लैम्ब्डा-सीडीएम मॉडल

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ΛCDM (लैम्ब्डा कोल्ड डार्क मैटर) या लैम्ब्डा-सीडीएम मॉडल एक पैरामीटर#मॉडलाइज़ेशन है महा विस्फोट भौतिक ब्रह्माण्ड विज्ञान मॉडल जिसमें ब्रह्मांड में तीन प्रमुख घटक शामिल हैं: पहला, एक ब्रह्माण्ड संबंधी स्थिरांक जिसे लैम्ब्डा (ग्रीक वर्णमाला Λ) द्वारा दर्शाया गया है जो काली ऊर्जा से जुड़ा है; दूसरा, अनुमानित ठंडा काला पदार्थ (संक्षिप्त सीडीएम); और तीसरा, साधारण पदार्थ. इसे अक्सर बिग बैंग ब्रह्मांड विज्ञान के मानक मॉडल के रूप में जाना जाता है क्योंकि यह सबसे सरल मॉडल है जो ब्रह्मांड के निम्नलिखित गुणों का एक अच्छा विवरण प्रदान करता है:

• ब्रह्मांडीय माइक्रोवेव पृष्ठभूमि का अस्तित्व और संरचना
• अवलोकनीय ब्रह्मांड#बड़े पैमाने की संरचना|आकाशगंगाओं के वितरण में बड़े पैमाने की संरचना
• बिग बैंग न्यूक्लियोसिंथेसिस के रासायनिक तत्वों की प्रचुरता देखी गई | हाइड्रोजन (ड्यूटेरियम सहित), हीलियम और लिथियम
• दूर की आकाशगंगाओं और सुपरनोवा से आने वाले प्रकाश में ब्रह्मांड का तेज़ विस्तार देखा गया

मॉडल मानता है कि सामान्य सापेक्षता ब्रह्माण्ड संबंधी पैमानों पर गुरुत्वाकर्षण का सही सिद्धांत है। यह 1990 के दशक के अंत में एक समवर्ती ब्रह्माण्ड विज्ञान के रूप में उभरा, कुछ समय के बाद जब ब्रह्मांड के अलग-अलग देखे गए गुण परस्पर असंगत दिखाई दिए, और ब्रह्मांड की ऊर्जा घनत्व की संरचना पर कोई सहमति नहीं थी।

ΛCDM मॉडल को ब्रह्माण्ड संबंधी मुद्रास्फीति, सर्वोत्कृष्टता (भौतिकी), और अन्य तत्वों को जोड़कर बढ़ाया जा सकता है जो ब्रह्माण्ड विज्ञान में अटकलों और अनुसंधान के वर्तमान क्षेत्र हैं।

कुछ वैकल्पिक मॉडल ΛCDM मॉडल की मान्यताओं को चुनौती देते हैं। इनके उदाहरण हैं संशोधित न्यूटोनियन गतिकी, एंट्रोपिक गुरुत्व, संशोधित गुरुत्व, ब्रह्मांड के पदार्थ घनत्व में बड़े पैमाने पर भिन्नता के सिद्धांत, द्विमितीय गुरुत्व, खाली स्थान के पैमाने का अपरिवर्तन, और क्षयकारी डार्क मामला (डीडीएम)।

अवलोकन

लैम्ब्डा-सीडीएम, ब्रह्मांड का त्वरित विस्तार। इस योजनाबद्ध आरेख में समय-रेखा 13.7 ईसा पूर्व बिग बैंग/मुद्रास्फीति युग से लेकर वर्तमान ब्रह्माण्ड संबंधी समय तक फैली हुई है।

ΛCDM मॉडल में मीट्रिक स्थान का विस्तार शामिल है जो दूर की आकाशगंगाओं से प्रकाश में प्रमुख वर्णक्रमीय अवशोषण या उत्सर्जन रेखाओं की लाल पारी और सुपरनोवा चमक वक्रों के प्रकाश क्षय में समय के फैलाव के रूप में अच्छी तरह से प्रलेखित है। दोनों प्रभावों को विद्युत चुम्बकीय विकिरण में डॉपलर बदलाव के लिए जिम्मेदार ठहराया जाता है क्योंकि यह विस्तारित अंतरिक्ष में यात्रा करता है। यद्यपि यह विस्तार उन वस्तुओं के बीच की दूरी को बढ़ाता है जो साझा गुरुत्वाकर्षण प्रभाव के अंतर्गत नहीं हैं, यह अंतरिक्ष में वस्तुओं (जैसे आकाशगंगाओं) के आकार में वृद्धि नहीं करता है। यह दूर की आकाशगंगाओं को प्रकाश की गति से अधिक गति से एक दूसरे से दूर जाने की भी अनुमति देता है; स्थानीय विस्तार प्रकाश की गति से कम है, लेकिन लंबी दूरी तक फैला विस्तार सामूहिक रूप से प्रकाश की गति से अधिक हो सकता है।

अक्षर Λ (लैम्ब्डा) ब्रह्माण्ड संबंधी स्थिरांक का प्रतिनिधित्व करता है, जो वर्तमान में खाली स्थान में वैक्यूम ऊर्जा या अंधेरे ऊर्जा से जुड़ा हुआ है जिसका उपयोग गुरुत्वाकर्षण के आकर्षक प्रभावों के खिलाफ अंतरिक्ष के समकालीन त्वरित विस्तार को समझाने के लिए किया जाता है। ब्रह्माण्ड संबंधी स्थिरांक पर नकारात्मक दबाव होता है, $p=-\rho c^{2}$, जो तनाव-ऊर्जा टेंसर में योगदान देता है, जो सापेक्षता के सामान्य सिद्धांत के अनुसार, तेजी से विस्तार का कारण बनता है। हमारे (सपाट या लगभग सपाट) ब्रह्मांड के कुल ऊर्जा घनत्व का अंश जो डार्क एनर्जी है, $\Omega _{\Lambda }$, Ia सुपरनोवा टाइप करें का उपयोग करके 2018 डार्क एनर्जी सर्वेक्षण परिणामों के आधार पर 0.669 ± 0.038 होने का अनुमान है या 0.6847 ± 0.0073 प्लैंक (अंतरिक्ष यान) डेटा के 2018 रिलीज के आधार पर, या ब्रह्मांड के द्रव्यमान-ऊर्जा घनत्व के 68.3% (2018 अनुमान) से अधिक। गहरे द्रव्य को बहुत बड़े पैमाने की संरचनाओं (आकाशगंगाओं के सपाट घूर्णन वक्र; आकाशगंगा समूहों द्वारा प्रकाश की गुरुत्वाकर्षण लेंसिंग और आकाशगंगाओं के संवर्धित क्लस्टरिंग) में देखे गए गुरुत्वाकर्षण प्रभावों के लिए जिम्मेदार माना जाता है, जिसका हिसाब मात्रा से नहीं लगाया जा सकता है। देखा गया मामला.

वर्तमान में परिकल्पित ठंडा डार्क मैटर है:

गैर-बैरियोनिक

इसमें प्रोटॉन और न्यूट्रॉन (और परंपरा के अनुसार इलेक्ट्रॉन, हालांकि इलेक्ट्रॉन बेरिऑन नहीं हैं) के अलावा अन्य पदार्थ शामिल होते हैं।

ठंडा

विकिरण-पदार्थ समानता के युग में इसका वेग प्रकाश की गति से बहुत कम है (इस प्रकार न्यूट्रिनो को बाहर रखा गया है, क्योंकि वे गैर-बैरियोनिक हैं लेकिन ठंडे नहीं हैं)।

अपव्यय रहित

यह फोटॉन विकिरण द्वारा ठंडा नहीं हो सकता।

टकराव रहित

डार्क मैटर के कण केवल गुरुत्वाकर्षण और संभवतः कमजोर बल के माध्यम से एक दूसरे और अन्य कणों के साथ बातचीत करते हैं।

