# เอกภพ

เอกภพ| ภาพอวกาศห้วงลึกมากของฮับเบิลแสดงดาราจักรที่อยู่ห่างไกลที่สุดบางส่วนที่มองเห็นได้ด้วยเทคโนโลยีปัจจุบัน ซึ่งแต่ละแห่งประกอบด้วยดาวนับพันล้านดวง (พื้นที่ภาพที่เห็นได้ชัด มีขนาดประมาณ 1/79 ของพระจันทร์เต็มดวง) |
| อายุ (ในแบบจำลองแลมบ์ดา-ซีดีเอ็ม) | 13.787 ± 0.020 พันล้านปี |
| เส้นผ่านศูนย์กลาง | ไม่ทราบ เส้นผ่านศูนย์กลางของเอกภพที่สังเกตได้: 8.8×1026 เมตร (28.5 กิกะพาร์เซก หรือ 93 กิกะปีแสง) |
| มวล (สสารทั่วไป) | อย่างน้อย 1053 กิโลกรัม |
| ความหนาแน่นเฉลี่ย (รวมถึงการมีส่วนร่วมจากพลังงาน) | 9.9 x 10−30 กรัม/เซนติเมตร3 |
| อุณหภูมิเฉลี่ย | 2.72548 เคลวิน (-270.4 เซลเซียส หรือ -454.8 ฟาเรนไฮต์) |
| ประกอบด้วย | สสารทั่วไป (แบริโอนิก) (4.9%) สสารมืด (26.8%) พลังงานมืด (68.3%) |
| รูปร่าง | แบน โดยมีอัตราความคลาดเคลื่อน 0.4% |

**เอกภพ** (อังกฤษ: *universe*) เป็นที่ว่างที่กว้างใหญ่ไพศาลจนไม่สามารถกำหนดขอบเขตได้ เป็นที่อยู่ของอวกาศ วัตถุท้องฟ้า และเวลาทั้งหมด ประกอบด้วยดาวฤกษ์, ดาวเคราะห์, ดาวเคราะห์น้อย, ดาราจักร, สสาร และพลังงานรูปแบบอื่น ๆ ทั้งหมด ทฤษฎีบิกแบง (Big Bang Theory ) เป็นคำอธิบายเชิงจักรวาลวิทยาที่แพร่หลายของการพัฒนาของเอกภพ จากการประมาณของทฤษฎีนี้ อวกาศและเวลาเกิดขึ้นพร้อมกันเมื่อ 13.787±0.020 พันล้านปีก่อน และเอกภพก็ขยายตัวตั้งแต่นั้นเป็นต้นมา ถึงแม้ว่าจะไม่ทราบขนาดเชิงพื้นที่ของเอกภพทั้งหมด แต่จากสมการการขยายตัวของเอกภพบ่งชี้ว่า ต้องมีเส้นผ่านศูนย์กลางไม่ต่ำกว่า 23 ล้านล้านปีแสง และ ณ ปัจจุบัน สามารถวัดขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางของเอกภพที่สังเกตได้ซึ่งอยู่ที่ประมาณ 93 พันล้านปีแสง

แบบจำลองเอกภพที่เก่าแก่ที่สุดได้รับการพัฒนาโดยกรีกโบราณและนักปรัชญาอินเดีย โดยให้โลกเป็นศูนย์กลาง หลายศตวรรษต่อมา การสังเกตการณ์ทางดาราศาสตร์ที่แม่นยำยิ่งขึ้น ทำให้ นิโคเลาส์ โคเปอร์นิคัส พัฒนาแบบจำลองดวงอาทิตย์เป็นศูนย์กลาง โดยให้ดวงอาทิตย์อยู่ใจกลางของระบบสุริยะ เซอร์ ไอแซก นิวตัน ใช้ผลงานของโคเปอร์นิคัส, กฎการเคลื่อนที่ของดาวเคราะห์ ของ โยฮันเนส เคปเลอร์ และการสังเกตการณ์โดย ทือโก ปราเออ เพื่อนำมาพัฒนากฎความโน้มถ่วงสากลของเขา

