Il termine parametro cosmologico si riferisce a una quantità che è coinvolta nella descrizione di un modello cosmologico e il cui valore non è noto a priori. Ad esempio, le densità energetiche delle varie forme di materia che riempiono l' universo osservabile sono parametri cosmologici, così come l' età dell'universo . Un modello cosmologico descriverà correttamente l'universo osservabile se è possibile regolare i suoi parametri in modo che rendano possibile la contabilità di tutte le osservazioni.
Non tutti i parametri cosmologici sono indipendenti. Ad esempio, la relatività generale predice che esiste una relazione tra la curvatura spaziale , la costante di Hubble e la densità totale dell'universo (vedere le equazioni di Friedmann ). In pratica, la stima di un insieme di parametri non indipendenti permette di testare la coerenza interna di un modello cosmologico.
Un modello cosmologico realistico tenta di descrivere tutte le osservazioni relative all'universo con un minimo di parametri cosmologici. Con identico potere descrittivo , preferiamo il modello con il minor numero di parametri cosmologici, secondo il principio del rasoio di Occam .
Quindi, nel modello standard della cosmologia , è necessario fare appello a una componente poco conosciuta presente in modo estremamente uniforme nell'universo, chiamata energia oscura . Esistono diversi modelli di energia oscura, come la costante cosmologica , inizialmente proposta in un contesto diverso nel 1917 da Albert Einstein (vedi Universo di Einstein ), e la quintessenza . La costante cosmologica è il più semplice modello di energia oscura, ed è descritta da un solo parametro, che può essere interpretato come la densità media di energia oscura, costante nel tempo. D'altra parte, i modelli per eccellenza richiedono un numero maggiore di parametri, due o più in numero. I dati attuali sono compatibili con le ipotesi di costante e quintessenza cosmologica, ma quest'ultima non descrive le osservazioni meglio della prima. Allo stato attuale, quindi, i modelli per eccellenza non sono considerati necessari , sebbene siano perfettamente compatibili con i dati.
L'aggiunta di un ulteriore parametro cosmologico fa parte della naturale evoluzione di un modello cosmologico man mano che le osservazioni diventano sempre più precise. L'esempio di energia oscura sopra citato ne è un esempio, le osservazioni dalla fine degli anni '90 richiedono inevitabilmente l'aggiunta di questo componente aggiuntivo per spiegare l' accelerazione dell'espansione dell'universo messa indirettamente evidenziata dallo studio delle supernove di tipo Ia distante .
L'universo contiene certamente tre, e molto probabilmente quattro, tipi di materia: fotoni , neutrini , la materia degli atomi e delle molecole , chiamata materia barionica , nonché una forma di materia che al momento è scarsamente compresa, la materia oscura . Quest'ultimo potrebbe essere composto da particelle elementari non rilevate fino ad oggi negli acceleratori di particelle , di massa molto superiore a quella del protone o del neutrone .
Quasi tutta l'energia dei fotoni nell'universo corrisponde a quella dei fotoni che sono stati prodotti durante il Big Bang , che costituiscono lo sfondo cosmico diffuso . La temperatura del fondo cosmico diffuso è nota con grande precisione. Per questo motivo la densità di energia dei fotoni non è un parametro cosmologico che si cerca di determinare, ma un dato da includere nei modelli. Allo stesso modo, ci sono moltissimi neutrini del Big Bang. Sebbene l'energia di questi sia molto inferiore a quella prodotta dalle reazioni nucleari all'interno delle stelle, il loro numero è considerevolmente più alto e sono loro che contribuiscono alla quasi totalità della densità energetica dei neutrini. D'altra parte, non è possibile osservare direttamente questo sfondo cosmologico di neutrini , tuttavia è possibile dedurne la densità di energia mediante calcolo, e verificarla grazie alle previsioni della nucleosintesi primordiale , che coinvolge la densità di energia dei neutrini . Questo quindi, con alcune eccezioni, non è un parametro cosmologico, poiché il suo valore è fissato con virtuale certezza. Resta possibile supporre che i neutrini cosmologici mostrino asimmetria tra neutrini e antineutrini , nel qual caso questo parametro aggiuntivo deve essere introdotto.
