Παρατηρήσιμο σύμπαν

Το παρατηρήσιμο σύμπαν αποτελείται από την ύλη (π.χ. γαλαξίες) και την ενέργεια (π.χ. πίδακες ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας) που παρατηρούνται από οπουδήποτε μπορούμε να κάνουμε τέτοιες μετρήσεις στις μέρες μας, πρακτικά κοντά στη Γη και ως επί το πλείστον εντός του ηλιακού μας συστήματος. Με την προϋπόθεση ότι το σύμπαν είναι ισότροπο, εμφανίζει δηλαδή τις ίδιες ιδιότητες σε κάθε του σημείο και προς όλες τις κατευθύνσεις, το παρατηρήσιμο δικό μας σύμπαν είναι μια σφαίρα στο κέντρο της οποίας βρισκόμαστε, ανεξαρτήτως από το σχήμα που ενδεχομένως έχει το σύμπαν πέρα από αυτό που είμαστε σε θέση να παρατηρούμε. Κάθε τοποθεσία στο σύμπαν έχει το δικό της ξεχωριστό παρατηρήσιμο σύμπαν.
Ο όρος παρατηρήσιμο που χρησιμοποιείται δεν εξαρτάται από τη μοντέρνα τεχνολογία και το κατά πόσο αυτή μας επιτρέπει την ανίχνευση ακτινοβολίας από ένα αντικείμενο σε αυτή την περιοχή (ή από το αν όντως υπάρχει ακτινοβολία η οποία μπορεί να ανιχνευθεί). Απλά δείχνει ότι είναι πιθανό θεωρητικά για το φως ή άλλα σήματα να φτάσουν σε έναν παρατηρητή στη Γη. Στην πράξη, μπορούμε να δούμε φως μόνο ως την εποχή που το σύμπαν είχε ήδη αναπτύξει ιδιότητες που επέτρεπαν την παραγωγή και μετάδοσή του μέσα σε αυτό. Πρόκειται για την περίοδο κατά την οποία η τότε έκφανση της ύλης μπόρεσε για πρώτη φορά να εκπέμψει φωτόνια τα οποία δεν επαναπορροφήθηκαν από αυτήν (εποχή του διαχωρισμού).
Η «επιφάνεια της τελευταίας διασποράς» είναι το σύνολο των σημείων στον χώρο τα οποία βρίσκονται στην ακριβή απόσταση από την οποία μας φτάνουν σήμερα φωτόνια από την περίοδο του διαχωρισμού. Αυτά είναι φωτόνια τα οποία ανιχνεύουμε σήμερα ως ακτινοβολία υποβάθρου. Ίσως με μελλοντική τεχνολογία θα μπορέσουμε να ανιχνεύσουμε το ενδεχομένως ακόμα παλαιότερο υπόβαθρο νετρίνων ή ακόμα παλαιότερα γεγονότα μέσω των βαρυτικών κυμάτων (τα οποία θεωρείται πως κινούνται επίσης με την ταχύτητα του φωτός). Μερικές φορές οι αστροφυσικοί κάνουν διάκριση μεταξύ του ορατού σύμπαντος, το οποίο περιέχει μόνο σήματα τα οποία προέρχονται από την περίοδο του διαχωρισμού, και του παρατηρήσιμου σύμπαντος το οποίο περιέχει σήματα από την αρχή της πιθανολογούμενης κοσμολογικής διεύρυνσης (το Big Bang στην παραδοσιακή κοσμολογία, το τέλος της περιόδου επέκτασης στη μοντέρνα κοσμολογία). Σύμφωνα με υπολογισμούς, η «συγκινητική απόσταση» (η απόσταση που συνυπολογίζει τη συμπαντική διαστολή) ως τα σωματίδια που παρήγαγαν την ακτινοβολία υποβάθρου τα οποία συμβολίζουν την ακτίνα του ορατού σύμπαντος είναι περίπου 14 δισεκατομμύρια παρσέκ (περίπου 45,7 δισεκατομμύρια έτη φωτός) ενώ η συγκινητική απόσταση ως το άκρο του παρατηρήσιμου σύμπαντος είναι περίπου 14,3 δισεκατομμύρια παρσέκ (περίπου 46,6 δισεκατομμύρια έτη φωτός) περίπου 2% μεγαλύτερη.
Η καλύτερη εκτίμηση για την ηλικία του σύμπαντος με βάση τους υπολογισμούς που έγιναν το 2013 είναι 13,798 ± 0,037 δισεκατομμύρια χρόνια αλλά λόγω της διαστολής του σύμπαντος παρατηρούμε αντικείμενα τα οποία ήταν αρχικά πολύ πιο κοντά αλλά τώρα θεωρείται ότι βρίσκονται σε μεγαλύτερη απόσταση (όπως ορίζεται σε όρους κοσμολογικής απόστασης η οποία είναι ίση με την συγκινητική απόσταση στο παρόν) από τη σταθερή απόσταση των 13,8 δισεκατομμυρίων ετών φωτός.  Υπολογίζεται ότι η διάμετρος του παρατηρήσιμου σύμπαντος είναι περίπου 28 δισεκατομμύρια παρσέκ (93 δισεκατομμύρια έτη φωτός). Έτσι ορίζεται το άκρο του παρατηρήσιμου σύμπαντος σε απόσταση περίπου 46-47 δισεκατομμυρίων ετών φωτός από εμάς.