การสังเกตที่ได้รับการปรับปรุงเพิ่มเติมนำไปสู่การตระหนักว่า ดวงอาทิตย์เป็นหนึ่งในดาวฤกษ์หลายแสนล้านดวงใน ทางช้างเผือก ซึ่งเป็นหนึ่งในดาราจักรไม่กี่แสนล้านแห่งในเอกภพ ดาวฤกษ์หลายดวงในดาราจักรมีดาวเคราะห์ ในระดับที่ใหญ่ที่สุด ดาราจักรกระจายตัวสม่ำเสมอและเหมือนกันในทุกทิศทาง หมายความว่าเอกภพไม่มีขอบหรือจุดศูนย์กลาง ในระดับที่เล็กกว่า ดาราจักรจะกระจุกตัวเป็นกระจุกและกลุ่มกระจุกดาราจักร ซึ่งก่อตัวเป็นเส้นใยและช่องว่างในอวกาศ ทำให้เกิดโครงสร้างคล้ายโฟมขนาดมหึมา การค้นพบในช่วงต้นศตวรรษที่ 20 ระบุว่า เอกภพมีจุดเริ่มต้นและได้ขยายตัวเพิ่มขึ้นตั้งแต่นั้นมา ในอัตราที่เพิ่มขึ้น

ตามทฤษฎีบิกแบง พลังงานและสสารในช่วงแรกมีความหนาแน่นน้อยลงเมื่อเอกภพขยายตัว หลังจากการขยายตัวแบบเร่งครั้งแรกที่เรียกว่ายุคแห่งการขยายตัวที่ประมาณ 10−32 วินาที และแยกแรงพื้นฐานที่รู้จักกันทั้งสี่ออก เอกภพจะค่อย ๆ เย็นลงและขยายตัวอย่างต่อเนื่อง ทำให้อนุภาคย่อยของอะตอมแรกและอะตอมธรรมดาก่อตัวขึ้น สสารมืดค่อย ๆ รวมตัวกันก่อตัวเป็นโครงสร้างคล้ายโฟมของเส้นใยและช่องว่างภายใต้อิทธิพลของความโน้มถ่วง เมฆไฮโดรเจนและฮีเลียมขนาดใหญ่มากค่อย ๆ ถูกดึงไปยังสถานที่ที่มีสสารมืดหนาแน่นที่สุด ก่อตัวเป็นดาราจักร, ดวงดาว และทุกสิ่งทุกอย่างที่เห็นในปัจจุบัน

จากการศึกษาการเคลื่อนที่ของดาราจักรพบว่า เอกภพประกอบด้วยสสารมากกว่าที่วัตถุมองเห็นได้ เช่น ดาวฤกษ์, ดาราจักร, เนบิวลาและก๊าซระหว่างดวงดาว สสารที่มองไม่เห็นนี้เรียกว่าสสารมืด (*มืด* หมายความว่ามีหลักฐานทางอ้อมที่ชัดเจนและหลากหลายว่ามันมีอยู่จริง แต่เรายังไม่ได้ตรวจพบมันโดยตรง) แบบจำลองแลมบ์ดา-ซีดีเอ็ม เป็นแบบจำลองเอกภพที่ได้รับการยอมรับกันอย่างกว้างขวางที่สุด โดยเสนอว่าประมาณ 69.2%±1.2% [2015] ของมวลและพลังงานในเอกภพเป็นค่าคงที่เอกภพ (หรือในส่วนขยายของแลมบ์ดา-ซีดีเอ็ม, พลังงานมืดรูปแบบอื่น เช่น สนามสเกลาร์) ซึ่งรับผิดชอบการขยายตัวของอวกาศในปัจจุบัน และประมาณ 25.8%±1.1% [2015] เป็นสสารมืด สสาร ('แบริออนิก') ทั่วไป จึงเป็นเพียง 4.84%±0.1% [2015] ของเอกภพทางกายภาพ ดวงดาว, ดาวเคราะห์และเมฆก๊าซที่มองเห็นได้ ก่อตัวขึ้นเพียงร้อยละ 6 ของสสารธรรมดาเท่านั้น

มีการแข่งขันตั้งสมมติฐานเกี่ยวกับชะตากรรมสุดท้ายของเอกภพกันอย่างมากมาย และสิ่งที่เกิดขึ้นหรือมีอยู่ก่อนหน้าบิกแบง ในขณะที่นักฟิสิกส์และนักปรัชญาคนอื่น ๆ ปฏิเสธที่จะคาดเดา โดยสงสัยว่าข้อมูลเกี่ยวกับสถานะก่อนหน้านี้จะสามารถเข้าถึงได้ นักฟิสิกส์บางคนได้เสนอสมมติฐานเกี่ยวกับพหุภพ (multiverse) ซึ่งเอกภพของเราอาจเป็นหนึ่งในหลาย ๆ เอกภพที่มีอยู่เช่นเดียวกัน

