Zobrazenie zdroja stránky Lambda-CDM model

{{Fyzikálna kozmológia|Komponenty}}
'''ΛCDM''' alebo '''Lambda-CDM model''' je parametrizáciou kozmologického modelu [[Veľký tresk|veľkého tresku]], v ktorom vesmír obsahuje [[kozmologická konštanta|kozmologickú konštantu]], označenú ako Lambda a studenú [[tmavá hmota|tmavú hmotu]] (cold dark matter – CDM). Často sa označuje za štandardný model kozmológie veľkého tresku, pretože je to najjednoduchší model, ktorý poskytuje rozumnú zhodu s nasledovnými pozorovaniami:
* existencia a štruktúra kozmického [[mikrovlnové pozadie|mikrovlnného pozadia]]
* obrovské štruktúry v rozložení [[galaxia|galaxií]]
* množstvá [[vodík]]a (vrátane [[deutérium|deutéria]]), [[hélium|hélia]] a [[lítium|lítia]]
* zrýchľujúce rozpínanie, pozorované pri vzdialených galaxiách a [[supernova|supernovách]]

Tento model predpokladá, že [[všeobecná relativita]] je správna [[teória gravitácie]] v kozmologických mierkach. Objavila sa koncom 90-tych rokov [[20. storočie|20. storočia]] ako kozmológia súladu, po období v ktorom sa rozličné pozorované vlastnosti vesmíru zdali navzájom nezlučiteľné a neexistoval žiadny konsenzus pre zloženie energetickej hustoty vesmíru. Pridanie [[inflácia (vesmír)|kozmologickej inflácie]], quintessencie a iných prvkov, ktoré v súčasnosti skúma [[kozmológia]], rozšírime ΛCDM model. Niektoré alternatívne modely spochybňujú závery ΛCDM, nepríklad [[modifikovaná Newtonovská dynamika]], [[modifikovaná gravitácia]] a [[variácie hustoty hmoty vo vesmíre]].<ref>[[Pavel Kroupa|P. Kroupa]], B. Famaey, K.S. de Boer, J. Dabringhausen, M. Pawlowski, C.M. Boily, H. Jerjen, D. Forbes, G. Hensler, M. Metz, "Local-Group tests of dark-matter concordance cosmology. Towards a new paradigm for structure formation" [http://adsabs.harvard.edu/abs/2010A%26A...523A..32K A&A 523, 32 (2010).]</ref>

== Prehľad ==
Väčšina moderných kozmologických modelov je založených na kozmologickom princípe, že naše miesto vo vesmíre nie je nijako výnimočné alebo špeciálne. V dostatočne veľkej mierke vyzerá vesmír rovnako (izotropne) z každého miesta (homogénne).<ref>Andrew Liddle. ''An Introduction to Modern Cosmology (2nd ed.).'' London: Wiley, 2003.</ref>

Tento model zahŕňa [[rozpínanie vesmíru]], ktoré je dobre zdokumentované ako [[červený posun]] [[spektrálna čiara|spektrálnych čiar]] vzdialených galaxií a tiež ako dilatáciu času pri rozpade svetelných kriviek supernov. Oba efekty spôsobuje [[Dopplerov jav]]. Táto expanzia zväčšuje vzdialenosti medzi objektami bez vzájomnej gravitačnej interakcie, nezväčšuje však veľkosť objektov v priestore. Tiež umožňuje najvzdialenejším galaxiám, aby sa od seba vzďaľovali rýchlosťou väčšou ako [[rýchlosť svetla]].

