Problem skryte hmoty ma ovsem mnohem obecnejsi povahu, zasadne ovlivnujici stav soudobe kosmologie. Prvnim astronomem, jenz si moznou existenci nezarici hmoty v galaxiich ci mezi galaxiemi uvedomil, byl F. Zwicky jiz v r. 1936. Dnes je rozpor mezi hmotnosti galaxii, urcenymi dynamicky a ze zariveho vykonu, naprosto vseobecny a zarazejici svou velikosti. Skryte hmoty je podle vseho o dva rady vice, nez hmoty zarici. O jeji pritomnosti svedci jiz zminene gravitacni cocky: rozstepeni obrazu vzdalenych kvasaru je podstatne vetsi, nez by vyplyvalo sectenim zarici hmoty clenu mezilehle kupy galaxii. Dalsim dulezitym argumentem je pouziti virialove vety na pohyby galaxii v dane kupe. Galaxie se pohybuji tak rychle, ze pokud by tam nebyla velka skryta hmota, cela kupa by se jiz davno rozpadla. Tretim duvodem pro existenci skryte hmoty jsou pak prubehy krivek rotace pro bezne galaxie. Tyto krivky bud stale rostou se vzdalenosti od centra galaxie, anebo alespon nikde neklesaji, coz se da vysvetlit jedine tak, ze na periferii galaxie ( v jejim halu) se naleza velke mnozstvi skryte hmoty.
Posledni argument loni napadli E. Battaner aj., kdyz usoudili, ze na prubeh krivek rotace ma vliv mezihvezdne magneticke pole. Tvrdi, ze napr. pro galaxii M 31 v Andromede by se dal predpoklad o skryte hmote nahradit tvrzenim, ze prumerne mezihvezdne magneticke pole teto galaxie dosahuje hodnoty 600 pT. To je zdanlive docela mala hodnota, ale stezi se da pozorovatelsky obhajit. V okoli Slunce cini totiz prumerna indukce mezihvezdneho magnetickeho pole jen 0,2 pT.
Proto naprosta vetsina odborniku i nadale nepochybuje o tom, ze ve vesmiru je skryta hmota vyznamne zastoupena; spise se venuje otazce, v cem spociva fyzikalni podstata skryte hmoty. Predevsim jde o to, zda jde o hmotu baryonni, slozenou ze znamych typu baryonu ( protony, neutrony, hyperony ), anebo o hmotu nebaryonni ( neutrina, ruzne hypoteticke castice jako fotina, axiony atd. ). Prevlada mineni, ze baryonni skryta hmota nemuze byt nijak hojna. P. Hut a M. Rees loni ukazali, ze v halu galaxii nemohou existovat cerne diry s hmotnostmi radu 106 MO, nebot by to melo dusledky, ktere nepozorujeme.
Z rozboru mereni druzice COBE i na zaklade dalsich pozorovani se nyni rada autoru ( R. Schaefer, Q. Shafi, A. Taylor ) kloni k mineni, ze skryta hmota se sklada jak z "horke" slozky ( relativisticke castice) tak ze slozky "chladne" ( slabe interagujici velmi hmotne castice zvane souhrnne WIMP ). A. Taylor a M. Rowan-Robinson konkretne tvrdi, ze baryonni hmota vesmiru cini prave 1% jeho celkove hmoty, a ze dalsich 30% hmoty vesmiru pripada na obycejna neutrina ( s klidovou hmotnosti kolem 7,5 eV/c2 ). Zbylych 69% hmoty vesmiru pripada na nespecifikovanou chladnou skrytou hmotu. Autori pritom vychazeji z predpokladu, ze skutecna hustota hmoty vesmiru je prave rovna hustote kriticke, a ze Hubblova konstanta je rovna 50 km s-1Mpc-1.
M. Warren aj. se pokusili simulovat vyvoj vesmiru, obsahujiciho pouze chladnou skrytou hmotu, na superpocitaci, na nemz za 24 h provedli plnych 4,4.1014 operaci pro l7,2 milionu "hmotnych bodu" . Zkoumali tak vyvoj vesmirne "krabice" o hrane 250 Mpc a zjistili, ze hala galaxii vznikaji gravitacnim zhroucenim jeste rozsahlejsich objektu. Podle C. Hogana jde o pokus vysvetlit vznik nehomogennich struktur ve vesmiru z pocatecnich fluktuaci bez zavedeni negravitacnich sil. Tento postup ma vsak cetna metodicka uskali a neni jasne, zda povede k cili.