## คำนิยาม

กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล - อวกาศห้วงลึกมากของดาราจักร ซูมออกจนถึงภาพเลกาซีฟิลด์
(วิดีโอ 00:50 วินาที; 2 พฤษภาคม ค.ศ. 2019)
เอกภพทางกายภาพได้รับการนิยามให้เป็นอวกาศและเวลาทั้งหมด (รวมเรียกว่าปริภูมิ-เวลา) และสิ่งที่อยู่ภายใน ประกอบด้วยพลังงานทั้งหมดในรูปแบบต่าง ๆ รวมถึง รังสีแม่เหล็กไฟฟ้าและสสาร เช่นเดียวกับ ดาวเคราะห์, ดวงจันทร์, ดวงดาว, ดาราจักรและสิ่งที่อยู่ภายในอวกาศระหว่างดาราจักร เอกภพยังรวมถึง กฎแห่งวิทยาศาสตร์ ที่มีอิทธิพลต่อพลังงานและสสาร เช่น กฎการอนุรักษ์, กลศาสตร์ดั้งเดิมและทฤษฎีสัมพัทธภาพ

เอกภพมักได้รับการนิยามให้เป็น "ทั้งหมดของการดำรงอยู่" หรือทุกสิ่งที่มีอยู่, ทุกสิ่งทุกอย่างที่เคยมีอยู่และทุกสิ่งทุกอย่างจะมีอยู่ ในความเป็นจริง นักปรัชญาและนักวิทยาศาสตร์บางคนสนับสนุนการรวมความคิดและแนวคิดเชิงนามธรรม—เช่น คณิตศาสตร์และตรรกะ—ในนิยามของเอกภพ คำว่า *เอกภพ* อาจหมายถึงแนวคิด เช่น *จักรวาล*, *โลก* และ *ธรรมชาติ*

## ศัพทมูลวิทยา

คำว่า *เอกภพ* (อ่านว่า เอก-กะ-พบ) มาจากคำในภาษาบาลีสันสกฤตว่า *เอก* (อ่าน เอ-กะ) แปลว่า หนึ่ง รวมกับ *ภว* (อ่าน พะ-วะ) ซึ่งภาษาไทยใช้ว่า *ภพ* แปลว่า ที่เกิดหรือโลก *เอกภพ* เป็นคำศัพท์ในวิชาดาราศาสตร์ แต่คนทั่วไปนิยมเรียกเอกภพว่า *จักรวาล* โดยมีความหมายเท่ากับ *เอกภพ* แต่มีนัยถึงเอกภพที่เป็นระเบียบ มีความเป็นไปสอดคล้องราบรื่นและเป็นเอกภพเท่าที่เรารู้จัก

## ลำดับเหตุการณ์และบิกแบง

|  |
| --- |
| เส้นเวลาธรรมชาติ |
| กล่องนี้: * ดู
* คุย
* แก้
 |
| −13 —–−12 —–−11 —–−10 —–−9 —–−8 —–−7 —–−6 —–−5 —–−4 —–−3 —–−2 —–−1 —–0 — | ยุคมืดรีออไนเซชัน ยุคที่ครอบงำด้วยสสารการขยายตัวด้วยความเร่งน้ำชีวิตเซลล์เดียวการสังเคราะห์ด้วยแสงชีวิตหลายเซลล์สัตว์มีกระดูกสันหลัง |

