관측 가능한 우주

Observable universe
관측 가능한 우주
Observable Universe with Measurements 01.png
관측할 수 있는 우주 전체의 시각화입니다.미세 입자가 많은 수의 초은하단의 집합을 나타낼 수 있는 규모입니다.은하수의 본거지인 처녀자리 슈퍼클러스터는 중앙에 표시되어 있지만 너무 작아서 보이지 않습니다.
직경8.8×10m26 또는 880Ym(28.5Gpc 또는 93Gly)[1]
용량3.566×1080 m3[2]
질량(보통 물질)1.5×10kg53[주 1]
밀도(총 에너지)9.9×10kg−27/m3 (1입방미터당 [3]6개의 양성자에 상당)
나이13799±0.021억[4] 년
평균 온도2.72548 K[5]
내용물

관측 가능한 우주는 우주 팽창이 시작된 이후 태양계와 지구에 도달하는 데 시간이 걸렸기 때문에 현재 지구 또는 우주 망원경과 탐사선에서 관측할 수 있는 모든 물질로 이루어진 우주의 공 모양의 영역이다.관측 가능한 [7][8]우주에는 2조 개의 은하가 있을 수 있지만, 2021년에는 [9][10]뉴호라이즌스의 데이터에 근거해 수천억 개로 줄어들었습니다.우주가 등방성이라고 가정하면 관측 가능한 우주의 가장자리까지의 거리는 모든 방향에서 거의 동일합니다.즉, 관측 가능한 우주는 관찰자를 중심으로 한 구형 영역입니다.우주의 모든 위치에는 관측 가능한 우주가 있으며, 이것은 지구 중심의 우주와 겹칠 수도 있고 겹치지 않을 수도 있다.

이런 의미에서 관측 가능한 단어는 물체로부터 빛이나 다른 정보를 탐지하는 현대 기술의 능력이나 탐지할 수 있는 것이 있는지 여부를 가리키는 것이 아니다.그것은 빛의 속도 자체에 의해 만들어진 물리적 한계를 말한다.어떤 신호도 빛보다 빠르게 이동할 수 없기 때문에, 신호가 아직 우리에게 도달하지 못했기 때문에, 아무것도 검출할 수 없는 최대 거리(입자 수평선이라고 불린다)가 있습니다.때때로 천체물리학자들은 재결합 이후 방출된 신호만을 포함하는 가시적 우주와 우주 팽창의 시작 이후 신호를 포함하는 관측 가능한 우주(전통 물리학의 빅뱅)를 구별한다. 현대 우주론에서 인플레이션 시대의 종말인 우주론).

계산에 따르면 가시 우주의 반지름을 나타내는 우주 마이크로파 배경 복사(CMBR)가 방출된 입자까지의 현재 공동 거리(빛이 방출된 이후 우주가 팽창한 것을 고려한 적정 거리)는 약 140억 파섹(약 457억 리그)이다.ht-years), 관측 가능한 우주의 가장자리까지의 공동 거리는 약 143억 파섹(약 466억 광년)[11]으로 약 2% 더 크다.따라서26 관측 가능한 우주의 반지름은 약 465억 광년이고[12][13] 지름은 약 28.5 기가파섹으로 추정되는데, 이는 880 요타메스와27 [14]같다.관측 가능한 우주의 임계 밀도와 직경을 사용하여 우주의 일반 물질의 총 질량은 약 1.5 × 1053 [15]kg으로 계산될 수 있습니다.2018년 11월, 천문학자들은 은하외 배경광(EBL)이 4 × 1084 [16][17]광자에 달한다고 보고했다.

우주의 팽창이 가속화됨에 따라, 현재 관측되고 있는 모든 물체들은 결국 우리의 국지적인 슈퍼클러스터 밖에서, 점점 더 붉고 희미한 빛을 방출하면서, 결국엔 시간이 지나면 얼어붙는 것처럼 보일 것입니다.예를 들어, 현재 적색 편이 z가 5에서 10 사이인 물체는 40억 ~ 60억 년 동안 관측 가능한 상태로 유지됩니다.게다가, 현재 특정한 공동 거리(현재 약 190억 파섹)를 벗어난 물체들에 의해 방출되는 빛은 결코 [18]지구에 도달하지 못할 것이다.

