##월 29일에 확인함. ↑ " WolframAlpha ". 2016년 2월 15일에 확인함. ↑ " Seven - Year Wilson Microwave Anisotropy Probe ( WMAP ) Observations : Sky Maps, Systematic Errors, and Basic Results " ( PDF ). nasa. gov. 2010년 12월 2일에 확인함. ( see p. 39 for a table of best estimates for various cosmological parameters ) ↑ Abbott, Brian ( 2007년 5월 30일 ). " Microwave ( WMAP ) All - Sky Survey ". Hayden Planetarium. 2008년 1월 13일에 확인함. ↑ Paul Davies ( 1992년 8월 28일 ). 《 The new physics 》. Cambridge University Press. 187 - 쪽. ISBN 978 - 0 - 521 - 43831 - 5. 2011년 5월 1일에 확인함. ↑ V. F. Mukhanov ( 2005 ). 《 Physical foundations of cosmology 》. Cambridge University Press. 58 - 쪽. ISBN 978 - 0 - 521 - 56398 - 7. 2011년 5월 1
##다. 2년 후, 천문학자 로저 G. 클로즈와 루이스 E. 캄푸사노는 폭이 최대 20억 광년에 달하는 거대퀘이사군인 클로즈 - 캄푸사노 LQG를 발견하였으며, 이는 이것이 발표된 시점에서 발견된 것 중 가장 큰 구조였다. 2003년 4월, 또다른 거대구조가 발견되었는데, 슬론 장벽이다. 2007년 8월에는 초거시공동 후보가 에리다누스자리에서 발견되기도 하였다. [ 54 ] 이 초거시공동은 마이크로파로 전천을 들여다 보았을 때 생긴 차가운 지역인 " CMB 냉점 " ( cold spot ) 과 일치하였는데, 현재 선호되는 우주론 모형에서는 존재하기 쉽지 않은 것이었다. 이 초거시공동은 냉점의 원인이며, 앞서 언급한 거대공동보다도 더 큰, 10억 광년을 가로지를 정도로 특출나게 거대하다. 폭 5, 000만 광년 이상의 영역에 대한 컴퓨터 시뮬레이션 사진. 우주에 있는 광원의 광대한 분포를 보여준다. 은하와 퀘이사의 정밀한 상대적 기여도는 명확하지 않다. 또다른 거대구조로는 은하와 거대한 기체 거품으로 이루어진, 폭 2억 광년의 뉴파운드 거품이 있다
관측 가능한 우주 - 위키백과, 우리 모두의 백과사전 관측 가능한 우주 위키백과, 우리 모두의 백과사전. 둘러보기로 가기 검색하러 가기 관측 가능한 우주 관측 가능한 우주 전체의 시각도. 관측 가능한 우주의 크기는 많은 수의 초은하단들을 작은 알갱이로 나타낼 만큼 크다. 우리은하가 포함된 처녀자리 초은하단은 그 중심에 노란 화살표로 표시되어 있지만 시각도로 보기에는 너무 작아 보이지 않는다. 직경 8. 8x1023 km ( 28. 5 Gpc 또는 93 Gly ) [ 1 ] 부피 4x1080 m3 [ 2 ] 질량 ( 보통 물질 ) 1053 kg [ 3 ] 밀도 9. 9x10 - 30 g / cm ^ 3 ( 입방미터 당 양성자 6개와 동일 ) [ 4 ] 나이 137억 9, 900만 년 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
##에서 관측 가능한 이 은하의 빛은 빅뱅 발생 7억 5천만 년 후 형성된 광원에서 발한 것이다. [ 75 ] 지평선 [ 편집 ] 이 부분의 본문은 우주의 지평입니다. 우리 우주의 관측성 한계는 우리가 우주에서 일어나는 다양한 사건에 대한 정보를 얼마나 얻을 수 있는지 다양한 물리적 제약조건에 기반한 여러 우주론적 지평선의 집합에 의해 결정된다. 가장 유명한 지평선은 우주의 나이의 한계로 인해 보이는 정밀한 거리상의 한계인, 입자 지평선이다. 다른 지평선으로는 미래에 어느 정도 만큼 관측이 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
대한 계산은 다음과 같다. [ 64 ] c = 3 H 0 2 8 pi G { displaystyle rho - { c } = { frac { 3H - { 0 } ^ { 2 } } { 8 pi G } } } 여기서 G는 중력상수이다. 유럽우주기구의 플랑크 망원경의 관측 결과로부터, H 0 { displaystyle mathbb { H } - { 0 } } 는 메가파섹당 초당 67. 15 킬로미터이다. 이는 0. 85 x 10 - 26 kg / m3 ( 흔히 입방미터 당 수소 원자 다섯 개로 표현 ) 의 임계밀도 값을 내놓는다. 이 밀도는 네가지 상당한 유형의 에너지 / 질량을 포함한다. 보통물질 ( 4. 8 % ) 과, 중성미자 ( 0. 1 % ), 차가운 암흑물질 ( 26. 8 % ), 그리고 암흑에너지 ( 68. 3 % ) 가 그것이다. [ 65 ] 비록 중성미자는 전자와 같은 종류의 입자로 정의되긴 하나, 보통물질과는 별개로 나열된 것에 주의하자. 이것들은 상당히 어렵게 탐지되고 보통물질과는 성질이 매우 다르기 때문에 그렇다. 따라서, 보통물질의 밀도는 총 임계밀도의 4. 8 % 또는 4.