|  |  |
| --- | --- |
| ← | เอกภพแรกเริ่ม |

|  |  |
| --- | --- |
| ← | ดาวฤกษ์แรกเริ่ม |

|  |  |
| --- | --- |
| ← | ดาราจักรแรกเริ่ม |

|  |  |
| --- | --- |
| ← | เควซาร์ / หลุมดำ |

|  |  |
| --- | --- |
| ← | โอเมกาคนครึ่งม้า |

|  |  |
| --- | --- |
| ← | ดาราจักรแอนดรอเมดา |

|  |  |
| --- | --- |
| ← | เกลียวทางช้างเผือก |

|  |  |
| --- | --- |
| ← | กระจุกดาวเอ็นจีซี 188 |

|  |  |
| --- | --- |
| ← | อัลฟาคนครึ่งม้า |

|  |  |
| --- | --- |
| ← | โลก / ระบบสุริยะ |

|  |  |
| --- | --- |
| ← | ชีวิตแรกเริ่ม |

|  |  |
| --- | --- |
| ← | ออกซิเจนแรกเริ่ม |

|  |  |
| --- | --- |
| ← | ออกซิเจนในบรรยากาศ |

|  |  |
| --- | --- |
| ← | การสืบพันธุ์แบบอาศัยเพศ |

|  |  |
| --- | --- |
| ← | เชื้อราแรกเริ่ม |

|  |  |
| --- | --- |
| ← | สัตว์แรกเริ่ม / พืช |

|  |  |
| --- | --- |
| ← | การระเบิดในยุคแคมเบรียน |

|  |  |
| --- | --- |
| ← | สัตว์เลี้ยงลูกด้วยนมแรกเริ่ม |

|  |  |
| --- | --- |
| ← | ลิงแรกเริ่ม / มนุษย์ |

ชี วิ ต  |
| (พันล้านปีก่อน) |

แบบจำลองที่มีอยู่ทั่วไปสำหรับวิวัฒนาการของจักรวาลคือทฤษฎีบิกแบง แบบจำลองบิกแบงระบุว่า สภาวะแรกสุดของเอกภพเป็นสภาวะที่ร้อนและหนาแน่นอย่างยิ่ง ต่อมา เอกภพก็ขยายตัวและเย็นตัวลง แบบจำลองนี้ใช้ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปและสมมติฐานที่ทำให้เข้าใจง่ายขึ้น เช่น ความเป็นเนื้อเดียวกันและไอโซโทรปีของอวกาศ แบบจำลองที่มีค่าคงที่ของเอกภพ (แลมบ์ดา) และ สสารมืดเย็น หรือที่รู้จักในชื่อ แบบจำลองแลมบ์ดา-ซีดีเอ็ม เป็นแบบจำลองที่ง่ายที่สุดที่ให้คำอธิบายที่ดีพอสมควรในการสังเกตต่าง ๆ เกี่ยวกับเอกภพ แบบจำลองบิกแบงกล่าวถึงการสังเกตการณ์ต่าง ๆ เช่น ความสัมพันธ์ของระยะทางและการเลื่อนไปทางแดงของดาราจักร, อัตราส่วนของจำนวนไฮโดรเจนต่ออะตอมของฮีเลียมและพื้นหลังของการแผ่รังสีไมโครเวฟ

สถานะเริ่มต้นที่ร้อนและหนาแน่นเรียกว่า ยุคของพลังค์ ซึ่งเป็นช่วงเวลาสั้น ๆ ที่ขยายจากเวลาศูนย์ถึงหนึ่งหน่วยเวลาของพลังค์ ประมาณ 10−43 วินาที ในช่วงยุคของพลังค์ สสารและพลังงานทุกประเภทรวมตัวกันอยู่ในสถานะหนาแน่น และแรงโน้มถ่วงซึ่งปัจจุบันเป็นแรงที่อ่อนแอที่สุดในบรรดาแรงที่รู้จักทั้งสี่—เชื่อกันว่ามีความแข็งแกร่งพอ ๆ กับแรงพื้นฐานอื่น ๆ และทั้งหมด แรงอาจได้รับการรวมเป็นหนึ่งเดียว ตั้งแต่ยุคของพลังค์ อวกาศได้ขยายตัวจนถึงขนาดปัจจุบัน โดยเชื่อว่าช่วงการพองตัวของจักรวาลจะสั้นมากแต่รุนแรงซึ่งเกิดขึ้นภายใน 10−32 วินาทีแรก นี่เป็นการขยายตัวที่แตกต่างจากที่เราเห็นรอบตัวเราในปัจจุบัน วัตถุในอวกาศไม่เคลื่อนที่ แทนที่จะเปลี่ยนเมตริกที่กำหนดพื้นที่เอง แม้ว่าวัตถุในกาลอวกาศจะไม่สามารถเคลื่อนที่ได้เร็วกว่าความเร็วแสง แต่ข้อจำกัดนี้ใช้ไม่ได้กับเมตริกที่ควบคุมกาลอวกาศ เชื่อกันว่าช่วงเริ่มต้นของการพองตัวนี้อธิบายได้ว่าทำไมอวกาศจึงดูแบนราบมาก และมีขนาดใหญ่กว่าที่แสงจะเดินทางได้ตั้งแต่เริ่มเอกภพ