우주 대 관측 가능한 우주

시리즈의 일부
물리 우주론
Full-sky image derived from Planck spacecraft data
초기 우주
배경
확장·미래
구성품·구조
구성 요소들
구조.
실험
과학자
대상 이력

전체 우주의 크기는 알려지지 않았으며,[19] 그 범위는 무한할 수 있다.우주의 어떤 부분들은 빅뱅 이후 방출된 빛이 지구나 우주에 기반을 둔 기구들에 도달하기에 충분한 시간을 가지기에는 너무 멀어서 관측 가능한 우주 밖에 있다.미래에는, 멀리 있는 은하에서 오는 빛이 더 많은 시간을 여행하게 될 것이고, 그래서 사람들은 추가적인 지역이 관찰될 수 있을 것이라고 예상할 수 있을 것이다.그러나 허블의 법칙 때문에 지구에서 충분히 멀리 떨어진 지역은 빛의[note 2] 속도보다 빠르게 팽창하고 있으며, 게다가 암흑 에너지 때문에 팽창 속도가 빨라지고 있는 것으로 보인다.

암흑 에너지가 일정하게 유지된다고 가정하면, 우주의 팽창 속도가 계속 빨라진다고 가정하면, "미래 가시성 한계"가 있는데, 그 한계 밖에 있는 물체에서 방출된 빛은 결코 도달할 수 없기 때문에 무한 미래의 어느 시점에서도 관측 가능한 우주에 물체가 들어오지 않을 것입니다.(허블 매개변수가 시간이 지남에 따라 감소하기 때문에 빛보다 약간 더 빠르게 지구로부터 멀어지는 은하가 결국 지구에 도달하는 신호를 방출하는 경우가 있을 수 있습니다.)[13][20]이 미래의 가시성 한계는 우주가 영원히 팽창할 것이라고 가정할 때 190억 파섹 (620억 광년)의 공동 거리에서 계산됩니다. 이것은 이론적으로 무한 미래에 우리가 관측할 수 있는 은하의 수를 암시합니다.dshift(다음 단락에서 설명)는 현재 관측 가능한 계수보다 2.36만 [note 3]큽니다.

태양계를 중심으로 한 관측 가능한 우주, 내측 및 외측 행성, 카이퍼 벨트, 오르트 구름, 알파 센타우루스 암, 은하수 은하, 안드로메다 은하, 인근 은하, 우주망, 우주 극초단파 복사 및 가장자리에 있는 보이지 않는 빅뱅에 대한 아티스트의 대수적 개념.천체는 그 모양을 감상하기 위해 확대된 것처럼 보인다.

원칙적으로 미래에는 더 많은 은하가 관측 가능해질 것이지만, 실제로는 점점 더 많은 은하들이 진행 중인 팽창으로 인해 극단적으로 적색편이 될 것입니다; 그래서 은하들이 시야에서 사라지고 [21][22][23]보이지 않게 될 것입니다.또 다른 미묘함은 과거 역사에서 어떤 연령(예를 들어 빅뱅 후 5억 년 후에 은하에서 보내는 신호)에 의해 방출되는 신호를 수신할 수 있다면 주어진 공동 거리의 은하는 "관측 가능한 우주" 안에 존재하도록 정의되지만 우주의 팽창으로 인해 더 늦은 나이가 있을 수 있다는 것이다.비록 그것이 같은comoving 거리에 남아 있고 T신호가 같은 은하에서 보내는 지점은 무한한 미래에( 그렇다면, 예를 들어, 우리는 은하처럼 빅뱅 10억년 후 무엇을 보지는 않을 것이다.)[24](comoving 거리time—unlike한 차간 거리와 일정으로 한정된다, 지구 갈 수 없다. 는 너공간의 팽창으로 인한 후퇴 속도를 정의하기 위해 sed)가 관측 가능한 [clarification needed]우주의 결합 반지름보다 작습니다.이 사실은 지구로부터의 거리가 시간이 지남에 따라 변하는 우주 사건의 지평선의 한 종류를 정의하는데 사용될 수 있다.예를 들어, 이 지평선까지의 현재 거리는 약 160억 광년인데, 이것은 현재 일어나고 있는 사건의 신호가 160억 광년 미만이면 결국 지구에 도달할 수 있다는 것을 의미하지만, 만약 사건이 160억 광년 [13]이상 떨어진다면 그 신호는 결코 지구에 도달하지 못할 것이다.