Το σύμπαν σε σχέση με το παρατηρήσιμο σύμπαν

Μερικά μερή του σύμπαντος είναι υπερβολικά μακριά και έτσι το φως που εκπέμφθηκε από το Big Bang δεν είχε αρκετό χρόνο να φτάσει στη Γη, οπότε αυτές οι περιοχές είναι εκτός του παρατηρήσιμου σύμπαντος. Στο μέλλον, φως από μακρινούς γαλαξίες θα έχουν περάσει μεγαλύτερο χρόνο ταξιδιού έτσι επιπλέον περιοχές θα γίνουν παρατηρήσιμες. Όμως, λόγω του νόμου του Χαμπλ περιοχές που απέχουν πάνω από μια ορισμένα απόσταση από εμάς απομακρύονται από εμάς με ταχύτητα μεγαλύτερη από αυτή του φωτός (η ειδική σχετικότητα δεν επιτρέπει σε κοντινά αντικείμενα στην ίδια περιοχή να κινηθούν γρηγορότερα από την ταχύτητα του φωτός σε συνάρτηση του ενός με του άλλου, αλλά δεν υπάρχει κάποιος περιορισμός για απομακρυσμένα αντικείμενα όταν η απόσταση μεταξύ τους αυξάνεται) και επιπλέον ο ρυθμός διαστολής φαίνεται να αυξάνεται συνεχώς λόγω παρουσίας της σκοτεινής ενέργειας. Υποθέτοντας ότι η ποσότητα σκοτεινής ενέργειας παραμένει σταθερή (μια αμετάβλητη κοσμολογική σταθερά), έτσι ώστε ο ρυθμός διαστολής του συμπαντός να συνεχίσει να αυξάνεται, υπάρχει ένα "μελλοντικό όριο ορατότητας" πέρα από το οποίο τα αντικείμενα δε θα μπούν ποτέ στο παρατηρήσιμο σύμπαν μας σε καμία περίοδο του άπειρου μέλλοντος επειδή το φως που εκπέμπεται από αυτά τα αντικείμενα δεν θα μας φτάσει ποτέ. (Υπάρχει η εικασία πως, επειδή η παράμετρος Χαμπλ μειώνεται με την πάροδο του χρόνου, ενδέχεται να υπάρξουν περιπτώσεις όπου ένας γαλαξίας ο οποίος απομακρύνεται από εμάς με ταχύτητα ελάχιστα μεγαλύτερη από την ταχύτητα του φωτός μπορεί να εκπέμψει κάποιο σήμα το οποίο τελικώς θα φτάσει σε εμάς). Το όριο μελλοντικής ορατότητας υπολογίζεται σε μια συγκινητική απόσταση της τάξεως των 19 δισεκατομμυρίων παρσέκ (62 δισεκατομμύρια έτη φωτός) υποθέτοντας ότι το σύμπαν θα συνεχίσει να διαστέλλεται για πάντα, κάτι το οποίο υπονοεί πως ο αριθμός των γαλαξιών που θεωρητικά θα μπορούμε να παρατηρήσουμε στο άπειρο μέλλον (αγνοώντας το γεγονός ότι πρακτικά μερικοί γαλαξίες θα είναι αδύνατο να παρατηρηθούν λόγω της μετατόπισης του φάσματος προς το ερυθρό, όπως αναλύεται στην επόμενη παράγραφο) είναι μόνο μεγαλύτερος από τον παρόντα αριθμό κατά παράγοντα της τάξεως του 2,36.
   
