ΛCDM 모형 document_id A220623087576

ΛCDM(람다 차가운 암흑물질) 또는 람다-CDM 모형은 우주가 세 가지 주요 구성 요소를 포함하는 대폭발 우주론 모형의 매개변수화이다. 첫째, 암흑 에너지와 관련된 람다(그리스어 Λ)로 표시되는 우주상수; 둘째, 가정된 차가운 암흑물질(약칭 CDM); 셋째, 보통 물질. 그것은 우주의 다음 속성에 대한 합리적으로 좋은 설명을 제공하는 가장 간단한 모형이기 때문에 대폭발 우주론의 표준 모형으로 자주 언급된다. 이 모형은 일반 상대성이론이 우주론적 규모의 정확한 중력 이론이라고 가정한다. 그것은 1990년대 후반 우주의 이질적인 관찰된 속성이 서로 일치하지 않는 것처럼 보였고 우주의 에너지 밀도 구성에 대한 합의가 없었던 기간 후에 일치 우주론(concordance cosmology)으로 등장했다. ΛCDM 모형은 우주론의 현재 추측 및 연구 영역인 급팽창 이론, 퀸트에센스(quintessence) 및 기타 요소를 추가하여 확장할 수 있다. 일부 대안 모형들은 ΛCDM 모형의 가정에 도전한다. 이러한 예로는 수정 뉴턴 역학, 엔트로피 중력(entropic gravity), 수정된 중력, 우주 물질 밀도의 대규모 변동_{large-scale variations} 이론, 바이메트릭 중력(bimetric gravity), 빈 공간의 규모 불변성_{scale invariance}, 붕괴하는 암흑물질(decaying dark matter, DDM) 등이 있다. <heading>개요 </heading> 대부분의 현대 우주론적 모형은 우주론 원리에 기반을 두고 있다. 즉, 우주에서 우리의 관측 위치는 특이하거나 특별하지 않다는 것이다. 충분히 큰 규모에서 우주는 모든 방향(등방성)과 모든 위치(균질성)에서 동일하게 보인다. 이 모형에는 먼 은하에서 오는 빛의 현저한 스펙트럼 흡수 또는 방출선의 적색편이로서와 초신성 광도 곡선의 빛 붕괴에서의 시간 지연으로서 두가지로 잘 문서화된 거리 함수_metric 공간의 확장이 포함되어 있다. 두 효과는 모두 팽창하는 공간을 가로질러 이동할 때에 전자기 복사의 도플러 효과에 기인한다. 이 팽창은 중력 영향을 받지 않는 물체 사이의 거리를 증가시키지만 공간에서 물체(예: 은하)의 크기를 증가시키지는 않는다. 그것은 또한 멀리 떨어져 있는 은하들이 빛의 속도보다 빠른 속도로 서로 멀어지는 것을 허용한다. 국부적인 팽창은 빛의 속도보다 느리지만, 먼 거리에 걸친 팽창의 합은 집합적으로 빛의 속도를 초과할 수 있다. ho c^{2} </math>를 갖는다. 우리의 (평평하거나 거의 평평한) 우주의 총 에너지 밀도 중 암흑 에너지인 <math>Omega_{Lambda}</math>는 Ia형 초신성들을 사용한 2018년 암흑 에너지 탐사(Dark Energy Survey) 결과에 바탕으로 0.669 ± 0.038 또는 플랑크 위성 데이터의 2018년 공개 또는 우주의 질량 에너지 밀도의 68.3%(2018년 추정치) 이상을 기반으로 0.6847 ± 0.0073 로 추정된다. 암흑물질은 관찰된 물질의 양으로 설명할 수 없는 거대구조("평평한" 은하 회전 곡선; 은하단에 의한 빛의 중력렌즈 효과; 은하단의 강화된 군집화)에서 관찰되는 중력 효과를 설명하기 위해 가정된다. 또한, 에너지 밀도는 우주 마이크로파 배경 복사에서 매우 작은 부분(~ 0.01%)을 포함하고 유물 중성미자에서는 0.5% 이하를 포함한다. 오늘날에는 매우 작지만 먼 과거에는 훨씬 더 중요했으며 redshift > 3200 에서 물질을 지배했다. 이 모형에는 폭발이 아니라 약 10¹⁵K의 온도에서 복사를 포함하는 팽창하는 시공간의 갑작스러운 출현인 "대폭발"이라는 단일 발생 이벤트가 포함되어 있다. 이것은 즉시(10^-29초 이내) 다음에 우주 급팽창으로 알려진 10²⁷ 이상의 배율에 의한 공간의 지수함수적 팽창아 뒤따랐다. 초기 우주는 수십만 년 동안 뜨겁게 유지되었으며(10,000K 이상), 잔류 우주 마이크로파 배경(CMB)인 하늘의 모든 부분에서 방출되는 매우 낮은 에너지 복사를 감지할 수 있는 상태이다. 