ภายในเสี้ยววินาทีแรกของการดำรงอยู่ของเอกภพ แรงพื้นฐานทั้งสี่ได้แยกออกจากกัน ในขณะที่เอกภพยังคงเย็นตัวลงอย่างต่อเนื่องจากสถานะที่ร้อนอย่างไม่น่าเชื่อ อนุภาคย่อยของอะตอมประเภทต่าง ๆ สามารถก่อตัวขึ้นได้ในช่วงเวลาสั้น ๆ ซึ่งเรียกว่า ยุคของควาร์ก, ยุคของฮาดรอน และยุคของเลปตัน เมื่อรวมกันแล้ว ยุคเหล่านี้รวมเวลาน้อยกว่า 10 วินาทีหลังจากบิกแบง อนุภาคมูลฐานเหล่านี้เชื่อมโยงกันอย่างเสถียรในส่วนผสมที่มีขนาดใหญ่ขึ้น ซึ่งรวมถึงโปรตอนและนิวตรอนที่เสถียร ซึ่งต่อมาได้ก่อตัวเป็นนิวเคลียสของอะตอมที่ซับซ้อนมากขึ้นผ่านการหลอมนิวเคลียส กระบวนการนี้เรียกว่าการสังเคราะห์นิวเคลียสของบิกแบง ใช้เวลาประมาณ 17 นาทีและสิ้นสุดหลังจากบิกแบงประมาณ 20 นาที ดังนั้นปฏิกิริยาที่เร็วและง่ายที่สุดเท่านั้นจึงเกิดขึ้น ประมาณร้อยละ 25 ของโปรตอนและนิวตรอนทั้งหมดในเอกภพโดยมวล ถูกเปลี่ยนเป็นฮีเลียม โดยมีดิวเทอเรียมจำนวนเล็กน้อย (รูปแบบหนึ่งของไฮโดรเจน) และลิเทียมเพียงเล็กน้อย ธาตุอื่น ๆ ถูกสร้างขึ้นในปริมาณที่น้อยมากเท่านั้น อีกร้อยละ 75 ของโปรตอนยังคงไม่ได้รับผลกระทบ เนื่องจากเป็นนิวเคลียสของไฮโดรเจน

หลังจากการสังเคราะห์นิวเคลียสสิ้นสุดลง เอกภพได้เข้าสู่ยุคที่เรียกว่า ยุคของโฟตอน ในช่วงเวลานี้ เอกภพยังคงร้อนเกินกว่าที่สสารจะก่อตัวเป็นอะตอมที่เป็นกลางได้ ดังนั้นจึงมีพลาสมาที่ร้อน, หนาแน่นและมีหมอกหนาของอิเล็กตรอนที่มีประจุลบ นิวตริโนที่เป็นกลาง และนิวเคลียสที่เป็นบวก หลังจากผ่านไปประมาณ 377,000 ปี เอกภพก็เย็นลงมากพอที่อิเล็กตรอนและนิวเคลียสจะสร้างอะตอมที่เสถียรตัวแรกได้ สิ่งนี้เรียกว่าการรวมตัวกันอีกครั้งด้วยเหตุผลทางประวัติศาสตร์ ในความเป็นจริงอิเล็กตรอนและนิวเคลียสรวมตัวกันเป็นครั้งแรก อะตอมที่เป็นกลางต่างจากพลาสมาตรงที่แสงมีความยาวคลื่นหลายช่วงคลื่นโปร่งใส ดังนั้น จึงเป็นครั้งแรกที่เอกภพโปร่งใสด้วย โฟตอนที่ปล่อยออกมา ("แยกตัว") เมื่ออะตอมเหล่านี้ก่อตัวขึ้นยังสามารถเห็นได้ในปัจจุบัน พวกมันก่อตัวเป็นรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพ

เมื่อเอกภพขยายตัว ความหนาแน่นของพลังงานของรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าจะลดลงเร็วกว่าของสสาร เนื่องจากพลังงานของโฟตอนจะลดลงตามความยาวคลื่น เมื่อประมาณ 47,000 ปี ความหนาแน่นของพลังงานของสสารมีมากกว่าความหนาแน่นของโฟตอนและนิวตริโน และเริ่มครอบงำพฤติกรรมขนาดใหญ่ของเอกภพ นี่เป็นจุดสิ้นสุดของยุคที่ครอบงำด้วยรังสีและการเริ่มต้นของยุคที่ครอบงำด้วยสสาร