Παρόλο που κατά κανόνα περισσότεροι γαλαξίες θα γίνουν ορατοί σε εμάς στο μέλλον, στην πράξη ένας αυξανόμενος αριθμός γαλαξιών θα υποστούν ακραία μετατόπιση προς το ερυθρό λόγω της συνεχόμενης διαστολής, σε τέτοιο βαθμό που θα φανεί ότι εξαφανίστηκαν από το οπτικό μας πεδίο και έγιναν αόρατοι. Υπάρχει μια επιπλέον εικασία πως ένας γαλαξίας σε μια δεδομένη συγκινητική απόσταση ορίζεται ότι βρίσκεται εντός του "παρατηρήσιμου σύμπαντος" εάν μπορούμε να λάβουμε σήματα που εκπέμπονται από αυτό το γαλαξία από οποιαδήποτε στιγμή του παρελθόντος του (π.χ. ένα σήμα που εστάλη από ένα γαλαξία μόνο 500 εκατομμύρια χρόνια μετά το Big Bang) αλλά λόγω της διαστολής του σύμπαντος, ίσως υπάρξει κάποια μεταγενέστερη περίοδος κατά την οποία ένα σήμα που θα σταλεί από τον ίδιο γαλαξία δε θα μπορέσει να μας φτάσει ποτέ σε κανένα σημείο του άπειρου μέλλοντος (έτσι, για παράδειγμα ίσως δε μπορέσουμε ποτέ να δούμε τι μορφή είχε ο γαλαξίας 10 δισεκατομμύρια χρόνια μετά το Big Bang) παρόλο που παραμένει στην ίδια συγκινητική απόσταση (η συγκινητική απόσταση ορίζεται ως σταθερή με την παρόδο του χρόνου - σε αντίθεση με την κανονική απόσταση η οποία χρησιμοποιείται για να οριστεί η ταχύτητα ύφεσης λόγω της διαστολής του σύμπαντος) η οποία είναι μικρότερη από τη συγκινητική ακτίνα του παρατηρήσιμου σύμπαντος. Αυτό το γεγονός μπορεί να χρησιμοποιηθεί ώστε να οριστεί ένα είδος κοσμικού ορίζοντα γεγονότων του οποίου η απόσταση από εμάς αλλάζει με την πάροδο του χρόνου. Για παράδειγμα, η παρούσα απόσταση από αυτόν τον ορίζοντα είναι περίπου 16 δισεκατομμύρια έτη φωτός, κάτι το οποίο σημαίνει πως ένα σήμα από κάποιο γεγονός που συμβαίνει στο παρόν μπορεί να μας φτάσει σε κάποια στιγμή στο μέλλον εαν το γεγονός απέχει λιγότερο από 16 δισεκατομμύρια έτη φωτός από εμάς, αλλά το σήμα δε θα μας φτάσει ποτέ αν το γεγονός απέχει περισσότερο από 16 δισεκατομμύρια έτη φωτός.
Τόσο τα δημοφιλή όσο και τα επιστημονικά άρθρα στην κοσμολογία χρησιμοποιούν συχνά τον όρο "σύμπαν" εννοώντας το "παρατηρήσιμο σύμπαν". Αυτό μπορεί να δικαιολογηθεί καθώς δεν θα μπορέσουμε ποτέ να μάθουμε το οτιδήποτε μέσω άμεσου πειραματισμού για οποιοδήποτε σημείο του σύμπαντος το οποίο δεν είναι ορατό σε εμάς, παρόλο που πολλές αναγνωρισμένες επιστημονικές θεωρίες προϋποθέτουν ένα σύμπαν πολύ μεγαλύτερο από το παρατηρήσιμο. Δεν υπάρχει κανένα στοιχείο το οποίο να δείχνει ότι τα όρια του παρατηρήσιμου σύμπαντος αποτελούν τα όρια του συνολικού σύμπαντος, καθώς επίσης κανένα από τα επικρατέστερα κοσμολογικά μοντέλα δεν προτείνει ότι το σύμπαν έχει όρια, παρόλο που μερικά μοντέλα προτείνουν ότι είναι άμετρο αλλά όχι άπειρο όπως ένα περισσοτέρων διαστάσεων ανάλογο του σχήματος της επιφάνειας μιας δισδιάστατης σφαίρας η οποία δεν είναι άπειρη αλλά δεν έχει άκρα. Είναι εύλογο το γεγονός ότι ο αριθμός των γαλαξιών στο παρατηρήσιμο σύμπαν μας αποτελεί ένα πολύ μικρό μέρος του συνόλου των γαλαξιών που υπάρχουν στο σύμπαν μας. Σύμφωνα με τη θεωρία της κοσμικής διαστολής και τον εμπνευστή της, Άλαν Γκουθ (Alan Guth), εάν υποτεθεί ότι η διαστολή ξεκίνησε περίπου 10⁻³⁷ δευτερόλεπτα μετά από το Big Bang, τότε με βάση την εύλογη υπόθεση ότι το μέγεθος του σύμπαντος εκείνη την περίοδο ήταν ίσο με το γινόμενο της ταχύτητας του φωτός επί την ηλικία του προκύπτει το συμπέρασμα ότι στο παρόν το μέγεθος του σύμπαντος είναι τουλάχιστον 3 x 10²³ φορές μεγαλύτερο από το μέγεθος του παρατηρήσιμου σύμπαντος. Υπάρχουν επίσης χαμηλότερες εκτιμήσεις οι οποίες υποστηρίζουν πως το σύμπαν είναι κάτι παραπάνω από 250 φορές μεγαλύτερο από το παρατηρήσιμο σύμπαν.
Εάν το σύμπαν είναι πεπερασμένο αλλά απεριόριστο, είναι επίσης πιθανό το σύμπαν να είναι μικρότερο από το παρατηρήσιμο σύμπαν. Σε αυτή την περίπτωση, το ότι βλέπουμε πολύ μακρινούς γαλαξίες μπορεί στην πραγματικότητα να είναι αντίγραφα άλλων κοντινών γαλαξιών, τα οποία σχηματίζονται από φως το οποίο κάνει κυκλικές διαδρομές στο σύμπαν. Είναι δύσκολο να ελεγχθεί αυτή η υπόθεση πειραματικά καθώς διαφορετικές εικόνες ενός γαλαξία θα δείχνουν διαφορετικές περιόδους στην ιστορία του, και έτσι ίσως εμφανιστούν εντελώς διαφορετικές. Ο  Bielewicz  και η ομάδα του υποστηρίζουν ότι έχουν υπολογίσει ένα κατώτατο όριο της τάξεως των 27,9 gigaparsecs (91 δισεκατομμύρια έτη φωτός) στη διάμετρο της επιφάνειας τελευταίας διασποράς (καθώς είναι μόνο ένα κατώτατο όριο, η μελέτη αφήνει ανοιχτή την πιθανότητα ότι το συνολικό σύμπαν είναι πολύ μεγαλύτερο, ίσως και άπειρο). Αυτή η εκτίμηση βασίζεται στην ανάλυση των δεδομένων 7 ετών από το WMAP. Υπάρχουν διαφωνίες σχετικά με την εγκυρότητα της μελέτης.