Λ (Lambda) označuje kozmologickú konštantu, ktorá súvisí s [[energia vákua|energiou vákua]] alebo [[skrytá energia|tmavou energiou]] prázdneho priestoru, to vysvetľuje súčasné zrýchľujúce rozpínanie vesmíru, ktoré pôsobí proti príťažlivým účinkom [[gravitácia|gravitácie]]. Kozmologická konštanta má negatívny tlak, <math> p = - \rho c^{2} </math><!-- , to prispieva k stress-energia tenzoru vo všeobecnej relativite a tým spôsobuje zrýchľovanie rozpínania -->. Kozmologická konštanta sa označuje <math>\Omega_{\Lambda}</math> a predstavuje zlomok celkovej hustoty hmotnosti a energie plochého vesmíru, ktorý tvorí [[tmavá energia]]. V súčasnosti (2013) zhruba 68,3% hustoty energie vesmíru predstavuje tmavú energiu.

Studená [[skrytá hmota|tmavá hmota]] je formou hmoty, ktorá je potrebná na vytvorenie gravitačného účinku, ktorý nemohla vytvoriť normálna hmota a ktorý pozorujeme v štruktúrach v najväčšej mierke. Tmavá hmota sa označuje ako studená (tzn. jej rýchlosť je v období rovnosti žiarenia a hmoty nerelativistická[omnoho nižšia ako rýchlosť svetla]), nebaryónová (tvorená inou hmotou, nie [[protón]]mi a [[neutrón]]mi), nerozptýliteľná (neochladzuje sa vyžarovaním [[fotón]]ov) a nekolízna (častice tmavej hmoty interagujú medzi sebou a s inými časticami iba prostredníctvom gravitácie alebo možno [[slabá jadrová interakcia|slabej jadrovej interakcie]]). V súčasnosti sa odhaduje, že tmavá hmota tvorí 26,8% hustoty energie a hmoty vesmíru.

Zvyšných 4,9% tvorí všetko bežná hmota ako atómy, chemické prvky, plyn a [[plazma]]. Hmota, z ktorej sú tvorené viditeľné veci.

Energetická hustota zahŕňa aj veľmi malý zlomok (~0,01%) žiarenia kozmického mikrovlnného pozadia a nie viac ako 0,5% zostatkových [[neutríno|neutrín]]. <!-- Aj keď sú dnes malé, v minulosti boli veľmi významné pre dominanciu pri červenom posune >3200. -->

Model zahŕňa jedinú pôvodnú udalosť, veľký tresk alebo počiatočnú [[singularita|singularitu]], ktorá nebola explóziou, ale náhlym vznikom rozpínajúceho sa [[časopriestor]]u, ktorý obsahoval žiarenie pri teplotách asi 10<sup>15</sup> K. Okamžite po tom (do 10<sup>−29</sup>sekúnd) nasledovalo exponenciálne rozpínanie priestoru o faktor 10<sup>27</sup> alebo viac, čo je známe ako [[kozmická inflácia]]. Raný vesmír bol horúci (nad 10 000 K) niekoľko sto tisíc rokov, stav, ktorý je zistiteľný ako zostatkové CMB, veľmi nízko energetické žiarenie vychádzajúce z každého smeru. Kozmická inflácia je tiež potrebná na vyriešenie problému horizontu v CMB. Je pravdepodobné, že vesmír je väčší ako viditeľný časticový horizont.