डार्क मैटर लगभग 26.5% होता है ब्रह्मांड के द्रव्यमान-ऊर्जा घनत्व का। शेष 4.9%इसमें परमाणु, रासायनिक तत्व, गैस और प्लाज्मा के रूप में देखे गए सभी सामान्य पदार्थ शामिल हैं, जिनसे दृश्यमान ग्रह, तारे और आकाशगंगाएँ बनी हैं। ब्रह्मांड में सामान्य पदार्थ का बड़ा हिस्सा अदृश्य है, क्योंकि आकाशगंगाओं और समूहों के अंदर दिखाई देने वाले तारे और गैस ब्रह्मांड के द्रव्यमान-ऊर्जा घनत्व में सामान्य पदार्थ के योगदान का 10% से भी कम योगदान देते हैं। इसके अलावा, ऊर्जा घनत्व में ब्रह्मांडीय माइक्रोवेव पृष्ठभूमि विकिरण में एक बहुत छोटा अंश (~ 0.01%) शामिल है, और अवशेष न्यूट्रिनो में 0.5% से अधिक नहीं है। हालाँकि आज बहुत छोटे हैं, सुदूर अतीत में ये कहीं अधिक महत्वपूर्ण थे, रेडशिफ्ट> 3200 पर इस मामले पर हावी थे।

मॉडल में एक एकल मूल घटना, बिग बैंग शामिल है, जो एक विस्फोट नहीं था बल्कि लगभग 10 के तापमान पर विकिरण युक्त अंतरिक्ष समय के विस्तार की अचानक उपस्थिति थी।¹⁵K. यह तुरंत (10 के भीतर) था⁻²⁹ सेकंड) के बाद 10 के स्केल गुणक द्वारा अंतरिक्ष का घातीय विस्तार होता है²⁷या अधिक, जिसे ब्रह्मांडीय मुद्रास्फीति के रूप में जाना जाता है। प्रारंभिक ब्रह्मांड कई लाख वर्षों तक गर्म (10,000 K से ऊपर) रहा, एक ऐसी स्थिति जिसे अवशिष्ट ब्रह्मांडीय माइक्रोवेव पृष्ठभूमि या सीएमबी के रूप में पहचाना जा सकता है, जो आकाश के सभी हिस्सों से निकलने वाली बहुत कम ऊर्जा विकिरण है। ब्रह्मांडीय मुद्रास्फीति और मानक कण भौतिकी के साथ बिग बैंग परिदृश्य, एकमात्र वर्तमान ब्रह्माण्ड संबंधी मॉडल है जो अंतरिक्ष के निरंतर विस्तार, बिग बैंग न्यूक्लियोसिंथेसिस (हाइड्रोजन, हीलियम और लिथियम) के देखे गए वितरण और मिनट की स्थानिक बनावट के अनुरूप है। सीएमबी विकिरण में अनियमितताएं (एनिसोट्रॉपिक)। लौकिक मुद्रास्फीति सीएमबी में क्षितिज समस्या का भी समाधान करती है; वास्तव में, ऐसा लगता है कि ब्रह्मांड अवलोकन योग्य कण क्षितिज से बड़ा है।

मॉडल बिग बैंग#मुद्रास्फीति युग की समयरेखा के ठीक बाद से देखने योग्य ब्रह्मांड और वर्तमान में अंतरिक्ष के तेजी से विस्तार का वर्णन करने के लिए फ्रीडमैन-लेमैत्रे-रॉबर्टसन-वॉकर मीट्रिक, फ्रीडमैन समीकरण और राज्य के समीकरण (ब्रह्मांड विज्ञान) का उपयोग करता है। भविष्य।

ब्रह्माण्डीय विस्तार इतिहास

ब्रह्मांड का विस्तार एक आयामहीन पैमाने के कारक (ब्रह्मांड विज्ञान) द्वारा मानकीकृत है $a=a(t)$ (समय के साथ $t$ ब्रह्मांड के जन्म से गिना जाता है), वर्तमान दिन के सापेक्ष परिभाषित किया गया है $a_{0}=a(t_{0})=1$; ब्रह्माण्ड विज्ञान में सामान्य परंपरा यह है कि सबस्क्रिप्ट 0 वर्तमान मूल्यों को दर्शाता है $t_{0}$ ब्रह्माण्ड की वर्तमान आयु है। स्केल फैक्टर प्रेक्षित रेडशिफ्ट#अंतरिक्ष के विस्तार से संबंधित है $z$ समय पर उत्सर्जित प्रकाश का $t_{\mathrm {em} }$ द्वारा

$a(t_{\text{em}})={\frac {1}{1+z}}\,.$

विस्तार दर को समय-निर्भर हबल पैरामीटर द्वारा वर्णित किया गया है, $H(t)$, के रूप में परिभाषित

$H(t)\equiv {\frac {\dot {a}}{a}},$

कहाँ ${\dot {a}}$ स्केल फ़ैक्टर का समय-व्युत्पन्न है। पहला फ्रीडमैन समीकरण पदार्थ+विकिरण घनत्व के संदर्भ में विस्तार दर देता है $\rho$, ब्रह्मांड की वक्रता $k$, और ब्रह्माण्ड संबंधी स्थिरांक $\Lambda$,

$H^{2}=\left({\frac {\dot {a}}{a}}\right)^{2}={\frac {8\pi G}{3}}\rho -{\frac {kc^{2}}{a^{2}}}+{\frac {\Lambda c^{2}}{3}},$

जहां हमेशा की तरह $c$ प्रकाश की गति है और $G$गुरुत्वाकर्षण स्थिरांक है। एक महत्वपूर्ण घनत्व $\rho _{\mathrm {crit} }$ वर्तमान घनत्व है, जो शून्य वक्रता देता है $k$ब्रह्माण्ड संबंधी स्थिरांक मानते हुए $\Lambda$ इसका वास्तविक मूल्य कुछ भी हो, शून्य है। इन शर्तों को फ्रीडमैन समीकरण में प्रतिस्थापित करने पर प्राप्त होता है

$\rho _{\mathrm {crit} }={\frac {3H_{0}^{2}}{8\pi G}}=1.878\;47(23)\times 10^{-26}\;h^{2}\;{\text{kg}}\;{\text{m}}^{-3},$

कहाँ $h\equiv H_{0}/(100\;\mathrm {km\;s^{-1}\;Mpc^{-1}} )$ घटा हुआ हबल स्थिरांक है। यदि ब्रह्माण्ड संबंधी स्थिरांक वास्तव में शून्य होता, तो क्रांतिक घनत्व ब्रह्माण्ड के अंततः बड़ी कमी , या असीमित विस्तार के बीच विभाजन रेखा को भी चिह्नित करता। सकारात्मक ब्रह्माण्ड संबंधी स्थिरांक (जैसा कि देखा गया) के साथ लैम्ब्डा-सीडीएम मॉडल के लिए, ब्रह्मांड के हमेशा के लिए विस्तारित होने की भविष्यवाणी की गई है, भले ही कुल घनत्व महत्वपूर्ण घनत्व से थोड़ा ऊपर या नीचे हो; हालांकि अन्य परिणाम विस्तारित मॉडल में संभव हैं जहां डार्क एनर्जी स्थिर नहीं है बल्कि वास्तव में समय पर निर्भर है।

वर्तमान घनत्व पैरामीटर को परिभाषित करना मानक है $\Omega _{x}$ विभिन्न प्रजातियों के लिए आयामहीन अनुपात के रूप में

$\Omega _{x}\equiv {\frac {\rho _{x}(t=t_{0})}{\rho _{\mathrm {crit} }}}={\frac {8\pi G\rho _{x}(t=t_{0})}{3H_{0}^{2}}}$

जहां सबस्क्रिप्ट $x$ में से एक है $\mathrm {b}$ बेरियनों के लिए, $\mathrm {c}$ ठंडे काले पदार्थ के लिए, $\mathrm {rad}$ विकिरण के लिए (फोटॉन प्लस सापेक्षतावादी न्युट्रीनो ), और $\Lambda$ डार्क एनर्जी के लिए.