Μέγεθος

Η συγκινητική απόσταση από τη Γη ως το άκρο του παρατηρήσιμου σύμπαντος είναι περίπου 14 gigaparsecs (46 δισεκατομμύρια έτη φώτος ή 4,3 x 10²⁶ μέτρα) σε οποιαδήποτε κατεύθυνση. Έτσι,το παρατηρήσιμο σύμπαν είναι μια σφαίρα με διάμετρο περίπου 29 gigaparsecs  (93 δισεκατομμύρια έτη φωτός ή 8,8 x 10²⁶ μέτρα).
Τα μεγέθη που αναφέρονται παραπάνω αφορούν το παρόν (σε κοσμολογικό χρόνο) και όχι αποστάσεις τη χρονική περίοδο που εκπέμφθηκε το φως. Για παράδειγμα,η μικροκυματική ακτινοβολία υπόβαθρου που βλέπουμε τώρα εκπέμφθηκε την περίοδο του διαχωρισμού των φωτονίων,ο οποίος εκτιμάται ότι συνέβη περίπου 380.000 χρόνια μετά το Big Bang, το οποίο συνέβη περίπου 13,8 δισεκατομμύρια χρόνια πριν. Αυτή η ακτινοβολία εκπέμφθηκε από ύλη η οποία είχε συμπυκνωθεί σε γαλαξίες,οι οποίοι γαλαξίες στο παρόν υπολογίζονται ότι απέχουν από εμάς 46 δισεκατομμύρια χρόνια. Για να υπολογίσουμε την απόσταση από αυτή την ύλη την χρονική περίοδο που εκπέμφθηκε το φως, θα πρέπει πρώτα να λάβουμε υπόψιν πως σύμφωνα με την εξίσωση Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker η οποία χρησιμοποιείται στο μοντέλο διαστολής του σύμπαντος, εάν στην παρούσα φάση λαμβάνουμε φως με ερυθρή μετατόπιση μεγέθους z, τότε ο παράγοντας κλίμακας τη χρονική περίοδο που εκπέμφθηκε το φως δίνεται από την εξίσωση:
.
Τα αποτελέσματα της εννιαετούς μελέτης του WMAP σε συνδυασμό με άλλες μετρήσεις προσδιορίζουν τον συντελεστή ερυθράς μετατόπισης του διαχωρισμού των φωτονίων ως z = 1091,64 ± 0,47, κάτι το οποίο υπονοεί ότι ο παράγοντας κλίμακας την περίοδο του διαχωρισμού των φωτονίων θα ήταν ¹⁄1092.64. Έτσι αν η ύλη που εξέπεμψε τα παλαιότερα φωτόνια της κοσμικής μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου έχει παρούσα απόσταση 46 δισεκατομμύρια έτη φωτός, τότε την περίοδο του διαχωρισμού όταν τα φωτόνια είχαν εκπεμφθεί η απόσταση θα ήταν περίπου μόνο 42 εκατομμύρια έτη φωτός.

Δομή μεγάλης κλίμακας

Ουράνιες μετρήσεις και χαρτογραφήσεις των διάφορων φασμάτων μήκος κύματος της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας (συγκεκριμένα της εκπομπής στα 21 εκατοστά) έχουν προσφέρει πολλές πληροφορίες σχετικά με το περιεχόμενο το χαρακτήρα της δομής του σύμπαντος. Η οργάνωση της δομής φαίνεται να ακολουθεί ένα ιεραρχικό μοντέλο με οργάνωση μέχρι το επίπεδο των υπερσμηνών και των γαλαξιακών νημάτων. Σε μεγαλύτερο επίπεδο, δε φαίνεται να υπάρχει συνεχής δομή, ένα φαινόμενο που έχει αναφερθεί ως το Τέλος του Μεγαλείου.

