Question: 지구에서 보이는 가장 가까운 별은 무엇인가?

관측 가능한 우주


관측 가능한 우주()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 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 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 ± 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, 8.8×1023 킬로미터, 5.5×1023 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 5×1053 kg이다.[15]
우주 대 관측 가능한 우주

우주의 일부분들은 빅뱅 이후 그곳에서 방출된 빛이 지구까지 이르는 데 현재도 충분한 시간이 흐르지 않은 만큼 멀리 있기 때문에, 관측 가능한 우주의 바깥에 위치해 있다. 미래에는 먼 은하에서 오는 빛이 추가적으로 지구에 더 이르게 될 것이므로 현재 관측 가능한 우주의 바깥 부분 중 일부가 관측 가능한 우주의 영역이 될 것이다. 그렇지만 허블의 법칙에 따르면 지구로부터 충분히 멀리 있는 영역은 빛의 속도보다 더 빨리 멀어지고 있으며(특수 상대성은 동일한 국부 좌표계에서 가까이에 있는 물체들이 서로에 대해 빛보다 훨씬 빠르게 움직이는 것을 막는다. 하지만 그들 사이의 공간이 팽창할 때 멀리 있는 물체에 대해서는 그러한 제약이 없다.) 더욱이 암흑에너지로 인해 우주의 팽창속도가 가속되고 있는 것처럼 보인다. 암흑에너지를 상수(불변하는 우주상수)로 둔다면 우주의 팽창속도는 계속해서 가속되어, "미래 가시성 한계"(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)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]

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 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(全宇宙)를 필요로 함에도 불구하고, 우리가 지구와 인과적으로 단절된 우주의 어떤 부분에 대해서든 직접적인 실험을 통해 어떤 것도 알아낼 수 없는 이유로 정당화될 수 있다. 관측 가능한 우주의 경계가 우주 전체의 경계가 된다거나 아니면, 일부 모형들은 우주가 면적은 유한하나 가장자리가 없는 구의 2차원 표면과 같이, 고차원 유사체처럼 유한하지만 무한하다는 것을 주장하긴 하나, 어떠한 주류 우주론 모형도 제시하지 못한, 애초에 우주가 어떠한 물리학적 경계선이었을 지도 모른다는 것을 시사하는 증거는 존재하지 않는다. 우리의 관측 가능한 우주 내부의 은하들이 전우주의 극히 일부분에 해당한다는 생각이 그럴듯 하여 보인다. 앨런 구스(및 D. 카자나스[22])가 최초로 제창한 우주 인플레이션 이론에 따르면, 빅뱅 약 10-37 초 후 인플레이션이 시작되었다고 가정할 때, 인플레이션 발생 이전 우주의 크기는 우주의 나이와 동일한 시간 만큼 광속으로 움직인 거리와 거의 같으므로, 현재 전우주의 크기가 최소한 관측 가능한 우주의 반경의 3×1023 배라는 치수가 나온다.[23] 또한 전우주가 관측 가능한 우주의 250 배 이상이라는 낮은 측정치도 있고,[24] 관측 가능한 우주보다 101010122 배 크다는 높은 측정치도 있다.[25]
만약 우주가 (구의 표면처럼)유한하지만 무한하다면, 우주는 관측 가능한 우주보다 작을 수도 있다. 이런 경우에서, 우리가 매우 먼 은하로 보이는 것으로 포착한 것이 실제로는 빛이 우주를 일주하면서 만들어진, 가까운 은하의 복제 영상일 수도 있다. 이러한 가설을 실험적으로 검증하는 것은 매우 어렵다. 한 은하의 여러 영상이 서로 다른 시기의 모습을 보여주며, 그 결과 현재와는 상당히 다른 모습을 보여주기 때문이다. 비엘레위츠 등[26]은 최종산란면의 지름의 하한값이 27.9 기가파섹(910억 광년)일 것이라 주장한다. 이는 하한값일 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

