ΛCDM (аббревиатура от Lambda-Cold Dark Matter, читается: «лямбда-си-ди-эм»])  — современная стандартная космологическая модель^[1], в которой пространственно-плоская Вселенная заполнена, помимо обычной барионной материи, тёмной энергией (описываемой космологической постоянной Λ в уравнениях Эйнштейна) и холодной тёмной материей (англ. Cold Dark Matter). Согласно этой модели, для согласования с наблюдениями (в частности, космической обсерватории «Планк») возраст Вселенной должен быть принят равным 13,799 ± 0,021 миллиарда лет^[2].

Модель предполагает, что общая теория относительности является правильной теорией гравитации на космологических масштабах. ΛCDM возникла в конце 1990-х годов и включает в себя космологическую инфляцию на ранних стадиях Большого взрыва для объяснения пространственной плоскостности Вселенной и начального спектра возмущений.

Большинство современных космологических моделей основано на космологическом принципе, который утверждает, что наше местоположение во Вселенной никак особенно не выделяется и что на достаточно большом масштабе Вселенная выглядит одинаково во всех направлениях (изотропна) и из каждого места (однородность)^[3]. Этот принцип представляет собой не безусловное требование-постулат, а скорее презумпцию — то есть считается верным, пока не доказано обратное.

Модель включает в себя расширение Вселенной, которое хорошо подтверждается космологическим красным смещением спектров удалённых галактик и квазаров.

Открытие космического микроволнового фона в 1965 году подтвердило ключевое предсказание космологии Большого Взрыва. С этого момента было принято считать, что Вселенная расширяется с течением времени, а раннее её состояние было плотным и горячим.

Скорость расширения зависит от содержания и типа вещества и энергии во Вселенной и, в частности, от того, является ли полная плотность выше или ниже так называемой критической плотности. В 1970-х годах основное внимание космологов привлекала чисто барионная модель, но в этом подходе были серьёзные проблемы объяснения образования галактик, учитывая очень небольшую анизотропию реликтового излучения, на которую уже тогда были получены серьёзные оценки сверху. В начале 1980-х годов стало ясно, что эта проблема может быть решена, если предположить, что холодная тёмная материя доминирует над барионной.

Различные модели предлагают разные соотношения обычных и тёмных энергий и масс. В 1980-х годах большинство исследований фокусировалось на модели холодной тёмной материи с критической плотностью при соотношении около 95 % тёмной материи и 5 % барионов: эти работы успешно объясняли формирование галактик и скоплений галактик, однако в 1990-х оказалось, что результаты по спектру крупномасштабного распределения галактик в сочетании с измеренной анизотропией реликтового излучения противоречат такой модели^[4].

Модель ΛCDM стала стандартом вскоре после открытия ускорения расширения Вселенной в 1998 году, так как упомянутые выше противоречия были просто и естественно в ней решены.

Современные наблюдения, в частности измерение постоянной Хаббла, показывают отклонения от ΛCDM модели, использующей FLRW метрику^[5][6].

• Параметры ΛCDM модели по данным WMAP (англ.)
• Баланс энергий в современной Вселенной (англ.)
• Оценочные космологические параметры WMAP / Последняя сводка Лямбда-CDM модель (англ.)

Космология
Базовые понятия и объекты	Вселенная Наблюдаемая Вселенная Красное смещение космологическое Реликтовое излучение Гравитационные волны Расширение Вселенной ускоренное Скрытая масса Тёмная материя Тёмная энергия
История Вселенной	Большой взрыв Большой отскок Хронология Большого взрыва Инфляция Первичный нуклеосинтез Рекомбинация Эволюция галактик Возраст Вселенной Будущее Вселенной
Структура Вселенной	Крупномасштабная структура Вселенной Сверхскопление галактик Большая группа квазаров Галактическая нить Войд Пузырь Хаббла Форма Вселенной
Теоретические представления	История развития представлений о Вселенной Закон Хаббла Гравитационная неустойчивость Космологический принцип Космологические модели Космологическая сингулярность Модель де Ситтера Модель горячей Вселенной Вселенная Фридмана Сопутствующее расстояние Критическая плотность Уравнение Фридмана Космологическое уравнение состояния Модель Лямбда-CDM
Эксперименты	Наблюдательная космология 2dF 6dF BOOMERanG COBE SDSS WMAP Планк DES
Портал:Астрономия