Τείχη, νήματα και κενά

Η οργάνωση της δομής ξεκινά (αν και αμφισβητείται) στο αστρικό επίπεδο, παρόλο που οι περισσότεροι κοσμολόγοι σπανίως επικαλούνται την αστροφυσική σε τέτοια κλίμακα. Οι αστέρες σχηματίζουν γαλαξίες, οι οποίοι με τη σειρά τους σχηματίζουν ομάδες γαλαξιών, σμήνη γαλαξιών, υπερσμήνη, στρώματα, τείχη και νήματα, τα οποία διαχωρίζονται με τεράστια κενά, δημιουργώντας ένα απέραντο δόμημα με μορφή παρόμοια με αυτή του αφρού, που μερικές φορές αναφέρεται ως "κοσμικός ιστός". Πριν το 1989, ήταν κοινή υπόθεση ότι τα σμήνη γαλαξιών, που υπακούν στο θεώρημα Virial ήταν οι μεγαλύτερες δομές που υπάρχουν, και ότι ήταν κατανεμημένα ομοιόμορφα στο σύμπαν προς κάθε κατεύθυνση. Όμως, από τις αρχές της δεκαετίας του 1980, όλο και περισσότερες δομές έχουν ανακαλυφθεί. Το 1983, ο Άντριαν Γουέμπστερ αναγνώρισε το Webster LQG, ένα μεγάλο γκρουπ κβάζαρ το οποίο αποτελείται από 5 κβάζαρ. Η ανακάλυψη αυτή ήταν η πρώτη αναγνώριση μιας δομής μεγάλης κλίμακας και έχει αυξήσει τις πληροφορίες σχετικά με τη γνωστή ομαδοποίηση της ύλης στο σύμπαν. Το 1987, ο Ρόμπερτ Μπρεντ Τάλι αναγνώρισε το σύμπλεγμα υπερσμήνος Ιχθύος - Κήτους, το γαλαξιακό νήμα στο οποίο εδρεύει ο γαλαξίας μας. Έχει μήκος περίπου 1 δισεκατομμύριο έτη φωτός. Το ίδιο έτος, ανακαλύφθηκε μια ασυνήθιστα μεγάλη περιοχή χωρίς γαλαξίες, το Γιγαντιαίο Κενό, το οποίο έχει μήκος περίπου 1,3 δισεκατομμύρια έτη φωτός. Με βάση τα δεδομένα από τη μετατόπιση προς το ερυθρό, το 1989, η Μάργκαρετ Γκέλερ και ο Τζον Χάκρα ανακάλυψαν το "Μεγάλο Τείχος", ένα στρώμα γαλαξιών με μήκος μεγαλύτερο των 500 εκατομμυρίων ετών φωτός και πλάτος 200 εκατομμύρια έτη φωτός αλλά πάχος μόνο 15 εκατομμύρια έτη φωτός. Η ύπαρξη αυτής της δομής διέφευγε από τους επιστήμονες για τόσο καιρό επειδή απαιτείται εντοπισμός της θέσης των γαλαξιών σε τρεις διαστάσεις, κάτι το οποίο περιλαμβάνει συνδυασμό των πληροφοριών τοποθεσίας των γαλαξιών με τις πληροφορίες από τη μετατόπιση προς το ερυθρό. Δύο χρόνια αργότερα, οι αστρονόμοι Ρότζερ Κλόους και Λουίς Καμπουζάνο ανακάλυψαν την ομάδα κβάζαρ Clowes–Campusano LQG, μια μεγάλη ομάδα η οποία έχει έκταση 2 δισεκατομμύρια έτη φωτός στο πλατύτερο σημείο της και ήταν η μεγαλύτερη γνωστή δομή στο σύμπαν την περίοδο που ανακοινώθηκε. Τον Απρίλιο του 2003, μια άλλη δομή μεγάλης κλίμακας ανακαλύφθηκε, το Μεγάλο Τείχος Sloan. Τον Αύγουστο του 2007, ένα πιθανό υπερκενό ανιχνεύτηκε στον αστερισμό Ηριδανό. Συμπίπτει με το "Ψυχρό σημείο της κοσμικής μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου", μια ψυχρή περιοχή στο μικροκυματικό φάσμα, η οποία δεν θα έπρεπε να υπάρχει σύμφωνα με το επικρατέστερο κοσμολογικό μοντέλο. Αυτό το υπερκενό θα μπορούσε να προκαλεί το ψυχρό σημείο, αλλά για να συμβαίνει αυτό θα πρέπει να είναι απίστευτα μεγάλο, πιθανότατα 1 δισεκατομμύριο έτη φωτός σε μήκος, όσο μεγάλο είναι και το Γιγαντιαίο Κενό που αναφέρθηκε νωρίτερα.
Μια άλλη δομή μεγάλης κλίμακας είναι ο "Νεοανακαλυφθείς Σβόλος", ένα σύνολο γαλαξιών και τεράστιων θυλάκων αερίων που έχει μήκος περίπου 200 εκατομμύρια έτη φωτός.
Σε πρόσφατες μελέτες το σύμπαν παρουσιάζεται ως ένα σύνολο σχεδόν σφαιρικών κενών, τα οποία διαχωρίζονται από στρώματα και νήματα γαλαξιών, με τα υπερσμήνη να εμφανίζονται ως κατά καιρούς σχετικά πυκνά στίγματα. Αυτό το σύνολο είναι καθαρά ορατό στην χαρτογράφηση 2dF Galaxy Redshift Survey. Στην εικόνα φαίνεται μια τρισδιάστατη απεικόνιση των εσωτερικών μερών της χαρτογράφησης η οποία αποκαλύπτει μια εντυπωσιακή άποψη των κοσμικών δομών στο κοντινό σύμπαν. Μερικά υπερσμήνη ξεχωρίζουν, όπως το Μεγάλο Τείχος Sloan.
Το 2011, ανακαλύφθηκε ένα μεγάλο γκρουπ κβάζαρ, το U1.11, με μήκος περίπου 2,5 δισεκατομμύρια έτη φωτός. Στις 11 Ιανουαρίου 2013 άλλο ένα γκρουπ κβάζαρ, το Huge LQG, ανακαλύφθηκε, το οποίο υπολογίστηκε στα 4 δισεκατομμύρια έτη φωτός σε μήκος, η μεγαλύτερη γνωστή δομή στο σύμπαν μέχρι τότε. Τον Νοέμβριο του 2013 αστρονόμοι ανακάλυψαν το Μεγάλο Τείχος Hercules–Corona Borealis, μια ακόμα μεγαλύτερη δομή με διπλάσιο μέγεθος από την προηγούμενη. Προσδιορίστηκε μέσω χαρτογράφησης των εκρήξεων ακτίνων γάμμα.

