O termo parâmetro cosmológico refere-se a uma quantidade que está envolvida na descrição de um modelo cosmológico e cujo valor não é conhecido a priori. Por exemplo, as densidades de energia das várias formas de matéria que preenchem o universo observável são parâmetros cosmológicos, assim como a idade do universo . Um modelo cosmológico descreverá corretamente o universo observável se for possível ajustar seus parâmetros de forma que possibilitem dar conta de todas as observações.
Nem todos os parâmetros cosmológicos são independentes. Por exemplo, a relatividade geral prevê que existe uma relação entre a curvatura espacial , a constante de Hubble e a densidade total do universo (ver as equações de Friedmann ). Na prática, a estimação de um conjunto de parâmetros não independentes permite testar a coerência interna de um modelo cosmológico.
Um modelo cosmológico realista tenta descrever todas as observações relacionadas ao universo com um mínimo de parâmetros cosmológicos. Com idêntico poder descritivo , preferimos o modelo com o menor número de parâmetros cosmológicos, de acordo com o princípio da navalha de Occam .
Assim, no modelo padrão da cosmologia , é necessário apelar a um componente pouco conhecido e presente de forma extremamente uniforme no universo, chamado de energia escura . Existem vários modelos de energia escura, como a constante cosmológica , inicialmente proposta em um contexto diferente em 1917 por Albert Einstein (ver Universo de Einstein ), e a quintessência . A constante cosmológica é o modelo de energia escura mais simples, e é descrita por apenas um parâmetro, que pode ser interpretado como a densidade média da energia escura, constante ao longo do tempo. Por outro lado, os modelos quintessenciais requerem um maior número de parâmetros, dois ou mais em número. Os dados atuais são compatíveis com os pressupostos de constante cosmológica e quintessência, mas o último não descreve as observações melhor do que o primeiro. Atualmente, portanto, os modelos quintessenciais não são considerados necessários , embora sejam perfeitamente compatíveis com os dados.
Adicionar um parâmetro cosmológico adicional faz parte da evolução natural de um modelo cosmológico à medida que as observações se tornam mais e mais precisas. O exemplo da energia escura citado acima é uma ilustração disso, as observações desde o final da década de 1990 inevitavelmente exigindo a adição deste componente adicional para explicar a aceleração da expansão do universo indiretamente colocada em destaque pelo estudo das supernovas Ia tipo distante .
O universo certamente contém três, e provavelmente quatro, tipos de matéria: fótons , neutrinos , a matéria dos átomos e moléculas , chamada matéria bariônica , bem como uma forma de matéria que é mal compreendida atualmente., A matéria escura . Este último poderia ser composto de partículas elementares não detectadas até agora em aceleradores de partículas , de massa muito maior que a do próton ou do nêutron .
Quase toda a energia dos fótons do universo corresponde à dos fótons que foram produzidos durante o Big Bang , que constituem o fundo difuso cósmico . A temperatura do fundo difuso cósmico é conhecida com grande precisão. Por isso, a densidade de energia dos fótons não é um parâmetro cosmológico que se busca determinar, mas um dado a ser incluído nos modelos. Da mesma forma, existem muitos neutrinos do Big Bang. Embora a energia desses seja muito menor do que a produzida pelas reações nucleares dentro das estrelas, seu número é consideravelmente maior e são eles que contribuem para quase toda a densidade de energia. Por outro lado, não é possível observar diretamente esse background cosmológico dos neutrinos , porém é possível deduzir sua densidade de energia por cálculo, e verificá-la graças às previsões da nucleossíntese primordial , que envolve a densidade de energia dos neutrinos. . Este é, portanto, com algumas exceções, não um parâmetro cosmológico, uma vez que seu valor é fixado com certeza virtual. Resta assumir que os neutrinos cosmológicos exibem assimetria entre neutrinos e antineutrinos , caso em que este parâmetro adicional deve ser introduzido.