चूंकि विभिन्न प्रजातियों का घनत्व अलग-अलग शक्तियों के पैमाने पर होता है $a$, उदा. $a^{-3}$ पदार्थ आदि के लिए फ्रीडमैन समीकरण को विभिन्न घनत्व मापदंडों के संदर्भ में आसानी से फिर से लिखा जा सकता है

$H(a)\equiv {\frac {\dot {a}}{a}}=H_{0}{\sqrt {(\Omega _{\rm {c}}+\Omega _{\rm {b}})a^{-3}+\Omega _{\mathrm {rad} }a^{-4}+\Omega _{k}a^{-2}+\Omega _{\Lambda }a^{-3(1+w)}}}$

कहाँ $w$ डार्क एनर्जी की स्थिति का समीकरण (ब्रह्मांड विज्ञान) पैरामीटर है, और नगण्य न्यूट्रिनो द्रव्यमान (महत्वपूर्ण न्यूट्रिनो द्रव्यमान के लिए अधिक जटिल समीकरण की आवश्यकता होती है) मान रहा है। बहुत से $\Omega$ पैरामीटर जुड़ते हैं $1$ निर्माण द्वारा. सामान्य स्थिति में इसे विस्तार इतिहास देने के लिए कंप्यूटर द्वारा एकीकृत किया जाता है $a(t)$ और ब्रह्माण्ड संबंधी मापदंडों के किसी भी चुने हुए मान के लिए अवलोकनीय दूरी-रेडशिफ्ट संबंध भी, जिनकी तुलना सुपरनोवा और बेरिऑन ध्वनिक दोलनों जैसे अवलोकनों से की जा सकती है।

न्यूनतम 6-पैरामीटर लैम्ब्डा-सीडीएम मॉडल में, यह माना जाता है कि वक्रता $\Omega _{k}$ शून्य है और $w=-1$, तो यह सरल हो जाता है

$H(a)=H_{0}{\sqrt {\Omega _{\rm {m}}a^{-3}+\Omega _{\mathrm {rad} }a^{-4}+\Omega _{\Lambda }}}$

अवलोकनों से पता चलता है कि आज विकिरण घनत्व बहुत कम है, $\Omega _{\text{rad}}\sim 10^{-4}$; यदि इस शब्द की उपेक्षा की जाती है उपरोक्त में एक विश्लेषणात्मक समाधान है

$a(t)=(\Omega _{\rm {m}}/\Omega _{\Lambda })^{1/3}\,\sinh ^{2/3}(t/t_{\Lambda })$

कहाँ $t_{\Lambda }\equiv 2/(3H_{0}{\sqrt {\Omega _{\Lambda }}})\ ;$ यह काफी हद तक सटीक है $a>0.01$ या $t>10$ करोड़ वर्ष. के लिए समाधान $a(t)=1$ ब्रह्माण्ड की वर्तमान आयु बताता है $t_{0}$ अन्य मापदंडों के संदर्भ में।

यह इस प्रकार है कि धीमी गति से तीव्र विस्तार की ओर संक्रमण (दूसरा व्युत्पन्न)। ${\ddot {a}}$ शून्य को पार करना) कब हुआ

$a=(\Omega _{\rm {m}}/2\Omega _{\Lambda })^{1/3}$

जो मूल्यांकन करता है $a\sim 0.6$ या $z\sim 0.66$ प्लैंक (अंतरिक्ष यान) से अनुमानित सर्वोत्तम-फिट मापदंडों के लिए।

ऐतिहासिक विकास

1964 में कॉस्मिक माइक्रोवेव बैकग्राउंड (सीएमबी) की खोज ने बिग बैंग ब्रह्मांड विज्ञान की एक प्रमुख भविष्यवाणी की पुष्टि की। उस समय से, यह आम तौर पर स्वीकार किया गया कि ब्रह्मांड की शुरुआत गर्म, सघन अवस्था में हुई और समय के साथ इसका विस्तार हो रहा है। विस्तार की दर ब्रह्मांड में मौजूद पदार्थ और ऊर्जा के प्रकार पर निर्भर करती है, और विशेष रूप से, कुल घनत्व तथाकथित महत्वपूर्ण घनत्व से ऊपर या नीचे है।

1970 के दशक के दौरान, सबसे अधिक ध्यान शुद्ध-बेरोनिक मॉडल पर केंद्रित था, लेकिन सीएमबी (उस समय ऊपरी सीमा) में छोटी अनिसोट्रॉपियों को देखते हुए, आकाशगंगाओं के निर्माण को समझाने में गंभीर चुनौतियाँ थीं। 1980 के दशक की शुरुआत में, यह महसूस किया गया कि यदि बैरियनों पर ठंडे काले पदार्थ का प्रभुत्व हो तो इसे हल किया जा सकता है, और ब्रह्मांडीय मुद्रास्फीति के सिद्धांत ने महत्वपूर्ण घनत्व वाले मॉडल को प्रेरित किया।

1980 के दशक के दौरान, अधिकांश शोध लगभग 95% सीडीएम और 5% बैरियन के महत्वपूर्ण घनत्व वाले ठंडे काले पदार्थ पर केंद्रित थे: इनसे आकाशगंगाओं और आकाशगंगाओं के समूहों को बनाने में सफलता मिली, लेकिन समस्याएं बनी रहीं; विशेष रूप से, मॉडल को अवलोकनों द्वारा पसंद की तुलना में कम हबल स्थिरांक की आवश्यकता थी, और 1988-1990 के आसपास के अवलोकनों ने भविष्यवाणी की तुलना में अधिक बड़े पैमाने पर आकाशगंगा क्लस्टरिंग दिखाई।

1992 में कॉस्मिक बैकग्राउंड एक्सप्लोरर द्वारा सीएमबी अनिसोट्रॉपी की खोज के साथ ये कठिनाइयाँ तेज हो गईं, और ΛCDM और मिश्रित ठंडे और गर्म डार्क मैटर सहित कई संशोधित सीडीएम मॉडल, 1990 के दशक के मध्य तक सक्रिय विचार में आए। ΛCDM मॉडल 1998 में त्वरित ब्रह्मांड के अवलोकनों के बाद अग्रणी मॉडल बन गया, और अन्य अवलोकनों द्वारा तुरंत समर्थित किया गया: 2000 में, BOOMERanG माइक्रोवेव पृष्ठभूमि प्रयोग ने कुल (पदार्थ-ऊर्जा) घनत्व को महत्वपूर्ण के 100% के करीब मापा। , जबकि 2001 में 2dF गैलेक्सी रेडशिफ्ट सर्वेक्षण गैलेक्सी रेडशिफ्ट सर्वेक्षण में पदार्थ का घनत्व 25% के करीब मापा गया था; इन मूल्यों के बीच बड़ा अंतर सकारात्मक Λ या डार्क एनर्जी का समर्थन करता है। 2003-2010 में WMAP और 2013-2015 में प्लैंक (अंतरिक्ष यान) से माइक्रोवेव पृष्ठभूमि के अधिक सटीक अंतरिक्ष यान माप ने मॉडल का समर्थन करना और पैरामीटर मानों को पिन करना जारी रखा है, जिनमें से अधिकांश अब 1 प्रतिशत अनिश्चितता से नीचे बाधित हैं।

वर्तमान में ΛCDM मॉडल के कई पहलुओं पर सक्रिय शोध चल रहा है, दोनों मापदंडों को परिष्कृत करने और हाल के अवलोकनों और ΛCDM मॉडल के बीच तनाव को हल करने के लिए, जैसे हबल तनाव और सीएमबी द्विध्रुव।इसके अलावा, ΛCDM के पास डार्क मैटर या डार्क एनर्जी की उत्पत्ति या भौतिक प्रकृति के लिए कोई स्पष्ट भौतिक सिद्धांत नहीं है; माना जाता है कि सीएमबी गड़बड़ी के लगभग पैमाने-अपरिवर्तनीय स्पेक्ट्रम और आकाशीय क्षेत्र में उनकी छवि, पुनर्संयोजन के बिंदु पर बहुत छोटी थर्मल और ध्वनिक अनियमितताओं का परिणाम है।