Τέλος του Μεγαλείου

Το Τέλος του Μεγαλείου είναι μια κλίμακα παρατηρήσεων, η οποία ανακαλύφθηκε περίπου στα 100 μεγαπαρσέκ (περίπου 300 εκατομμύρια έτη φωτός), όπου τα εξογκώματα που φαίνονται στη δομή μεγάλης κλίμακας του σύμπαντος είναι ομοιογενή και ισοτροπικά, είναι δηλαδή σύμφωνα με την Κοσμολογική Αρχή. Σε αυτή την κλίμακα, καμία ψευδο-τυχαία μορφοκλασματική μορφή δεν είναι εμφανής. Τα υπερσμήνη και τα νήματα που φαίνονται σε μικρότερες μελέτες τυχαιοποιούνται σε βαθμό που η ομαλή κατανομή του σύμπαντος είναι ορατά εμφανής. Αυτή η κλίμακα δεν μπορούσε να παρατηρηθεί μέχρι και τη χαρτογράφηση της ερυθρής μετατόπισης στη δεκαετία του 90.

Παρατηρήσεις

Άλλη μια ένδειξη δομής μεγάλης κλίμακας είναι το "δάσος Lyman-alpha". Πρόκειται για ένα σύνολο γραμμών απορρόφησης που εμφανίζονται στο φάσμα φωτός από τα κβάζαρ, οι οποίες ερμηνεύονται ως ενδείξεις για την ύπαρξη γιγαντιαίων τειχών διαγαλαξιακών (κυρίως υδρογόνου) αερίων. Αυτά τα τείχη φαίνεται να σχετίζονται με το σχηματισμό νέων γαλαξιών.
Χρειάζεται προσοχή κατά την περιγραφή δομών σε κοσμική κλίμακα διότι συχνά τα αντικείμενα είναι διαφορετικά από αυτό που δείχνουν. Η βαρυτική κυρτότητα (η καμπύλωση του φωτός λόγω της βαρύτητας) μπορεί να δημιουργεί την εντύπωση ότι μια εικόνα προέρχεται από κατεύθυνση διαφορετική από αυτή της πραγματικής της πηγής. Αυτό συμβαίνει όταν αντικείμενα που βρίσκονται στο προσκήνιο (όπως γαλαξίες) καμπυλώνουν τον περιβάλλοντα χωροχρόνο (όπως προβλέπεται από τη Γενική θεωρία της Σχετικότητας), και εκτρέπουν τις ακτίνες φωτός που περνούν. Προς δική μας διευκόλυνση, η ισχυρή βαρυτική κύρτωση μπορεί μερικές φορές να μεγεθύνει τους μακρινούς γαλαξίες, κάνοντας τον εντοπισμό τους ευκολότερο. Η ασθενής βαρυτική κύρτωση από το ενδιάμεσο σύμπαν επίσης αλλάζει λίγο τη δομή μεγάλης κλίμακας που παρατηρούμε. Από το 2004 και μετά, οι μετρήσεις της ασθενούς βαρυτικής κύρτωσης έδειξαν πως μπορούν να χρησιμοποιηθούν ως δοκιμές κοσμολογικών μοντέλων.

