Terimi, kozmik parametresi , bir tarifinde yer alan bir miktar anlamına gelir kozmik modeli değeri önsel bilinmemektedir ve. Örneğin , gözlemlenebilir evreni dolduran çeşitli madde formlarının enerji yoğunlukları, evrenin yaşı gibi kozmolojik parametrelerdir . Kozmolojik bir model, tüm gözlemleri hesaba katmayı mümkün kılacak şekilde parametrelerini ayarlamak mümkünse, gözlemlenebilir evreni doğru bir şekilde tanımlayacaktır.
Tüm kozmolojik parametreler bağımsız değildir. Örneğin, genel görelilik uzamsal eğrilik , Hubble sabiti ve evrenin toplam yoğunluğu arasında bir ilişki olduğunu öngörür (bkz. Friedmann'ın denklemleri ). Pratikte, bağımsız olmayan bir dizi parametrenin tahmini, kozmolojik bir modelin iç tutarlılığını test etmeyi mümkün kılar.
Gerçekçi bir kozmolojik model, evrenle ilgili tüm gözlemleri minimum kozmolojik parametrelerle açıklamaya çalışır. Özdeş tanımlayıcı güçle , Occam'ın ustura prensibine göre en az sayıda kozmolojik parametreye sahip modeli tercih ediyoruz .
Bu nedenle, standart kozmoloji modelinde , evrende son derece tekdüze bir şekilde bulunan, karanlık enerji adı verilen, az bilinen bir bileşene başvurmak gerekir . Gibi karanlık enerjinin birkaç model vardır kozmolojik sabit başlangıçta farklı bağlamda, önerilen, 1917 tarafından Einstein (bakınız Einstein'ın evreni ) ve öz . Kozmolojik sabit, en basit karanlık enerji modelidir ve karanlık enerjinin zaman içinde sabit olan ortalama yoğunluğu olarak yorumlanabilecek tek bir parametre ile tanımlanır. Öte yandan, mükemmel modeller, iki veya daha fazla sayıda olmak üzere daha fazla sayıda parametre gerektirir. Mevcut veriler, kozmolojik sabit ve özet varsayımlarıyla uyumludur, ancak ikincisi, gözlemleri öncekinden daha iyi tanımlamaz. Şu anda, bu nedenle, verilerle mükemmel bir şekilde uyumlu olsalar da , özlü modeller gerekli görülmemektedir .
Ek bir kozmolojik parametre eklemek, gözlemler gittikçe daha kesin hale geldikçe, kozmolojik bir modelin doğal evriminin bir parçasıdır. Yukarıda bahsedilen karanlık enerji örneği bunun bir örneğidir , 1990'ların sonundan bu yana kaçınılmaz olarak evrenin genişlemesinin ivmesini açıklamak için bu ek bileşenin eklenmesini gerektiren gözlemler , süpernova Ia uzak tip çalışmasında vurgulanmaktadır. .
Evren kesinlikle üç ve büyük olasılıkla dört tür madde içerir: fotonlar , nötrinolar , baryonik madde olarak adlandırılan atom ve moleküllerin yanı sıra şu anda tam olarak anlaşılamayan bir madde formu, karanlık madde . Sonuncusu , proton veya nötrondan çok daha yüksek kütleye sahip, parçacık hızlandırıcılarda bugüne kadar tespit edilmemiş temel parçacıklardan oluşabilir .
Evrendeki fotonların enerjisinin neredeyse tamamı , kozmik dağınık arka planı oluşturan Büyük Patlama sırasında üretilen fotonların enerjisine karşılık gelir . Sıcaklık kozmik yaygın arka plan büyük bir hassasiyetle bilinir. Bu nedenle fotonların enerji yoğunluğu, belirlenmeye çalışılan kozmolojik bir parametre değil, modellere dahil edilecek bir referans noktasıdır. Aynı şekilde, Big Bang'den çok sayıda nötrino var. Bunların enerjisi, yıldızların içindeki nükleer reaksiyonların ürettiğinden çok daha düşük olmasına rağmen, sayıları oldukça fazladır ve neredeyse tüm enerji yoğunluğuna katkıda bulunan nötrinolardır. Öte yandan nötrinoların bu kozmolojik arka planını doğrudan gözlemlemek mümkün değildir , ancak nötrinoların enerji yoğunluğunu içeren ilkel nükleosentez tahminleriyle enerji yoğunluğunu hesaplayarak çıkarmak ve bunu doğrulamak mümkündür. . Bu nedenle, bazı istisnalar dışında, kozmolojik bir parametre değildir, çünkü değeri neredeyse kesin olarak sabitlenmiştir. Kozmolojik nötrinoların nötrinolar ve antinötrinolar arasında asimetri sergilediğini varsaymak mümkündür , bu durumda bu ek parametrenin tanıtılması gerekir.
