팽창의 시작부터 지구에 이르는 데까지 시간이 걸리기 때문에 만들어졌다. 관측 가능한 우주에는 최소한 2조 개의 은하가 있으며, [ 7 ] [ 8 ] 별은 지구에 있는 모래알의 개수보다도 더 많다. [ 9 ] 우주가 등방적이라고 가정하면, 관측 가능한 우주의 가장자리까지의 거리는 어느 방향으로나 동일하다. 즉 관측 가능한 우주는 관찰자를 중심에 두는 공의 형태다. 우주에서 어떤 위치든 간에 그 위치에서 그 위치를 중심점으로 두는 관측 가능한 우주가 있으며, 그 관측 가능한 우주는 지구를 중심으로 두는 관측 가능한 우주와 겹칠 수도 있고, 겹치지 않을 수도 있다. 관측 가능한 ( observable ) 이라는 용어는 현대 기술이 실제로 그 영역으로부터 발생하는 모든 복사를 감지할 수 있는지 따위와
물질 ) 1053 kg [ 3 ] 밀도 9. 9x10 - 30 g / cm ^ 3 ( 입방미터 당 양성자 6개와 동일 ) [ 4 ] 나이 137억 9, 900만 년 [UNK] 2, 100만 년 [ 5 ] 평균 온도 2. 72548 K [ 6 ] 조성 보통 ( 중입자 ) 물질 ( 4. 9 % ) 암흑물질 ( 26. 8 % ) 암흑에너지 ( 68. 3 % ) 관측 가능한 우주 ( 영어 : observable universe ) 는 현재 지구에서 관측될 수 있는 모든 물질로 이루어진, 우주 속의 구형 공간이다. 이와 같은 개념은 천체에서 발생하는 빛과 다른 신호가 우주의 팽창의 시작부터 지구에 이르는 데까지 시간이 걸리기 때문에 만들어졌다. 관측 가능한 우주에는 최소한 2조 개의 은하가 있으며, [ 7 ] [ 8 ] 별은 지구에 있는 모래알의
일 뿐이기 때문에 전우주는 그보다 훨씬 크며, 심지어 무한할 수도 있다는 가능성을 열어두고 있다. 이 값은 WMAP의 7년차 자료의 매칭서클 분석에 기반하였으며, 이러한 접근법은 논란이 되어 왔다. [ 27 ] 크기 [ 편집 ] 관측 가능한 우주의 일부인 화로자리의 허블 울트라 딥필드 사진, 이것이 하늘에서 차지하는 부분은 사진 좌측 하단의 빨간 사각형 공간과 동일하다. 사진의 각 점들은 하나의 은하로, 수십억 개의 별들로 이루어져 있다. 가장 작고 크게 적색편이화 된 빛은 거의 140억 년 된 은하이다. 지구에서 관측 가능한 우주의 가장자리까지의 공변거리는 어떤 방향으로든 약 14. 26 기가파섹 ( 465억 광년 또는 4. 40x1026 미터 ) 이다. 따라서 관측 가능한 우주는
지의 공변거리 ( comoving distance, 현재 고유거리 ), 즉 가시적 우주의 반경은 약 140억 파섹 ( 457억 광년 ) 이지만, 관측 가능한 우주의 가장자리까지의 공변거리는 약 143억 파섹 ( 466억 광년 ) 으로, [ 10 ] 전자보다 2 % 더 크다. 2015년 현재 우주의 나이의 가장 정확한 값은 137억 9, 900만 [UNK] 2, 100만 년이지만, [ 5 ] 우주의 팽창 때문에 사람은 원래 매우 가까웠으나 지금은 ( 우주론적 고유거리의 면에서 ) 138억 광년보다 훨씬 멀리 떨어져 있는 ( 이 거리는 현재의 공변거리와 동일하다 ) 천체들을 관측하고 있다. [ 11 ] 관측 가능한 우주의 지름은 약 28. 5 기가파섹 ( 930억 광년, 8. 8x1023 킬로미터, 5. 5x
