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 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 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
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 [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 시작
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 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 )
에 대한 상수 ) 상에 남아있다 하더라도, 우주의 팽창 때문에 얼마정도 시간이 흐른 뒤의 시대에 동일한 은하로부터 방출된 신호는 지구에 무한한 시간이 흐른 미래까지 절대 도달할 수 없다는 점이다. ( 그래서 우리는 그 은하를 빅뱅 100억 년이 지난 것처럼 절대 볼 수 없을 것이다 ) [ 21 ] 이런 사실은 시간에 따라 반경이 변하는, 우주론적 사건의 지평선의 한 유형을 표현하는 데 사용될 수 있다. 예를 들어, 현재 이 지평선의 거리는 약 160억 광년으로, 현재 일어나는 사건에서 발생하는 신호가 160억 광년보다 짧은 거리에서 발생한 것이라면 미래의 어느 순간에 지구에 도달할 수 있음을 의미한다. 하지만 그 사건이 160억 광년보다 멀리 떨어진 곳에서 발생하였다면 신호는 지구에 절대 도달할 수 없다. [ 14 ] 우주론에서 유명하거나 전문적인 연구 기사에서 종종 " 우주 " 라는 용어는 " 관측 가능한 우주 " 를 의미하는 데 쓰인다. 이는 신뢰할 만한 많은 이론들이 관측 가능한 우주보다 훨씬 더 거대한, 전우주 ( 全 [UNK] [UNK] ) 를 필요로 함에도 불구하고, 우리가 지구와 인과적으로 단절된 우주의 어떤 부분에 대해서든 직접적인 실험을 통해 어떤 것도 알아낼 수 없는 이유로 정당화
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 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
future visibility limit ) 가 존재하게 되면서 그 너머의 천체는 그 천체에서 방출된 빛이 지구에 닿을 수 없게 되기 때문에 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, 태양계를 중심에 두고 내행성, 외행성, 카이퍼벨트, 오르트 구름, 센타우루스자리 알파, 페르세우스자리 팔, 우리 은하, 안드로메다 은하, 가까운 은하들, 우주 그물, 우주배경복사 그리고 가장자리에는 빅뱅 직후 불
speed of light ( 마지막 두 단락 참고 ) ↑ 미래 가시성 한계의 공변거리는 Gott 등의 A Map of the Universe의 8페이지에서 계산되어 있는데, 42억 2, 000만 파섹 ( 137억 6, 000만 광년 ) 으로 주어진, 허블 반경의 4. 50배인데 비해, 현재 관측 가능한 우주의 공변반경은 7페이지에 계산되어 있듯 허블 반경의 3. 38배이다. 주어진 공변반경 내의 공간에 있는 은하의 수는 반지름의 세제곱에 비례한다. 따라서 8페이지에서 보여졌듯 미래 가시성 한계 내에 있는 관측 가능한 은하의 수와 오늘날 관측 가능한 은하의 수의 비율은 ( 4. 50 / 3. 38 ) 3 = 2. 36이다. ↑ Krauss, Lawrence M. ; Robert J. Scherrer ( 2007 ). " The Return of a Static Universe and the End of Cosmology ". 《 General Relativity and Gravitation 》 39 ( 10 ) : 1545 - 1550. Bibcode : 2007GReGr.. 39. 1545K. arXiv : 0704. 0221. doi : 10. 1007 / s10714 - 007 - 0472 - 9. ↑
은 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 비광 ( 非 光 ) 신호를, 그 너머로부터 탐지할 수 있는 가능성을 열었다. 최종산란면은 광자 분리 시기에 발생한 광자들이 오늘날 우리에게 이르고 있으며, 동일한 거리상에 있는 우주의 여러 지점들로 이루어진 면이다. 최종산란면의 광자들은 오늘날 우리가 우주배경복사 ( CMBR ) 로써 탐지하는 광자들이다. 기술의 발전으로 우주배경복사보다 훨씬 오래된, 고대배경중성미자나 그보다 더 먼 거리에서 일어난 사건을 중력파 ( 또한 광속으로 전파된다 ) 를 통해 관측할 수 있을지도 모른다. 가끔씩
62 ] 보통물질의 질량 [ 편집 ] 관측 가능한 우주의 질량은 흔히 1050 톤 또는 1053 kg으로 언급된다. [ 3 ] 이 문맥에서, 질량은 보통물질을 나타내며 성간매질 ( ISM ) 과 은하간매질 ( IGM ) 을 포함한다. 그러나 이 값은 암흑물질과 암흑에너지를 제외한 값이다. 우주의 보통물질에 대한 값으로 언급되는 이것은 임계밀도를 이용하여 추정할 수 있다. 이 계산은 관측 가능한 우주에 대해서만 가능한 것이다. 전우주에 대해서는 체적을 알 수 없는데, 아마 무한할 지도 모른다. 임계밀도를 이용한 측정 [ 편집 ] 임계밀도는 우주의 팽창이 지속적인 팽창 ( 열린 우주 ) 과 붕괴 ( 닫힌 우주 ) 사이에서 침착될 때 ( 평탄 우주 ) 의 에너지밀도이다. [ 63 ] 윌킨슨 마이크로파 비등방선 탐사선을 통한 우주마이크로파배경복사의 관측은 우주의 공간 곡률이 0에 매우 가까움을 시사하는데 비하여, 현재 우주론 모형은 밀도변수 ( [UNK] ) 의 값이 임계밀도 값에 매우 가까워야 함을 시사하고 있다. 이 조건에서, 임계밀도 [UNK] c { [UNK] displaystyle [UNK] rho - { c } } 에 대한 계산은 다음과 같다
외행성, 카이퍼벨트, 오르트 구름, 센타우루스자리 알파, 페르세우스자리 팔, 우리 은하, 안드로메다 은하, 가까운 은하들, 우주 그물, 우주배경복사 그리고 가장자리에는 빅뱅 직후 불투명한 플라스마로 뻗어나간다. 이론적으로 미래에 많은 은하들이 관측 가능하게 될 것임에도 불구하고, 실제로 증가하고 있는 은하의 수는 우주의 팽창으로 인해 극도로 적색편이화 될 것이다. 그래서 이들은 관측시 사라진 것처럼 보이게 되어, 결국 볼 수 없게 된다. [ 18 ] [ 19 ] [ 20 ] 추가적으로 미묘한 점은, 만약 우리가 어떤 과거 시대 ( 빅뱅 5억 년 후의 은하에서 방출된 신호라고 하자 ) 에 어떤 은하로부터 방출된 신호를 탐지할 수 있다면, 주어진 공변거리 상의 그 은하는 " 관측 가능한 우주 " 에 위치한 것으로 표현되지만, 그 은하가 관측 가능한 우주의 공변반경보다 작은, 일정한 공변거리 ( 공변거리는 우주의 팽창으로 인해 후퇴속도를 나타내는 데 사용되는 고유거리와는 달리 시간에 대한 상수 ) 상에 남아있다 하더라도, 우주의 팽창 때문에 얼마정도 시간이 흐른 뒤의 시대에 동일한 은하로부터 방출된 신호는 지구에 무한한 시간이 흐른 미래까지 절대 도달할 수
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.