ऐतिहासिक रूप से, खगोलविदों और खगोल भौतिकीविदों का एक बड़ा हिस्सा ΛCDM मॉडल या इसके करीबी रिश्तेदारों का समर्थन करता है, लेकिन ΛCDM मॉडल का खंडन करने वाली हालिया टिप्पणियों ने हाल ही में कुछ खगोलविदों और खगोल भौतिकीविदों को ΛCDM मॉडल के विकल्पों की खोज करने के लिए प्रेरित किया है, जिसमें फ्रीडमैन-लेमैत्रे को छोड़ना शामिल है। -रॉबर्टसन-वॉकर मीट्रिक या डार्क एनर्जी को संशोधित करना।दूसरी ओर, मोर्दकै मिलग्रोम, स्टेसी मैकगॉघ और पावेल क्रुपा लंबे समय से ΛCDM मॉडल के अग्रणी आलोचक रहे हैं, जो आकाशगंगा निर्माण मॉडल के परिप्रेक्ष्य से सिद्धांत के डार्क मैटर भागों पर हमला करते हैं और वैकल्पिक संशोधित न्यूटोनियन डायनेमिक्स (MOND) सिद्धांत का समर्थन करते हैं। , जिसके लिए आइंस्टीन क्षेत्र समीकरणों और फ्रीडमैन समीकरणों में संशोधन की आवश्यकता है जैसा कि संशोधित गुरुत्वाकर्षण सिद्धांत (एमओजी सिद्धांत) या टेंसर-वेक्टर-स्केलर गुरुत्वाकर्षण सिद्धांत (टीईवीईएस सिद्धांत) जैसे प्रस्तावों में देखा गया है। आइंस्टीन की सामान्य सापेक्षता के ब्रह्माण्ड संबंधी विकल्पों के सैद्धांतिक खगोल भौतिकीविदों के अन्य प्रस्ताव जो डार्क एनर्जी या डार्क मैटर का हिसाब लगाने का प्रयास करते हैं, उनमें एफ (आर) गुरुत्वाकर्षण, स्केलर-टेंसर सिद्धांत | स्केलर-टेंसर सिद्धांत जैसे गैलीलियन सिद्धांत, ब्रैन ब्रह्माण्ड विज्ञान, डीजीपी मॉडल शामिल हैं। और बड़े पैमाने पर गुरुत्वाकर्षण और इसके विस्तार जैसे कि द्विमितीय सिद्धांत।

सफलताएँ

2000 से पहले के कई अवलोकनों की व्याख्या करने के अलावा, मॉडल ने कई सफल भविष्यवाणियां की हैं: विशेष रूप से बेरियोन ध्वनिक दोलन सुविधा का अस्तित्व, जिसे 2005 में अनुमानित स्थान पर खोजा गया था; और कमजोर गुरुत्वाकर्षण लेंसिंग के आँकड़े, पहली बार 2000 में कई टीमों द्वारा देखे गए। कॉस्मिक माइक्रोवेव बैकग्राउंड#सीएमबी का ध्रुवीकरण, 2002 में DASI द्वारा खोजा गया, मॉडल द्वारा सफलतापूर्वक भविष्यवाणी की गई है: 2015 प्लैंक डेटा रिलीज़ में, तापमान (टीटी) पावर स्पेक्ट्रम में सात देखी गई चोटियाँ हैं, तापमान-ध्रुवीकरण (टीई) क्रॉस स्पेक्ट्रम में छह चोटियाँ हैं, और ध्रुवीकरण (ईई) स्पेक्ट्रम में पाँच चोटियाँ हैं। छह मुक्त मापदंडों को अकेले टीटी स्पेक्ट्रम द्वारा अच्छी तरह से नियंत्रित किया जा सकता है, और फिर टीई और ईई स्पेक्ट्रा को सैद्धांतिक रूप से कुछ-प्रतिशत सटीकता के साथ भविष्यवाणी की जा सकती है, जिसमें आगे समायोजन की अनुमति नहीं है।

चुनौतियाँ

इन वर्षों में, ΛCDM के कई सिमुलेशन और हमारे ब्रह्मांड के अवलोकन किए गए हैं जो ΛCDM मॉडल की वैधता को चुनौती देते हैं, इस हद तक कि अब कुछ ब्रह्मांडविज्ञानी मानते हैं कि ΛCDM मॉडल को किसी अन्य मानक ब्रह्माण्ड संबंधी मॉडल द्वारा प्रतिस्थापित किया जा सकता है।

पहचान का अभाव

डार्क मैटर कणों की व्यापक खोजों से अब तक कोई सर्वसम्मत पता नहीं चला है, जबकि प्रयोगशाला में डार्क एनर्जी का पता लगाना लगभग असंभव हो सकता है, और इसका मूल्य निर्वात ऊर्जा की तुलना में ब्रह्माण्ड संबंधी स्थिरांक समस्या है।

ब्रह्माण्ड संबंधी सिद्धांत का उल्लंघन

Main articles: Cosmological principle and Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker metric

Λसीडीएम मॉडल को ब्रह्माण्ड संबंधी सिद्धांत को संतुष्ट करने के लिए दिखाया गया है, जो बताता है कि, बड़े पैमाने पर, ब्रह्मांड सभी दिशाओं (आइसोट्रॉपी) और हर स्थान (एकरूपता (भौतिकी)) से समान दिखता है; आप चाहे जहां भी हों, ब्रह्मांड एक जैसा दिखता है। ब्रह्माण्ड संबंधी सिद्धांत मौजूद है क्योंकि जब ΛCDM मॉडल के पूर्ववर्ती पहली बार विकसित किए जा रहे थे, तो अधिक जटिल अनिसोट्रोपिक या अमानवीय मॉडल के बीच अंतर करने के लिए पर्याप्त डेटा उपलब्ध नहीं था, इसलिए मॉडल को सरल बनाने के लिए एकरूपता और आइसोट्रॉपी को मान लिया गया था, और मान्यताओं को ΛCDM मॉडल में ले जाया गया। हालाँकि, हाल के निष्कर्षों से पता चला है कि ब्रह्माण्ड संबंधी सिद्धांत, विशेषकर आइसोट्रॉपी का उल्लंघन मौजूद है। इन उल्लंघनों ने ΛCDM मॉडल को सवालों के घेरे में ला दिया है, कुछ लेखकों ने सुझाव दिया है कि ब्रह्माण्ड संबंधी सिद्धांत अब अप्रचलित है या फ्रीडमैन-लेमैत्रे-रॉबर्टसन-वॉकर मीट्रिक देर से ब्रह्मांड में टूट गया है। ΛCDM मॉडल में ब्रह्माण्ड संबंधी स्थिरांक की वैधता के लिए इसके अतिरिक्त निहितार्थ हैं, क्योंकि डार्क एनर्जी केवल अवलोकनों द्वारा निहित होती है यदि ब्रह्माण्ड संबंधी सिद्धांत सत्य है।

आइसोट्रॉपी का उल्लंघन

आकाशगंगा समूहों से साक्ष्य, कैसर , और Ia सुपरनोवा टाइप करें सुझाव है कि बड़े पैमाने पर आइसोट्रॉपी का उल्लंघन किया जाता है।

प्लैंक मिशन का डेटा दो पहलुओं में ब्रह्मांडीय माइक्रोवेव पृष्ठभूमि में गोलार्ध पूर्वाग्रह को दर्शाता है: एक औसत तापमान (यानी तापमान में उतार-चढ़ाव) के संबंध में, दूसरा गड़बड़ी की डिग्री (यानी घनत्व) में बड़े बदलाव के संबंध में। यूरोपीय अंतरिक्ष एजेंसी (प्लैंक मिशन की शासी निकाय) ने निष्कर्ष निकाला है कि सीएमबी में ये अनिसोट्रॉपियां वास्तव में सांख्यिकीय रूप से महत्वपूर्ण हैं और इन्हें अब नजरअंदाज नहीं किया जा सकता है। पहले से ही 1967 में, डेनिस स्कियामा ने भविष्यवाणी की थी कि ब्रह्मांडीय माइक्रोवेव पृष्ठभूमि में एक महत्वपूर्ण द्विध्रुवीय अनिसोट्रॉपी है। हाल के वर्षों में, सीएमबी द्विध्रुव का परीक्षण किया गया है, और वर्तमान परिणाम दूर की रेडियो आकाशगंगाओं के संबंध में हमारी गति का सुझाव देते हैं और क्वासर ब्रह्मांडीय माइक्रोवेव पृष्ठभूमि के संबंध में हमारी गति से भिन्न है। Ia सुपरनोवा टाइप करें के हबल आरेख के हालिया अध्ययनों में भी यही निष्कर्ष निकाला गया है और कैसर. यह ब्रह्माण्ड संबंधी सिद्धांत का खंडन करता है।

