Pri vyzkumu povahy skryte hmoty ve vesmiru musi kosmologove resit vlastne dve otazky. Predevsim kolik skryte hmoty v porovnani s hmotou svitici ve vesmiru vubec je, a za druhe, jak velke je zastoupeni baryonni slozky skryte hmoty (svitici hmota je prirozene tvorena prave baryony). Reseni prvni otazky je mimoradne dulezite zejmena s ohledem na dusledky pro geometrickou uzavrenost ci naopak otevrenost vesmiru. Zatim podle K. Kellermanna vse nasvedcuje tomu, ze mnozstvi skryte hmoty je velmi blizko kriticke hodnote pro parabolicky se rozpinajici vesmir (tj. kosmologicky parametr Omega = 1 a deceleracni parametr qo = +0,5).
Podle K. Ashmana se skryta hmota nejvice kumuluje v trpaslicich galaxiich a v temnych kulovych halech vetsiny galaxii. J. Mulchaey aj. objevili horky plyn o teplote 10 MK v kupach galaxii prostrednictvim druzice ROSAT. To by znacilo, ze difuzni skryta hmota se shlukuje na stupnici radu megaparseku. Velmi zajimava pozorovani ROSAT se tykaji skupiny galaxii kolem NGC 2300, kde byl takto objeven horky mrak vodiku o prumeru 400 kpc, a kde zastoupeni skryte hmoty dosahuje fantasticke hodnoty 2.1013 MO. Pritom zastoupeni tzv. kovu v tomto mracnu predstavuje jen 6% hodnoty v okoli Slunce, cili jde o plyn podstatne starsi, nez jsou okolni galaxie.
Podle J. Silka by mely baryony tvorit jen 4 - 8% hmoty vesmiru, ale to je v rozporu s experimentalne zjistovanymi udaji. B. Carr se snazil resit otazku o zastoupeni baryonu na zaklade pozorovani kupy galaxii v souhvezdi Vlasu Berenicina, jez ma polomer asi 3 Mpc a je od nas vzdalena 90 az 170 Mpc (velka nejistota ve vzdalenosti je dusledkem nejistoty v prave hodnote Hubblovy konstanty HO). Autor dospel k neprijemnemu zaveru, ze zastoupeni baryonu v kupe je prilis vysoke s ohledem na pravdepodobny model vzniku vesmiru, ale soucasne prilis nizke na to, aby vysvetlilo pozorovane vlastnosti kupy. T. Ponan aj. totiz zkoumali rentgenove zareni kupy pomoci druzice ROSAT a zjistili, ze zastoupeni baryonni hmoty cini neco mezi 11% a 35% celkove hmotnosti kupy. Proto S. Whitte aj. tvrdi, ze bud je vesmir geometricky otevreny, anebo zcela chybne urcujeme relativni zastoupeni chemickych prvku v kupach galaxii. Obe reseni rozporu jsou, mirne receno, deprimujici.
L. Krauss uvadi, ze nebaryonni skryta hmota muze byt bud horka (tzv. objekty MACHO) nebo chladna (axiony, magneticke monopoly ci slabe interagujici castice typu WIMP). Podle neho je pravdepodobne, ze ve vesmiru se vyskytuje kombinace chladne i horke skryte hmoty, pricemz chladna skryta hmota jevi vetsi tendence ke shlukovani do velmi hmotnych "baliku". Naproti tomu J. Bahcall usuzuje, ze nesnaze se skrytou hmotou by radikalne vyresila revize teorie gravitace!
Nicmene ani ty nejodvaznejsi spekulace nemohou prinest tolik, jako budouci citliva pozorovani ci pokusy. Proto se vkladaji opatrne nadeje do snah objevit skrytou hmotu v laboratornich experimentech casticovych fyziku. Hlavnim problemem detektoru je odstinit vliv pozadi kosmickeho, popripade i radioaktivniho zareni. N. Coron aj. se pokouseji o detekci castic typu WIMP pomoci kryogenniho bolometru v podzemni laboratori v tunelu Frejus v hloubce 1780 m pod zemi, kde je tok kosmickeho zareni zeslaben o sedm radu proti situaci na zemskem povrchu. Bolometr je tvoren safirovym krystalem o hmotnosti 24 g, jenz je chlazen na pouhych 55 mK a je tak citlivy pro zjisteni pripadnych castic WIMP s energiemi od 3 keV do 5 MeV. Americti fyzikove v Kalifornii pouzivaji zase polovodicoveho detektoru Ge-Si, ale zatim ani jedna skupina neohlasila nejakou detekci.
