แบบจำลองแลมบ์ดา-ซีดีเอ็ม

จากวิกิพีเดีย สารานุกรมเสรี

แผนภูมิวงกลมแสดงสัดส่วนขององค์ประกอบมวลหรือพลังงานที่มีอยู่ในเอกภพ ซึ่งราว 95% เป็นสสารมืดและพลังงานมืด

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

[แก้] พารามิเตอร์

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\pm0.12 \times10^9 ปี อายุของเอกภพ
H0 70.5\pm1.3 km s-1 Mpc-1 ค่าคงที่ฮับเบิล
Ωb 0.0456\pm0.0015 ความหนาแน่นแบริออน
Ωc 0.228\pm0.013 ความหนาแน่นสสารมืด
ΩΛ 0.726\pm0.015 ความหนาแน่นพลังงานมืด
Ωtot 1.0050^{+0.0060}_{-0.0061}\times10^{-26} kg/m3 ความหนาแน่นรวม
ΔR2 2.445\pm0.096\times10^-9, k0 = 0.002Mpc-1 แอมพลิจูดความผันแปรของความโค้ง
σ8 0.812\pm0.026 แอมพลิจูดความผันแปร ที่ 8h-1Mpc
ns 0.960\pm0.013 ดัชนีสเปกตรัมเชิงสเกลาร์
z* 1090.88\pm0.72 Redshift at decoupling
t* 3.77\pm0.03\times10^5 ปี Age at decoupling
τ 0.084\pm0.016 Reionization optical depth
zreion 10.9\pm1.4 Redshift of reionization
treion 432^{+90}_{-67}\times10^6 ปี Age at reionization

[แก้] อ้างอิง

  1. ^ Table 7 of Hinshaw, G. et al. (WMAP Collaboration). (feb 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 
  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).

[แก้] แหล่งข้อมูลอื่น

Crystal Clear app konquest.png แบบจำลองแลมบ์ดา-ซีดีเอ็ม เป็นบทความเกี่ยวกับ ดาราศาสตร์ หรือ จักรวาลวิทยา ที่ยังไม่สมบูรณ์ ต้องการตรวจสอบ เพิ่มเนื้อหาหรือเพิ่มแหล่งอ้างอิง คุณสามารถช่วยเพิ่มเติมหรือแก้ไข เพื่อให้สมบูรณ์มากขึ้น
ข้อมูลเกี่ยวกับ แบบจำลองแลมบ์ดา-ซีดีเอ็ม ในภาษาอื่น อาจสามารถหาอ่านได้จากเมนู ภาษาอื่น ด้านซ้ายมือ หรือ ดูเพิ่มที่ สถานีย่อย:ดาราศาสตร์
ดึงข้อมูลจาก "http://th.wikipedia.org/wiki/%E0%B9%81%E0%B8%9A%E0%B8%9A%E0%B8%88%E0%B8%B3%E0%B8%A5%E0%B8%AD%E0%B8%87%E0%B9%81%E0%B8%A5%E0%B8%A1%E0%B8%9A%E0%B9%8C%E0%B8%94%E0%B8%B2-%E0%B8%8B%E0%B8%B5%E0%B8%94%E0%B8%B5%E0%B9%80%E0%B8%AD%E0%B9%87%E0%B8%A1".