แบบจำลองแลมบ์ดา-ซีดีเอ็ม

แลมบ์ดา-ซีดีเอ็ม (อังกฤษ: Lambda-CDM) ย่อมาจาก Lambda-Cold Dark Matter หรือ แลมบ์ดา-สสารมืดเย็น มักถูกอ้างถึงในฐานะเป็น แบบจำลองมาตรฐาน ของการศึกษาจักรวาลวิทยาตามทฤษฎีบิกแบง เป็นความพยายามอธิบายถึงการมีอยู่และโครงสร้างของรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล โครงสร้างขนาดใหญ่ของเอกภพ การกระจายตัวขององค์ประกอบแสง และการที่เอกภพขยายตัวออกด้วยอัตราเร่ง ซึ่งสังเกตได้จากแสงจากดาราจักรที่อยู่ห่างไกลหรือซูเปอร์โนวา เป็นแบบจำลองที่เรียบง่ายที่สุดที่เห็นพ้องกันว่าสอดคล้องกับปรากฏการณ์ที่สังเกตได้

แผนภูมิวงกลมแสดงสัดส่วนขององค์ประกอบมวลหรือพลังงานที่มีอยู่ในเอกภพ ซึ่งราว 95% เป็นสสารมืดและพลังงานมืด

พารามิเตอร์ แก้

แบบจำลองแลมบ์ดา-ซีดีเอ็ม อ้างอิงจากพารามิเตอร์ 6 ตัว ได้แก่ ความหนาแน่นทางกายภาพของแบริออน ความหนาแน่นทางกายภาพของสสารมืด ความหนาแน่นของพลังงานมืด ดัชนีสเปกตรัมเชิงสเกลาร์ ค่าแอมพลิจูดความผันแปรของความโค้ง และ reionization optical depth จากข้อมูลเหล่านี้ จะสามารถคำนวณหาค่าอื่นๆ ในแบบจำลอง (รวมถึงค่าคงที่ฮับเบิลและอายุของเอกภพ) ได้

พารามิเตอร์ที่แสดงอยู่ในตารางข้างล่างนี้ นำมาจากข้อมูลสังเกตการณ์ของดาวเทียม WMAP^[1] ซึ่งรวมถึงการประมาณค่าที่อ้างอิงจากการแกว่งตัวของแบริออน (Baryon Acoustic Oscillations) ในดาราจักร และจากความส่องสว่าง/เวลาขยายตัว ของซูเปอร์โนวาประเภท Ia^[2] การตีความข้อมูลเหล่านี้ในแบบจำลองจักรวาลวิทยา มีแสดงอยู่ในเอกสารวิชาการของ Komatsu et al.^[3] และ สเพอร์เจล et al.^[4]

พารามิเตอร์	ค่า	คำอธิบาย
t₀	$13.72\pm 0.12\times 10^{9}$ ปี	อายุของเอกภพ
H₀	$70.5\pm 1.3$ km s^-1 Mpc^-1	ค่าคงที่ฮับเบิล
Ω_b	$0.0456\pm 0.0015$	ความหนาแน่นแบริออน
Ω_c	$0.228\pm 0.013$	ความหนาแน่นสสารมืด
Ω_Λ	$0.726\pm 0.015$	ความหนาแน่นพลังงานมืด
Ω_tot	$1.0050_{-0.0061}^{+0.0060}\times 10^{-26}$ kg/m³	ความหนาแน่นรวม
Δ_R²	$2.445\pm 0.096\times 10^{-}9$ , k₀ = 0.002Mpc^-1	แอมพลิจูดความผันแปรของความโค้ง
σ₈	$0.812\pm 0.026$	แอมพลิจูดความผันแปร ที่ 8h^-1Mpc
n_s	$0.960\pm 0.013$	ดัชนีสเปกตรัมเชิงสเกลาร์
z_*	$1090.88\pm 0.72$	Redshift at decoupling
t_*	$3.77\pm 0.03\times 10^{5}$ ปี	Age at decoupling
τ	$0.084\pm 0.016$	Reionization optical depth
z_reion	$10.9\pm 1.4$	Redshift of reionization
t_reion	$432_{-67}^{+90}\times 10^{6}$ ปี	Age at reionization

อ้างอิง แก้

↑ Table 7 of Hinshaw, G. et al. (WMAP Collaboration). (2009). "Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe Observations: Data Processing, Sky Maps, and Basic Results". The Astrophysical Journal Supplement. 180: 225–245. doi:10.1088/0067-0049/180/2/225. arXiv:0803.0732 astro-ph/ 0803.0732. {{cite journal}}: ไม่รู้จักพารามิเตอร์ |month= ถูกละเว้น (help)
↑ M. Kowalski et al. 2008 (Supernova Cosmology Project Collaboration). Improved Cosmological Constraints From New, Old and Combined Supernova Datasets.
↑ E. Komatsu et al. 2009 (WMAP Collaboration). Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Cosmological Interpretation.
↑ D. N. Spergel et al. 2003 (WMAP collaboration). First year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: determination of cosmological parameters, Astrophys. J. Suppl. 148 175 (2003).

แหล่งข้อมูลอื่น แก้

http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/dr3/parameters_summary.cfm ข้อมูลประมาณการพารามิเตอร์ของจักรวาลวิทยาล่าสุด จาก WMAP
http://www.astro.ucla.edu/~wright/cosmolog.htm Ned Wright's Cosmology tutorial.

บทความดาราศาสตร์นี้ยังเป็นโครง คุณสามารถช่วยวิกิพีเดียได้โดยการเพิ่มเติมข้อมูล

[1] Table 7 of Hinshaw, G. et al. (WMAP Collaboration). (2009). "Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe Observations: Data Processing, Sky Maps, and Basic Results". The Astrophysical Journal Supplement. 180: 225–245. doi:10.1088/0067-0049/180/2/225. arXiv:0803.0732 astro-ph/ 0803.0732. {{cite journal}}: ไม่รู้จักพารามิเตอร์ |month= ถูกละเว้น (help)

[2] M. Kowalski et al. 2008 (Supernova Cosmology Project Collaboration). Improved Cosmological Constraints From New, Old and Combined Supernova Datasets.

[3] E. Komatsu et al. 2009 (WMAP Collaboration). Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Cosmological Interpretation.

[4] D. N. Spergel et al. 2003 (WMAP collaboration). First year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: determination of cosmological parameters, Astrophys. J. Suppl. 148 175 (2003).

[1]

[2]

[3]

[4]