Otazka koncentrace ci naopak rovnomerneho rozlozeni skryte hmoty uzce souvisi s problemem odhaleni velkorozmerove struktury vesmiru, ktera je navic zavisla na zpusobu, jimz se vyvijel velmi rany vesmir. T. Ponan aj. se domnivaji, ze velke kupy vznikaji pohlcenim a splyvanim mensich kup. K tomu uvadi A. Melott, ze pred ctvrtstoletim spolu souperily dve koncepce, kdy podle prvni dochazi behem vyvoje vesmiru k hierarchickemu shlukovani galaxii do kup a nadkup, kdezto podle druheho scenare se vlivem gravitacnich nestabilit vytvareji rozmerne ploche livance kup galaxii. Nyni se vsak zda, ze oba scenare jsou slucitelne a odehravaji se soucasne.
A. Szomoru aj. nalezli galaxii v proluce ve smeru k souhvezdi Bootes. Jeji vzdalenost od nas cini 145 Mpc a polomer 45 kpc. Ma plochou rotacni krivku, coz svedci o hmotnem halu skryte hmoty, ktere svou hmotnosti prevysuje mnozstvi svitici hmoty 1,6krat. Potvrzuje se tak nazor, ze rozsahle proluky ve velkorozmerove strukture vesmiru nejsou uplne prazdne - hustota galaxii je tam vsak snizena proti okoli asi o dva rady.
W. Cocke a W. Tifft i nadale obhajuji ponekud bizarni myslenku o periodicite ve vyskytu cervenych posuvu pro galaxie. Jestlize za vztaznou souradnicovou soustavu berou mikrovlnne zareni kosmickeho pozadi (reliktni zareni) a hodnoty cerveneho posuvu pro galaxie urcuji z radiove cary H I na 211 mm, pak jim vychazeji periodicity v rozlozeni posuvu z po 72 km/s, resp. po 36 km/s. Zjevnym nedostatkem techto studii je omezena statistika na soubory o 50, 72 a 81 polozkach. Proto vetsina kosmologu nazor o jakemsi kvantovani cervenych posuvu galaxii nesdili.
S. Odenwald a R. Fienberg znovu upozornili na problem definic vzdalenosti a rychlosti v kosmologickych uvahach. Jestlize se totiz ocitneme na stupnici radu gigaparsek, nelze rozumne definovat ani rychlost ani vzdalenost objektu a nesmime libovolne kombinovat specialni a obecnou teorii relativity. Musime si tez uvedomit, ze prostor sam se muze rozpinat libovolne rychle, nebot nema ani hmotnost ani energii. Zanedbanim techto faktu dochazi totiz k cetnym nedorozumenim, zejmena take proto, ze i v odbornych pracich se casto uvadi rychlost vzdalovani galaxii na zaklade mereneho cerveneho posuvu. Autori upozornuji, ze prisne vzato neni kosmologicky cerveny posuv z projevem Dopplerova principu; udava pouze pomer skalovych faktoru pro vesmir dnes (Ro) a pro vesmir v dobe vyslani pozorovaneho signalu (R) podle vztahu:
z = (Ro/R) - 1.
Prakticky je vyhodne definovat pak rozdil obou epoch jako
tzv. zpetny cas (look-back time), coz napriklad znamena, ze
pomoci nejvzdalenejsich kvasaru se muzeme ohlizet do minulosti,
odpovidajici zpetnemu casu 90% stari vesmiru, tj. zhruba
do casu 1,5 miliardy let po velkem tresku.
Kdy nastal velky tresk zavisi podstatne na realisticke hodnote Hubblovy konstanty Ho. Jiz tradicne spolu souperi zastanci nizke hodnoty konstanty kolem 50 km s-1Mpc-1 a vysoke hodnoty nad 80 km s-1 Mpc-1. Pro prvni hodnotu se rovnez tradicne vyslovuje A. Sandage, ktery se srovnani rozmeru galaxie M 31 s 60 podobnymi galaxiemi obecneho pole odvodil Ho = (45+12), a z pozorovani 27 cefeid pomoci HST v galaxii IC 4182 nalezl Ho = (51+12). Prakticky k teze hodnote Ho = 50 dospel rovnez B. Schaefer, ktery pritom vyuzil nove urcene vzdalenosti galaxie IC 4182 (4,8 Mpc) a revidovane hodnoty maximalni jasnosti supernovy 1937C typu Ia, jez ve zminene galaxii vzplanula. Navazanim na supernovu pak A. Sandage spolu s G. Tammannem urcili vzdalenosti 34 supernov typu Ia v nejblizsi kupe galaxii v souhvezdi Panny. Odtud jim vysla vzdalenost kupy na (23,9 + 2,4) Mpc a Ho = (47 + 5). Podobnou hodnotu Ho = (51 + 12) obdrzeli na zaklade kalibrace maximalnich jasnosti supernov Ia D. Branch a D. Miller.
