Fyzik�ln� kosmologie - vznik a evoluce vesm�ru

AstroNuklFyzika � Jadern� fyzika - Astrofyzika - Kosmologie - Filosofie Gravitace, �ern� d�ry a fyzika

Kapitola 5
GRAVITACE A GLOB�LN� STRUKTURA VESM�RU:
RELATIVISTICK� KOSMOLOGIE
5.1. Z�kladn� v�chodiska a principy kosmologie
5.2. Einstein�v a deSitter�v vesm�r. Kosmologick� konstanta.
5.3. Fridmanovy dynamick� modely vesm�ru
5.4. Standardn� kosmologick� model. Velk� t�esk.
5.5. Mikrofyzika a kosmologie. Infla�n� vesm�r.
5.6. Budoucnost vesm�ru
5.7. Antropick� princip a existence v�ce vesm�r�
5.8. Kosmologie a fyzika

5.4. Standardn� kosmologick� model. Velk� t�esk.
�������Formov�n� struktury vesm�ru.

Fyzik�ln� kosmologie
Zat�m jsme se v p�edchoz�ch �5.2 a 5.3 v�novali model�m vesm�ru p�edev��m z hlediska struktury - geometrick�ch vlastnost� - prostoro�asu obecn� teorie relativity jako�to fyziky gravitace, zat�mco o jeho "materi�ln� n�plni" jsme �inili jen n�kter� obecn� p�edpoklady. Nyn� p�ikro��me ke konkretizaci l�tkov�ho obsahu vesm�ru - fyzik�ln� kosmologii, kter� ukazuje, jak fyzik�ln� vlastnosti hmoty - l�tky - ��stic - z��en� - spoluur�uj� glob�ln� stavbu a evoluci vesm�ru. A zase naopak, jak gravita�n� s�ly ��d� chov�n� hmoty - vytv��en�, pohyb a p�em�ny ��stic, synt�zu jader a atom�, formov�n� galaxi� a kup galaxi�. Tento komplexn� pohled pod�v� v�rohodn� vysv�tlen� vzniku, stavby a evoluce vesm�ru, kter� vede ke kosmu konzistentn�mu se sou�asn�mi astronomick�mi pozorov�n�mi. Aplikac� ov��en�ch z�kon� fyziky *) na cel� vesm�r se d��v�j�� spekulativn� kosmologie st�v� exaktn� fyzik�ln� v�dou.
*) Specifickou v�jimkou jsou v�ak �pln� po��te�n� okam�iky vzniku vesm�ru (viz n�e "Etapy v�voje vesm�ru", pas� "Velmi ran� vesm�r"), pro kter� zat�m nem�me tyto "ov��en� fyzik�ln� z�kony". Zat�m se jedn� sp� o hypot�zy, anticipuj�c� snad budouc� "novou fyziku"..?.. N�e, v tomto �5.4 a n�sleduj�c�m �5.5, budeme stru�n� kriticky diskutovat i tyto hypotetick� mo�nosti.

Rozp�n�n� vesm�ru
Nyn�j�� kosmologie n�m ukazuje, �e n� rozp�naj�c� se vesm�r b�val v minulosti mlad��, hust�j�� a teplej��. Spole�n�m charakteristick�m rysem t�m�� v�ech shora zm�n�n�ch kosmologick�ch model� je
po��tek jejich evoluce ve velmi hust� (teoreticky bodov� - singul�rn�) a hork� f�zi - tzv. "velk� t�esk" (big bang), po kter�m n�sleduje rychl� expanze vesm�ru.
N�zev "velk� t�esk" se pou��v� ve dvou v�znamech :
1. V u���m v�znamu pro po��te�n� (hypotetickou) singularitu a navazuj�c� "kvantov�" obdob� velmi ran�ho prudce expanduj�c�ho vesm�ru.
Poznamenejme ale, �e po��te�n� singularita nen� nezbytn�, zahrnut� kvantov�ch interakc� do modelu vesm�ru m��e singularitu odstranit (je diskutov�no n�e a v �5.5 "Mikrofyzika a kosmologie. Infla�n� vesm�r.").
2. V �ir��m v�znamu pro cel� po��te�n� obdob�, kdy byla l�tka ve vesm�ru v hork�m ionizovan�m plasmatick�m stavu, tj. do konce �ry z��en� (uv�d�n� n�e).
Pozn.: Samotn� v�raz "big bang" paradoxn� poch�z� od odp�rce t�to koncepce F.Hoyla, jako pon�kud hanliv� v�raz, kter� se v�ak uk�zal v�sti�n� v pozitivn�m smyslu a �iroce se ujal.
��Pojmenov�n� "t�esk" m��e vzbuzovat asociace se zvukov�m efektem. V nyn�j��m t�m�� pr�zdn�m vesm�rn�m prostoru (ve vakuu) se klasick� zvuk ne����. V ran�m hork�m vesm�ru zapln�n�m hustou plasmou elektron�, foton� a byryon� (proton� a neutron�) v�ak mohly vznikat oblasti s vy���mi a ni���mi hustotami plasmy, mezi nimi� tlakov� rozd�ly a obr�cen� p�sob�c� s�ly gravitace mohly vyvol�vat oscilace, podobn� zvukov�m vln�m ve vzduchu
(viz n�e pas� "Fluktuace a akustick� oscilace v plasmatick� l�tce").
��Grandi�zn� jevy p�i vzniku vesm�ru t� pravd�podobn� "rozezvu�ely" gravitaci - rozkmitaly "p�edivo" k�ivosti prostoro�asu jako�to primordi�ln� gravita�n� vlny...
��
Ve sv�ch po��tc�ch byl Vesm�r nesm�rn� hork� a hust�; postupn� se rozp�nal, adiabaticky chladnul a vytv��ely se v n�m st�le slo�it�j�� struktury (n�e je podrobn�ji diskutov�no). Z po��te�n� chaotick� a nestrukturovan� zm�ti pol� postupn� "kondenzovaly" z�kladn� element�rn� ��stice - elektrony a kvarky, je� se spojily do proton� a neutron�, kter� se pak sdru�ovaly v atomov� j�dra (zpo��tku jen deuteria, tritia, h�lia a n�kolika lehk�ch prvk�) a pozd�ji v atomy. Z nich pak gravita�n� kontrakc� kondenzovaly galaxie, hv�zdy, planety...
��Toto z�kladn� tvrzen� relativistick� kosmologie bylo - krom� Hubblem pozorovan�ho vzdalov�n� galaxi� (rud� posuv) - rozhoduj�c�m zp�sobem podep�eno objevem reliktn�ho z��en� (viz n�e "Mikrovlnn� reliktn� z��en� - unik�tn� posel zpr�v o ran�m vesm�ru") sv�d��c�ho o tom, �e vesm�r v minulosti pro�el velmi horkou a hustou f�z�.
��Velk� t�esk p�itom nebyl n�jak� b�n� lokalizovan� v�buch, kter� by vych�zel z ur�it�ho centra, ale v�buch odehr�vaj�c� se sou�asn� v�ude v cel�m st�vaj�c�m prostoru, kter� zp�sobil, �e ka�d� ��stice hmoty se za�ala rychle vzdalovat od v�ech ostatn�ch ��stic [273]; spolu s hmotou expanduje i samotn� prostor *) - resp. rozp�n�n� je dynamickou vlastnost� samotn�ho "voln�ho" protoro�asu -> ��stice hmoty jsou j�m un�eny. Z tohoto pohledu se zde tedy nejedn� o mechanick� pohyb, tak�e vz�jemn� rychlosti ��stic p�i kosmologick� expanzi mohou b�t i nadsv�teln� (ani� by to poru�ovalo z�konitosti speci�ln� teorie relativity).
*) Co se vlastn� rozp�n� p�i expanzi vesm�ru? (a co se nerozp�n�!)�
Vesm�r expanduje ze v�ech sv�ch bod� - neexistuje ��dn� st�ed expanze. V ka�d�m m�st� vesm�ru vn�m�me expanzi stejn� a bude se n�m zd�t, �e jsme ve st�edu expanze, �e galaxie se vzdaluj� pr�v� od n�s (je to ale myln� pocit). A ��m vzd�len�j�� objekt pozorujeme, t�m rychleji se od n�s vzdaluje.
��P���inou expanze hmoty (nyn� pozorovan� jako rozb�h�n� galaxi�) je glob�ln� rozp�n�n� samotn�ho prostoru, kter� galaxie strh�v� s sebou. Rovn� sv�leln� vlny se p�i rozp�n�n� prostoru "nap�naj�", prodlu�uj� svou vlnovou d�lku - prod�l�vaj� ve sv�m spektru "rud� posuv", "�ervenaj�". V souvislosti s koncepc� v�eobecn� expanze vesm�ru, interpretovan� jako expanze prostoru a modelovan� pomoc� nafukuj�c�ho se bal�nku s galaxiemi nakreslen�mi na jeho povrchu (�5.3, texty kolem obr.5.2), m��e vzniknout n�sleduj�c� paradoxn� n�mitka :
��"Kdy� p�i expanzi prostoru se od sebe vzdaluj� kupy galaxi� a pop�. galaxie, m�ly by se postupn� od sebe vzdalovat i hv�zdy v galaxii, planety od hv�zd p�i sv�m ob�hu, m�l by se ve stejn�m pom�ru prodlu�ovat etalon metru, m�ly by se zv�t�ovat elektronov� orbity v atomech atd. Pokud by tomu tak bylo, nebylo by vlastn� expanzi vesm�ru k �emu vzt�hnout, v�echna prostorov� m���tka by se m�nila stejn�, expanze vesm�ru by byla nepozorovateln� - fiktivn�".
��Tak tomu v�ak ve skute�nosti nen�. Nerozp�naj� se objekty, kter� maj� svou vnit�n� integritu. P�edev��m, elektronov� orbity v atomech se s expanz� vesm�ru nem�n�: nejsou v�z�ny gravita�n�, ale elektricky, p�i�em� v r�mci lok�ln� inerci�ln� soustavy tyto elektrick� s�ly nijak nez�vis� na gravita�n�m pozad�. D�le, kdy� jsme v �5.1 formulovali z�kladn� v�chodiska kosmologick�ho modelu, hmotu vypl�uj�c� vesm�r jsme modelovali jako ide�ln� "plyn", jeho� "molekulami" jsou kupy galaxi�. Pouze tyto nejv�t�� v�zan� struktury budou "poslouchat" glob�ln� strukturu prostoro�asu a budou se ��astnit kosmologick� expanze, a to v�dy jako celek - nikoli samostatn� jejich ��sti. Men�� v�zan� syst�my - galaxie, hv�zdn� a planet�rn� soustavy, atomy �i molekuly - vznikly a vyv�jej� se pod vlivem sv�ch vnit�n�ch vazbov�ch sil; m��eme pro n� zav�st p�ibli�nou lok�ln� inerci�ln� soustavu, v jej�m� r�mci nebudou fyzik�ln� z�kony nijak ovlivn�ny glob�ln�m kosmologick�m gravita�n�m polem expanduj�c�ho vesm�ru. Tedy nejen velikosti atom�, ale ani vzd�lenosti hv�zd �i ob�n� dr�hy planet, se kosmologickou expanz� nem�n�. I zde plat� ji� zmi�ovan� analogie s molekulami plynu: kdy� otev�eme n�dobu se stla�en�m plynem, budou se p�i jeho expanzi v�echny molekuly od sebe vzdalovat, av�ak samotn� (elektricky v�zan�) molekuly se zv�t�ovat nebudou.
���asto uv�d�n� analogie expanduj�c�ho vesm�ru s nafukuj�c�m se bal�nkem, na jeho� povrchu jsou nakresleny galaxie �i kupy galaxi�, je tedy z tohoto hlediska pon�kud zav�d�j�c�, p�i nafukov�n� bal�nku by se roztahovaly i nakreslen� galaxie na jeho povrchu. Model by se m�l up�esnit v tom smyslu, �e galaxie (po sv�m vzniku) by nem�ly b�t namalovan� na povrchu bal�nku, ale na kotou�c�ch pap�ru, z nich� ka�d� by byl v pat�i�n�m m�st� k bal�nku p�ilepen jen v jednom bod�. Pak bychom dostali realistick� obraz o vzdaluj�c�ch se galaxi�ch, jejich� vlastn� rozm�ry by se p�i expanzi nem�nily (m�nily by se p��p. jen vlivem vlastn� dynamiky evoluce galaxi�). Je�t� jednodu��� jednorozm�rn� v�sti�n� model je pru�n� pr�deln� ���ra, na n� jsou p�ipnuty kol��ky na pr�dlo. Budeme-li pru�nou ���ru natahovat, kol��ky se budou od sebe vzdalovat. Nebude se v�ak m�nit velikost kol��k�, ale jen prostorov� vzd�lenosti mezi nimi.
Pozn.: Takov�to n�zorn� modely samoz�ejm� nejsou pou�iteln� v inici�ln�ch f�z�ch ran�ho vesm�ru, kdy ��dn� v�zan� struktury jako galaxie (a dokonce ani atomy) neexistovaly. A pak tak� v p��p. kone�n�ch f�z�ch uzav�en�ho vesm�ru...
��Ze standardn�ho fyzik�ln�ho-mechanick�ho pohledu expanze vesm�ru znamen�, �e v�echny galaxie se sv�m pohybem od sebe vzdaluj�. V r�mci obecn�-relativistick� kosmologie se v�ak preferuje jin� pohled: z glob�ln�ho hlediska se ��dn� galaxie nepohybuje (neuva�ujeme zde jejich lok�ln� pekuli�rn� pohyby). V�echny galaxie maj� sv� pevn� prostorov� sou�adnice, nepohybuj� se. Pozorovan� "expanze" je zp�sobena t�m, �e se m�n� metrick� tenzor gik , kter� popisuje vzd�lenosti mezi t�mito pevn�mi sou�adnicemi. OTR kosmologick� model vyjad�uje �asovou dynamiku zm�n metrick�ho tenzoru, kter� p�edstavuje expanzi vesm�ru *), i kdy� galaxie samotn� se vzhledem k sou�adnic�m nepohybuj�. A glob�ln� distribuce hmoty zase zp�tn� - p�es rovnice gravita�n�ho pole - ovliv�uje dynamiku prostoro�asov�ho metrick�ho tenzoru...
*) V nej�ast�ji pou��van� Robertson-Walker-Fridmanov� metrice (5.22) je �asov� z�vislost (evoluce vesm�ru) obsa�ena v m���tkov�m faktoru a(t).

Prostorov� kone�nost �i nekone�nost vesm�ru ?
I kdy� vesm�r nem��e m�t n�jakou ur�itou prostorovou hranici (co by bylo za n�?), neplyne z toho, �e mus� b�t nekone�n�. To bylo diskutov�no v p�edchoz�m �5.3 o kosmologick�ch modelech a lze to n�zorn� demonstrovat pohybem na povrchu koule, kter� m� kone�n� povrch, ale p�i pohybu po n�m nenaraz�me na ��dnou hranici. U dynamick�ho vesm�ru nem��eme obecn� vid�t cel� Vesm�r, ale jen tu jeho ��st - pozorovateln� vesm�r, ze kter� k n�m sta�ilo dol�tnout sv�tlo za dobu existence vesm�ru. Hranice pozorovateln�ho vesm�ru se ozna�uje jako horizont ��stic �i sv�teln� horizont (ot�zky kauzality a r�zn� typy horizont� byly podrobn�ji analyzov�ny v �3.3 "Cauchyova �loha, p���innost a horizonty"); vyzna�uje, kam nejd�l lze dohl�dnout dalekohledem nebo jak�mkoli jin�m pozorovac�m �i detek�n�m p��strojem. Vzd�len�j�� oblasti sice moment�ln� nevid�me, co� v�ak neznamen�, �e neexistuj�: po�k�me-li dostate�n� dlouh� �as, doraz� k n�m sv�tlo i z t�chto dalek�ch oblast� vesm�ru *). Je to podobn� jako s horizontem pozorovan�m na mo�i - v�me, �e oce�n pokra�uje i za horizontem. Stejn� tak ani vesm�r za sv�teln�m horizontem nekon��...
*) V p��pad� rychl� akcelerovan� expanze vesm�ru n�s v�ak toto sv�tlo nikdy "nedohon�"...

Po��tek �asu ?
Co p�edch�zelo velk�mu t�esku *), povaha samotn�ho big bangu a jevy bezprost�edn� po n�m n�sl
eduj�c� (t < ~ 10-43 s) sou�asn� fyzika nen� schopna postihnout. V singularit� "nefunguje" prostor a �as - nem� smysl vlevo a vpravo, naho�e a dole, d��ve a pozd�ji. P�edlo�ky "p�ed" �i "po" ztr�cej� smysl. Na z�hadu, jak se z takov�to "bezprostorovosti" a "bez�asovosti" vyno�il skute�n� vesm�r s t�emi rozm�ry prostorov�mi a jedn�m rozm�rem �asov�m, m��e snad pomoci odpov�d�t jen tzv. kvantov� kosmologie (�5.5). Za skute�n� po��tek - vznik - vesm�ru lze efektivn� pova�ovat nikoli hypotetickou singularitu, ale etapu infla�n� expanze velmi ran�ho vesm�ru.
*) Co bylo p�ed velk�m t�eskem�?
Ve�ker� na�e zku�enost s d�n�m v okoln�m sv�t� n�s vede k intuitivn� p�edstav� o
p���in� a n�sledku. Zvl�t� v oblasti fyzik�ln�ch jev� se nest�v�, �e k n�jak�m ud�lostem "jen tak dojde" - bez p���iny, kter� �asov� p�edch�z� n�sledek. Vznik� tak n�zor, �e "n�co" p�ece muselo vznik vesm�ru zp�sobit! A pak hned vyvst�v� ot�zka, kde se to "n�co" vzalo..?.. - a tak by to �lo st�le nazp�t, do nekone�na. Aby se vyhnuli takov�mu sledu ne�e�iteln�ch ot�zek, odkazuj� n�kte�� tuto neproniknutelnou z�hadu k "nejvy��� instanci" - k Bohu jako stvo�iteli Vesm�ru.
��V r�mci Fridmanov�ch kosmologick�ch model� ��dn� obdob� p�ed inici�ln� singularitou t=0
nem� fyzik�ln� smysl - �e�en� nelze analyticky roz���it do oblast� t<0; sou�asn� s vesm�rem "vznikl" i �as. Podobn� jako v termodynamice existuje absolutn� nula teploty a ni��� teplota ne� 0�K nem� smysl *), objevuje se zde "absolutn� nula �asu" t=0 jako�to okam�ik, p�ed n�m� principi�ln� nelze sledovat �et�zec p���in a n�sledk�. Nebylo tedy ��dn� "p�edt�m" - s velk�m t�eskem zapo�al i samotn� �as. Nebo jin� p�irovn�n�: pt�t se na to, "Co bylo p�ed velk�m t�eskem?" je podobn�, jako se pt�t "Co je na sever od severn�ho p�lu?", nebo "Kam se d� propadnout hloub�ji, ne� do st�edu zem�koule?". Ur�it� mo�nosti, jak vysv�tlit (resp. obej�t) tento fundament�ln� kosmologick� a filosofick� probl�m, budou nazna�eny v �5.5.
*) Teplota t�lesa je m�rou pohybu ��stic hmoty a absolutn� nula termodynamick� Kelvinovy stupnice je definov�na tak, �e p�i n� ust�vaj� ve�ker� pohyby atom� a molekul (s v�jimkou "nulov�ch" kmit� dan�ch kvantov�mi relacemi neur�itosti). Nem��eme m�t z�pornou teplotu men�� ne� absolutn� 0�K, nebo� by to znamenalo, �e ��stice hmoty se "m�n� ne� neh�bou" - to ned�v� smysl..!..
��V�echny ot�zky o tom co se d�lo p�ed za��tkem~vznikem vesm�ru, co bude po jeho konci~z�niku, nebo co le�� za hranicemi vesm�ru, jsou jen na�e lidsk� um�l� konstrukce. V�ci a d�je bez za��tk� a konc� je pro n�s t�k� si p�edstavit, nebo� na�e mozky jsou nastaveny na reflektov�n� v�c� a d�j� kter� maj� za��tky a konce - vid�me za��tek a konec dne (v�chody a z�pady Slunce), sledujeme p��rodn� i lidsk� p��b�hy se za��tky a z�v�ry, �ivot za��naj�c� narozen�m a kon��c� �mrt�m. Tuto line�rn� strukturu si pak prom�t�me do cel�ho vesm�ru; m�me tendenci kl�st hranice i syst�m�m, kter� jsou mo�n� ve skute�nosti bezb�eh� v prostoru i �ase...
�Kosmick� �as ?
Ji� v �vodn�m �1.1, pas�i "
Prostor a �as", jsme se zam��leli nad n�kter�mi obecn� p��rodov�dn�mi a filosoficko-gnoseologick�mi aspekty povahy �asu. V dal��m v�kladu jsme zcela opustili p�edstavu absolutn�ho �asu a jednozna�n� se p�idr�eli operacionalistick�ho pojet� �asu, kter� vede k �asu relativn�mu. V sou�asn� etap� v�voje vesm�ru, v dne�n�m b�n�m �ivot�, m���me �as pomoc� (t�m��) rovnom�rn�ch periodick�ch d�j� jako je rotace Zem�, ob�h�n� Zem� kolem Slunce, pohyby kyvadla, z��en� atomu cesia-137 a pod. V�echny takov� "etalony" �asu jsou v�ak nepou�iteln� za podm�nek, kdy vesm�r byl tak hust� a hork�, �e neexistovaly ��dn� planet�rn� soustavy, ani ��dn� atomy. �as mus�me definovat pomoc� typick�ch jev� v dan�m st�diu v�voje vesm�ru (t�ebas v dob� (re)kombinace elektron� s j�dry by jednotkou �asu mohl b�t jeden kmit z��en� atomu vod�ku). Sm�rem k po��tku vesm�ru je to ��m d�l obt�n�j��, v samotn� inici�ln� singulatit� t=0 (�i kvantov� p�n�) je to pak ji� nemo�n�!
��Ve standardn�m kosmologick�m modelu neexistuje ��dn� �asov� obdob� p�ed velk�m t�eskem, proto�e zde nen� ��dn� objekt (t�leso ani ��stice), jeho� pohyby by mohl b�t �as m��en. Vesm�r nevznikl v �ase, ale spolu s �asem *).
*) Sou�asn� pozn�mka: N�kter� nov� alternativn� hypot�zy do procesu vzniku a evoluce nejran�j��ch f�z� vesm�ru, v�etn� koncepce po��tku �asu, v�ak vn�ej� nov� v�zkumy v teorii superstrun - viz pas� "Astrofyzik�ln� a kosmologick� d�sledky teorie superstrun" �B.6 "Sjednocov�n� fundament�ln�ch interakc�. Supergravitace. Superstruny.".
��Diskuse o ot�zce zachov�n� �i nezachov�n� energie v kosmologii je v �5.1, pas�i "Energie a z�kon zachov�n� energie v expanduj�c�m vesm�ru".
�Vznik vesm�ru: kvantov� n�hoda ?
Nyn�j�� fundament�ln� fyzika se sna�� ve�ker� jevy v p��rod� a vesm�ru na mikroskopick� �rovni vysv�tlovat pomoc� z�konitost� kvantov� fyziky. V oblasti elektron�, proton�, atomov�ch jader, atom� a molekul je to podrobn� prozkouman�. Astrofyzika se v�ak pokou�� tyto koncepce aplikovat na cel� vesm�r. V ot�zk�ch vzniku a evoluce vesm�ru je to tzv. kvantov� kosmologie, zat�m teoretick� a neprok�zan�. Pat�� sem i ot�zka: Co bylo p�ed "velk�m t�eskem": Mohlo n�co p�edch�zet na�emu vesm�ru? - je�t� p�ed jeho horkou po��te�n� f�z�? Vyskytlo se n�kolik hypot�z, zda "velk�mu t�esku" n�co p�edch�zelo a jak mohl vesm�r vypadat je�t� p�ed svou horkou po��te�n� f�z�. Neur�it� se uva�uje o "p�edchoz�m" vesm�ru, opakovan�ch cyklech rozp�n�n� a smr��ov�n�, "ekpyrotick�m" vesm�ru, existenci v�ce vesm�r�. Jsou to v�echno jen teoretick�-hypotetick� konstrukce, pro n� nem�me ��dn� astronomick� ani fyzik�ln� d�kazy. Jejich rexlexe v�ak m��e p�in�et zaj�mav� mo�nosti, z nich� n�kter� se ve skute�n�m vesm�ru mohou realizovat. V na�ich �vah�ch je budeme n�kolikr�t komentovat.

Etapy v�voje vesm�ru
Teorie zahrnuj�c� p�edstavu velk�ho t�esku a n�sleduj�c� expanze hork�ho ran�ho vesm�ru, postupn� chladnouc�ho, je nyn� ji� pova�ov�na za
standardn� kosmologick� model. Glob�ln� struktura a evoluce vesm�ru se p�itom ��d� gravitac�, av�ak konkr�tn� vlastnosti l�tky a utv��en� struktur ve vesm�ru je d�no z�kony hydrodynamiky, termodynamiky, fyziky element�rn�ch ��stic, atomov� a jadern� fyziky. Fyzik�ln� kosmologie, kter� se zab�v� touto problematikou, by nakonec mohla v�st ke komplexn�mu pochopen� evoluce vesm�ru a glob�ln� struktury prostoro�asu.
V�ce podrobnost� o fyzik�ln� kosmologii m��eme naj�t v kni�n� literatu�e, nap�. [288], [200],[215],[250],[273].
��Standardn� kosmologick� model je nyn� roz���en� o implementaci skryt� - temn� hmoty a energie, �asto se ozna�uje zkratkou LCDM - Lambda Cold Dark Matter (Lambda Chladn� Temn� Hmota). Obsahuje studenou temnou hmotu (cold dark mater), kter� sv�mi gravita�n�mi ��inky v�e galaxie a kupy galaxi� (viz n�e "Formov�n� velkorozm�rov� struktury vesm�ru" a podrobn�ji �5.6, pas� "Budouc� v�voj vesm�ru. Skryt�-temn� hmota."). A t� obsahuje hypotetickou temnou energii, vyj�d�enou kosmologickou konstantou "Lambda" L, kter� v pozdn�ch f�z�ch evoluce m��e zp�sobovat zrychlov�n� expanze vesm�ru (je diskutov�no v �5.6, pas�i "Akcelerovan� expanze vesm�ru? Temn� energie?").
��
Pr�b�h ran�ch f�z� evoluce vesm�ru prakticky nez�vis� na tom, zda je k = -1, 0, nebo +1, tj. zda je vesm�r otev�en� (z�porn� k�ivost), ploch� nebo uzav�en� (kladn� k�ivost prostoru). �asov� komponenta k�ivosti prostoro�asu (�m�rn� �2/a2) je toti� v ran�ch f�z�ch mnohem v�t�� ne� k�ivost prostorov� (�m�rn� � 1/a2), tak�e na znam�nku prostorov� k�ivosti zde p��li� nez�le��. V�echny t�i varianty (k = -1,0,+1) Friedmanova modelu vedou pro mal� t k t�mu� p�ibli�n�mu z�konu expanze (5.31) a(t) ~ t1/2 pro dominuj�c� z��en� a (5.30) a(t) ~ t2/3 pro dominuj�c� l�tku; hustota hmoty-energie p�itom kles� podle univerz�ln�ho z�kona r(t) ~ t -2, v n�m� koeficient �m�rnosti z�vis� pouze na stavov� rovnici.
��D�vodem, pro� ani pr�b�h konkr�tn�ch fyzik�ln�ch d�j� v ran�m vesm�ru nez�vis� na jeho glob�ln� geometrick� struktu�e, je existence horizontu. P�i evoluci je velikost vesm�ru �m�rn� t1/2, pop�. t2/3, vzd�lenost horizontu je p�itom �m�rn� t. Sm�rem zp�t k po��tku vesm�ru se tedy polom�r horizontu zmen�uje rychleji ne� velikost vesm�ru - ��m ran�j�� okam�ik, t�m men�� ��st vesm�ru je uzav�ena uvnit� horizontu. Pro ka�d� m�sto (ka�dou ��stici) existuje tedy ur�it� maxim�ln� "z�na vlivu", kter� je v ran�m vesm�ru natolik mal�, �e se v n� na fyzik�ln�ch d�j�ch nijak neprojev� rozd�l mezi kladnou a z�pornou prostorovou k�ivost� uzav�en�ho nebo otev�en�ho vesm�ru. To znamen�, �e v ran�m vesm�ru kone�nost nebo nekone�nost prostoru nem� tak velk� v�znam na fyzik�ln� d�n�, jak by se mohlo na prvn� pohled zd�t. Teprve v pozd�j��ch st�di�ch evoluce, kdy se horizont pat�i�n� roz����, se za�ne uplat�ovat znam�nko a velikost k�ivosti prostoru - vznikaj� podstatn� rozd�ly v rychlosti expanze a v celkov�m charakteru evoluce mezi uzav�en�m a otev�en�m modelem.

Velmi ran� vesm�r
Kvantov� efekty geometrie prostoro�asu zp�sobuj�, �e sledovat evoluci vesm�ru je mo�no nikoli od �asu "t=0", ale a� od pon�kud pozdn�j��ho �asu asi t
P � 10-43 s po velk�m t�esku. V �asech krat��ch ztr�c� vlivem kvantov�ch fluktuac� prostoro�as sv� obvykl� lok�ln� topologick� vlastnosti, tak�e zde nelze sledovat n�vaznost p���in a n�sledk�.
Vznik fyzik�ln�ch z�kon�?�
M��e se nab�zet i hypot�za, �e nyn�j�� fyzik�ln� z�kony (klasick� i kvantov�) jsou "
zakonzervovan�m poz�statkem" chaotick�ch d�j�, kter� prob�haly kr�tce po vzniku vesm�ru..?.. To, co nyn� vn�m�me jako hmotu, energii, �asoprostor, bylo v t� chv�li propleteno ve vz�jemn� se prostupuj�c� jednot�. Bylo to mo�n� jen jak�si va��c� se "fale�n� vakuum", z n�ho� se jako vlny �i excitace vyno�ovaly a hned zase zanikaly virtu�ln� p�ry ��stic a anti��stic. Samotn� tyto z�kladn� ��stice jsou nakonec mo�n� t� jen slo�eny z vakua speci�ln� konfigurovan� geometrie prostoro�asu (�B3 "Geometrodynamika. Gravitace a topologie." a �B4 "Kvantov� geometrodynamika"). Metaforicky lze ��ci, �e "Z ni�eho vzniklo v�echno"...
��P�i snaze pochopit nejran�j�� f�ze v�voje vesm�ru, samotn� po��tek velk�ho t�esku, nar��me na neznalost fyzik�ln�ch z�konitost�, podle nich� se ��stice a pole chovaly za nesm�rn�ch hustot a energi�. P�esto v�ak byly vytvo�eny n�kter� hypot�zy, podle nich� lze aspo� r�mcov� ran� okam�iky vek�ho t�esku rozd�lit na n�kter� p�edpokl�dan� v�zna�n� etapy a p�elomov� mezn�ky, jak s �asem t doch�z� k prudk� expanzi vesm�ru a rychl�mu sni�ov�n� energie E ~ teploty T interaguj�c�ch ��stic :
-> �ra "chaosu" (�t � 0 - 10-43 s, o teplot� a hustot� se zde ned� mluvit)
Vznik vesm�ru za��n� hypotetickou
singularitou, od n� je definov�n �as "t=0". Podle kvantov�-gravita�n�ch p�edstav se v�ak nejednalo o skute�nou (matematickou) singularitu, n�br� vesm�r byl tvo�en chaoticky fluktuuj�c� topologickou prostoro�asovou "p�nou". V �pln� po��te�n�ch f�z�ch evoluce lze p�edpokl�dat, �e vesm�r byl zcela amorfn�, nem�l je�t� ��dnou strukturu, neexistovaly zde ��dn� element�rn� ��stice. V�echny �ty�i zn�m� fyzik�ln� interakce (gravita�n�, elektromagnetick�, siln� a slab�) se chovaly jako jedno jedin� sjednocen� unit�rn� "pra-pole" �i "superpole" (srov. �B.6 "Sjednocov�n� fundament�ln�ch interakc�. Supergravitace. Superstruny."), kter� vl�dlo fyzice vesm�ru. Ji� zde v�ak patrn� skryt� existovaly specifick� kvantov� fluktuace pole a vlastnost� rod�c�ho se prostoro�asu, kter� se pozd�ji staly "z�rodky" pro formov�n� velkorozm�rov� struktury vesm�ru, pro vznik kup galaxi� a jednotliv�ch galaxi�.
-> Planck�v �as; odd�len� gravitace�(�t � 10-43 s , r � 1094 g/cm3 , T � 1032 �K , �E � 1019 GeV )
Tato �pln� po��te�n� �ra skon�ila uplynut�m Planckova �asu 10-43 sekundy. V tomto obdob� se z p�vodn� "pra-interakce" odd�lila gravita�n� interakce (elektromagnetick�, jadern� siln� a slab� interakce je�t� st�le tvo�ily jeden celek). Z chaosu p�vodn� "topologick� p�ny" se vyno�ila kauz�ln� struktura prostoro�asu, za�aly platit n�kter� fyzik�ln� z�kony. Elektromagnetick�, jadern� siln� a slab� interakce je�t� st�le tvo�ily jeden celek, v terminologii unitarizace nyn� naz�van� "velk� sjednocen�" - grandunifikace GUT (tato etapa se proto n�kdy naz�v� GUT epocha). Fyzice vesm�ru vl�dly dv� s�ly: gravitace a s�la GUT. Gravitace se stala ur�uj�c� pro glob�ln� strukturu a dynamiku dal�� evoluce vesm�ru, pozd�ji pak i pro formov�n� v�t��ch i men��ch struktur ve vesm�ru.
-> Infla�n� expanze
V �ase kolem 10
-34-10-36 s. zde mohla nastat prudk� infla�n� expanze vesm�ru, kdy velikost vesm�ru exponenci�ln� roste s faktorem asi 1043 (hypotetick� mechanismus a pr�b�h je rozeb�ran� v n�sleduj�c�m �5.5 "Mikrofyzika a kosmologie. Infla�n� vesm�r."). Po inflaci se expanze v�razn� zpomal� (na norm�ln� hodnotu Fridmanovsk� expanze). Infla�n� expanze pom�h� vysv�tlit, pro� je prostoro�as vesm�ru glob�ln� tak hladk� a ploch�.
-> Odd�len� siln� interakce�(�t � 10-35 s , T � 1027 �K , �E � 1014 GeV )
Po skon�en� infla�n� expanze doch�z� k odd�len� siln� interakce od p�vodn� sjednocen� GUT. Fyzice vesm�ru vl�dnou 3 s�ly: gravitace, siln� a elektroslab� s�ly. Ve vesm�ru dominuje vysokoenergetick� z��en�, z ��stic zde byly kvarky, leptony, intermedi�ln� poln� ��stice a bosony X a Y, zp�sobuj�c� p�em��ov�n� kvark� na leptony a obr�cen�. ��stice X a Y se pr�b�n� rozpadaj� na dvojice kvark-antikvark, antikvark-lepton, kvark-antilepton. A p�i interakc�ch kvark� a lepton� (+ jejich anti��stic) zase vznikaj� op�t ��stice X a Y, kter� jsou takto v termodynamick� rovnov�ze s kvarky a leptony.
-> Z�nik leptokvark� X,Y�(�t � 10-30 s , T � 1025 �K , �E � 1012 GeV )
P�i poklesu energie~teploty pod prahovou hodnotu pro spont�nn� vznik ��stic X a Y se tyto leptokvarky ji� nevratn� rozpadaj� na p�ry kvark-antikvark, antikvark-lepton, kvark-antilepton. Procesy vz�jemn� p�em�ny mezi leptony a kvarky rychle ust�vaj� a pozd�ji ji� nejsou mo�n�. P�em�na mezi leptony a kvarky prob�h� m�rn� asymetricky (nezachov�n� CP-invariance), nepatrn� p�evl�dne sm�r antikvark
�lepton a antilepton�kvark: zakl�d� se t�m baryonov� asymetrie - p�evaha hmoty nad antihmotou (bude diskutov�no n�e v ��sti "Standardn� kosmologick� model", pas� "Baryonov� asymetrie vesm�ru").