지구에서 관측 가능한 우주의 가장자리까지의 공변거리는 어떤 방향으로든 약 14.26 기가파섹(465억 광년 또는 4.40×1026 미터)이다. 따라서 관측 가능한 우주는 직경 대략 28.5 기가파섹[28] (930억 광년 또는 8.8×1026 m)의 구의 형태다.[29] 공간이 거의 평탄하다고 가정하면, 이 크기는 공변체적 약 1.22×104 Gpc3(4.22×105 Gly3 또는 3.57×1080 m3)에 해당한다.[30]
앞의 문단에서 서술된 것은 (우주론적 시간으로)현재 거리지, 빛이 방출된 시점</i>의 거리가 아니다. 예를 들어, 우리가 당장 보고 있는 우주배경복사는 빅뱅 38만 년 후,[31][32] 즉 약 138억 년 전에 발생한 것으로 추정되는, 광자분리 시기에 방출된 것이다. 그 시기에 복사를 방출한 물질은 시간이 흘러 은하로 결집하였을 것이고, 그 은하들은 현재 우리로부터 약 460억 광년 떨어져 있는 것으로 계산된다.[10][14] 빛이 방출된 시점에서 물질까지의 거리를 측정하기 위해, 우리는 우선, 팽창하는 우주의 모형에 사용되는 프리드만-르메트르-로버트슨-워커 계량에 따르면, 현시간에 우리가 적색편이 z의 빛을 수신할 때 빛이 방출된 시기의 척도인자는 다음과 같이 주어진다는 것을 주목해야 한다.[33][34]





a
(
t
)
=


1

1
+
z





{\displaystyle \!a(t)={\frac {1}{1+z}}}


WMAP의 9년차 자료와 다른 측량자료를 종합하면 광자분리 시기의 광자의 적색편이 z = 1,091.64±0.47으로,[35] 광자분리 시기의 척도인자가 1/1092.64임을 시사한다. 그래서 가장 오래된 CMBR 광자를 방출했던 물질이 현재 460억 광년 거리에 있다면, 광자가 방출되었던 분리 시기의 거리는 약 4,200만 광년이다.
크기에 대한 오해