한 우주와 겹칠 수도 있고, 겹치지 않을 수도 있다. 관측 가능한 ( observable ) 이라는 용어는 현대 기술이 실제로 그 영역으로부터 발생하는 모든 복사를 감지할 수 있는지 따위와 같은 의미를 내포한 채 사용되는 것이 아니다. 이 용어는 단순히 천체에서 발생하는 빛 또는 다른 신호가 지구의 관찰자까지 이르는 데 이론적으로 가능하다는 것을 의미한다. 실제로 우리는 재결합 시대에서 광자가 분리 ( 디커플링 ) 되기 시작한 이후부터 방출된 빛만을 볼 수 있다. 이는 입자들이 처음으로 광자를 방출할 수 있었던 때로, 다른 입자들에 의해 재빨리 재흡수되지 않는 때다. 그 이전에 우주는 광자가 탈출하기엔 불투명한 플라스마로 채워져 있었다. 중력파의 탐지는 재결합 시대 이전에 발생된
기술의 발전으로 우주배경복사보다 훨씬 오래된, 고대배경중성미자나 그보다 더 먼 거리에서 일어난 사건을 중력파 ( 또한 광속으로 전파된다 ) 를 통해 관측할 수 있을지도 모른다. 가끔씩 천체물리학자들은 재결합 시대 이후부터 방출된 신호들만으로 구성되는 가시적 우주 ( visible universe ) 와 우주의 팽창의 시작 ( 전통적인 물리우주론에서 빅뱅, 현대우주론에서는 인플레이션 시대의 종점 ) 이후부터 발생한 신호들로 구성되는 관측 가능한 우주를 구별짓기도 한다. 계산에 따르면, CMBR이 방출된 지점에 있는 입자까지의 공변거리 ( comoving distance, 현재 고유거리 ), 즉 가시적 우주의 반경은 약 140억 파섹 ( 457억 광년 ) 이지만, 관측 가능한 우주의 가장자리까지의 공변거리
변거리와 동일하다 ) 천체들을 관측하고 있다. [ 11 ] 관측 가능한 우주의 지름은 약 28. 5 기가파섹 ( 930억 광년, 8. 8x1023 킬로미터, 5. 5x1023 마일 ) 로 추정되는데, [ 12 ] 이는 약 465억 광년 떨어져 있는 관측 가능한 우주의 가장자리에 반대편 가장자리를 하나 더 얹은 것이다. [ 13 ] [ 14 ] 우주에 있는 ( 암흑물질과 대비되는, 즉 관측 가능한 ) 보통 물질의 총질량은 관측 가능한 우주의 임계밀도와 질량을 이용하여 계산할 수 있는데, 약 5x1053 kg이다. [ 15 ] 목차 1 우주 대 관측 가능한 우주 2 크기 2. 1 크기에 대한 오해 3 거대구조 3. 1 은하의 장벽, 필라멘트, 마디, 거시공동 3. 2 거대함의 끝 3. 3
이 가능한지 ( 공간의 팽창으로 인해 입자 지평선보다 크다 ) 와 연관된 것이 있으며, 최종산란면에 있는 " 광학 지평선 ", 중성미자나 중력파에 대한 최종산란면과 관련된 지평선도 있다. 관측 가능한 우주 안에서의 지구의 위치를 나타낸 다이어그램. ( 축소된 그림. ) 같이 보기 [ 편집 ] 크기 정도 ( 길이 ) 다중 우주론 대폭발 볼쇼이 시뮬레이션 ( Bolshoi Cosmological Simulation ) 암흑류 ( Dark flow ) 우주의 사건의 지평선 우주의 역사 인과관계 일러스트리스 계획 ( Illustris project ) 허블 볼륨 ( Hubble volume ) 각주 [ 편집 ] ↑ Itzhak Bars ; John Terning ( 2009년 11월 ). 《 Extra Dimensions in Space and Time 》. Springer. 27 - 쪽.
