Modelo Lambda-CDM

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 antecipam 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]

Representação da expansão do universo conforme o Modelo Lambda-CDM

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	$70,9_{-3,2}^{+2,4}$ km s⁻¹ Mpc⁻¹	parâmetro de Hubble
Ω_b	$0,0444_{-0,0035}^{+0,0042}$	Densidade bariônica
Ω_m	$0,266_{-0,040}^{+0,025}$	Densidade total de matéria (bárions + matéria escura)
τ	$0,079_{-0,032}^{+0,029}$	caminho óptico até a reionização
A_s	$0,813_{-0,052}^{+0,042}$	Amplitude de flutuação escalar
n_s	$0.948_{-0.018}^{+0.015}$	Índice espectral escalar
Parâmetros Derivados
ρ₀	$0,94_{-0,09}^{+0,06}\times 10^{-26}$ kg/m³	Densidade crítica
Ω_Λ	$0,732_{-0,025}^{+0,040}$	Densidade de energia escura
z_ion	$10,5_{-2,9}^{+2,6}$	Deslocamento para o vermelho da reionização
σ₈	$0,772_{-0,048}^{+0,036}$	Amplitude de flutuação de galáxias
t₀	$13,73_{-0,17}^{+0,13}\times 10^{9}$ 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	$-0,926_{-0,075}^{+0,051}$	Equação de estado
r	$<0,55$ (2σ)	Raio Tensor-a-escalar
Ω_k	$-0,010_{-0,012}^{+0,014}$	Curvatura espacial
α	$-0,102_{-0,043}^{+0,050}$	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.