Rychl� vz�jemn� odd�lov�n� fundament�ln�ch fyzik�ln�ch interakc� ve velmi ran�m vesm�ru (lev� ��st grafu). V prav� ��sti grafu jsou p�ibli�n� vyzna�eny �asy n�kter�ch pozd�j��ch d�le�it�ch astrofyzik�ln�ch proces�.
Relativn� s�la jednotliv�ch druh� interakc� z�vis� na druhu testovac�ch ��stic. Na svisl� ose vpravo byly pro p�ibli�n� hodnoty zvoleny dva protony v jadern� vzd�lenosti ~ 10-13cm; normalizov�no je ke gravita�n� s�le.

-> Odd�len� slab� a elektromagnetick� interakce�(�t � 10-12 s , T � 1015 �K , �E � 100 GeV )
Doch�z� k poru�en� symetrie dosud jednotn� elektroslab� interakce vlivem Higgsov�ch pol� a jejich kvant Higgsov�ch boson�, ��m� se slab� interakce odd�l� od elektromagnetick�. Od t�to f�ze ji� v p��rod� a vesm�ru p�sob� �ty�i nez�visl� interakce, kter� zn�me nyn�: gravita�n�, elektromagnetick�, siln� a slab� interakce. Hmota vesm�ru je tvo�ena vysokoenergetick�m z��en�m, kvarky, leptony, intermedi�ln�mi poln�mi ��sticemi, v neust�l�m vzniku a z�niku p�i vysok�ch energi�ch.

Vznik klidov� hmotnosti ��stic: V prvn� bili�ntin� sekundy po velk�m t�esku byl vesm�r divokou sm�sic� ��stic bez klidov� hmotnosti, kter� l�taly rychlost� sv�tla. Pak interakc� s Higgsov�m polem n�kter� druhy ��stic z�skaly klidovou hmotnost, staly se stavebn�mi "kameny" atom� l�tky a nakonec utvo�ily vesm�r jak ho zn�me.
-> Uv�zn�n� kvark� - vznik hadron��(�t � 10-6 s , T � 1013 �K , �E � 1 GeV )
V prvn�ch miliontin�ch sekundy l�tka vesm�ru sest�vala z exotick� tzv. kvark-gluonov� plasmy
(viz n�e). P�i poklesu teploty~energie se efektivn� vzd�lenost mezi kvarky zv�t�� nad �10-13cm. Siln� interakce pomoc� gluon� pak pevn� pospojuje kvarky do dvojic - mezon� a do trojic - baryon� (z hlediska jadern� fyziky je dikutov�no v �1.3, pas� "Kvarkov� struktura hadron�" v knize "Jadern� fyzika a fyzika ionizuj�c�ho z��en�"). Skon�ilo t�m obdob� voln�ch kvark� v kvark-gluonov� plasm�, nad�le jsou kvarky dokonale "uv�zn�ny" v hadronech a ��dn� voln� kvarky se ve vesm�ru ji� nevyskytuj�. Za��n� hadronov� �ra ran�ho vesm�ru.
���N�sledn� etapy evoluce vesm�ru si budeme podrobn�ji prob�rat n�e v t�to kapitole. Zde si jen je�t� na obr�zku uvedeme stru�n� p�ehledov� diagram cel� glob�ln� evoluce vesm�ru :


Stru�n� sch�matick� diagram vzniku a evoluce vesm�ru podle standardn�ho kosmologick�ho modelu LCDM.
Postupn� chladnut� hork�ho ran�ho vesm�ru je zn�zorn�no barvami, plynule p�ech�zej�c�mi od b�l� v okol� velk�ho t�esku, p�es �lutou a� po �ervenou, postupn� tmav�j��, a� k �ern�.
Je to jen symbolick�, nejsou to p��mo barvy sv�tla vyza�ovan�ho v t� dob�...

Standardn� kosmologick� model
S
tandartn� kosmologick� model za��n� studovat evoluci vesm�ru a� od pon�kud pozdn�j��ch okam�ik� tmin � 10-6 s (pr�v� od shora zm�n�n� hadronov� �ry), proto�e st�vaj�c� fyzik�ln� teorie nejsou schopny spolehliv� popsat situaci, kdy hustota hmoty podstatn� p�evy�ovala jadernou hustotu *); o n�kter�ch pokusech popsat nejran�j�� obdob� pomoc� grandunifika�n�ch teori� viz n�sleduj�c� �5.5 "Mikrofyzika a kosmologie. Infla�n� vesm�r.".
*) Kvark-gluonov� plasma
Jadern� fyzika v�ak p�edpokl�d�, �e t�sn� p�ed za��tkem hadronov� �ry m�la l�tka pravd�podobn� kvarkovou formu tzv. kvark-gluonov� plasmy. Hmota vesm�ru sest�vala p�ev�n� z kvark� a antikvark�, spolu s vysokoenergetick�mi fotony, elektrony, pozitrony, neutriny, antineutriny, neust�le vznikaj�c�mi a anihiluj�c�mi. P�i poklesu teploty~energie se kvarky vlivem siln� interakce, zprost�edkovan� gluony, v�zaly v baryony (3 kvarky) a mesony (kvark-antikvark) - do�lo k hadronizaci kvark-gluonov� plasmy (jak bylo zm�n�no v posledn�m bodu p�edchoz�ho odstavce).
��Podrobn�ji je pops�no v knize "Jadern� fyzika a fyzika ionizuj�c�ho z��en�", �5.1 "Element�rn� ��stice a urychlova�e", ��st "Kvarkov� struktura hadron�", pas� "Kvark-gluonov� plasma - 5.skupenstv� hmoty".
��V�choz�m p�edpokladem standardn�ho kosmologick�ho modelu je, �e rychl� expanze vesm�ru za�ala z homogenn�ho a izotropn�ho stavu o velmi vysok� hustot� a teplot�. V prvn�ch okam�ic�ch roz�i�ov�n� byla teplota tak vysok� (> 1012 �K), �e zde byla �pln� termodynamick� rovnov�ha mezi fotony, elektrony, pozitrony, miony, neutriny, protony, neutrony, mesony, hyperony a p��p. dal��mi hypotetick�mi ��sticemi. Po n�kolika sekund�ch, kdy� teplota klesla na cca 1010 �K (a hustota l�tky na cca 105 g/cm3), v�echny baryony anihilovaly s antibaryony (a� na mal� zbytek - "baryonov� asymetrie"), mesony a hyperony se rozpadly, neutrina p�estala interagovat s ostatn�mi ��sticemi. P�i dal��m poklesu teploty z 1010 na 109 �K (a hustoty l�tky z 105 na 10-1 g/cm3) v obdob� cca 10 - 1000 sec. se mohly protony a neutrony slu�ovat a vytv��et atomov� j�dra lehk�ch prvk� (p�edev��m h�lia, v mal�m mno�stv� deuteria, tritia, h�lia-3, lithia...). Po podstatn�m poklesu teploty pod cca 3000 �K, v �ase kolem 3000-4000 let, se elektrony spojovaly s protony a j�dry h�lia za vzniku neutr�ln�ch atom� plynn�ho vod�ku a h�lia, z nich� je v podstatn� m��e slo�en sou�asn� vesm�r.
���Z prostoro�asov�ho hlediska m� vesm�r glob�ln� homogenn� a izotropn� Robertson-Walkerovu metriku

(5.22)

kter� je v�ak v men��ch m���tc�ch m�rn� naru�ena perturbacemi generovan�mi nehomogenitami hmoty-energie. V �5.3 jsme si z�kladn� Fridmanovu rovnici (5.23a) pro rychlost expanze vesm�ru zformulovali ve tvaru :

(5.40)

kde Wxxx jsou p��sp�vky jednotliv�ch slo�ek hmoty~energie k dynamice expanze: Wrad od relativistick�ch ��stic a z��en�, Wm od nerelativistick� hmoty, Wk od k�ivosti prostoru a WL od kosmologick� konstanty - "energie vakua" (parametr H0 je Hubbleova konstanta, jej� hodnota se podle sou�asn�ch m��en� pohybuje v rozmez� H0 � 67�73 km s-1/Mpc ).
��Pro na�e ��ely fyzik�ln� kosmologie si v sou�tu p��sp�vk� na prav� stran� rovnice (5.40) omega-parametr gravituj�c� hmoty "m" rozd�l�me na sou�et
Wm = Wb + Wdm baryonov� hustoty "b" *) a hustoty temn� energie "dm". Toto je d�le�it� zvl�t� pro anal�zu na rozhran� leptonov� a radia�n� �ry, kdy baryonov� hustota hr�la rozhoduj�c� roli v primordi�ln� nukleosynt�ze. V ran�ch etap�ch vesm�ru, za vyskok�ch teplot a energi� ��stic a kvant z��en�, doch�zelo k interakc�m a transmutac�m ��stic, p�i nich� se m�nilo zastoupen� hustot r�zn�ch druh� hmoty (a t�m i jednotliv�ch parametr� Omega). K hmotnostn�m parametr�m se n�kdy p�id�v� i hustota neutrin Wn, kter� mohla b�t v�znamn� p�edev��m v leptonov� ��e (o neutrinech je podrobn� pojedn�no v ��sti "Neutrina - "duchov�" mezi ��sticemi" �1.2 monografie "Jadern� fyzika a fyzika ionizuj�c�ho z��en�").
*) Do t�to baryonov� hustoty je efektivn� zahrnuta i elektronov� hustota, nebo� po�et elektron� pot�ebn� pro zaji�t�n� n�bojov� neutrality se rovn� po�tu proton�, co� z hlediska hmotnosti p�edstavuje pod�l jen cca 10-3. Hustota elektron� je tedy p��li� mal�, tak�e nen� nutno ji samostatn� posuzovat. Po skon�en� �ry z��en� jsou d�ky elektrick� p�ita�liv� s�le elektrony v z�sad� v�z�ny na protony baryonov� hmoty.
��Hodnoty t�chto a dal��ch kosmologick�ch parametr� (odpov�daj�c� sou�asn�mu vesm�ru) budou uvedeny n�e v tabulce v pas�i "Hodnoty kosmologick�ch parametr�".

Historie adiabaticky expanduj�c�ho (a tud� ochlazuj�c�ho se) vesm�ru v r�mci standardn�ho kosmologick�ho modelu se obvykle rozd�luje na �ty�i v�zna�n� etapy, ��ste�n� se prol�naj�c�, podle fyzik�ln�ch proces�, kter� pr�v� dominuj� :

Baryonov� asymetrie vesm�ru
Podle standardn�ch fyzik�ln�ch p�edstav by na po��tku vesm�ru m�lo p�vodn� vzniknout stejn� mno�stv� ��stic a anti��stic. Ve�ker� experimenty jadern� fyziky toti� ukazuj�, �e p�i v�ech ��sticov�ch interakc�ch doch�z� v�dy ke sdru�en� produkci ��stic a anti��stic, v pom�ru 1:1. Plat� z�kon zachov�n� po�tu lepton� a baryon�
(��stice se berou se znam�nkem "+", anti��stice "-").
��V nyn�j��m vesm�ru v�ak pozorujeme prakticky jen na�i "b�nou" hmotu
(zvanou n�kdy koinohmota, z �ec. koinos=oby�ejn�, b�n�), nikoli antihmotu. V�echno �iv� i ne�iv� co vid�me zde na Zemi, planety, hv�zdy i nejvzd�len�j�� galaxie ve vesm�ru, je slo�eno t�m�� v�hradn� z hmoty. Vznik� ot�zka: "Co se stalo s antihmotou?" - pro� vid�me t�m�� absolutn� asymetrii mezi hmotou a antihmotou? Nebo z opa�n�ho pohledu: "Pro� je ve vesm�ru v�bec n�jak� hmota?" - pro� nen� zapln�n jen z��en�m, vznikl�m anihilac� v�ech ��stic a anti��stic?
��Na vysv�tlen� asymetrie hmoty a antihmoty - pro� je vesm�r nyn� jen z hmoty - se lze d�vat v z�sad� ze dvou hledisek :
����stic a anti��stic (baryon� a antibaryon�) vzniklo v hadronov� ��e stejn� mno�stv�. V d�sledku nepatrn� rozd�ln�ch vlastnost� antihmoty (poru�en� CP symetrie) prob�hala anihilace m�rn� asymetricky, ��m� v�echny antibaryony zanihilovaly a zbyly nezanihilovan� baryony (1:109).
��Vzniklo o n�co v�ce ��stic (o 1:109) ne� anti��stic - v d�sledku asymetrie p�i odd�lov�n� elektroslab�ch interakc� ("leptokvarky" X,Y). Po anihilaci pak z�stal jen ten mal� p�ebytek baryon�.
��
P��slu�n� diskuse z hlediska jadern� fyziky je v ��sti "Anti��stice - antiatomy - antihmota - antisv�ty" �1.5 monografie "Jadern� fyzika a fyzika ionizuj�c�ho z��en�".
Je antihmota stejn� jako hmota ?�
P�i prakticky v�ech "b�n�ch" procesech a interakc�ch ��stic je spln�n z�kon zachov�n� leptonov�ho a baryonov�ho ��sla
(viz �1.5 "Element�rn� ��stice a urychlova�e" v monografii "Jadern� fyzika a fyzika ionizuj�c�ho z��en�"). Pom�r mezi mno�stv�m hmoty a antihmoty se proto s vysokou p�esnost� zachov�v� nejen v sou�asn�m vesm�ru, ale i p�i v�ech procesech prob�haj�c�ch v d��v�j��ch etap�ch, po��naje hadronovou �rou. Hmota a antihmota se n�m jev� jako stejn� - a� na opa�n� znam�nka el. n�boj� a n�kter�ch dal��ch kvantov�ch ��sel m� stejn� vlastnosti. P�esto v�ak se antihmota od hmoty jemn� li�� v chov�n� - asymetrick� produkci a rozpadech n�kter�ch "exotick�ch" ��stic a anti��stic (bylo experiment�ln� zji�t�no p�edev��m u K a B meson�). Tato skryt� rozd�lnost mezi hmotou a antihmotou, generovan� v nejran�j��ch f�z�ch odd�lov�n� z�kladn�ch interakc�, nakonec vy�stila v hadronov� ��e v baryonovou asymetrii.
��Baryonov� asymetrie
vesm�ru musela tedy b�t "zalo�ena" ji� p�ed po��tkem hadronov� �ry - p�i siln� nerovnov�n�ch f�zov�ch p�echodech, p�i nich� se odd�lovala elektroslab� a siln� interakce (v �ase �10-35 s), nebo p�i dal��m f�zov�m p�echodu odd�luj�c�m elektromagnetickou a slabou interakci (v �ase �10-10 s).
��Podle sou�asn�ch teori� element�rn�ch ��stic mohla baryonov� asymetrie vzniknout p�i rozpadu n�kter�ch "exotick�ch" ��stic, p�i nich� se ��ste�n� nezachov�v� CP-symetrie *) (viz pas� "CPT symetrie interakc�" �1.5 ve zm�n�n� monografii). Mohly by to b�t Higgsovy bosony, kalibra�n� bosony X a Y (leptokvarky), pop�. hadrony (mesony a baryony) obsahuj�c� c-kvarky a b-kvarky - jsou to v�echno jen hypot�zy..!... Tyto ��stice, nyn� pro n�s "exotick�", se na po��tku hadronov� �ry mohly vyskytovat ve velk�m mno�stv�. Aby se v ur�it�m okam�iku vznikl� baryonov� asymetrie l�tky nemohla "smazat" p�soben�m dal��ch n�sledn�ch proces� s nezachov�n�m baryonov�ho ��sla, je d�le�it� aby proces baryogeneze prob�hal v siln� nerovnov�n�m stavu, v etap� prudk�ho rozp�n�n�; v p��t�m �5.5 "Mikrofyzika a kosmologie. Infla�n� vesm�r." uvid�me, �e t�mto nerovnov�n�m stavem, vedouc�m k ��inn�mu "zakonzervov�n�" baryonov� asymetrie, m��e b�t infla�n� expanze ran�ho vesm�ru.
*)�Vlivem ur�it�ch specifick�ch jev� - naru�en� symetrie interakc� v po��te�n�ch okam�ic�ch evoluce vesm�ru - mno�stv� hmoty nepatrn� p�ev�ilo nad antihmotou, do�lo k m�rn� baryonov� asymetrii vesm�ru. V�cem�n� n�hodn� kvantov� fluktuace tak zp�sobila v�t�zstv� hmoty nad antihmotou v na�em velmi ran�m vesm�ru. V hypotetick�ch jin�ch vesm�rech tomu mohlo b�t opa�n�, kvantov� fluktuace ve vhodn� okam�ik nastala na druhou stranu a takov� vesm�r by byl z antihmoty - "antivesm�r". Z na�eho hlediska by toto p��padn� v�t�zstv� antihmoty nemuselo nic znamenat. V antivesm�ru by fungovaly �pln� stejn� fyzik�ln� z�kony, vesm�r by se vyv�jel stejn�. Jen by v�echno bylo z antihmoty - kter� bychom ��kali hmota...
������
��Kvantitativn� pom�r baryonov� asymetrie se odhaduje na 1:109 - na miliardu antinukleon� p�ipad� miliarda+1 nukleon�. A� na tento jeden nukleon zde v�ech 109 nukleon� a antinukleon� vz�jemn� zanihilovalo. Z tohoto nepatrn�ho p�ebytku nukleon� se utvo�ila ve�ker� hmota kterou ve vesm�ru pozorujeme - atomy mezihv�zdn�ho plynu, galaxie, hv�zdy, planety i my lid�. V�echno ostatn� se p�em�nilo na z��en� a lehk� ��stice (fotony, neutrina), rozpt�len� ve vesm�rn�m prostoru (pr�v� z pom�ru hustoty standardn� baryonov� hmoty a hustoty kvant reliktn�ho z��en� se odhaduje onen p�ebytek 1:109).

Rovnov�ha mezi neutriny a elektrony se zde udr�uje p�ev�n� reakcemi e- + e+ �� ne + ne, jejich� ��inn� pr��ez pro relativistick� elektrony energie E je p�ibli�n� s � g2E2/h4c4, kde g je konstanta slab� interakce. O neutrinech a jejich �loze ve vesm�ru je podrobn� pojedn�no v �1.2, ��sti "Neutrina - 'duchov�' mezi ��sticemi" knihy "Jadern� fyzika a fyzika ionizuj�c�ho z��en�", o jejich interakc�ch a detekci v pas�i "Interakce neutrin s ��sticemi a hmotou".
��V obdob� kolem t � 0,2s ��inn� pr��ez poklesne natolik, �e neutrina prakticky p�estanou interagovat s ostatn�mi ��sticemi a mezi sebou. Neutrina, jejich� "teplota" v t� dob� dosahovala zhruba 1010 �K, se tak natrvalo odd�lila od ostatn� l�tky a d�le se ji� pohybovala voln� vesm�rem bez znateln�ch interakc�; vlivem expanze vesm�ru se neutrinov� z��en� postupn� "ochlazovalo rud�m posuvem" na nyn�j�� teplotu asi 1�K (detekovat tato n�zkoenergetick� reliktn� neutrina neum�me). Jedin�, ��m se neutrina nad�le pod�lej� na evoluci vesm�ru, je p��sp�vek jejich hmoty-energie k sum�rn�mu gravita�n�mu poli vesm�ru (kdyby klidov� hmotnost neutrin byla nenulov�, mohl by tento p��sp�vek b�t dokonce rozhoduj�c� - viz �5.6 "Budoucnost vesm�ru. �ipka �asu."). Elektrony a pozitrony jsou v rovnov�ze se z��en�m, prob�h� v pr�m�ru stejn� po�et anihilac� e- + e+ � 2g elektron-pozitronov�ch p�r� na fotony g i tvorby elektron-pozitronov�ch p�r� z foton� g � e- + e+. Vesm�r je v t�to etap� zapln�n p�edev��m elektron-pozitronovou plasmou.
�D�le�itost prvn�ch sekund
V pr�b�hu zhruba
prvn� sekundy existence vesm�ru se utvo�ily fyzik�ln� z�klady pro celou dal�� evoluci vesm�ru - pro tvorbu primordi�ln�ch atomov�ch jader, formov�n� atom�, vznik hv�zd a galaxi�, planet, chemick� v�voj hmoty ve vesm�ru. Dal�� pokra�ov�n� proces� ve vesm�ru - v r�mci t�chto fyzik�ln�ch z�kon� - pak ji� z�viselo na rychlosti expanze vesm�ru a pozd�ji i na konkr�tn�ch, do zna�n� m�ry n�hodn�ch, lok�ln�ch hustot�ch l�tky (v�etn� temn� hmoty) v koprodukci s m�stn� gravitac� buzenou touto l�tkou. M�sta s pon�kud vy��� hustotou primordi�ln�ho plynu za�aly p�itahovat a nabalovat na sebe dal�� a dal�� plyn z okol�, co� nakonec vy�stilo ve vznik hv�zd. Tyto oblasti, krom� n�hodn�ho vzniku, se ve zv��en� m��e vyskytovaly v m�stech d��v�j��ch fluktuaci, p�etrv�vaj�c�ch po drobn�ch primordi�ln�ch ...... ...... (bude analyzov�no n�e). .... A ve velkorozm�rov�ch m���tc�ch se tyto lok�ln� procesy sdru�ovaly do galaxi� a kup galaxi�, pozorovan�ch nyn�.
�Dynamika expanze, teploty a hustoty v ran�m vesm�ru
Leptonov� �ra a �ra z��en�, tj. obdob� cca 10
-4 sec. a� 380 000 let, bylo epochou v z�sad� ovl�danou radiac�, b�hem kter� vesm�r expandoval rychlost� a(t) ~ t 1/2. Fridmanova rovnice (5.23a) se zde zjednodu�uje na

a. /a ��=�� [(8p/3).G.rg]1/2 ��, (5.41)

kde rg je hustota z��en� (z hlediska energie foton� se zpo��tku opravdu jednalo o gama, pozd�ji energie klesla do oblasti UV). Expanze vesm�ru pak prob�h� podle z�vislosti :

a(t) ��=�� [(4pG)1/4. 2.3-1/4. Ho3/4)] . rg1/4. t 1/2 ���, (5.42)

kde Ho~ 70 km s-2 Mpc-2 je nyn�j�� hodnota Hubbleova parametru .
��Jeliko� teplota z��en� b�hem expanze kles� inverzn� k m���tkov�mu faktoru: Tg ~ a-1, �asov� z�vislost teploty je T(t) = g. t -1/2, kde koeficient g je d�n efektivn�m po�tem termodynamick�ch stup�� volnosti pro bosony a fermiony. Pro situaci na rozhran� leptonov� a radia�n� �ry (po e--e+ anihilaci) se p�i expanzi vesm�ru teplota sni�uje s �asem t[sec.] jako :

T(t)[keV] ��� 0,8.103. t -1/2 ���. (5.43)

Je graficky vyneseno na horn� vodorovn� ose termodynamick� teploty na obr.5.4 primordi�ln� nukleosynt�zy.
��Hustota hmoty-energie r v radia�n� dominantn�m obdob� se s expanz� vesm�ru m�n� rozd�ln� pro l�tku a z��en�. Pro l�tkovou slo�ku jako jsou baryony (a t� temn� hmota) je z�vislost tvaru rB~ a-3, zat�mco radia�n� slo�ka se m�n� jako rg~ a-4. Hustota hmoty-energie se s �asem m�n� jako r ~ t -3/2. Na teplot� z�vis� jako

r[g/cm3] � 8,4 .T 4 ����. (5.44)

Tyto z�konitosti kosmologick� expanze vesm�ru, v kombinaci s vlastmostmi a interakcemi nukleon�, se uplat�uj� v primordi�n� kosmologick� nukleosynt�ze :

Prvotn� kosmologick� nukleosynt�za
~10 s < t < ~1000 s , ~5.109 �K > T > ~0,5.109 �K
Protony a neutrony z hadronov� �ry
(kter� d�ky baryonov� asymetrii zbyly po anihilaci baryon� s antibaryony) se nyn�, na rozhran� leptonov� a radia�n� �ry, stanou z�kladem pro tvorbu prvn�ch jednoduch�ch atomov�ch jader - primordi�ln� nukleosynt�zu (kter� bude n�e podrobn� pops�na).
Pozn.: Tento proces je natolik d�le�it�, �e �asov� obdob� kdy se odehr�v� se n�kdy klasifikuje jako samostatn� "epocha nukleosynt�zy".
��Mno�stv� a zastoupen� r�zn�ch druh� vznikaj�c�ch jader z�vis� na "soute�i" mezi rychlostmi p��slu�n�ch jadern�ch reakc� a rychlost� univerz�ln� expanze vesm�ru. Rychlost jadern�ch reakc� je p��mo �m�rn� hustot� nukleon�. Jak se vesm�r roz�i�uje, hustota nukleon� kles�, av�ak ve stejn�m tempu kles� i hustota foton�. D�le�it�m parametrem "materi�ln�ho obsahu" vesm�ru je proto pom�r hustoty po�tu nukleon� nB a hustoty po�tu foton� ng , kter� se naz�v� relativn� baryonov� hustota :

h���=���nB / n g ��. (5.45)

Zna�� se �eck�m p�smenem h a vzhledem k jej� velmi mal� hodnot� se �asto pou��v� jej� dekadick� n�sobek h10 = (nB/ng).1010. Po e-e+ anihilaci se tento pom�r p�esn� zachov�v� po celou dobu evoluce vesm�ru. Baryonov� hustota je d�le�it�m parametrem vesm�ru v r�mci standardn�ho kosmologick�ho modelu, jeho v�znam pro prvotn� nukleogenezi bude diskutov�n n�e v pas�i "Baryometrie ran�ho vesm�ru".
��Na po��tku leptonov� �ry, kdy byla je�t� velmi vysok� teplota des�tky miliard stup�� (t.j. kinetick� energie sr�ek ��stic des�tky MeV), doch�zelo neust�le k vz�jemn�m p�em�n�m proton� a neutron� reakcemi

n + e+ �� p+ + n' ��,�� p + e- �� n + n �����. (5.46)

Emitovaly a absorbovaly se elektrony, pozitrony a neutrina v procesu beta a inverzn�ho beta rozpadu (tyto p�em�ny prob�haj� mechanismy slab� interakce - transmutacemi kvark� v protonech a neutronech - viz �1.2, pas� "Mechanismus p�em�ny beta", obr.1.2.5 v knize "Jadern� fyzika a ionizuj�c� z��en�"). D�ky pon�kud vy��� hmotnosti se neutrony p�em��ovaly na protony rychleji ne� protony na neutrony, tak�e mno�stv� neutron� ub�valo - obr.5.4 vlevo.
��P�i termodynamick� teplot� T (vyj�d�en� v energetick�ch jednotk�ch [keV]) je rovnov�n� pom�r neutron� ku proton�m

(n/p)eq(T) = e-(Dm/T) �����, (5.47)

kde Dm = mn-mp = 1,29 MeV je rozd�l hmotnosti neutronu a protonu. P�i vysok�ch teplot�ch des�tky MeV na po��tku leptonov� �ry byl pom�r n/p bl�zk� l:1. P�i sni�ov�n� energie T v d�sledku expanze vesm�ru pom�r n/p postupn� klesal, av�ak z�rove� se sni�ovala rychlost v��e uveden�ch vz�jemn�ch p�em�n mezi protony a neutrony. Neutrina se interak�n� odd�lila od ostatn�ch ��stic, v�t�ina pozitron� zanihilovala s elektrony. Slab� interakce vz�jemn� p�em�ny proton� a neutron� v �ase kolem 1sec. ustaly (obrazn� �e�eno "zamrzly"), na hodnot� pom�ru (n/p)=0,166, tj. cca 1/6. Z�stal pouze pomal� radioaktivn� rozpad neutron� na protony s polo�asem 13min. *), kter� je vnit�n�, bez ��asti elektron-pozitronov� plasmy, nez�visl� na teplot�. D�ky tomuto radioaktivn�mu rozpadu, v �ase cca 100 sec. (teplota T =cca 80keV), kdy intenz�vn� prob�hala prvotn� nukleosynt�za, je�t� pon�kud poklesl pom�r (n/p) na cca 1/7.
*) Nestabilita - radioaktivita - neutron��
Voln�
neutrony jsou nestabiln� - beta--radioaktivitou n � p + e-+ n' se p�em��uj� na protony, elektrony a (anti)neutrina s polo�asem cca 13minut. Vznik prvotn�ho h�lia, deuteria a p��p. dal��ch prvk� f�zn�mi reakcemi proton� a neutron� se tedy musel uskute�nit v dob� krat�� ne� cca 1000 sekund po velk�m t�esku. Obdob� prvn� tvorby prvk� - primordi�ln� nukleogeneze - bylo velmi kr�tk�. V �asech krat��ch ne� des�tky sekund m�la l�tka p��li� vysokou teplotu na to, aby se j�dra udr�ela pohromad�. V pozd�j��ch �asech byl zase ji� vesm�r p��li� ��dk� a neutron-deficitn� na to, aby ��inn� doch�zelo k sr�k�m, p�i nich� by se protony a neutrony spojovaly v atomov� j�dra...
���pln�mu vymizen� neutron� zabr�nilo to, �e d�ky poklesu teploty vesm�ru v �ase t @10s na zhruba 3.109 �K, se protony a neutrony mohly za��t slu�ovat na stabiln� j�dra h�lia (p�es deuterium a tritium), jak je podrobn�ji rozeb�r�no n�e. Nastala primordi�ln� kosmologick� nukleosynt�za - obr.5.4 vpravo.
��V ran�ch obdob�ch leptonov� �ry, kdy hustota a energie foton� byla velmi vysok� (mnoho MeV), se protony a neutrony "koupaly" v bou�liv�m mo�i vysokoenergetick�ch foton� gama (na ka�d� nukleon bylo mnoho miliard foton�). Pokud by za t�to situace protony a neutrony p�i vz�jemn�ch sr�k�ch vytvo�ily deuterony 2H, vysokoenergetick� gama by je okam�it� rozbilo - fotodisociovalo, d��ve ne� by zachycen�m dal��ho protonu �i neutronu mohly vznikat t잚� nuklidy (podobn� by se chovaly i vysokoenergetick� protony). ��dn� nukleogeneze zde neprob�h�.
��Ke konci leptonov� �ry v �ase ~10 sec., p�i poklesu teploty na cca 3.109 �K, kdy kinetick� energie ��stic p�i vz�jemn�ch sr�k�ch byla ji� ni��� ne� vazbov� energie nukleon� v j�drech (ne� 0,22 MeV pro deuterium), mohlo reakc� p + n � 2H + g za��t vznikat deuterium D�2H, ani� by se sr�kami s vysokoenergetick�mi ��sticemi (p�edev��m gama-fotony) op�t rozpadalo (fotodisociovalo). Vznikl� j�dra deut�ria mohla pak d�le reagovat s dal��mi protony a neutrony, a� v kone�n� f�zi vzniklo h�lium 4He (viz nap�. J.Peebles [199]). Sou�asn� vznikala i n�kter� dal�� lehk� j�dra, ale v daleko men�� m��e; j�dro 4He je toti� siln� v�zan� a t�m podstatn� stabiln�j�� ne� ostatn� lehk� prvky - D, 3He, Li, B, Be.
��Vlivem v��e zm�n�n�ch leptonov�ch interakc� klesl do obdob� nukleosynt�zy lehk�ch jader pom�r po�tu proton� ku neutron�m na cca 7:1. Omez�me-li se na h�lium, pak z ka�d�ch 14 proton� a 2 neutron� mohlo vzniknout 1 j�dro h�lia 4He2 a 12 proton� z�stalo voln�ch ve form� vod�ku 1H1. Pom�r po�tu N(H):N(He) tedy byl 12:1. Jeliko� j�dro h�lia je �ty�ikr�t t잚� ne� vod�ku, hmotnostn� pom�r vod�ku a h�lia m(H):m(He) �in� 3:1, tak�e hmotnost vznik�ho h�lia by p�edstavovala cca 1/4 celkov� hmotnosti baryonov� hmoty, co� je v dobr� shod� s pozorovan�m pr�m�rn�m chemick�m slo�en�m l�tky ve vesm�ru (o asi o 2% v�ce h�lia poch�z� z nukleogeneze ve hv�zd�ch).
��Z nukleonov�ho slo�en� h�lia 4He2 ze 2 proton� a 2 neutron� plyne jednoduch� vztah pro relativn� mno�stv� h�lia vzhledem k vod�ku :

N(H)/N(He) �=��2n/(n+p) �=��2/(1+p/n)� ����, (5.48)

kter� m��e vzniknout z l�tky s ur�it�m pom�rem p/n.
��V "ohniv� peci" �hav� l�tky na konci leptonov� �ry, p�i zm�n�n�m poklesu teploty, prob�h� �et�zec reakc� mezi protony, neutrony a nov� vznikaj�c�mi j�dry lehk�ch prvk� :

�inici�ln� reakce�:
� ��p + n � 2H1�D + g � �
����(5.49)
p + D � 3He2 + g ....................... n + D � 3H1� T + g
n + 3He � 4He2 + g�   p + T � 4He2 + g
D + D � n + 3He�,� D + D � 4He + g�,� D + D � p + T�,� D + 3He�4He + p�,� D + T�4He2 + n��
3He + 3He � 4He + 2p��, T + T � 4He + 2n��, 3He + T � 4He + p + n��, 3He + T � 4He + D
3He + 4He � 7Be + g ��, T + 4He � 7Li + g��, n + 7Be � p + 7Li ��, p + 7Be � 8B + g��,
p + 7Li � 4He + 4He��, n + 7Be � 4He + 4He
... tyto reakce mohou prob�hat i opa�n�m sm�rem ...

