Termin parametr kosmologiczny odnosi się do wielkości, która jest zaangażowana w opis modelu kosmologicznego i której wartość nie jest znana a priori. Na przykład, gęstości energii różnych form materii, które wypełniają obserwowalny wszechświat, są parametrami kosmologicznymi, podobnie jak wiek wszechświata . Model kosmologiczny będzie poprawnie opisywał obserwowalny Wszechświat, jeśli możliwe będzie takie dostosowanie jego parametrów, aby umożliwiały rozliczenie wszystkich obserwacji.
Nie wszystkie parametry kosmologiczne są niezależne. Na przykład ogólna teoria względności przewiduje, że istnieje związek między krzywizną przestrzenną , stałą Hubble'a i całkowitą gęstością wszechświata (patrz równania Friedmanna ). W praktyce oszacowanie zbioru parametrów, które nie są niezależne, pozwala na zbadanie wewnętrznej spójności modelu kosmologicznego.
Realistyczny model kosmologiczny próbuje opisać wszystkie obserwacje dotyczące Wszechświata przy użyciu minimum parametrów kosmologicznych. Z identyczną mocą opisową preferujemy model o najmniejszej liczbie parametrów kosmologicznych, zgodnie z zasadą brzytwy Ockhama .
Dlatego w standardowym modelu kosmologii konieczne jest odwołanie się do słabo znanego składnika obecnego w niezwykle jednolity sposób we wszechświecie, zwanego ciemną energią . Istnieje kilka modeli ciemnej energii, takich jak stała kosmologiczna , pierwotnie zaproponowana w innym kontekście w 1917 roku przez Alberta Einsteina (patrz Wszechświat Einsteina ) oraz kwintesencja . Stała kosmologiczna jest najprostszym modelem ciemnej energii i jest opisana tylko jednym parametrem, który można zinterpretować jako średnią gęstość ciemnej energii, stałą w czasie. Z drugiej strony modele kwintesencji wymagają większej liczby parametrów, w liczbie dwóch lub więcej. Obecne dane są zgodne z założeniami stałej kosmologicznej i kwintesencji, ale ta ostatnia nie opisuje obserwacji lepiej niż pierwsza. Obecnie zatem modele kwintesencyjne nie są uważane za konieczne , chociaż są one doskonale zgodne z danymi.
Dodanie dodatkowego parametru kosmologicznego jest częścią naturalnej ewolucji modelu kosmologicznego, w miarę jak obserwacje stają się coraz dokładniejsze. Powyższy przykład ciemnej energii jest tego ilustracją, obserwacje od końca lat 90. nieuchronnie wymagają dodania tego dodatkowego składnika, aby wyjaśnić przyspieszenie rozszerzania się Wszechświata pośrednio podkreślone przez badanie supernowych Ia typu odległego. .
Wszechświat z pewnością zawiera trzy, a najprawdopodobniej cztery rodzaje materii: fotony , neutrina , materię atomów i cząsteczek , zwaną materią barionową , a także słabo obecnie poznaną formę materii - ciemną materię . Ten ostatni mógłby składać się z cząstek elementarnych niewykrywanych dotychczas w akceleratorach cząstek , o masie znacznie większej niż proton czy neutron .
Prawie cała energia fotonów we Wszechświecie odpowiada energii fotonów, które zostały wyprodukowane podczas Wielkiego Wybuchu , które tworzą kosmiczne rozproszone tło . Temperatura kosmicznej rozproszonym tle znana jest z wielką precyzją. Z tego powodu gęstość energii fotonów nie jest kosmologicznym parametrem, który chce się określić, ale danymi, które należy uwzględnić w modelach. Podobnie jest bardzo dużo neutrin z Wielkiego Wybuchu. Chociaż ich energia jest znacznie mniejsza niż energia wytwarzana przez reakcje jądrowe w gwiazdach, ich liczba jest znacznie wyższa i to one składają się na prawie wszystkie neutrina o gęstości energii. Z drugiej strony nie jest możliwe bezpośrednie obserwowanie tego kosmologicznego tła neutrin , jednak można wyliczyć jego gęstość energii za pomocą obliczeń i zweryfikować tę dzięki przewidywaniom pierwotnej nukleosyntezy , która obejmuje gęstość energii neutrin. . Nie jest to zatem, z pewnymi wyjątkami, parametr kosmologiczny, ponieważ jego wartość jest ustalona z niemal całkowitą pewnością. Można założyć, że neutrina kosmologiczne wykazują asymetrię między neutrinami i antyneutrinami , w którym to przypadku należy wprowadzić ten dodatkowy parametr.