우주론의 대중적이고 전문적인 연구 기사들 모두 종종 "관측 가능한 우주"[citation needed]라는 의미로 "우주"라는 용어를 사용합니다.이것은 비록 많은 신뢰할 수 있는 이론들이 관측 [citation needed]가능한 우주보다 훨씬 더 큰 전체 우주를 필요로 하지만, 우리가 지구로부터 원인적으로 분리된 우주의 어떤 부분에 대한 직접적인 실험으로 어떤 것도 알 수 없다는 근거에서 정당화될 수 있다.증거가 없음은 관측할 수 있는 우주의 경계, 어떠한 주류 우주 모델의 일부 모델지만 unbounded,[노트 4]higher-dimensional 아날로그처럼 유한할 수 있을 제안하는 바는 우주에 어떠한 육체적 영역을 가질 것을 제안하는 전체 우주에 경계할 것을 제안하기 위해 존재한다.의면적이 유한하지만 가장자리가 없는 구의 2D 표면입니다.

우리가 관측할 수 있는 우주에 있는 은하들이 우주에 있는 은하들 중 극히 일부만을 나타낸다는 것은 그럴듯하다.우주 팽창은 당초 설립자들에 의해의 이 이론에 따르면, 앨런 구스와 DKazanas,[25]만약 인플레이션은 빅뱅에 10−37초 후에, 그럴듯한 가정은 우주의 크기 전에 인플레이션 발생 약 가벼운 배의 나이, 그 속도에 평등하다고 가지고 시작했다 가정한다.그럴 것이다현재 전체 우주의 크기는 관측 가능한 우주의34 반지름의 최소 3배인 1.5×[26]10광년이다23.

만약 우주가 유한하지만 무한하다면, 우주가 관측 가능한 우주보다 작을 수도 있다.이 경우, 우리가 매우 먼 은하로 간주하는 것은 우주를 일주하는 빛에 의해 형성된 근처 은하들의 중복된 이미지일 수 있습니다.이 가설을 실험적으로 테스트하는 것은 어렵습니다. 왜냐하면 은하의 다른 이미지들은 그 역사에서 다른 시대를 보여줄 것이고 결과적으로 상당히 다르게 보일 수 있기 때문입니다.Biellewicz [27]등은 마지막 산란 표면의 지름에 27.9기가파섹(910억 광년)의 하한을 설정한다고 주장한다(이는 전체 우주가 훨씬 더 크고 심지어 무한하기 때문에 하한에 불과하기 때문이다).이 값은 WMAP 7년 데이터의 매칭 서클 분석에 기초하고 있습니다.이 접근방식은 [28]논란이 되고 있다.

크기

화로자리 근처의 관측 가능한 우주 영역(왼쪽 아래 모서리에 표시된 것과 동일한 하늘 영역 크기)의 허블 울트라 딥 필드 이미지.각각의 점은 수십억 개의 별들로 구성된 은하이다.가장 작고 가장 적색편이 은하에서 나오는 빛은 거의 140억 년 전에 시작되었다.

지구에서 관측 가능한 우주의 가장자리까지의 공동 거리는 어떤 방향으로든 약 14.26기가파섹(465억 광년 또는 4.40×10m26)입니다.따라서 관측 가능한 우주는 직경이 약 28.5기가파섹[29](930억 광년 또는 8.8×1026 m)[30]인 구이다.(유클리드 공간이라는 의미에서) 공간이 대략 평평하다고 가정하면, 이 크기는 약 1.22×1043 Gpc(4.22×1053 글리 또는 3.57×10803 m)[31]의 결합 부피에 해당한다.

