Фэндом


Модель лямбды-CDM

Диаграмма пирога, указывающая пропорциональный состав различных(других) компонентов плотности энергии вселенной. Примерно девяносто пять процентов - экзотический темный вопрос и темная энергия.

Космология
WMAP 2003.png
Изучаемые объекты и процессы
Наблюдаемые процессы
Теоретические изыскания
Родственные темы

Связанные разделы Астрофизика Общая относительность Физика элементарных частиц

ΛCDM или Лямбда-CDM - сокращение для Холодного лямбдой Темного Вопроса. Это представляет текущую модель соответствия космологии большого взрыва, которая объясняет космические микроволновые второстепенные наблюдения, так же как крупномасштабные наблюдения структуры и наблюдения сверхновых звезд ускоряющегося расширения вселенной. Это - самая простая известная модель, которая находится в общем соглашении с наблюдаемыми(соблюденными) явлениями.

Λ (Лямбда) поддерживает космологическое постоянное(неизменное), которое является темным сроком(термином) энергии, который позволяет текущее ускорять расширение вселенной. Космологическое постоянное(неизменное) часто описывается в терминах ΩΛ, фракция(доля) плотности энергии плоской Вселенной в форме космологического постоянного(неизменного). В настоящее время , допущение 74 % плотности энергии существующей вселенной находится в этой форме. Холодный темный вопрос - модель, где темный вопрос объясняется как то, чтобы замерзнуть(то, чтобы быть холодное) (то есть не thermalized), non-baryonic, collisionless пыль. Этот компонент составляет 22 % из плотности энергии существующей вселенной. Остающиеся 4 % - весь вопрос и энергии, которая составляет атомы и фотоны, которые являются стандартными блоками планет, звезд, и газовых облаков во вселенной. Модель принимает(предполагает) почти инвариантный масштабом спектр исконных волнений и вселенной без пространственного искривления. Это также предполагает, что это не имеет никакой заметной топологии, так, чтобы вселенная явилась намного большей чем заметный горизонт частицы. Они - предсказания космической инфляции. Они - самые простые предположения для последовательной, физической модели космологии. Однако, ΛCDM - модель. Космологи ожидают, что все эти предположения не будут подтверждены точно, после больше изучен о применимой фундаментальной физике. В частности космическая инфляция предсказывает пространственное искривление на уровне 10−4 к 10−5. Также было бы удивительно, если бы температура темного вопроса была абсолютным нолем. Кроме того, ΛCDM не говорит ничто о фундаментальном физическом происхождении темного вопроса, темной энергии и почти инвариантного масштабом спектра исконных волнений искривления: в том смысле(чувстве), это - просто полезная параметризация невежества.


ПараметрыПравить

Модель имеет шесть параметров. Постоянное(неизменное) Бульканье(Кочка) определяет норму(разряд) расширения вселенной, так же как критической плотности для закрытия вселенной, ρ0. Удельные веса для барионов, темного вопроса и темной энергии даются как Ωs, которые являются отношением истинной плотности к критической плотности: например Ωb = ρb / ρ0. Так как модель ΛCDM принимает(предполагает) плоскую вселенную, эта сумма удельных весов к одному, и плотность темной энергии не свободный параметр. Оптическая глубина к переионизации определяет красное изменение переионизации. Информация о колебаниях плотности определена амплитудой исконных колебаний (от космической инфляции) и спектрального индекса, который имеет размеры, как изменение(замена) колебаний с масштабом (не уточнено = 1 соответствует инвариантному масштабом спектру).

Цитируемые ошибки - 1 σ: то есть, есть статистически 68%-ая вероятность, что истинная ценность находится в пределах верхних и более низких ошибочных границ. Ошибки не являются Гауссовскими, и они были получены, используя цепь Маркова анализ Монте Карло Микроволновым сотрудничеством Исследования Анизотропии Wilkinson (Spergel и др. 2006), который также использует Цифровой Обзор Неба Sloan и Печатать данные сверхновой звезды Ia.

Параметр Ценность Описание Основные(Элементарные) параметры H0 км s-1 Mpc-1 Параметр бульканья(кочки) Ωb Плотность бариона Ωm Полная плотность вопроса (барионы + темный вопрос) τ Оптическая глубина к переионизации Как Скалярная амплитуда колебания не уточнено Скалярный спектральный индекс Полученные параметры ρ0 кг\м3 Критическая плотность ΩΛ Темная плотность энергии Сион Красное смещение переионизации σ8 Амплитуда колебания галактики t0 годы Возраст вселенной


Расширенные моделиПравить

Возможные расширения(продления) самой простой "ванили" ΛCDM модель должны позволить квинтэссенцию, а не космологическое постоянное(неизменное). В этом случае, уравнение государства(состояния) темной энергии отличается −1. Космическая инфляция предсказывает колебания тензора (гравитационные волны). Их амплитуда параметризуется отношением тензора-к-скаляру, которое определено масштабом энергии инфляции. Другие модификации учитывают пространственное искривление или бегущий(работающий) спектральный индекс, которые вообще рассматриваются как непоследовательные(противоречивые) с космической инфляцией.

Позволение этих параметров будет вообще увеличивать ошибки в параметрах ванили, указанных выше, и может также переместить(изменить) наблюдаемые(соблюденные) ценности несколько.

Параметр Ценность Описание w Уравнение государства(состояния) r <0.55 (2 σ) Отношение тензора-к-скаляру Ωk Пространственное искривление α Управление(Бег) спектрального индекса Σm ν <0.87 eV (2 σ) Суммированные(Резюмировавшие) массы нейтрино

Они совместимы с космологическим постоянным(неизменным), w = − 1, и никаким пространственным искривлением Ωk = 0. Есть некоторое свидетельство(очевидность) для бегущего(работающего) спектрального индекса, но это не статистически существенно. Теоретические ожидания предлагают, чтобы отношение тензора-к-скаляру r было между 0 и 0.3, и так должно быть проверено в ближайшем будущем.


Ссылки Править

D. N. Spergel и др. (сотрудничество WMAP) (март 2006). "Исследование Анизотропии Микроволновой печи Wilkinson (WMAP) трех-летние результаты: значения для космологии". M. Tegmark и др. (сотрудничество SDSS), Космологические Параметры от SDSS и WMAP, Физики. Преподобный Д69 103501 (2004). D. N. Spergel и др. (сотрудничество WMAP), Первый год Исследование Анизотропии Микроволновой печи Wilkinson (WMAP) наблюдения: определение(намерение) космологических параметров, Astrophys. J. Suppl. 148 175 (2003). R. Передлинный кривой нож и др. (сотрудничество VSA), Космологическая оценка параметра, используя Очень Маленькие данные Множества к l=1500, Ежемесячно Уведомления(Внимание) о Королевском Астрономическом Обществе, Объем(Том) 353, Выходит 3, стр 747-759 J. P. Ostriker и P. J. Steinhardt, Космическое Соответствие, arXiv:astro-ph/9505066.

Обнаружено использование расширения AdBlock.


Викия — это свободный ресурс, который существует и развивается за счёт рекламы. Для блокирующих рекламу пользователей мы предоставляем модифицированную версию сайта.

Викия не будет доступна для последующих модификаций. Если вы желаете продолжать работать со страницей, то, пожалуйста, отключите расширение для блокировки рекламы.

Также на Фэндоме

Случайная вики