Reakce prvotn� nukleosynt�zy lehk�ch jader prob�haly velmi rychle, nebo� byla obrovsk� hustota nukleon� a kosmologick� expanze "nastavovala" jejich kinetick� energie postupn� na hodnoty, p�i nich� jsou vysok� ��inn� pr��ezy p��slu�n�ch jadern�ch reakc�.
��Jak� mno�stv� atomov�ch jader je vytv��eno t�mito reakcemi, je d�no slo�itou kombinac� �ady faktor� - �etnosti sr�ek dan�ch nukleonovou hustotou, ��inn�ch pr��ez� reakc� pro r�znou energii, kter� se rychle m�nila s �asem v d�sledku kosmologick� expanze. Kombinuje se zde jadern� fyzika zkoumaj�c� pomoc� experiment� na urychlova��ch jadern� reakce *) a jejich ��inn� pr��ezy p�i r�zn�ch energi�ch, s modelov�mi anal�zami astrofyziky - zde kosmologie stavby a dynamiky evoluce
(rychlosti expanze) ran�ho vesm�ru. Obrazn� lze ��ci, �e kone�n� slo�en� l�tky z prvotn� nukleosynt�zy bylo v�sledkem mohutn�ho "sprintersk�ho z�vodu" mezi rychlostmi jadern�ch reakc� a rychlost� expanze vesm�ru...
*) Reakce primordi�ln� nukleosynt�zy jsou podrobn� analyzov�ny v obs�hl�ch pracech Wagonera a kol. [266],[267]. Obecn� o jadern�ch reakc�ch je pojedn�no nap�. v �1.3 "Jadern� reakce a jadern� energie" knihy "Jadern� fyzika a fyzika ionizuj�c�ho z��en�".
��Sou�innost t�chto ��sticov�-jadern�ch reakc�, spolu s rychlou kosmologickou expanz� a sni�ov�n�m energie a hustoty ��stic, vede k "chemick�mu" v�voji l�tkov�ho obsahu ran�ho vesm�ru podle grafick�ho zn�zorn�n� na obr.5.4. Slo�it�j�� dynamika n�kter�ch k�ivek - s lok�ln�m poklesem - pro tritium a lithium-7, je zp�sobena ��ast� t�chto jader v dal��ch reakc�ch (p�i dosa�en� vhodn� energie pro zv��en� ��inn� pr��ez), co� vede k jejich do�asn�mu �bytku.
��N�kter� podrobnosti prvotn� nukleogeneze podle obr.5.4 jsou p�edm�tem dal��ho jadern�-astrofyzik�ln�ho v�zkumu. V experimentech na urychlova��ch se studuj� ��sticov� interakce a jadern� reakce mezi lehk�mi j�dry a up�es�uj� se jejich ��inn� pr��ezy. Tyto v�sledky se aplikuj� na modelovou distribuci ��stic (proton�, neutron�, elektron�) a rozd�len� jejich energi� p�i kosmologick� expanzi. Konkr�tn� tvary k�ivek na obr.5.4 se t�m mohou pon�kud m�nit (v n�kter�ch anal�z�ch se nap�. nevyskytuj� zm�n�n� lok�ln� poklesy v �ase cca 7.103sec. u k�ivek 3H a 7Li)..?..
��Krom� f�zn�ch jadern�ch reakc� se na kone�n�m v�sledku primordi�ln� nukleosynt�zy v pozd�j��m �ase pon�kud uplat�uje i radioaktivita beta. Voln� neutrony se p�em��uj� na protony, elektrony a (anti)neutrina n � p + e- + n' s polo�asem cca 13 min., tak�e zbyl� neutrony (kter� nezf�zovaly) rychle vymizely. Tritium 3H se b--radioaktivitou 3H�T � 3He + e-+ n' s polo�asem 12,3 rok� p�em��uje na h�lium-3, jeho� p�vodn� obsah podle obr.5.4 se t�m pak na za��tku �ry z��en� pon�kud zvy�uje. Podobn� berylium-7 je nestabiln�, elektronov�m z�chytem (EC) 7Be + e- � 7Li + n se s polo�asem 53,2 dn� p�em��uje na lithium-7, jeho� v�sledn� zastoupen� se t�m t� zvy�uje *).
*) Zat�m ne zcela vysv�tlen�m probl�mem je spektrometricky zm��en� zna�n� ni��� zastoupen� lithia-7 ve vesm�ru, asi 3-kr�t men��, ne� p�edpov�d� primordi�ln� nukleosynt�za..?..
��P�i dal��m poklesu teploty pod ~109 �K (cca 3 min. po big bangu) se produkce h�lia, jako� i prvotn� produkce nepatrn�ho mno�stv� dal��ch prvk�, definitivn� zastavila. Kinetick� energie ��stic se sn�ila a l�tka ve vesm�ru byla ji� p��li� ��dk� na to, aby ��inn� doch�zelo ke sr�k�m, p�i nich� by se protony a neutrony spojovaly ve v�t�� j�dra (ostatn�, voln� neutrony v t� dob� ji� t�m�� vymizely).
��Z �asov�ho hlediska tedy tento "kosmick� primordi�ln� jadern� reaktor" m�l velmi kr�tk� trv�n�: jen v pr�b�hu rozhoduj�c�ho �asov�ho obdob� cca 10 � 1000 sec. byly p��zniv� podm�nky pro vytv��en� jader prvk�. Po 10 minut�ch od po��tku vesm�ru vymizely t�m�� v�echny voln� neutrony (byly za�len�ny do jader p�edev��m 4He) a termodynamick� teplota - kinetick� energie - poklesla pod cca 50keV. N�zkoenergetick� protony ani nov� vznikl� atomov� j�dra vzhledem k odpudiv� Coulombovsk� bari��e nebyly ji� schopny jadern�ch reakc� - nukleogeneze "zamrzla" (nech� n�s nep�ekvapuje, �e je to zamrznut� p�i teplot� 100 milion� stup��..!.). V tomto kr�tk�m obdob� primordi�ln� nukleogeneze proto sta�ila vzniknout jen nejleh�� (nejjednodu���) j�dra - vod�ku (protony tam byly ji� p�edt�m), deuteria, h�lia, lithia, berylia. Primordi�ln� nukleogeneze na konci leptonov� �ry se t� n�kdy naz�v� "big-bang nukleogeneze" (BBN).
��
Podrobn� anal�zy [266],[267], berouc� v �vahu v�echny mo�n� jadern� reakce, vedou k "chemick�mu v�voji" ran�ho - pregalaktick�ho, p�edhv�zdn�ho - vesm�ru zn�zorn�n�mu na obr.5.4. Tyto jadern� reakce nakonec vedou k tomu, �e zhruba za 3 minuty od po��tku expanze se slo�en� l�tky ust�lilo tak, �e na ka�d�ch 12 voln�ch proton� p�ipadalo jedno j�dro h�lia; po�et nukleon� se ustavil na 87% proton� a 13% neutron� (v�zan�ch v j�drech lehk�ch prvk�, p�edev��m h�lia). V�hov� se tak utvo�ilo asi 25% h�lia 4He�a (v terminologii jadern� fyziky a radioaktivity se j�dro h�lia-4 �asto naz�v� ��stice alfa) a ostatn�ch 75% z�stalo ve form� vod�ku 1H, p�i�em� tento procentu�ln� v�sledek jen velmi m�lo z�vis� na konkr�tn� baryonov� hustot� hmoty (anal�za se prov�d�la pro nB/ng v �irok�m rozmez� (1�10).10-10).

Obr.5.4. "Chemick� v�voj" ran�ho vesm�ru, tj. �asov� z�vislost relativn�ho zastoupen� (hojnosti, mno�stv� - abundance) proton�, neutron� a lehk�ch prvk� - h�lia, deuteria, lithia, berylia - vznikaj�c�ch v d�sledku jadern�ch reakc� nukleosynth�zy v ran�m hork�m vesm�ru na konci leptonov� �ry a za��tku �ry z��en�.
Pro p�ehledn� zobrazen� velk�ho rozsahu hodnot relativn�ho zastoupen� r�zn�ch vznikaj�c�ch prvk� je m���tko na svisl� ose kombinovan�: v oblasti relativn�ho obsahu 0,1-1 je line�rn�, pro ni��� hodnoty je logaritmick�.
Z�kladn� vodorovn� osa dole je �asov� (logaritmick�). Na dvou horn�ch vodorovn�ch stupnic�ch je vynesena teplota jednak pomoc� termodynamick�ch stup�� Kelvina [�K]
x109, jednak pomoc� kinetick� energie ��stic v [keV].

Nukleosynth�za dal��ch prvk� za 4He ji� podstatn� z�vis� na skute�n� hustot� baryon� p�i dan� teplot�, av�ak obecn� lze ��ci, �e j�dra t잚� ne� h�lium se zde mohla tvo�it jen ve velmi mal�m mno�stv�, proto�e neexistuj� dostate�n� stabiln� j�dra s 5 a 8 nukleony. Tato "mezera" p�eru�uje �et�zec dvou��sticov�ch interakc� pa, na, aa, vedouc� k tvorb� t잚�ch jader. Kdyby j�dro h�lia zachytilo neutron �i proton, vzniklo by siln� nestabiln� j�dro s hmotnost� 5, p�i slou�en� dvou h�liov�ch jader by vzniklo nestabiln� j�dro s hmotnost� 8. Takov� nestabiln� j�dra se sta�� rozpadnout d��ve, ne� by mohla v ji� z�ed�n� l�tce zachytit dal�� protony, neutrony �i a-��stice, kter� by je zm�nily na t잚� stabiln� j�dra. A v d��v�j��m obdob�, kdy byla hustota dostate�n�, nemohla t잚� j�dra vznikat vzhledem k vysok� teplot� a kinetick� energii ��stic, kter� by je okam�it� "rozb�jela".
���K p�ekon�n� mezery "5" jsou zapot�eb� reakce h�lia 4He s deuteriem 2H, tritiem 3H nebo dal��m h�liem 4He. Coulombova elektrick� odpudiv� bari�ra mezi t�mito kladn� nabit�mi j�dry sni�uje ��inn� pr��ez - potla�uje reak�n� rychlost. Proto v jen velmi mal�m mno�stv� se mohlo vytv��et lithium 7Li reakc� 3H(a,g)7Li a berylium 7Be reakc� 3He(a,g)7Be. A mezeru "8" za ji� sn�en� teploty a hustoty zde v relevantn�m mno�stv� nejsou schopn� p�ekonat ��dn� reakce - produkce t잚�ch prvk� ji� nenast�v�...
���Kdy� v �ase cca 10
4 sec. poklesne teplota na cca 100 milion� stup��, ve�ker� jadern� reakce ust�vaj�, zastoupen� prvk� se ji� nem�n�. Pouze zbyl� voln� neutrony pokra�uj� ve sv�m radioaktivn�m rozpadu a� k �pln�mu vymizen� (a je�t� �adu let trvaj� radioaktivn� beta p�em�ny tritia a berylia-7). Prim�rn� nukleosynt�za je u konce..!..
"Baryometrie" ran�ho vesm�ru ?�
D�le�it� voln� parametr standardn�ho kosmologick�ho modelu je
baryonov� (nukleonov�) hustota - po��te�n� pom�r mno�stv� baryon� k foton�m nB/ng na rozhran� hadronov� a leptonov� �ry, kter� se pak zachov�v� b�hem cel� dal�� expanze vesm�ru. Rozhoduje o zastoupen� prvk�, kter� vznikly p�i primordi�ln� kosmologick� nukleosynt�ze. Anal�zou zastoupen� lehk�ch prvk� ve vesm�ru tak m��eme v z�sad� tento d�le�it� parametr stanovit.
��Jako hlavn� citliv� "baryometr" ran�ho vesm�ru m��e slou�it deuterium D�2H. Ve�ker� deuterium je� pozorujeme v p��rod� toti� muselo b�t vytvo�eno ve velk�m t�esku - v primordi�ln� nukleosynt�ze, nikoli ve hv�zd�ch (ve hv�zd�ch se naopak rychle spaluje), m� tedy pregalaktick� p�vod. ��dn� zn�m� stel�rn� �i galaktick� proces nem��e produkovat v�znamn�j�� mno�stv� deuteria. ��m vy��� byla hustota baryon� v ran�m vesm�ru, t�m �ast�ji doch�zelo ke sr�k�m jader a t�m efektivn�ji se jadern�mi reakcemi deut�rium (kter� je "meziproduktem" synt�zy vod�ku na He) spojovalo na h�lium. P�i vysok�ch hustot�ch by se t�m�� ve�ker� deuterium rychle slou�ilo na h�lium, zat�mco za ni��� hustoty by zbylo v�ce "fosiln�ho" deuteria. Na z�klad� m��en� zastoupen� deuteria byla stanovena baryonov� (nukleonov�) hustota nB/ng = 6,1x10-10.
��H�lium 4He nen� pou�iteln� jako p��m� "baryometr" ran�ho vesm�ru, nebo� jeho zastoupen� je t�m�� nez�visl� na baryonov� hustot�. ....
��H�lium 3He je sice v z�sad� pou�iteln�, ale pon�kud problematick� jako baryometr, proto�e se ve f�zn�ch reakc�ch ve hv�zd�ch jednak spaluje na 4He, jednak nov� h�lium-3 vznik� p�i proton-protonov� f�zi.
��Podobn� lithium 7Li. Jejich pozorovan� zastoupen� je z�visl� na druhu hv�zd a modelech konvekce z nitra do hv�zdn�ch atmosf�r. Pokud se m��� na star�ch hv�zd�ch s n�zkou metalicitou, m��e b�t pou�ito jako pomocn� "baryometr" (srov. t� n�e pas� "Dal�� osudy primordi�ln�ch prvk�").
��Produkce lehk�ch prvk� (krom� h�lia) - p�edev��m deuteria, pop�. t� He3 a Li7 - siln� z�vis� na st�edn� hustot� hmoty (na koncentraci nukleon�) v obdob� synth�zy jader. Proto lze zm��en�m relativn�ho zastoupen� t�chto lehk�ch prvk� v mezihv�zdn� l�tce ur�it pom�r po�tu foton� a nukleon�, kter� v obdob� nukleosynth�zy ovliv�oval rychlost reakc� - prov�d�t jakousi nukle�rn� "diagnostiku", "baryometrii" ran�ho vesm�ru. S pou�it�m nyn�j�� teploty reliktn�ho z��en� pak lze stanovit pr�m�rnou hustotu vesm�ru. Pozorov�n� ultafialov�ch absorb�n�ch �ar ve spektrech jasn�ch hork�ch hv�zd (a t� z��en� l = 91,6 cm p�echod� v superjemn� struktu�e D) bylo zji�t�no, �e zastoupen� deuteria v mezihv�zdn�m plynu �in� zhruba ~2,5.10-5, co� by podle standardn�ho modelu odpov�dalo hustot� hmoty v nyn�j��m �ase r � 5.10-31 g/cm3 desetkr�t ni��� ne� kritick�.
��Zd� se tedy, �e ��dn� obvykl� forma l�tky slo�en� z baryon� nen� schopna vysv�tlit pozorovanou pom�rn� pomalou rychlost kosmologick� expanze (�i dokonce u�init vesm�r uzav�en�m). P�ev�nou ��st pozorovan� gravituj�c� hmoty tedy tvo�� "n�co", co je k nukle�rn�m reakc�m nete�n� - jak�si skryt�-temn� hmota; jej� podstatnou ��st nem��e tvo�it obvykl� l�tka slo�en� z atom�, jejich� j�dra jsou tvo�ena baryony (srov. s diskus� o nebaryonov� povaze skryt� hmoty v �5.6 "Budoucnost vesm�ru. �ipka �asu. Skryt� hmota.", ��st "Skryt�-temn� hmota.").
Posloupnost p�vodu prvk� ve vesm�ru�
P�vodn� n�zor zakladatele koncepce hork�ho po��tku vesm�ru G.Gamova, �e v�echny prvky Mend�lejevovy periodick� tabulky byly za vysok�ch hustot a teplot "uva�eny" v nejran�j��m hork�m vesm�ru, se uk�zal jako ��ste�n�
myln�. Zde mohly vzniknout jen nejleh�� j�dra - krom� vod�ku a deuteria jen h�lium-4,3, lithium 6,7Li, berylium 9Be, stopov� b�r 10,11B. T잚� prvky nesta�ily vzniknout v ran�ch f�z�ch vesm�ru proto, �e rychl�m rozp�n�n�m vesm�ru po��te�n� velmi vysok� teploty a hustoty l�tky prudce poklesly, tak�e dal�� jadern� reakce prakticky ustaly *). Lze ��ci, �e v ran�ch okam�ic�ch byl vesm�r pro vznik t잚�ch prvk� p��li� hork�, zat�mco v pozd�j��ch �asech zase p��li� ��dk� a chladn�. Dal�� nukleosynth�za mohla pokra�ovat f�zn�mi termonukle�rn�mi reakcemi a� po vzniku hv�zd, v jejich� nitrech (kde se zpo��tku vod�k slu�uje na h�lium) je dlouhodob� dostate�n� hustota a teplota k tomu, aby se h�lium d�le slu�ovalo na uhl�k (a + a � Be8, Be8 + a � C12; nestabiln� 8Be se nesta�� rozpadnout p�ed z�chytem dal�� ��stice a) a v pozdn�j��ch f�z�ch evoluce mas�vn�ch hv�zd i na dal�� t잚� prvky (jak bylo podrobn�ji rozeb�r�no �4.1, ��st "Termonukle�rn� reakce v nitru hv�zd", pas� "Spalov�n� h�lia").
*) Pozn.: Kdyby byl vesm�r z�stal hust�j�� a �hav�j�� o n�co d�le, v�echny lehk� prvky (jejich protony a neutrony) by se slou�ily do jader nakonec a� na �elezo a nezbylo by terrmonukle�rn� palivo pro pozd�j�� hv�zdy...
���Galaxie a prvn� hv�zdy se tedy tvo�ily z "pral�tky" sest�vaj�c� z asi 75 % vod�ku a z 25 % h�lia. Tato p�edpov�d slo�en� prvotn� l�tky, umo�nuj�c� vysv�tlen� z�kladn�ho zastoupen� prvk� v p��rod�, je velk�m triumfem jadern� astrofyziky a teorie hork�ho vesm�ru, proto�e je v dobr� kvantitativn� shod� s v�sledky anal�zy chemick�ho slo�en� hv�zdn�ch atmosf�r i z�n ionizovan�ho mezihv�zdn�ho plynu. P��slu�n� spektrometrick� m��en� uk�zala, �e obsah h�lia v na�� galaxii i v n�kolika dal��ch bl�zk�ch galaxi�ch p�edstavuje asi 28%, co� je t�m�� 20-kr�t v�ce h�lia, ne� se mohlo vytvo�it termojadern�mi reakcemi v nitru hv�zd *). P�ev�n� ��st existuj�c�ho h�lia mus� m�t tedy pregalaktick�, kosmologick� ("primordi�ln�") p�vod, zat�mco prakticky v�echny t�k� prvky se synthetizovaly v nitru hv�zd - viz �4.1, 4.2 (a t� pas� "Vznik atomov�ch jader a p�vod prvk�" v knize "Jadern� fyzika a fyzika ionizuj�c�ho z��en�").
*) 1011 hv�zd tvo��c�ch typickou galaxii o hmotnosti ~ 4.1044 g a sv�tivosti ~1037 J/s, vyz��ilo za dobu �ivota galaxie ~1010 let zhruba 3.1054 J; vytvo�ilo se tak asi 1066 jader He (p�i synth�ze jednoho j�dra He4 se uvoln� energie 2,5.10-12 J) o celkov� hmotnosti ~7.1042 g, co� �in� jen asi l,7% hmotnosti.
Dal�� osudy primordi�ln�ch prvk� ve vesm�ru�
Po dokon�en� prim�rn� kosmologick� nukleosynt�zy
(a rychl�m radioaktivn�m rozpadu tritia a berylia) chemick� slo�en� hmoty v expanduj�c�m vesm�ru z�st�v� nezm�n�n� b�hem cel� �ry z��en�; a je�t� i dlouho pozd�ji, po rekombinaci a vzniku neutr�ln�ch atom� v ��e l�tky. Z l�tky tohoto prvotn�ho slo�en� vznikaly hv�zdy 1.generace, v obdob� cca 100-200 milion� let od za��tku vesm�ru. Teprve ve hv�zd�ch, kde vlivem gravitace doch�zelo k op�tovn�mu stla�ov�n� l�tky na vysokl� hustoty a teploty, mohla za��t nov� etapa jadern�ch reakc� nukleosynt�zy - pokra�ov�n� chemick�ho v�voje vesm�ru.
���Nyn�j�� mno�stv� lehk�ch prvk� se od jeho p�vodn�ho zastoupen� z primordi�ln� nukleogeneze pon�kud li�� vlivem pozd�j��ho chemick�ho v�voje vesm�ru
(p�i�em� r�zn� objekty - hv�zdy, galaxie - mohly b�t t�mto v�vojem ovlivn�ny r�zn�). Jsou to p�edev��m jadern� reakce ve hv�zd�ch, v men�� m��e i reakce vyvol�van� kosmick�m ionizuj�c�m z��en�m *) v mezihv�zdn� l�tce a atmosf�r�ch hv�zd.
*) V ��e z��en� a po��tku �ry l�tky v expanduj�c�m a chladnouc�m vesm�ru ��dn� ionizuj�c� z��en� nebylo. A� termonukle�rn� reakce ve hv�zd�ch a jejich v�buchy supernov emitovaly do vesm�rn�ho prostoru vysokoenergetick� ��stice - kosmick� z��en�, kter� je schopn� vyvol�vat jadern� reakce v l�tk�ch ve vesm�ru.
���Prvn� generace hv�zd vznikaly z plynu, jeho� prvkov� slo�en� bylo vytvo�eno v prim�rn� nukleosynt�ze - odpov�d� obr.5.4 (po brzk�m radioaktivn�m rozpadu tritia 3H a berylia 7Be). P�i gravita�n� kontrakci, po dostate�n�m stla�en� a zah��t� vnit�ku hv�zdy, se spustily jadern� reakce (podrobn�ji rozeb�ran� v �4.1, ��st "Evoluce hv�zd" - "Termonukle�rn� reakce v nitru hv�zd"), z nich� nejd�le�it�j�� je termunukle�rn� f�ze vod�ku na h�lium p�i teplot� cca 107 �K. ��st vod�ku 1H se p�itom spot�ebov�v� jako "palivo" a jeho mno�stv� ub�v�, zat�mco h�lium 4He p�ib�v� jako�to zplodina �i "popel"; p�i dal�� posloupnosti f�zn�ch reakc� se pak ��st h�lia spaluje na uhl�k a t잚� prvky, podle hmotnosti hv�zdy. Plyny vyvrhovan� hv�zdami pak ��ste�n� vracej� do mezihv�zdn� l�tky po ka�d�m cyklu evoluce st�le v�t�� p��sp�vek h�lia a men�� vod�ku - a st�le v�t�� p��sp�vky t잚�ch prvk� (zvy�uje se metalicita).
���Av�ak je�t� p�edt�m, p�i ni���ch teplot�ch od 10
6 stup��, se slab� v�zan� j�dra deuteria reakcemi s protony D + p � 3He + g p�em��uj� na h�lium-3 - deuterium je ve hv�zd�ch ni�eno! Jak se vesm�r vyv�j� a primordi�ln� plyn je "recyklov�n" dal��mi generacemi hv�zd, deuterium ub�v�. Podobn� osud maj� i dal�� primordi�ln� prvky lithium-7, berylium, b�r, kter� se ve hv�zd�ch spaluj� ji� p�i pom�rn� n�zk� teplot� od 106 �K (p��slu�n� reakce jsou uvedeny v �4.1, ��st "Evoluce hv�zd", pas� "Prvn� nukle�rn� reakce na po��tku v�voje hv�zdy"). Av�ak krom� primordi�ln� synt�zy a reakc� ve hv�zd�ch m��e mal� mno�stv� lehk�ch prvk� jako jsou 6,7Li, 9Be, 10,11B, vznikat jadern�mi a spala�n�mi (�t�pn�mi, t��tiv�mi) reakcemi kvant kosmick�ho z��en� s atomy mezihv�zdn� l�tky (nap�. berylium-7,10 vznikaj� ve stopov�m mno�stv� v zemsk� atmosf��e jako kosmogenn� radionuklidy).
���H�lium-3 se v hork�ch nitrech hv�zd reakcemi
3He + 3He � 4He + 2 1H spaluje na h�lium-4. Av�ak z�rove� nov� h�lium-3 vznik� jako meziprodukt 2D + 1H � 3He + g p�i proton-protonov� f�zn� reakci. V�sledn� trend obsahu h�lia-3 ve vesm�ru z�vis� na tom, jak� ��st tohoto nov� syntetizovan�ho 3He se vrac� do mezihv�zdn�ho prost�ed� a jak� ��st je spot�ebov�na ("sp�lena") pro pokra�uj�c� sekvence termonukle�rn�ch reakc�..?..
���Bilance �bytku
(event. p��rustku) primordi�ln�ch prvk� ve spektrech z��en� z hv�zd ovliv�uje t� konvektivn� proud�n�, kter�m se l�tka z relativn� chladn�j��ch horn�ch vrstev p�esunuje do vnit�n�ch mnohem teplej��ch vnit�n�ch oblast� (kde doch�z� ke spalov�n�) a naopak. P�i mohutn�m a hlubok�m konvektivn�m proud�n� obsah lithia a berylia v atmosf�r�ch hv�zd rychle ub�v�.
Atomy v kosmick�ch t�lesech a v prostoru
V nyn�j�� etap� jen asi 7% v�ech atom�
(resp. atomov�ch jader a elektron�) ve vesm�ru je sou��st� hv�zd, planet a dal��ch kosmick�ch t�les. V�t�ina, 93%, je ��dce rozpt�lena v mezihv�zdn� hmot� - plynech, prachu, mlhovin�ch.

Leptonov� �ra trv� do t� doby (cca 10s.), ne� teplota klesne pod T � 5.109 �K, kdy je k.T � 0,5 MeV @ me.c2, nov� leptony se netvo��. Pak anihiluje v�t�ina elektron-pozitronov�ch p�r� na kvanta gama z��en�, p�i�em� z�stane mal� p�ebytek elektron� (stejn� jako je p�ebytek proton�) nutn� pro zaji�t�n� n�bojov� neutrality vesm�ru. Tyto elektrony pak pozd�ji (v ��e l�tky) budou elektricky p�itahov�ny k j�dr�m a poslou�� k vytvo�en� atomov�ch obal� prvk�.

��Intenz�vn� rozptyl foton� na zbyl�ch elektronech zp�sobuje teplotn� rovnov�hu mezi l�tkou-plasmou a z��en�m, elektrony tvo�� jakousi "vesm�rnou mlhu". L�tka ve vesm�ru byla v plasmatick�m skupenstv�, elektromagnetick� z��en� intenz�vn� interagovalo s l�tkou - bylo j� rozptylov�no, pohlcov�no a znovu vyza�ov�no, v r�zn�ch sm�rech a s r�zn�mi energiemi. P�ev�n� ��st energie~hmotnosti vesm�ru byla tvo�ena elektromagnetick�m z��en�m. P�i poklesu teploty pod T � 3000 �K se energie foton� sn�� natolik, �e ji� nejsou schopny ionizovat atomy vod�ku, tak�e m��e neru�en� prob�hnout (re)kombinace *) elektron� s protony: p�vodn� voln� elektrony byly zachyceny a v�z�ny s j�dry vod�ku a h�lia za vzniku elektricky neutr�ln�ch atom�. Vznik� tak plynn� vod�k (a h�lium), kter� je ji� pro st�vaj�c� elektromagnetick� z��en� (pr�m�rn� vlnov� d�lky cca 700nm) pr�zra�n�. Do�lo k f�zov�mu p�echodu l�tky z plasmov�ho do plynn�ho skupenstv�. Protoro-�asov� oblast, kde do�lo k tomuto p�echodu se ozna�uje jako sf�ra posledn�ho rozptylu LSS (last scattering surface) sv�tla p�ed jeho odd�len�m od l�tky - plasmy. Toto sv�teln� z��en� sledovalo expanzi vesm�ru a prodlu�ovalo t�m svou vlnovou d�lku a� na nyn�j�� d�lku kolem milimetru - reliktn� elektromagnetick� z��en� v mikrovlnn� oblasti (jeho vlastnosti jsou diskutov�ny n�e v ��sti "Mikrovlnn� reliktn� z��en� - posel zpr�v o ran�m vesm�ru").
*) Terminologick� pozn�mka: B�n� pou��van� n�zev "rekombinace" je zde pon�kud neadekv�tn�. Tento n�zev se pou��v� v "pozemsk�" fyzice a chemii pro situaci, kdy v l�tce slo�en� p�vodn� z neutr�ln�ch atom� dojde k ionizaci a n�sledn� zp�tn� rekombinaci elektron� a kladn�ch iont�. V ran�m vesm�ru v�ak ��dn� neutr�ln� atomy p�edt�m neexistovaly, stav pln� ionizace byl p�vodn� a v�choz�, p�edpona "re" nen� na m�st�. M�sto slova "rekombinace" je zde proto vhodn�j�� v�raz "kombinace" �i "deionizace"..?..

Fluktuace a perturbace v kosmick� l�tce
L�tka zapl�uj�c� vesm�r, a�koli ve velk�ch rozm�rech je v z�sad� glob�ln� homogenn�, vykazuje v men��ch m���tc�ch lok�ln� nehomogenity - fluktuace, perturbace. Z hlediska vzniku (p�vodu) se m��e jednat o perturbace :
- Primordi�ln�, kter� byly generov�ny ve velmi ran�m vesm�ru (patrn� v infla�n� f�zi, viz n�sleduj�c� �5.5) a od t� doby se vyv�jej� "pasivn�" - m�n� se pouze p�soben�m gravitace a kosmick� expanze. .....
- Pozdn�j��, kter� se mohou pr�b�n� vytv��et v r�zn�ch �asech a m�stech vesm�ru r�zn�mi procesy ("aktivn�"), v podstat� n�hodn�m zp�sobem ....
��Z hlediska podstaty a vnit�n� struktury nehomogenit (a termodynamiky) ve v�ceslo�kov�m syst�mu (v l�tce, souboru ��stic), zde m�me na mysli dokonalou tekutinu - plasmu - slo�enou z l�tky hustoty rm a z��en� hustoty rr, mohou b�t poruchy dvou z�kladn�ch typ� :
- Entropick�, p�i nich� doch�z� k lok�ln�m zm�n�m stavov� rovnice v d�sledku zm�n relativn�ho po�tu (hustot) r�zn�ch druh� ��stic nach�zej�c�ch se v syst�mu, beze zm�ny celkov� hustoty hmoty-energie. Entropick� perturbace spo��v� ve zm�n� drm = - drr. Entropick� perturbace se t� naz�vaj� ....isorurvature..., nebo� celkov� hustota syst�mu z�st�v� konstantn� a nem�n� zak�iven� prostoru. .. ....
- Adiabatick�, kde se lok�ln� m�n� hustota hmoty-energie. Zm�na je pops�na vztahem drr/rr = (4/3). (drm/rm). Adiabatick� perturbace jsou t� perturbacemi k�ivosti, proto�e gravita�n� vyvol�vaj� nehomogenity v prostorov�m zak�iven�.
��Z geometrick�ho hlediska fluktuace zak�iven� prostoro�asu mohou b�t dvoj�ho typu :
- Skal�rn� fluktuace, zp�sobeb� nehomogenitami v rozlo�en� hmoty. P�edpokl�d� se, �e po��te�n� p�vod t�chto nehomogenit by mohl b�t v kvantov�ch fluktuac�ch modelov�ho skal�rn�ho pole (f) kter� vyvolalo infla�n� expanzi velmi ran�ho vesm�ru. Mikroskopick� fluktuace se inflac� zv�t�ily na makroskopickou �rove� a pozd�ji se rozvinuly jako z�rodky pro zformov�n� velkorozm�rov�ch struktur, kup galaxi� a galaxi� (�5.5, pas� "Z�rode�n� nehomogenity a velkorozm�rov� struktura vesm�ru").
- Tenzorov� fluktuace, vyvolan� gravita�n�mi vlnami poch�zej�c�mi z bou�liv�ch d�j� velmi ran�ch obdob� vzniku vesm�ru (gravita�n� vlny jsou v obecn� teorii relativity popisov�ny vztahy mezi tenzorov�mi veli�inami - slol�kami metrick�ho tenzoru a tenzoru k�ivosti; je podrobn� rozeb�r�no v �2.7 "Gravita�n� vlny"). Tyto gravita�n� vlny nemus� b�t v�z�ny p��mo na hmotu. Zp�sobuj� kvadrup�lov� deformace metriky, mohly by vyvol�vat speci�ln� polarizaci (B-m�d) reliktn�ho mikrovlnn�ho z��en� (dosud nebylo prok�z�no, z kosmologick�ho hlediska je tento typ fluktuac� pravd�podobn� zanedbateln�).
��Fluktuace (perturbace, lok�ln� nehomogenita) kosmick� hmoty se d� vyj�d�it jako relativn� rozd�l m�stn� aktu�ln� hustoty od pr�m�rn�: dr(x,t) = [r(x,t) - <r>]/<r>, kde r(x,t) je okam�it� hustota v m�st� o sou�adnic�ch x v �ase t (v souputuj�c� kosmologick� vzta�n� soustav�) a <r> je pr�m�rn� hustota hmoty ve velk�m okoln�m regionu. Z hlediska evoluce struktur ve vesm�ru je velmi d�le�it� pom�rn� zastoupen� r�zn� velk�ch primordi�ln�ch fluktuac� - spektrum t�chto fluktuac�. Pro kvantitativn� vyhodnocov�n� spektra fluktuac� se prov�d� Fourirovsk� anal�za: fluktuace dr(x,t) se rozlo�� na superpozici harmonick�ch funkc� dr(x,t) = kSdkr.e-ik.x, jejich� zastoupen� je pops�no jako funkce dkr(k) pomoc� vlnov�ho koeficientu k (ve Fourierovsk� frekven�n� oblasti). Velikost fluktuac� se pak popisuje pomoc� "v�konov�ho spektra" P(k) ~ (k3/4p2).|dkr|2. Spektrum fluktuac� hustoty se potom modeluje pomoc� mocninn� funkce P(k) = P0(k) . kns-1. Exponent ns se naz�v� spektr�ln� index fluktuac�. Pro ns=1 se jedn� o ploch� spektrum - �k�lov� invariantn� fluktuace, ve kter�m jsou v�echny velikosti fluktuac� rovnom�rn� zastoupeny (jak p�edpokl�dali Harrison a Zeldovi�).
��Pro kosmologick� formov�n� velkorozm�rov� hmotn� struktury d�le z�le�� na normalizovan� prostorov� "hustot�" hmotnostn�ch fluktuac� P(k), pro kterou se zavedla kvantifikace jako st�edn� kvadratick� fluktuace hmoty ve sf��e o polom�ru 8
h-1 Mpc; ozna�uje se s8 (polom�r 8 h-1 Mpc byl zvolen proto, �e zhruba odpov�d� typick�mu m���tku mas�vn�ch kup galaxi�). Hodnota s8 vych�z� kolem 0,8. ....... ......
��Nehomogenity hmoty ve vesm�ru indukuj� zm�ny - perturbace, fluktuace gravita�n�ho pole, neboli fluktuace zak�iven� prostoru. Amplituda fluktuac� zak�iven� prostoru se kvantifikuje pomoc� parametru DR2, kter� vyjad�uje velikost zm�n zak�iven� prostoru, indukovan�ch fluktuacemi hustoty hmoty-energie. Podobn� jako nehomogenity v hustot� hmoty (spektr�ln� index fluktuac� a st�edn� kvadratick� fluktuace hmoty) se kvantifikuje pomoc� Fourierovsk� harmonick� anal�zy ve frekven�n� k-oblasti. Normaliza�n� m���tko k0 se vol� 0,002 Mpc-1....
Pozn.: V odborn�ch materi�lech z anal�zy mikrovlnn�ho reliktn�ho z��en� se tento parametr DR2 n�kdy zna�� As a normaliza�n� m���tko se uv�d� ..... ...
Hustotn� akustick� oscilace v plasmatick� l�tce�
Z�sta�me je�t� na chv�li v obdob� ran�ho hork�ho vesm�ru, zapln�n�ho hustou plasmou elektron�, foton� a baryon�
(proton�, neutron�, pozd�ji i jader h�lia). P�sobila mezi nimi v�razn� elektromagnetick� interakce, plasma se chovala jako stla�iteln� kapalina. V tomto dynamick�m rychle expanduj�c�m prost�ed� mohly fluktuacemi a perturbacemi *) vznikat oblasti s vy���mi a ni���mi hustotami plasmy, mezi nimi� tlakov� rozd�ly a obr�cen� p�sob�c� s�ly gravitace mohly vyvol�vat oscilace, podobn� zvukov�m vln�m ve vzduchu (plasmatick� vlny jsou zn�m� i z laboratorn�ch experiment�).
*) Vedle tubulenc� mohly v�choz� fluktuace a perturbace v plasm� dominantn� poch�zet z primordi�ln�ho infla�n�ho rozta�en� stochastick�ch kvantov�ch fluktuac� infla�n� epochy - srov. diskusi v �5.5 "Mikrofyzika a kosmologie. Infla�n� vesm�r.", pas�i "Z�rode�n� nehomogenity a velkorozm�rov� struktura vesm�ru".
��Tyto "akustick� vlny" se pohybovaly sm�rem ven z hyperdenzitn� oblasti, rychlost� z�visej�c� na hustot� a teplot� plasmy (rychlost ���en� plasmatick� vlny se zde odhaduje na cca c/2). Tato rychlost vs (rychlost "zvuku") ve sm�sn� foton-baryonov� plasm� je: vs2 = dp/dr = .pg/( .rg + .rB), kde p je tlak, r hustota, horn� te�ky znamenaj� �asovou derivaci, indexy g a B ozna�uj� fotonovou a byryonovou slo�ku. Dosazen�m za �asov� derivace tlaku a hustot (z Fridmanovy a stavov� rovnice) lze pro tuto rychlost z�skat vztah vs2 = (4c2rg/3)/(4rg + 3rB) = (c2/3)/(1 + 3rB/4rg). ��m v�t�� je hustota baryon� rB, t�m men�� je rychlost "zvuku" vs.
��Po rekombinaci ji� fotony p�estaly interagovat s plasmou, ��m� se uvolnil tlak v hustotn� vln� plasmy, jej� expanze se zastavila a "zamrzla" v p��slu�n�m m�st�. Vzd�lenost kterou vlna takto urazila p�ed rekombinac� se n�kdy naz�v� "zvukov�" horizont ds = a . � (vs/a) dt, kde a je �k�lov� faktor (integruje se v rozmez� �asov�ho trv�n� �ry radia�n� dominuj�c� plasmy). Plasmatick� hustotn� oscilace vtiskly ur�it� stopy do distribuce hmoty ran�ho vesm�ru. Drobn� nehomogenity se kosmologickou expanz� rozt�hly na t�m�� 500 milion� sv�leln�ch let v nyn�j��m vesm�ru.
��Tyto "zamrzl�" oblasti se zv��enou hustotou pak p�itahovaly v�ce hmoty ne� oblasti m�rn� �id��. Vznikl� mal� nehomogenity v ran�m vesm�ru fungovaly jako gravita�n� "z�rodky-sem�nka" pro budov�n� pozd�j��ch velk�ch struktur v ��e l�tky. Z t�chto nehomogenit
pozd�ji vznikly galaxie a kupy galaxi�.
��Je�t� p�edt�m, ji� p�i rekombinaci, zanechaly tyto "akustick� fluktuace" plasmatick� l�tky ur�it� charakteristick� stopy v drobn�ch nehomogenit�ch reliktn�ho z��en�. Takto vznikl� nehomogenity
(na �rovni pouh�ch milikelvin�) se v posledn� dob� da�� zobrazit v �hlov�m spektru teplotn�ch fluktuac� reliktn�ho z�en�, viz n�e pas� "Reliktn� mikrovlnn� z��en�", obr.G5.CMB c).
Pozn.: Tyto plasmatick� hustotn� vlny-oscilace se t� naz�vaj� baryonov� akustick� oscilace (BAO), nebo� hlavn� hmotnostn� slo�kou plasmy jsou baryony, kter� jsou i z�kladem - atomov�mi j�dry - viditeln� a absorbuj�c� hmoty ve vesm�ru.