M. Jones aj. vyuzili Sunjajevova-Zeldovicova efektu, kdy fotony reliktniho zareni se rozptyluji na horkem plynu v kupach galaxii v kombinaci s rentgenovymi merenimi mnozstvi horkeho plynu k netradicnimu urceni Hubblovy konstanty , rovnez kolem Ho = 50. K. Krisciunas pripomina, ze tomu odpovida maximalni stari vesmiru 19,6 miliardy let, ale skutecne stari je nizsi, pokud hodnota kosmologicke konstanty Lambda = 0. To vsak podle J. Rolanda nejspise neni pravda, nebot pak by stari nekterych kulovych hvezdokup vychazelo vyssi nez stari vesmiru. Tento autor se pokusil urcit hodnotu Hubblovy konstanty z relativistickych vytrysku z jader kompaktnich extragalaktickych radiovych zdroju, nebot takto urcene vzdalenosti by nemely byt zavisle na kalibracnich chybach predeslych metod. Dospiva vsak k extremne vysoke hodnote Ho = 100, coz temer automaticky znamena kladnou kosmologickou konstantu Lambda - a tedy dalsi neprijemny problem pro standardni kosmologicky model.
Podobne vysokou hodnotu Ho = (87,3 + 1,1) odvodil G. de Vaucouleurs porovnanim stupnic vzdalenosti pro 12 blizkych galaxii. Konecne P. Salucci aj. urcili Ho v rozmezi od 61 do 66 z rozboru Tullyho-Fischerova vztahu mezi rotacni rychlosti a svitivosti spiralnich galaxii. Neni divu, ze M. Fukugita aj. zustavaji skepticti ke vsem urcenim hodnoty Hubblovy konstanty, jelikoz k tomu je zapotrebi znat kosmologicke vzdalenosti absolutne. Pritom jiz pro nejblizsi kupu v souhvezdi Panny kolisaji rozlicna urceni vzdalenosti od 14 do 24 Mpc. Za nejvetsi spolehlive znamou vzdalenost povazuji udaj z HST pro galaxii M 81, totiz (3,63 + 0,,34) Mpc. Proto je tak strategicky cenne, ze prave v teto galaxii vzplanula loni supernova 1993J.
Jestlize tedy urceni zakladnich parametru standardniho kosmologickeho modelu narazi na chronicke nesnaze, podstatne nadejnejsi vysledky se dari ziskavat pri vyzkumu pocatku vesmiru prostrednictvim reliktniho zareni. O to se rozhodujici merou zaslouzila umela druzice COBE, ktera ukoncila svou uspesnou funkci v prosinci 1993. J. Mather aj. zverejnili absolutni mereni teploty reliktniho zareni prostrednictvim aparatury DIRBE, z nehoz vyplyva, ze v prvnim roce po velkem tresku se uvolnilo plnych 99,97% vyzarovane energie, tj. ze pripadne dodatecne zdroje energie nemaji patrny vliv na vznik galaxii.
Dnesni teplota reliktniho zareni pak vychazi na T = (2,73 + 0,01) K. Z mereni radiometrem na jiznim polu na frekvenci 2 GHz obdrzeli M. Bersanelli aj. hodnotu T = (2,55 + 0,14) K. Podobnou hodnotu T = (2,75 + 0,05) K odvodili tez A. Kogut aj. pri mereni dipolove anizotropie pomoci druzice COBE. Vysla jim amplituda (3,365 + 0,027) mK ve smeru ke galaktickym souradnicim l = (264,4 + 0,3)o a b = (+48,4 + 0,5)o . Slunce se pohybuje vuci pozadi reliktniho zareni rychlosti 370 km/s ve smeru l = 264o, b = +48o, coz je mimochodem nejvyssi rychlost Slunce vuci jakekoliv zname souradne soustave. Jelikoz pohyb Slunce vuci mistnimu klidovemu standardu cini 20 km/s, lze odtud mimo jine odvodit i pohyb tohoto standardu vuci stredu Galaxie - 222 km/s. Stred Galaxie se vuci reliktnimu zareni pohybuje uctyhodnou rychlosti 552 km/s a Slunce leti vuci tezisti mistni soustavy tempem 308 km/s. Vubec nejvyssi rychlost pak vykazuje teziste mistni soustavy vuci reliktnimu zareni, (627 + 22) km/s.
