Modèle ΛCDM

Expansion accélérée de l'univers selon le modèle Lambda-CDM. Cette frise chronologique représente schématiquement l'inflation depuis le Big Bang (il y a 13,7 Ga) jusqu'à aujourd'hui.

Le modèle ΛCDM se fonde sur trois hypothèsessec. 2,_§ 2.1_7-0">[7] :

• l'Univers est homogène et isotrope à grande échelle ;
• la gravitation est décrite par la relativité générale à toutes les échelles ;
• le contenu en matière de l'Univers est donné par la matière noire froide (CDM), les baryons et le rayonnement.

L'Univers contient, de plus, de l'énergie sombre. La lettre grecque Λ est usuellement le symbole de la constante cosmologique, qui est la forme la plus simple d'énergie sombre.

Un tel modèle est aujourd'hui considéré comme le modèle cosmologique le plus simple pouvant décrire l’univers observable. Il est à la base du modèle standard de la cosmologie. Il a supplanté le modèle SCDM, identique si ce n’est qu’il ne possède pas d'énergie sombre, dans le courant des années 1990.

La motivation de ce type de modèle provient de la combinaison de plusieurs observations qui contraignent certains paramètres cosmologiques :

• la détection indirecte de matière noire, par son influence gravitationnelle au sein des galaxies et des amas de galaxies ;
• l’estimation de la densité de cette matière noire, qui est inférieure à la densité critique de l'Univers ;
• les contraintes sur la courbure spatiale de l’Univers, qui indiquent que sa densité totale est très proche de la densité critique ;
• l’observation de l’accélération de l'expansion de l'Univers par l'étude de la distance de luminosité des supernovas de type Ia, qui implique l’existence d’énergie sombre.

La combinaison de ces contraintes rend nécessaire la présence de matière sombre, ainsi que l’adjonction d’une autre forme de matière, l’énergie sombre, ayant un effet répulsif sur l’expansion de l’Univers.

Le modèle ΛCDM minimalsec. 2.6,_§ 2.6.4,_n^o 2.6.4.1_8-0">[8] — dit vanilla en anglais[9] - chap. 4,_sec. 4.4,_§ 4.4.4_10-0">[10] — est défini par six paramètrescol. 1_11-0">[11] - chap. 7,_sec. 7.5,_introduction_12-0">[12] - sec. 2.6,_§ 2.6.4,_n^o 2.6.4.1_13-0">[13] aux effets indépendantssec. 2.6,_§ 2.6.4,_n^o 2.6.4.3_14-0">[14], à savoirchap. 7,_sec. 7.5,_introduction_12-1">[12] :

${\displaystyle \left\{A_{s},\;n_{s},\;\omega _{b},\;\omega _{m},\;\Omega _{\Lambda },\;\tau \right\}}$,

où :

• ${\displaystyle A_{s}}$ est l'amplitude globale du spectre primordialsec. 2.6,_§ 2.6.4,_n^o 2.6.4.6_15-0">[15] ;
• ${\displaystyle n_{s}}$ est l'indice spectraln. (d)_16-0">[16] - sec. 2.6,_§ 2.6.4,_n^o 2.6.4.6_17-0">[17] des perturbations primordiales scalaires de densitén. (d)_16-1">[16] ;
• ${\displaystyle \omega _{b}}$ est la densité de baryonschap. 7,_sec. 7.5,_introduction_12-2">[12] - sec. 2.6,_§ 2.6.4,_n^o 2.6.4.3_18-0">[18], avecchap. 7,_sec. 7.5,_introduction_12-3">[12] : ${\displaystyle \omega _{b}=\Omega _{b}h^{2}}$ ;
• ${\displaystyle \omega _{m}}$ est la densité de matièrechap. 7,_sec. 7.5,_introduction_12-4">[12] non-relativistesec. 2.6,_§ 2.6.4,_n^o 2.6.4.3_18-1">[18], avecchap. 7,_sec. 7.5,_introduction_12-5">[12] : ${\displaystyle \omega _{m}=\Omega _{m}h^{2}}$ ;
• ${\displaystyle \Omega _{\Lambda }}$ est la densité fractionnellechap. 7,_sec. 7.5,_introduction_12-6">[12] de constante cosmologiquesec. 2.6,_§ 2.6.4,_n^o 2.6.4.6_15-1">[15] ;
• ${\displaystyle \tau }$ est l'épaisseurn. (d)_16-2">[16] ou profondeur optique de la réionisationsec. 2.6,_§ 2.6.4,_n^o 2.6.4.6_17-1">[17].

La densité de photons est fixée par la température mesurée ${\displaystyle T_{0}}$ du fond diffus cosmologique : ${\displaystyle T_{0}=2,725\;\mathrm {K} }$chap. 7,_sec. 7.5,_introduction_12-7">[12].

Les neutrinos sont considérés comme de masse nullechap. 7,_sec. 7.5,_introduction_12-8">[12].

L'Univers est supposé platchap. 7,_sec. 7.5,_introduction_12-9">[12].

Le modèle standard, bien que privilégié par la majorité des physiciens, fait l'objet de critiques pour ses hypothèses ad-hoc concernant des problèmes cosmologiques connus et non expliqués de façon jugée satisfaisante par le modèle ΛCDM : problème de la formation des structures, problème de la platitude, asymétrie baryonique, problème des baryons manquants, problème de la rotation des galaxies, problème de l'accélération de l'expansion de l'Univers...

Diverses variantes de ce modèle coexistent donc, très souvent inspirées de la relativité générale, parmi lesquelles les théories MOND, l'Univers de Milne, les modèles bi-métriques et les théories des cordes (voir la liste des divers modèles cosmologiques).