可观测宇宙

可观测宇宙（Observable universe）是一个以观测者作为中心的球体空间，小得足以让观测者观测到该范围内的物体，也就是说物体发出的光有足够时间到达观测者。截至2013年对宇宙年龄最精确的估计是年。但由于宇宙的膨胀，可观测宇宙的半径并不是固定的138亿光年，人类所观测的古老天体当前的距离比起其原先的位置要遥远得多（以固有距离（proper distance）来衡量，固有距离在现在的时点和同移距离是相等的）。现在推测可观测宇宙半径约为465亿光年，直径约为930亿光年。假设宇宙是各向同性的，从任何方向到可观测宇宙边缘的距离在每个方向都大致是相等同。也就是说，可观测的宇宙是一个以观测者为中心的球面区域。宇宙中的每一个位置都有自己的可观测宇宙，它可能与以地球为中心的宇宙重叠，也可能不重叠。
“可观测”在这个意义上与现代科技是否容许我们探测到物体发出的辐射无关，而是指物体发出的光线或其他辐射可能到达观测者。实际上，我们最远只能观测到宇宙从不透明变为透明的临界最后散射面（surface of last scattering），但在未来的技术下，我们有可能观测到更古老的宇宙中微子背景辐射，甚至可能能够从重力波的探测推断这个时间之前的信息。有时候天体物理学家将「可视宇宙」（visible universe）和「可观测宇宙」相区分，前者只包括了再复合时期以来的信息而后者则包括了自宇宙膨胀（传统宇宙学的大爆炸及现代宇宙学的暴胀时期结束）以来发出的信息。经过计算，到CMBR粒子的同移距离（可视宇宙的半径）大约为140亿秒差距（约457亿光年），而到可观测宇宙边缘的同移距离大约为143亿秒差距（约466亿光年），大约比前者大2%。
因为自宇宙膨胀开始以来，这些物体的电磁辐射已经有时间到达太阳系和地球。在可观测宇宙中可能有2兆个星系，但在2021年根据新视野号的数据，这个数字估计只有几千亿。
宇宙和可观测宇宙.
宇宙中的部分区域由于过于遥远，以至于从大爆炸以来发出的光线未能有足够的时间到达地球。因此这一部分的区域在可观测宇宙之外。到了未来，从遥远星系发出的光线获得了更多的光行时间，所以目前宇宙中更多的区域将成为可观测宇宙的一部分。但是根据哈伯定律，宇宙中足够遥远的区域以超过光速的速度膨胀，远离地球而去，而相对地，邻近的物体间则不能以超光速运动。假设暗能量维持不变，宇宙继续加速膨胀，那么处在未来视界以外的天体在无限未来的任意一个时间点都永远无法进入可观测宇宙的范围，因为从那些天体发出的光永远无法到达我们。假设宇宙将一直持续膨胀下去，未来视界的同移距离经计算为190亿秒差距（620亿光年）。这意味著在理论上我们在未来无限时间内可观测的星系数量是当前可观测星系的数量乘以系数2.36。
虽然原则上到了未来更多的星系将变得可观测，而事实上越来越多的星系会因宇宙的不断膨胀而具有极高的红移值，它们将渐渐地从视线中消失，最终变成不可观测。 另一个微妙之处是在一个给定的同移距离上，如果我们可以收到从一个星系在其过去历史中的任意年龄段发出的信号，那么该星系可以被定义为位于可观测宇宙的范围内（比如该星系在大爆炸5亿年后发出的信号），但是因为宇宙膨胀，可能在该星系往后的年龄段上从同一星系发出的信号在无限未来的任意一个时间点都永远不会到达我们（例如在大爆炸100亿年后我们可能永远也无法知道该星系是什么样子的）， 即便它仍然在相同的同移距离上（同移距离和固有距离不同，同移距离排除了宇宙膨胀因素的影响，因而不随时间变动）。这个事实可被用于定义一种距离随时间改变的事件视界。例如，当前到该事件视界的距离大约是160亿光年，意味著从当前发生的并且距离我们不超过160亿光年的事件发出的信号在将来最终将到达我们。但是如果事件发生在160亿光年以外，我们永远也接收不到信号。
不论是通俗的还是专业的研究文章都会使用“宇宙”一词指代“可观测宇宙”，因为我们不可能知道任何与我们没有因果关系的事物。但至今没有发现指出“可观测宇宙”等同于整个宇宙。根据宇宙暴胀理论，如果暴胀起于大爆炸后10−37秒，那么似乎能有理地假设成暴胀之前宇宙的大小约等于光速乘以它的年龄，这样就意味著整个宇宙的大小至少比可观测宇宙大3x1023倍（约1.5 × 1034光年）。 有些更低的估计声称整个宇宙比可观测宇宙大250倍（约3兆4500亿光年）。
如果宇宙是有限的，宇宙也可能比可观测宇宙小。在这个情况下，观测者认为距离很远的天体，其实只是一个较近的天体发出的光环绕著宇宙移动而产生的复制影像。但这个理论很难被验证，因为天体的不同影像可能处于不同的时代，外貌因而大不相同。
大小.