많은 2차 자료에서 가시적 우주의 크기에 대해 매우 다양하고 부정확한 수치를 보도하여 왔다. 그러한 수치 중 일부는 아래에 작성되어 있으며, 그런 오해에 대해 그럴듯한 이유를 간략하게 설명해 놓았다.
138억 광년
우주의 나이는 138억 년인 것으로 측정되었다. 어떠한 물체도 빛의 속력이나 그 이상으로 속력을 가속할 수 없다는 것이 널리 이해되고 있는데, 그렇기 때문에 관측 가능한 우주의 반지름이 138억 광년일 것이라는 잘못된 인식이 널리 퍼져있다. 이러한 추리는 특수 상대성이 정확하다는 가정하에 평탄하고, 정적인 민코프스키 시공간 모형에서만 타당하다. 실제 우주에서, 시공간은 허블의 법칙에 의해 뒷받침 되는, 우주의 팽창에 들어맞는 방식으로 굽어져 있다. 우주론적 시간 간격을 곱한 빛의 속도로 결정되는 거리는 물리학적 의미를 갖지 않는다.[36]
158억 광년
138억 광년값과 동일한 방법을 통해 구한 것이지만, 2006년 중반에 유명 언론에서 보도한, 부정확한 우주의 나이에서 시작된 것이다.[37][38] 그러한 값을 내놓은 주장 및 논문의 분석에 대해서는 다음을 참고하라.[39]
276억 광년
이 값은 138억 광년을 반경으로 하는 부정확한 값으로 구해진 직경이다.
780억 광년
2003년, 코니쉬 등[40]은 (관측 가능한 부분이 아닌)전우주</i>의 직경의 하한값을 찾았다고 한다. 우주가 자명하지 않은 위상을 가지기 때문에 크기가 유한하다고 가정한다면,[41][42] 우리가 보는 우주배경복사의 정반대편 지점 사이의 현재 거리값에 근거하여 이러한 하한값을 세울 수 있다. 전우주가 이 공간보다 작다면, 빅뱅 이후 빛은 전우주를 일주함으로써 CMBR의 먼 지점에다 반복되는 원형 패턴을 보여주는 다중 상을 만들어낼 것이다.[43] 코니쉬 등은 24 기가파섹(78 Gly 또는 7.4×1026 m)의 규모에서 그러한 효과를 탐색하였으며 그러한 것을 찾아내는데 실패하였는데, 이것은 이들이 가능한 모든 방향으로 연구를 확장하였다면, 이들은 "우리가 직경 24 Gpc보다 작은 우주 속에서 살고 있을 것이라는 가능성을 배제할 수 있었음"을 시사한다. 또한 저자들은 "(WMAP의 연장 임무 및 플랑크로부터) 저잡음 고해상도 CMB 지도를 이용하여 추정하기도 하였는데, 우리는~28 Gpc까지 한계를 확장하여 작은 원들에 대한 연구를 할 수 있을 것"이라 하였다.[40] 미래 관측에 의해 확립될 수 있는 이러한 최대 하한추정값은 개요에서 서술했던 (CMBR 내부의 공간으로 정의되는)가시적 우주의 반경 수치와 동일한, 반경 14 기가파섹 또는 약 460억 광년과 동일하다. 2012년 코니쉬 등 거의 동일한 저자들이 예고한 논문에서는 현재 하한값을 CMBR 공간의 직경의 98.5% 또는 26 Gpc로 확장하였다.[44]
1,560억 광년
이 수치는 780억 광년 수치를 반경으로 가정함으로써 배가하여 얻은 값이다.[45] 780억 광년은 본래부터 직경이었는데(코니쉬 등의 본래 논문에 따르면 "가능한 모든 방향으로 연구를 확장함으로써 우리는 우리가 직경 24 Gpc보다 작은 우주 속에서 살고 있을 것이라는 가능성을 배제할 수 있을 것이다"라고 한다. 그리고 24 Gpc는 780억 광년이다.),[40] 배가된 값인 1,560억 광년(혹은 반올림한 값인 1,600억 광년)은 부정확한 값이다. 이 수치는 매우 폭넓게 보도되었다.[45][46][47] 코니쉬가 천체물리학자로써 일하고 있는 몬타나주립대학 보즈먼 캠퍼스에서 보도된 신문에서는 디스커버 잡지에 실린 이야기를 논할 때 그런 오류에 대해 다음과 같이 언급하였다. "디스커버</i>는 780억 광년을 우주의 직경이 아닌 반경으로 생각하여 우주의 크기가 1,560억 광년이라고 잘못 보도하였다."[48]
1,800억 광년
이 추정값은 1,560억 광년이라는 잘못된 수치에 M33 은하가 실제로 이전에 측정된 거리보다 15% 더 멀리 떨어져 있다는 것을 결합한 값이다. 따라서 허블상수는 15% 더 작아진다.[49] 1,800억 광년이라는 값은 1,560억 광년에 15%를 추가하여 얻은 값이다.
거대구조
다양한 파장 (특히 21cm 방출)대역의 전자기파를 이용한 전천탐사 및 측량으로 우주의 구조에 대한 구성 및 특성에 대한 많은 정보를 얻을 수 있었다. 우주의 구조는 초은하단 및 은하필라멘트 규모까지는 계층적 모형을 따르는 것으로 보인다. 이보다(30~200 메가파섹 사이의 규모[50]) 큰 규모에서는 연속적인 구조가 나타나 보이지 않는데, 이러한 현상은 거대함의 끝(End of Greatness)이라 불린다.[51]
은하의 장벽, 필라멘트, 마디, 거시공동