Po "rekombinaci" �i "deionizaci" skon�ila �ra voln�ch elektron�, doch�z� ke "zpr�hledn�n�" l�tky pro elektromagnetick� z��en� a t�m k odd�len� z��en� od l�tky; energie foton� tohoto z��en� pak od t� doby klesala pouze vlivem rozp�n�n� vesm�ru, nez�visle na chov�n� l�tky. Skon�ilo obdob� ran�ho hork�ho vesm�ru, velk�ho t�esku. Nastupuje nejdel�� �ra vesm�ru :

Jak a kdy ve vesm�ru dominuje z��en� nebo l�tka ?
Na tuto ot�zku se m��eme d�vat ze dvou hledisek :
1. Gravita�n� p�evl�d�n� - vliv na dynamiku kosmologick� expanze,
podle rovnice (5.40), kde relativn� zastoupen� energie nesen� z��en�m (a relativistick�mi ��sticemi)
Wrad vede k �asov� dynamice expanze a(t) ~ t 1/2 , zat�mco energie l�tky (tvo�en� nerelativistick�mi ��sticemi) Wm zp�sobuje kosmologickou expanzi podle z�vislosti a(t) ~ t 2/3. P�i evoluci vesm�ru v leptonov� ��e jednozna�n� dominuje z��en� a dynamika kosmologick� expanze je a(t) ~ t 1/2. V n�sleduj�c� ��e z��en� to zpo��tku plat� rovn�, ale pozd�ji se radiace vlivem expanze postupn� roz�e�uje a v�t�� zastoupen� postupn� z�sk�v� l�tka, tak�e dynamika expanze plynule p�ech�z� z a(t) ~ t 1/2 do a(t) ~ t 2/3. V �ase cca 50 000 let, co� je st�le hluboko v ��e z��en�, kdy l�tka je nepr�hledn�, ji� za�ne p�evl�dat dominace l�tky s dynamikou expanze a(t) ~ t 2/3.
2. Fyzik�ln� v�znamnost
pro d�je prob�haj�c� v l�tce zapl�uj�c� vesm�r. Rozhran� mezi �rou l�tky a z��en� zde tvo�� pokles energie kvant z��en� pod ioniza�n� �rove� atom� vod�ku, cca 3000
�K, kdy mohlo doj�t k vazb� elektron� do atom� a k fyzik�ln�mu odd�len� fotonov�ho z��en� od plynn� l�tky. To pak vedlo k astrofyzik�ln�m proces�m vedouc�m ke vzniku bohat� struktury vesm�ru.
��V t�to kapitole zab�vaj�c� se fyzik�ln� kosmologii pro n�s bude d�le�it� p�edev��m krit�rium 2.

��Prvn� miliony let �ry l�tky, p�edgalaktick� obdob�, lze ozna�it jako obdob� temna - po��te�n� mohutn� z�blesk velk�ho t�esku ji� pohasl a v d�sledku expanze vesm�ru se jeho vlnov� d�lky z p�vodn�ho g-z��en� p�esunuly do oblasti infra�erven�ho z��en�. Temnotu prostoru zapln�n�ho chladnouc�m plynem, infra�erven�m a mikrovlnn�m z��en�m, je�t� neosv�tlovaly ��dn� hv�zdy.
��V tomto obdob�, trvaj�c�m asi 200 milion� let, se zd�nliv� nic dramatick�ho ned�lo, vesm�r se rozp�nal a v�razn� chladnul. Gravitace v�ak ji� skryt� pracovala na nejd�le�it�j��m procesu �ry l�tky, kter�m je zhu��ov�n� obrovsk�ch oblak� vod�ku a h�lia, vedouc� k vytv��en� v�razn�ch velkorozm�rov�ch struktur ve vesm�ru - formov�n� galaxi� a kup galaxi�, v nich� posl�ze vznikaly prvn� hv�zdy *).
*) Hv�zdy prvn� generace, kter� vznikaly v obdob� kolem 100-200 milion� let po velk�m t�esku z hust�ch oblak� vod�ku a h�lia (jin� prvky tehdy je�t� ve vesm�ru prakticky nebyly), m�ly pravd�podobn� zna�n� velk� hmotnosti cca 100-300 M�, mo�n� i 1000M�! Podle z�konitost� hv�zdn� evoluce (�4.1 "Gravitace a evoluce hv�zd") se proto vyv�jely velice rychle - po zhruba 3-5 milionech let (nejhmotn�j�� mo�n� �ily jen statis�ce let) vybuchovaly jako supernovy (�i hypernovy) a vnesly do mezihv�zdn� hmoty t잚� prvky, kter� v nich termonukle�rn� synt�zou vznikly. Dal�� generace hv�zd, kter� vznikaly z t�to l�tky obohacen� o t잚� prvky, ji� nedosahovaly takov�ch hmotnost� - p��tomnost t잚�ch prvk� stimuluje �asn�j�� zap�len� termonukle�rn�ch reakc�, tak�e hv�zda na sebe nesta�� "nabalit" takov� mno�stv� hmoty v ��dk�m oblaku; jejich doba �ivota byla stamiliony let a� n�kolik miliard let. Na�e Slunce vzniklo patrn� a� jako hv�zda 3.generace z materi�lu, obohacen�ho po v�buchu hv�zd 2.generace (a p�edt�m 1.generace).
��Po vzniku prvn�ch hv�zd skon�ilo obdob� temna a vesm�r se op�t (ji� podruh�) rozz��il - ale jin�m z��en�m ne� bylo to prvn� z velk�ho t�esku: nyn� se jednalo o z��en� poch�zej�c� z roz�haven�ch plyn� hv�zd, poh�n�n�ch p�edev��m energi� f�zn�ch termonukle�rn�ch reakc� v nitru hv�zd
(�4.1, ��st "Termonukle�rn� reakce v nitru hv�zd"). Toto z��en� reionizovalo plyny ve vesm�ru, st�le vznik� a osv�tluje vesm�r i nyn�. Po spot�ebov�n� termonukle�rn�ho paliva (co� trvalo jen ��dov� miliony let) pak tyto hv�zdy poskytly plyn obohacen� o t잚� prvky pro pozd�j�� hv�zdn� generace.

Formov�n� velkorozm�rov� struktury vesm�ru
Sou�asn� astrofyzika p�edpokl�d�, �e v d�sledku
gravita�n�ho smr��ov�n� (kondenzace) lok�ln�ch plynov�ch zhu�t�nin, kter� se nach�zely v jinak glob�ln� homogenn�m vesm�ru, vznikala velk� seskupen� plynu a vznikaj�c�ch hv�zd - galaxie.
��Etymologick� v�znam slova "galaxie" poch�z� ze star� �e�tiny, kde "galaxias kyklos" znamenal "ml��n� kruh", tehdy jedin� zn�m� rozs�hl� seskupen� pozorovan� ve vesmiru - na�e Ml��n� dr�ha. Tehdy se ov�em nev�d�lo, �e je to obrovsk� seskupen� miliard hv�zd. Pozorovala se jen slab� - "ml��n�" - sv�t�c� mlhovina, zahnut� pruh t�hnouc� se p�es celou no�n� oblohu.
��Slab� prvotn� nehomogenity (tj. lok�ln� odchylky metriky, hustoty hmoty a pol�, rychlosti, pop�. entropie) musely existovat ji� v ran�ch f�z�ch vesm�ru (bylo diskutov�no v��e v pas�i "Fluktuace a akustick� oscilace v plasmatick� l�tce"). Vedlo to k drobn�m rozd�l�m v teplot�ch, kter� m��eme pozorovat i nyn� v kosmick�m mikrovlnn�m pozad�. Tyto perturbace v�ak byly natolik mal�, �e jejich vliv na glob�ln� procesy, jako je pr�b�h expanze nebo prvotn� nukleosynth�zy, lze zanedbat. N�kter� oblasti vesm�ru se v�ak rozp�naly o n�co pomaleji, posl�ze jejich rozp�n�n� ustalo a za�aly se smr��ovat. V obdob� po rekombinaci, v d�sledku gravita�n�ho p�itahov�n� okoln� hmoty, "amplitudy" t�chto fluktuac� zv��en� hustoty zna�n� vzr�staj�. V oblastech s v�t�� hustotou se kosmick� hmota d�ky gravita�n� p�ita�livosti s postupem �asu st�le v�ce koncentrovala. Vytv��ely se tak postupn� jednotliv� zhu�t�niny o hmotnosti ��dov� ~1014 M� (z�rodky kup galaxi�) - obr.5.5, k jejich� t�i�ti v d�sledku gravitace sm��uj� mohutn� proudy plynu. P�i tomto adiabatick�m stla�ov�n� se plyn zah��v� a vznikaj� turbulence a r�zov� vlny. Pokud se vznikl� teplo vyz���, kontrakce m��e pokra�ovat. J.B.Zeldovi� uk�zal [288], �e v pr�b�hu �asu takov� zhu�t�niny nab�vaj� tvar disk�, jak�chsi gigantick�ch "l�vanc�". Vlivem gravita�n� nestability se pak tyto �tvary rozpadaj� na jednotliv� galaxie: cel� "l�vanec" se postupn� p�em�n� na kupu galaxi�. Pro gravita�n� nestabilitu jsou nejv�znamn�j�� dva protich�dn� procesy: gravitace sna��c� se soust�edit hmotu do kompaktn�ch �tvar�, a tlak sna��c� se vyrovn�vat ve�ker� nehomogenity v rozlo�en� hmoty. A t� odst�ediv� s�ly p�i rotaci.

Obr.5.5. Uk�zka dvojrozm�rov�ho po��ta�ov�ho modelov�n� vzniku velkorozm�rov� struktury vesm�ru (A.Melott, r.1982).
Vlevo: V�choz� stav je t�m�� homogenn� rozlo�en� ��stic zn�zorn�n�ch k��ky. Uprost�ed: Za p��tomnosti mal�ch po��te�n�ch perturbac� se vlivem gravitace postupn� za��naj� ��stice zhlukovat.
Vpravo:
Nakonec se ��stice rozm�st� do "s�ovit�" struktury, obsahuj�c� v�razn� zhu�t�niny a naopak rozs�hl� t�m�� pr�zdn� oblasti.

Detailn� fyzik�ln� procesy utv��en� galaxi� a kup galaxi� jsou velmi slo�it� - jedn� se o trojrozm�rnou neline�rn� hydrodynamiku kombinovanou s gravitac� a fyzikou p�enosu tepla vyza�ov�n�m (viz nap�. nov� podrobn� p�ehled v [200]) - a nejsou proto dosud zcela propracov�ny. Pozorovan� rozlo�en� galaxi� ve vesm�ru a existence rozs�hl�ch "pr�zdnot" o rozm�rech ~100�100�100 Mpc v�ak podporuje sc�n��, podle n�ho� velkorozm�rov� struktury hmoty ve vesm�ru se vyvinuly z po��te�n�ch mal�ch poruch p�soben�m gravita�n�ch nestabilit. Jedna z po��ta�ov�ch simulac� takov�ho procesu je na obr.5.5. P�vodn� t�m�� homogenn� rozlo�en� hmoty vlivem gravita�n�ch nestabilit postupn� nab�v� vl�knitou strukturu jak�si "kosmick� pavu�iny". V m���tc�ch stovek milion� sv�teln�ch let se rozlo�en� hmoty ve vesm�ru podob� spletit� s�ti pln� jemn�ch vl�ken, jejich� pr�se��ky �i "uzly" tvo�� kupy galaxi� (viz n�e). Tyto zhu�t�n� uzly hmotu vl�ken postupn� gravita�n� "po��raj�", ��m� se kupy zv�t�uj� (t� se mohou navz�jem p�ibli�ovat) a v okol� vznikaj� naopak rozs�hl� pr�zdnoty t�m�� bez galaxi�...

Kosmick� "pavu�ina" velkorozm�rov� struktury vesm�ru - prostorov� distribuce galaxi� a kup galaxi�, mezi nimi� jsou rozs�hl� pr�zdnoty.
V��ez cca 30x20 miliard sv�teln�ch let.

Po��ta�ov� obraz A.Z.Colvin

�loha temn� hmoty ?
V sou�asn� dob� se zkoum� mo�nost, zda "lo�iska" pro formov�n� velkorozm�rov� struktury vesm�ru by mohla tvo�it temn� hmota
(�5.6, ��st "Budouc� v�voj vesm�ru. Skryt�-temn� hmota."), kter� je ve vesm�ru p�tkr�t v�c ne� atom�rn� (baryonick�) l�tky. Temn� hmota toti� t�m�� neinteraguje s vysokoenergetick�m z��en�m a ��sticemi, tak�e by se mohla za��t gravita�n� shlukovat daleko d��ve po velk�m t�esku, ne� b�n� "sv�t�c�" hmota. Kolem t�chto zhu�t�nin temn� hmoty by se pak gravita�n�m p�itahov�n�m hromadila oblaka b�n� l�tky, vod�ku a h�lia. Prvn� galaxie, vznikaj�c� shlukov�n�m ji� dostate�n� ochlazen�ho plynu, by tak nevznikaly na n�hodn�ch m�stech, ale v oblastech koncentrace temn� hmoty, kter� ji� byly d��ve zformov�ny..?..
�Hlubok� vakuum kosmick�ho prostoru
Hmota, kter� zbyla po po��te�n� expanzi, v pr�b�hu dal�� evoluce podl�hala mnoha gravita�n�m kontrakc�m a kolaps�m, p�i nich� vznikaly galaxie, hv�zdy, planety a dal�� astronomick� objekty. Tyto procesy za sebou zanechaly hlubok� vakuum mezi vznikl�mi strukturami. Prostor kter� se nach�z� mezi t�lesy ve vesm�ru - kosmick� prostor - v�ak nen� zcela pr�zdn�, ale obsahuje velmi n�zkou hustotu ��stic
(elektrony, protony, atomy vod�ku a h�lia, elektromanetick� z��en�, magnetick� pole, neutrina); podle sou�asn�ch astrofyzik�ln�ch p�edstav i temnou hmotu a temnou energii (�5.6, ��st "Budouc� v�voj vesm�ru. Skryt�-temn� hmota." a "Temn� energie a akcererovan� expanze vesm�ru"). Tato mezihv�zdn� a mezigalaktick� hmota, navzdory sv� velmi n�zk� hustot�, p�i obrovsk�ch prostorov�ch objemech hraje d�le�itou �lohu v glob�ln� kosmologick� evoluci vesm�ru !

Struktura a v�voj galaxi�
Galaxie jsou obrovsk� syst�my velk�ho po�tu hv�zd
(��dov� a� stovek miliard), mlhovin, mezihv�zdn�ho plynu a prachu, dr�en� pohromad� gravita�n� p�ita�livost�. V galaxi�ch je obsa�eno i magnetick� pole, ��stice kosmick�ho z��en�, elektromagnetick� vlny od radiovln a� po tvrd� z��en� gama. Podle nyn�j��ch astronomick�ch poznatk� gravita�n� dominantn� sou��st� galaxi� je patrn� temn�, nez���c� hmota (viz �5.6, ��st "Budouc� v�voj vesm�ru. Skryt�-temn� hmota."). Pokud tomu tak je, galaxie vznikaly v jak�chsi "hlubok�ch t�n�ch" gravita�n� zkondenzovan� temn� hmoty..?..
��Ran� galaxie
Prvotn� galaxie bezprost�edn� po sv�m vzniku
(po n�kolik milion� let) byly chaotick�mi �tvary pohybuj�c�ch se, sr�ej�c�ch a zhu��uj�c�ch se oblak� plynu a prachu, v nich� postupn� vznikaly hv�zdy. Do nyn�j��ho pom�rn� pravideln�ho spir�ln�ho a eliptick�ho tvaru je zformovala koprodukce fyzik�ln�ch z�kon� mechaniky a gravitace. Gravita�n� s�la, sm��uj�c� do st�edu galaxie, je vyv�ena odst�edivou silou ob�n�ho pohybu hv�zd, plynu a ostatn�ho materi�lu p�ibli�n� stejn�m sm�rem - galaxie jako celek rotuje kolem osy proch�zej�c� jej�m st�edem. Krom� n�hodn�ch pohyb� r�zn�mi sm�ry a rychlostmi p�evl�d� celkov� ob�n� pohyb kolem gravita�n�ho st�edu (jak�hosi "t�i�t�") galaxie. V�t�ina galaxi� m� proto glob�ln� tvar zplo�t�l�ho disku.
��Prvotn� galaxie po sv�m vzniku byly podstatn� men�� ne� jsou nyn�j�� pozorovan� galaxie - je�t� nesta�ily nashrom�dit velk� mno�stv� hmoty. Vzhledem k vysok� hustot� plynu v nich v�ak z�hy za�alo vznikat mnoho hv�zd. Vznikaly ob�� hv�zdy �ij�c� pom�rn� k�tce, ale i hv�zdy slune�n�ch hmotnost� a mal� �erven� trpasli�� hv�zdy s dlouhou �ivotnost�. Hv�zdy se v galaxij�ch tvo�� neust�le, ale s r�znou rychlost�. V prvotn�ch galaxi�ch se hv�zdy 1.generace z vod�ku a h�lia tvo�ily velmi rychle, ale �ada z nich z�hy explodovala jako supernova. Z plyn� obohacen�ch o t잚� prvky pak vznikaly nov� hv�zdy dal��ch generac�. Mohlo doch�zet k do�asn�mu vy�erp�n� "paliva"-plynu a t�m k �tlumu hv�zdotvorby. V dal��ch etap�ch, kdy se op�t nahromadily oblaky plyn�, p�ita�en�ch z okol� nebo vyvr�en�ch p�edchoz� generac� hv�zd, op�t aktivita vzrostla. Ve velk�ch galaxi�ch k t�mto �asov�m fluktuac�m aktivity-hv�zdotvorby doch�z� ji� jen v relativn� mal�ch okrsc�ch, cekov� pr�m�rn� aktivita z�st�v� zhruba stejn�. V dlouh�ch �asov�ch obdob�ch ��dov� des�tky miliard let v�ak z�konit� kles�, za cca 1015 let se ji� v�echno dostupn� termonukle�rn� palivo vy�erp�, nov� hv�zdy ji� nebudou vznikat, v galaxii budou sv�tit ji� jen b�l� trpasl�ci a mal� infra�erven� hv�zdy.
���ern� d�ry
"Mal�" �ern� d�ry hv�zdn�ch hmotnost� b�n� vznikaj� p�i gravita�n�m kolapsu hv�zd s hmotnost� v�t�� ne� cca 10
M� po spot�ebov�n� ve�ker�ho termonukle�rn�ho paliva. P�i sr�k�ch velk�ho mno�stv� studen�ho plynu v dob� vzniku prvn�ch galaxi� v�ak mohly vznikat velmi hmotn� kumulace, kter� zkolabovaly p��mo - bez zap�len� termonukle�rn�ch reakc� - do velk�ch �ern�ch d�r, kter� by pak mohly sr�kami a nabalov�n�m dal��ho materi�lu nakonec vytvo�it supermasivn� �ern� d�ry. Tento sc�n�� by mohl vysv�tlit astrofyzik�ln� z�hadu, jak mohly v centru galaxi� pom�rn� z�hy vznikat tak ob�� �ern� d�ry (�4.8, pas� "Jak vznikly supermasivn� �ern� d�ry?"). Gigantick� �ern� d�ry by tak nevznikaly spojov�n�m velk�ho mno�stv� zkolabovan�ch hv�zd jak se d��ve myslelo, ale tvo�ily by se nez�visle na hv�zd�ch, sou�asn� s nimi, pokud by bylo k dispozici velk� mno�stv� hust�ho chladn�ho plynu.
��Nebo dokonce snad je�t� d��ve, ne� by se v galaxii vytvo�ily prvn� hv�zdy..?.. V takov�m p��pad� by se supermasivn� �ern� d�ry mohly st�t z�rodky galaxi�, proto�e by na sebe za�aly nabalovat okoln� plyn, z n�ho� by se pak kolem nich za�aly tvo�it hv�zdy a jejich seskupen� - utvo�ila by se postupn� nov� galaxie. Tento sc�n�� by byl p��sp�vkem k diskusi na t�ma "Co vzniklo d��ve: galaxie, nebo jej� centr�ln� gigantick� �ern� d�ra?".
�Vztah hmotnosti a rychlosti rotace galaxi� - Tully-Fisherova z�vislost
��m v�t�� hmotnost m� galaxie, t�m
rychleji mus� rotovat pro vyv�en� sv� p�ita�liv� gravitace odst�edivou silou. A masivn� galaxie maj� v�ce hv�zd a tud� sv�t� v�ce ne� galaxie mal� - hmotnosti galaxie je �m�rn� jej� sv�tivost. Z�vislost mezi sv�tivost� L galaxi� a jejich maxim�ln� rychlost� rotace vmax na z�klad� astronomick�ch pozorov�n� spir�ln�ch galaxi� empiricky zm��ili v r.1977 R.B.Tully a J.R.Fisher. Tato z�vislost m� jednoduch� mocninn� tvar
����L ~ (vmax) b ��,
kde exponent
b m� pon�kud r�zn� hodnoty v z�vislosti na p�smu vlnov�ch d�lek pozorovan�ho z��en�: b = 3,0 v B-p�smu kolem l=400nm, b = 3,2 v I-p�smu l=800nm, b = 4,2 v H-p�smu kolem l=1200nm. Podobn� z�vislost na rotaci se o�ek�v� i pro celkovou (baryonovou) hmotnost galaxie, kter� by m�la b�t �m�rn� rychlosti rotace v mocnin� 3,5-4. Rychlost rotace galaxie m��e b�t zm��ena na z�klad� doplerovsk�ho roz���en� spektr�ln�ch �ar. To umo��uje stanovit absolutn� sv�tivost galaxie L; tu pak porovn�me s pozorovanou jasnost� ("hv�zdnou velikost�"), ��m� z�sk�me v�slednou vzd�lenost galaxie. Tully-Fisher�v vztah tak m��e b�t pou�it jako jedna z metod pro stanoven� vzd�lenosti spir�ln�ch galaxi� *), je jedn�m ze "stup�nk�" m���tek vzd�lenost� v astronomii (�4.1, pas� "Stanoven� vzd�lenost� vesm�rn�ch objekt� - z�kladn� podm�nka astrofyziky").
*) Pro eliptick� galaxie p�ibli�n� plat� analogick� Faber-Jackson�v vztah L ~ s 4 , mezi sv�tivost� L a centr�ln� disperz� s ob�n�ch rychlost�.
�Tvary galaxi�
Svou v�raznou a r�znorodou strukturou pat��
galaxie k nejzaj�mav�j��m a z estetick�ho hlediska i nejkr�sn�j��m �tvar�m (spolu s n�kter�mi mlhovinami), kter� m��eme v�t��mi dalekohledy na no�n� obloze spat�it *).
*) Tyto n�dhern� �tvary - galaxie, plynoprachov� mlhoviny, "planet�rn�" mlhoviny, poz�statky po supernov�ch, v�cen�sobn� hv�zdn� soustavy - byly d��v�j��m generac�m utajeny. Nejsou viditeln� o�ima ani men��mi dalekohledy, teprve velk� dalekohledy a modern� pozorovac� p��stroje umo��uj� tyto objekty spat�it se v�emi kr�sn�mi detaily, a to nejen v optick�m oboru, ale i v oboru radiov�ch vln, infra�erven�ho, UV, rentgenov�ho i gama z��en�. Je�t� d�le�it�j�� ne� estetick� z�itek je v�ak p��nos detailn�ho pozorov�n� vzd�len�ch vesm�rn�ch objekt� pro pozn�n� stavby a v�voje vesm�ru, jeho ��st� i vlastnost� hmoty v�bec..!..
��Podle tvaru �i vzhledu m��eme galaxie d�lit do t�� z�kladn�ch skupin: spir�ln�, eliptick� a nepravideln�. �ada spir�ln�ch galaxi� m� je�t� tzv. p���ku - �zk� p�s jasn�j��ch hv�zd t�hnouc� se nap��� vnit�n� ��st� galaxie. Spir�ln� tvar m� i "na�e" domovsk� galaxie Ml��n� dr�ha *).
*) M� tvar ploch�ho disku pr�m�ru asi 120 000 sv�teln�ch let a (centr�ln�) tlou��ky cca 2000 sv�teln�ch let, obsahuje t�m�� 400 miliard hv�zd. S na�� Slune�n� soustavou se nach�z�me uvnit� galaktick�ho disku, asi 26 000 sv�teln�ch let od jeho st�edu. Na�i galaxii tak pozorujeme z pr��ezu: jev� se n�m jako sv�tl� p�s - "Ml��n� dr�ha" - t�hnouc� se no�n� oblohou.

P��klady typick�ch tvar� galaxi� :   Zdroj : Hubble Space Telescope
������������Spir�ln� galaxie ��������������������Eliptick� galaxie ����Nepravideln� galaxie

Doned�vna si astronomov� mysleli, �e tvary a struktury galaxi� jsou v dlouh�ch �asov�ch m���tc�ch nem�nn� a galaxi�m vlastn�, �e tyto struktury pomalu rotuj� jako celek spolu s rotac� galaxie. Anal�za detailn�j��ch pozorov�n� struktury zvl�t� spir�ln�ch galaxi� v 60.letech v�ak p�ivedla astronomy k jin� p�edstav�: �e spir�ln� ramena a p���ky nejsou st�l�mi galaktick�mi strukturami, ale jsou jen p�echodn�mi oscilacemi �i vlnami vy��� hustoty "galaktick�ho materi�lu", v nich� jsou hv�zdy do�asn� v�ce nahu�t�ny ne� v okoln�ch m�stech. V pr�b�hu evoluce tyto �tvary z�ejm� vznikaj� a zase zanikaj� (chov�n�m hustotn�ch vln v galaxi�ch a jejich matematick�m modelov�n�m se jako prvn� zab�vali Ch.-Ch.Lin a F.H.Shu v r.1966). Tento proces prob�h� v �asov�ch period�ch stamili�n� let, tak�e my vid�me jen "okam�it� sn�mky" struktury galaxi�; kdybychom mohli zrychlen� pozorovat �adu takov�chto sn�mk� po�izovan�ch v rozmez� mnoha mili�n� let, vid�li bychom p�sobiv� dynamick� proces, p�i n�m� by se struktura a vzhled galaxi� dramaticky m�nily..!..
���Na po��tku se galaxie z�ejm� rod� jako v�cem�n� amorfn� rotuj�c� disk plynu, prachu a postupn� vznikaj�c�ch hv�zd. Jednotliv� hv�zdy i oblaka plynu ob�haj� kolem st�edu galaxie po zhruba eliptick�ch drah�ch, kter� v�ak nemaj� Keplerovsk� charakter. Gravita�n� pole galaxie nen� centr�ln� symetrick� - nedominuje zde jedno v�razn� centr�ln� t�leso, ale hlavn� ��st hmoty je rozlo�ena spojit� v prostoru. To vede k v�razn� precesi eliptick�ch drah, kter� se na konci ob�hu neuzav�raj� do p�esn� elipsy, ale o ur�it� �hel se poka�d� pooto��, tvo�� jakousi r��ici (analogick� situace jako v �4.3, pas� "Precese eliptick� dr�hy ve Schwarzschildov� poli", obr.4.12, jen p���ina je jin�).
���Pokud jsou hv�zdn� dr�hy orientov�ny n�hodn� a rotuj� s v�razn� odli�n�mi rychlostmi, ��dn� galaktick� struktura nevznik�. Po��ta�ov� simulace ukazuj� (........), �e za ur�it�ch okolnost� se mohou dr�hy hv�zd a ostatn� l�tky ��ste�n� "zesynchronizovat", p�i�em� vz�jemn� gravitace m��e tento stav do�asn� zafixovat; v�t�ina eliptick�ch drah pak rotuje se stejnou rychlost�, p�i�em� ka�d� elipsa je v��i sousedn�m m�rn� pooto�en�. V m�stech, kde se elipsy potk�vaj�, je koncentrace hv�zd nejvy���. Osy drah jsou postupn� st�le v�ce pooto�en�, ��m� vznik� oblast zv��en� hustoty ve tvaru spir�ln� zak�iven� ��ry. Pokud jsou ob�n� dr�hy hv�zd pobl� st�edu galaxie sv�mi osami p�ibli�n� srovnan�, vznikne nav�c oblast zv��en� hustoty pod�l jejich hlavn� osy - projev� se jako p���ka.
��Uveden� kinematick� mechanismus vzniku galaktick�ch struktur je jen jednou z mo�nost�. Dal�� aspekty, jako je �loha galaktick�ho plynu odn�ej�c�ho moment hybnosti, �i mezigalaktick�ho plynu p�it�kaj�c�ho z okoln�ho vesm�ru, zb�v� teprve prozkoumat.
��O vzniku a evoluci hv�zd v r�mci galaxi� je podrobn�ji pojedn�no v �4.1 "�loha gravitace p�i vzniku a evoluci hv�zd", ��st "Vznik hv�zd" a "Evoluce hv�zd".
Gigantick� �ern� d�ry v centru galaxi��
V centru v�t�iny galaxi� (a mo�n� ve v�ech..?..) se nach�z� mas�vn� �ern� d�ra o hmotnosti cca 106 - 1010 M� . Ta sice obecn� tvo�� jen mal� zlomek hmotnosti galaxie, ale p�i astronomick�m pozorov�n� m��e b�t dominantn�. Ve vzd�len�m vesm�ru �asto pozorujeme aktivn� j�dra galaxi� a kvasary (viz �4.8 "Astrofyzik�ln� v�znam �ern�ch d�r", ��st "Tlust� akre�n� disky.Kvasary"), kter� jsou jedn�mi z nejenergi�t�j��ch proces� ve vesm�ru. Pro vlastn� dynamiku a pozdn� evoluci galaxie v�ak tato centr�ln� �ern� d�ra patrn� nem� ��dn� podstatn� vliv, ale mohla se ��astnit procesu vzniku galaxie - pokud ji� v t� dob� existovala..?..
Centr�ln� �ern� d�ry v galaxi�ch, v�etn� mo�n�ch zp�sob� jejich vzniku, jsou diskutov�ny v �4.8, ��st "
Tlust� akre�n� disky.Kvasary".
�Gravita�n� interakce a "sr�ky" galaxi�
Obrovsk� hmotnost galaxi�, tvo�en�ch miliardami hv�zd, vzbuzuje v okoln�m vesm�ru
siln� a rozlehl� gravita�n� pole, kter�mi zvl�t� "sousedn�" galaxie spolu vz�jemn� interaguj� p�ita�liv�mi silami. V nejjednodu���m p��pad� to m��e ovliv�ovat trajektorie pohybu galaxi� ve vesm�ru - zp�sobovat pekuli�rn� pohyby galaxi�, kter� mohou v n�kter�ch oblastech p�ev�it nad v�eobecnou kosmologickou expanz� a m�sto jejich vz�jemn�ho vzdalov�n� zp�sobit p�ibli�ov�n� a nakonec i sr�ku. Struktura n�kter�ch galaxi� tak m��e b�t v�razn� ovlivn�na jevy souvisej�c�mi s t�sn�mi interakcemi galaxi� - p�ita�liv� a slapov� s�ly, pr�nik, sr�ka �i splynut� galaxi�, galaktick� "kanibalismus" (pohlcen� men�� galaxie v�t�� galaxi�).