Κοσμογραφία της κοσμικής γειτονιάς μας

Στο κέντρο του υπερσμήνους Ύδρα - Κένταυρος, υπάρχει μια βαρυτική ανωμαλία η οποία ονομάζεται ο Μεγάλος Ελκυστής και επηρεάζει την κίνηση των γαλαξιών σε μια έκταση εκατοντάδων εκατομμυρίων ετών φωτός. Αυτοί οι γαλαξίες είναι όλοι μετατοπισμένο προς το ερυθρό, σε συμφωνία με το νόμο του Χαμπλ. Αυτό μας δείχνει ότι απομακρύνονται από εμάς και ο ένας από τον άλλον, αλλά οι διαφορές στη μετατόπιση τους προς το ερυθρό είναι επαρκείς για να αποκαλύψουν την ύπαρξη μιας συγκέντρωσης μάζας ίσης με δεκάδες χιλιάδες γαλαξίες.
Ο Μεγάλος Ελκυστής, που ανακαλύφθηκε το 1986, βρίσκεται σε μια απόσταση μεταξύ 150 και 250 εκατομμυρίων ετών φωτός (250 εκατομμύρια είναι η πιο πρόσφατη εκτίμηση), στην κατεύθυνση των αστερισμών της Ύδρας και του Κενταύρου. Στην περιοχή του υπάρχει πληθώρα παλιών μεγάλων γαλαξιών, πολλοί από τους οποίους συγκρούονται με τους γείτονες τους ή εκπέμπουν μεγάλες ποσότητες ραδιοκυμάτων.
Το 1987, ο αστρονόμος R. Bent Tully του Ινστιτούτου Αστρονομίας του Πανεπιστημίου της Χαβάης εντόπισε κάτι το οποίο ονόμασε Σύμπλεγμα υπερσμήνος Κήτους - Ιχθύος, μια δομή με μήκος 1 δισεκατομμυρίου ετών φωτός και πλάτος 150 εκατομμύρια έτη φωτός στο οποίο υποστηρίζει ότι ανήκει το Τοπικό υπερσμήνος.

Μάζα της κοινής ύλης

Η μάζα του σύμπαντος αναφέρεται συχνά ως 10⁵⁰ τόνοι ή 10⁵³ κιλά. Σε αυτά τα πλαίσια, η μάζα αναφέρεται στην κοινή μάζα και περιλαμβάνει το διαστρικό μέσο (ISM) και το διαγαλαξιακό μέσο (IGM). Όμως, δεν περιλαμβάνει τη σκοτεινή ύλη και τη σκοτεινή ενέργεια. Τρεις υπολογισμοί επιβεβαιώνουν αυτό τον αριθμό για τη μάζα της κοινής ύλης στο σύμπαν : Εκτιμήσεις βασισμένες στην κρίσιμη πυκνότητα, εξαγωγές από τον αριθμό των άστρων και εκτιμήσεις βασισμένες στη σταθερή κατάσταση. Αυτοί οι υπολογισμοί υποθέτουν ότι το σύμπαν είναι πεπερασμένο.

Εκτιμήσεις με βάση την κρίσιμη πυκνότητα

Κρίσιμη πυκνότητα ορίζεται ως η πυκνότητα της ενέργειας με την οποία η διαστολή του σύμπαντος τοποθετείται μεταξύ της συνεχούς διαστολής και της κατάρρευσης. Παρατηρήσεις της κοσμικής μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου από τη Μικροκυματική Ανισοτροπική Διερεύνηση Wilkinson υποδεικνύουν ότι η χωρική κυρτότητα του σύμπαντος είναι πολύ κοντά στο 0, κάτι το οποίο στα τρέχοντα κοσμολογικά μοντέλα δείχνει ότι η τιμή της παραμέτρου πυκνότητας πρέπει να είναι πολύ κοντά σε μια ορισμένη τιμή κριτικής πυκνότητας. Σε αυτή την κατάσταση, ο υπολογισμός της κρίσιμης πυκνότητας pc είναι:
όπου το G είναι η βαρυτική σταθερά. Τα αποτελέσματα από το Τηλεσκόπιο Πλανκ της της Ευρωπαϊκής Υπηρεσίας Διαστήματος είναι : το H₀ είναι 67,15 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο ανά μεγαπαρσέκ. Αυτό μας δίνει μια κρίσιμη πυκνότητα 0.85×10⁻²⁶ kg/m³ (διατυπώνεται ως περίπου 5 άτομα υδρογόνου ανά κυβικό μέτρο). Αυτή η πυκνότητα περιλαμβάνει 4 σημαντικούς τύπους ενέργειας/μάζας : Κοινή ύλη (4,8%), νετρίνα (0,1%), ψυχρή σκοτεινή ύλη (26,8%) και σκοτεινή ενέργεια (68,3%). Σημειώνουμε ότι παρόλο που τα νετρίνα ορίζονται ως σωματίδια όπως τα ηλεκτρόνια, αναφέρονται ξεχωριστά καθώς είναι πολύ δύσκολο να ανιχνευθούν και πολύ διαφορετικά από την κοινή ύλη. Έτσι, η πυκνότητα της κοινής ύλης είναι το 4,8% της συνολικής υπολογισμένης κρίσιμης πυκνότητας ή αλλιώς 4.08×10⁻²⁸ kg/m³. Για να μετατρέψουμε αυτή την πυκνότητα σε μάζα θα πρέπει να κάνουμε πολλαπλασιασμό κατ'όγκο, ένα μέγεθος βασισμένο στην ακτίνα του "παρατηρήσιμου σύμπαντος". Καθώς το σύμπαν διαστέλλεται εδώ και 13,7 δισεκατομμύρια χρόνια, η συγκινητική απόσταση (ακτίνα) είναι τώρα περίπου 46.6. δισεκατομμύρια έτη φωτός. Έτσι, ο όγκος (4/3 π r³) ισοδυναμεί με 3,58 x 10⁸⁰ m³ και η μάζα της κοινής ύλης ισοδυναμεί με την πυκνότητα (4,08 x 10⁻²⁸ kg/m³) επί τον όγκο (3,58 x 10⁸⁰ m³) ή 1,46 x 10⁵³ kg.

