Modelo Lambda-CDM

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ΛCDM ou Lambda-CDM é uma abreviatura empregada em cosmologia para Lambda-Cold Dark Matter (em inglês lambda-matéria escura fria). Representa o modelo de concordância da teoria do "Big Bang" que explica as observações cósmicas realizadas sobre a radiação de fundo de microondas, assim como a estrutura em grande escala do universo e as observações realizadas sobre as supernovas, todo ele pretende ter a explicação da expansão acelerada do universo. É o modelo conhecido mais simples que está em acordo com todas as observações.

  • Λ (lambda) indica a constante cosmológica como parte de um termo da energia escura que permite conhecer o valor atual da aceleração com que o universo se expande. A constante cosmológica se descreve em termos de \Omega_{\Lambda}, a fração de densidade de energia de um universo plano. Na atualidade, \Omega_{\Lambda}\simeq 0.74, o que implica que vale 74% da densidade de energia do presente universo.
  • A matéria escura fria é o modelo onde a matéria escura se explica como fria (quer dizer não termalizada), não-bariônica, sem colisões. Este componente se encarrega de 26% da densidade da energia do atual universo. Os 4% restante é toda a matéria e energia que compõe os átomos e os fótons que são os blocos que constroem os planetas, as estrelas, as nuvens de gás no universo, etc, ou seja, todos os componentes astronomicamente visíveis do universo.
  • O modelo assume um espectro de quase invariância de escala de perturbações primordiais e um universo sem curvatura espacial. Também assume que não tem nenhuma topologia observável, de modo que o universo é muito maior que o horizonte observável da partícula. Resulta em previsões de inflação cósmica.

Estas são as suposições mais simples para um modelo consistente e físico da cosmologia. Entretanto, ΛCDM é tão só um modelo. Os cosmólogos anticipam que todas estas presunções não serão conhecidas exatamente, até que não se conheça mais sobre a física fundamental. Particularmente, a inflação cósmica prediz curvatura espacial ao nível de 10−4 a 10−5. Também seria surpreendente que a temperatura da matéria escura fosse zero absoluto. Por outra parte, ΛCDM não diz nada sobre a origem física fundamental da matéria escura, da energia escura e do espectro quase escalar-invariante das perturbações primordiais da curvatura: nesse sentido, é simplesmente uma "parametrização útil da ignorância".

Parâmetros[editar | editar código-fonte]

O modelo tem seis parâmetros. O parâmetro de Hubble determina o índice da expansão do universo, assim como a densidade crítica para a curvatura do universo, ρ0. As densidades para os bárions, a matéria escura e a energia escura se dão como ρ0, que são o quociente da densidade verdadeira à densidade crítica: por exemplo \Omega_b=\rho_b/\rho_0. Posto que o modelo de ΛCDM assume um universo plano, a soma destas densidades a uma, e a densidade da energia escura não é um parâmetro livre. A profundidade óptica na reionização determina o deslocamento ao vermelho da emissão por reionização. A informação sobre as flutuações da densidade é determinada pela amplitude das flutuações primordiais (da inflação cósmica) e do índice espectral, que mede como as flutuações alteram-se com a escala (o ns = 1 corresponde a um espectro escalar-invariante).

Os erros cotizados são 1σ: ou seja, há estatisticamente uma probabilidade de 68% que o valor verdadeiro esteja dentro dos limites superiores e mais baixos do erro. Os erros não são gaussianos, e têm sido derivados usando uma análise de cadeias de Markov Monte Carlo (MCMC) pela colaboração de Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (Spergel e outros. 2006) o qual também utiliza os dados da supernova de Sloan Digital Sky Survey e da Supernova tipo Ia.

Parâmetro Valor Descrição
Parâmetros básicos
H0 70.9^{+2.4}_{-3.2} km s−1 Mpc−1 parâmetro de Hubble
Ωb 0.0444^{+0.0042}_{-0.0035} Densidade bariônica
Ωm 0.266^{+0.025}_{-0.040} Densidade total de matéria (bárions + matéria escura)
τ 0.079^{+0.029}_{-0.032} caminho óptico até a reionização
As 0.813^{+0.042}_{-0.052} Amplitude de flutuação escalar
ns 0.948^{+0.015}_{-0.018} Índice espectral escalar
Parâmetros Derivados
ρ0 0.94^{+0.06}_{-0.09}\times10^{-26} kg/m³ Densidade crítica
ΩΛ 0.732^{+0.040}_{-0.025} Densidade de energia escura
zion 10.5^{+2.6}_{-2.9} Deslocamento para o vermelho da reionização
σ8 0.772^{+0.036}_{-0.048} Amplitude de flutuação de galáxias
t0 13.73^{+0.13}_{-0.17}\times10^9 anos Idade do universo

Modelos estendidos[editar | editar código-fonte]

As extensões possíveis do modelo mais simples de ΛCDM permitem a quintessência fazendo que seja mais uma constante cosmológica. Neste caso, a equação de estado da energia escura é diferente de −1. A inflação cósmica prediz as flutuações do tensor (ondas gravitacionais). Sua amplitude é dada por parâmetros como o quociente tensor-a-escalar, que é determinado pela escala da energia da inflação. Outras modificações permitem curvatura espacial ou um índice espectral corrente, que se vêem geralmente como contrárias com a inflação cósmica. Permitir estes parâmetros na teoria aumentará geralmente os erros nos parâmetros tabulados acima, e pode também alterar a posição dos valores observados.

Parâmetro Valor Descrição
w -0.926^{+0.051}_{-0.075} Equação de estado
r <0.55 (2σ) Raio Tensor-a-escalar
Ωk -0.010^{+0.014}_{-0.012} Curvatura espacial
α -0.102^{+0.050}_{-0.043} Índice espectral
\Sigma m_\nu <0.87 eV (2σ) Soma total das massas dos neutrinos

Estes valores são consistentes com uma constante cosmológica, um valor W = 1, e nenhuma curvatura espacial \Omega_k=0. Há uma certa evidência para um índice espectral corrente, mas não é estatisticamente significativo. As expectativas teóricas sugerem que o quociente tensor-a-escalar r esteja entre 0 e 0.3, e assim que se devem provar este valor em um futuro próximo.

Ver também[editar | editar código-fonte]

Referências gerais[editar | editar código-fonte]

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