위에 인용된 수치는 빛이 방출되었을 때의 거리가 아니라 현재(우주론적 시간) 거리입니다.예를 들어 지금 우리가 보고 있는 우주 마이크로파 배경 복사는 광자 디커플링 시기에 방출된 것입니다. 약 138억 년 전에 [32][33]빅뱅이 일어난 후 약 38만 년 후에 발생한 것으로 추정됩니다.이 방사선은 그 사이에 대부분 은하로 응축된 물질에 의해 방출되었습니다. 그리고 그 은하들은 현재 [11][13]우리로부터 약 460억 광년 떨어진 것으로 계산됩니다.그 문제에 관한 반사광었을 때의 거리를 추정하기 위해, 우리는 첫번째 노트는 빛은 원래 방출되 by[34]을 할 당시의 힘들다는 현재의 순간에서 우리는 z의별로 빛을 받는 우주 팽창 모델에 사용되는 Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker 측정,에 따르면, 그 후 눈금 계수.[35]

( ) + ( \ a ( t ) = frac {} + z 。

다른 측정치와 결합된 WMAP 9년 결과는 z = 1091.64±0.[36]47로 광자 디커플링의 적색 편이를 나타내며, 이는 광자 디커플링 시 스케일 팩터가 다음과 같을 것임을 의미한다.1⁄1092.64따라서 원래 가장 오래된 우주 마이크로파 배경(CMBR) 광자를 방출한 물질이 현재 460억 광년의 거리를 가지고 있다면, 이 광자들이 처음 방출되었을 때, 그 거리는 약 4200만 광년에 불과했을 것입니다.

관측 가능한 우주의 가장자리까지의 광이동 거리는 우주의 나이에 빛의 속도를 곱한 138억 광년입니다.이것은 우주 마이크로파 배경에서처럼 빅뱅 직후에 방출된 광자가 지구상의 관측자들에게 도달하기 위해 이동한 거리이다.시공간은 공간의 팽창에 따라 곡면이기 때문에 이 거리는 어느 [37]순간에도 실제 거리에 대응하지 않는다.

대규모 구조물

RXC J0142.9+4438과 같은 은하단은 [38]전 우주를 관통하는 우주 거미줄의 노드입니다.
은하단과 암흑물질의[39] 대규모 구조를 보여주는 국부 우주의 우주론적 시뮬레이션 영상

하늘 조사와 다양한 파장 대역의 전자기 복사(특히 21cm 방출)의 매핑은 우주 구조의 내용과 특성에 대한 많은 정보를 산출해냈다.구조의 구성은 슈퍼클러스터 및 필라멘트의 규모까지 구성된 계층적 모델을 따르는 것으로 보입니다.이보다 더 큰(30~200메가파섹[40] 규모)에는 '위대한 [41]종말'이라고 불리는 지속적인 구조가 존재하지 않는 것으로 보인다.

벽, 필라멘트, 노드 및 빈 공간

슬라임 몰드에서 영감을[42] 받은 알고리즘에서 생성된 우주 웹 지도
2dF Galaxy Redshift Survey의 내부 DTFE 재구성

대부분의 우주학자들이 천체물리학을 그 규모로 다루는 경우는 드물지만, 구조의 구성은 거의 틀림없이 항성 수준에서 시작됩니다.별들은 은하군, 은하단, 초은하단, 시트, 벽, 필라멘트를 형성하는 은하들로 구성되어 있으며, 이 은하들은 거대한 공극으로 분리되어 있으며, "우주 거미줄"이라고도 불리는 거대한 거품 같은 구조를[43] 형성합니다.1989년 이전에는 일반적으로 은하단이 존재하는 가장 큰 구조이며, 모든 방향으로 우주 전체에 다소 균일하게 분포되어 있다고 가정했습니다.그러나 1980년대 초반부터 점점 더 많은 구조물이 발견되었다.1983년 Adrian Webster는 5개의 퀘이사들로 구성된 큰 퀘이사 그룹인 Webster LQG를 확인했다.이 발견은 대규모 구조의 첫 번째 확인이었고, 우주에서 알려진 물질의 그룹화에 대한 정보를 넓혔다.