R�zn� st�dia vz�jemn� interakce, sr�ky a splynut� dvou galaxi�
������������Sousedn� galaxie ����������������������Slapov� p�soben� ������������������������Za��tek sr�ky �����������������St�dium pomal�ho splynut� ���� ���Po vysokorychlostn� sr�ce

Dokud jsou dv� "sousedn�" galaxie od sebe ve velk� vzd�lenosti >cca 300 000 sv�teln�ch let (na obr�zku vlevo), doch�z� jen k nepatrn� vz�jemn� gravita�n� interakci, kter� se m��e projevovat jen mal�mi zm�nami jejich tvaru. P�i p�ibl�en� na vzd�lenost bli��� ne� cca 150 000 sv�teln�ch rok� od sebe ji� za��naj� plyny a jednotliv� hv�zdy z okrajov�ch oblast� p�et�kat mezi ob�ma galaxiemi a gravita�n� radi�ln� a slapov� s�ly postupn� zkresluj� tvary galaxi�. Mnoh� hv�zdy z obou p�vodn�ch galaxi� nyn� sleduj� nov� trajektorie ovlivn�n� nov�mi gravita�n�mi efekty. P�i t�sn�m p�ibl�en� se spir�lovit� tvary postupn� deformuj� slapov�mi silami. Ka�d� hv�zda bude ob�hat kolem aktu�ln�ho m�stn�ho t�i�t�; to u�uje jej� p��slu�nost k jedn� nebo druh� galaxii, �i pozd�ji k ob�� galaxii vznikl� slo�en�m obou. Na p�edposledn�m obr�zku vpravo je nepravideln� galaxie NGC 6052, kter� se nach�z� v souhv�zd� Herkula asi 230 milion� sv�teln�ch let daleko. Pozoroval ji ji� v r.1783 W.Herschel jako slabou nepravidelnou mlhovinu. Detailn� obr�zek po��zen� kamerou WFPC2 na Hubble kosmick�m teleskopu v�ak nyn� uk�zal, �e NGC 6052 se ve skute�nosti skl�d� ze dvou galaxi�, kter� jsou v procesu vz�jemn� sr�ky a splynut�, trvaj�c� po dobu ji� mnoha milion� let! Spektrometricky se pozoruj� slo�ky s opa�n�mi sm�ry pohybu. Posledn� sn�mek vpravo ukazuje dv� zdeformovan� galaxie dlouho dobu po vysokorychlostn� sr�ce; prolet�ly jedna skrz druhou, ji� se od sebe vzdaluj�, ale jsou je�t� st�le spojeny vl�kny ionizovan�ho plynn�ho vod�ku d�lky cca 400 000 sv�teln�ch let.
��Ve vzd�len� minulosti n�kolika miliard let byly vz�jemn� sr�ky galaxi� pravd�podobn� velmi �ast�, nebo� vzd�lenosti mezi nimi byly mnohem men�� ne� jsou nyn�. O t�chto �etn�ch sr�k�ch sv�d�� velk� po�et pozorovan�ch nepravideln�ch galaxi�. Kone�n� v�sledek interakce �i sr�ky dvou galaxi� z�vis� na �ad� okolnost�, p�edev��m :

-> Na velikosti a typu obou galaxi�, mno�stv� mezihv�zdn�ho plynu, z�vis� detaily utv��en� v�sledn�ch lok�ln�ch struktur .
-> Na vz�jemn� orientaci obou galaxi� - zda se sr�ej� nejd��ve sv�mi okrajov�mi disky, nebo "plo�n�" i sv�mi j�dry.
-> Na impaktn�m parametru sr�ky - zda se sr�ej� jen perifern� nebo p��mo "�eln�". P�i impaktn�m parametru podstatn� v�t��m ne� je polom�r galaxi� se jen zak�iv� dr�hy pohybu obou galaxi�, kter� budou pokra�ovat ve sv�m pohybu zm�n�n�mi sm�ry, p�i jen nepatrn�m ovlivn�n� jejich vnit�n� struktury a dynamiky. Po ur�itou dobu by t� galaxie mohly ob�hat kolem sebe. V�znamn� interakce �i dokonce sr�ka m��e nastat jen p�i impaktn�m parametru bl�zk�m nebo men��m ne� je sou�et polom�r� obou galaxi�.
-> Na rychlosti sr�ky vzhledem k �nikov� rychlosti z gravita�n�ho pole jedn� �i druh� galaxie nebo z v�sledn� galaxie po slou�en�. P�i pomalej��ch rychlostech sr�ky vzhledem k �nikov� rychlosti bude v�sledkem slou�en� velk� nepravideln� galaxie, kter� z�stane v�z�na v m�st� sr�ky. P�i vysok� kolizn� rychlosti, vy��� ne� �nikov�, se ob� galaxie protnou, zdeformuj� sv�j tvar a budou pokra�ovat v pohybu od sebe (posledn� obr�zek vpravo) sn�enou rychlost� a zm�n�n�mi sm�ry. Ur�it� zbytek se n�kdy m��e odpojit a z�stat v bl�zkosti m�sta kolize. Takov�ch nepravideln�ch galaxi� po vz�jemn�ch sr�k�ch je jist� cel� �ada, ale jejich p�i�azen� p�vodn�m galaxi�m je nyn� ji� problematick�.
��Sr�ka dvou galaxi� by se na prvn� pohled mohla jevit jako obrovsk� vesm�rn� katastrofa. Opak je v�ak pravdou! Vz�jemn� vzd�lenosti hv�zd v galaxi�ch jsou toti� natolik obrovsk� (n�kolik sv�teln�ch let), �e pravd�podobnost vz�jemn� sr�ky hv�zd je nepatrn� (��dn� hv�zdy se nesraz�), ani nedojde k ovlivn�n� planet�rn�ch soustav. Ob� sr�ej�c� se galaxie se jen vz�jemn� proniknou a "sm�s�" se (to vz�jemn� prol�n�n� je pozvoln�, trv� miliony let). Kdyby se na�e Ml��n� dr�ha srazila s galaxi� v Andromed�, my na Zemi ani ve Slune�n� soustav� bychom nic nepoc�tili, pouze bychom pozorovali nov� hv�zdy... P�i sr�ce galaxi� se v�ak sr�ej� rozs�hl� oblaka mezihv�zdn�ho plynu, zhu��uj� se a postupn� kondenzuj�, co� nastartuje vznik velk�ho po�tu nov�ch hv�zd. Atomy mezihv�zdn�ho plynu by na sebe zpo��tku nar�ely vysokou rychlost�, co� by zp�sobovalo jejich excitace a ionizace, emise rychl�ch elektron� doprov�zen� vyza�ov�n�m radiovln.
��Pro spir�ln� galaktick� struktury jsou sr�kov� procesy v�t�inou destruktivn� - gravita�n� poruchy "rozlad�" ob�n� dr�hy hv�zd, zanech�vaj� po sob� eliptickou �i nepravidelnou galaxii, bez spir�ln� struktury. Mnoho hv�zd je gravita�n�mi silami vyvr�eno ven z galaxie.
�Sr�ka Ml��n� dr�hy s Andromedou ?
Na�e galaxie Ml��n� dr�ha a M31 v Andromed� jsou dv� sousedn� galaxie vzd�len� nyn� cca 2,5 milion� sv�teln�ch let, kter� se podle astronomick�ch pozorov�n� k sob� p�ibli�uj� rychlost� asi 100-300 kilometr� za sekundu. Mohlo by to ve vzd�len� budoucnosti, >4 miliardy let, vy�stit v kolizi obou galaxi�. Tento p��mo�ar� z�v�r v�ak nen� �pln� jist�. Kolem t�chto dvou dominantn�ch galaxi� ob�h� n�kolik men��ch satelitn�ch galaxi�, jako je M33 u Andromedy nebo Velk� Magellan�v oblak u Ml��n� dr�hy. Jejich gravita�n� p�soben� m��e b�t zna�n� siln�, tak�e dynamika galaktick�ho pohybu ji� nebude jen p��mo�arou z�le�itost� dvou hlavn�ch galaxi�, ale m��e vznikat slo�it�j�� "orbit�ln� tanec", p�i kter�m se Andromeda s Ml��nou dr�hou mohou vz�jemn� p�ibl�it a dvakr�t �i n�kolikr�t se ob�hnout, ani� by do�lo k p��m� kolizi.
��Za t�ch 4-5 miliard let, kdy by mohlo doj�t k t�mto proces�m, ji� Zem� zcela jist� nebude obyvateln� a mo�n� u� ani nebude existovat. Slunce ke konci sv�ho �ivota po vy�erp�n� vod�ku, ve stadiu �erven�ho obra, sp�l� na popel povrch Zem�
(oce�ny se vypa��, atmosf�ra unikne a povrch se roz�hav� v pou�� bez �ivota), nebo Zemi zcela pohlt� (bylo diskutov�no v �4.2, ��sti "Evoluce hv�zd", pas�i "Spalov�n� h�lia").
�Kupy galaxi�
Jednotliv� galaxie v�t�inou nejsou v rozlehl�ch prostor�ch vesm�ru osamocen� a izolovan�, ale jsou sdru�eny do v�t��ch syst�m� zvan�ch
kupy galaxi� (vznik kup galaxi� v �asn�ch obdob�ch �ry l�tky byl diskutov�n v��e v souvislosti s obr.5.5). Na�e galaxie Ml��n� dr�ha je sou��st� tzv. M�stn� skupiny galaxi�, obsahuj�c� cca 50 nejbli���ch galaxi� v okruhu asi 7 milion� sv�teln�ch let. A ta je za�len�na do Kupy galaxi� v Pann� o velikosti cca 50 milion� sv�teln�ch let, obsahuj�c� v�ce ne� 1000 galaxi�. A galaktick� kupy se d�le sdru�uj� do gigantick�ch nadkup (supercluster�) galaxi�, rozprost�en�ch p�es 100 mil�n� sv�teln�ch let a obsahuj�c�ch stovky tis�c galaxi�.
��Galaxie jsou v galaktick�ch kup�ch a nadkup�ch (��ste�n�) gravita�n� v�zan�. Vykon�vaj� dva druhy pohyb� :
1.
Vz�jemn� vzdalov�n� galaxi� podle Hubblova z�kona v d�sledku v�eobecn� kosmologick� expanze.
2.
Vlastn�, individu�ln� - pekuli�rn� - pohyby galaxi�, kter� se p�ekl�daj� p�es kosmologickou expanzi. Jsou zp�soben� gravita�n� interakc� s velk�mi nahromad�n�mi hmoty v okoln�ch galaxi�ch.
��Kdyby neprob�hala kosmologick� expanze, gravita�n�m p�itahov�n�m vyvolan� pekuli�rn� pohyb galaxi� by zp�sobil, �e v�echny galaxie v kup� (�i kupy galaxi� v nadkup�) by se postupn� shlukly do jedin� gravita�n� v�zan� struktury, jak�si ob�� "supergalaxie". Za st�vaj�c� situace v�ak vykon�vaj� galaxie p�edev��m rozb�hav� kosmologick� pohyb, jen m�rn� modifikovan� vz�jemn�m gravita�n�m p�itahov�n�m. Jsou v�ak m�sta, kde gravita�n� p�ita�livost "vyhr�la" boj s kosmologickou expanz� a lok�ln� zde prob�h� p�ibli�ov�n� galaxi� (bylo podrobn�ji rozeb�r�no v��e "Gravita�n� interakce a sr�ky galaxi�"). Pozorujeme to v i na�� M�stn� skupin� galaxi�: nap�. sousedn� galaxie v Andromed�, vzd�len� 2,5 mili�n� sv�teln�ch let, se sm�rem k na�� galaxii pohybuje pekuli�rn� rychlost� 110 km/s. Asi za 4 miliardy let se mo�n� "sraz�" - �i l�pe �e�eno proniknou - s na�� galaxi� a ob� galaxie se nakonec p�em�n� na jednu velkou eliptickou galaxii.
Pozn.: Na�e slune�n� soustava nebude touto sr�kou pravd�podobn� nijak p��mo posti�ena. Vzd�lenosti mezi hv�zdami jsou natolik obrovsk�, �e ��dn� dv� hv�zdy se p�i sr�ce galaxi� asi nedostanou k sob� dost bl�zko na to, aby se srazily, �i se gravita�n� v�razn�ji ovlivnily. Na�e slune�n� soustava se v�ak po sr�ce pravd�podobn� odsune d�l od st�edu, p��p. by mohla b�t ze vznikaj�c� slou�en� galaxie odmr�t�na...
��V kosmologicky+lok�ln� gravita�n� zak�iven�m prostoro�ase vykon�vaj� galaxie v kup�ch (a kupy galaxi� v nadkup�ch) velmi slo�it� pohyby, jejich� detaily zat�m nezn�me a jejich� zmapov�n� bude d�le�it�m �kolem budouc�ch velkorozm�rov�ch p�ehl�dek oblohy hlubok�ho vesm�ru. Anal�za pekuli�rn�ch pohyb� galaxi� a galaktick�ch kup n�m nejen uk�e na�e m�sto v rozlehl�m vesm�ru, ale pomohla by n�m i zmapovat distribuci temn� hmoty ve vesm�ru.
�Ve vesm�ru se v�echno velmi rychle pohybuje a rotuje
Rychlosti, jak�mi se pohybuj� makroskopick� t�lesa a my lid� zde na Zemi, jsou z vesm�rn�ho hlediska velmi mal�. Na druh� stran�, i kdy� klidn� sed�me a "ned�l�me nic", jsme nehybn� jen zd�nliv�. Spolu s na�� planetou ob�h�me okolo Slunce rychlost� asi 30 km/s, Slunce s na�� planet�rn� soustavou pak ob�h� galaktick� st�ed rychlost� cca 200 kilometr� za sekundu. A na�e galaxie Ml��n� dr�ha se
(spolu s celou M�stn� skupinou galaxi�) ��t� pekuli�rn� rychlost� v�t�� ne� 600 km/s sm�rem k rozs�hl� koncentraci hmoty (ve sm�ru Kentaura) v r�mci nadkupy galaxi� v Pann�. Vz�jemn� rychlosti rozb�h�n� galaxi� v d�sledku kosmologick� expanze jsou pak �asto je�t� podstatn� vy���..!..
��A podobn� v mikrosv�t�, kde elektrony v atomech ob�haj� kolem jader rychlostmi des�tky a� stovky tis�c kilometr� za sekundu... Pouze v na�em b�n�m makrosv�t�, kde atomy a molekuly vytv��ej� krystalick� pevnol�tkov� �i kapalinov� struktury, mohou takto strukturovan� makroskopick� t�lesa zauj�mat vz�jemn� nehybn� klidov� pozice.
��Krom� rychl�ch pohyb� ve vesm�ru t�m�� v�echno rotuje - je podrobn�ji diskutov�no v �4.1, pas�i "
Rotace ve vesm�ru", ze kter� zde pro n�zornost znovu uvedeme obr�zek :

Plyny ve vesm�ru jsou distribuov�ny nehomogenn� a p�i jejich proud�n� vznikaj� turbulence. Vede to k rota�n�mu pohybu kosmick� l�tky v r�zn�ch okrsc�ch. Tato rotace se pak p�en�� na vznikaj�c� kosmick� struktury - galaxie, hv�zdy, planety. Dal�� rotace pak vznik� p�i jejich pohybech a vz�jemn�m p�soben�.

�Rotuje cel� vesm�r ? - asi ne ...
V�echny shora zm�n�n� rotace lok�ln�ch struktur - hv�zd, mlhovin, galaxi�, planet ... - prob�haj� r�zn�mi rychlostmi a v podstat� v n�hodn�ch sm�rech. Nov� pozorov�n� v�konn�mi kosmick�mi teleskopy v�ak uk�zala n�kter� asymetrie v pohybu vzd�len�ch galaxi�. T�m�� 2/3 pozorovan�ch galaxi� �dajn� roruj� doprava (ve sm�ru hodinov�ch ru�i�ek) a poze 1/3 opa�n�. Vyskytly se proto spekulace, �e rotuje i vesm�r jako celek..?..
��Mo�n� vysv�tlen� by mohlo souviset s rotac� na�� Ml��n� dr�hy, co� ovliv�uje na�e pozorov�n� - galaxie rotuj�c� opa�n�m sm�rem se n�m jev� jasn�j�� a proto je jich ve vzd�len�m vesm�ru pozorov�no relativn� v�t�� mno�srv�.

Hustota a distribuce hmoty ve vesm�ru
Ve�ker� hmota
(l�tka, pole, ��stice, z��en�) je v nesm�rn� rozlehl�ch prostor�ch sou�asn�ho vesm�ru rozlo�ena velmi nehomogenn�. Od prakticky nulov� hustoty v mezigalaktick�m prostoru, p�es velmi ��dk� plyny v mezihv�zdn�m prostoru v�etn� mlhovin, zna�n� koncentrace ve hv�zd�ch a planet�ch, a� k obrovsk�m hustot�m uvnit� b�l�ch trpaslik� a neutronov�ch hv�zd. Na sch�matick�m obr�zku n�e jsou vyzna�eny r�zn� typick� regiony a objekty ve vesm�ru, pro kter� jsou v tabulce uvedeny jejich pr�m�rn� hustoty v hmotnostn�ch jednotk�ch [kg/m3] a v atomov�-byryonov� hustot� [po�et atom�/m3] :

R�zn� oblasti a objekty ve vesm�ru :
Pr�m�rn� hustota hmoty v r�zn�ch oblastech a objektech ve vesm�ru :
Oblasti nebo objekty Hustota hmoty [kg/m3] Hustota hmoty [atomy/m3]
Velk� pr�zdnoty < 10-30 g/km3 < 10-3 atom�/km3
Mezigalaktick� prostor ~ 2 x 10-27 g/m3 ~ 1 atom/m3
Mezihv�zdn� prostor 10-23 - 10-24 g/m3 20 - 50 atom�/cm3
Mlhoviny 10-25 - 10-23 g/m3 102 - 104 atom�/cm3
Hv�zdy hlavn� posloupnosti 0,5 - 5 g/cm3 (2 - 20) x 1026 atom�/cm3
Centr�ln� hustota j�dra hv�zd 100 - 500 g/cm3 (5 - 25) x 1028 atom�/cm3
Planety - plynn� ob�i 0,1 - 20 g/cm3 (1 - 200) x 1027 atom�/cm3
Planety - terestrick� 3 - 6 g/cm3 (12 - 25) x 1027 baryon�/cm3
B�l� trpasl�ci 104 - 107 g/cm3 1031 - 1034 baryon�/cm3
Neutronov� hv�zdy 1014 g/cm3 ~ 5 x 1040 neutron�/cm3
�ern� d�ry ? � - singularita ? -
Pr�m�rn� hustota cel�ho vesm�ru < 2 x 10-27 g/m3 < 1 atom/m3

Nejv�t�� prostory ve vesm�ru zauj�maj� tzv. velk� pr�zdnoty, ze kter�ch ji� v p�edgalaktick�m obdob� gravita�n� kontrakce l�tky "vys�la" prakticky ve�kerou hmotu do vznikaj�c�ch galaxi� a kup galaxi�. Zbyly jen nepatrn� koncentrace atom� (jader) vod�ku a h�lia (poch�zej�c� z primordi�ln� nukleosynt�zy po velk�m t�esku), pravd�podobn� men�� ne� cca 1 atom v 1000 km3 prostoru.
��Ve vznikl�ch kup�ch galaxi� jsou mezi galaxiemi t� velk� vzd�lenosti ��dov� miliony sv�teln�ch let mezigalaktick�ho prostoru. Hustota plyn� je zde t� velmi mal� cca 1 atom na 1 m
3. Av�ak vzhledem k obrovsk�m objem�m tyto prostory obsahuj� sum�rn� v�ce hmoty ne� samotn� galaxie, odhaduje se 50-80% ve�ker� hmoty. Hmota mezi galaxiemi je tvo�ena v�t�inou ionizovan�m vod�kem a h�liem, s nepatrnou p��m�s� t잚�ch prvk� jako uhl�k, kysl�k, dus�k, k�em�k (poch�zej� z plynu, kter� vyvrhly d�vn� hv�zdy v galaxi�ch, p�edev��m na konci sv� evoluce). V mezigalaktick�m prostoru byly t� nalezeny osamocen� hv�zdy ("bludn�, potuln�"), kter� byly vyvr�eny ze sv�ch "rodn�ch" galaxi� p�i pohybu za gravita�n�ho p�soben� mezi hv�zdami a p�i sr�k�ch galaxi�.
��Uvnit� galaxi� jsou hv�zdy mezi sebou vzd�len� ��dov� jednotky a� des�tky sv�teln�ch let
(v na�� galaxii pr�m�rn� 5 sv�teln�ch let). V tomto mezihv�zdn�m prostoru je ji� hustota hmoty pom�rn� vy���, pr�m�rn� cca 20-50 atom�/cm3. L�tka v mezihv�zdn�m prostoru m� podstatn� r�znorod�j�� strukturu, hustotu a distribuci ne� v mezigalaktick�m prost�ed�. Krom� difuzn� z�ed�n� formy vytv��� i koncentrovan�j�� mraky (102 -104 atom�/cm3), kter� �asto kondenzuj� v protohv�zdy, na�e� se zap�l� termonukle�rn� reakce a vznikaj� hv�zdy (�4.1, ��st "Vznik hv�zd"), syntetizuj�c� z vod�ku a h�lia t잚� prvky. Hv�zdy b�hem sv� evoluce vyvrhuj� ��st sv� l�tky kontinu�ln� "hv�zdn�m v�trem", nebo erupcemi, u velmi hmotn�ch hv�zd nakonec i katastrofickou exploz� supernovy. Hmota se tak vrac� zp�t do mezihv�zdn�ho prost�ed�, kde se m�s� s l�tkou, kter� je�t� nevytvo�ila hv�zdy. Tento kolob�h mezihv�zdn� hmoty a hv�zd obohacuje kosmick� mraky o t잚� prvky. Pokud jsou oblaka mezihv�zdn� l�tky osv�tlov�na hv�zdami z okol� nebo zevnit�, jsou astronomicky pozorov�na jako sv�t�c� mlhoviny (�4.1, pas� "Mlhoviny"), pop�. kdy� zasti�uj� hv�zdy �i jin� sv�t�c� objekty, jsou pozorov�ny jako temn� mlhoviny.
��Vedle oblig�tn�ho vod�ku a h�lia je zde v mezihv�zdn� l�tce ji� vy��� zastoupen� t잚�ch prvk� - uhl�k, dus�k, kysl�k, sod�k, v�pn�k, k�em�k, jako� i molekul n�kter�ch slou�enin jako je voda, amoniak, formaldehyd, i n�kter�ch slo�it�j��ch.
��Spolu s plynem se v mezihv�zdn�m prost�ed� vyskytuje v men��m mno�stv� i prach, jeho� ��stice maj� pr�m�r v�t�inou podstatn� men�� ne� mikrometr. B�vaj� slo�eny z k�emi�itan�, uhl�ku, ledu, vyskytuj� se i slou�eniny �eleza. Obsah prachu v mezihv�zdn�m prost�ed� zp�sobuje jeho ��ste�nou opacitu. Pokud je prach dostate�n� hust�, m��e t�m�� �pln� pohlcovat sv�tlo, tak�e pozorujeme tmav� oblasti, temn� mlhoviny. Vzhledem k p�evl�daj�c�m velikostem prachov�ch ��stic se v�ce rozptyluje modr� sv�tlo ne� �erven�. P�i pr�chodu oblakem k n�m dopad� m�n� modr�ho sv�tla ne� �erven�ho - doch�z� k mezihv�zdn�mu z�erven�n� sv�tla oproti situaci bez prachu. Naopak p�i pohledu ze strany se oblak prachu osv�tlen� okoln�mi hv�zdami jev� jako modr�.
��Dostate�n� hust� mraky plynu a prachu v galaxii vlivem gravitace postupn� kondenzuj�, zahu��uj� se a zah��vaj� a� do zap�len� termonukle�rn� f�ze, ��m� d�vaj� vznik hv�zd�m. Zpr�m�rovan� hustota vod�ku a h�lia v cel�m objemu hv�zdy hlavn� posloupnosti �in� asi 0,5 - 5 g/cm
3 (Slunce m� pr�m�rnou hustotu 1,4 g/cm3). Ob�� hv�zdy maj� velmi n�zkou celkovou hustotu jen cca 10-7 g/cm3 (je to zp�sobeno velk�m rozepnut�m ��dk�ch vn�j��ch vrstev). Centr�ln� hustota j�dra hv�zd je v�ak zna�n� vysok�, cca 100-500 g/cm3.
�� Hv�zda vznik� jen z vnit�n� oblasti protohv�zdy, ve vn�j�� oblasti kolem n� se vytvo�� protoplanet�rn� disk. V n�m se postupn� gravita�n� kontrakc� vytv��ej� planety
(�4.1, pas� "Planety kolem hv�zd"). V�sledkem jsou jednak velk� plynn� planety (v na�� slune�n� soustav� Jupiter, Saturn, Uran, Neptun) s celkovou pr�m�rnou hustotou cca 0,2-20 g/cm3 a centr�ln� hustotou cca 100 g/cm3. D�le men�� terestrick� planety (jako je Zem�, Mars, Venu�e, Merkur) s pr�m�rnou hustotou kolem 3-6 g/cm3 (Zem� m� 5,5 g/cm3) a hustotou j�dra asi 10-20 g/cm3. Hustoty hv�zd a planet jsou tedy ji� pom�rn� vysok� (jsou bl�zk� hodnot�m na n� jsme zvykl� v pozemsk�ch podm�nk�ch), o mnoho ��d� vy��� ne� plyn� v okoln�m vesm�ru.
Pozn.: Nejl�pe prozkouman� m�me planety v na�� Slune�n� soustav�. Zde velk� plynn� planety maj� celkovou pr�m�rnou hustotu cca 0,5-3 g/cm3 a centr�ln� hustotu cca 10 g/cm3. T�ch na�ich 8 planet je v�ak statisticky velmi mal� vzorek pro stanoven� obecn�ch vlastnost� planet. V posledn�ch letech v�ak bylo objeveno mnoho planet kolem dal��ch hv�zd - exoplanet, pro n�kter� z nich� se anal�zou tranzitn� metody poda�ilo stanovit jejich astronomick� parametry, v�etn� velikosti a hmotnosti, co� umo��uje stanovit i jejich hustotu. Byly nalezeny exoplanety v�t�� i men�� ne� jsou v na�� soustav�, co� vedlo k roz���en� rozmez� hustot na 0,1-20 g/cm3.
��V meziplanet�rn�m prostoru kolem hv�zd je obecn� hustota plyn� a ��stic pon�kud vy��� ne� ve vn�j��m mezihv�zdn�m prostoru. V na�� Slune�n� soustav� �in� cca 5-50 atom�/cm3 (v okol� Zem� cca 5 atom�/cm3). Nejv�t�� je v bl�zkosti centr�ln� hv�zdy, sm�rem ven kles� p�ibli�n� s druhou mocninou vzd�lenosti. Je tvo�ena p�edev��m atomy a ionty vod�ku a h�lia a ��sticemi hv�zdn�ho v�tru (elektrony, protony) neust�le prol�taj�c�mi z korony hv�zdy.
��Extr�mn� vysok� koncentrace hmoty 10
8 - 1014 g/cm3, nahu�t�n� do relativn� velmi mal�ho objemu, se vyskytuj� v kompaktn�ch gravita�n� zhroucen�ch objektech (�4.1, pas� "Kompaktn� objekty") - b�l�ch trpasl�c�ch, neutronov�ch hv�zd�ch, �ern�ch d�r�ch *). Nej�ast�ji vznikaj� z hv�zd na konci jejich evoluce (�4.1, pas� "Pozdm� stadia evoluce hv�zd").
*) Pro �ern� d�ry je v�ak toto tvrzen� zav�d�j�c�! �ern� d�ra toti� nen� l�tkov�m objektem (v podstat� je vakuem), ale objektem poln�m - gravita�n�m, je tvo�ena extr�mn� zak�iven�m prostoro�asem. Nikde uvnit� �ern� d�ry bychom ��dnou l�tku v obvykl�m smyslu nena�li. Matematickou singularitu v centru �ern� d�ry bychom pouze hypoteticky mohli pova�ovat za m�sto s nekone�nou hustotou hmoty~energie..?..
��Kvantifikovat hustotu hmoty cel�ho vesm�ru je velmi problematick�. Nezn�me dostate�n� strukturu �pln� cel�ho vesm�ru. Maxim�ln� bychom se mohli pokusit jen r�mcov� odhadnout pr�m�rnou hustotu pro oblast zat�m astronomicky pozorovan�ho vesm�ru. N�zory odborn�k� se r�zn�, ale vzhledem k obrovsk�m prostorov�m vzd�lenostem ve vesm�ru, versus mno�stv� pozorovan�ch objekt�, se jen velmi neur�it� p�ikl�n�j� k odhadu pouze jednoho atomu na metr krychlov� (cca 2x10-27 g/m3)..?..
��Astronomick� m��en� fluktuac� mikrovlnn�ho kosmick�ho pozad� ukazuje, �e vesm�r je rovinn�, nezak�iven�. Jeho hustota by tedy m�la b�t bl�zk� krtitick� hustot�, pot�ebn� k tomu, aby gravitace zastavila expanzi vesm�ru v limit� za nekone�nou dobu. P�i nyn�j�� rychlosti expanze by tato kritick� hustota m�la b�t asi 10-26 kg/m3, co� v�ak zahrnuje ve�kerou hmotu~energii. Shoda s astronomick�m odhadem z pozorov�n� je zde s otazn�kem..?...
Omluva :
��seln� hodnoty hustot hmoty v r�zn�ch oblastech a objektech ve vesm�ru jsou zde jen velmi p�ibli�n�, zpr�m�rovan� z r�zn�ch zdroj�, �asto subjektivn� vybran�ch. Prosil bych br�t je s rezervou, jen relativn� a r�mcov�..!.. P�i dokonalej��ch astronomick�ch pozorov�n�ch se budou jist� postupn� up�es�ovat.

F�zov� p�echody ve vesm�ru
Proces evoluce vesm�ru podle standartn�ho kosmologick�ho modelu byl v ran�ch st�di�ch doprov�zen
f�zov�mi p�echody a postupn�m "odd�lov�n�m" jednotliv�ch druh� z��en� i n�kter�ch element�rn�ch ��stic od ostatn� l�tky :
��Nejd��ve se od l�tky odd�luje gravita�n� z��en� - pravd�podobn� hned v Planckovsk� dob� ~10-43 sec. po opu�t�n� singul�rn�ho stavu. Kdyby se tedy poda�ilo detekovat reliktn� gravita�n� vlny, z�skali bychom cenn� sv�dectv� o povaze samotn�ho velk�ho t�esku; na to v�ak v dohledn� budoucnosti nen� ��dn� nad�je (k nep��m� detekci viz v�ak �2.7, pas� "M��en� polarizace reliktn�ho mikrovlnn�ho z��en�").
��Neutrinov� z��en� se rovn� brzy efektivn� odd�luje od l�tky - v leptonov� ��e asi 0,2sec. po big bangu; zde existuje ur�it� nad�je �sp�n� detekovat reliktn� neutrinov� z��en� ve vzd�len�j�� budoucnosti..?..
��Energie v�ech dal��ch anihilac� p�ech�z� t�m�� v�echna na elektromagnetick� z��en�. To se odd�lilo od ostatn� l�tky po rekombinaci elektron� s j�dry (vod�ku a h�lia) p�i teplot� ~3.103 �K, co� p�edstavovalo f�zov� p�echod z plasmov�ho skupenstv� do plynn�ho skupenstv�, pro toto elektromagnetick� z��en� ji� pr�zra�n�ho. V t� dob� m�lo elektromagnetick� z��en� vlnovou d�lku v pr�m�ru kolem 700nm, co� odpov�d� hranici viditeln�ho a infra�erven�ho optick�ho oboru. Vlivem expanze vesm�ru se vlnov� d�lka tohoto elektromagnetick�ho z��en� tis�ceron�sobn� prodlou�ila na asi 1 milimetr (do mikrovlnn� oblasti) a nyn� je detekov�no jako reliktn� radiov� z��en� odpov�daj�c� teplot� 2,7�K.
��Je�t� p�ed touto rekombinac� z�ejm� existovaly v ionizovan� l�tce vesm�ru nehomogenity a turbulence vyvol�vaj�c� tlakov� vlny p�ipom�naj�c� vlny zvukov�. To zp�sobovalo m�stn� zhu�t�niny a naopak okrsky men�� hustoty. Po rekombinaci a odd�len� foton� od l�tky tyto nehomogenity "zamrzly" a m�ly by b�t pozorovateln� jako jemn� nehomogenity mikrovlnn�ho z��en� (��du pouh�ch des�tek mikrokelvin�) na glob�ln� homogenn�m pozad� reliktn�ho z��en�. Reliktn� z��en� s sebou nese jak�si "otisk" vesm�ru, jak vypadal asi 300 000 let po velk�m t�esku - nese ho ve sv�ch nehomogenit�ch. Postupn� zp�es�ov�n� detek�n� techniky s pou�it�m satelitn�ch m��en� postupn� umo��uje tyto subtiln� nehomogenity p�esn� rozli�it na "pop�ed�" mnohem siln�j��ch sign�l� ze slune�n� soustavy a mezihv�zdn� hmoty v Galaxii (viz n�e "Reliktn� mikrovlnn� z��en�").
Zm�ny skupenstv� l�tky ve vesm�ru�
P�i sv� evoluci tedy hmota ve vesm�ru pro�la
f�zov�mi p�echody mezi n�kolika "skupenstv�mi". �pln� na po��tku to bylo zcela amorfn� "skupenstv�" unit�rn�ho pole, z n�ho� se postupn� odd�lovaly gravita�n�, siln�, slab� a elektromagnetick� interakce. V nesm�rn� "hork�m" a hust�m po��tku vesm�ru patrn� nebyly ��dn� struktury. Jak se vesm�r rozp�nal a chladnul, vytv��ely se v n�m postupn� slo�it�j�� struktury. Po odd�len� siln� interakce vznikly kvarky a l�tka byla patrn� ve "skupenstv�" kvark-gluonov� plasmy (zvan� t� "5.skupenstv� hmoty"), zm�n�n� v��e v ��sti "Etapy v�voje vesm�ru". V �ase asi 10ms vlivem poklesu teploty~energie se kvarky vlivem siln� interakce, zprost�edkovan� gluony, v�zaly v baryony (3 kvarky) a mesony (kvark-antikvark) - do�lo k hadronizaci kvark-gluonov� plasmy. Ve vesm�ru se tak vytvo�ily protony a neutrony, do�lo k f�zov�mu p�echodu na hadronovou plasmu, za�ala hadronov� �ra. Zde se vz�p�t� odehr�l f�zov� p�echod anihilace baryon� a antibaryon�. Po uplynut� n�kolika des�tek sekund (na konci leptonov� �ry) se l�tka vesm�ru ochladila natolik, �e zbyl� protony a neutrony (baryonov� asymetrie) se mohly spojovat v lehk� atomov� j�dra deuteria, h�lia, lithia: l�tka vesm�ru se stala "oby�ejnou" pln� ionizovanou plasmou ("4.skupenstv�" hmoty) - horkou sm�s� voln�ch z�porn�ch elektron� a kladn�ch iont� vod�ku a h�lia. Posledn� f�zov� p�echod v ran�m vesm�ru se odehr�l v �ase asi 380 000 let, kdy l�tka-plasma ochladla pod cca 3000�K a elektrony se za�aly trvale v�zat s protony a j�dry h�lia za vzniku neutr�ln�ch atom� vod�ku a h�lia: do�lo k f�zov�mu p�echodu z plasmov�ho skupenstv� do plynn�ho skupenstv�.
��V tomto plynn�m skupenstv� pak z�stala l�tka vesm�ru po dobu min. 100-200 milo�n� let, a� do vzniku prvn�ch hv�zd, v jejich� nitru doch�zelo op�t k zah��v�n�, ionizaci a vzniku plasmatick�ho skupenstv�. V mezihv�zdn�m a mezigalaktick�m prostoru z�st�v� v�t�ina l�tky v plynn�m skupenstv� (voln� ��dce rozlo�en� atomy); vlivem ionizuj�c�ho z��en� z hv�zd v�ak mal� ��st okoln�ch plyn� v galaxi�ch op�t "reionizuje" - vznikaj� oblaka ionizovan�ho vod�ku a h�lia. Ur�it� ��st plyn� pak kondenzuje do pevn�ho skupenstv� mal�ch ��ste�ek vesm�rn�ho prachu. V plyno-prachov�ch disc�ch kolem vznikaj�c�ch hv�zd pak gravita�n� kondenzac� vznikaj� planety, na nich� se vyskytuj� v�echna 3 b�n� skupenstv� - plynn�, pevn� i kapaln�.
��Celkov� v�ak jen necel�ch 10% v�ech atom� (atomov�ch jader a elektron�) ve vesm�ru je sou��st� hv�zd, planet a dal��ch kosmick�ch t�les. V�t�ina, v�ce jak 90%, je ��dce rozpt�lena v mezihv�zdn� hmot� - plynech, prachu, mlhovin�ch.

