Станда́ртная космологи́ческая моде́ль (модель ΛCDM), современная модель Вселенной, основанная на теории Большого взрыва и предполагающая, что Вселенная состоит из барионного вещества, холодной тёмной материи и тёмной энергии в определённых пропорциях и обладает евклидовой пространственной геометрией (пространственно-плоская модель).

Теоретическая основа и содержание модели

Теоретической основой Стандартной космологической модели являются: полученное А. А. Фридманом решение уравнений общей теории относительности для однородной и изотропной Вселенной (космологическая модель Фридмана); теория Большого взрыва (включающая в себя модель Фридмана); а также теория первичных возмущений плотности.

Согласно Стандартной космологической модели, наша Вселенная содержит барионное вещество (средняя плотность энергии которого составляет около 4,8 % от полной плотности энергии Вселенной), холодную тёмную материю (около 26,7 %) и тёмную энергию (около 68,5 %). Указанный относительный состав Вселенной определяется независимыми методами из совокупных наблюдательных данных наземных (обсерватория Серро-Тололо, обсерватория Кека, радиоинтерферометр DASI и др.), баллонных (BOOMERanG, Archeops и др.) и космических (WMAP, «Планк») обсерваторий. Суммарная средняя плотность всех этих компонентов равна критической плотности Вселенной и, следовательно, кривизна трёхмерного пространства Вселенной равна нулю – в соответствии с уравнениями Фридмана.

Наиболее общепринятое название Стандартной космологической модели – это «модель ΛCDM». Здесь аббревиатура CDM (от англ. cold dark matter) означает наличие в модели именно холодной тёмной материи, т. е такой тёмной материи, частицы которой перестают взаимодействовать с первичной плазмой ранней Вселенной, обладая скоростями, много меньшими скорости света. Буква Λ означает, что модель содержит тёмную энергию, которая описывается одним из двух возможных способов. Первый способ: тёмная энергия описывается космологической постоянной $Λ,$ которая входит в геометрическую часть уравнений Эйнштейна. Второй способ: тёмная энергия представляет собой новый вид материи с уравнением состояния $p=\!-\rho c^2$ (где $p$ и $\rho$ – давление и плотность материи, $c$ – скорость света в вакууме); характеристики этой новой материи входят в тензор энергии-импульса уравнений Эйнштейна.

Отношение $p/\rho c^2$ представляет собой параметр уравнения состояния тёмной энергии $w;$ таким образом, модели ΛCDM соответствует значение $w\!=\!-1.$ Однако малые погрешности в определении этого параметра из наблюдательных данных допускают наличие разных типов тёмной энергии с разными значениями $w$ (квинтессенция, фантомная энергия), её зависимость от времени, а также одновременное наличие и космологической постоянной, и новой материи. Таким образом, модель ΛCDM представляется всего лишь одной из ряда различных космологических моделей, наилучшим образом соответствующей современным наблюдательным данным. Тем не менее все эти модели мало отличаются от модели ΛCDM на текущем уровне точности наблюдений.

Наблюдательная основа

Наблюдательная основа Стандартной космологической модели включает в себя следующие факты: расширение Вселенной и современное ускорение этого расширения, реликтовое излучение и его анизотропия, крупномасштабная структура Вселенной, распространённость лёгких химических элементов во Вселенной, а также тёмная материя и тёмная энергия.

Расширение Вселенной было открыто Э. Хабблом (1929) в результате наблюдений далёких галактик. Полученный им закон (закон Хаббла) гласит, что чем дальше от наблюдателя находится галактика, тем с большей скоростью она удаляется от него, что интерпретируется как расширение пространства по инерции. На малых межгалактических расстояниях (до 100 Мпк) зависимость скорости от расстояния линейна, коэффициент пропорциональности называется параметром Хаббла. На больших расстояниях зависимость становится нелинейной, что означает смену расширения по инерции на ускоренное расширение. Ускоренное расширение современной Вселенной было независимо открыто в 1998 г. двумя научными группами – группой Б. Шмидта (High-Z SN Search Team) и группой С. Перлмуттера (Supernova Cosmology Project) – и послужило обоснованием наличия во Вселенной тёмной энергии.

Реликтовое излучение было открыто в 1965 г. А. Пензиасом и Р. В. Вильсоном (Нобелевская премия по физике 1978) и правильно интерпретировано Р. Дикке. Его наличие стало основным доказательством существования горячей ранней Вселенной и, как следствие, теории Большого взрыва. Анизотропия реликтового излучения была независимо открыта в 1992 г. в эксперименте «Реликт-1» на космическом аппарате «Прогноз-9» (И. А. Струков, А. А. Брюханов, М. В. Сажин, Д. П. Скулачёв) и американским космическим аппаратом COBE (Дж. Смут, Дж. Мазер; Нобелевская премия по физике 2006). Позже она многократно изучалась рядом баллонных (BOOMERanG, Archeops и др.) и космических (WMAP, «Планк») обсерваторий. Данные по анизотропии реликтового излучения дают наиболее полную информацию о космологических параметрах, характеризующих состав Вселенной и темп её расширения.

Открытием крупномасштабной структуры Вселенной можно считать наблюдения Я. Эйнасто и его сотрудников (конец 1970-х гг.), когда ими была открыта структура более крупная, чем скопления галактик (цепочка скоплений галактик в созвездии Персей длиной около 300 Мпк). В 1981 г. Р. Киршнер с сотрудниками обнаружили две области галактик, разделённые пустым пространством объёмом 10⁶ Мпк³. Согласно наблюдениям, области, заполненные галактиками, представляли собой уплощённые структуры, которые перемежались гигантскими пустотами (войдами). Это и последующие наблюдения однозначно свидетельствовали о наличии не однородного, а структурированного распределения вещества во Вселенной на масштабах, превышающих сотни мегапарсек. Такая структура была теоретически предсказана Я. Б. Зельдовичем, Дж. Джинсом, Е. М. Лифшицем, Дж. Пиблсом и др. Существование крупномасштабной структуры не было бы возможно без начальных неоднородностей (скалярных первичных возмущений), образованных тёмной материей. Косвенные признаки существования тёмной материи обнаруживаются в крупномасштабных распределениях гравитационных полей во Вселенной, в структуре кривых вращения галактик и во многих других наблюдениях.

Наблюдательные исследования распространённости лёгких химических элементов во Вселенной продолжались на протяжении всего 20 в., и их результаты согласуются с предсказаниями Стандартной космологической модели. В ранней Вселенной в результате первичного нуклеосинтеза образовались следующие элементы и их изотопы: водород ¹H, дейтерий ²H, тритий ³H, изотопы гелия ³He и ⁴He. Более тяжёлые элементы образовались позднее в результате термоядерных реакций в звёздах.