Por outro lado, as abundâncias de matéria bariônica e escura não podem ser previstas pelas teorias físicas atuais (2006), então sua abundância é um parâmetro livre na maioria dos modelos. A energia escura, ou qualquer fenômeno que produza efeitos observacionais do mesmo tipo, também faz parte dos parâmetros cosmológicos. Esses parâmetros cosmológicos às vezes são agrupados sob o nome comum de parâmetros físicos , no sentido de que intervêm na descrição do conteúdo material atual do universo.
Com os parâmetros físicos, qualquer modelo cosmológico deve também associar o que às vezes é chamado de parâmetros primordiais , que descrevem certos aspectos da física de tempos muito remotos da história do universo (fala-se do universo primordial ). Em particular, o estudo do fundo difuso cósmico revela que algumas centenas de milhares de anos após o Big Bang , o universo estava em um estado extremamente homogêneo, mas exibindo flutuações muito fracas na densidade. É difícil explicar a formação dessas flutuações de densidade na história recente do universo, então somos levados a supor que elas foram produzidas muito cedo na história do universo. Os parâmetros que descrevem o estado inicial dessas flutuações de densidade são, portanto, parâmetros essenciais.
A essas duas classes podem ser adicionados parâmetros de natureza mais astrofísica que seria, em princípio, possível prever uma vez que os outros parâmetros fossem conhecidos, mas cujo entendimento é atualmente muito incerto para que previsões quantitativas precisas e confiáveis sejam possíveis. Às vezes falamos de um parâmetro astrofísico . A reionização é um exemplo de astrofísica de cenário, mais fácil de estimar do que previsto teoricamente por observação (veja abaixo).
Todas as observações astrofísicas relacionadas à cosmologia permitem hoje (2006) descrever o universo atual, bem como muito de sua história. O modelo mais bem-sucedido que permite isso tem sido chamado, há alguns anos , de modelo padrão da cosmologia . Isso pressupõe que o universo experimentou uma fase de expansão extremamente rápida bem no início de sua história, a inflação cósmica , razão pela qual sua curvatura espacial é zero. O modelo padrão da cosmologia, portanto, assume que o universo atual é homogêneo e isotrópico nas maiores escalas observáveis. Seu conteúdo material inclui fótons (principalmente aqueles do fundo cósmico difuso), neutrinos (principalmente aqueles do fundo do neutrino cósmico), matéria bariônica, matéria escura e energia escura. A densidade total do universo corresponde ao que é chamado de densidade crítica e fixa o valor da constante de Hubble. A fase de inflação determina as propriedades das flutuações de densidade que gera, que atualmente são inteiramente determinadas pelo que é chamado de espectro de potência . Na prática, esse espectro de potência é determinado por dois números: um descreve a amplitude típica das flutuações de densidade de um determinado tamanho físico, o outro descreve a amplitude relativa das flutuações de densidade entre duas escalas diferentes, isso é chamado de índice espectral . Por fim, durante a formação das primeiras estrelas do universo, ele é suficientemente denso para que a radiação provavelmente muito intensa dessas estrelas de primeira geração seja suficientemente intensa para ionizar quase todos os átomos existentes naquela época. Isso é chamado de reionização , revelado pelo teste Gunn-Peterson . A época de reionização deveria, em princípio, ser previsível pelo Modelo Padrão de cosmologia, mas as dificuldades encontradas hoje em modelar a formação e evolução das primeiras estrelas nas primeiras galáxias significam que os detalhes dos tempos de reionização ainda são mal compreendidos. Portanto, é atualmente mais preciso estimar a época de reionização por observação.
O número de parâmetros do modelo padrão de cosmologia, portanto, chega a seis:
Nesse contexto, a constante de Hubble e a idade do universo não são parâmetros independentes. Às vezes falamos de parâmetros derivados . No entanto, a estimativa de seu valor é obviamente levada em consideração para ajustar os outros parâmetros.