Jak m��eme pozn�vat nejran�j�� st�dia evoluce vesm�ru ?
Zjednodu�en� lakonick� odpov�� by mohla zn�t
: "nijak !". P��m� stopy nejran�j��ch st�di� jsou dal�� evoluc� vesm�ru natolik "zahlazeny" *), �e nejsou p��mo pozorovateln�. Pom�rn� velk� mno�stv� r�zn�ch po��te�n�ch stav� je schopno rychle konvergovat k t�mu� rovnov�n�mu stavu, kter� slou�� pak jako v�choz� pro dal�� evoluci. Tato "vesm�rem zapomenut�" po��te�n� st�dia mohou b�t rekonstruov�na snad jedin� teoreticky, s p��p. pou�it�m nejstar�� stopy, kterou je mikrovlnn� reliktn� z��en� (viz n�sleduj�c� pas� o mikrovlnn�m reliktn�m z��en�).
*) Toto "zahlazen�" se vztahuje p�edev��m na nejran�j�� st�dia kolem velk�ho t�esku a infla�n� f�ze. Av�ak i v pozd�j��ch etap�ch, po vzniku galaxi�, prvn� generace velk�ch a sv�tiv�ch hv�zd mohla siln� ionizovat p�vodn� neutr�ln� mezigalaktick� vod�k (reionizace), co� by zp�sobilo zahlazen� jemn�j��ch spektr�ln�ch struktur z obdob� t�sn� po rekombinaci a odd�len� z��en� od l�tky.
��Ur�itou mo�nost�, jak z�skat aspo� ��ste�n� informace o velmi ran�ch struktur�ch ve vesm�ru, by tedy mohlo b�t detailn� m��en� vlastnost� mikrovlnn�ho reliktn�ho z��en� - jeho homogenity, fluktuac� (v z�vislosti na �hlov� vzd�lenosti i na vlnov� d�lce), polarizace - viz n�e pas� "Mikrovlnn� reliktn� z��en� - unik�tn� posel zpr�v o ran�m vesm�ru". Ji� v dob� odd�len� z��en� od l�tky byly ve vesm�ru z�rodky budouc�ch struktur, tak�e tyto fotony proch�zely m�sty s r�zn�m gravita�n�m potenci�lem, co� vedlo k mal�m zm�n�m jejich energie a vlnov� d�lky - k nepatrn�mu "ochlazen�" �i "oh�evu". Tyto fluktuace by m�ly b�t patrn� i nyn�, jako�to nepatrn� teplej�� a chladn�j�� "skvrny" v jinak izotropn�m rozlo�en� reliktn�ho z��en� - p�edstavuj� jak�si "paleontologick� otisk" struktur ran�ho vesm�ru. Rozd�l teplot je zde velmi mal�, ��dov� 10-5 stupn�, tak�e p��strojov� technologie jejich detailn�ho m��en� je velmi slo�it�.
��Podrobn�m zkoum�n�m reliktn�ho z��en� se zab�valy dru�ice COBE (Cosmic Background Explorer), WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) a PLANCK. Stru�n� popis p��strojov�ho vybaven� a v�sledk� m��en� t�chto d�le�it�ch experiment� je n�e v pas�i "Detekce a zobrazen� reliktn�ho z��en�".
��V po��te�n�ch st�di�ch byl vesm�r velmi hork� a hust� - byl v plasmatick�m skupenstv�, kter� nepropou�t� sv�tlo ani ��dn� jin� elektromagnetick� z��en�. P�i pozorov�n� v elektromagnetick�m z��en� se proto m��eme dostat jen na konec velk�ho t�esku - konec �ry z��en� asi 400 000 let po za��tku, ke sf��e posledn�ho rozptylu elektromag. z��en� (mikrovlnn� reliktn� z��en�). D�l do minulosti ji� nevid�me, proto�e tehdej��m hork�m a hust�m ionizovan�m prost�ed�m sv�tlo ani jin� elektromagnetick� z��en� neproch�z�. Jsou v�ak dv� entity - radia�n� modality, kter� jsou schopn� j�m proch�zet a "vyn�et" tak n�kter� informace o velmi ran�m vesm�ru :
-� Neutrina,
kter� nemaj� elektrick� n�boj a nedisponuj� ani silnou interakc�, pouze interakc� slabou
(a gravita�n�). D�ky tomu maj� neoby�ejnou pronikavost i velmi "exotick�mi" prost�ed�mi (vznik a fyzik�ln� vlastnosti neutrin jsou podrobn�ji pops�ny nap�. v �1.2. monografie "Jadern� fyzika a fyzika ionizuj�c�ho z��en�", ��st "Neutrina - "duchov�" mezi ��sticemi"). Kosmologick� neutrina vznikala p�edev��m v leptonov�m obdob� v 1. sekund�, tak�e reliktn� neutrina z toho obdob� by mohla n�st informaci o ran�m vesm�ru. Jejich p�vodn� vysok� kinetick� energie a hustota velice poklesla v d�sledku expanze vesm�ru. Zat�m takto n�zkoenergetick� neutrina neum�me detekovat.
-� Gravita�n� vlny,
kter� byly generov�ny p�i bou�liv�ch procesech vzniku vesm�ru, by v principu mohly p�in�et informace o nejran�j��m vesm�ru, z infla�n�ho obdob� cca 10
-35 sekundy. I kdy� p�i expanzi vesm�ru enorm� zesl�bly a prodlou�ily svou vlnovou d�lku pod m��itelnou �rove�, mohly na konci �ry z��en� zanechat sv�j "otisk" na reliktn�m z��en� (�2.7, pas� "M��en� polarizace reliktn�ho mikrovlnn�ho z��en�").

Mikrovlnn� reliktn� z��en� - unik�tn� posel zpr�v o ran�m vesm�ru�
Koncepce hork�ho a hust�ho po��tku vesm�ru - teorie velk�ho t�esku - tedy ukazuje, �e v obdob� prvn�ch 300 000 rok� po velk�m t�esku byla l�tka je�t� tak hork� a hust�, �e nemohly existovat atomy a l�tka byla ve stavu pln� ionizovan� plasmy, v n� se fotony, elektrony, protony a j�dra h�lia prudce sr�ely. Nej�ast�ji doch�zelo ke kolektivn�m interakc�m ("sr�k�m") elektromagnetick�ch foton� s elektrony. Plasmatick� skupenstv� je nepr�hledn� pro elektromagnetick� vlny. Ka�d� elektromagnetick� foton je po sv�m vyz��en� b�hem n�kolika milimetr� �i centimetr� pohlcen elektronem, na�e� je znovu vyz��en v n�hodn�m sm�ru se zm�n�nou energi�.
Compton�v a Thomson�v rozptyl�
Na za��tku �ry z��en� m�ly fotony vysokou energii (��dov� MeV, odpov�daj�c� z��en� gama) a s elektrony interagovaly tvorbou elektron-pozitronov�ch p�r� a Comptonov�m rozptylem
(viz nap�. �1.6 "Ionizuj�c� z��en�", ��st "Interakce z��en� gama a X" v knize "Jadern� fyzika a fyzika ionizuj�c�ho z��en�"). Na konci �ry z��en�, kdy energie foton� ji� byla mnohem men�� ne� klidov� energie elektron� (Eg= n.h << me.c2), se pak jednalo o Thomson�v rozptyl - pru�n� rozptyl elektromagnetick�ho z��en� na voln�ch elektronech: elektrick� pole dopadaj�c� vlny urychluje nabitou ��stici (zde elektron), co� zp�sobuje, �e tato zrychlen� se pohybuj�c� ��stice bude zase vyza�ovat elektromagnetick� vln�n� o stejn� frekvenci jako vlna dopadaj�c�. Kinetick� energie ��stic a frekvence foton� bude stejn� p�ed i po rozptylu, zm�n� se pouze sm�r jejich pohybu. ��stice se bude pohybovat ve sm�ru osciluj�c�ho elektrick�ho pole, co� vede k elektromagnetick�mu dip�lov�mu z��en� (�1.5 "Elektromagnetick� pole. Maxwellovy rovnice."). Pohybuj�c� se ��stice nejsiln�ji vyza�uje ve sm�ru kolm�m k jej�mu pohybu a rozpt�len� z��en� bude polarizovan� pod�l sm�ru jej�ho pohybu. Thomsonovsky rozpt�len� z��en� z mal�ho objemov�ho elementu se proto m��e jevit jako v�ce �i m�n� polarizovan�, v z�vislosti na �hlu z jak�ho je pozorov�no. Celkov� z v�t��ho objemu plasmy jsou polariza�n� sm�ry chaoticky prom�nn� a z��en� je nepolarizovan�. Makroskopicky se m��e polarizace manifestovat p�i kolektivn�ch interakc�ch z��en� s velk�m po�tem elektron�. To nast�v� u Thomsonova rozptylu v p��pad� heterogenn� plasmy, kde ur�it� "poruchy" (teplej�� �i chladn�j�� oblasti) se mohou projevit nejen rozd�lnou intenzitou, ale i zm�nami polarizace emitovan�ho z��en�. A to by se mohlo projevit i u z��en� emitovan�ho z vesm�rn� plasmy na konci �ry z��en� - u reliktn�ho mikrovlnn�ho z��en� (jak bude diskutov�no n�e a bylo uvedeno i v �2.7, pas� "M��en� polarizace reliktn�ho mikrovlnn�ho z��en�").
Reliktn� z��en� - vznik a vlastnosti�
Reliktn� mikrovlnn� z��en� je v�znamn�m d�sledkem konceptu standardn�ho kosmologick�ho modelu s po��tkem vesm�ru velkm t�eskem. Ran� vesm�r
(v ��e z��en�) byl tvo�en horkou plasmou foton�, elektron� a baryon�. Fotony byly v neust�l�ch interakc�ch s elektrony v plasm� prost�ednictv�m Thomsonova rozptylu. Kosmologick� roz�i�ov�n� vesm�ru zp�sobovalo adiabatick� ochlazov�n� plasmy.
��Ve form� plasmy setrv�vala l�tka a� do doby cca 400 tis�c let po velk�m t�esku, kdy vesm�r zchladl na 3000�K, atomov� j�dra (p�edev��m vod�ku a h�lia) mohly zachycovat elektrony ��inn�ji, ne� je sta�ilo vyr�et z��en� - doch�zelo k "rekombinaci", vznikaly neutr�ln� atomy. Do�lo k f�zov�mu p�echodu l�tky z plasmatick�ho skupenstv� do skupenstv� neutr�ln�ho plynu. Velmi rychle tak z l�tky vymizely voln� elektrony, vesm�r se stal pr�hledn� pro z��en� (teploty ni��� ne� 3000�K), jeho� fotony od tohoto �asu odd�len� ji� nevznikaly ani nezanikaly, voln� putovaly vesm�rem, p�i�em� se prodlu�ovala jejich vlnov� d�lka v d�sledku expanze vesm�ru
(kosmologick�ho rud�ho posuvu) [67]. Za 13 miliard let expanze se vlnov� d�lka tohoto "dosvitu" velk�ho t�esku - reliktn�ho z��en� *) prodlou�ila milionkr�t, na n�kolik milimetr�, a jeho teplota se tak sn�ila tis�ckr�t a� na dne�n�ch 2,7�K. A tato teplota bude i nad�le klesat, dokud bude vesm�r pokra�ovat ve sv� expanzi. Reliktn� z��en� se �asto ozna�uje zkratkou CMB (Cosmic Microwave Background = kosmick� mikrovlnn� pozad�). Toto CMB z��en� zapl�uje ve�ker� pozorovateln� prostor a je v n�m obsa�ena v�t�ina radia�n� energie vesm�ru.
*) Toto z��en� je poz�statkem - reliktem - z doby bl�zk� po��tku vesm�ru, z konce velk�ho t�esku - �ry z��en�.
��P�i �etn�ch interakc�ch v ionizovan� plasm�, kde ka�d� ��stice byla mnohokr�t rozpt�lena, absorbov�na a znovu emitov�na, se l�tka dostala do stavu termodynamick� rovnov�hy *). Reliktn� z��en� p�ich�z� z plasmy, kter� byla v z�sad� ve stavu termodynamick� rovnov�hy a m� proto prakticky konstantn� teplotu - stejn� vlnov� spektrum absolutn� �ern�ho t�lesa - nez�visle na sm�ru, odkud p�ich�z� (drobn� fluktuace jsou zm�n�ny n�e).
*) Rozp�n�n� vesm�ru, i kdy� bylo tehdy mnohem rychlej�� ne� nyn�, pro jednotliv� ��stice trvalo p�ece jen dlouhou dobu ve srovn�n� s �asem ub�hl�m mezi jednotliv�mi sr�kami. Ka�d� ��stice tedy sta�ila mnohokr�t p�edat si vz�jemn� svou kinetickou energii s ostatn�mi ��sticemi. Toto v�ak nemuselo platit ve velmi ran�ch f�z�ch prudk� expanze; vznik� probl�m glob�ln� homogenity a izotropie diskutovan� n�e v ��sti "Obt�e a probl�my standardn�ho kosmologick�ho modelu", pas� "Probl�m homogenity a izotropie".
Astrofyzik�ln� efekty ovliv�uj�c� mikrovlnn� reliktn� z��en��
P�i sv�m vyza�ov�n� a dal��m ���en� vesm�rn�m prostorem je mikrovlnn� z��en� ovliv�ov�no n�kter�mi fyzik�ln�mi interakcemi s l�tkov�m prost�ed�m a gravita�n�mi gradienty :
Vliv gravita�n�ch fluktuac� metriky ve vesm�ru na reliktn� z��en� - Sachs-Wolf�v efekt�
Jak bylo analyzov�no v �2.4, pas� "
Gravita�n� elektrodynamika a optika", elektromag. vln�n� p�i pr�chodu gravita�n� zak�iven�m prostoro�asem podl�h� frekven�n�mu posuvu ("Gravita�n� frekven�n� posun") a zak�ivov�n� sm�ru ���en�. Toto gravita�n� ovliv�ov�n� se z�konit� uplat�uje i u reliktn�ho z��en� p�ich�zej�c�ho z dalek�ho vesm�ru. Prob�h� v z�sad� ve dvou etap�ch :
1. V hork� foton-elektron-baryonov� plasm� v ��e z��en� se nepochybn� vyskytovaly nehomogenity a fluktuace (bylo diskutov�no v��e v pas�i "Fluktuace a akustick� oscilace v plasmatick� l�tce"). Na povrchu posledn�ho rozptylu se tedy nach�zely lok�ln� oblasti se zv��enou hustotou, kter� budily zv��en� gravita�n� potenci�l, zp�sobuj�c� vy��� gravita�n� �erven� posun emitovan�ho z��en� (kter� vych�zelo z "hlub�� potenci�lov� studny").
��Ji� p�i sv�m vyz��en� z povrchu posledn�ho rozptylu tedy bude vlnov� d�lka ("teplota"
DT) CMB ovlivn�na m�stn�m gravita�n�m potenci�lem j : DT/T = j/c2 - tato obvykl� hodnota frekven�n�ho posuvu by platila ve statick�m neexpanduj�c�m vesm�ru. Ve skute�nosti se v�ak vesm�r rozp�n� s �asem t, a=a(t), co� efektem dilatace �asu p�isp�v� hodnotou DT/T = - Da/a, z�vislou na konkr�tn�m kosmologick�m modelu. V nejjednodu���m p��pad� ploch�ho vesm�ru popsan�ho Fridmanov�m modelem s dominuj�c� l�tkou v dob� rekombinace vesm�r expanduje s 2/3 mocninou �asu: a(t) ~ t2/3, ��m� se 2/3 norm�ln�ho rud�ho gravita�n�ho posuvu zru��. V�sledn� efekt pozorovan� zm�ny teploty mikrovlnn�ho reliktn�ho z��en�, zp�soben� gravita�n�m potenci�lem na povrchu posledn�ho rozptylu, tedy �in� DT/T = j/3c2. Je 3-kr�t men�� ne� by se dalo o�ek�vat za b�n�ch podm�nek bez expanze.
Tento ran� efekt lok�ln�ch zm�n teploty CMB vznikal v dob� posledn�ho rozptylu, tak�e odr�� prim�rn� anizotropii, zp�sobenou primordi�ln�mi nehomogenitami - je diskutov�no a zobrazeno n�e v pas�i "Spektrum a distribuce reliktn�ho z��en�".
2. Mikrovlnn� reliktn� z��en� p�i sv� dlouh� cest� vesm�rem bude reagovat na fluktuace metriky - gravita�n�ho potenci�lu. P�i ���en� rozlehl�mi prostory vesm�ru reliktn� vlny - fotony CMB - proch�zej� m�sty s velk�m nahromad�n�m hmoty v kup�ch galaxi�, i rozs�hl�mi "pr�zdnotami". V t�chto m�stech se fotony CMB setk�vaj� s v�razn�mi fluktuacemi gravita�n�ho potenci�lu - potenci�ln�mi "vrcholy" a "j�mami". B�hem p��chodu reliktn�ho z��en� do m�st "lin" zv��en�ho nahromad�n� hmoty doch�z� k modr�mu gravita�n�mu posuvu, u pr�zdn�j��ch m�st zase k �erven�mu posuvu. P�i v�stupu z��en� z t�chto m�st, "lout", je tomu opa�n�, modr� a rud� posuv se vyst��daj�. Dalo by se o�ek�vat, �e gravita�n� frekven�n� posuvy ze vstupu a v�stupu se vyru��; tak by tomu bylo ve statick�m vesm�ru.
��Vesm�r se v�ak rozp�n�, tak�e v �asov�m intervalu mezi vstupem foton� CMB do rozs�hl�ch gravita�n�ch anom�li� a jejich v�stupem do b�n�ho vesm�ru
(kter� m��e trvat i miliardy let!), se pon�kud zm�n� metrika prostoro�asu; slo�ka goo metrick�ho tenzoru mezit�m zesl�bne.... Tak�e frekven�n� posuv p�i v�stupu je pon�kud men�� ne� odpov�d� p�vodn� zm�n� energie p�i vstupu - nepatrn� ��st frekven�n�ho posuvu (zm�ny teploty DT) ze vstupu proch�zej�c�mu z��en� ji� trvale z�stane. Lze to vyj�d�it integr�ln�m vztahem DT/T = 2. lin � lout (j�/c2)dl/c, kde j� je rychlost �asov� evoluce perturbovan�ho potenci�lu ovlivn�n�ho gravita�n� fluktuac�, dl je element d�lky ve sm�ru pohybu fotonu. Sum�rn� to lze vyj�d�it jako DT/T � Dl . 2 Dj/c2, kde Dj je velikost zm�ny gravita�n�ho potenci�lu vlivem expanze vesm�ru na d�lce Dl = lout- lin pohybu fotonu v gravita�n� anom�lii. K takov�to modifikaci DT/T radia�n� teploty tedy doch�z�, kdy� p�i pr�chodu z��en� rozs�hl�mi oblastmi prostoru s v�razn� zv��enou �i sn�enou distribuc� hmoty prob�h� v�razn� evoluce gravita�n�ho potenci�lu v dob� mezi vstupem do- a v�stupem foton� z gravita�n� anom�lie - potenci�lov� "j�my" �i "kopce".
��V�sledkem je, �e reliktn� z��en� proch�zej�c� hmotn�mi oblastmi kup galaxi� se bude jevit nepatrn� teplej��, zat�mco z��en� proch�zej�c� rozs�hl�mi oblastmi pr�zdnoty bude o n�co chladn�j��. P�i citliv�ch m��en�ch nehomogenit CMB je pot�eba rozli�ovat mezi skute�n�mi prim�rn�mi fluktuacemi, poch�zej�c�mi z ran�ch obdob� odd�len� elmag. z��en�, od pozd�j��ch sekund�rn�ch fluktuac� zp�soben�ch pr�chodem z��en� p�es rozs�hl� gravita�n� anom�lie ve vesm�ru..!..
��Vliv fluktuac� metriky - gravita�n�ho potenci�lu - ve vesm�ru na anizotropii reliktn�ho mikrovlnn�ho pozad� se naz�v� Sachs-Wolf effect, podle autor�, kte�� jej v r.1967 analyzovali. Proces podle bodu 1. se n�kdy ozna�uje jako z�kladn� �i ran� S-W efekt. Proces 2. fluktuac� metriky p�i pr�chodu CMB rozs�hl�mi oblastmi kup galaxi� �i pr�zdnotami jako pozdn� integr�ln� Sachs-Wolfe efekt, �i Rees-Sciama effect (1968).
Pozn.: �Integrovan� Sach-Wolf efekt se neuplat�uje ve zjednodu�en�m Einstein-deSitterov� modelu, kde potenci�l
j vych�z� konstantn�. Nast�v� pouze u kosmologick�ch model� s Wm�1 nebo WL�1 (�5.3, pas� "Relativn� W-parametrizace kosmologick�ch model�").
Dif�zn� tlumen� nehomogenit - Silk�v efekt�
V obdob� rekombinace
(kolem 380 000 let) fotony emitovan�ho z��en� z hork�ch oblast� difundovaly a rozptylovaly se do chladn�j��ch oblast�, ��m� ��ste�n� vyrovn�valy teploty t�chto oblast�. Efekt difuzn�ho tlumen� zp�sobil, �e teploty a hustoty hork�ch a studen�ch oblast� se ��ste�n� adiabaticky zpr�m�rovaly a ran� vesm�r se stal m�n� anizotropn�. ... .............. ................
S�la tohoto tlumen� z�vis� p�edev��m na vzd�lenosti kterou se mohou fotony voln� pophybovat p�ed rozpt�len�m - d�lka difuze. .....
Vzhledem k mal� d�lce difuze v tehdej�� l�tce se difuzn� tlumen� projevuje nejv�ce v mal�ch �hlov�ch rozm�rech ..... .... zp�sobuje tlumen� a zahlazov�n� amplitud .... v �hlov�m spektru CMB ....

��Difuzn� tlumen� tohoto druhu poprve analyzoval J.Silk v r.1968 v souvislosti s procesy p�i vzniku galaxi�.
Rozptyl CMB z��en� ionizovan�m plynem v kup�ch galaxi� - Sunajev-Zeldovi��v efekt�
Po skon�en� �ry z��en� byl ve vesm�ru v z�sad� neutr�ln� (neionizovan�) plyn - vod�k a h�lium, kter�m reliktn� z��en� proch�z� voln�, bez interakc�. Po zformov�n� galaxi� a vzniku prvn�ch hork�ch hv�zd v�ak jejich z��en� znovu za�alo ionizovat okoln� plyn - doch�zelo k reionizaci. V galaxi�ch a kup�ch galaxi� se proto nach�z� i hork� ionizovan� plyn, ve kter�m interakc� foton� s nabit�mi ��sticemi m��e doch�zet ke Comptonovu rozprylu foton� CMB. Toto rozpt�len� z��en� m��e zp�sobovat drobn� anizotropie v pozorovan�m CMB, kter� jsou zp�sobeny kinematick�m efektem pohybu kup galaxi� v��i CMB. Jsou pozorovateln� jako lok�ln� nepatrn� zm�ny tepeln�ho spektra. P�i rozptylu d�le vznik� polarizace CMB.
Tyto sekund�rn� vznikl� fluktuace je t�eba odli�it od prim�rn�ch anizotropi�, odr�ej�c�ch ran� kosmologick� nehomogenity
(poch�zej�c� snad ji� z infla�n�ho obdob�). Mohou v�ak p�in�et informace o obdob� reionizace a formov�n� prvn�ch generac� hv�zd. ..........
Polarizace reliktn�ho z��en��
Potenci�ln� zaj�mav� informace o je�t� ran�j��m vesm�ru by mohly b�t zak�dov�ny v polarizaci reliktn�ho mikrovlnn�ho z��en�. Z�kladn� reliktn� z��en�, vznikaj�c� p�i chaotick�ch interakc�ch ��stic v hork� plasm�, je nepolarizovan�
(�1.1, ��st "Metody zkoum�n� p��rody"). Polarizaci mu mohou vtisknout dv� okolnosti :
1.� Hustotn� �i teplotn� zm�ny v hork� plasm� vedou k drobn� polarizaci v radi�ln�m sm�ru kolem m�sta zv��en� hustoty. Ozna�uje se jako E-m�d polarizace
(n�zev je odvozen od vlastnost� vektoru E intenzity elektrick�ho pole vyb�haj�c� z okol� bodov�ho n�boje), rovina elektrick�ho pole kmit� ve dvou kolm�ch sm�rech. Tato polarizace m��e vhodn� dopl�ovat m��en� fluktuac� intenzity reliktn�ho z��en�.
2.� Gravita�n� vlny kvadrup�lov�ho charakteru deformuj� plasmu v diagon�ln�ch sm�rech a zp�sobuj� polarizaci reliktn�ho z��en� v tzv. B-m�du
(p�ipom�naj�c�ho v�ry magnetick�ho pole popsan�ho vektorem magnetick� indukce B), kde vektor intenzity pole kmit� ve sm�rech 45o. Zde jsou to p�edpokl�dan� primordi�ln� gravita�n� vlny, poch�zej�c� z obdob� kosmologick� inflace (�5.5 "Mikrofyzika a kosmologie. Infla�n� vesm�r."). Tyto mohutn� gravita�n� vlny specifick�m zp�sobem (kvadrup�lov�) zdeformuj� plasmu, na jejich� elektronech pak p�i Thomsonov� rozptylu z��en� m��e doch�zet k polarizaci vln�n� (jak bylo v��e zm�n�no). Zm��en� polarizace reliktn�ho z��en� by tak mohlo b�t zaj�mav�m informa�n�m kan�lem o tom nejran�j��m vesm�ru, odkud se nic krom� gravita�n�ch vln nem��e dostat (p��mo detekovat primordi�ln� gravita�n� vlny neum�me). Je podrobn�ji diskutov�no v �2.7, pas� "M��en� polarizace reliktn�ho mikrovlnn�ho z��en�".
Spektrum a distribuce reliktn�ho z��en��
Reliktn� elektromagnetick� z��en� bylo emitov�no ze sf�ry posledn�ho rozptylu hork� plasmy o teplot� cca 3000 stup��, tak�e energetick�-frekven�n� rozlo�en� foton�, �i ekvivalentn� vlnov� d�lka - spektrum - v t� dob� odpov�dalo Planckovu vyza�ovac�mu z�konu "absolutn� �ern�ho t�lesa" o t�to teplot� :
�� �� �� �� �� ��I(
n) ��= ��4 p n3 /(e-n/T - 1) ��,
kde I(
n) je intenzita z��en� frekvence n a T je termodynamick� teplota vyza�uj�c� hmoty. P�i v�choz� teplot� T~3000�K se jednalo o viditeln� sv�tlo (s maximem kolem ...-... A, kter� bychom vn�mali jako modrob�lou barvu).
P�i kosmologick� expanzi vesm�ru se v�ak �m�rn� prodlu�ovala i vlnov� d�lka reliktn�ho z��en�
(proporcion�ln� v�ech vlnov�ch d�lek) a v sou�asn� dob� se p�esunula do oblasti radiovln s maximem intenzity kolem vlnov� d�lky cca 3-8 mm. Nyn� pozorovan� reliktn� z��en� m� spektrum odpov�daj�c� tepeln�mu z��en� t�lesa o velmi n�zk� teplot� 2,7�K - obr.5-CMB a).
��Toto je v�ak jen pr�m�rn� teplota reliktn�ho z��en�. P�i citliv�m m��en� intenzity a spekter CMB z r�zn�ch sm�r� ve vesm�ru se ale pozoruj� drobn� anizotropie - nepatrn� rozd�ly ve spektrech a intenzit�ch
(p�i zobrazen� jsou viditeln� jako mno�stv� teplej��ch a chladn�j��ch skvrnek), odpov�daj�c� drobn�m rozd�l�m dT v teplot� T - obr.5-CMB b). Dosahuj� hodnot nanejv�� miliKelvin� a odpov�daj� oblastem s v�t�� �i men�� hustotou hmoty v ran�m vesm�ru. Tyto fluktuace jsou ve v�ech sm�rech na obloze rozlo�eny zd�nliv� chaoticky, av�ak detailn� anal�za - �hlov� spektrum popsan� n�e, ukazuje ur�it� z�konitosti, kter� mohou m�t hlubok� souvislosti s ran�m zakl�d�n�m "z�rodk�" velkobjemov� struktury vesm�ru (srov. t� v��e pas� "Fluktuace a akustick� oscilace v plasmatick� l�tce") :


Obr.5-CMB. Vlastnosti mikrovlnn�ho reliktn�ho z��en� CMB.
a) Z�kladn� spektrum reliktn�ho z��en� odpov�d� tepeln�mu z��en� absolutn� �ern�ho t�lesa o teplot� 2,7�K.
b) Detailn� mapa drobn�ch anizotropi� reliktn�ho z��en� sn�man�ho z r�zn�ch m�st oblohy. Je zobrazena v kartografick� pseudocylindrick� projekci
(Mollweid-Babinet projekce), kter� se �asto pou��v� pro glob�ln� zobrazen� mapy - atlasu - cel� zem�koule, nebo atlasu hv�zd cel� no�n� oblohy.
c) �hlov� spektrum teplotn�ch fluktuac� - z�vislost amplitudy
dT teplotn�ch-v�konov�ch fluktuac� reliktn�ho z��en� na jejich �hlov�ch velikostech df na obloze.

�hlov� spektrum teplotn�ch fluktuac�
Na podrobn� map� reliktn�ho z��en� (obr.5-CMB b)) je vid�t velk� mno�stv� teplej��ch a chladn�j��ch skvrnek, kter� maj� r�zn� �hlov� velikosti a teplotn� rozd�ly. Zaj�mav� je analyzovat statisticky jejich spektr�ln� zastoupen� - kolik je na obloze skvrn r�zn� velikosti a teplotn�ch rozd�l�. Na obr.5.-CMB c) je vyneseno �hlov� spektrum teplotn�ch anizotropi� CMB, zvan� t� �hlov� v�konov� spektrum. Vznik� ze z�kladn� podrobn� mapy rozlo�en� drobn�ch anizotropi� CMB na obloze (b) pomoc� �hlov� anal�zy amplitud: na vodorovnou osu se vyn�� �hlov� rozmez� df na obloze *), pro kter� se na svisl� ose vyn�ej� pr�m�rn� amplitudy teplotn�ch rozd�l� dT zm��en�ch z energetick�ho-vlnov�ho spektra CMB z cel� mapy v tomto �hlov�m rozmez�.
*) Na �hlov� stupnici je zde zvykem vyn�et hodnoty �hl� df v opa�n�m po�ad�, od velk�ch �hl� 90� sm�rem k mal�m �hl�m jednotky a desetiny stupn�. Pro detailn� anal�zu �hlov�ch spekter CMB se d�le m�sto �hlov� stupnice (�hlov�ch stup�� �) �asto pou��v� kvantifikace pomoc� multip�lov�ch moment� l = 180/df (horm� vodorovn� stupnice na obr.5-CMB c), pro kter� se prov�d� sf�rick� harmonick� anal�za. �Sf��e posledn�ho rozptylu odpov�d� �hel cca 1,5�, neboli l~110.
��Pro velk� �hly na obloze ��du des�tek stup�� se vyskytuje jen mal� variabilita amplitud fluktuac� (na za��tku grafu na obr.5.-CMB c) tato m�lo zaj�mav� oblast nen� zakreslena), zp�soben� pr�chodem z��en� CMB m�sty s v�t��m a men��m nahromad�n�m hmoty a gravita�n�m potenci�lem v galaxi�ch a kup�ch galaxi� (pozdn� Sachs-Wolf efekt). Pro men�� �hlov� velikosti jednotky a desetiny stupn� jsou v �hlov�m spektru vid�t v�razn� vrcholy zv��en�ch anizotropi� dT teploty CMB pro ur�it� konkr�tn� mal� �hlov� rozmez�, kter� odpov�daj� akustick�m oscilac�m v plasm� na konci �ry z��en� (jejich p�vod byl diskutov�n v pas�i "Fluktuace a akustick� oscilace v plasmatick� l�tce"). Pro velmi mal� �hlov� rozmez� pod cca 0,2� se v�razn� projevuje difuzn� tlumen� fluktuac�, vrcholy jsou st�le ni���, a� zanikaj�. Ve velmi mal�ch �hlov�ch rozmez�ch pod cca 0,05� (l >2000) se ji� ��dn� drobn�j�� fluktuace reliktn�ho z��en� nevyskytuj�...
Detekce a zobrazen� reliktn�ho z��en��
Mikrovlnn� reliktn� z��en� prostupuje cel� vesm�r a nach�z� se i v�ude kolem n�s, ale na�imi smysly ho nedok�eme vn�mat, oko je na mikrovlny necitliv�. Dok�� jej registrovat pouze vysoce citliv� elektronick� p��stroje vysokofrekven�n� techniky v oblasti velmi kr�tk�ch vln. Ve speci�ln� tvarovan�ch vodi��ch - ant�n�ch - t�chto p��stroj� mikrovlnn� z��en� indukuje slab� elektrick� sign�ly: st��dav� elektrick� nap�t� o vysok�ch frekvenc�ch (des�tky a� stovky GHz), kter� se v elektronick�ch obvodech mnohotis�ckr�t zesiluje a pak se registruje jeho amplituda a frekvence.
Prvn� detekce mikrovlnn�ho reliktn�ho z��en��
V r.1965 A.Penzias a R.Wilson p�i anal�ze �umu radioteleskopick� p�ij�mac� ant�ny objevili kosmick� radia�n� pozad� - slab� mikrovln� elektromagnetick� z��en�, kter� p�ich�z� izotropn� ze v�ech sm�r� oblohy, je nepolarizovan�, dlouhodob� �asov� konstantn� (nez�visl� na ro�n� dob�). Dal�� m��en� uk�zala, �e jeho spektrum odpov�d� z��en� absolutn� �ern�ho t�lesa o teplot� asi 2,7 �K. Jedn� se o reliktn� z��en�, "zchladl�" poz�statek z �ry z��en� po velk�m t�esku, "tepeln� dosvit" velk�ho t�esku.

