Краткая история астрономии. Том 11. Темная материя

Глава 11-19-3
Стандартная космологическая модель (ΛCDM)

История возникновения ΛCDM

Открытие космического микроволнового фона в 1965 году подтвердило ключевое предсказание космологии Большого Взрыва. С этого момента было принято считать, что Вселенная расширяется с течением времени, а раннее её состояние было плотным и горячим.

Скорость расширения зависит от содержания и типа вещества и энергии во Вселенной и, в частности, от того, является ли полная плотность выше или ниже так называемой критической плотности. В 1970-х годах основное внимание космологов привлекала чисто барионная модель, но в этом подходе были серьёзные проблемы объяснения образования галактик, учитывая очень небольшую анизотропию реликтового излучения, на которую уже тогда были получены серьёзные оценки сверху. В начале 1980-х годов стало ясно, что эта проблема может быть решена, если предположить, что холодная тёмная материя доминирует над барионной.

Различные модели предлагают разные соотношения обычных и тёмных энергий и масс. В 1980-х годах большинство исследований фокусировалось на модели холодной тёмной материи с критической плотностью при соотношении около 95 % тёмной материи и 5 % барионов: эти работы успешно объясняли формирование галактик и скоплений галактик, однако в 1990-х оказалось, что результаты по спектру крупномасштабного распределения галактик в сочетании с измеренной анизотропией реликтового излучения противоречат такой модели.

Модель ΛCDM стала стандартом вскоре после открытия ускорения расширения Вселенной в 1998 году, так как упомянутые противоречия были просто и естественно в ней решены. Современные наблюдения, в частности измерение постоянной Хаббла, показывают отклонения от ΛCDM модели, использующей FLRW метрику.

Комментарий

Метрика Фридмана–Леметра–Робертсона–Уокера (FLRW) — это метрика, основанная на точном решении уравнений поля Эйнштейна ОТО.Метрика описывает однородную, изотропную, расширяющуюся (или, в противном случае, сжимающуюся) вселенную, которая является путе-связной, но не обязательно односвязной.Общая форма метрики следует из геометрических свойств однородности и изотропии;уравнения поля Эйнштейна нужны только для вывода масштабного фактора вселенной как функции времени.В зависимости от географических или исторических предпочтений, набор из четырех ученых — Александр Фридман, Жорж Лемэтр, Говард П. Робертсон и Артур Джеффри Уокер — по-разному группируются как Фридман, Фридман–Робертсон–Уокер (FRW), Робертсон–Уокер (RW) или Фридман–Лемэтр (FL).Модель FLRW была разработана независимо названными авторами в 1920-х и 1930-х годах. Ее называют Стандартной моделью космологии, как и более развитую модель Лямбда-CDM.