1987년, 로버트 브렌트 툴리는 우리 은하가 존재하는 은하 필라멘트인 물고기자리-고래자리 초은하단 복합체를 확인하였습니다.그것은 지름이 약 10억 광년이다.같은 해, 평균보다 훨씬 낮은 은하 분포를 가진 비정상적으로 큰 영역인 13억 광년 직경의 거대 보이드가 발견되었다.1989년 마가렛 겔러와 존 후크라는 적색편이 조사 자료를 바탕으로 길이 5억 광년, 폭 2억 광년 이상의 은하인 "만리장성"[44]을 발견했지만 두께는 1500만 광년에 불과했다.이 구조의 존재는 은하에 대한 위치 정보와 적색편이의 거리 정보를 결합하는 3차원적 위치를 필요로 하기 때문에 오랫동안 눈에 띄지 않았습니다.2년 후, 천문학자 로저 G. 클로즈와 루이스 E.캄푸사노는 가장 넓은 지점에서 20억 광년 크기의 거대한 퀘이사 그룹인 클로우스-캄푸사노 LQG를 발견했는데, 이는 발표 당시 우주에서 가장 큰 구조였다.2003년 4월, 또 다른 대규모 구조물인 슬론 만리장성이 발견되었다.2007년 8월,[45] 에리다누스자리에서 슈퍼로이드 가능성이 발견되었다.이는 현재 선호되고 있는 우주론 모델로는 매우 가능성이 낮은 극초단파 하늘의 한랭지대인 'CMB 한랭지대'와 일치한다.이 슈퍼보이드는 추운 지점을 일으킬 수 있지만, 그렇게 하기 위해서는 아마도 매우 크고, 아마도 10억 광년 정도의 직경이 있어야 하며, 위에서 언급한 거대한 보이드와 거의 같은 크기여야 합니다.

물리학의 미해결 문제:

우주에서 가장 큰 구조물은 예상보다 크다.이것들은 실제 구조입니까, 아니면 랜덤 밀도 변동입니까?

(물리학의 풀리지 않은 문제가 더 많다)
5천만 광년 이상의 직경 우주 영역에 대한 컴퓨터 시뮬레이션 이미지. 우주에서 광원의 대규모 분포 가능성을 제시합니다. 은하와 퀘이사의 정확한 상대적 기여는 불분명합니다.

또 다른 대규모 구조물은 SSA22 Protocluster로, 지름 약 2억 광년에 이르는 은하와 거대한 가스 거품의 집합체이다.

2011년에 지름 약 25억 광년인 대형 퀘이사군 U1.11이 발견되었다.2013년 1월 11일, 또 다른 거대 퀘이사 그룹인 거대-LQG가 발견되었는데,[46] 이 퀘이사 그룹은 그 당시 우주에서 가장 큰 구조인 40억 광년으로 측정되었다.2013년 11월, 천문학자들은 헤라클레스-코로나 [47][48]보렐리스 만리장성을 발견했는데, 이것은 전자보다 두 배나 더 큰 구조이다.그것은 감마선 [47][49]버스트의 매핑으로 정의되었다.

2021년, 미국천문학회는 슬론 디지털 스카이 [50]서베이에 의해 포착된 관측 결과 목동자리에서 지구에서 92억 광년 떨어진 33억 광년에 이르는 초승달 모양의 은하인 거대호를 발견했다고 발표했습니다.

위대함의 끝

위대함의 끝은 우주의 대규모 구조에서 볼 수 있는 덩어리가 우주 [41]원리에 따라 균질화되고 등각화되는 약 100Mpc(약 3억 광년)의 속도로 발견된 관측 규모이다.이 스케일에서는 [51]의사 랜덤 프랙탈리티가 뚜렷하지 않다.소규모 조사에서 볼 수 있는 초은하단과 필라멘트는 우주의 부드러운 분포가 시각적으로 명백할 정도로 무작위화된다.1990년대의 적색편이 조사가 완료되고 나서야 이 척도를 정확하게 [41]관측할 수 있었다.

관찰.