Kvadrupolovou slozku v datech z druzice COBE urcil P. Stark na (13 + 4) uK. Tento vysledek vsak prekonali S. Hancock aj. radiometry na Tenerife, pracujicimi se svazkem o sirce 5,5o na frekvencich 10, 15 a 33 GHz. Dosahli totiz pomeru signalu k sumu 2,5 a objevili kvadrupolove amplitudy od 15 do 29 uK. To znaci, ze zminene fluktuace byly v zarivem poli pritomny jiz v "inflacnim" case 10-35 s po velkem tresku, a ze vesmir by mohl byt vyrazne geometricky otevreny (parametr Omega v rozmezi 0,1 - 0,3)!
Druzice COBE se, jak znamo, zaslouzila o prvni mereni fluktuaci v intenzite reliktniho zareni v relativni mire 1,1.10-5 na uhlove stupnici 10o a frekvencich 31, 53 a 90 GHz. To bylo nyni potvrzeno balonovymi merenimi na plne tretine oblohy, ktere uverejnil S. Meyer, a dale S. Myersem, jenz pouzil radioteleskopu v Owens Valley na frekvenci 20 GHz pro mereni v 96 polich kolem severniho polu. Nalezl tak fluktuace v rozmezi (1,6-6,1).10-5. Horni mez fluktuaci nizsi nez 9.10-5 stanovil S. Radford pomoci interferometru IRAM na frekvenci 88 GHz pri uhlovem rozliseni 10". G. Tucker aj. nasli horni mez fluktuaci 2,3.10-5 pri merenich na jiznim polu na frekvenci 90 GHz a v uhlove stupnici 0,15o. Konecne E. Wollack aj. na observatori v Saskatoonu v Kanade dostali na frekvencich 26 a 36 GHz amplitudu fluktuaci 1,2.10-5.
Lonsky rok znamenal prulom v nazoru na puvod kosmickeho zareni, kdyz se diky merenim P. Sreekumara aj. potvrdila myslenka V. Ginzburga z r. 1972, ze o puvodu kosmickeho zareni rozhodnou mereni energetickych fotonu zareni gama ve smeru od Velkeho Magellanova mracna. To se nyni zdarilo diky druzici COMPTON a verdikt je jednoznacny: tok zareni je petkrat nizsi, nez kdyby byl jeho puvod extragalakticky. Autori usuzuji, ze vetsina energetickeho kosmickeho zareni vznika v halu Galaxie, a ze injektory zareni jsou galakticke supernovy. Neni vsak jasne, kde se berou tak vysoke energie zareni az 1020 eV (100 PeV).
Aparatury pro studium sprsek pomoci Cerenkovova zareni bezne registruji castice s puvodnimi energiemi nad 100 GeV a funguji az do energii 100 PeV. Krome toho, jak uvadi J. White aj., v letech 1989-1991 pracoval v podzemi v pohori Gran Sasso detektor MACRO mionu z kosmickeho zareni, jenz shromazdil udaje o bezmala dvou milionech mionu s energiemi nad 1,3 TeV, ale proti ocekavani nenasel ani jeden bodovy zdroj ve vesmiru. Nakonec tedy nejpozoruhodnejsi praci zverejnili M. Amenomori aj., kteri meri sprsky kosmickeho zareni pomoci site scintilacnich detektoru v Tibetu v nadmorske vysce 4 300 m. V letech 1990-1992 zaznamenali celkem 850 milionu ukazu v pasmu energii 10 TeV. Objevili tak stinici vliv Slunce a Mesice, pricemz stin Slunce nesouhlasi s polohou vlastniho disku Slunce na obloze. Autori to vysvetluji deformacnim vlivem meziplanetarniho magnetickeho pole na elektricky nabite castice primarniho kosmickeho zareni.
J. de Laeter zkoumal chemicke slozeni meteoritu jako prvotniho materialu slunecni soustavy v souvislosti se znamymi procesy zachycovani neutronu pri explozich supernov. Ukazal, ze meteority obsahuji prebytek zeleza a prvku s pocty nukleonu kolem 50, 82 a 126, coz presne souhlasi s vrcholy v tvorbe atomovych jader pri procesech typu r- a s-. M. Smith aj. studovali 12 hlavnich termonuklearnich reakci ve hvezdach, aby tak urcili pomerne zastoupeni nuklidu D, He a Li. Odvodili tak horni mez prvotniho zastoupeni helia ve vesmiru na 23,7%.