우주 팽창과 표준 입자 물리학을 포함하는 "대폭발" 시나리오는 관측된 공간의 지속적인 팽창, 관측되는 우주에서 보다 가벼운 원소(수소, 헬륨, 리튬)의 분포 맟 CMB 복사의 미세한 불규칙성(비등방성)의 공간적 질감과 일치하는 유일한 현재 우주론적 모형이다. 우주 급팽창은 또한 CMB의 "지평선 문제(Horizon problem)"를 해결한다. 과연, 우주는 관측 가능한 입자 지평선보다 더 큰 것 같다. 이 모형은 급팽창 시대 직후부터 현재와 미래까지 관측 가능한 우주를 설명하기 위해 프리드만-르메트르-로버트슨-워커 계량, 프리드만 방정식 및 우주론적 상태 방정식을 사용한다. <heading>공간 팽창의 역사 </heading> 우주의 팽창은 무차원량 척도인자 <math>a = a(t)</math>에 의해 매개변수화된다(시간 <math>t</math> 우주의 탄생부터 계산), 현재 날짜를 기준으로 정의되므로 <math>a_0 = a(t_0) = 1 </math>; 우주론의 일반적인 관례는 아래 첨자 0이 현재 값을 나타내므로 <math>t_0</math>은 우주의 현재 나이이다. 여기서 평소처럼 <math>c</math>는 빛의 속도이고 <math>G</math>는 중력 상수이다. 여기서 <math> h equiv H_0 / (100 ; mathrm{km ; s^{-1} ; Mpc^{-1}}) </math> 는 축소된 허블 상수(reduced Hubble constant)이다. 우주상수가 실제로 영이라면 임계 밀도는 우주의 대함몰로의 궁극적 재붕괴와 무한 팽창 사이의 경계선을 표시하기도 한다. (관찰된 대로) 양의 우주 상수를 갖는 ΛCDM 모델의 경우, 전체 밀도가 임계 밀도보다 약간 높거나 낮든 상관없이 우주는 영원히 팽창할 것으로 예측된다. 암흑 에너지가 일정하지 않고 실제로 시간에 의존하는 확장 모형에서는 다른 결과가 가능하다. 여기서 아래 첨자 <math>x</math>는 중입자의 경우 <math>b</math>, 차가운 암흑물질의 경우 <math>c</math>, 복사(광자들 + 상대론적 중성미자들)의 경우 <math>rad</math>, 암흑 에너지의 경우 <math>DE</math> 또는 <math>Lambda</math> 중의 하나이다. 여기서 <math>w</math>는 암흑 에너지의 상태 방정식 매개변수이며, 중성미자 질량을 무시할 수 있다고 가정한다(중성미자의 질량이 크려면 더 복잡한 방정식이 필요함). 다양한 <math> Omega </math> 매개변수는 구성에 따라 <math>1</math>까지 추가된다. 일반적으로 이것은 컴퓨터에 의해 통합되어 팽창 역사 <math>a(t)</math>와 또한 우주론적 매개변수의 선택된 값에 대한 관측 가능한 거리-적색편이 관계를 제공하여, 그 다음 초신성들 및 중입자 음향 진동과 같은 관측과 비교될 수 있다. 이것은 <math>a > 0.01</math> 또는 <math>t > 10</math> 백만 년 동안 상당히 정확하다. 이 값은 플랑크 위성에서 추정한 최적 적합 매개변수에 대해 <math>a sim 0.6</math> 또는 <math>z sim 0.66</math>으로 평가한다. <heading>역사적인 발전 </heading> 1964년 우주 마이크로파 배경(CMB)의 발견은 대폭발 우주론의 핵심 예측을 확인했다. 그때부터 우주는 뜨겁고 조밀한 상태에서 시작하여 시간이 지남에 따라 팽창해 왔다는 것이 일반적으로 받아들여졌다. 팽창 속도는 우주에 존재하는 물질과 에너지의 유형, 특히 전체 밀도가 소위 임계 밀도 이상인지 이하인지에 따라 달라진다. 1970년대 동안 대부분의 관심은 순수 중입자 모델에 집중되었지만 CMB(당시에 상한_{upper limits})의 작은 비등방성을 고려할 때 은하의 형성을 설명하는 심각한 문제가 있었다. 1980년대 초, 차가운 암흑물질이 중입자를 지배하고 우주 급팽창 이론이 임계 밀도로 모형에 동기를 부여하면 이 문제가 해결될 수 있다는 것을 깨달았다. 1980년대 동안 대부분의 연구는 물질의 임계 밀도가 약 95%인 CDM과 5%의 중입자인 차가운 암흑물질에 초점을 맞추었다. 