"근적외선 하늘 전체를 보는 파노라마적인 시각은 은하수 너머의 은하 분포를 보여줍니다.이 이미지는 150만 개 이상의 은하인 2MASS 확장 소스 카탈로그(XSC)와 약 0.5억 개의 은하수 별인 점 소스 카탈로그(PSC)에서 파생되었습니다.은하는 UGC, CfA, Tully NBGC, LCRS, 2dF, 6dFGS 및 SDSS 조사(및 NASA 은하계외 데이터베이스가 집계한 다양한 관측치)를 통해 얻은 '빨간색 이동' 또는 KM2 대역에서 추론한 광도량계로 분류됩니다.파란색은 가장 가까운 소스(z < 0.01)이고 녹색은 적당한 거리(0.01 < z < 0.04)이며 빨간색은 2MASS가 해결하는 가장 먼 소스(0.04 < z < 0.1)입니다.지도는 은하계에서 같은 면적인 에이토프를 중심으로 투영됩니다.([52]밀키웨이 중심)

대규모 구조의 또 다른 지표는 '라이만-알파 숲'이다.이것은 퀘이사의 빛의 스펙트럼에 나타나는 흡수선의 집합으로, 거대하고 얇은 은하간(대부분 수소) 가스의 존재를 나타내는 것으로 해석됩니다.이러한 시트는 필라멘트로 붕괴되어 은하가 성장하면서 필라멘트가 교차하거나 과도하게 밀집된 곳에 은하를 먹여 살릴 수 있습니다.이 우주 가스망에 대한 초기 직접적인 증거는 일본의 RIKEN 은하단과 영국의 더럼 대학의 천문학자들이 2019년에 이 거미줄의 가장 밝은 부분에서 나오는 빛을 발견했고, 형성 은하단이 은하단 사이 중간 h의 우주 불빛 역할을 했다.Lyman-alpha [53][54]방출을 통한 ydrogen 형광.

2021년, 리옹의 Roland Bacon이 이끄는 국제팀은 전형적인 [55]거미줄 구조 외부의 섬유질 환경에서 2.5-4cmpc의 척도로 여러 우주 거미줄 필라멘트를 추적한 적색 편이 3.1에서 4.5까지 확산 확장 라이만 알파 방출을 최초로 관찰했다고 보고했다.

사물이 보이는 방식과 종종 다르기 때문에 우주의 규모로 구조물을 설명할 때 어느 정도 주의가 필요하다.중력렌즈(중력에 의해 빛이 휘어지는 현상)는 이미지가 실제 소스와는 다른 방향으로 발생하는 것처럼 보이게 할 수 있습니다.이는 (일반상대성이론에 의해 예측된) 전경 물체(은하 등)가 시공간을 둘러싸고 휘어져 지나가는 광선을 편향시킬 때 발생합니다.오히려, 강력한 중력 렌즈는 때때로 멀리 있는 은하를 확대시켜 발견하기 쉽게 만들 수 있습니다.일반적으로 간섭하는 우주에 의한 약한 렌즈 작용(중력 전단)도 관측된 대규모 구조를 미묘하게 변화시킨다.

만약 누군가가 은하까지의 거리를 측정하기 위해 적색편이만을 사용한다면 우주의 대규모 구조 또한 다르게 보입니다.예를 들어, 은하단 뒤에 있는 은하는 은하단에 끌리기 때문에 은하단 쪽으로 기울어지며, 은하단이 없을 때의 은하와 비교했을 때 약간 블루쉬프트됩니다.가까운 쪽에서는, 사물이 약간 빨갛게 변합니다.따라서 적색 편이를 사용하여 거리를 측정할 경우 클러스터 환경이 약간 찌그러져 보입니다.반대 효과는 이미 성단 안에 있는 은하에 작용합니다. 즉, 은하들은 성단 중심 주변에서 무작위 운동을 하며, 이러한 무작위 운동을 적색 편이로 변환하면 성단이 길게 나타납니다.이것은 지구를 가리키는 긴 은하 사슬의 환상인 "신의 손가락"을 만듭니다.

지구 우주 이웃의 코스모그래피

히드라-센타우루스 초은하단의 중심에서, 거대 인력이라 불리는 중력 이상이 수억 광년 직경의 영역에 걸쳐 은하들의 움직임에 영향을 미칩니다.이 은하들은 모두 허블의 법칙에 따라 적색편이되어 있습니다.이것은 그들이 우리로부터 그리고 서로로부터 멀어지고 있다는 것을 나타내지만, 그들의 적색편이의 변화는 수만 개의 은하에 해당하는 질량의 농도가 존재한다는 것을 보여주기에 충분합니다.