सीएमबी द्विध्रुव का संकेत कई अन्य अवलोकनों के माध्यम से दिया गया है। सबसे पहले, ब्रह्मांडीय माइक्रोवेव पृष्ठभूमि के भीतर भी, उत्सुक दिशात्मक संरेखण हैं और एक विषम समता विषमता इसकी उत्पत्ति सीएमबी द्विध्रुव में हो सकती है। अलग से, सीएमबी द्विध्रुव दिशा क्वासर ध्रुवीकरण में संरेखण के अध्ययन में एक पसंदीदा दिशा के रूप में उभरी है, आकाशगंगा समूहों में संबंधों का विस्तार, मजबूत लेंसिंग समय विलंब, टाइप Ia सुपरनोवा, और क्वासर और गामा-रे मानक मोमबत्तियों के रूप में फूटते हैं। तथ्य यह है कि विभिन्न भौतिकी पर आधारित ये सभी स्वतंत्र अवलोकन सीएमबी द्विध्रुवीय दिशा पर नज़र रख रहे हैं, जिससे पता चलता है कि ब्रह्मांड सीएमबी द्विध्रुव की दिशा में अनिसोट्रोपिक है।

फिर भी, कुछ लेखकों ने कहा है कि ब्रह्मांडीय माइक्रोवेव पृष्ठभूमि तापमान मानचित्रों के अध्ययन से पृथ्वी के चारों ओर का ब्रह्मांड उच्च महत्व पर आइसोट्रोपिक है।

एकरूपता का उल्लंघन

ΛCDM में एन-बॉडी सिमुलेशन के आधार पर, यादव और उनके सहयोगियों ने दिखाया कि आकाशगंगाओं का स्थानिक वितरण सांख्यिकीय रूप से सजातीय है यदि औसत 260Parsec#Megaparsecs और gigaparsecs|/h Mpc या अधिक के पैमाने पर होता है। हालाँकि, कई बड़े पैमाने की संरचनाओं की खोज की गई है, और कुछ लेखकों ने बताया है कि कुछ संरचनाएँ ΛCDM के लिए समरूपता के अनुमानित पैमाने के साथ संघर्ष में हैं, जिनमें शामिल हैं

• क्लॉज़-कैम्पुसानो एलक्यूजी, 1991 में खोजा गया, जिसकी लंबाई 580 एमपीसी है
• स्लोअन महान दीवार, 2003 में खोजी गई, जिसकी लंबाई 423 एमपीसी है,
• U1.11, 2011 में खोजा गया एक बड़ा क्वासर समूह, जिसकी लंबाई 780 Mpc है
• विशाल-एलक्यूजी, 2012 में खोजा गया, जो ΛCDM के अनुसार अनुमान से तीन गुना लंबा और दोगुना चौड़ा है।
• हरक्यूलिस-कोरोना बोरेलिस महान दीवार, नवंबर 2013 में खोजी गई, जिसकी लंबाई 2000-3000 एमपीसी (एसजीडब्ल्यू से सात गुना से अधिक) है। रेफरी>Horvath, I.; Hakkila, J.; Bagoly, Z. (2013). "गामा-किरण विस्फोटों द्वारा परिभाषित ब्रह्मांड की सबसे बड़ी संरचना". arXiv:1311.1104 [astro-ph.CO].</ref>
• द जाइंट आर्क, जून 2021 में खोजा गया, जिसकी लंबाई 1000 एमपीसी है

रेफरी>"आकाशगंगाओं की रेखा इतनी बड़ी है कि यह ब्रह्मांड के बारे में हमारी समझ को तोड़ देती है".</ref>

अन्य लेखकों का दावा है कि ΛCDM मॉडल में समरूपता के पैमाने से बड़ी संरचनाओं का अस्तित्व आवश्यक रूप से ΛCDM मॉडल में ब्रह्माण्ड संबंधी सिद्धांत का उल्लंघन नहीं करता है। रेफरी नाम=नादाथुर>Nadathur, Seshadri (2013). "शोर में पैटर्न देखना: गीगापारसेक-स्केल 'संरचनाएं' जो एकरूपता का उल्लंघन नहीं करती हैं". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 434 (1): 398–406. arXiv:1306.1700. Bibcode:2013MNRAS.434..398N. doi:10.1093/mnras/stt1028. S2CID 119220579.</ref>

एल गॉर्डो आकाशगंगा क्लस्टर टक्कर

Main article: El Gordo (galaxy cluster)

एल गॉर्डो (गैलेक्सी क्लस्टर) प्रारंभिक ब्रह्मांड में एक इंटरेक्टिंग गैलेक्सी क्लस्टर है ($z=0.87$). एल गॉर्डो (गैलेक्सी क्लस्टर) के चरम गुण इसके रेडशिफ्ट, द्रव्यमान और टकराव वेग के संदर्भ में मजबूत होते हैं ($6.16\sigma$) ΛCDM मॉडल के साथ तनाव। हालाँकि, एल गोर्डो (गैलेक्सी क्लस्टर) के गुण अधिक तीव्र संरचना निर्माण के कारण MOND के ढांचे में ब्रह्माण्ड संबंधी सिमुलेशन के अनुरूप हैं।

केबीसी शून्य

Main article: KBC void

केबीसी शून्य अंतरिक्ष का एक विशाल, तुलनात्मक रूप से खाली क्षेत्र है जिसमें आकाशगंगा का व्यास लगभग 2 बिलियन प्रकाश-वर्ष (600 मेगापार्सेक, एमपीसी) है।कुछ लेखकों ने कहा है कि केबीसी शून्य का अस्तित्व इस धारणा का उल्लंघन करता है कि सीएमबी बैरोनिक घनत्व में उतार-चढ़ाव को दर्शाता है $z=1100$ या आइंस्टीन का सामान्य सापेक्षता का सिद्धांत, इनमें से कोई भी ΛCDM मॉडल का उल्लंघन करेगा, जबकि अन्य लेखकों ने दावा किया है कि केबीसी शून्य जितना बड़ा सुपरवॉयड ΛCDM मॉडल के अनुरूप है।

हबल तनाव

Main article: Hubble tension

ब्रह्माण्ड विज्ञान में हबल तनाव को व्यापक रूप से ΛCDM मॉडल के लिए एक बड़ी समस्या माना जाता है।दिसंबर 2021 में, नेशनल ज्योग्राफिक ने बताया कि हबल तनाव विसंगति का कारण ज्ञात नहीं है। हालाँकि, यदि ब्रह्माण्ड संबंधी सिद्धांत विफल हो जाता है (देखें ब्रह्माण्ड संबंधी सिद्धांत का उल्लंघन), तो हबल स्थिरांक और हबल तनाव की मौजूदा व्याख्याओं को संशोधित करना होगा, जिससे हबल तनाव का समाधान हो सकता है।

कुछ लेखकों का मानना ​​है कि हबल तनाव को पूरी तरह से केबीसी शून्य द्वारा समझाया जा सकता है, क्योंकि एक शून्य के अंदर गैलेक्टिक सुपरनोवा को मापने से लेखकों द्वारा हबल स्थिरांक के ब्रह्माण्ड संबंधी उपायों की तुलना में हबल स्थिरांक के लिए एक बड़ा स्थानीय मूल्य प्राप्त करने की भविष्यवाणी की जाती है। हालाँकि, अन्य कार्यों में अवलोकनों में इसके लिए कोई सबूत नहीं मिला है, दावा किया गया कम घनत्व का पैमाना उन अवलोकनों के साथ असंगत पाया गया है जो इसके दायरे से परे हैं। बाद में इस विश्लेषण में महत्वपूर्ण कमियों को इंगित किया गया, जिससे इस संभावना को खुला छोड़ दिया गया कि हबल तनाव वास्तव में केबीसी शून्य से बहिर्वाह के कारण होता है।

हबल तनाव के परिणामस्वरूप, अन्य शोधकर्ताओं ने ΛCDM मॉडल से परे नई भौतिकी का आह्वान किया है। मोरित्ज़ हसलबाउर एट अल। प्रस्तावित किया गया कि MOND हबल तनाव का समाधान करेगा।मार्क कामिओनकोव्स्की के नेतृत्व में शोधकर्ताओं के एक अन्य समूह ने ΛCDM को प्रतिस्थापित करने के लिए प्रारंभिक डार्क एनर्जी के साथ एक ब्रह्माण्ड संबंधी मॉडल का प्रस्ताव रखा।

