исследовании их кривых вращения.

Проблема карликовой галактики

Основная статья: Проблема карликовой галактики

Моделирование холодной темной материи предсказывает большое количество маленьких гало темной материи, более многочисленных, чем количество маленьких карликовых галактик, которые наблюдаются вокруг таких галактик, как Млечный Путь .

Проблема со спутниковым диском

Карликовые галактики вокруг галактик Млечного Пути и Андромеды вращаются в тонких плоских структурах, тогда как моделирование предсказывает, что они должны быть распределены случайным образом вокруг своих родительских галактик. Однако последние исследования показывают, что это, казалось бы, странное совпадение — всего лишь причуда, которая со временем исчезнет.

Проблема высокоскоростных галактик

Галактики в ассоциации NGC 3109 удаляются слишком быстро, чтобы соответствовать ожиданиям модели ΛCDM. В этом контексте NGC 3109 слишком массивна и далека от Местной группы , чтобы ее можно было выбросить в результате трехстороннего взаимодействия с участием Млечного Пути или Галактики Андромеды .

Проблема морфологии галактики

Если галактики росли иерархически, то массивные галактики требовали множества слияний. Крупные слияния неизбежно создают классический бум . Напротив, около 80 % наблюдаемых галактик не имеют таких балджей, а гигантские чисто дисковые галактики являются обычным явлением. Напряженность можно оценить количественно, сравнив наблюдаемое сегодня распределение форм галактик с предсказаниями гидродинамического космологического моделирования высокого разрешения в рамках ΛCDM, выявив весьма важную проблему, которую вряд ли удастся решить путем улучшения разрешения моделирования. Высокая фракция без выпуклостей была почти постоянной в течение 8 миллиардов лет.

Проблема с быстрой галактической полосой

Если бы галактики были заключены в массивные гало холодной темной материи , то полосы, которые часто возникают в их центральных областях, замедлялись бы из-за динамического трения с гало. Это находится в серьезном противоречии с тем фактом, что наблюдаемые галактические полосы обычно быстрые.

Малый кризис

Сравнение модели с наблюдениями может иметь некоторые проблемы в субгалактических масштабах, возможно, предсказывая слишком много карликовых галактик и слишком много темной материи в самых внутренних областях галактик. Эту проблему называют «кризисом малого масштаба». Эти небольшие масштабы труднее разрешить при компьютерном моделировании, поэтому пока неясно, заключается ли проблема в симуляциях, нестандартных свойствах темной материи или в более радикальной ошибке модели.

Галактики с высоким красным смещением

Наблюдения с космического телескопа Джеймса Уэбба привели к обнаружению различных галактик, подтвержденных спектроскопией с высоким красным смещением, таких как JADES-GS-z13-0 с космологическим красным смещением 13,2. Другие галактики-кандидаты, которые не были подтверждены спектроскопией, включают CEERS-93316 с космологическим красным смещением 16,4.

Существование удивительно массивных галактик в ранней Вселенной бросает вызов общепринятым моделям, описывающим, как гало темной материи стимулирует формирование галактик. Еще неизвестно, необходим ли пересмотр модели Lambda-CDM с параметрами, предоставленными Planck Collaboration, для решения этой проблемы. Расхождения также можно объяснить особыми свойствами (звездными массами или эффективным объемом) галактик-кандидатов, пока неизвестными силами или частицами за пределами Стандартной модели, посредством которых взаимодействует темная материя, более эффективным накоплением барионной материи гало темной материи, ранним появлением темной материи. энергетические модели, или гипотетические долгожданные звезды Населения III .

Проблема пропавшего бариона

Основная статья: Проблема пропавшего бариона

Массимо Персич и Паоло Салуччи впервые оценил барионную плотность, которая сегодня присутствует в эллиптических, спиралевидных, группах и скоплениях галактик.Они выполнили интегрирование барионного отношения массы к светимости по светимости (в следующих ${\textstyle M_{\rm {b}}/L}$), взвешенный с помощью функции яркости ${\textstyle \phi (L)}$ над ранее упомянутыми классами астрофизических объектов:

$\rho _{\rm {b}}=\sum \int L\phi (L){\frac {M_{\rm {b}}}{L}}\,dL.$

Результат был:

$\Omega _{\rm {b}}=\Omega _{*}+\Omega _{\text{gas}}=2.2\times 10^{-3}+1.5\times 10^{-3}\;h^{-1.3}\simeq 0.003,$

где $h\simeq 0.72$.

