A $\Lambda$CDM modell (concordance-modell), avagy a
mérések értelmezése a homogén, izotrop Friedmann-modell keretei között
Friedmann-modell: a tér homogén és izotrop
$$ds^2=c^2dt^2-a(t)^2\left(\frac{dr^2}{1-kr^2}+r^2d\vartheta^2+r^2\sin\vartheta^2d\varphi^2\right)$$
Ezt az
$$R_{ik}-\frac{1}{2}g_{ik}R=g_{ik}\Lambda+\frac{8\pi G}{c^4}T_{ik}$$
Einstein-egyenletekbe beírva kapjuk a Friedmann-egyenleteket:
$$\left(\frac{\dot a}{a}\right)^2+\frac{k c^2}{a^2}=\frac{\Lambda c^2}{3}+\frac{8\pi G}{3}\rho$$
$$2\frac{\ddot a}{a}+\left(\frac{\dot a}{a}\right)^2+\frac{k c^2}{a^2}=\Lambda c^2-\frac{8\pi G}{c^2}p$$
feltéve, hogy
$$T_{ik}=(p+\rho c^2)u_iu_k-pg_{ik}\;,\quad u_i=\delta_{i0}$$
Ha az első Friedmann-egyenlet deriváltját véve kiküszöböljük $\ddot a$-t
(alternatív lehetőség: az Einstein-egyenletekből következő $T^{ik}_{\phantom{ik};k}=0$
divergenciaegyenletet írjuk fel):
$$\frac{d\rho}{da}=-\frac{3}{a}\left(\rho+\frac{p}{c^2}\right)$$
A $p(\rho)$ állapotegyenlet ismeretében ekkor a $\rho(a)$ függés
meghatározható.
Legyen $$\frac{p}{c^2}=w\rho\;,$$
ahol $w$ állandó.
A divergenciaegyenletből $$\rho\propto a^{-3(w+1)}$$
adódik.
Speciális esetek:
Anyagtípus
Állapotegyenlet
$w$
Sűrűség függése a skálafaktortól
Nemrelativisztikus anyag
$p=0$
$0$
$1/a^3$
Sugárzás
$p/c^2=\rho/3$
$1/3$
$1/a^4$
Görbület
$p/c^2=-\rho/3$
$-1/3$
$1/a^2$
Kozmológiai állandó
$p/c^2=-\rho$
$-1$
$1$
Az első Friedmann-egyenlet felírható úgy is, hogy
$$\left(\frac{\dot a}{a}\right)^2=\frac{8\pi
G}{3}\left(\rho_m+\rho_k+\rho_\Lambda\right)\;,$$
ahol
$$\rho_k=-\frac{3}{8\pi
G}\frac{k c^2}{a^2}$$
$$\rho_\Lambda=\frac{\Lambda c^2}{8\pi
G}$$
Ha bevezetjük a
$$H=\frac{\dot a}{a}$$
Hubble-paramétert, a
$$\rho_c=\frac{3H^2}{8\pi
G}$$
kritikus sűrűséget, valamint a
$$\Omega_m=\rho_m/\rho_c\;,\quad \Omega_k=\rho_k/\rho_c\;,\quad
\Omega_\Lambda=\rho_\Lambda/\rho_c\quad $$
arányokat, akkor végül
$$\Omega_m+\Omega_k+\Omega_\Lambda=1$$
írható.
A skálafaktor időfüggése (ha egy anyagtípus dominál):
$$a\propto t^{2/3/(w+1)}$$
Speciális esetek:
A kozmológiai paraméterek értéke (Hinshaw et. al., 2008)
A görbület járuléka: $-0.0175<\Omega_k < 0.0085$ $\Rightarrow$ sík Univerzum.
A modell előnyei és hátrányai
Három független méréssel konzisztens
Nagy pontossággal illeszthetők a paraméterei
Összhangban van az inflációs modellekkel
72+23=95% ismeretlen anyagfajta
A kozmológiai állandó története
Einstein bevezeti a sztatikus megoldás érdekében (1917):
$$\frac{k c^2}{a^2}=\frac{\Lambda c^2}{3}+\frac{8\pi G}{3}\rho$$
$$\frac{k c^2}{a^2}=\Lambda
c^2$$
$$\Downarrow$$
$$\Lambda =\frac{4\pi G}{c^2}\rho\;,\quad k=1\;,\quad a=\frac{c}{\sqrt{4\pi G\rho}}$$
Zárt, sztatikus univerzum kozmológiai állandóval.
Instabilitás: a Friedmann-egyenleteket
$$\left(\frac{\dot a}{a}\right)^2+\frac{k c^2}{a^2}=\frac{\Lambda c^2}{3}+\frac{8\pi G}{3}\rho$$
$$2\frac{\ddot a}{a}+\left(\frac{\dot a}{a}\right)^2+\frac{k c^2}{a^2}=\Lambda
c^2$$
a sztatikus megoldás körül linearizálva adódik, hogy
$$\delta\ddot a=\Lambda c^2\delta a$$
Hubble felfedezi az Univerzum tágulását (Hubble-törvény, 1929). $\Rightarrow$ Einstein visszavonja a kozmológiai állandót
A Hubble-paraméter korabeli értéke alapján 2 milliárd év adódik az
univerzum korára, noha ismert, hogy a Föld legalább négymilliárd éves
$\Rightarrow$ Újra felmerül a kozmológiai állandó szükségessége
A pontosabb mérések alapján az univerzum korára jóval nagyobb értékek
adódnak kozmológiai állandó nélkül is $\Rightarrow$ A kozmológiai állandót elvetik
Felfedezik az Univerzum gyorsuló tágulását $\Rightarrow$ A kozmológiai
állandó ismét bevezetésre kerül.