1986년 발견된 거대 유인체는 히드라 별자리와 센타우루스 별자리 방향으로 1억5000만~2억5000만 광년(가장 최근의 추정치는 2억5000만 광년) 떨어져 있다.그 근처에는 많은 오래된 은하들이 이웃 은하들과 충돌하거나 많은 양의 전파를 방출하고 있습니다.

1987년, 하와이 대학 천문학 연구소의 천문학자 브렌트 툴리는 그가 물고기자리-세투스 초은하단이라고 부르는 것을 확인했는데, 이 초은하단은 길이 10억 광년, 지름 1억 5천만 광년인 구조이며, 그 안에 [56]국부 초은하단이 포함되어 있다고 주장했다.

보통 물질 질량

관측 가능한 우주의 질량은 종종 10톤 또는53 [57]10kg으로 알려져50 있다.여기서 질량은 보통 물질로 ISM(성간매질)과 은하간매질(IGM)을 포함하지만 암흑물질과 암흑물질과 암흑에너지는 제외한다.우주의 일반 물질 질량에 대한 이 인용된 값은 임계 밀도에 기초하여 추정될 수 있습니다.전체 부피가 알려져 있지 않고 무한할 수 있기 때문에 관측 가능한 우주에 대한 계산입니다.

임계 밀도에 근거한 견적

임계 밀도는 우주가 [58]평평한 에너지 밀도입니다.암흑에너지가 없다면 우주의 팽창이 계속되는 팽창과 [59]붕괴 사이에서 일어나는 밀도이기도 하다.Friedmann 방정식에서 c \\} 임계 밀도의 값은 다음과 같습니다.[60]

여기서 G는 중력 상수이고 H = H는0 허블 상수의 현재 값이다.유럽우주국의 플랑크 망원경으로 인한 H 값은0 H0 = 메가파초당 67.15km이다.이는 0.85×10kg−26/m의3 임계 밀도를 제공한다(일반적으로 입방미터당 약 5개의 수소 원자로 인용된다).이 밀도에는 네 가지 중요한 에너지/질량 유형이 포함됩니다: 보통 물질 (4.8%), 중성미자 (0.1%), 차가운 암흑 물질 (26.8%), 그리고 암흑 에너지 (68.3%)[61]입니다.중성미자는 표준모형입자이지만 초상대성이기 때문에 물질보다는 방사선과 같은 작용을 하기 때문에 따로 열거되어 있습니다.플랑크가 측정한 일반 물질의 밀도는 총 임계 밀도의 4.8%인 4.08×10−28 kg/m이다3.이 밀도를 질량으로 변환하려면 우리는 "관측 가능한 우주"의 반지름에 기초한 값인 부피를 곱해야 합니다.우주가 138억 년 동안 팽창해 왔기 때문에, 현재 공동 거리(반경)는 약 466억 광년이다.따라서 볼륨(4/3µr3)는 3.58×10m이고803, 일반 물질의 질량은 밀도(4.08−28×10kg3/m)에 부피(3.58×10m803)를 곱한 1.4653×10kg이다.

물질 내용: 원자 수

주요 기사: 화학 원소의 풍부함

원자의 관측할 수 있는 우주 가운데 총 수를 a의 중량으로 평범한 물질의 질량을 나눈은 평범한 물질의 질량을 가정에 대해 1.45×1053 kg으로 토론될 것이라는 가정 위에 모든 원자가 있hydrogen 원자(우리 은하의 모든 원자 질량으로 약 74%, 화학 원소를 Abundance을 보게 됩니다)은hydrogen 원자(1.45×10kg53 나누기 1.67×10kg−27).그 결과 에딩턴 수치로도 알려진 약 10개의80 수소 원자가 생성됩니다.

