ΛCDM 모형
변수

|  | 설명 | 기호 | 값-2015 | 값-2018 |
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| 독립 변수 | 물리적 중입자 밀도계수 | Ωb h2 | 0.02230±0.00014 | 0.0224±0.0001 |
| 독립 변수 | 물리적 암흑물질 밀도계수 | Ωc h2 | 0.1188±0.0010 | 0.120±0.001 |
| 독립 변수 | 우주의 나이 | t0 | (13.799±0.021)×109 years | (13.787±0.020)×109 years |
| 독립 변수 | 스칼라 스펙트럼 지수 | ns | 0.9667±0.0040 | 0.965±0.004 |
| 독립 변수 | 곡률 요동 진폭, k0 = 0.002 Mpc−1 |  \Delta _{R}^{2} | 2.441+0.088 −0.092×10−9 |  ? |
| 독립 변수 | 재이온화 광학적 깊이 | τ | 0.066±0.012 | 0.054±0.007 |
| 고정 변수 | 총 밀도계수 | Ωtot | 1 |  ? |
| 고정 변수 | 암흑 에너지 상태 방정식 | w | −1 | w0 = −1.03 ± 0.03 |
| 고정 변수 | 텐서/스칼라 비 | r | 0 | r0.002 <  0.06 |
| 고정 변수 | 러닝 스펙트럼 지수 |  dn_{\text{s}}/d\ln k | 0 |  ? |
| 고정 변수 | 세 중성미자의 질량합 |  \sum m_{\nu } | 0.06 eV/c2:40 | 0.12 eV/c2 |
| 고정 변수 | 상대론적 자유도의  유효 가짓수 | Neff | 3.046 | 2.99±0.17 |
| 계산값 | 허블상수 | H0 | 67.74±0.46 km s−1 Mpc−1 | 67.4±0.5 km s−1 Mpc−1 |
| 계산값 | 중입자 밀도계수 | Ωb | 0.0486±0.0010 |  ? |
| 계산값 | 암흑물질 밀도계수 | Ωc | 0.2589±0.0057 |  ? |
| 계산값 | 물질 밀도계수 | Ωm | 0.3089±0.0062 | 0.315±0.007 |
| 계산값 | 암흑 에너지 밀도계수 | ΩΛ | 0.6911±0.0062 | 0.6847±0.0073 |
| 계산값 | 임계밀도 | ρcrit | (8.62±0.12)×10−27 kg/m3 |  ? |
| 계산값 | 현재 반경 8h–1 Mpc인 구체의 평균-제곱근 물질 요동 | σ8 | 0.8159±0.0086 | 0.811±0.006 |
| 계산값 | 광자 분리 시기 적색편이 | z∗ | 1089.90±0.23 | 1089.80±0.21 |
| 계산값 | 광자 분리 시기 우주의 나이 | t∗ | 377700±3200 years |  ? |
| 계산값 | 재이온화 시기 적색편이 (사전 확률로) | zre | 8.5+1.0 −1.1 | 7.68±0.79 |
간단한 ΛCDM 모형은 여섯 변수를 기반으로 하고 있다. 물리적 중입자 밀도계수(physical baryon density parameter)와 물리적 암흑물질 밀도계수(physical dark matter density parameter)와 우주의 나이와 스칼라 스펙트럼 지수(scalar spectral index)와 곡률 요동 진폭(curvature fluctuation amplitude)과 재이온화 광학적 깊이(reionization optical depth)가 그것이다. 이러한 변수의 가짓수는 오컴의 면도날에 따라 현존하는 관측과 잘 일치하는 결과를 내놓는 데 필요한 최소한의 수이다. 조절 가능한 다른 변수는 "자연스러운" 값으로 고정되어 있는데, 이를테면 총 에너지 밀도계수  \Omega _{\mathrm {tot} }=1.00과 암흑에너지 상태 방정식  w=-1이 그러하다. 이러한 변수를 조절하는 경우는 후술할 확장 모형이 있다.
이러한 여섯 변수는 대부분 오늘날의 이론에서 예측되는 값이 아니다. 예외가 있다면 스칼라 스펙트럼 지수인데, 이는 대다수의 급팽창 이론 모형에서 1보다 약간 작은 값으로 기대하고 있다. 관측과 잘 일치하는 값은 0.96이다. 여섯 변수의 값과 오차는 대형 컴퓨터가 패러미터 공간에서 관측과 잘 맞는 영역을 탐색함으로써 추산된다. 이러한 변수를 통해 허블상수와 암흑 에너지의 밀도처럼 다른 모형에서 다루는 값을 손쉽게 계산할 수 있다.
맞춤에 흔히 쓰이는 관측은 우주 마이크로파 배경의 비등방성과 초신성의 밝기/적색편이 관계, 그리고 중입자 음파 진동을 비롯한 은하의 대규모 군집 현상이 있다. 허블상수나 은하단의 존재도, 약한 중력렌즈 효과(weak gravitational lensing), 구상성단 나이와 같은 다른 관측은 모형을 검증할 수단이 되기도 하며, 일반적으로는 모형과 일치하는 편이지만, 지금으로서는 측정의 정밀도가 낮은 편이다.
상기한 목록의 변숫값은 2015년 플랑크 협업 우주론 변수로서, 플랑크의 우주 마이크로파 배경 파워 스펙트럼에 맞춘 기본 ΛCDM 모형과 우주 마이크로파 배경 약한 중력렌즈 복원(lensing reconstruction) 및 외부 관측 자료(BAO + JLA + H0)로 제한한 68% 신뢰구간의 값을 인용하였다. 다른 결괏값은 플랑크 위성 문서의 결과 목차를 참고하라. 플랑크 (인공위성)도 참조하라.
1 2  The "physical baryon density parameter" Ωb h2 is the "baryon density parameter" Ωb multiplied by the square of the reduced Hubble constant h = H0 / (100 km s−1 Mpc−1). Likewise for the difference between "physical dark matter density parameter" and "dark matter density parameter".
1 2 3 4 5  A density ρx = Ωxρcrit is expressed in terms of the critical density ρcrit, which is the total density of matter/energy needed for the universe to be spatially flat. Measurements indicate that the actual total density ρtot is very close if not equal to this value, see below.
↑  태양과 지구의 중성미자 진동 실험에서 허용되는 최솟값이다.
↑  from the 표준 모형 of particle physics
↑  Calculated from Ωbh2 and h = H0 / (100 km s−1 Mpc−1).
↑  Calculated from Ωch2 and h = H0 / (100 km s−1 Mpc−1).
↑  Calculated from h = H0 / (100 km s−1 Mpc−1) per ρcrit = 1.87847×10−26 h2 kg m−3.