ในช่วงแรกสุดของเอกภพ ความผันผวนเล็กน้อยภายในความหนาแน่นของเอกภพทำให้ความเข้มข้นของสสารมืดค่อย ๆ ก่อตัวขึ้น สสารธรรมดาถูกดึงดูดโดยความโน้มถ่วง ก่อตัวเป็นเมฆก๊าซขนาดใหญ่ และในที่สุดก็เกิดเป็นดาวฤกษ์และกาแล็กซี ซึ่งสสารมืดมีความหนาแน่นมากที่สุด และกลายเป็นความว่างเปล่าในที่ที่มีความหนาแน่นน้อยที่สุด หลังจากนั้นประมาณ 100 – 300 ล้านปี

ดาวฤกษ์ดวงแรกก่อตัวขึ้น เรียกว่า ดาวฤกษ์ชนิดดารากร 3 สิ่งเหล่านี้อาจมีมวลมาก, เรืองแสง, ไม่เป็นโลหะและมีอายุสั้น พวกมันมีหน้าที่รับผิดชอบในการรีไอออนไนซ์ของเอกภพอย่างค่อยเป็นค่อยไประหว่างประมาณ 200-500 ล้านปีถึง 1 พันล้านปี และยังสร้างเอกภพด้วยธาตุที่หนักกว่าฮีเลียมผ่านการสังเคราะห์นิวเคลียสของดาวฤกษ์ เอกภพยังประกอบด้วยพลังงานลึกลับ ซึ่งอาจเป็นสนามสเกลาร์ ซึ่งเรียกว่าพลังงานมืด ซึ่งความหนาแน่นของพลังงานนี้จะไม่เปลี่ยนแปลงตลอดเวลา หลังจากผ่านไปประมาณ 9.8 พันล้านปี เอกภพได้ขยายตัวมากพอจนความหนาแน่นของสสารน้อยกว่าความหนาแน่นของพลังงานมืด ซึ่งเป็นจุดเริ่มต้นของ ยุคที่พลังงานมืดครอบงำ ในปัจจุบัน ในยุคนี้ การขยายตัวของเอกภพมีความเร่งขึ้นเนื่องจากพลังงานมืด

## อ้างอิง

**เชิงอรรถอ้างอิง**

### บรรณานุกรม

* Bartel, Leendert van der Waerden (1987). "The Heliocentric System in Greek, Persian and Hindu Astronomy". *Annals of the New York Academy of Sciences*. **500** (1): 525–45. Bibcode:1987NYASA.500..525V. doi:10.1111/j.1749-6632.1987.tb37224.x. S2CID 222087224.
* Landau L, Lifshitz E (1975). *The Classical Theory of Fields (Course of Theoretical Physics)*. Vol. 2 (revised 4th English ed.). New York: Pergamon Press. pp. 358–97. ISBN 978-0-08-018176-9.
* Liddell, H. G. & Scott, R. (1968). *A Greek-English Lexicon*. Oxford University Press. ISBN 978-0-19-864214-5.
* Misner; C.W.; Thorne; Kip; Wheeler; J.A. (1973). *Gravitation*. San Francisco: W. H. Freeman. pp. 703–816. ISBN 978-0-7167-0344-0.
* Raine, D. J.; Thomas, E. G. (2001). *An Introduction to the Science of Cosmology*. Institute of Physics Publishing.
* Rindler, W. (1977). *Essential Relativity: Special, General, and Cosmological*. New York: Springer Verlag. pp. 193–244. ISBN 978-0-387-10090-6.
* Rees, Martin, บ.ก. (2012). *Smithsonian Universe* (2nd ed.). London: Dorling Kindersley. ISBN 978-0-7566-9841-6.

## แหล่งข้อมูลอื่น

* NASA/IPAC Extragalactic Database (NED) / (NED-Distances).
* There are about 1082 atoms in the observable universe – *LiveScience*, กรกฎาคม ค.ศ. 2021
* *This is why we will never know everything about our universe* – *Forbes*, พฤษภาคม ค.ศ. 2019