##BN 978 - 0 - 201 - 32840 - 0. 2011년 5월 1일에 확인함. ↑ 우주는 관측 가능한 것보다 250배 클 수 있다 - 2011년 2월 8일 바네사 드아미코 / ↑ Susskind's Challenge to the Hartle - Hawking No - Boundary Proposal and Possible Resolutions - by Don N. page on December 15, 2006 ↑ Bielewicz, P. ; Banday, A. J. ; Gorski, K. M. ( 2013 ). " Constraints on the Topology of the Universe ". arXiv : 1303. 4004 [ astro - ph. CO ]. ↑ Mota ; Reboucas ; Tavakol ( 2010 ). " Observable circles - in - the - sky in flat universes ". arXiv : 1007. 3466 [ astro - ph. CO ]. ↑ " WolframAlpha ". 2011년 11월 29일에 확인함. ↑ " WolframAlpha ". 2011년 11월 29일에 확인함. ↑ " WolframAlpha ". 2016년 2월 15일에 확인함. ↑ "
대략 130억 년 전에 발생하였으며, [ 72 ] 따라서 미디어에서는 그 거리를 허블의 법칙과 관측 가능한 우주의 크기의 정의에 사용되는, ( 우주론자 네드 라이트는 흔히 쓰이는 광이동거리의 사용에 반대하며, 이 페이지의 하단에 평탄 우주에서 멀리 있는 천체에 대한 현재 고유거리를 적색편이 z와 광이동거리로 계산할 수 있는 온라인 계산기를 제작하였다 ) " 고유거리 " 가 아닌 " 광이동거리 " ( light travel distance ) 이긴 하지만, 약 130억 광년 ( 또는 좀 더 정확한 값으로 130억 3, 500만 광년 ) 으로 표현하고 있다. [ 71 ] 적색편이 8. 2에 대한 고유거리는 약 9. 2 Gpc, [ 73 ] 또는 약 300억 광년이다. 또다른 먼 천체로는 에이벨 2218 뒤편에 위치한 은하로, 역시 지구로부터 광이동거리는 약 130억 광년이다. 허블 망원경을 이용한 관측은 이 은하의 적색편이가 6. 6에서 7. 1 사이임을 시사하며, 망원경을 이용한 관측은 허블의 관측값의 상한값에 가까운 약 7이다. [ 74 ] 현재 지구에서 관측 가능한 이 은하의 빛은 빅뱅 발생 7억 5천만 년 후 형성된 광원에서 발한 것이다. [ 75
##0. Bibcode : 2007GReGr.. 39. 1545K. arXiv : 0704. 0221. doi : 10. 1007 / s10714 - 007 - 0472 - 9. ↑ Using Tiny Particles To Answer Giant Questions. Science Friday, 2009년 4월 3일. 복사본에 따르면, 브라이언 그린은 " 그리고 실제로, 먼 미래에 우리 은하와, 같은 영역의 은하들을 제외하고 우리가 보는 모든 것이 사라지게 될 것이다. 전우주가 코앞에서 사라지게 될 것이며, 이는 실제 기반 우주론에 대한 나의 주장 중 하나이다. 우리는 가능성을 갖고서 해야만 한다. " ( And actually, in the far future, everything we now see, except for our local galaxy and a region of galaxies will have disappeared. The entire universe will disappear before our very eyes, and it's one of my arguments for actually funding cosmology. We've got to do it while we have a chance. ) ↑ 초광속 # 우주팽창 및 팽창
##이 매우 다르기 때문에 그렇다. 따라서, 보통물질의 밀도는 총 임계밀도의 4. 8 % 또는 4. 08x10 - 28 kg / m3이다. 이 밀도를 질량으로 변환하기 위해서 우리는 반드시 체적을 곱해야 하는데, 여기서 체적은 " 관측 가능한 우주 " 의 반지름에 근거한다. 우주가 138억 년 간 팽창하여 왔기 때문에, 공변거리 ( 반경 ) 은 현재 대략 466억 광년이다. 따라서, 체적 ( 4 / 3pir3 ) 은 3. 58x1080 m3과 같으며 보통물질의 질량은 밀도 ( 4. 08x10 - 28 kg / m3 ) 곱하기 체적 ( 3. 58x1080 m3 ) 또는 1. 46x1053 kg이다. 물질 조성 - 원자의 개수 [ 편집 ] 보통물질의 질량이 약 1. 45x1053 kg이고 모든 원자가 수소원자 ( 우리 은하에 있는 모든 원자 중 은하 전체 질량의 74 % 를 차지함 ) 라고 가정한다면, 관측 가능한 우주에 있는 총 원자의 개수를 간단히 계산할 수 있다. 보통물질의 질량을 수소원자의 질량으로 나누면 되는 것이다. ( 1. 45x1053 kg 나누기 1. 67x10 - 27 kg ) 계산 결과는 대략 수소 원자 1080 개이다.
##9. doi : 10. 1051 / 0004 - 6361 / 201525830. ↑ Fixsen, D. J. ( 2009년 12월 ). " The Temperature of the Cosmic Microwave Background ". 《 The Astrophysical Journal 》 707 ( 2 ) : 916 - 920. Bibcode : 2009ApJ... 707.. 916F. arXiv : 0911. 1955. doi : 10. 1088 / 0004 - 637X / 707 / 2 / 916. ↑ Christopher J. Conselice ; 외. ( 2016 ). " The Evolution of Galaxy Number Density at z < 8 and its Implications ". 《 The Astrophysical Journal 》 830 ( 2 ) : 83. arXiv : 1607. 03909v2. doi : 10. 3847 / 0004 - 637X / 830 / 2 / 83. CS1 관리 - et al. 의 직접적인 사용 ( 링크 ) ↑ Fountain, Henry ( 2016년 10월 17일 ). " Two Trillion Galaxies, at the Very Least ". 《 New York Times 》. 2016년 10월 17일에 확인함
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.