===S8 तनाव=== $S_{8}$ h> ब्रह्माण्ड विज्ञान में तनाव ΛCDM मॉडल के लिए एक और बड़ी समस्या है। $S_{8}$ h> ΛCDM मॉडल में पैरामीटर देर से ब्रह्मांड में पदार्थ के उतार-चढ़ाव के आयाम को निर्धारित करता है और इसे इस प्रकार परिभाषित किया गया है

$S_{8}\equiv \sigma _{8}{\sqrt {\Omega _{\rm {m}}/0.3}}$ प्रारंभिक- (उदाहरण के लिए प्लैंक वेधशाला का उपयोग करके एकत्र किए गए सीएमबी डेटा से) और देर-समय (उदाहरण के लिए कमजोर गुरुत्वाकर्षण लेंसिंग घटनाओं को मापना) तेजी से सटीक मूल्यों की सुविधा प्रदान करता है $S_{8}$. हालाँकि, माप की ये दो श्रेणियां अपनी अनिश्चितताओं की तुलना में अधिक मानक विचलन से भिन्न हैं। इस विसंगति को कहा जाता है $S_{8}$ तनाव। नाम तनाव दर्शाता है कि असहमति केवल दो डेटा सेटों के बीच नहीं है: प्रारंभिक और देर के समय माप के कई सेट अपनी श्रेणियों के भीतर अच्छी तरह से सहमत हैं, लेकिन विकास में विभिन्न बिंदुओं से प्राप्त मूल्यों के बीच एक अस्पष्ट अंतर है ब्रह्मांड। ऐसा तनाव इंगित करता है कि ΛCDM मॉडल अधूरा हो सकता है या सुधार की आवश्यकता है।

बुराई की धुरी

Main article: Axis of evil (cosmology)

Λसीडीएम मॉडल मानता है कि ब्रह्मांडीय माइक्रोवेव पृष्ठभूमि का डेटा और सीएमबी की हमारी व्याख्या सही है। हालाँकि, सौर मंडल के तल के बीच एक स्पष्ट संबंध मौजूद है, आकाशगंगाओं का घूर्णन, और सीएमबी के कुछ पहलू। यह संकेत दे सकता है कि ΛCDM मॉडल के साक्ष्य के रूप में उपयोग किए गए डेटा या कॉस्मिक माइक्रोवेव पृष्ठभूमि की व्याख्या में कुछ गड़बड़ है, या कोपर्निकन सिद्धांत और ब्रह्माण्ड संबंधी सिद्धांत का उल्लंघन किया गया है।

ब्रह्मांड संबंधी लिथियम समस्या

Main article: Cosmological lithium problem

ब्रह्मांड में लिथियम की वास्तविक अवलोकन योग्य मात्रा ΛCDM मॉडल से गणना की गई मात्रा से 3-4 के कारक से कम है।यदि प्रत्येक गणना सही है, तो मौजूदा ΛCDM मॉडल से परे समाधान की आवश्यकता हो सकती है।

ब्रह्माण्ड का आकार

Main article: Shape of the universe

ΛCDM मॉडल मानता है कि ब्रह्मांड का आकार सपाट (शून्य वक्रता) है। हालाँकि, हाल के प्लैंक डेटा ने संकेत दिया है कि ब्रह्मांड का आकार वास्तव में बंद (सकारात्मक वक्रता) हो सकता है, जो ΛCDM मॉडल का खंडन करेगा।कुछ लेखकों ने सुझाव दिया है कि सकारात्मक वक्रता का पता लगाने वाला प्लैंक डेटा ब्रह्मांड के वास्तव में बंद होने के बजाय ब्रह्मांड की वक्रता में स्थानीय असमानता का प्रमाण हो सकता है।

मजबूत तुल्यता सिद्धांत का उल्लंघन

Main article: Strong equivalence principle

ΛCDM मॉडल मानता है कि मजबूत तुल्यता सिद्धांत सत्य है। हालाँकि, 2020 में खगोलविदों के एक समूह ने स्पिट्जर फोटोमेट्री और एक्यूरेट रोटेशन कर्व्स (एसपीएआरसी) नमूने के डेटा का विश्लेषण किया, साथ ही एक ऑल-स्काई गैलेक्सी कैटलॉग से बड़े पैमाने पर बाहरी गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र के अनुमानों का भी विश्लेषण किया। उन्होंने निष्कर्ष निकाला कि घूर्णी रूप से समर्थित आकाशगंगाओं के आसपास कमजोर गुरुत्वाकर्षण क्षेत्रों में मजबूत तुल्यता सिद्धांत के उल्लंघन के सांख्यिकीय रूप से महत्वपूर्ण सबूत थे। उन्होंने ΛCDM मॉडल में ज्वारीय बल के साथ असंगत प्रभाव देखा।

कोल्ड डार्क मैटर विसंगतियाँ

Main article: Cold dark matter § Challenges

ΛCDM मॉडल में ठंडे काले पदार्थ की भविष्यवाणियों और आकाशगंगाओं और उनके क्लस्टरिंग के अवलोकन के बीच कई विसंगतियां उत्पन्न हुई हैं। इनमें से कुछ समस्याओं के समाधान प्रस्तावित हैं, लेकिन यह स्पष्ट नहीं है कि क्या उन्हें ΛCDM मॉडल को छोड़े बिना हल किया जा सकता है।

कस्पी हेलो समस्या

Main article: Cuspy halo problem

ठंडे डार्क मैटर सिमुलेशन में डार्क मैटर हैलोज़ का घनत्व वितरण (कम से कम वे जिनमें बेरियोनिक फीडबैक का प्रभाव शामिल नहीं है) उनके घूर्णन वक्रों की जांच करके आकाशगंगाओं में देखे गए से कहीं अधिक चरम पर हैं।

बौनी आकाशगंगा समस्या

Main article: Dwarf galaxy problem

कोल्ड डार्क मैटर सिमुलेशन बड़ी संख्या में छोटे डार्क मैटर हेलो की भविष्यवाणी करते हैं, जो मिल्की वे जैसी आकाशगंगाओं के आसपास देखी जाने वाली छोटी बौनी आकाशगंगाओं की संख्या से भी अधिक है।

सैटेलाइट डिस्क समस्या

मिल्की वे और एंड्रोमेडा आकाशगंगाओं के चारों ओर बौनी आकाशगंगाएँ पतली, समतल संरचनाओं में परिक्रमा करती देखी गई हैं, जबकि सिमुलेशन का अनुमान है कि उन्हें अपनी मूल आकाशगंगाओं के बारे में यादृच्छिक रूप से वितरित किया जाना चाहिए। हालाँकि, नवीनतम शोध से पता चलता है कि यह प्रतीत होने वाला विचित्र संरेखण केवल एक विचित्रता है जो समय के साथ समाप्त हो जाएगा।

उच्च-वेग आकाशगंगा समस्या

एनजीसी 3109 एसोसिएशन में आकाशगंगाएं Λसीडीएम मॉडल में अपेक्षाओं के अनुरूप होने के लिए बहुत तेजी से दूर जा रही हैं। इस ढांचे में, एनजीसी 3109 स्थानीय समूह से इतना विशाल और दूर है कि इसे मिल्की वे या एंड्रोमेडा गैलेक्सी से जुड़े तीन-पिंडों की बातचीत में प्रवाहित किया जा सकता है।

गैलेक्सी आकृति विज्ञान समस्या

यदि आकाशगंगाएँ पदानुक्रमित रूप से बढ़ती हैं, तो विशाल आकाशगंगाओं को कई विलय की आवश्यकता होती है। आकाशगंगा विलय अनिवार्य रूप से एक शास्त्रीय उभार (खगोल विज्ञान) का निर्माण करता है। इसके विपरीत, लगभग 80% देखी गई आकाशगंगाएँ ऐसे किसी उभार का प्रमाण नहीं देती हैं, और विशाल शुद्ध-डिस्क आकाशगंगाएँ आम हैं। ΛCDM ढांचे में उच्च-रिज़ॉल्यूशन वाले हाइड्रोडायनामिकल कॉस्मोलॉजिकल सिमुलेशन की भविष्यवाणियों के साथ आज आकाशगंगा आकृतियों के देखे गए वितरण की तुलना करके तनाव को निर्धारित किया जा सकता है, जिससे एक अत्यधिक महत्वपूर्ण समस्या का पता चलता है जिसे सिमुलेशन के रिज़ॉल्यूशन में सुधार करके हल करने की संभावना नहीं है। उच्च उभार रहित अंश 8 अरब वर्षों तक लगभग स्थिर था।