대부분의 우주론자들은 대규모 구조에서 천체물리학을 거의 다루지 않지만, 구조의 조직도는 항성 수준에서 시작하는 것이 틀림없다. 별들은 은하를 이루며, 은하는 차례차례 은하군과 은하단, 초은하단, 은하시트, 은하필라멘트 및 은하벽을 이루며, 이들은 거대한 거시공동과 분리되어 있어, 그와 함께 거대한 거품 구조,[52] 혹은 "우주그물"을 이룬다. 1989년 이전까지, 현존하는 가장 거대한 구조로는 흔히 비리얼화 된 은하단이며, 이들은 모든 방향으로 우주 도처에 거의 균일하게 분포해 있을 것이라 여겨졌다. 그러나 1980년대 초 이후로 그보다 더 거대하고, 더 거대한 구조가 발견되어 왔다. 1983년, 에이드리언 웹스터는 다섯 개의 퀘이사로 이루어져 있는 거대퀘이사군인, 웹스터 LQG를 발견하였다. 이 발견은 대규모 구조에 대한 첫 발견이었으며, 우주에서 물질의 군집화가 얼만큼까지 되어 있는지에 대한 인식을 넓혀준 계기였다. 1987년에는 로버트 브렌트 툴리가 우리은하가 포함되어 있는 은하필라멘트인, 물고기자리-고래자리 복합 초은하단을 발견하였다. 이것의 폭은 약 10억 광년이다. 동일한 해에는 은하가 없는 특이하게 거대한 공간이 발견되었는데, 폭 13억 광년의 거대공동(Giant Void)이다. 적색편이 탐사 자료에 근거하여, 1989년에 마거렛 겔러와 존 허츠라는 길이 5억 광년 이상, 폭 2억 광년, 두께 1,500만 광년의 은하시트인 "장벽"을 발견하였다.[53] 이러한 구조의 존재는 적색편이로부터 거리 정보를 가진 은하에 대해 위치 정보를 결합하여 3차원 공간에서의 은하의 위치를 필요로 하기 때문에 오래동안 눈에 띄지 않았다. 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.

또다른 거대구조로는 은하와 거대한 기체 거품으로 이루어진, 폭 2억 광년의 뉴파운드 거품이 있다.
2011년, 25억 광년을 가로지르는 U1.11 거대퀘이사군이 발견되었다. 2013년 1월 11일에는 또다른 거대퀘이사군인 초거대퀘이사군이 발견되었는데, 크기가 40억 광년인 것으로 측정되었으며 발견 당시 우주에서 발견된 것 중 가장 거대한 구조였다.[55] 2013년 11월에 천문학자들은 헤라클레스자리-북쪽왕관자리 장벽을 발견하였다.[56][57] 이것은 예전에 발견된 가장 큰 것의 두 배는 더 거대한 구조로, 감마선 폭발의 지도화를 이용하여 발견되었다.[56][58]
거대함의 끝
거대함의 끝(End of Greatness)이란 대략 100 Mpc(약 3억 광년)에서 발견된 것으로, 우주의 거대구조에서 보이는 군집들이 우주원리에 따라 균질하고 등방적으로 관측되는 규모를 의미한다.[51] 이 규모 이후로는 의사무작위 프랙탈성(pseudo-random fractalness)이 나타나지 않는다.[59]
그보다 작은 규모의 탐사에서 초은하단과 은하필라멘트는 우주의 매끄러운 분포가 눈에 띄게 보일 정도로 무작위화 된다. 1990년대에 여러 적색편이 탐사가 이루어지고 나서야 그와 같은 규모에서 무작위화가 가능하게 되었다.[51]
관측