이들은 은하와 은하단을 형성하는 데 성공했지만 문제는 여전히 남아 있었습니다. 특히, 이 모형은 관측에서 선호하는 것보다 더 낮은 허블 상수를 필요로 했으며 1988-1990년경의 관측에서는 예측된 것보다 더 큰 규모의 은하 군집화를 보여주었다. 이러한 어려움은 1992년 우주배경 탐사선이 CMB 비등방성을 발견하면서 더욱 심화되었고, ΛCDM과 혼합된 저온 및 고온 암흑 물질을 포함한 여러 수정된 CDM 모형이 1990년대 중반까지 활발히 고려되었다. 그 후 ΛCDM 모형은 1998년 우주의 가속 팽창의 관측에 이어 주요 모형이 되었고 다른 관측에 의해 빠르게 지지되었고; 2000년에 BOOMERanG 마이크로파 배경 실험은 전체(물질-에너지) 밀도를 임계값의 100%에 가깝게 측정한 반면, 2001년에는 2dF 은하 적색편이 탐사 은하 적색편이 조사에서 물질 밀도가 25%에 가까운 것으로 측정했는데; 이 값들 사이의 큰 차이는 양의 Λ 또는 암흑 에너지를 지원한다. 2003-2010년 WMAP 및 2013-2015년 플랑크 위성의 훨씬 더 정밀한 우주선 배경의 마이크로파 배경 측정은 모형을 계속 지원하고 매개변수 값을 고정했으며, 현재 대부분은 1% 불확실성 아래로 제한되어 있다. 현재 매개변수를 개선하고 편차를 감지하기 위해 ΛCDM 모형의 여러 측면에 대한 연구가 활발하다. 추가로, ΛCDM은 암흑물질이나 암흑 에너지의 기원이나 물리적 성질에 대한 명확한 물리적 이론이 없으며; CMB 섭동의 거의 규모 불변 스펙트럼과 천구에 걸친 이미지는 재결합 지점에서 매우 작은 열 및 음향적 불규칙성의 결과로 믿어진다. 대다수의 천문학자와 천체물리학자들은 ΛCDM 모델 또는 그것의 가까운 친척을 지지하지만 밀그롬, 맥고_McGaugh와 크루파_Kroupa는 은하 형성 모형의 관점에서 이론의 암흑물질 부분을 공격하고 수정 중력 이론(modified gravity theory)(MOG 이론) 또는 텐서-벡터-스칼라 중력(Tensor–vector–scalar gravity) 이론(TeVeS 이론)과 같은 제안에서 볼 수 있는 바와 같이 아인슈타인 방정식과 프리드만 방정식의 수정이 필요한 대안적인 수정 뉴턴 역학(MOND) 이론을 지지하는 주요 비평가들이다. 암흑 에너지 또는 암흑물질을 설명하려고 시도하는 아인슈타인의 일반 상대성이론에 대한 우주론적 대안에 대한 이론 천체 물리학자들의 다른 제안에는 f(R) 중력, 갈릴레온(galileon) 이론과 같은 스칼라-텐서 이론(Scalar–tensor theory), 막 우주론(Brane cosmology), DGP 모형, 무거운 중력(massive gravity) 및 바이메트릭 중력(Bimetric gravity)과 같은 그 확장을 포함한다. <heading>성공 </heading> 2000년 이전의 관측을 설명하는 것 외에도 이 모형은 여러 가지 성공적인 예측을 했다. 특히 2005년 예측 위치에서 발견된 중입자 음향 진동 특성의 존재; 2000년 여러 팀에서 처음 관찰한 약한 중력렌즈 효과의 통계. 2002년 DASI에 의해 발견된 CMB의 극성은 이제 극적인 성공을 거두었다. 2015년 ''플랑크'' 데이터 공개에는 온도(TT) 전력 스펙트럼에서 관찰된 피크가 7개, 온도에서 6개의 피크가 관찰되었다. 온도-편광(TE) 교차 스펙트럼 및 편광(EE) 스펙트럼의 5개 피크. 6개의 자유 매개변수는 TT 스펙트럼만으로 충분히 제한될 수 있으며, TE 및 EE 스펙트럼은 추가 조정 없이 이론적으로 몇 퍼센트 정밀도로 예측할 수 있다. 이론과 관찰을 비교하면 탁월한 일치를 보여준다. <heading>과제 </heading> 암흑물질 입자에 대한 광범위한 검색은 지금까지 잘 합의된 탐지를 보여주지 못했다. 암흑 에너지는 실험실에서 감지하는 것이 거의 불가능할 수 있으며, 그것은 진공 에너지 이론적인 예측에 비해 부자연스럽게 작은 값이다. 