फास्ट गैलेक्सी बार समस्या

यदि आकाशगंगाएँ ठंडे काले पदार्थ के विशाल प्रभामंडल के भीतर अंतर्निहित होतीं, तो उनके केंद्रीय क्षेत्रों में अक्सर विकसित होने वाली पट्टियाँ प्रभामंडल के साथ गतिशील घर्षण से धीमी हो जातीं। यह इस तथ्य के साथ गंभीर तनाव में है कि देखी गई आकाशगंगा बार आम तौर पर तेज़ होती हैं।

छोटे पैमाने का संकट

अवलोकनों के साथ मॉडल की तुलना में उप-आकाशगंगा पैमाने पर कुछ समस्याएं हो सकती हैं, संभवतः बौनी आकाशगंगा समस्या और आकाशगंगाओं के आंतरिक क्षेत्रों में बहुत अधिक काले पदार्थ की भविष्यवाणी की जा सकती है। इस समस्या को लघु स्तर का संकट कहा जाता है। इन छोटे पैमानों को कंप्यूटर सिमुलेशन में हल करना कठिन होता है, इसलिए यह अभी तक स्पष्ट नहीं है कि समस्या सिमुलेशन, डार्क मैटर के गैर-मानक गुण, या मॉडल में अधिक कट्टरपंथी त्रुटि है।

उच्च रेडशिफ्ट आकाशगंगाएँ

जेम्स वेब स्पेस टेलीस्कोप के अवलोकन के परिणामस्वरूप विभिन्न आकाशगंगाओं की स्पेक्ट्रोस्कोपी द्वारा उच्च रेडशिफ्ट पर पुष्टि की गई है, जैसे कि JADES-GS-z13-0 13.2 के ब्रह्माण्ड संबंधी रेडशिफ्ट पर। अन्य उम्मीदवार आकाशगंगाएँ जिनकी स्पेक्ट्रोस्कोपी द्वारा पुष्टि नहीं की गई है, उनमें 16.4 के ब्रह्माण्ड संबंधी लाल शिफ्ट पर CEERS-93316 शामिल हैं।

प्रारंभिक ब्रह्मांड में आश्चर्यजनक रूप से विशाल आकाशगंगाओं का अस्तित्व वर्तमान में पसंदीदा मॉडलों को चुनौती देता है जो बताते हैं कि डार्क मैटर हेलो आकाशगंगा निर्माण को कैसे संचालित करते हैं। यह देखा जाना बाकी है कि क्या इस मुद्दे को हल करने के लिए प्लैंक सहयोग द्वारा दिए गए मापदंडों के साथ लैम्ब्डा-सीडीएम मॉडल का संशोधन आवश्यक है। विसंगतियों को उम्मीदवार आकाशगंगाओं के विशेष गुणों (तारकीय द्रव्यमान या प्रभावी मात्रा) द्वारा भी समझाया जा सकता है, फिर भी मानक मॉडल के बाहर अज्ञात बल या कण जिसके माध्यम से डार्क मैटर इंटरैक्ट करता है, डार्क मैटर हैलोज़ द्वारा अधिक कुशल बैरोनिक पदार्थ संचय, प्रारंभिक अंधेरा ऊर्जा मॉडल, या परिकल्पित लंबे समय से प्रतीक्षित जनसंख्या III सितारे।

गुम बेरियन समस्या

Main article: Missing baryon problem

मास्सिमो पर्सिक और पाओलो सालुची सबसे पहले आज अण्डाकार, सर्पिल, समूहों और आकाशगंगाओं के समूहों में मौजूद बैरोनिक घनत्व का अनुमान लगाया गया। उन्होंने चमक पर बैरोनिक द्रव्यमान-से-प्रकाश अनुपात का एकीकरण किया (निम्नलिखित में)। ${\textstyle M_{b}/L}$), चमक समारोह के साथ भारित ${\textstyle \phi (L)}$ खगोलभौतिकी वस्तुओं के पहले उल्लिखित वर्गों पर:

$\rho _{\rm {b}}=\sum \int L\phi (L){\frac {M_{\rm {b}}}{L}}\,dL.$

परिणाम यह था:

$\Omega _{\rm {b}}=\Omega _{*}+\Omega _{\text{gas}}=2.2\times 10^{-3}+1.5\times 10^{-3}h^{-1.3}\simeq 0.003$

कहाँ $h\simeq 0.72$.

ध्यान दें कि यह मान मानक ब्रह्मांडीय न्यूक्लियोसिंथेसिस की भविष्यवाणी से बहुत कम है $\Omega _{\rm {b}}\simeq 0.0486$, ताकि आकाशगंगाओं और आकाशगंगा समूहों और समूहों में तारे और गैस मूल रूप से संश्लेषित बेरियन के 10% से कम हों। इस समस्या को लुप्त बेरियनों की समस्या के रूप में जाना जाता है।

लापता बेरियोन समस्या का समाधान होने का दावा किया गया है। ब्रह्मांड के जीवनकाल के 90% से अधिक में फैले किनेमेटिक सुनयेव-ज़ेल्डोविच प्रभाव|सुन्याएव-ज़ेल्डोविच प्रभाव के अवलोकनों का उपयोग करते हुए, 2021 में खगोल भौतिकीविदों ने पाया कि सभी बैरोनिक पदार्थ का लगभग 50% डार्क मैटर हेलो के बाहर है, जो बीच की जगह को भरता है। आकाशगंगाएँ आकाशगंगाओं के अंदर और इनके आसपास बेरियनों की मात्रा के साथ, अंतिम समय के ब्रह्मांड में बेरियनों की कुल मात्रा अब प्रारंभिक ब्रह्मांड माप के साथ संगत है।

असत्यता

यह तर्क दिया गया है कि ΛCDM मॉडल परंपरावाद की नींव पर बनाया गया है, जो इसे कार्ल पॉपर द्वारा परिभाषित अर्थ में मिथ्याकरण प्रदान करता है।

पैरामीटर

Planck Collaboration Cosmological parameters

	Description	Symbol	Value-2015	Value-2018
Indepen- dent para- meters	Physical baryon density parameter	Ωb h2	0.02230±0.00014	0.0224±0.0001
	Physical dark matter density parameter	Ωc h2	0.1188±0.0010	0.120±0.001
	Age of the universe	t0	(13.799±0.021)×109 years	(13.787±0.020)×109 years
	Scalar spectral index	ns	0.9667±0.0040	0.965±0.004
	Curvature fluctuation amplitude, k0 = 0.002 Mpc−1	$\Delta _{R}^{2}$	2.441+0.088 −0.092×10−9	?
	Reionization optical depth	τ	0.066±0.012	0.054±0.007
Fixed para- meters	Total density parameter	Ωtot	1	?
	Equation of state of dark energy	w	−1	w0 = −1.03 ± 0.03
	Tensor/scalar ratio	r	0	r0.002 <  0.06
	Running of spectral index	$dn_{\text{s}}/d\ln k$	0	?
	Sum of three neutrino masses	$\sum m_{\nu }$	0.06 eV/c2	0.12 eV/c2
	Effective number of relativistic degrees of freedom	Neff	3.046	2.99±0.17
Calcu- lated values	Hubble constant	H0	67.74±0.46 km s−1 Mpc−1	67.4±0.5 km s−1 Mpc−1
	Baryon density parameter	Ωb	0.0486±0.0010	?
	Dark matter density parameter	Ωc	0.2589±0.0057	?
	Matter density parameter	Ωm	0.3089±0.0062	0.315±0.007
	Dark energy density parameter	ΩΛ	0.6911±0.0062	0.6847±0.0073
	Critical density	ρcrit	(8.62±0.12)×10−27 kg/m3	?
	The present root-mean-square matter fluctuation averaged over a sphere of radius 8h–1 Mpc	σ8	0.8159±0.0086	0.811±0.006
	Redshift at decoupling	z∗	1089.90±0.23	1089.80±0.21
	Age at decoupling	t∗	377700±3200 years	?
	Redshift of reionization (with uniform prior)	zre	8.5+1.0 −1.1	7.68±0.79