무한한 시간이 지나도 우리의 관측 가능한 우주로 들어올 수 없게 된다. ( 미묘한 점은, 허블변수 ( 허블상수 ) ( 허블상수 ) 가 시간에 따라 줄어들기 때문에 지구로부터 빛보다 아주 약간 빠르게 멀어지는 은하가 종래에 지구에 도달하는 신호를 방출하는 경우도 있을 수 있다는 것이다. [ 14 ] [ 16 ] ) 이 미래 가시성 한계는 공변거리로 190억 파섹 ( 620억 광년 ) 떨어져 있는 것으로 계산되는데, 우주가 영원히 팽창을 유지할 것이라는 가정하에, 무한한 미래에 우리가 이론적으로 관측할 수 있는 은하의 수는 ( 일부가 실제로 적색편이 때문에 관측이 불가능하다는 문제는 제외하고 ) 현재 관측 가능한 은하의 수의 2. 36배 많다. [ 17 ] 로그스케일로 표현한 관측 가능한 우주,
이다. 지구에서 관측 가능한 우주의 가장자리까지의 공변거리는 어떤 방향으로든 약 14. 26 기가파섹 ( 465억 광년 또는 4. 40x1026 미터 ) 이다. 따라서 관측 가능한 우주는 직경 대략 28. 5 기가파섹 [ 28 ] ( 930억 광년 또는 8. 8x1026 m ) 의 구의 형태다. [ 29 ] 공간이 거의 평탄하다고 가정하면, 이 크기는 공변체적 약 1. 22x104 Gpc3 ( 4. 22x105 Gly3 또는 3. 57x1080 m3 ) 에 해당한다. [ 30 ] 앞의 문단에서 서술된 것은 ( 우주론적 시간으로 ) 현재 거리지, 빛이 방출된 시점의 거리가 아니다. 예를 들어, 우리가 당장 보고 있는 우주배경복사는 빅뱅 38만 년 후, [ 31 ] [ 32 ] 즉
관측 가능한 우주는 현재 지구 또는 우주 기반 망원경 및 탐사 탐사선에서 관측할 수 있는 모든 물질로 구성된 우주 공 영역이다; 우주 팽창의 시작부터 이러한 천체들로부터 전자기 복사가 태양계와 지구에 도달할 시간이 있었다. 처음에는, 2021년에 은하의 숫자는 뉴 허라이즌스의 데이터를 기반으로 한 수천억 개에 불과한 것으로 추산되었지만, 관측 가능한 우주에는 2조 개의 은하들이 있을 수 있다고 추정된다. 우주가 등방성이라고 가정하면, 관측 가능한 우주의 가장자리까지의 거리는 모든 방향에서 개략적으로 동일하다. 즉, 관측 가능한 우주는 관찰자를 중심으로 하는 구형의 영역이다. 우주의 모든 위치에는 그 자체의 관측 가능한 우주가 있으며, 이는 지구를 중심으로 하는 우주와 겹칠 수도 있고 겹치지 않을 수도 있다. 이러한 의미에서 관측 가능이라는 단어는 물체에서 빛이나 기타 정보를 감지하는 현대 기술의 능력 또는 감지할 것이 있는지 여부를 나타내하지 않는다. 그것은 광속으로 인해 생기는 물리적 한계를 나타낸다. 어떤 신호도 빛보다 빠르게 이동할 수 없으므로, 그 신호들이 아직 우리에게 도달할 수 없었기 때문에, 따라서 아무것도 감지할 수 없는 어떤 최대 거리(입자 지평선이라고 부름)가 있다. 때때로 천체물리학자들은 재결합(수소 원자들이 양성자들로부터 형성되고 전자들과 광자들이 방출될 때) 이후 방출된 신호들만 포함하는 가시적 우주와 우주 팽창(전통적인 물리 우주론의 대폭발(빅뱅)(빅뱅), 현대 우주론의 급팽창 시대(inflationary epoch)의 끝)이 시작된 이후의 신호들을 포함하는 관측 가능한 우주를 구별한다. 계산들에 따르면, 가시 우주의 반지름을 나타내는, 우주 마이크로파 배경 복사가 방출된 입자들까지의 현재의 공변거리는 약 140억 파섹 (약 457억 광년)이다; 관측 가능한 우주의 가장자리까지의 공변거리는 약 143억 파섹(약 466억 광년)으로 약 2% 더 크다. 관측 가능한 우주의 반지름은 따라서 약 465억 광년으로 추정된다. 지름은 약 880요타미터와 같은 28.5기가파섹(930억 광년 또는 8.8 x 1026m)이다. 관측 가능한 우주의 임계 밀도와 지름을 사용하면, 우주에 있는 일반 물질의 총 질량은 약 1.5 x 1053kg으로 계산될 수 있다. 2018년 11월에, 천문학자들은 은하계외 배경광(extragalactic background light EBL)이 4 x 1084개 광자들이라고 보고했다.우주의 팽창이 가속됨에 따라, 현재 관측 가능한 모든 천체들은, 우리 지역의 초은하단 외부에서, 점차적으로 더 붉고 또한 더 희미한 빛을 방출하면서, 결국 시간이 지나면서 얼어붙을 것으로 보인다. 예를 들어, 현재 적색편이 z가 5에서 10인 물체는 40억-60억 년 이상은 관측 가능한 상태로 유지될 수 없을 것이다. 또한, 어떤 특정 공변거리(지금은 약 190억 파섹) 너머에 있는 천체들에서 방출되는 빛은 결코 지구에 도달하지 않을 것이다.