== História ==
Objav kozmického mikrovlnného pozadia v roku [[1965]] potvrdil kľúčovú predpoveď kozmológie veľkého tresku. Odvtedy je všeobecne prijímané, že vesmír vznikol v horúcom, hustom stave a v priebehu času expandoval. Rýchlosť expanzie závisí na typoch hmoty a energie vo vesmíre, a najmä na tom, či je celková hustota menšia alebo väčšia ako tzv. kritická hustota. Počas 70-tých rokov 20. storočia sa väčšina pozornosti sústredila na čisto baryónové modely, tie ale narazili na vážne problémy pri objasňovaní [[vznik a vývoj galaxií|vzniku galaxií]]. Začiatkom 80-tych rokov sa zistilo, že tento problém je možné vyriešiť pomocou chladnej tmavej hmoty, ktorá by prevažovala nad baryónovou hmotou a inflácia inšpirovala modely s kritickou hustotou. Neskôr sa pozornosť presunula na chladnú tmavú hmotu s kritickou hodnotou hustoty hmoty, zhruba 95% CDM a 5% baryónov; tieto modely boli úspešné pri vysvetľovaní vzniku a zhlukovaní galaxií. Napriek tomu niektoré problémy pretrvali, najmä to, že model vyžadoval nižšiu [[Hubblova konštanta|Hubblovu konštantu]], ako hovorili pozorovania. Tieto ťažkosti sa vyostrili s objvom CMB anizotropie satelitom [[COBE]] v roku [[1992]]. Vedci zvažovali niekoľko alternatív vrátane LambdaCDM a zmiešanej horúcej+chladnej tmavej hmoty. [[Model LambdaCDM]] sa stal štandardom, keď v roku [[1998]] objavili zrýchľovanie expanzie. V krátkej dobe ho podporili aj iné pozorovania: v roku [[2000]] experiment s mikrovlnným pozadím [[BOOMERanG]] zistil hodnotu celkovej hustoty (hmoty a energie) blízko 100% kritickej hustoty a v roku [[2001]] prieskum červeného posunu galaxií 2dfGRS meraním stanovil hustotu hmoty blízko 25%. Tento veľký rozdiel podporil pozitívnu Λ alebo tmavú energiu. Presnejšie merania mikrovlnného pozadia sondou [[WMAP]] v rokoch [[2003]]{{--}}[[2010]] ďalej podporovali a vylepšovali tento model.

== Úspechy ==
Okrem vysvetlenia pozorovaní spred roku [[2000]], vytvoril tento model viacero úspešných predpovedí: hlavne existenciu akustických oscilácií baryónov, ktoré objavili v roku [[2005]] na predpokladanom mieste, polarizáciu CMB a štatistiku slabej [[gravitačná šošovka|gravitačnej šošovky]].

== Výzvy ==
Rozsiahle pokusy o zachytenie častíc tmavej hmoty zatiaľ nepreukázali žiadne detegované častice, zachytiť tmavú energiu v laboratórnych podmienkach môže byť takmer nemožné, keďže jej hodnota je neprirodzene malá v porovnaní s predpoveďou teórií.

Porovnanie modelu a pozorovaní je veľmi úspešné v obrovských mierkach (väčších ako galaxie). Nejaké problémy sa môžu objaviť v subgalaktickej mierke ako napr. predpoklady príliš veľkého počtu malých galaxií a príliš veľa tmavej hmoty vo vnútorných oblastiach galaxií. Tieto malé mierky sa ťažšie simulujú, takže nie je jasné či sú problémom simulácie, neštandardnej vlastnosti tmavej hmoty alebo závažnejšej chyby v modeli.

== Parametre ==
ΛCDM model je založený na šiestich parametroch:
* fyzikálna hustota [[baryón]]ov,
* fyzikálna hustota tmavej hmoty,
* hustota tmavej energie,
* [[skalárny spektrálny index]],
* amplitúda fluktuácií zakrivenia,
* optická hĺbka reionizácie. 
V súlade s [[Occamova britva|Occamovou britvou]] je 6 najmenší počet parametrov potrebných pre zhodu so súčasnými pozorovaniami. Ďalšie možné parametre sú stanovené na prirodzené hodnoty napr. celková hustota = 1,00, stavová rovnica tmavej energie = -1, hmotnosti neutrín sú zanedbateľné.

Súčasná teória nepredpokladá takmer žiadnu z hodnôt týchto parametrov, iba pre skalárny spektrálny index predpokladá väčšina verzií kozmickej inflácie hodnotu mierne nižšiu ako 1, čo je v zhode s odhadovanou hodnotou 0,96. Hodnoty parametrov a tolerancií sa odhadujú pomocou [[superpočítač]]ov. Z týchto šiestich parametrov sa dajú ľahko vypočítať ďalšie hodnoty modelu ako Hubblova konštanta a [[vek vesmíru]].