��Pro m��en� slab�ho mikrovlnn�ho reliktn�ho z��en� se pou��vaj� dva druhy detektor� :
1. P��m� r�diov� detekce elektromagnetick�ho vln�n�
Slab� st��dav� elektrick� sign�l z p�ij�mac� ant�ny se p�en�� veden�m do n�zko�umov�ho p�edzesilova�e
(s pou�it�m nap�. single-elektronov�ch tranzistor� a heterostrukturn�ch tranzistor� HEMP s vysokou pohyblivost� elektron�). Pak se ji� standardn� zesiluje a elektronicky vyhodnocuje metodami vysokofrekven�n� elektroniky. V�hodou r�diov� detekce je dobr� frekven�n� - spektr�ln� - rozli�en�, necitlivost na kosmick� z��en�, men�� n�roky na kryogenn� chlazen�. Pro p��mou r�diovou detekci nejvy���ch frekvenc� >100 GHz submilimetrov�ch vln CMB sou�asn� slaboproud� elektronika zat�m nedisponuje dostate�n� rychl�mi elektronick�mi sou��stkami.
2. Termoelektrick� - bolometrick� - detekce foton�
Pro velmi vysokofrekven�n� oblasti stovek GHz, bl��c� se ji� tepeln�mu infra�erven�mu oboru, se proto pou��vaj� termoelektronick� techniky. Neprov�d� se zde elektronick� zes�len� sign�lu z dopadaj�c� vlny, ale tato elektromag. vlna (proud foton�) se absorbuje a p�em��uje na teplo, zvy�uj�c� teplotu mal� desti�ky, kter� se sn�m� vysoce citliv�m termistorem - tzv. bolometrem
(jeho funkce je podrobn�ji pops�na nap�. v �2.5 "Polovodi�ov� detektory", ��st "Mikrokalorimetrick� detektory", obr.2.5.2, knihy "Jadern� fyzika a fyzika ionizuj�c�ho z��en�"). Detek�n� element sest�v� z absorb�n�ho materi�lu (tenk� vrstvy kovu) s malou tepelnou kapacitou, v n�m� pohlcen� z��en� vyvol� zv��en� teploty. Toto zv��en� teploty se m��� termorezistorem s vysok�m teplotn�m koeficientem. Vlastn� detek�n� element je ochlazov�n na pr�m�rnou teplotu podstatn� ni��� ne� je teplota dopadaj�c�ho z��en� (na cca 0,1�K). Zvl�t� citliv� je vyu�it� ostr�ho n�b�hu supravodivosti n�kter�ch materi�l� v teplotn� oblasti desetin �K - TES (Transition Edge Sensor).
��Pro dostate�n� citliv� m��en� nepatrn�ch teplotn�ch diferenc� reliktn�ho z��en� (o�ek�van�ch na �rovn�ch mikrokelvin�) je nutno vstupn� p�edzesilova�e a bolometrick� detektory pro sn�en� �umu chladit pomoc� kapaln�ho h�lia na teploty bl�zk� absolutn� nule (u supravodiv�ch bolometr� je to samoz�ejm� z�kladn� podm�nka jejich fungov�n�...).
��Zobrazen� reliktn�ho z��en� spo��v� ve zm��en� reliktn�ho z��en� (jeho intenzity, vlnov� d�lky, p��p. polarizace) z mnoha r�zn�ch sm�r� a ve vykreslen� astronomick� mapy oblohy v t�chto veli�in�ch - obr.5-CMB b). Prim�rn�m zobrazovac�m prvkem detektoru reliktn�ho mikrovlnn�ho z��en� je teleskopick� objektiv - kulov� �i parabolick� zrcadlo, nebo refrak�n� �o�ka, kter� vytvo�� optick� obraz mikrovlnn�ho z��en� do ohniskov� roviny. V ohnisku je um�st�n detektor - ant�na - mikrovlnn�ho z��en�. Bu� se jedn� o jeden detektor a zobrazen� se dosahuje nat��en�m objektivu do r�zn�ch �hl�. U slo�it�j��ch syst�m� je pou�ito cel� pole - matice detektor� ("ant�nek"), kter� sn�m� nar�z obraz CMB v cel�m zorn�m poli objektivu.
��Z�kladn� m��en� spo��v� v detekci intenzity CMB v n�kolika frekven�n�ch p�smech, co� v zobrazovac�m re�imu poskytne mapu izotropie reliktn�ho z��en� co do intenzity a spektra. Na pozad� glob�ln� izotropie reliktn�ho mikrovlnn�ho z��en� se
(p�i dostate�n� citlivosti aparatury) zobraz� okrsky m�rn�ch fluktuac� - drobn� anizotropie CMB v m�stech z�rodk� galaxi� - obr.5-CMB b).
Diferenci�ln� mikrovlnn� radiometr

Pro zobrazen� prostorov�ho rozlo�en� intenzity a drobn�ch fluktuac� mikrovlnn�ho z��en� je vhodn� m�sto nez�visl�ho m��en� paprsk� z jednotliv�ch sm�r� pou��t simult�nn�ho m��en� dvou paprsk� z r�zn�ch �hl� pomoc� dvojice stejn�ch radiometr� vhodn� elektronicky zapojen�ch pro generov�n� rozd�lu sign�l� - tzv. diferenci�ln� mikrovlnn� radiometr. .................
��M��en� polarizace mikrovlnn�ho z��en� se prov�d� pomoc� vhodn� konstruk�n� �pravy ant�n, p�i n� se sign�l po pr�chodu ant�nou d�l� na odezvy ze dvou kolm�ch sm�r�. M��e to b�t osnova dr�tk� nata�en�ch ve dvou k sob� kolm�ch sm�rech, nebo osnova kolm�ch bolometrick�ch prou�k�, p��p. p�ij�man� sign�l m��e b�t rozd�len a k detekci veden dv�ma k sob� kolm�mi vlnovody. Takov� ant�ny vykazuj� maximum�ln� citlivost k z��en� polarizovan�mu rovnob�n� s jejich sm�rem, tak�e elektronick�m vyhodnocen�m odezvy z obou ��st� lze stanovit sm�r polarizace dopadaj�c�ho z��en� (rozd�ly v polarizaci reliktn�ho z��en� se o�ek�vaj� velmi mal�; p�ev�n� ��st polarizace pozorovan�ho mikrovlnn�ho z��en� m� v�ak p�vod ve zmagnetovan�m mezihv�zdn�m prachu v Galaxii...).
��Milimetrov� elektromagnetick� vlny jsou siln� pohlcov�ny ve vod�, tak�e jsou ��ste�n� pohlcov�ny i ve vzdu�n� vlhkosti v atmosf��e. Vhodn�mi m�sty pro detekci mikrovlnn�ho reliktn�ho z��en� proto jsou oblasti s minim�ln�m zastoupen�m vodn� p�ry :
1. Vysokohorsk� oblasti. 2. Pou�tn� oblasti - such� vzduch. 3. Pol�rn� oblasti, kde vodn� p�ry v atmosf��e "vymrzaj�" p�i n�zk�ch teplot�ch.
V t�chto m�stech se instaluj� nebo je pl�nov�na v�stavba citliv�ch za��zen� pro detekci a anal�zu reliktn�ho mikrovlnn�ho z��en�.
����Nejvhodn�j�� m�sto pro detekci CMB je v�ak samoz�ejm� vesm�rn� prostor - kosmick� sondy
. Na ob�nou dr�hu byly s odstupem 6-10 let vypu�t�ny �ty�i kosmick� sondy zab�vaj�c� se m��en�m mikrovlnn�ho z��en� z vesm�ru :
Relikt (
??????-1)
byla prvn� kosmick� sonda, kter� se
(krom� dal��ho v�zkumn�ho programu) zab�vala detekc� a zobrazen�m mikrovlnn�ho z��en� z vesm�ru. Byla vypu�t�na v r.1983 jako sou��st kosmic�ho programu SSSR - dru�ice Prognoz 9. Ob�hala po velmi excentrick� dr�ze (perigeum 1000 km, apogeum 750 000 km) s ob�nou dobou 26 dn�. Jej� diferenci�ln� mikrovlnn� modula�n� radiometr pracoval ve frekven�n�m p�smu 37,5 GHz s �hlov�m rozli�en�m 5,8� a diferenci�ln� citlivost� cca 25 mK. Krom� nalezen� n�kter�ch slab�ch difuzn�ch r�diov�ch zdroj� se poda�ilo zm��it pouze dip�lovou anizotropii mikrovlnn�ho z��en� kinematick�ho p�vodu, zp�sobenou pohybem vzta�n� soustavy satelitu vzhledem k referen�n� soustav� reliktn�ho z��en�. Na detekci prim�rn� anizotropie CMB v�ak citlivost p��stroje nesta�ila...
COBE (
Cosmic Background Explorer)
byla prvn� "jedno��elov�" kosmick� sonda pro citlivou detekci a zobrazen� mikrovlnn�ho z��en� z vesm�ru. Byla vypu�t�na v USA - NASA v r.1989 na pol�rn� geocentrickou dr�hu a pracovala 4 roky. Na palub� dru�ice byl instalov�n spektrofotometr pro m��en� spektra reliktn�ho z��en�, diferenci�ln� mikrovlnn� radiometr a �irokop�smov� infra�erven� detektor. Krom� odhalen� n�kolika galaxi� v oblasti dlouhovlnn�ho infra�erven�ho z��en� (infra�erven�m detektorem) bylo p�esn� zm��eno spektrum reliktn�ho z��en�, kter� odpov�dalo z��en� absolutn� �ern�ho t�lesa s teplotou 2,72
�K. Diferenci�ln� mikrovlnn� radiometr b�hem m��ic� doby 4 roky vytvo�il mapu mikrovlnn�ho z��en� cel� oblohy, na kter� se (po odfiltrov�n� ostatn�ch zdroj� z��en�) poprve poda�ilo zobrazit anizotropii mikrovlnn�ho reliktn�ho z��en�. Fluktuace relitn�ho z��en� se m��ily s �hlov�m rozli�en�m 7� a diferenci�ln� teplotn� citlivost� cca 0,4 mK.
WMAP (
Wilkinson Microwave Anisotropy Probe)
byla ur�ena pro citliv� m��en� fluktuac� reliktn�ho z��en�. Byla vypu�t�na NASA v r.2001 a uvedena do L2 Lagrangeova bodu
(soustavy Zem�-Slunce, ve vzd�lenosti cca 1,5 milion� km od Zem�), m��en� prob�hala do r.2010. V ohniskov� rovin� dvou zrcadlov�ch teleskop� (prim�rn� zrcadla 1,4x1,6 m, sekund�rn� zrcadla 0,9x1,0 m), kter� sn�maj� z��en� ze dvou protilehl�ch sm�r�, jsou um�st�ny diferenci�ln� mikrovlnn� radiometry. M��en� se prov�d� na r�zn�ch frekvenc�ch v 5 radiofrekven�n�ch p�smech, od 23 GHz do 94 GHz. Sonda WMAP byla podstatn� zdokonalen�m pokra�ov�n�m sondy COBE - fluktuace relitn�ho z��en� se m��ily s �hlov�m rozli�en�m 0,35� a diferenci�ln� teplotn� citlivost� cca 20 mK (tedy s v�ce ne� 30-kr�t lep��mi parametzry ne� COBE). Po odfiltrov�n� ostatn�ch zdroj� z��en� t�m vznikl detailn� obraz zachycuj�c� vlastn� - prim�rn� - anizotropie reliktn�ho z��en�, poch�zej�c� ze sf�ry posledn�ho rozptylu na konci fotonov� �ry. Na tomto obraze, vedle vizu�ln�ho hodnocen�, ji� lze kvantitativn� analyzovat z�konitosti v �hlov�m spektru teplotn�ch fluktuac� CMB (podle obr.5-CMB b,c).
Planck (n�zev je podle fyzika M. Plancka, kter� na z�klad� anal�zy spektra z��en� �ern�ho t�lesa zalo�il koncepci kvantov�n� energie ve fyzice)

byla vypu�t�na Evropskou kosmickou agenturou v r.2009 a uvedena rovn� do bl�zkosti L2 Lagrangeova bodu, byla provozov�na do r.2013. K fokusaci mikrovlnn�ho z��en� pou��v� sonda Planck jeden zrcadlov� teleskop
(prim�rn� zrcadlo 1,56x1,1 m, sekund�rn� zrcadlo 1,05x1,1 m), v jeho� ohniskov� rovin� jsou um�st�ny citliv� detektory dvou r�zn�ch technologi�: "N�zkofrekven�n�" r�diov� detek�n� syst�m pracuj�c� v rozmez� 28,5-70,3 GHz rozd�len�m do 3 p�sem, a vysokofrekven�n� detek�n� syst�m tvo�en� bolometrick�mi detektory (chlazen�mi na 0,1 �K), pracuj�c� mezi 100-857 GHz, rozd�len� do 6 p�sem. Sonda Planck byla zdokonalen�m pokra�ov�n�m WMAP - m��ila ve velmi �irok�m frekven�n�m rozmez� 9 frekven�n�ch p�sem od 28,5 do 857 GHz a m�la podstatn� vy��� teplotn� citlivost 2mK a lep�� �hlov� rozli�en� 0,06� (p�edev��m ve vysokofrekven�n� oblasti).
R�zn� slo�ky v mikrovlnn�m z��en��
V oblasti centimetrov�ch a milimetrov�ch vln p�ich�z� z vesm�ru z��en� r�zn�ho p�vodu, nejen reliktn�ho. A toto z��en� je d�le ovliv�ov�no n�kter�mi astrofyzik�ln�mi okolnostmi. K vyextrahov�n� skute�n�ho (prim�rn�ho) reliktn�ho z��en� vede n�kolikastup�ov� cesta :

Z�kladn� obraz mikrovlnn�ho z��en� z vesm�ru p�i men��m rozli�en� ukazuje homogenn� distribuci ze v�ech sm�r� oblohy.
Takto izotropn� se jevilo kosmick� mikrovlnn� z��en� prvn�m pr�kopn�k�m A.Penziasovi a R.Wilsonovi v 60.letech, jako� i p�i dal��ch m��en�ch a� do konce 70.let.
Nen� zde vyzna�en artefici�ln� sv�tl� pruh uprost�ed, poch�zej�c� z p�su na�� Galaxie.
P�i citliv�j��m m��en� se ukazuje dip�lov� anizotropie kinematick�ho p�vodu, zp�soben� pohybem pozorovatele - na�� slune�n� soustavy - v��i kosmick�mu pozad� CMB.
Let�me rychlost� kolem 370 km/s vzhledem k referen�n� kosmologick� vzta�n� soustav�. Tento pohyb m� za n�sledek "dip�lovou" anizotropii (o amplitud� cca 3 mK) m��en�ho z��en�, kter� se jev� ve sm�ru pohybu m�rn� teplej�� ne� v opa�n�m sm�ru. Jedn� se Dopplerovsk� rychlostn� �erven� a modr� frekven�n� posun.
Po korekci na kinematickou anizotropii se p�i m��en� s vy���m rozli�en�m ukazuj� lok�ln� fluktuace, na kter�ch dominuje p�s na�� galaxie (Ml��n� dr�ha).
Mikrovlnn� z��en� tam vznik� p�i elektron-iontov�ch rozptylech, p�i synchrotronov�m z��en� rychl�ch nabit�ch ��stic v galaktick�m magnetick�m poli a p�i tepeln�m vyza�ov�n� prachu.
Po ode�ten� galaktick�ho pop�ed� a dal��m zv��en� citlivosti a rozli�en� ji� vznikne detailn� obraz zachycuj�c� vlastn� - prim�rn� - anizotropie reliktn�ho z��en�, poch�zej�c� ze sf�ry posledn�ho rozptylu na konci fotonov� �ry.
Na tomto obraze, vedle vizu�ln�ho hodnocen�, ji� lze kvantitativn� analyzovat z�konitosti v �hlov�m spektru teplotn�ch fluktuac� CMB podle obr.5-CMB b,c.

Anom�lie v rozlo�en� reliktn�ho z��en�
Na detailn� map� drobn�ch anizotropi� reliktn�ho z��en� sn�man�ho z r�zn�ch m�st oblohy na obr.5-CMB b) jsou, krom� n�hodn�ho statistick�ho st��d�n� drobn�ch teplej��ch a chladn�j��ch okrsk�, vid�t i n�kter� anom�lie - rozs�hlej�� oblasti p�edev��m sn�en� teploty registrovan�ho mikrovlnn�ho z��en�, jak�si "studen� skvrny". Nejhlub�� studen� skvrna
(-70 mK) se nach�z� na ji�n�m okraji mapy CMB, dal�� dv� rozs�hlej�� (ale m�n� hlubok�, cca -30 mK) jsou t�m�� uprost�ed a na prav�m okraji.
��Jednozna�n� vysv�tlen� t�chto anom�li� zat�m chyb�. Slibn� vysv�tlen� by mohlo vych�zet z existence rozs�hl�ch "pr�zdnot" (viz obr.5.5) mezi n�mi a zobrazen�m chladn�m m�stem. Integrovan� Sach-Wolf efekt by pak zp�sobil sn�en� energie proch�zej�c�ch CMB foton�. Vyskytly se i "exotick�" spekulace, �e by se mohlo jednat o m�sto kolize na�eho vesm�ru s jin�m vesm�rem v r�mci koncepce multiversa..?..
Mistrovsk� d�lo m���c� astrofyzik�ln� techniky�
P�esn� detekce, spektrometrie a zobrazen� reliktn�ho mikrovlnn�ho z��en� z vesm�ru je velmi obt�n�m �kolem vy�aduj�c�m �pi�kov� technick� prost�edky na sam�ch hranic�ch mo�nost�. Metaforicky lze ��ct, �e detailn� mapa drobn�ch anizotropi� reliktn�ho z��en� zobrazen�ho z r�zn�ch m�st vesm�ru (
obr.5-CMB b) a dal�� up�esn�n�) je "mistrovsk� um�leck� d�lo" m���c� astrofyzik�ln� techniky..!..
Informace nesen� reliktn�m z��en�m�
Osvobozen� fotony reliktn�ho z��en� maj� vlastnosti zformovan� p�i n�kolika posledn�ch interakc�ch s p�vodn� plasmou a nesou tak informaci o podm�nk�ch v dob� cca 380 000 let po vzniku vesm�ru - ze sf�ry posledn�ho rozptylu. Informace o d��v�j��ch ud�lostech ve vesm�ru v nich p��mo obsa�eny nejsou, m��eme se v�ak pokusit rekonstruovat je teoreticky, srovn�v�n�m modelov�ch p�edpov�d� tehdej��ho chov�n� vesm�ru a jejich odrazu na distribuci hmoty v dob� rekombinace s nam��en�mi daty o mikrovlnn�m z��en�.
��Co tedy m��eme z reliktn�ho z��en� zjistit? P�edev��m, zm��en�m spektra, tj. z�vislosti intenzity z��en� na vlnov� d�lce zji��ujeme, �e reliktn� z��en� je opravdu z��en�m absolutn� �ern�ho t�lesa s Planckov�m spektrem o teplot� 2,73�K. Tento tvar spektra mohl vzniknout pouze v d�sledku tepeln� rovnov�hy mezi fotony, elektrony a baryony v ran�m vesm�ru, v dob� vyz��en� CMB. Je p�esv�d�iv�m d�kazem koncepce hork�ho ran�ho vesm�ru, p�edstavy Velk�ho t�esku. Jeho prakticky izotropn� rozlo�en� dokazuje opr�vn�nost z�kladn�ho kosmologick�ho p�edpokladu, �e vesm�r je ve velk�ch m���tc�ch opravdu homogenn� a izotropn�
(a m��e b�t modelov�n jako Fridman�v vesm�r).
��P�esn� zm��en� spektra - vlnov� d�lky, teploty - reliktn�ho z��en� umo��uje (v koprodukci s m��en�m kosmologick�ch rud�ch posuv� spekter) up�esnit st��� vesm�ru. Ve v�t��ch m���tc�ch je toto z��en� izotropn� *) s uvedenou teplotou , av�ak v men��ch �hlov�ch rozm�rech se vyskytuj� mal� fluktuace
(na �rovni pouh�ch des�tek mikrokelvin�) iniciovan� p�edpokl�dan�mi nehomogenitami l�tky v obdob� rekombinace (bylo diskutov�no v��e v pas�i "F�zov� p�echody ve vesm�ru"). Tyto mikrokelvinov� fluktuace intenzity reliktn�ho z��en� m��� dru�icov� p��stroje s vysok�m rozli�en�m. Vznik� tak podrobn� mikrovlnn� mapa velkorozm�rov� struktury vesm�ru - obr.G5-CMB b), kter� zachycuje z�rodky, z nich� pravd�podobn� pozd�ji vznikaly kupy galaxi� a galaxie. Ukazuje se, �e existuje korelace mezi teplotn�mi anizotropiemi reliktn�ho z��en� a velkorozm�rovou strukturou vesm�ru.
*) Glob�ln� izotropie plat� pro pozorovatele kter� je v klidu vzhledem ke kosmologick� expanzi vesm�ru. Jeliko� se v�ak na�e Zem� pohybuje p�i ob�h�n� kolem Slunce (pr�m�rnou rychlost� 30 km/s) a na�e slune�n� soustava se pohybuje p�i ob�h�n� kolem st�edu Galaxie (rychlost� cca 220 km/s), pozoruje se m�rn� anizotropie reliktn�ho z��en�. Tato anizotropie je v�ak �ist� kinematick�ho p�vodu a nem� nic spole�n�ho se skute�n�mi astrofyzik�ln�mi vlastnostmi reliktn�ho z��en�. Dal�� drobnou zkresluj�c� slo�kou je mikrovlnn� z��en� z Galaxie. P�i p�esn�ch m��en�ch vlastnost� CMB je nutno tyto kinematick� a galaktick� efekty ode��st od nativn�ch zm��en�ch dat a analyzovat zbylou drobnou, ale skute�nou astrofyzik�ln� anizotropii reliktn�ho z��en� (bylo diskutov�no v��e v pas�i "R�zn� slo�ky v mikrovlnn�m z��en�").
Z�sk�v�n� - up�es�ov�n�, verifikace - kosmologick�ch parametr� z reliktn�ho z��en��
Vlastnosti detekovan�ho reliktn�ho z��en� jsou p�irozen� z�visl� na fyzik�ln�ch procesech v ran�m i pozdn�j��m vesm�ru a na dynamice kosmologick� evoluce. Toto popisuj� kosmologick� modely, tak�e obr�cen� z vlastnost� reliktn�ho z��en� lze zji��ovat, jak� hodnoty kosmologick�ch parametr� nejl�pe odpov�daj� nam��en�m spektr�m a �hlov�m distribuc�m CMB. Nyn�j�� standardn� kosmologick� model
LCDM m� 6 hlavn�ch parametr�; k n�kter�m z nich maj� co ��ct i vlastnosti CMB. Pro tento ��el se hod� p�edev��m k�ivka spektra �hlov�ho rozd�len� fluktuac� reliktn�ho z��en� na obr.G5-CMB c). Pomoc� po��ta�ov�ho modelov�n� m�n�me vy�et�ovan� parametr v LCDM a sledujeme "co to ud�l�" s �hlov�m spektrem fluktuac� CMB; sna��me se naj�t takovou hodnotu dan�ho parametru, pro kterou se dosahuje nejlep�� shody s nam��enou k�ivkou (pomoc� metody nejmen��ch �tverc� nebo statistick� Bayes-anal�zy) :
- Baryonov� hustota
Jak bylo uk�z�no v pas�i "
Fluktuace a akustick� oscilace v plasmatick� l�tce", rychlost ���en� hustotn�ch oscilac� v plasm� (rychlost "zvuku") vs je funkc� hustoty baryon� - ��m v�t�� je hustota baryon�, t�m men�� je rychlost "zvuku". Jeliko� tlak v akustick�ch kmitech je d�n rychlost� zvuku, p�i n힚� hodnot� rychlosti zvuku, t.j. vy��� hustot� baryon�, by m�ly vznikat vy��� amplitudy akustick�ch p�k� v �hlov�m spektru fluktuac� CMB (dal�� p�ky pro men�� �hly jsou zmen�en� vlivem difuzn�ho tlumen� nehomogenit). Nejlep��ho souhlasu s m��en�m spektrem se dosahuje pro WB � 0,05, tj. pro zastoupen� baryonov� hmoty cca 5% v celkov� kritick� hustot� hmoty-energie Fridmanova kosmologick�ho modelu.
- Hustota hmoty
Hlavn� pod�l fluktuac� ve spektru �hlov� anizotropie energie CMB poch�z� z obdob� p�echodu �ry s dominanc� z��en� do dominance hmoty, v bl�zkosti rekombina�n�ho obdob�. Gravita�n� potenci�l zde kles�, zvy�uje se kol�s�n� teploty a v�asn� Sachs-Wolf efekt d�v� v�razn� p��sp�vek do �hlov�ho v�konov�ho spektra. Jeliko� toto obdob� p�echodu z�viselo na hustot� hmoty ~
WM.H2, je ��inek nav��en� amplitud fluktuac� v�razn�j�� ve v�t��ch �hlov�ch m���tc�ch (men��ch l) pro men�� hodnoty hustoty hmoty. Amplituda v �hlov�m spektru fluktuac� energie se proto v �hlov�m rozmez� cca 1�-2� (multipol l ~110 - sf�ra posledn�ho rozptylu) zv�t�uje, v�etn� aplitudy prvn�ho akustick�ho p�ku, s klesaj�c� denzitou hmoty WM. Fitace ukazuje nejlep�� souhlas s nam��en�m �hlov�m spektrem podle obr.G5-CMB c) pro WM � 0.2........ .........
- Prostorov� k�ivost
�hlov� spektrum v�konov�ch fluktuac� CMB z�vis� i na prostorov�m zak�iven� vesm�ru, kter� modifikuje pozorovanou (zd�nlivou) �hlovou velikost vzd�len�ch objekt�. Ve srovn�n� se z�kladn�m p��padem ploch�ho prostoru se pozorovan� zd�nliv� velikost stejn�ch fluktuac� na sf��e posledn�ho rozptylu zv�t�uje �i zmen�uje pro kladn� nebo z�porn� zak�iven� vesm�rn� prostor. V d�sledku toho se akustick� vrcholy a pokles difuzn�m tlumen�m v �hlov�m spektru celkov� posouvaj� sm�rem k v�t��m nebo men��m �hl�m
df (resp. obr�cen� k men��m �i v�t��m multipolarit�m l). Fitace v kosmologick�m LCDM modelu d�v� nejlep�� souhlas s m��en�m �hlov�m CMB spektrem pro hodnotu WK � 0, tj. pro prostorov� rovinn� vesm�r.
- Charakter primordi�ln�ch nehomogenit - adiabatick� versus entropick�
Primordi�ln� perturbace, poch�zej�c� pravd�podobn� z infla�n�ho obdob�
(diskutovan�ho v �5.5 "Mikrofyzika a kosmologie. Infla�n� vesm�r.") mohou b�t v z�sad� dvoj�ho druhu: adiabatick� a entropick� (isocurvaturn�) - byly pops�ny v��e v pas�i "Fluktuace a akustick� oscilace v plasmatick� l�tce". Vznikly tyto primordi�ln� "sem�nka" pro vznik vesm�rn�ch struktur jen jako zm�ny v zastoupen� r�zn�ch druh� ��stic a z��en�, nebo se jednalo i o lok�ln� zhu�t�niny hmoty-energie? Pro adiabatick� a entropick� re�imy akustick�ch kmit� je rozd�l p/2 ve f�zi kmit�n�, tak�e na �hlov�m spektru fluktuac� CMB poloh�m vrchol� pro entropick� charakter odpov�daj� doliny pro adiabatick� re�im a naopak. P�esn� m��en� �hlov� distribuce CMB sv�d�� pro adiabatick� charakter primordi�ln�ch nehomogenit.
- Reionizace - optick� hloubka CMB
Mezigalaktick� plyn, kter� se procesem rekombinace
(cca 380 000 let po za��tku vesm�ru) stal neutr�ln� a pr�hledn� pro z��en�, byl pozd�ji znovu ��ste�n� ionizov�n UV z��en�m z prvn�ch hv�zd a aktivn�ch galaktick�ch jader. Z astronomick�ch pr�zkum� vzd�len�ch objekt� se odhaduje, �e tento proces reionizace byl dokon�en p�i z ~ 0,5-0,6. Voln� elektrony v tomto ionizovan�m plynu pak rozptyluj� fotony reliktn�ho z��en� CMB, zp�sobuj� ��ste�nou opacitu vesm�rn�ho prost�ed� - Sunajev-Zeldovi��v efekt. Tento efekt zp�sob� tlumen� v �hlov�m v�konov�m spektru CMB. Velikost tohoto �tlumu je exponenci�ln� a vyjad�uje se jako exp(-t), kde t je tzv. optick� hloubka Thomsonova rozptylu ... . V �hlov�m v�konov�m spektru se optick� hloubka projevuje tak, �e pro v�t�� t (cca 0,5) se celkov� sni�uje amplituda p�k� akustick�ch oscilac�, p�i�em� v oblasti v�t��ch �hl� (mal� l) z�st�v� amplituda zhruba stejn�; toto relativn� kompenza�n� nav��en� anizotropi� pro v�t�� �hly je zp�sobeno Dopplerov�m efektem p�i pekuli�rn�ch pohybech rozs�hl�ch oblast� s v�ce ionizovan�m plynem. M��en�mu spektru nejl�pe odpov�d� hodnota optick� hloubky t~0,09, sv�d��c� pro relativn� mal� vliv reionizace na ���en� reliktn�ho mikrovlnn�ho z��en�.
"Okno" do ran�ho vesm�ru�
Celkov� lze ��ci, �e reliktn� mikrovlnn� z��en�, jako�to nejstar�� "sv�tlo" �i elektromagnetick� vln�n�
(p�vodn� bylo opravdu sv�tlem), je v sou�asn� dob� nejd�le�it�j��m zdrojem informac� o ran�m vesm�ru, p�in�ej�c�m jedine�n� informace z doby, kdy je�t� nebyly ��dn� hv�zdy ani galaxie, ba ani atomy a molekuly, neexistovala ��dn� l�tka podobn� t� kterou zn�me a z n� jsme slo�eni my i v�echno kolem n�s. P�in�� informace z doby, kdy se teprve zakl�daly podm�nky pro vznik nyn� pozorovan�ch struktur ve vesm�ru a nep��mo mo�n� m��e p�in�st i informace z ud�lost� samotn�ho vzniku vesm�ru. Astronomie mikrovlnn�ho z��en� je tak unik�tn�m "observa�n�m oknem" do velmi ran�ho vesm�ru, kter� se s pokrokem detek�n�ch technologi� bude nepochybn� st�le v�ce pootev�rat...
��Z kosmologick�ho hlediska je zvl�t� zaj�mav� porovn�vat - korelovat distribuci drobn�ch struktur-nehomogenit v dob� rekombinace, pozorovan�ch pomoc� fluktuac� CMB, s astronomick�m pozorov�n�m nyn�j��ho velkorozm�rov�ho shlukov�n� galaxi�
(rozs�hl� p�ehl�dky oblohy se statistick�m vyhodnocen�m). Pom�h� to l�pe analyzovat dynamiku expanze vesm�ru b�hem cel� dlouh� doby jeho existence...

Kosmologick� parametry
Stavbu a v�voj vesm�ru popisujeme pomoc� �ady tzv. kosmologick�ch parametr� - glob�ln�ch astrofyzik�ln�ch veli�in kvantifikuj�c�ch nejd�le�it�j�� vlastnosti vesm�ru. Jsou to p�edev��m: rychlost rozp�n�n� vesm�ru a jeho dynamika (zpomalov�n� �i zrychlov�n�); slo�en� vesm�ru (zastoupen� baryonick� a temn� hmoty, temn� energie, z��en�, neutrin); v�zna�n� kritick� hodnoty ur�uj�c� z�kladn� chov�n� vesm�ru; m�ra nehomogenit (fluktuac�) hmoty a prostorov� k�ivosti; �as odd�len� z��en� od l�tky; m�ra a �asov� obdob� reionizace mezigalaktick�ho plynu.
��Kosmologick� parametry jsou pak sou��st� ur�it�ho kosmologick�ho modelu, zde standardn�ho kosmologick�ho modelu LCDM.
��Co nejp�esn�j�� hodnoty kosmologick�ch patrametr�, ur�uj�c�ch stavbu a evoluci vesm�ru, nyn� z�sk�v�me pomoc� koprodukce dvou rozd�ln�ch oblast� astronomick�ch m��en� :
- Rozs�hl� astronomick� pozorov�n� distribuce galaxi� a kup galaxi�, jejich fotometrie a spektrometrie, v�etn� cefeid a supernov Ia.
- Citliv� m��en� mikrovlnn�ho reliktn�ho z��en�, p�edev��m spekter �hlov� distribuce anizotropi� CMB.
- V posledn� dob� k tomu za��n� p�isp�vat i detekce gravita�n�ch vln.
��Pomoc� po��ta�ov�ho modelov�n� v�sledk� v�ech t�chto m��en� byly z�sk�ny up�esn�n� hodnoty d�le�it�ch kosmologick�ch parametr�
(z hlediska nyn�j��ho vesm�ru) :

Parametr Hodnota Rozptyl
Hubbleova konstanta
(sou�asn� hodnota)
H0 = 70,4 km s-1 Mpc-1 � 2 %
V�k vesm�ru t0 = 13,8 . 109 let � 0,015 %
Hustota baryon� Wb = 0,0456 � 3,51 %
Hustota temn� hmoty Wdm = 0,227 � 6,1 %
Hustota gravituj�c� hmoty Wm = 0,31 �0,0062
Kritick� hustota gravituj�c� hmoty rcrit = 8,62 . 10-27 kg/m3 � 1,4 %
Hustota temn� energie WL = 0,728 � 2,2 %
Pod�l - hustota - z��en� Wrad = 0,005  
Hustota neutrin
(p�i hmotnosti neutrin )
Wn < 0,0012
( Smn < 0,6 eV )
 
Spektr�ln� index fluktuac� hmoty ns = 0,96 � 0,4 %
St�edn� kvadratick� fluktuace hmoty
(ve sf��e 8 h-1Mpc)
s8 = 0,81 � 10 %
Amplituda fluktuace zak�iven� prostoru
(k0 = 0,002 Mpc-1)
DR2 = 2,44 . 10-9 � 3,6 %
Rud� posuv v �ase odd�len� zrec = 1090 � 0,2 %
V�k vesm�ru v �ase odd�len� trec = 377700 let � 0,8 %
Optick� hloubka reionizace treion = 0,087 � 16 %
Rud� posuv reionizace zreion = 8,5 � 12 %
     

Sladit v�echny v�sledky astronomick�ch m��en� a stanovit z nich nejpravd�podobn�j�� hodnoty kosmologick�ch parametr� je n�ro�n� po��ta�ov� �kol. Vyu��v� se Bayesovsk� statistick� anal�za a Fisherovy multiparametrick� matice. ...... .......
Konkr�tn� hodnoty kosmologick�ch parametr�
(a jejich v�b�r a modifikace) se v literatu�e pon�kud li��; na z�klad� v�sledk� st�le citliv�j��ch astronomick�ch m��en� se pr�b�n� up�es�uj�.
Astrofyzik�ln� v�znam kosmologick�ch parametr��
Stru�n� - heslovit� - zde zrekapitulujeme, co jednotliv� kosmologick� parametry popisuj� a jak� je jejich v�znam pro stavbu a evoluci vesm�ru :
-> Hubbleova konstanta H, resp. jej� sou�asn� hodnota H0, je koeficient �m�rnosti mezi vzd�lenost� astronomick�ho objektu a expanzn� rychlost� jeho vzdalov�n�. Je to nejz�kladn�j�� parametr expanze vesm�ru, pou��van� od sam�ho za��tku budov�n� relativistick� kosmologie (�5.1"Z�kladn� v�chodiska a principy kosmologie", vztah (5.2) a �5.3 "Fridmanovy dynamick� modely vesm�ru", vztah (5.24)). N�kdy se pou��v� i tzv. redukovan� bezrozm�rn� Hubbleova konstanta h = H0/100 km s-1 / Mpc.
-> V�k vesm�ru t0 odvozen� od dynamiky expanzn�ho faktoru a(t) - od vzniku vesm�ru (big-bang t=0) a� do sou�asnosti (t=t0). Zp�soby jak se stanovuje st��� vesm�ru jsou diskutov�ny v �5.1, pas� "Velikost a st��� vesm�ru".
-> Hustota baryon� vyj�d�en� parametrem Wb, kter� rozhoduje o pr�b�hu prvotn� nukleosynt�zy (popsan� v��e v ��sti "Prvotn� kosmologick� nukleosynt�za"), vedouc� k z�kladn�mu l�tkov�mu slo�en� vesm�ru.
-> Hustota temn� hmoty popsan� parametrem Wdm, kter� v sou�tu s baryonovou hmotou Wb ud�v� celkovou hustotu gravituj�c� hmoty Wm, ur�uj�c� podle Fridmanov�ch rovnic dynamiku glob�ln� expanze vesm�ru. A pak t� dymamiku formov�n� galaxi�, jejich pohybu a evoluce (temn� hmota je rozeb�ran� v �5.6, ��st "Skryt�-temn� hmota").
-> Kritick� hustota gravituj�c� hmoty rcrit (5.26), pro kterou by vesm�r byl prostorov� rovinn�, rozp�naj�c� se p�esn� �nikovou rychlost�.
-> Hustota temn� energie popsan� obecn� parametrem Wde, v modelu LCDM pak parametrem WL - temn� energie je modelov�na kosmologickou konstantou L. ........
��Pozn.: Omega-parametry relativn� hustoty baryonov� a temn� hmoty se n�kdy n�sob� redukovanou Hubbleovou konstantou h a vznikl� parametry Wb.h2 a Wdm.h2 se naz�vaj� "fyzik�ln�" hustota baryonov� a temn� hmoty.
-> Hustota - zastoupen� z��en� Wrad byla dominantn� v ran�m vesm�ru, p�edev��m v radia�n� ��e. Jeliko� b�hem expanze vesm�ru klesala radiace rychleji (rrad~a-4) ve srovn�n� s hustotou ostatn� hmoty (rm~a-3), pokleslo zastoupen� z��en� na nyn�j��ch pouh�ch 0,05 %.
-> Hustota neutrin Wn zat�m nen� p�esn� zn�ma, jsou jen odhady horn� hranice. Vedle odhadu po�tu neutrin z�vis� na klidov� hmotnosti neutrin, kter� je velmi mal�, byly zm��eny jen horn� meze cca 0,2 eV (o neutrinech je podrobn� pojedn�no v ��sti "Neutrina - "duchov�" mezi ��sticemi" �1.2 monografie "Jadern� fyzika a fyzika ionizuj�c�ho z��en�").
��Shora uveden� parametry hustoty - relativn�ho zastoupen� r�zn�ch druh� hmoty ve vesm�ru se b�hem evoluce v�razn� m�nily (nyn�j�� hodnoty jsou shora uvedeny v tabulce). Vy�stily v zastoupen� hmoty podle n�zorn�ho diagramu v �5.6, pas� "Jak� je z�kladn� slo�en� vem�ru?".
-> Skal�rn� spektr�ln� index fluktuace hmoty ns, popisuj�c� relativn� zastoupen� - spektrum - r�zn� velk�ch nehomogenit hustoty hmoty~energie. Tyto nehomogenity primordi�ln�ho p�vodu maj� p�ibli�n� �k�lov� invariantn� spektrum, ns ~ 1.
-> St�edn� kvadratick� fluktuace hmoty popsan� parametrem s8 - st�edn� kvadratick� fluktuace hmoty ve sf��e o polom�ru 8 h-1 Mpc (byl zvolen proto, �e zhruba odpov�d� typick�mu m���tku mas�vn�ch kup galaxi�). Hodnota s8 vych�z� kolem 0,8.
-> Amplituda fluktuac� zak�iven� prostoru DR2 vyjad�uje velikost zm�n zak�iven� prostoru, indukovan�ch fluktuacemi hustoty hmoty-energie. Podobn� jako nehomogenity v hustot� hmoty (spektr�ln� index fluktuac� a st�edn� kvadratick� fluktuace hmoty) se kvantifikuje pomoc� Fourierovsk� anal�zy. M���tko vlnov�ho koeficientu k se zde normalizuje na k0 = 0,002 Mpc-1 (odpov�d� zhruba multip�lov� hodnot� l ~30 v �hlov�m spektru teplotn�ch fluktuac� CMB na obr.5-CMB c)).
��Pozn.: Fluktuace hmoty-energie, jejich vliv na formov�n� struktur ve vesm�ru a parametry pro jejich kvantifikaci byly diskutov�ny v��e v pas�i "Fluktuace a perturbace v kosmick� l�tce".
-> Rud� posuv v �ase odd�len� z��en� od l�tky, neboli rekombinace, zrec, �emu� odpov�d� v�k vesm�ru v �ase odd�len� trec.
-> Optick� hloubka reionizace vesm�rn�ho plynu treion ionizuj�c�m z��en�m hv�zd, supernov a kvasar�, souvisej�c� se vznikem galaxi� a hv�zd ve vesm�ru. Je to st�edn� voln� dr�ha kterou fotony uraz� ve vesm�ru, ne� jsou rozpt�leny (po��t� se prvn� rozptyl) na elektronech (re)ionizovan�ho mezigalaktick�ho plynu - "optick� tlou��ka" vesm�rn�ho prost�ed�.
�
-> Rud� posuv reionizace zreion ud�vaj�c� �asov� obdob�, kdy k t�to reoinizaci do�lo.
��
N�kter� kosmologick� parametry jsou vz�jemn� z�visl�, odvozen�. V sou�asn� kategorizaci se standardn� kosmologick� model LCDM popisuje 6 z�kladn�mi parametry (volba n�kter�ch z t�chto parametr� jako z�kladn�ch, mezi n�kolika dal��mi alternativn�mi glob�ln�mi vesm�rn�mi parametry, je n�kdy diskutabiln�...) : baryonov� hustota, hustota temn� hmoty, v�k vesm�ru, skal�rn� spektr�ln� index fluktuac� a optick� hloubka reionizace. Z t�chto 6 parametr� lze v z�sad� vypo��tat dal�� parametry (m��e b�t modelov� z�visl�...). Nap�. z parametr� hustoty baryon� Wb a hustoty temn� hmoty Wdm m��eme dosazen�m do Fridmanovy rovnice (5.38) z�skat hodnotu Hubbleovy konstanty H...
��Ve v��e uveden� tabulce jsme kosmologick� parametry se�adili podle bezprost�edn�ho astrofyzik�ln�ho vlivu na evoluci vesm�ru a postupn� formov�n� struktur, nikoli podle form�ln� "z�kladnosti"...