Z drugiej strony, obfitości materii barionowej i ciemnej materii nie można przewidzieć na podstawie aktualnych teorii fizycznych (2006), więc ich obfitość jest swobodnym parametrem w większości modeli. Ciemna energia lub jakiekolwiek zjawisko wywołujące efekty obserwacyjne tego samego typu są również częścią parametrów kosmologicznych. Te parametry kosmologiczne są czasami grupowane pod wspólną nazwą parametrów fizycznych , w tym sensie, że wpływają na opis aktualnej materialnej zawartości wszechświata.
Z parametrami fizycznymi każdy model kosmologiczny musi również kojarzyć to, co czasami nazywa się parametrami pierwotnymi , które opisują pewne aspekty fizyki bardzo odległych czasów historii wszechświata (mówi się o pierwotnym wszechświecie ). W szczególności badanie kosmicznego rozproszonego tła ujawnia, że kilkaset tysięcy lat po Wielkim Wybuchu Wszechświat znajdował się w niezwykle jednorodnym stanie, ale wykazywał bardzo słabe fluktuacje gęstości. Trudno jest wytłumaczyć powstawanie tych fluktuacji gęstości w najnowszej historii wszechświata, więc jesteśmy skłonni przypuszczać, że powstały one na bardzo wczesnym etapie historii wszechświata. Parametry opisujące stan początkowy tych fluktuacji gęstości są zatem parametrami zasadniczymi.
Do tych dwóch klas można dodać parametry o charakterze bardziej astrofizycznym, które w zasadzie byłyby możliwe do przewidzenia, gdy znane są inne parametry, ale których zrozumienie jest obecnie zbyt niepewne, aby można było dokonać dokładnych i wiarygodnych prognoz ilościowych. Czasami mówimy o parametrze astrofizycznym . Era rejonizacji jest przykładem zachodzącego Astrophysics ułatwić oszacowanie niż obserwowalnym teoretycznie (patrz poniżej).
Wszystkie obserwacje astrofizyczne związane z kosmologią pozwalają dziś (2006) opisać obecny wszechświat, a także dużą część jego historii. Najbardziej udany model pozwalający na to był przez kilka lat nazywany standardowym modelem kosmologii . Zakłada się, że wszechświat doświadczył niezwykle szybkiej fazy ekspansji na bardzo wczesnym etapie swojej historii, kosmicznej inflacji , i dlatego jego krzywizna przestrzenna wynosi zero. Dlatego też standardowy model kosmologii zakłada, że obecny wszechświat jest jednorodny i izotropowy w największych obserwowalnych skalach. Jego materialna zawartość obejmuje fotony (głównie te z rozmytego tła kosmicznego), neutrina (głównie te z tła kosmicznego neutrin), materię barionową, ciemną materię i ciemną energię. Całkowita gęstość wszechświata odpowiada tak zwanej gęstości krytycznej i ustala wartość stałej Hubble'a. Faza inflacji określa właściwości generowanych przez nią fluktuacji gęstości, które są obecnie całkowicie zdeterminowane przez tak zwane ich widmo mocy . W praktyce to widmo mocy jest określone przez dwie liczby: jedna opisuje typową amplitudę fluktuacji gęstości dla danego rozmiaru fizycznego, druga opisuje względną amplitudę fluktuacji gęstości między dwiema różnymi skalami, zwaną indeksem widmowym . Wreszcie, podczas formowania się pierwszych gwiazd we Wszechświecie, jest wystarczająco gęsta, aby prawdopodobnie bardzo intensywne promieniowanie z gwiazd pierwszej generacji było dostatecznie intensywne, aby zjonizować prawie wszystkie atomy istniejące w tym czasie. Nazywa się to reionizacją , ujawnioną w teście Gunna-Petersona . Epoka reionizacji powinna być w zasadzie przewidywalna przez Standardowy Model kosmologii, ale trudności napotkane dzisiaj w modelowaniu powstawania i ewolucji pierwszych gwiazd w pierwszych galaktykach oznaczają, że szczegóły czasów reionizacji są nadal słabo poznane. Dlatego obecnie dokładniejsze jest oszacowanie epoki rejonizacji na podstawie obserwacji.
Liczba parametrów standardowego modelu kosmologii wynosi zatem sześć:
W tym kontekście stała Hubble'a i wiek Wszechświata nie są niezależnymi parametrami. Czasami mówimy o parametrach pochodnych . Jednak oszacowanie ich wartości jest oczywiście brane pod uwagę przy dostosowywaniu pozostałych parametrów.