Обратите внимание, что это значение намного ниже предсказания стандартного космического нуклеосинтеза. $\Omega _{\rm {b}}\simeq 0.0486$, так что звезды и газ в галактиках, а также в группах и скоплениях галактик составляют менее 10 % первично синтезированных барионов. Эта проблема известна как проблема «недостающих барионов».

Утверждается, что проблема недостающего бариона решена. Используя наблюдения за кинематическим эффектом Сюняева-Зельдовича, охватывающим более 90% времени существования Вселенной, астрофизики в 2021 году установили, что примерно 50% всей барионной материи находится вне гало темной материи , заполняя пространство между галактиками. Вместе с количеством барионов внутри галактик и вокруг них общее количество барионов во Вселенной позднего времени совместимо с измерениями ранней Вселенной.

Нефальсифицируемость

Утверждалось, что модель ΛCDM построена на фундаменте конвенционалистских уловок , что делает ее нефальсифицируемой в смысле, определенном Карлом Поппером .

Параметры

Коллаборация Планка Космологические параметры

	Описание	Символ	Значение-2015	Значение-2018
Независимый вмятина к- метры	Параметр физической барионной плотности	Ом б ч 2	0.022 30 ± 0.000 14	0.0224 ± 0.0001
	Параметр физической плотности темной материи	Ом с ч 2	0.1188 ± 0.0010	0.120 ± 0.001
	Возраст Вселенной	т 0	(13.799 ± 0.021) × 10 9 годы	(13.787 ± 0.020) × 10 9 годы
	Скалярный спектральный индекс	н с	0.9667 ± 0.0040	0.965 ± 0.004
	Амплитуда колебаний кривизны, к 0 = 0,002 Мпк −1	$\Delta _{R}^{2}$	2.441 +0.088 −0.092 × 10 −9	?
	реионизации Оптическая глубина	т	0.066 ± 0.012	0.054 ± 0.007
Зафиксированный к- метры	Параметр общей плотности	Ом общее	1	?
	Уравнение состояния темной энергии	В	−1	ш 0 = −1,03 ± 0,03
	Отношение тензор/скаляр	р	0	р 0,002 < 0,06
	Проведение спектрального индекса	$dn_{\text{s}}/d\ln k$	0	?
	Сумма трех масс нейтрино	$\sum m_{\nu }$	0,06 эВ/ c 2	0,12 эВ/ c 2
	Эффективное число релятивистских степеней свободы	Н эф	3.046	2.99 ± 0.17
Кальку- опоздавший ценности	постоянная Хаббла	Ч 0	67.74 ± 0.46 km⋅s −1 ⋅ Mpc −1	67.4 ± 0.5 km⋅s −1 ⋅ Mpc −1
	Параметр барионной плотности	Ом б	0.0486 ± 0.0010	?
	Параметр плотности темной материи	Ом с	0.2589 ± 0.0057	?
	Параметр плотности материи	Ом м	0.3089 ± 0.0062	0.315 ± 0.007
	темной энергии Параметр плотности	ох л	0.6911 ± 0.0062	0.6847 ± 0.0073
	Критическая плотность	ρ крит	(8.62 ± 0.12) × 10 −27  кг/м 3	?
	Нынешнее среднеквадратичное колебание материи усреднено по сфере радиусом 8 h −1 Мпк	стр 8	0.8159 ± 0.0086	0.811 ± 0.006
	Красное смещение при развязке	z ∗	1 089 .90 ± 0.23	1 089 .80 ± 0.21
	Возраст при разъединении	t ∗	377 700 ± 3200 лет	?
	Красное смещение реионизации (с равномерным априором)	с ре	8.5 +1.0 −1.1	7.68 ± 0.79

Простая модель ΛCDM основана на шести параметрах : физическом параметре плотности барионов; физический параметр плотности темной материи; возраст Вселенной; скалярный спектральный индекс; амплитуда колебаний кривизны; и реионизационная оптическая глубина. В соответствии с бритвой Оккама шесть — это наименьшее число параметров, необходимое для приемлемого соответствия наблюдениям; другие возможные параметры фиксируются в «естественных» значениях, например, параметр полной плотности = 1,00, уравнение состояния темной энергии = -1. (См. ниже расширенные модели, которые позволяют их варьировать.)

Значения этих шести параметров по большей части не предсказываются теорией (хотя в идеале они могут быть связаны будущей « Теорией всего »), за исключением того, что большинство версий космической инфляции предсказывают, что скалярный спектральный индекс должен быть немного меньше 1, соответствует расчетному значению 0,96. Значения параметров и неопределенности оцениваются с помощью масштабного компьютерного поиска для определения области пространства параметров, обеспечивающей приемлемое соответствие космологическим наблюдениям. Из этих шести параметров можно легко рассчитать другие значения модели, такие как постоянная Хаббла и плотность темной энергии .

