https://universe-review.ca/I02-19-recombination.jpg
Křivost Reliktně

Křivost vesmíru může být vyvozena z anizotropiií reliktního záření, zachycených teplotních
fluktuací. Pro dané množství záření, baryonů, temné hmoty a energie ve vesmíru tyto teplotní
fluktuace lze teoreticky vypočítat a porovnat s pozorováním a tak určit nejlépe fitující model.
Množství hmoty a temné energie také spoluurčuje křivost vesmíru, což má za důsledek výskyt
teplotních fluktuací.
Křivost vesmíru lze posoudit z úhlových rozměrů těchto fluktuací.

http://inspirehep.net/record/928255/files/f8d.png enter image description here
http://inspirehep.net/record/928255/plots

Vidíme fotku vesmíru z doby, kdy byl miminko staré 400000 let )jeho světlo letělo skoro 14 mld let.
To, co vědce zajímá jsou ony barevné tečky, není jich tam stejně, kolem určitých míst je jich
nejvíce, provádí se spektrální analýza v těch bodech a hledá se, kolik a jak velkých teček tam je.
 Hledám úhlové rozdělení – zaměřím se na určité místo na obloze, podívám se o zvolený úhel jinde a
zjistím, zda je tam stejná teplota, pak vezmu jiné místo a další a tak projdu celou – oblohu –
vesmír a porovnám to se všemi teplotami kolem, které jsou stejně daleko úhlově a pak se posunu dál
a udělám totéž.
Změním úhled na jiný a postupuju stejně … tak dostanu úhlové spektrum treplotních fluktuací
Na grafu se podle výšek a poměru těch vrcholů dá vydedukovat, jaké fyzikální vlastnosti měl vesmír
tenkrát …

enter image description here model_maps

V sférickém vesmíru budou fluktuace vypadat větší, v případě vesmíru se zápornou křivostí  se budou
jevit menší

070950b

Při interpretaci pozorovaného power-spektra nehomogenit (obdobné frekvenčnímu rozkladu zvuku) lze z
amplitud odpovídajících velikosti určitých teplotních skvrn usoudit na celou řadu vlastností našeho
vesmíru.
Postupuje se tak, že se nejdříve sestaví model vesmíru s řadou volitelných parametrů, jako je třeba
poměr jeho celkové hustoty k hustotě kritické, poměry temné energie, skryté látky, baryonové hmoty,
velikost Hubbleovy konstanty atd. a ty parametry se různým způsobem mění, tak dlouho, dokud
nenajdeme nejlepší shodu. Informací je dostatek, přesnost a spolehlivost závěrů je neuvěřitelně
vysoká.
Vrcholy nám říkají, jaké úhlové velikosti jsou v mapě nejhojnější. V případě, že zakřivení vesmíru
není nula, pak tyto velikosti skvrn by byly jiné,
vrcholy by  zejména v negativně zakřivené vesmíru byly posunuty doprava. Následující animace
ukazuje, co to bude vypadat:

enter image description here
Nejlepší shoda je pro
 ΩM≈0.3 and ΩΛ≈0.7

The total density mainly consists of matter and dark energy, so ρtot=ρM+ρΛ.
In a flat universe, the total density is equal to the so-called critical density ρc, so one can
define the parameters ΩM=ρM/ρc, ΩΛ=ρΛ/ρc, and
ΩK=1−ΩM−ΩΛ.
A flat universe corresponds with ΩK=0, while a negatively curved universe has (somewhat
confusingly) ΩK>0.
The animation shows two scenarios:
for the yellow curve, ΩΛ is fixed to zero and ΩM gradually decreases, so that ΩK increases and the
curvature is increasingly negative. And indeed, the peaks move to the right.
For the blue curve, ΩK is fixed to zero (a flat universe) and ΩM gradually decreases (so that ΩΛ
increases accordingly).
This time, it follows that the peaks move slightly to the left as the amount of dark energy
increases.
The best fit with observations has ΩM≈0.3 and ΩΛ≈0.7, thus a universe with zero curvature. An even
more careful analysis allows cosmologists to distinguish between the amount of baryons and dark
matter