从地球的任何方向到可观测宇宙的边缘大概是一百四十亿秒差距（四百六十亿光年），因此可观测宇宙是一个直径为两百九十亿秒差距（九百三十亿光年） 的球体。 假定宇宙空间在大致上是平坦的，可观测宇宙的容量相当于（ 或者）的同移体积。
以上数字为现在的距离（参见宇宙年表），而不是发光时点的距离。例如我们现在所见的宇宙微波背景辐射起源于再复合时期，即大约发生在大爆炸38万年之后。 产生宇宙微波背景辐射的绝大多数物质在其间凝聚成了星系，经计算这些星系离我们大约有460亿光年之遥。
根据弗里德曼-勒梅特-罗伯逊-沃尔克度规，如果我们接收到红移值为"z"的光线，那么最初发光时点的宇宙标度因子为：
formula_1.
WMAP九年数据结果结合其他测量值显示复合的红移值为"z" =  ，这意味著再复合时期的宇宙标度因子为。所以如果释放出最古老的CMBR光子的物质现在的距离是460亿光年，那么最初在光子退藕的再复合时期，该物质的距离仅为4,200万光年。
对可观测宇宙大小的误解.
关于可观测宇宙的大小，许多二手资料发布了一些不正确的数字，以下举例。
大尺度结构.
红移巡天和各种波长的电磁波（特别是21公分线）绘图为我们提供了许多关于宇宙结构性质和内容的信息。宇宙结构的组成像是分成了不同的等级，规模最大的包括超星系团以及大尺度纤维状结构。比纤维状结构更大的连续结构似乎就没有了，这种现象被称为最大结构之终结（End of Greatness）。
普通物质的质量.
已知宇宙的质量常被表述为1050吨或者1053公斤。这里的质量指的是包括星际物质和星系际介质在内的普通物质的质量，但是它不包括暗物质和暗能量。假设宇宙是有限的，宇宙中普通物质的质量可以用以下三种方法计算得出：根据临界密度的估计、根据恒星数量推断以及根据稳态宇宙估计：
根据临界密度的估计.
临界密度是宇宙在持续膨胀和收缩中维持平直状态的能量密度。 
从威尔金森微波各向异性探测器对宇宙微波背景辐射的观测显示了宇宙的空间曲率非常接近于零，在目前的宇宙模型下意味著密度参数值一定非常接近某个临界密度值。在这种条件下，临界密度formula_2可以用以下公式计算：
formula_3
其中G是万有引力常数。从欧洲太空总署的普朗克空间望远镜观测结果来看：formula_4是67.15公里/秒/百万秒差距。这给出了临界密度 （大约5氢原子/立方米）。它包括了四类重要的能量/质量：普通物质（4.8%）、中微子（0.1%）、冷暗物质（26.8%）和暗能量（68.3%）。既然宇宙已经膨胀了138亿年，目前同移距离（半径）大约是460亿光年。因此，宇宙体积（"πr"3）等于 ，普通物质的质量等于乘以体积或等于。
根据恒星数量推断.