Обычно набор наблюдений включает в себя анизотропию космического микроволнового фона , соотношение яркости и красного смещения сверхновых и крупномасштабную кластеризацию галактик, включая особенность барионных акустических колебаний . Другие наблюдения, такие как постоянная Хаббла, обилие скоплений галактик, слабое гравитационное линзирование и возраст шаровых скоплений, в целом согласуются с ними, обеспечивая проверку модели, но в настоящее время измеряются менее точно.

Значения параметров, перечисленные ниже, взяты из космологических параметров Planck Collaboration. Доверительные пределы 68 % для базовой модели ΛCDM из спектров мощности CMB Planck в сочетании с реконструкцией линзирования и внешними данными (BAO + JLA + H ₀ ). См. также Планк (космический корабль) .

Расширенные модели

Расширенные параметры модели

Описание	Символ	Ценить
Параметр общей плотности	$\Omega _{\text{tot}}$	0.9993 ± 0.0019
Уравнение состояния темной энергии	$w$	−0.980 ± 0.053
Отношение тензора к скаляру	$r$	< 0,11, k 0 = 0,002 Мпк −1 ( $2\sigma$)
Запуск спектрального индекса	$dn_{s}/d\ln k$	−0,022 ± 0,020 , k 0 = 0,002 Мпк −1
Сумма трех масс нейтрино	$\sum m_{\nu }$	< 0,58 эВ/ c 2 ( $2\sigma$)
Параметр физической плотности нейтрино	$\Omega _{\nu }h^{2}$	< 0,0062

Расширенные модели позволяют изменять один или несколько из вышеперечисленных «фиксированных» параметров в дополнение к основным шести; таким образом, эти модели плавно присоединяются к базовой модели с шестью параметрами в том случае, если дополнительные параметры приближаются к значениям по умолчанию. Например, возможные расширения простейшей модели ΛCDM учитывают пространственную кривизну ( $\Omega _{\text{tot}}$ может отличаться от 1); или квинтэссенция, а не космологическая константа , где уравнение состояния темной энергии может отличаться от -1. Космическая инфляция предсказывает тензорные флуктуации ( гравитационные волны ). Их амплитуда параметризуется отношением тензора к скаляру (обозначается $r$), что определяется неизвестным энергетическим масштабом инфляции. Другие модификации позволяют использовать горячую темную материю в виде нейтрино, массивнее минимального значения или бегущего спектрального индекса; последнее обычно не поддерживается простыми моделями космической инфляции.

Разрешение дополнительных переменных параметров обычно увеличивает неопределенность в шести стандартных параметрах, указанных выше, а также может немного сместить центральные значения. В таблице ниже показаны результаты для каждого из возможных сценариев «6+1» с одним дополнительным переменным параметром; это указывает на то, что по состоянию на 2015 год нет убедительных доказательств того, что какой-либо дополнительный параметр отличается от значения по умолчанию.

Некоторые исследователи предположили, что существует бегущий спектральный индекс, но ни одно статистически значимое исследование его не выявило. Теоретические ожидания предполагают, что отношение тензора к скаляру $r$ должно быть от 0 до 0,3, и последние результаты находятся в этих пределах.

См. также

• Большой Космологический Моделирование
• Формирование и эволюция галактик
• Прославленный проект
• Список программного обеспечения для космологических вычислений
• Миллениум Бег
• Слабо взаимодействующие массивные частицы (вимпы)
• Модель ΛCDM также известна как стандартная модель космологии, но не связана со Стандартной моделью физики элементарных частиц.

Дальнейшее чтение

• Острайкер, JP; Стейнхардт, П.Дж. (1995). «Космическое согласие». arXiv : astro-ph/9505066 .
• Острайкер, Иеремия П.; Миттон, Саймон (2013). Сердце Тьмы: Разгадка тайн невидимой вселенной . Принстон, Нью-Джерси: Издательство Принстонского университета . ISBN  978-0-691-13430-7 .
• Реболо, Р.; и др. (2004). «Оценка космологических параметров с использованием данных очень малого массива до ℓ = 1500» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 353 (3): 747–759. arXiv : astro-ph/0402466 . Бибкод : 2004MNRAS.353..747R . дои : 10.1111/j.1365-2966.2004.08102.x . S2CID   13971059 .

Внешние ссылки

• Учебник по космологии / НедРайт
• Симуляция тысячелетия
• Расчетные космологические параметры WMAP/Последнее резюме