가장 먼 물체

주요 기사:가장 먼 천체 목록

발견된 가장 먼 천체(2022년 기준)는 HD1로 분류된 은하로 적색편이 13.27로 약 334억 [62]광년의 거리에 해당합니다.2009년, 감마선 폭발인 GRB 090423은 8.2의 적색편이를 가진 것으로 밝혀졌는데, 이것은 우주가 6억 3천만 [63]년 밖에 되지 않았을 때 그것을 일으킨 붕괴 별이 폭발했음을 나타낸다.그 폭발이 대략 130억년 ago,[64]기 때문에 거리의 약 13억광년 떨어져 있었다 널리 인용된 미디어(13.035 억광년 떨어져 있거나 때때로 좀 더 정확한 수치)[63]지만 이" 가벼운 여행 거리"((우주론 거리 조치를 참조하십시오))보다는" 적당한 거리"사용되는 동시에 허블의 l.게다가,관측 가능한 우주의 크기를 정의하는데 있어 (우주학자 Ned Wright는 이 페이지의 천문학적인 보도자료에서 빛의 이동 거리의 일반적인 사용에 반대하며, 페이지 맨 아래에는 붉은색 중 하나에 기초하여 평평한 우주에서 멀리 있는 물체에 대한 현재의 적절한 거리를 계산하는데 사용될 수 있는 온라인 계산기를 제공한다.ift z 또는 빛 이동 시간).적색편이 8.2의 적정 거리는 약 9.2 Gpc,[65] 즉 약 300억 광년이 될 것이다.

호라이즌스

주요 기사:우주론적 지평선

우리 우주의 관측 가능성의 한계는 우주의 다양한 사건에 대한 정보를 얻을 수 있는 범위를 제한하는 일련의 우주론적 지평선에 의해 설정됩니다.가장 유명한 지평선은 우주의 한정된 나이 때문에 볼 수 있는 정확한 거리에 제한을 두는 입자 지평선이다.추가적인 지평선은 미래의 관측 범위(공간 팽창으로 인해 입자 지평선보다 크다), 마지막 산란 표면의 "광학적 지평선" 및 중성미자와 중력파의 마지막 산란 표면과 관련이 있다.

우주에서 지구의 위치
지구
태양계
래드클리프 웨이브
오리온 팔
은하수
로컬 그룹
처녀자리 SCL
라니아키아 SCL
아워 유니버스
관측 가능한 우주에서의 우리 위치도(대안 이미지)
관측 가능한 우주의 로그 지도입니다.왼쪽에서 오른쪽으로 우주선과 천체가 지구와의 근접성에 따라 배열되어 있다.

「 」를 참조해 주세요.

메모들

  1. ^ 아래의 WMAP에 의해 주어진 총 에너지 밀도와 함께 플랑크에서 주어진 일반적인 물질의 비율을 곱하시오.
  2. ^ 특수상대성이론은 같은 국소 영역 내의 가까운 물체가 서로에 대해 빛의 속도보다 더 빨리 움직이는 것을 막지만, 그들 사이의 공간이 넓어지고 있을 때 먼 물체에 대해서는 그러한 제약이 없다. 논의는 적절한 거리의 사용을 참조하라.
  3. ^ 미래 가시 한계치의 결합 거리는 Gott 등의 우주 지도 8페이지에서 42억 2천만 파섹(137억 6천만 광년)으로 주어진 허블 반지름의 4.50배인 반면, 관측 가능한 우주의 현재 결합 반지름은 허블 반지름의 7배에서 338배로 계산됩니다.주어진 공동 반지름 구에 있는 은하의 수는 반지름의 입방체에 비례하므로, 8페이지에서 볼 수 있듯이 미래 가시성 한계에서 관측할 수 있는 은하의 수와 현재 관측할 수 있는 은하의 수는 (4.50/33.38) = 2.36이 될 것입니다.
  4. ^ 이것은 수학적 의미에서 "무한계"를 의미하는 것이 아니다; 유한한 우주는 두 점 사이의 거리에 상한을 가질 것이다.오히려 아무것도 없는 경계가 없다는 뜻이다.측지 다지관을 참조하십시오.

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  23. ^ 참고 항목: 빛보다 빠른 #유니버설 확장 및 우주 확장의 미래 #로컬 슈퍼클러스터 외부에 있는 갤럭시는 더 이상 검출할 수 없습니다.
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추가 정보

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