Jak rychle se vesm�r rozp�n�? - p�esn� m��en� Hubbleovy konstanty
Z�kladn� kosmologick� fenom�n rozp�n�n� vesm�ru se vyjad�uje pomoc� Fridmanov�ch rovnic (5.23a,b), ur�uj�c�ch �asovou evoluci expanzn�ho faktoru a(t) geometrie prostoro�asu. Tato evoluce vesm�ru se t� d� ekvivalentn� vyj�d�it pomoc� Hubbleova rychlostn�ho parametru H
(jak bylo odvozeno v �5.3, pas�i "Fridmanovy rovnice evoluce vesm�ru") - koeficientu �m�rnosti mezi vzd�lenost� objektu (galaxie) a rychlost� jeho vzdalov�n�. Jde o rychlost, kterou je ka�d� vzd�len� objekt un�en od pozorovatele expanz� samotn�ho mezigalaktick�ho prostoru.
��Hubble�v expanzn� parametr je obecn� funkc� �asu H(t), av�ak ekvivalentn� se d� vyj�d�it i jako funkce rud�ho posuvu H(z). V r�mci sou�asn�ho nejkomplexn�j��ho kosmologick�ho modelu
LCDM (rozeb�ran�ho v��e v pas�i "Etapy v�voje vesm�ru") a jeho Omega-parametrizace (�5.3, pas� "OmegaParametrizace") je tato funk�n� z�vislost H(z) Hubbleova expanzn�ho parametru na rud�m posuvu z :
�� �� �� �� H(z) = H0 � sqrt[Orad(1+z)4 + Om(1+z)3 + Ok(1+z)2 + OL] ,
obsahuj�c� omega-parametry zastoupen� r�zn�ch slo�ek hmoty~energie obsa�en�ch ve vesm�ru a p�isp�vaj�ch k dynamice expanze
(Wrad je p��sp�vek od z��en� a relativistick�ch ��stic, Om vyjad�uje hustotu nerelativistick� hmoty, Ok p��sp�vek geometrick�ho zak�iven� prostoru, OL zastoupen� temn� energie indukovan� kosmologickou konstantou L).
��Sou�asn� hodnota expanze (p�i z=0) se naz�v� Hubbleova konstanta H
0 - ud�v� nyn�j�� rychlost expanze vesm�ru. Hubbleova konstanta je konstantn� jen v dan�m �ase, v pr�b�hu evoluce vesm�ru se jej� hodnota m�n�. P�esn� zm��en� tohoto parametru H0 je d�le�it� pro anyl�zu evoluce vesm�ru. S postupn�m zdokonalov�n�m astronomick� m���c� techniky se hodnota Hubbleovy konstanty H0 neust�le zp�es�ovala, ustavila se na hodnot� kolem 70 km s-1 Mpc-1.
��V sou�asn� dob� jsou pro stanoven� p�esn� hodnoty Hubbleovy konstanty k dispozici t�i diametr�ln� rozd�ln� metody :
-> Klasick� metoda "standardn�ch sv��ek" - studium z��en� vhodn�ch jasn�ch hv�zd (pulzuj�c� cefeidy, supernovy typu Ia) ve st�edn� vzd�len�ch galaxi�ch, u nich� lze ur�it jejich vzd�lenost (viz "�eb��k kosmick�ch vzd�lenost�" v �4.1) a z�rove� pomoc� �erven�ho posuvu ve spektru jejich elektromagnetick�ho z��en� i rychlost jejich vzdalov�n�. Toto je z�kladn� p��mo�ar� metoda zkoum�n� expanze vesm�ru, jej� v�sledky jsou nejv�rohodn�j��, modelov� nez�visl� na kosmologick�m modelu.
Tato metoda funguje pouze pro kosmologicky relativn� bl�zk� objekty. Pom�h� v�ak "okalibrovat" vzd�len�j�� galaxie, v nich� ji� na cefeidy nedohl�dneme.
-> Anal�za reliktn�ho mikrovlnn�ho z��en� - nepatrn�ch rozd�l� v teplotn� map� reliktn�ho z��en� (byla podrobn� rozeb�r�na v��e v ��sti "Mikrovlnn� reliktn� z��en� - unik�tn� posel zpr�v o ran�m vesm�ru"). Analyzuje se shlukov�n� v d�sledku baryonov�ch "akustick�ch" oscilac�, kter� se pozd�ji odr�ej� v distribuci galaxi� - pravd�podobnosti nalezen� v ur�it� vzd�lenosti od jin�ch galaxi�. Jak se vesm�r rozp�n�, roz�i�uje se tato charakteristick� vzd�lenost, co� umo��uje m��it Hubbleovu konstantu (jako� i hustotu temn� hmoty). Je to nep��m� a modelov� siln� z�visl� m��en� Hubbleovy konstanty. Detailn� anal�za reliktn�ho mikrovlnn�ho z��en� je v�ak obecn� velmi p��nosn� pro pozn�n� velkorozm�rov� struktury a evoluce vesm�ru.
-> Simult�nn� detekce gravita�n�ch vln + elektromagnetick�ho z��en� ze splynut� velmi hmotn�ch t�les, p�i nich� vznikaj� jak intenzivn� gravita�n� vlny, tak emise elektromagnetick�ho z��en�. Nemohou to b�t dv� �ern� d�ry (kde vznikaj� jen gravita�n� vlny, ale ��dn� elektromagnetick�), ale dv� neutronov� hv�zdy (je diskutov�no v �4.8, pas�i "F�ze neutronov�ch hv�zd"). Anal�za p�ich�zej�c�ch gravita�n�ch vln umo�n� odhalit gravita�n� detaily kolize - hmotnost t�les, uvoln�n� energie vln, z intenzity detekovan�ch gravita�n�ch vln lze odvodit vzd�lenost t�to kolize. Z m��en� elektromagnetick�ho z��en� pak lze ur�it jeho �erven� spektr�ln� posuv. Z takto stanoven� rychlosti vzdalov�n� a vzd�lenosti se pak stanov� Hubbleova konstanta. Tato metoda kombinace gravita�n�ch a elektromagnetick�ch vln se n�kdy naz�v� "standardn� sir�na". Je to objektivn� modelov� nez�visl� metoda m��en� expanze vesm�ru. T�chto multimodalitn�ch pozorov�n� je zat�m m�lo, vedly k p�edb�n� hodnot� cca 70 km s-1 Mpc-1, av�ak s velkou statistickou neur�itost�... Budouc� dal�� multimodalitn� detekce gravita�n�ch vln ze splynut� neutronov�ch hv�zd jist� up�esn� tyto hodnoty.
��Bylo by optim�ln�, kdyby v�echny tyto t�i metody vedly k p�ibli�n� stejn� hodnot� Hubbleovy konstanty. Av�ak sou�asn� m��en� pomoc� "standardn�ch sv��ek", cefeid a supernov, poskytuj� Hubble�v koeficient �m�rnosti 73 km
s-1 Mpc-1, zat�mco m��en� kosmick�ho mikrovlnn�ho pozad� (kosmickou observato�� Planck) d�vaj� pon�kud ni��� hodnotu 67 km s-1 Mpc-1. P�ed n�kolika lety by se tyto rozd�ly pova�ovaly za zanedbateln�. P�i sou�asn�ch zdokonalen�ch metod�ch m��en� v�ak tyto rozd�ly signifikantn� p�evy�uj� deklarovan� m��ic� chyby (kter� se odhaduj� na cca 1%). Tato diskrepance se nyn� �iroce diskutuje, naz�v� se �asto Hubble�v rozpor (Hubble tension), n�kdy Hubbleovo nap�t�.
��Nejedn�-li se o chybu m��en�, mohlo by to nazna�ovat, �e n�m ve stadardn�m kosmologick�m modelu
LCDM n�co chyb�, n�jak� z�hadn� okolnost jak n� vesm�r expandoval v pr�b�hu sv� existence. �daje z cefeid a supernov sv�d�� o pon�kud rychlej��m rozp�n�n� (73 km s-1 Mpc-1) relativn� bli���ho vesm�ru, ne� ukazuj� anal�zy kosmick�ho mikrovlnn�ho z��en� pro nejvzd�len�j�� oblasti kosmu (pon�kud pomalej�� expanze 67 km s-1 Mpc-1). Pro� se vesm�r v na�� relativn� bl�zkosti (do vzd�lenosti asi 3 miliard sv�teln�ch let) rozp�n� pon�kud rychleji ne� ostatn� vzd�len� vesm�r ?
��Jedno z mo�n�ch vysv�tlen� by mohlo spo��vat ve speci�ln� astronomick� konfiguraci anom�ln�ch nepravidelnost� v rozlo�en� hmoty: �e se s na�� Galaxi� nach�z�me v oblasti vesm�ru, kde je relativn� pon�kud m�n� hmoty - v jak�si m�stn� hypodensitn� "bublin�". Hustota hmoty kolem t�to bubliny je vy���, tak�e tato okoln� hmota gravita�n� p�itahuje galaxie v bublin� a tah� je sm�rem k okraj�m bubliny. Proto se od n�s vzdaluj� rychleji ne� by odpov�dalo pr�m�rn� kosmologick� expanzi. Spekuluje se t� o nezn�m� form� temn� energie, kter� mohla p�sobit v po��tc�ch vesm�ru, nebo dokonce o revizi teorie gravitace *) ..?.. Zat�m se nev�...
*) V t�to souvislosti se �asto zmi�uje MOND - �1.2, pas� "Galaktick� modifikace Newtonova gravita�n�ho z�kona - MOND", kter� v�ak nen� v�rohodnou teori� gravitace - tak�e asi ne! Nebo snad logi�t�j�� n�vrhy modifikovan�ho exponentu v gravita�n�m z�kon� .....


Obt�e a probl�my standardn�ho kosmologick�ho modelu (neinfla�n�ho)
I kdy� standardn� kosmologick� model velmi p�esv�d�iv� popisuje evoluci vesm�ru a je nyn� t�m�� v�eobecn� p�ij�m�n, v jeho p�vodn� verzi existuj� n�kter� sporn� ot�zky a probl�my. Toto je jejich heslovit� v��et :
-�Probl�m po��te�n� singularity
- Probl�m prostorov� rovinnosti vesm�ru
- Probl�m horizontu - glob�ln� homogenity a izotropie vesm�ru
- Probl�m baryonov� asymetrie hmoty vesm�ru
- Probl�m nep��tomnosti reliktn�ch magnetick�ch monop�l� a dal��ch exotick�ch ��stic
- Probl�m po��te�n�ch nehomogenit nutn�ch k pozd�j��mu vytvo�en� galaxi� a velkorozm�rov� struktury vesm�ru
- Probl�m velk�ch ��sel a Planckov�ch m���tek
��Zm�n�me se zde o n�kter�ch z nich, jako� i o pokusech �e�it je nejd��ve v r�mci konven�n� kosmologie, posl�ze pak, v p��t�m �5.5, na z�klad� modelu infla�n� expanze velmi ran�ho vesm�ru.

Probl�m po��te�n� singularity
Nejz�kladn�j��m probl�mem jak z fyzik�ln�ho, tak z filosofick�ho hlediska, je
probl�m singularity na po��tku vesm�ru a s n�m souvisej�c� kone�nost vesm�ru v �ase. Kdy� p�jdeme v �ase zp�tky, tak na po��tku vesm�ru bude enorm� nar�stat teplota a hustota l�tky, jako� i zak�iven� prostoro�asu, a� nade v�echny meze, v�echno bude divergovat k nekone�nu, vznik� singularita. Podle Fridmanov�ch kosmologick�ch model� m�l vesm�r v ka�d�m p��pad� sv�j singul�rn� po��tek (a pokud je r > rkrit, bude m�t i sv�j singul�rn� konec), zat�mco z�kony zachov�n� elektrick�ho, baryonov�ho a leptonov�ho n�boje, stejn� jako n�kter� filosofick� argumenty, hovo�� ve prosp�ch v��n� existence vesm�ru.

Cyklick� osciluj�c� vesm�r ? - asi ne !
Byly proto �in�ny pokusy "zachr�nit v��n� vesm�r" a vyhnout se tak probl�mu vzniku, tj. ot�zce "co bylo, kdy� je�t� nic nebylo?". Jedn�m z takov�ch pokus� je model tzv.
osciluj�c�ho vesm�ru berouc� doslovn� �e�en� (5.33), geometricky zn�zorn�n� pomoc� cykloidy a interpretovan� tak, �e v uzav�en�m vesm�ru velk� t�esk nen� po��tkem evoluce a "velk� krach" koncem evoluce, n�br� vesm�r prod�l�v� nekone�nou posloupnost cykl� rozp�n�n� a smr��ov�n� (obr.5.6 a).


Obr.5.6. �asov� z�vislost polom�ru uzav�en�ho vesm�ru (
r>rkrit) podle osciluj�c�ho modelu.
a) Nejjednodu��� p�edstava nekone�n� posloupnosti identick�ch cykl� rozp�n�n� a smr��ov�n� vesm�ru.
b) Vlivem r�stu entropie se perioda i amplituda oscilac� neust�le zv�t�uje.

Kdy� se vesm�r siln� smr�t�, �dajn� dojde k "odrazu" a n�sleduje op�t expanze - a tak mnohokr�t (�i nekone�n�-kr�t)..?.. Mnoh�m astronom�m �i filosoficky orientovan�m koleg�m se my�lenka cyklick�ho vesm�ru s opakovan�mi procesy vzniku a z�niku l�b� - �e n� vesm�r nen� prvn� ani posledn�. Je to v�ak jen hypot�za ad-hoc, kter� nem� ��dn� fyzik�ln� opodstan�n�. Z na�� b�n� zku�enosti se to sice zd� b�t logick�: kdy� n�jak� l�tka, nap�. plyn se p�i kontrakci siln� stla��, tlakov� protis�la se ho sna�� vz�p�t� expandovat, "odraz�" se. Zde je to v�ak zp�sobeno atom�rn�mi a molekul�rn�mi silami elektrick�ho p�vodu v l�tce. Ve vesm�ru, kontrahuj�c�mu gravitac� v GTR, v�ak ��dn� takov� odr�ej�c� protis�la neexistuje, op�tovn� expanze nem��e nastat!
��P�edstava cyklick�ho vesm�ru tedy nar�� na dva principi�ln� nedostatky :
��Prvn� je geometricko-topologick�: pokud plat� OTR, mus� vesm�r p�i smr��ov�n� proj�t singularitou (jak plyne z Hawkingov�ch a Penroseov�ch teor�m�, speci�ln� z teor�mu 3.6, viz �3.8), za ni� �e�en� ji� nelze analyticky prodlou�it. Nen� zn�m ��dn� mechanismus, pomoc� n�ho� by se vesm�r po dosa�en� singularity znovu za�al roz�i�ovat (aspo� ne jako "tent�� vesm�r").

��Druh� pot� pramen� z termodynamiky: pokud je spln�n 2.z�kon termodynamiky, entropie hmoty ve vesm�ru monot�nn� roste jak p�i roz�i�ov�n�, tak p�i smr��ov�n� (ke zvl�t� v�razn�mu r�stu entropie doch�z� p�i tvorb� hv�zd, jadern�ch reakc�ch a gravita�n�m kolapsu). Pomineme-li spekulace o "dod�n� z�porn� entropie" singularitou, entropie z jednoho cyklu na druh� roste o kone�nou nenulovou hodnotu. Proto jednotliv� po sob� jdouc� cykly nemohou b�t stejn�. V ka�d�m n�sleduj�c�m cyklu je energie, p�ipadaj�c� na jeden baryon, v�t�� ne� v cyklu p�edch�zej�c�m, tak�e i velikost maxim�ln�ho polom�ru je v�t��. Vlivem r�stu entropie by tedy evoluce osciluj�c�ho vesm�ru vypadala tak, jak je zn�zorn�no na obr.5.6b - neust�le roste amplituda a perioda jednotliv�ch cykl�. Jeliko� v sou�asn�m vesm�ru m� hmota kone�nou entropii, mohl vesm�r prod�lat pouze kone�n� po�et takov�ch cykl�.
��Model osciluj�c�ho vesm�ru tedy nen� schopen vyj�d�it v��nou existenci vesm�ru od t = - �; probl�m vzniku vesm�ru pouze odsouv� d�le do minulosti. Podle poznatk� sou�asn� astrofyziky je pravd�podobn�, �e pokud je vesm�r uzav�en�, je jednocyklov� *).
*) Sou�asn� pozn�mka: N�kter� dal�� hypot�zy do procesu vzniku a evoluce nejran�j��ch f�z� vesm�ru vn�ej� nov� v�zkumy v teorii superstrun - viz pas� "Astrofyzik�ln� a kosmologick� d�sledky teorie superstrun" �B.6 "Sjednocov�n� fundament�ln�ch interakc�. Supergravitace. Superstruny."..?..

Od �e�en� probl�mu singularity a vzniku vesm�ru, kter� m� v r�mci klasick� teorie t�m�� metafyzick� charakter, je sou�asn� kosmologie je�t� velmi daleko, i kdy� n�kter� hypoth�zy "kvantov� kosmologie" ji� byly vysloveny (viz p��t� �5.5 "Mikrofyzika a kosmologie. Infla�n� vesm�r."). Je t�eba si uv�domit, �e ve standardn�m kosmologick�m modelu singularita vznik� striktn� "p��mo�arou" extrapolac� nyn�j��ho chov�n� vesm�ru (Hubbleovy expanze) k po��te�n�mu �asu t=0 za pou�it� klasick� obecn� teorie relativity. Takto vznikl� singularita je jen matematickou abstrakc�. Ve skute�nosti v ran�ch f�z�ch hust�ho a hork�ho vesm�ru hr�ly d�le�itou �lohu kvantov� z�konitosti gravitace i ostatn�ch interakc� (v��e diskutovan� v pas�i "Velmi ran� vesm�r"). Zahrnut� t�chto kvantov�ch interakc� do kosmologick�ho modelu m��e po��te�n� singularitu odstranit - vesm�r na po��tku nemusel b�t singul�rn�, mohl m�t sice velmi vysokou, ale kone�nou, hustotu a teplotu (srov. t� diskusi "Fyzik�ln� nere�lnost singularit" na za��tku �3.7 "Prostoro�asov� singularity").

Probl�m homogenity a izotropie
��Dal��m probl�mem kosmologie je probl�m glob�ln� homogenity a izotropie vesm�ru
. Ve sv�tle standartn�ho sc�n��e vzniku a evoluce vesm�ru se toti� objevuje netrivi�ln� ot�zka: pro� je vesm�r z glob�ln�ho hlediska tak homogenn� a izotropn�? Jsou v principu dv� krajn� mo�nosti :

��Prvn� mo�nost by v podstat� nebyla ��dn�m rozumn�m vysv�tlen�m, proto�e p���inu homogenity a izotropie pouze odsunuje do principi�ln� nepoznateln� inici�ln� singularity. Rovn� kvantov� efekty vedou sp�e k domn�nce, �e v inici�ln�ch f�z�ch musely vznikat fluktuace zp�sobuj�c� nehomogenity a anizotropie. Proto bylo v kosmologii hodn� �sil� v�nov�no v�zkumu model� obecn�j��ch ne� Friedmanovy, tj. anizotropn�ch a p��p. i nehomogenn�ch kosmologick�ch model�, ve snaze naj�t ��inn� mechanismy jejich "izotropizace" v pr�b�hu expanze a p�echodu na Fridmanovsk� ji� v ran�m st�diu. Tak by se mohlo poda�it vysv�tlit onu vysokou homogenitu a izotropii vesm�ru, kterou pozorujeme.
���
Nejjednodu���m anizotropn�m kosmologick�m modelem je anizotropn� homogenn� prostoro�as (vesm�r) s eukleidovsk�m trojrozm�rn�m prostorem, v n�m� expanze v r�zn�ch sm�rech m��e prob�hat r�zn� rychle. Metrika takov�ho modelu m� tvar

ds2 ��=�� - dt2 + a2(t) dx2 + b2(t) dy2 + c2(t) dz2 ��, (5.50)

kde rozd�lnost funkc� a, b, c, z�visej�c�ch pouze na �ase, vyjad�uje anizotropii expanze. Einsteinovy rovnice pro tuto metriku (te�ky nad a,b,c znamenaj� op�t �asov� derivace)

(5.51)

obsahuj� pouze relativn� rychlosti .a/a a relativn� zrychlen� �/a (podobn� b a c) expanze v jednotliv�ch sm�rech. Vakuov� �e�en� t�chto rovnic (bez prav� strany) nalezl E.Kasner ji� ve 20.letech [149] :

a ��=�� ao . t p1 ,�� b ��=�� bo . t p2 ,�� c ��=�� co . t p3 ��,�
kde�� p1 + p2 + p3 = 1�,� p12 + p22 + p32 = 1 �.
(5.52)

V tomto Kasnerov� �e�en� z�st�v� pouze jeden ze t�ech parametr� p1,p2,p3 nez�visl�. Zvol�me-li p1 < 0, bude -1/3 � p1 � 0 , 0 � p2 � 2/3 , 2/3 � p3 � 1 - expanze prob�h� ve dvou sm�rech Y a Z, zat�mco ve t�et�m sm�ru X prob�h� kontrakce. Kasnerovo �e�en� je pou�iteln� tehdy, kdy� lev� strana Einsteinov�ch rovnic je podstatn� v�t�� ne� prav� strana; to je spln�no speci�ln� na sam�m za��tku evoluce v okol� singularity (dynamika zde nez�vis� na p��tomnosti hmoty - jedn� se o "vakuovou f�zi"). Dal�� zobecn�n� na anizotropn� nehomogenn� model lze dos�hnout t�m, �e funkce a,b,c v (5.50), pop�. parametry p1,p2,p3 v (5.52), se budou m�nit od m�sta k m�stu. V�sledky anal�zy takov�ch model� jsou v�ak pro velk� po�et prom�nn�ch dosti nejednozna�n�.
���Fyzik�ln� mechanismy izotropizace anizotropn�ho ran�ho st�dia vesm�ru v pr�b�hu dal�� evoluce mohou b�t klasick� i kvantov�. Z klasick�ho hlediska lze uk�zat, �e p�i "hydrodynamick�" stavov� rovnici l�tky vypl�uj�c� vesm�r tvaru p = k.r (a speci�ln� tedy i pro hork� vesm�r s p = r/3) velmi brzy p�ev��� �leny na prav� stran� Einsteinov�ch rovnic, co� vede k rychl�mu p�echodu Kasnerovsk�ho anizotropn�ho �e�en� na Friedmanovsk� izotropn� �e�en�. Z kvantov�ho hlediska je jasn�, �e v bl�zkosti singularity p�i anizotropn� deformaci prostoru mus� doch�zet k velmi intenz�vn� tvorb� ��stic z polarizovan�ho vakua. Tato spont�nn� kvantov� produkce ��stic v bl�zkosti singularity ovlivn� dynamiku evoluce a m��e v�st k velmi ��inn� disipaci anizotropie - existuje jak�si kvantov� "viskozita vakua".

Probl�m horizontu
V�echny tyto mechanismy mohou v�st k lok�ln� izotropizaci
vesm�ru. P�i objas�ov�n� glob�ln� homogenity a izotropie vesm�ru v�ak nar��me na dal�� principi�ln� pot�. Nutnou podm�nkou toho, aby n�jak� fyzik�ln� procesy v ran�ch st�di�ch kosmologick� expanze mohly zajistit celkovou homogenitu a izotropii vesm�ru je, aby v�echna m�sta oblasti, v n� m� homogenita vzniknout, byla b�hem �innosti vyrovn�vaj�c�ch proces� p���inn� spojena. Jen tehdy m��e doj�t k vyrovn�n� nehomogenit pat�i�n�m "prom�ch�n�m" jednotliv�ch ��st�. Podle teorie relativity navz�jem interagovat mohou pouze takov� oblasti, kter� mohou b�t spojeny sv�teln�m sign�lem. Ve Friedmanov� kosmologick�m modelu v�ak existuje optick� horizont (maj�c� polom�r zhruba c.t, kde t je doba od po��tku existence vesm�ru), kter� je v ran�m obdob� relativn� velmi mal�, tak�e oblasti je� mohly navz�jem interagovat za dobu uplynulou od po��tku expanze byly p��li� mal� na to, aby zajistily glob�ln� homogenitu a izotropii vesm�ru *). Reliktov� z��en� ale ukazuje, �e ji� v obdob� t � 105 let od po��tku expanze (a pravd�podobn� ji� mnohem d��ve - p�i t � 103s, jak ukazuje anal�za prvotn� nukleosynth�zy) byl vesm�r vysoce homogenn� a izotropn� v m���tc�ch o mnoho ��d� v�t��ch ne� horizont c.t ve standartn�m modelu. V tom spo��v� probl�m horizontu neboli p���innosti **).
*) Jak bylo zm�n�no na za��tku tohoto �5.4, ��m ran�j�� okam�ik p�i Friedmanovsk� expanzi podle standartn�ho modelu, t�m men�� ��st st�vaj�c�ho vesm�ru je obsa�ena uvnit� horizontu. Nap��klad oblasti vesm�ru vzd�len� od sebe na nyn�j�� obloze o pouh�ch n�kolik �hlov�ch stup��, nebyly je�t� na konci �ry z��en� (kdy doch�zelo k rekombinaci a k trval�mu odd�len� z��en� od l�tky) v p���inn�m styku. V Planckovsk�m obdob� t �10-43 s, kdy podle expanzn�ho z�kona standartn�ho modelu m�l dne�n� pozorovateln� vesm�r velikost ~10-3 cm a kauz�ln� horizont velikost ~10-33 cm, vesm�r sest�val dokonce z ~1090 p���inn� odd�len�ch ��st�!
**) Vzd�len� ("protilehl�") oblasti vesm�ru se od sebe rozlet� p��li� rychle, ne� aby se "sta�ily dohodnout" �e se maj� uspo��dat tak, aby vesm�r pozd�ji vykazoval tak dokonalou homogenitu a izotropii.

Prob�m plochosti - p�esn�ho nalad�n� vesm�ru
Dal��m glob�ln�m probl�mem standartn�ho kosmologick�ho modelu je z�hada glob�ln� rovinnosti neboli
p�esn�ho nalad�n� ran�ho vesm�ru. Vesm�r jako celek pozorujeme na velk�ch �k�l�ch jako t�m�� dokonale rovn� (jen v lok�ln�ch m���tc�ch je zak�iven� gravita�n�m p�soben�m jednotliv�ch vesm�rn�ch t�les). Veli�ina |r - rkrit|/rkrit, charakterizuj�c� m�ru odli�nosti vesm�ru od rovinn�ho, se v pr�b�hu expanze m�n� podle z�kona

|r - rkrit| / rkrit = 1 / .a2 ��, (5.53)

jak plyne z rovnic (5.23)-(5.26). I kdy� nyn�j�� hodnotu pr�m�rn� hustoty hmoty ve vesm�ru r nezn�me zat�m p��li� p�esn� (0,05rkrit < r < ~2rkrit), nem��e b�t sou�asn� hodnota |r - rkrit|/rkrit p��li� velk�, jak ostatn� plyne i z antropick�ho principu (�5.6). V ran�ch st�di�ch evoluce vesm�ru, kdy podle (5.31) bylo .a-2 ~ t, v�ak veli�ina |r - rkrit|/rkrit musela b�t velice mal�; aby sou�asn� polom�r vesm�ru a byl v�t�� ne� asi 1026 m, v leptonov� ��e (t � 1 s) veli�ina |r - rkrit|/rkrit nesm�la b�t v�t�� ne� asi 10-8, a v Planckovsk� dob� t � 10-43 s musel b�t vesm�r nastaven na kritickou hustotu dokonce s neuv��itelnou p�esnost� v�t�� ne� 10-59 (!), pokud expanze prob�hala podle standartn�ho kosmologick�ho modelu. Jinak by vesm�r bu�to ji� d�vno zkolaboval, nebo naopak by se rychle rozpt�lil ani� by vznikly galaxie.
��V r�mci standartn�ho modelu nelze nijak vysv�tlit, pro� vesm�r ve sv�ch nejran�j��ch st�di�ch m�l hustotu hmoty s tak nesm�rn� vysokou p�esnost� rovnou kritick� hustot�, neboli pro� po��te�n� rychlost expanze b
yla tak p�esn� "nalad�na" na �nikovou rychlost?

Probl�m z�rode�n�ch nehomogenit
Z glob�ln�ho hlediska je vesm�r sice homogenn�, av�ak v men��ch m���tc�ch existuj� v�razn� nehomogenn� struktury - galaxie, kupy galaxi�, hv�zdy atd. Aby pozorovan� galaxie a kupy galaxi� mohly gravita�n� kontrakc� vzniknout, musely ji� v nejran�j��ch st�di�ch evoluce vesm�ru existovat ur�it� "z�rode�n�" nehomogenity �i fluktuace hustoty s p�en� definovan�m "spektrem" (v n�m� amplituda nehomogenit t�m�� nez�vis� na jejich prostorov� velikosti). P�vod t�chto nehomogenit standartn� model rovn� nen� schopen vysv�tlit.

Probl�m baryonov� asymetrie�
Mimo mo�nosti standartn�ho kosmologick�ho modelu le�� t� probl�m baryonov� asymetrie vesm�ru, tj. ot�zka, pro� ji� v hadronov� ��e existoval zcela ur�it� mal� p�ebytek baryon� nad antibaryony vedouc� k tomu, �e vesm�r je zapln�n pouze hmotou a antihmota se t�m�� nevyskytuje; p�itom by jich m�lo b�t stejn� mno�stv�, v�echny experimenty jadern� fyziky ukazuj�, �e p�i ��sticov�ch interakc�ch doch�z� v�dy ke sdru�en� produkci ��stic a anti��stic, v pom�ru 1:1 (bylo diskutov�no v��e v ��sti "Etapy v�voje vesm�ru", pas�i "Velmi ran� vesm�r" a "Standardn� kosmologick� model", d�le pak bude zm�n�no v n�sleduj�c�m �5.5 "Mikrofyzika a kosmologie", pas� "Baryonov� asymetrie vesm�ru").

Probl�m absence reliktn�ch exotick�ch ��stic
V nejran�j��ch bou�liv�ch f�z�ch vzniku vesm�ru by podle unit�rn�ch teori�ch pole m�lo vznikat velk� mno�stv� "exotick�ch" ��stic (z na�eho nyn�j��ho pohledu), jako jsou magnetick� monop�ly, gravitina, ... N�kter� z t�chto ��stic jsou dostate�n� stabiln� a mohly by, jako reliktn�, p�etrv�vat do pozd�j��ch obdob� vesm�ru, i do sou�asnosti. Pro� je nepozorujeme, ani jejich vliv na evoluci vesm�ru?

��Na zm�n�n� probl�my (krom� zcela ne�e�iteln�ho probl�mu inici�ln� singularity*) je standartn� kosmologick� model schopen odpov�d�t pouze v�mluvou, �e "po��te�n� podm�nky byly (n�hodou �i Bo��m p�i�in�n�m?) pr�v� takov�, �e vesm�r m� nyn� takovou strukturu, jakou pozorujeme". Jindy se "zd�vodn�n�" po��te�n�ch podm�nek pod�v� na z�klad� tzv. antropick�ho principu diskutovan�ho v �5.7 "Antropick� princip a existence v�ce vesm�r�". Vyno�en� se vesm�ru dan�ch vlastnost� ze singularity je v r�mci standartn�ho modelu jevem bez jak�koliv fyzik�ln� p���iny, kter� nelze nijak racion�ln� objasnit. Nelze se proto divit, �e ot�zky p���iny vzniku vesm�ru a p�vodu jeho vlastnost� byly �asto odkazov�ny do oblasti metafyziky, ba i theologie. Re�ln� fyzik�ln� �e�en� t�chto ot�zek bude nast�n�no v n�sleduj�c�m �5.5 "Mikrofyzika a kosmologie. Infla�n� vesm�r.".
*) Op�t je t�eba p�ipomenout, �e matematick� abstrakce singularity je d�sledkem extrapolace pomoc� klasick� obecn� teorie relativity, zat�mco p�i zahrnut� kvantov�ch z�konitost� gravitace a ostatn�ch interakc� vznikat nemus�!

5.3. Fridmanovy dynamick�
modely vesm�ru
  5.5. Mikrofyzika a kosmologie.
Infla�n� vesm�r.

Gravitace, �ern� d�ry a fyzika prostoro�asu :
Gravitace ve fyzice Obecn� teorie relativity Geometrie a topologie
�ern� d�ry Relativistick� kosmologie Unit�rn� teorie pole
Antropick� princip aneb kosmick� B�h
Jadern� fyzika a fyzika ionizuj�c�ho z��en�
AstroNuklFyzika � Jadern� fyzika - Astrofyzika - Kosmologie - Filosofie

Vojt�ch Ullmann