सरल ΛCDM मॉडल छह मापदंडों पर आधारित है: भौतिक बेरियन घनत्व पैरामीटर; भौतिक डार्क मैटर घनत्व पैरामीटर; ब्रह्माण्ड की आयु; अदिश वर्णक्रमीय सूचकांक; वक्रता उतार-चढ़ाव आयाम; और पुनर्आयनीकरण ऑप्टिकल गहराई। ओकाम के रेजर के अनुसार, छह वर्तमान अवलोकनों को स्वीकार्य फिट देने के लिए आवश्यक मापदंडों की सबसे छोटी संख्या है; अन्य संभावित पैरामीटर प्राकृतिक मूल्यों पर तय किए गए हैं, जैसे कुल घनत्व पैरामीटर = 1.00, राज्य का डार्क एनर्जी समीकरण = −1। (विस्तारित मॉडलों के लिए नीचे देखें जो इन्हें भिन्न होने की अनुमति देते हैं।)

इन छह मापदंडों के मूल्यों की भविष्यवाणी ज्यादातर वर्तमान सिद्धांत द्वारा नहीं की जाती है (हालांकि, आदर्श रूप से, वे भविष्य के हर चीज के सिद्धांत से संबंधित हो सकते हैं), सिवाय इसके कि ब्रह्मांडीय मुद्रास्फीति के अधिकांश संस्करण भविष्यवाणी करते हैं कि स्केलर वर्णक्रमीय सूचकांक 1 से थोड़ा छोटा होना चाहिए, सुसंगत अनुमानित मूल्य 0.96 के साथ। ब्रह्माण्ड संबंधी अवलोकनों के लिए स्वीकार्य मिलान प्रदान करने वाले पैरामीटर स्थान के क्षेत्र का पता लगाने के लिए बड़े कंप्यूटर खोजों का उपयोग करके पैरामीटर मान और अनिश्चितताओं का अनुमान लगाया जाता है। इन छह मापदंडों से, अन्य मॉडल मान, जैसे हबल का नियम और डार्क एनर्जी घनत्व, की गणना आसानी से की जा सकती है।

आम तौर पर, फिट किए गए अवलोकनों के सेट में कॉस्मिक माइक्रोवेव बैकग्राउंड एनिसोट्रॉपी, सुपरनोवा के लिए चमक/रेडशिफ्ट संबंध और बैरियन ध्वनिक दोलन सुविधा सहित बड़े पैमाने पर आकाशगंगा क्लस्टरिंग शामिल है। अन्य अवलोकन, जैसे हबल स्थिरांक, आकाशगंगा समूहों की प्रचुरता, कमजोर गुरुत्वाकर्षण लेंसिंग और गोलाकार क्लस्टर आयु, आम तौर पर इनके अनुरूप होते हैं, जो मॉडल की जांच प्रदान करते हैं, लेकिन वर्तमान में कम सटीक रूप से मापे जाते हैं।

नीचे सूचीबद्ध पैरामीटर मान प्लैंक सहयोग ब्रह्माण्ड संबंधी मापदंडों से हैं, लेंसिंग पुनर्निर्माण और बाहरी डेटा (बीएओ + जेएलए + एच) के संयोजन में, प्लैंक सीएमबी पावर स्पेक्ट्रा से बेस Λसीडीएम मॉडल के लिए 68% आत्मविश्वास सीमा₀). प्लैंक (अंतरिक्ष यान) भी देखें।

विस्तारित मॉडल

Extended model parameters

Description	Symbol	Value
Total density parameter	$\Omega _{\text{tot}}$	0.9993±0.0019
Equation of state of dark energy	$w$	−0.980±0.053
Tensor-to-scalar ratio	$r$	< 0.11, k0 = 0.002 Mpc−1 ($2\sigma$)
Running of the spectral index	$dn_{s}/d\ln k$	−0.022±0.020, k0 = 0.002 Mpc−1
Sum of three neutrino masses	$\sum m_{\nu }$	< 0.58 eV/c2 ($2\sigma$)
Physical neutrino density parameter	$\Omega _{\nu }h^{2}$	< 0.0062

विस्तारित मॉडल बुनियादी छह के अलावा, ऊपर दिए गए एक या अधिक निश्चित मापदंडों को अलग-अलग करने की अनुमति देते हैं; इसलिए ये मॉडल मूल छह-पैरामीटर मॉडल से इस सीमा में आसानी से जुड़ जाते हैं कि अतिरिक्त पैरामीटर डिफ़ॉल्ट मानों तक पहुंच जाते हैं। उदाहरण के लिए, सरलतम ΛCDM मॉडल के संभावित विस्तार स्थानिक वक्रता की अनुमति देते हैं ($\Omega _{tot}$ 1 से भिन्न हो सकता है); या ब्रह्मांड संबंधी स्थिरांक के बजाय सर्वोत्कृष्टता (भौतिकी) जहां डार्क एनर्जी की स्थिति (ब्रह्मांड विज्ञान) के समीकरण को -1 से भिन्न होने की अनुमति है। ब्रह्मांडीय मुद्रास्फीति टेंसर उतार-चढ़ाव (गुरुत्वाकर्षण तरंगों) की भविष्यवाणी करती है। उनके आयाम को टेंसर-टू-स्केलर अनुपात (निरूपित) द्वारा मानकीकृत किया जाता है $r$), जो मुद्रास्फीति के अज्ञात ऊर्जा पैमाने द्वारा निर्धारित होता है। अन्य संशोधन गरम काला पदार्थ को न्यूट्रिनो के रूप में न्यूनतम मूल्य, या एक चालू वर्णक्रमीय सूचकांक से अधिक बड़े पैमाने पर अनुमति देते हैं; उत्तरार्द्ध आम तौर पर सरल ब्रह्मांडीय मुद्रास्फीति मॉडल का पक्षधर नहीं है।

अतिरिक्त परिवर्तनीय पैरामीटरों को अनुमति देने से आम तौर पर ऊपर उद्धृत मानक छह मापदंडों में अनिश्चितताएं बढ़ जाएंगी, और केंद्रीय मूल्यों में थोड़ा बदलाव भी हो सकता है। नीचे दी गई तालिका एक अतिरिक्त चर पैरामीटर के साथ संभावित 6+1 परिदृश्यों में से प्रत्येक के लिए परिणाम दिखाती है; यह इंगित करता है कि, 2015 तक, इस बात का कोई पुख्ता सबूत नहीं है कि कोई भी अतिरिक्त पैरामीटर उसके डिफ़ॉल्ट मान से अलग है।

कुछ शोधकर्ताओं ने सुझाव दिया है कि एक चालू वर्णक्रमीय सूचकांक है, लेकिन किसी भी सांख्यिकीय रूप से महत्वपूर्ण अध्ययन से इसका खुलासा नहीं हुआ है। सैद्धांतिक अपेक्षाएँ सुझाव देती हैं कि टेंसर-टू-स्केलर अनुपात $r$ 0 और 0.3 के बीच होना चाहिए, और नवीनतम परिणाम अब उस सीमा के भीतर हैं।

यह भी देखें

• बोल्शोई ब्रह्माण्ड संबंधी सिमुलेशन
• आकाशगंगा का निर्माण और विकास
• शानदार प्रोजेक्ट
• ब्रह्माण्ड संबंधी संगणना सॉफ्टवेयर की सूची
• मिलेनियम रन
• कमजोर रूप से परस्पर क्रिया करने वाले बड़े कण (WIMPs)
• ΛCDM मॉडल को ब्रह्माण्ड विज्ञान के मानक मॉडल के रूप में भी जाना जाता है, लेकिन यह कण भौतिकी के मानक मॉडल से संबंधित नहीं है।

अग्रिम पठन

• Ostriker, J. P.; Steinhardt, P. J. (1995). "Cosmic Concordance". arXiv:astro-ph/9505066.
• Ostriker, Jeremiah P.; Mitton, Simon (2013). Heart of Darkness: Unraveling the mysteries of the invisible universe. Princeton, NJ: Princeton University Press. ISBN 978-0-691-13430-7.
• Rebolo, R.; et al. (2004). "Cosmological parameter estimation using Very Small Array data out to ℓ= 1500". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 353 (3): 747–759. arXiv:astro-ph/0402466. Bibcode:2004MNRAS.353..747R. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08102.x. S2CID 13971059.

बाहरी संबंध

• Cosmology tutorial/NedWright
• Millennium Simulation
• WMAP estimated cosmological parameters/Latest Summary