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.

Ce modèle représente un univers homogène et isotrope, dont la courbure spatiale est nulle, et qui contient de la matière noire et de l’énergie sombre en plus de la matière ordinaire. 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 la densité totale de l'univers 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 est basé sur six paramètres :

• La densité baryonique (${\displaystyle \Omega _{b}}$) ;
• La densité de matière noire (${\displaystyle \Omega _{c}}$) ;
• La densité d'énergie sombre (${\displaystyle \Omega _{\Lambda }}$) ;
• L'indice spectral des perturbations primordiales scalaires (${\displaystyle n_{s}}$) ;
• L'amplitude des perturbations primordiales de courbure (Δ_R²) ;
• L'épaisseur optique de réionisation (${\displaystyle \tau }$).