Öte yandan, baryonik madde ve karanlık madde bolluğu mevcut fiziksel teoriler (2006) tarafından tahmin edilemez, bu nedenle bunların bolluğu çoğu modelde serbest bir parametredir. Karanlık enerji veya aynı türden gözlemsel etkiler üreten herhangi bir fenomen de kozmolojik parametrelerin bir parçasıdır. Bu kozmolojik parametreler , evrenin mevcut maddi içeriğinin tanımlanmasına müdahale etmeleri anlamında bazen fiziksel parametrelerin ortak adı altında gruplandırılır .
Fiziksel parametrelerle, herhangi bir kozmolojik model, bazen ilkel parametreler olarak adlandırılan ve evren tarihinin çok uzak zamanlarının fiziğinin belirli yönlerini tanımlayan şeyi de ilişkilendirmelidir ( ilk evren hakkında konuşulur ). Özellikle, kozmik dağınık arka plan incelemesi, Büyük Patlama'dan birkaç yüz bin yıl sonra , evrenin son derece homojen bir durumda olduğunu ancak yoğunlukta çok zayıf dalgalanmalar sergilediğini ortaya koyuyor . Evrenin yakın tarihinde bu yoğunluk dalgalanmalarının oluşumunu açıklamak zordur, bu nedenle bunların evren tarihinin çok erken dönemlerinde üretildiklerini varsaymaya yönlendiriliyoruz. Bu yoğunluk dalgalanmalarının başlangıç durumunu tanımlayan parametreler bu nedenle temel parametrelerdir.
Bu iki sınıfa, ilke olarak diğer parametreler bilindiğinde tahmin etmenin mümkün olacağı, ancak anlaşılması kesin ve güvenilir niceliksel tahminlerin mümkün olamayacağı kadar belirsiz olan daha astrofiziksel nitelikte parametreler eklenebilir. Bazen astrofiziksel bir parametreden bahsediyoruz . Yeniden iyonlaştırma , teorik olarak gözlemsel olarak tahmin edilenden daha kolay tahmin edilmesi daha kolay olan astrofiziği belirlemeye bir örnektir (aşağıya bakınız).
Kozmoloji ile ilgili tüm astrofiziksel gözlemler bugün (2006) mevcut evreni ve tarihinin büyük bir bölümünü tanımlamaya izin veriyor. Buna izin veren en başarılı model, birkaç yıldır standart kozmoloji modeli olarak adlandırılıyor . Bu, evrenin tarihinin çok erken dönemlerinde son derece hızlı bir genişleme aşaması, kozmik enflasyon yaşadığını varsayar , bu yüzden uzaysal eğriliği sıfırdır. Bu nedenle standart kozmoloji modeli, mevcut evrenin homojen ve gözlemlenebilir en büyük ölçeklerde izotropik olduğunu varsayar . Maddi içeriği arasında fotonlar (çoğunlukla dağınık kozmik arka plandan olanlar), nötrinolar (çoğunlukla kozmik nötrino arka plandan olanlar), baryonik madde, karanlık madde ve karanlık enerji bulunur. Evrenin toplam yoğunluğu, kritik yoğunluk denen şeye karşılık gelir ve Hubble sabitinin değerini sabitler. Şişirme aşaması, oluşturduğu yoğunluk dalgalanmalarının özelliklerini belirler ve bunlar şu anda tamamen güç spektrumu adı verilen şey tarafından belirlenir . Uygulamada, bu güç spektrumu iki sayı ile belirlenir: biri belirli bir fiziksel boyuttaki yoğunluk dalgalanmalarının tipik genliğini tanımlar, diğeri ise iki farklı ölçek arasındaki yoğunluk dalgalanmalarının göreceli genliğini tanımlar, buna spektral indeks denir . Son olarak, evrendeki ilk yıldızların oluşumu sırasında, bu birinci nesil yıldızların muhtemelen çok yoğun radyasyonunun, o sırada var olan atomların neredeyse tamamını iyonlaştırmaya yetecek kadar yoğun olması için yeterince yoğundur. Buna Gunn-Peterson testi ile ortaya çıkan reiyonizasyon denir . Yeniden iyonlaşma çağı, ilke olarak, kozmolojinin Standart Modeli tarafından tahmin edilebilir olmalıdır, ancak bugün ilk galaksilerdeki ilk yıldızların oluşumunu ve evrimini modellemede karşılaşılan zorluklar, yeniden iyonlaşmanın ayrıntı zamanlarının hala tam olarak anlaşılamadığı anlamına gelmektedir. Bu nedenle şu anda yeniden iyonlaşma dönemini gözlem yoluyla tahmin etmek daha kesin.
Standart kozmoloji modelinin parametre sayısı bu nedenle altıya ulaşır:
Bu bağlamda, Hubble sabiti ve evrenin yaşı bağımsız parametreler değildir. Bazen türetilmiş parametrelerden bahsediyoruz . Bununla birlikte, değerlerinin tahmini, diğer parametreleri ayarlamak için elbette dikkate alınır.