Pozorovania zodpovedajúce modelu zahŕňajú anizotropnosť CMB, vzťah jasu a červeného posunu supernov, zhlukovanie galaxií vo veľkých mierkach vrátane akustických oscilácií baryónov. Iné pozorovania ako napr. Hubblova konštanta, množstvo kôp galaxií, slabá gravitačná šošovka, vek [[guľová hviezdokopa|guľových hviezdokôp]] sa s nimi vo všeobecnosti zhodujú a poskytujú kontrolu modelu, ale v súčasnosti sú merané s menšou presnosťou.

Hodnoty parametrov v tabuľke pochádzajú zo 7-ročných pozorovaní teploty a polarizácie sondy [[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe|WMAP]].<ref>Table 8 on p. 39 of {{cite web | author = Jarosik, N. ''et.al.'' (WMAP Collaboration) | title = Seven-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Sky Maps, Systematic Errors, and Basic Results | url =http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/dr4/pub_papers/sevenyear/basic_results/wmap_7yr_basic_results.pdf|format=PDF|publisher=nasa.gov|accessdate=2010-12-04}} (from NASA's [http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/dr4/map_bibliography.cfm WMAP Documents] page)</ref> Zahŕňajú odhady založené na údajoch akustických oscilácií baryónov<ref>{{cite journal | author = Percival, W. J. ''et al.'' | title = Baryon Acoustic Oscillations in the Sloan Digital Sky Survey Data Release 7 Galaxy Sample | journal = [[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] | volume = 401 | issue = 4 | pages = 2148 – 2168 | year = 2010 | doi = 10.1111/j.1365 – 2966.2009.15812.x|bibcode = 2010MNRAS.401.2148P |arxiv=0907.1660}}</ref> a meraniach dilatácie času/jasu supernov typu Ia.<ref>{{cite web | author = Riess, A. G. ''et.al.'' | title = A Redetermination of the Hubble Constant with the Hubble Space Telescope from a Differential Distance Ladder | url = http://hubblesite.org/pubinfo/pdf/2009/08/pdf.pdf|format=PDF|publisher=hubblesite.org|accessdate=2010-12-04}}</ref> Dôsledky dát pre kozmologické medly sú rozobrané v Komatsu et al.<ref>E. Komatsu ''et al.'' 2010 (WMAP Collaboration).[http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/dr4/pub_papers/sevenyear/cosmology/wmap_7yr_cosmology.pdf Seven-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Cosmological Interpretation] (from NASA's [http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/dr4/map_bibliography.cfm WMAP Documents] page)</ref> a Spergel et. al.<ref>{{cite journal |last1=Spergel |first1=D. N. |coauthors=''et al.'' |year=2003 |title=First‐YearWilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Determination of Cosmological Parameters |journal=[[The Astrophysical Journal Supplement Series]]|volume=148 |pages=175 |arxiv=astro-ph/0302209|bibcode = 2003ApJS..148..175S |doi = 10.1086/377226}}</ref>

{| class="wikitable"

! Parameter

! Hodnota

! Opis

|-

| t<sub>0</sub>

| <math>13.75\pm0.11 \times10^9</math> years

| [[Vek vesmíru]]

|-

| H<sub>0</sub>

|<math> 70.4^{+1.3}_{-1.4}</math> km s<sup>−1</sup> [[parsec|Mpc]]<sup>−1</sup>

| [[Hubblova konštanta]]

|-

| Ω<sub>b</sub>h<sup>2</sup>

| <math>0.02260\pm0.00053</math>

| Fyzikálna hustota baryónov

|-

| Ω<sub>c</sub>h<sup>2</sup>

| <math>0.1123\pm0.0035</math>

| Fyzikálna hustota tmavej hmoty

|-

| Ω<sub>b</sub>

| <math>0.0456\pm0.0016</math>

| Hustota baryónov

|-

| Ω<sub>c</sub>

| <math>0.227\pm0.014</math>

| Hustota tmavej hmoty

|-

| Ω<sub>Λ</sub>

| <math>0.728^{+0.015}_{-0.016}</math>

| Hustota tmavej energie

|-

| Δ<sub>R</sub><sup>2</sup>

| <math>2.441^{+0.088}_{-0.092}\times10^{-9}</math>, k<sub>0</sub> = 0.002Mpc<sup>−1</sup>