D'altra parte, le abbondanze di materia barionica e materia oscura non possono essere previste dalle attuali teorie fisiche (2006), quindi la loro abbondanza è un parametro libero nella maggior parte dei modelli. Anche l'energia oscura, o qualsiasi fenomeno che produca effetti osservativi dello stesso tipo, fa parte dei parametri cosmologici. Questi parametri cosmologici sono talvolta raggruppati sotto il nome comune di parametri fisici , nel senso che intervengono nella descrizione dell'attuale contenuto materiale dell'universo.
Ai parametri fisici, qualsiasi modello cosmologico deve anche associare quelli che a volte vengono chiamati parametri primordiali , che descrivono alcuni aspetti della fisica di tempi molto remoti della storia dell'universo (si parla dell'universo primordiale ). In particolare, lo studio del fondo cosmico diffuso rivela che poche centinaia di migliaia di anni dopo il Big Bang , l'universo si trovava in uno stato estremamente omogeneo ma mostrava fluttuazioni di densità molto deboli. È difficile spiegare la formazione di queste fluttuazioni di densità nella storia recente dell'universo, quindi siamo portati a supporre che siano state prodotte molto presto nella storia dell'universo. I parametri che descrivono lo stato iniziale di queste fluttuazioni di densità sono quindi parametri essenziali.
A queste due classi si possono aggiungere parametri di natura più astrofisica che in linea di principio sarebbe possibile prevedere una volta conosciuti gli altri parametri, ma la cui comprensione è attualmente troppo incerta per poter fare previsioni quantitative precise e affidabili. A volte parliamo di un parametro astrofisico . La reionizzazione è un esempio di impostazione astrofisica, più facile da stimare di quanto teoricamente previsto dall'osservazione (vedi sotto).
Tutte le osservazioni astrofisiche relative alla cosmologia consentono oggi (2006) di descrivere l'universo attuale così come gran parte della sua storia. Il modello di maggior successo che lo consente è stato chiamato da alcuni anni il modello standard della cosmologia . Ciò presuppone che l'universo abbia vissuto una fase di espansione estremamente rapida molto presto nella sua storia, l'inflazione cosmica , motivo per cui la sua curvatura spaziale è zero. Il modello standard della cosmologia presuppone quindi che l'universo attuale sia omogeneo e isotropo alle più grandi scale osservabili. Il suo contenuto materiale include fotoni (principalmente quelli del fondo cosmico diffuso), neutrini (principalmente quelli del fondo cosmico dei neutrini), materia barionica, materia oscura ed energia oscura. La densità totale dell'universo corrisponde a quella che viene chiamata densità critica e fissa il valore della costante di Hubble. La fase di gonfiaggio determina le proprietà delle fluttuazioni di densità che genera, che sono attualmente interamente determinate da quello che viene chiamato il loro spettro di potenza . In pratica, questo spettro di potenza è determinato da due numeri: uno descrive l'ampiezza tipica delle fluttuazioni di densità di una data dimensione fisica, l'altro descrive l'ampiezza relativa delle fluttuazioni di densità tra due diverse scale, questo chiamato indice spettrale . Infine, durante la formazione delle prime stelle nell'universo, è sufficientemente denso in modo che la radiazione probabilmente molto intensa di queste stelle di prima generazione sia sufficientemente intensa da ionizzare quasi tutti gli atomi esistenti in quel momento. Questa si chiama reionizzazione , rivelata dal test di Gunn-Peterson . L'epoca della reionizzazione dovrebbe in linea di principio essere prevedibile dal modello standard di cosmologia, ma le difficoltà incontrate oggi nel modellare la formazione e l'evoluzione delle prime stelle nelle prime galassie significano che i dettagli dei tempi di reionizzazione sono ancora poco conosciuti. È quindi attualmente più preciso stimare l'epoca della reionizzazione mediante l'osservazione.
Il numero di parametri del modello standard di cosmologia ammonta quindi a sei:
In questo contesto, la costante di Hubble e l'età dell'universo non sono parametri indipendenti. A volte parliamo di parametri derivati . Tuttavia, la stima del loro valore viene ovviamente presa in considerazione per regolare gli altri parametri.