D. Spergel a N. Turok shrnuli dosavadni uvahy o vzniku kosmickych struktur v prehledovem clanku, v nemz vychazeji z casticove fyziky, jez nedavno prostrednictvim experimentu prokazala, ze existuji nanejvys tri rodiny castic, podlehajici v ranem vesmiru jedine supersymetricke interakci. Postupnym narusovanim symetrie se zvysoval pocet interakci a zaroven vznikaly topopologicke defekty v jednom ci vice rozmerech. Podle poctu rozmeru je nazyvame monopoly, strunami nebo domenovymi stenami. Nejslozitejsi defekty se nazyvaji texturami a podle autoru prave textury mohou nejlepe objasnit vznik komplikovane struktury soucasneho vesmiru, aniz by se pritom model dostal do sporu se znamou vysokou izotropii reliktniho zareni na urovni 10-5. Nicmene ani timto postupem se nedari uspokojive vysvetlit nejvetsi pozorovane struktury ve vesmiru.
V nejblizsich letech lze ocekavat vyznamny pokrok v podrobnejsim poznani velkorozmerove struktury vesmiru. V Novem Mexiku v USA se totiz buduje specializovany 2,5 m reflektor Apache Point se zornym polem o prumeru 3o , jenz bude schopen pri jedine expozici ziskavat naraz spektra asi 600 galaxii. Pocita se, ze behem peti let se tak zdari zmerit cervene posuvy pro milion galaxii do l9 mag a dale pro sto tisic kvasaru s cervenym posuvem do z = 6 ! K tomu pribude ctyrbarevna fotometrie pro 5O milionu galaxii do 23 mag, cili uhrnem asi 10 TB informaci o velkorozmerove strukture vesmiru.
K nejostreji vyhrocenym kosmologickym otazkam patri jiz radu let urceni spravne hodnoty Hubblovy konstanty rozpinani vesmiru Ho . Jak znamo, odbornici se v te veci rozstepili na dve nesmiritelne skupiny. Pocetnejsi ( a mladsi !) jsou ti, kdo haji "vysokou" hodnotu nad 80 km s-1Mpc-1, zatimco konservativci se pridrzuji hodnot kolem Ho = 50 . Ani loni tomu nebylo jinak. Z osmi nezavislych urceni Ho , jez byly publikovany renomovanymi autory, vychazeji ctyri hodnoty v rozmezi 76 az 86, a zbyle ctyri v rozpeti 43 az 51. Presto si troufam odhadnout, ze v pristich letech se vetsina odborniku prikloni spise k citovane nizsi hodnote, jelikoz nejnovejsi mereni vzdalenosti cefeid ve stredne vzdalenych galaxiich, vykonana Hubblovym kosmickym teleskopem, davaji hodnoty kolem Ho = 50 ( N. Panagia aj., A. Sandage ).
Zcela nepochybne vsak nejvice vzruseni vzbudilo loni v dubnu oznameni skupiny G. Smoota, jez se zabyva analyzou vysledku umele druzice COBE, ze se jim podarilo objevit tolik ocekavane drobne fluktuace intenzity reliktniho zareni v ruznych smerech na obloze. Druzice COBE jiz predtim potvrdila tepelny charakter reliktniho zareni a zpresnila hodnotu stredni teploty na 2,736 K. Pomoci diferencialnich radiometru DMR, pracujicich na vlnovych delkach od 3,3 do 9,5 mm, se podarilo ukazat, ze na uhlove stupnici od lOo do 90o dochazi k odchylkam od zminene stredni hodnoty s prumernou amplitudou ( 30 + 5 ) uK . Pritom se zatim podarilo zpracovat jen pozorovani za prvni rok prace druzice, kdyz cela obloha byla promerena dvakrat; uhrnem slo o 63 milionu jednotlivych mereni !
Na mapach fluktuaci jsou patrne nepravidelne chladnejsi a teplejsi chuchvalce, ale je treba si uvedomit, ze tyto mapy zdaleka nelze povazovat za skutecnou strukturu hustotnich fluktuaci v ranem vesmiru. Vetsina chuchvalcu na mapach vznikla sirenim nahodnych chyb - pouze pecliva statisticka analyza ukazuje, ze pres tyto nahodne fluktuace se prekryvaji realne rozdily hustot v tom smyslu, ze chladnejsi pasma odpovidaji vyssim hustotam v ranem vesmiru a naopak teplejsi pasma odpovidaji nizsim hustotam latky.
J. Silk ale i mnozi dalsi autori odtud vyvozuji, ze tato mereni potvrzuji standardni kosmologicky model s epizodou inflace ve velmi ranem vesmiru jakoz i zpusob tvorby skalove invariantnich hustotnich fluktuaci. Jsou vsak i taci, kteri se snazi zminene vysledky interpretovat netradicne, bud jako vysledek fluktuaci gravitacnich vln v ranem vesmiru ( L. Krauss, M. White), nebo dokonce jako dukaz platnosti oprasene hypotezy stacionarniho vesmiru ( F. Hoyle, G. Burbidge ) ! V soucasne dobe je vsak samotny vysledek experimentu podroben kritice a tak asi nezbude nez pockat na zpracovani dalsich desitek milionu mereni z radiometru druzice COBE.