| Amplitúda fluktuácie zakrivenia

|-

| σ<sub>8</sub>

| <math>0.809\pm0.024</math>

| Amplitúda fluktuácie pri 8''h''<sup>−1</sup>[[Parsek|Mpc]]

|-

| n<sub>s</sub>

| <math>0.963\pm0.012</math>

| Skalárny spektrálny index

|-

| z<sub>*</sub>

| <math>1090.89^{+0.68}_{-0.69}</math>

| Červený posun v čase oddelenia

|-

| t<sub>*</sub>

| <math>377730^{+3205}_{-3200}</math> years

| Vek v čase oddelenia

|-

| τ

| <math>0.087\pm0.014</math>

| Optická hĺbka reionizácie

|-

| z<sub>reion</sub>

| <math>10.4\pm1.2</math>

| Červený posun reionizácie

|}

== Rozšírené modely ==
Možné rozšírenia najjednoduchšieho ΛCDM modelu preferujú quintessenciu pred kozmologickou konštantou. V tom prípade sa stavová rovnica tmavej energie môže líšiť od -1. Kozmická inflácia predpovedá tenzorové fluktuácie ([[gravitačná vlna|gravitačné vlny]]). Ich amplitúda je parametrizovaná pomerom tenzor-skalár (označené ako r), ktorý je daný energetickou škálou inflácie. Iné modifikácie umožňujú aby zakrivenie priestoru malo inú hodnotu ako 1, horúcu tmavú hmotu v podobe neutrín alebo pohyblivý spektrálny index.

Pridanie týchto parametrov všeobecne zvýši chybovosť v parametroch vyššie.

{| class="wikitable"

! Parameter

! Hodnota

! Opis

|-

| Ω<sub>tot</sub>

| <math>1.0023^{+0.0056}_{-0.0054}</math>

| Úplná hustota

|-

| w

| <math>-0.980\pm0.053</math>

| Stavová rovnica temnej energie

|-

| r

| <math><0.24</math>, k<sub>0</sub> = 0.002Mpc<sup>−1</sup> (2σ)

| Tenzor-skalár pomer

|-

| ''d n<sub>s</sub>'' / ''d'' ln ''k''

| <math>-0.022\pm0.020</math>, k<sub>0</sub> = 0.002Mpc<sup>−1</sup>

| Priebeh spektrálneho indexu

|-

| Ω<sub>v</sub>h<sup>2</sup>

| <math>< 0.0062</math>

| Fyzikálna hustota neutrín

|-

| Σm<sub>ν</sub>

| <math><0.58</math> [[electron-volt|eV]] (2σ)

| Suma váh troch neutrín

|-

|}

Niektorí vedci navrhli, že existuje pohyblivý spektrálny index, ale žiadna štúdia to nepreukázala.

== Pozri aj ==
* [[Vznik a vývoj galaxií]]
* [[WIMP]]
* [[Tmavá hmota]]

== Referencie ==
{{Referencie}}

== Externé odkazy ==
{{Portál|Astronómia}}
* [http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/dr3/parameters_summary.cfm Latest summary of WMAP estimated cosmological parameters]
* [http://www.astro.ucla.edu/~wright/cosmolog.htm Ned Wright's Cosmology tutorial]
* [http://www.mpa-garching.mpg.de/galform/millennium-II/ Millennium Simulation]
* [http://hipacc.ucsc.edu/Bolshoi/index.html Bolshoi Simulation]

[[Kategória:Kozmológia]]
[[Kategória:Astronómia]]