没有任何方法可以让我们确切知道宇宙中恒星的数目，但文献中给出的恒星数目常介于1022到1024之间。其中一种验证方法是估计宇宙的星系的数量再乘以一个普通星系内的恒星数目。一个合理的估计是宇宙中有1,000亿个普通的星系而每一个普通的星系有1,000亿颗恒星。这样可算出宇宙中共有1022颗恒星。下一步我们需要算出恒星平均的质量，可以根据银河系中恒星的分布算出。在银河系中73%的恒星属于M型恒星，大约只有太阳质量的30%。从每个恒星光谱类型的恒星数量和质量来考虑，普通恒星质量是太阳质量的51.5%。 
太阳的质量是，所以宇宙中普通恒星的质量为1030 公斤。因此恒星的总质量等于恒星数目（1022）乘以恒星平均质量（1030 公斤） ，得出1052 公斤。我们还需要考虑星际物质（ISM）和星系际介质（IGM）的质量。它们在宇宙中所占比重分别为：恒星 = 5.9%，星际物质 （ISM）= 1.7%，以及星系际介质 （IGM）= 92.4%.这样从恒星质量推断出宇宙的质量：把计算得出的1052 公斤恒星总质量除以恒星质量在宇宙所占的比重5.9%。结果是宇宙中普通物质的总质量为 。
根据稳态宇宙估计.
弗雷德·霍伊尔爵士利用以下公式计算了可观测稳态宇宙的质量：
也可表示为
这里"H" = 哈伯常数，ρ = 霍伊尔密度值，"G" = 万有引力常数，"c" = 光速。
结果近似于 。所以，假设普通物质，中微子和暗物质占了全部质量/能量的31.7%, 暗能量占了68.3%，稳态宇宙的全部质量/能量计算为：普通物质和暗物质（31.7% 乘以）加上暗能量（68.3%乘以乘以增加的容积（39））。结果等于：。如同临界密度方法，普通物质占了全部质量/能量的4.8%。如果霍伊尔的计算结果乘以这个百分比，普通物质的质量为。
结果对比.
简而言之，三种计算方法得出了相近的结果：，以及。平均值是。
恒星数量推断法的主要假设是恒星的数量（1022）以及恒星所占的普通物质比重（5.9%）。临界密度估计法的主要假设是宇宙的同移半径（466亿光年）以及普通物质的质量占所有物质质量的比重（4.8%）。霍伊尔稳态宇宙估计法的主要假设是同移距离半径和暗能量所占质量比重（68.3%）。临界密度估计法和霍伊尔稳态估计法还用了哈伯常数（67.15 (公里/秒)/百万秒差距）。
物质成份 — 原子数量.
假设普通物质的质量大约是，并且假定所有的原子均为氢原子（在现实中氢原子约占了银河系中所有原子质量的74%，参见化学元素丰度）, 计算宇宙包含的原子数目并不难。把普通物质的质量除以氢原子的质量（除以，其结果大约是1080个氢原子。生物化学进程可能起源于宇宙早期的适居时期，即大爆炸之后不久，那时的宇宙只有1,000到1,700万岁。 根据泛种论假说，由流星体，小行星和其他太阳系小天体所传播的微生物可能遍布于整个宇宙中。虽然目前只知道地球上存在生命，但认为外星生命不只看似真实，而且是有可能甚至不可避免的人不在少数。
最遥远的天体.
截至2011年1月已知最遥远的天体是UDFj-39546284。2009年研究人员发现了红移值高达8.2的伽玛射线暴GRB 090423，推测其是由于恒星的坍缩而引起的，爆发时宇宙年龄只有6亿3,000万岁。 既然该伽玛射线暴大约发生在130亿年前，媒体所广泛报导的距离是130亿光年（或更精确的130亿3,500万光年）。 这仅仅是光行距离（参见宇宙学中的距离测量），并非哈伯定律和定义可观测宇宙大小时所采用的固有距离。红移值8.2所对应的固有距离大约是92亿秒差距，或300亿光年。另一个最遥远天体记录持有者是在阿贝尔2218星系团位置后方，位于宇宙更深处的一个星系。它的光行距离大约是130亿光年，哈伯望远镜显示其红移值在6.6到7.1之间。凯克望远镜显示了它的红移值大约在7左右，接近上述红移值范围的上限值。现在地球所见到的来自该星系的光芒大约是在大爆炸7亿5,000万年后发出的。
2016年8月，天文学者新发现，最遥远的天体是GN-z11.它距离地球134亿光年。它的红移是全部已知天体最高的，达到z=11.09。这代表它的年龄为134亿年，代表138亿年前大爆炸以后4亿年该星系就存在了。
视界.
基于各种物理局限性和我们能接受宇宙中各类事件信息的程度，宇宙学视界界定了我们的宇宙可观测的界限。其中最知名的是粒子视界，它界定了可视宇宙的精确范围（鉴于有限的宇宙年龄）。其他的宇宙学视界和未来观测范围相关（在距离上大于粒子视界，因为考量到了宇宙膨胀的因素）。