관측과 모형의 비교는 대규모(은하보다 크고 관측 가능한 지평선까지)에서 매우 성공적이지만, 하위 은하 규모에서는 몇 가지 문제가 있을 수 있으며, 아마도 가장 안쪽 영역에서 너무 많은 왜소은하(too many dwarf galaxies)와 너무 많은 암흑물질을 예측할 수 있다. 은하의. 이 문제를 "소규모 위기"라고 한다. 이러한 작은 규모는 컴퓨터 시뮬레이션에서 해결하기가 더 어렵기 때문에 문제가 시뮬레이션인지, 암흑물질의 비표준 속성인지, 아니면 모형의 보다 근본적인 오류인지는 아직 명확하지 않다. ΛCDM 모델은 규약주의자 전략의 토대 위에 구축되어 칼 포퍼가 정의한 의미에서 그것을 반증할 수 없도록 만든다고 주장되어 왔다. 이 6가지 매개변수의 값은 대부분의 급팽창 이론 버전이 스칼라 스펙트럼 지수가 1보다 약간 작아야 하며 추정값 0.96과 일치하는 것을 예측한다는 점을 제외하고는 현재 이론에 의해 대부분 예측되지 않는다(이상적으로는 미래의 "모든 것의 이론"과 관련될 수 있음). 매개변수 값과 불확실성은 우주 관측과 일치하는 매개변수 공간의 영역을 찾기 위해 대규모 컴퓨터 검색을 사용하여 추정된다. 이 6개의 매개변수에서 허블 상수 및 암흑 에너지 밀도와 같은 다른 모형 값을 쉽게 계산할 수 있다. 일반적으로 장착된 관측 세트에는 우주 마이크로파 배경 비등방성, 초신성에 대한 밝기/적색편이 관계, 중입자 음향 진동 기능을 포함한 대규모 은하 클러스터링이 포함됩니다. 허블 상수, 은하단의 풍부함, 약한 중력렌즈 효과(weak gravitational lensing) 및 구상성단 연대와 같은 다른 관측은 일반적으로 이들과 일치하여 모델의 확인을 제공하지만 현재는 덜 정확하게 측정된다. 아래 나열된 매개변수 값은 렌즈 재구성 및 외부 데이터(BAO + JLA + H0)와 함께 플랑크 CMB 파워 스펙트럼의 기본 ΛCDM 모형에 대한 플랑크 협력 우주론적 매개변수 68% 신뢰 한계에서 가져온 것이다.는 오늘날 타원은하, 나선은하, 군 및 은하단에 존재하는 중입자 밀도를 처음으로 추정했다. 여기서 <math> hsimeq0.72 </math>. 이 값은 표준 우주 핵합성 <math> Omega_bsimeq0.0486 </math>의 예측보다 훨씬 낮기 때문에 은하, 은하군 및 성단의 별과 가스는 원시 핵합성의 10% 미만을 차지한다. 합성 바리온. 이 문제는 "실종된 중입자" 문제로 알려져 있다. 확장 모형을 사용하면 기본 6개 외에도 위의 "고정" 매개변수 중 하나 이상을 변경할 수 있다. 따라서 이러한 모형은 추가 매개변수가 기본값에 접근하는 한도 내에서 기본 6개 매개변수 모형에 원활하게 결합된다. 예를 들어, 가장 단순한 ΛCDM 모델의 가능한 확장은 공간 곡률을 허용한다(<math>Omega_{tot}</math>는 1과 다를 수 있음). 암흑 에너지의 상태 방정식이 -1과 다를 수 있는 우주 상수가 아닌 퀸트에센스이다. 우주 팽창은 텐서 변동(중력파들)을 예측한다. 진폭은 텐서 대 스칼라 비율(<math>r</math>로 표시)에 의해 매개변수화되며, 이는 인플레이션의 알려지지 않은 에너지 규모에 의해 결정된다. 다른 수정은 최소값보다 더 큰 중성미자 형태의 뜨거운 암흑 물질 또는 실행 스펙트럼 지수를 허용한다. 후자는 일반적으로 단순한 우주 인플레이션 모델에 의해 선호되지 않는다. 추가 변수 매개변수를 허용하면 일반적으로 위에 인용된 표준 6개 매개변수의 불확실성이 증가하고 중심 값이 약간 이동할 수도 있다. 아래 표는 하나의 추가 변수 매개변수가 있는 각 가능한 "6+1" 시나리오에 대한 결과를 보여준다. 이는 2015년 현재 추가 매개변수가 기본값과 다르다는 확실한 증거가 없음을 나타낸다. 일부 연구자들은 실행 스펙트럼 지수가 있다고 제안했지만 통계적으로 유의미한 연구에서는 이를 밝혀내지 못했다. 이론적 기대는 텐서 대 스칼라 비율 <math>r</math>이 0에서 0.3 사이여야 하는데, 또한 최신 결과는 이제 이러한 한계 내에 있다.