거대구조의 또다른 지표로는 '라이먼-알파 숲'(lyman-alpha forest)이 있다. 이것은 퀘이사에서 발생하는 빛의 스펙트럼에서 보이는 흡수선의 집합체인데, 얇고 거대한 (거의 수소로 이루어진)은하간 기체의 시트(판)의 존재를 나타내는 것으로 여겨진다. 이러한 시트는 새 은하의 형성과 연관되어 있는 것으로 보인다.
우주적 규모에서 이들이 어떻게 보이는 지에 따라 달라진다는 점으로 인해 그 구조의 설명에 주의가 필요하다. 중력렌즈(중력에 의해 빛의 경로가 휨)는 상을 광원으로부터 다른 방향으로 향하게 만들 수 있다. 이것은 전경의 은하와 같은 물체가 (일반상대성에 의해 예측되는)주변 시공간을 휨으로써, 빛의 경로를 휘게 만든다. 상당히 유용한 점은, 강중력렌즈는 가끔씩 먼 은하를 확대하여 그 은하를 관측하기 쉽게 만들 수 있다는 점이다. 일반적으로 두 물체 사이의 우주에서 발생하는 약중력렌즈(중력전단) 또한 관측된 거대구조를 미묘하게 변화시킨다. 2004년 현재, 이러한 미묘한 전단의 측정은 우주론 모형의 검증수단으로써의 가능성을 보여준다.
우주의 거대구조는 은하까지의 거리를 적색편이로만 측정할 경우 실제와 다르게 보이기도 한다. 예를 들어, 은하단 뒤편의 은하는 은하단으로 중력에 의해 끌려가 은하단으로 낙하하게 된다. 그러므로 그 은하는 (은하단이 없는 경우에 비해서)약간의 청색편이를 띠게 될 것이며, 그 반대편에서 봤을 때는 좀 더 적색편이를 띠게 될 것이다. 그러므로, 은하단의 주변 공간은 적색편이로 거리 측정을 하였을 경우 약간 밀려들어간 것처럼 보인다. 그 반대 효과는 이미 은하단 내에 존재하는 은하에 작용한다. 그러한 은하들은 은하단 중심의 주변을 어느정도 무작위 운동하는데, 이들의 무작위 운동이 적색편이로 변환될 때(즉 관찰자로부터 멀어질 때), 은하단의 모양은 늘어난 것처럼 보인다. 이러한 현상은 지구를 겨눈, 은하들로 이루어진 기다란 사슬의 환영인 "신의 손가락"(finger of God)을 형성한다.
근방의 우주에 대한 우주구조
바다뱀자리-센타우루스자리 초은하단의 중심에는, 거대인력체라 불리는 중력이상이 존재하여, 수억 광년을 가로지르는 영역에서 은하들의 운동에 영향을 준다. 이러한 은하들은 허블의 법칙에 따라 모두 적색편이화 된다. 이는 이들이 우리로부터, 즉 서로 멀어지고 있음을 시사하지만, 이들의 적색편이상의 변동은 은하 수만 개와 맞먹는 질량의 집중분포의 존재를 보여주기에 충분하다.
1987년, 하와이 대학교 천문연구소 소속의 천문학자 R. 브렌트 툴리는 그가 부르는, 물고기자리-고래자리 복합 초은하단을 발견하였다. 이 구조는 길이 10억 광년에 폭 1억 5천만 광년으로, 그는 국부 초은하단이 이곳에 위치한다고 말하였다.[61][62]
보통물질의 질량
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
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(Ω)의 값이 임계밀도 값에 매우 가까워야 함을 시사하고 있다. 이 조건에서, 임계밀도 




ρ

c




{\displaystyle \rho _{c}}

에 대한 계산은 다음과 같다.[64]





ρ

c


=



3

H

0


2




8
π
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 × 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 4.08×10-28 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(4/3πr3)은 3.58×1080 m3과 같으며 보통물질의 질량은 밀도(4.08×10-28 kg/m3)  곱하기 체적(3.58×1080 m3) 또는 1.46×1053 kg이다.
물질 조성 - 원자의 개수
보통물질의 질량이 약 1.45×1053 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.(1.45×1053 kg 나누기 1.67×10-27 kg) 계산 결과는 대략 수소 원자 1080 개이다. 생화학적 합성은 138억 년 전, 빅뱅 이후 우주가 단 1,000만 년에서 1,700만 년 되었을 무렵인, 생명 가능 시기 동안에 시작되었을 것이다.[66][67] 판스페르미아 가설에 따르면, 유성체, 소행성, 그리고 다른 태양계 소천체에 의해 발생하였다고 하는 마이크로미터 크기의 생명이 우주 도처에 존재할 수 있다고 한다.[68] 생명체는 오로지 지구에서만 확인되긴 하였지만, 많은 사람들은 외계 생명이 존재할 뿐만 아니라 그것이 필연적일 것이라고 생각한다.[69][70]
가장 먼 천체
2011년 1월에 발표된, 가장 먼 천체는 UDFj-39546284로 명명된 은하 후보이다. 2009년, 감마선 폭발 GRB 090423은 적색편이 8.2에서 발견되었는데, 이는 우주가 생긴지 6억 3,000만 년 되었을 때 그 폭발을 일으킨 붕괴성이 있었음을 시사한다.[71] 폭발은 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, 의 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, 켁 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]
지평선

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.

같이 보기
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


분류:물리우주론
분류:우주 거대구조