Cekani si muzeme kratit uvahami o tom, zda je velky tresk opravdu ta nejvhodnejsi kosmologicka teorie. Autor domnenky ustaleneho stavu vesmiru F. Hoyle se totiz prekvapive nevzdava - na lonske konferenci Evropske astronomicke spolecnosti v Lutychu se snazil vzkrisit uvahy jiz ctyricet let prekonane a vzapeti uverejnil praci, v niz navrhuje netradicni cesty tvorby lehkych prvku ve vesmiru v tzv. Planckovych ohnivych koulich o hmotnosti 10-8 kg, ktere mohou pri jakychsi explozich dodat do vesmiru pokazde nejakych 5.1018 baryonu.
Pozorovani vsak nic takoveho nepodporuji. J. Linsky aj. se snazili urcit pomerne zastoupeni deuteria v ranem vesmiru z pozorovani Hubblovym teleskopem a dostali hodnotu 1,5.10-5, coz mimo jine znamena, ze baryonni hustota vesmiru predstavuje asi 10% hustoty kriticke.
G. Zank se pokusil shrnout soucasny stav nazoru na vznik castic kosmickeho zareni, tedy zejmena protonu a atomovych jader o velmi vysokych energiich. Prvni kloudnou hypotezu o puvodu kosmickeho zareni vyslovili v r. 1934 W. Baade a F. Zwicky. Usoudili, ze kosmicke zareni nejak souvisi s explosemi supernov. Posleze sam E. Fermi navrhl v r. 1949 novy mechanismus, pri nemz jsou castice kosmickeho zareni postupne urychlovany v chaotickych mezihvezdnych magnetickych polich. Dnes se vskutku zda, ze urychlovani kosmickeho zareni probiha uvnitr Galaxie, a ze registrovane castice kosmickeho zareni nejsou starsi nez 10 milionu let, coz znamena, ze urychlovaci mechanismus pracuje rychle a efektivne. Zda se, ze puvodni domnenky maji podle D. Bryanta aj. neco do sebe, jelikoz k nejefektivnejsimu urychlovani dochazi v razovych vlnach expandujicich obalek supernov. Jakmile se castice mirne urychli, prevezme roli efektivniho urychlovace chaoticke mezihvezdne magneticke pole. Lze tak opravdu rychle docilit energii castic na urovni 1020 eV, coz jsou vskutku nejvyssi pozorovane energie.
S ohledem na kosmologickou dulezitost neutrin sleduji kosmologove s velkym zajmem usili casticovych fyziku a urceni klidove hmotnosti vsech typu neutrin. Podle J. Bonna aj. cini horni mez klidove hmotnosti elektronoveho neutrina 7,2 eV/c2 a udajne anomalni neutrino o hmotnosti 17 keV/c2 neexistuje. Mionove neutrino je lehci nez 170 keV a tauonove lehci nez 35 MeV.
A. Burrows uvadi, ze znacny pokrok lze ocekavat ve chvili, kdy k Zemi dorazi neutrinova sprska od nektere galakticke supernovy. Soudi, ze sprsku zachyti vsechny stavajici detektory slunecnich neutrin, jimz vsak bude hrozit kratkodobe zahlceni, jelikoz az 20% vazbove energie vznikajici neutronove hvezdy se uvolni prevazne v podobe neutrin behem prvni 0,1 s po hvezdnem kolapsu. Pokud pristi galakticka supernova vzplane po r. 1995, je prakticky jiste, ze od ni zaznamename nekolik tisic neutrin. Jak znamo, od supernovy 1987A ve Velkem Magellanove mracnu bylo zachyceno pouhych 19 neutrin.
Casticovi fyzikove mezitim uporne hledaji predpokladane
castice s vysokymi klidovymi hmotnostmi, tj. Higgsovy bosony
( ocekavana klidova energie mezi 45 a 1000 GeV ) a kvark top
( ocekavana energie nad 91 GeV ). Pritom nemecky urychlovac
HERA jiz dosahl energie 800 GeV a americky Tevatron dokonce
900 GeV ! Tak se podarilo ukazat, ze ucinny prurez dosud
znamych kvarku je mensi nez 3.10-18 m . Nicmene nejvykonnejsim
soudobym urychlovacem zustava LEP v CERN v Zeneve, jenz jiz
ziskal udaje o vice nez 2 milionech intermedialnich bosonech
Zo. Pritom se objevil efekt ryze astronomicky: vyteznost
svazku kolisa - v zavislosti na postaveni Mesice na obloze !
Nejprve se uvazovalo o nejakem neznamem pusobeni Mesice na
castice Zo ( po vzoru "pusobeni" Mesice na namesicniky nebo na
rust hub ), ale nakonec se zjistilo, ze jde o prozaicke
mesicni slapy v zemske kure. Mesic tak dokaze zmenit lokalni
polomer Zeme o 200 mm, coz se v prstenu LEP projevi posuvem
o cely 1 mm, a to uz ma silny vliv na zaostreni svazku.