E. Harrison studoval inflacni fazi vyvoje velmi raneho vesmiru pro model uzavreneho mikroskopickeho vesmiru, ktery se prudkym rozepnutim (inflaci) zmeni na makroskopicky vesmir, v nemz vsak mizi casticovy horizont. Zavedl tez pojem fotonoveho horizontu, jimz je tzv. Hubblova sfera. Fotony vne tohoto horizontu se totiz od nas ve skutecnosti vzdaluji, i kdyz je zdroj zareni vysila smerem k nam. Fakt, ze ve vesmiru je nyni podstatne vice castic nez anticastic, je stale velkou zahadou. Nicmene vetsina kosmologu se kloni k jiz davno zverejnene domnence A. Sacharova, ze tato nesoumernost je vyvolana existenci naruseni symetrie CP (naboj-parita) ve velmi ranem vesmiru.
Vsechny zminene uvahy vychazeji prirozene ze standardniho kosmologickeho modelu. S nim jiz tradicne nesouhlasi F. Hoyle aj., kteri oprasili bezmala muzealni teorii ustaleneho stavu vesmiru (steady-state theory) tvrzenim, ze ve vesmiru vznika neustale hmota z niceho "malymi velkymi tresky", pri nichz se pokazde objevi priblizne hmota jedne nadkupy galaxii (1016 MO). Autori sebevedome tvrdi, ze jsou touto domnenkou s to objasnit jak procentualni zastoupeni lehkych nuklidu ve vesmiru tak existenci zareni cerneho telesa o teplote 3 K.
Nejpopularnejsi castici mezi kosmology zustava bez ohledu na modelove peripetie neutrino. Jednak se stale diskutuje o tom, co je pricinou deficitu slunecnich neutrin, jednak tez o tom, zda by neutrina mohla predstavovat vyznamnou cast skryte hmoty vesmiru. Pokud jde o slunecni deficit, sili minene, ze za nesoulad teorie s pozorovanim nese odpovednost casticova fyzika, ktera stale nezna vsechny vlastnosti teto nicotne castice. Pokud jde o spoluucast na reseni problemu skryte hmoty, C. Rubbia si mysli, ze neutrina tvori horkou slozku skryte hmoty a predstavuji tak asi tretinu uhrnneho mnozstvi skryte hmoty. Pokud jde o meze hmotnosti jednotlivych typu neutrin, soucasne horni hranice jsou po rade 7,3 eV, 270 keV a 32,6 MeV pro elektronove, mionove a tauonove neutrino. Existence tzv. 17 keV-neutrina byla experimentalne jednoznacne vyvracena. Volna draha elektronoveho neutrina v bloku zeleza predstavuje asi 1019 m, tj. zhruba 300 pc.
Vyhlidky na brzke overeni modelu velmi raneho vesmiru
pomoci nove generace urychlovacu se loni podstatne zhorsily,
kdyz americky Kongres zamitl dalsi financovani jiz rozestaveneho
superurychlovace SSC v Texasu - pritom z planovane castky 11
miliard dolaru byla jiz ctvrtina prostavena a dalsi miliardu
dolaru bude stat likvidace stavby. Urychlovac SSC byl
projektovan na maximalni energii 40 TeV a zejmena se od nej
cekalo objeveni tzv. Higgsova bosonu, jenz je klicovou castici
v supersymetrickych teoriich interakci. Nyni tedy drzi
vsechny trumfy ve hre Evropske centrum pro vyzkum castic
CERN, jehoz radnym clenem se v cervnu 1993 stala Ceska republika.
Hlavnim pristrojem CERN na pocatku pristiho stoleti se
ma stat za cenu asi 1,7 miliardy dolaru superurychlovac LHC
s planovanou maximalni energii 16 TeV a supravodivymi magnety
o indukci 10 T. Jestlize se potvrdi predstava, ze Higgsuv boson
neni hmotnejsi nez 300 GeV, pak by nemelo byt problem tuto
nejhledanejsi castici pomoci LHC objevit. CERN dnes predstavuje
mimo jine asi nejvetsi vedeckou tovarnu na svete. Zamestnava 6
000 pracovniku, spolupracuje zhruba s 300 vedeckymi institucemi
na svete a vladne fantastickou vypocetni kapacitou 4
superpocitacu a 2 000 pracovnich stanic, takze objem
zpracovavanych dat prevysuje 2,5krat veskerou vypocetni kapacitu
Francie, Nemecka a Italie dohromady.