Εξαγωγή συμπερασμάτων από τον αριθμό των άστρων

Δεν υπάρχει προς το παρόν κάποιος τρόπος ώστε να υπολογίσουμε τον ακριβή αριθμό των άστρων αλλά με βάση την παρούσα έρευνα, κυμαίνεται μεταξύ 10²² και 10²⁴. Ένας τρόπος να τεκμηριώσουμε αυτά τα μεγέθη είναι να εκτιμήσουμε τον αριθμό των γαλαξιών και να πολλαπλασιάσουμε με τον αριθμό των άστρων σε ένα συνηθισμένο γαλαξία. Η απεικόνιση Hubble Ultra-Deep Field του 2004 περιέχει περίπου 10.000 γαλαξίες. Το κομμάτι του ουρανού σε αυτή την περιοχή είναι 3,4 λεπτά της μοίρας σε κάθε πλευρά. Για μια σχετική σύγκριση, θα χρειαζόταν περίπου 50 τέτοιες απεικονίσεις για να καλυφθεί πλήρως το φεγγάρι. Εάν πρόκειται για μια κοινή απεικόνιση του συνόλου του ουρανού, υπάρχουν περίπου 100 δισεκατομμύρια γαλαξίες στο σύμπαν. Πιο πρόσφατα, το 2012, οι επιστήμονες του Hubble δημοσίευσαν την απεικόνιση Hubble Extreme Deep Field η οποία έδειχνε ελαφρώς περισσότερους γαλαξίες για μια περίπου ίδια περιοχή. Ωστόσο, για να υπολογίσουμε τον αριθμό άστρων με βάση αυτές τις απεικονίσεις θα χρειαζόμασταν επιπλέον υποθέσεις : το ποσοστό των μεγάλων και των νάνων γαλαξιών και τον μέσο αριθμό άστρων που περιέχουν. Έτσι, μια λογική εκτίμηση θα ήταν να υποθέσουμε ότι υπάρχουν 100 δισεκατομμύρια κοινοί γαλαξίες με 100 δισεκατομμύρια άστρα ανά γαλαξία. Αυτό μας δίνει 10²² άστρα. Στη συνέχεια θα πρέπει να υπολογίσουμε το μέσο όρο μάζας του άστρου η οποία μπορεί να υπολογιστεί από την κατανομή των άστρων στο γαλαξία μας. Μέσα στο γαλαξία μας, αν ένας μεγάλος αριθμός άστρων ταξινομηθεί με βάση την φασματική τάξη, το 73% είναι τάξης Μ η οποία περιλαμβάνει άστρα με το 30% της μάζας του Ήλιου. Εάν λάβουμε υπόψη τη μάζα και τον αριθμό των άστρων σε κάθε φασματική τάξη, η μέση μάζα ενός άστρου είναι το 51,5% της μάζας του Ήλιου μας. Η μάζα του Ήλιου είναι 2 x 10³⁰ έτσι μια λογική εκτίμηση για τη μάζα ενός μέσου άστρου στο σύμπαν είναι 10³⁰ κιλά. Έτσι, η μάζα όλων των άστρων ισούται με τον αριθμό των άστρων (10²²) επί τη μάζα ενός μέσου άστρου (10³⁰ κιλά), σύνολο 10⁵² κιλά. Ο επόμενος υπολογισμός αφορά το Διαστρικό Μέσο και το Διαγαλαξιακό Μέσο. Το Διαστρικό Μέσο είναι ύλη μεταξύ των άστρων: αέρια (κυρίως υδρογόνο) και σκόνη. Το Διαγαλαξιακό Μέσο είναι ύλη μεταξύ των γαλαξιών, κυρίως υδρογόνο. Η κοινή ύλη (πρωτόνια, νετρόνια και ηλεκτρόνια) υπάρχουν στο Διαστρικό αλλά και στο Διαγαλαξιακό Μέσο. Στην " Καταγραφή Κοσμικής Ενέργειας " ορίζεται το ποσοστό του κάθε μέρους ως εξής : άστρα = 5,9%,Διαστρικό Μέσο, = 1,7%,και Διαγαλαξιακό Μέσο = 92,4%. Έτσι,για να εξάγουμε τη μάζα του σύμπαντος από τη μάζα των άστρων,διαιρούμε τη μάζα 10⁵² κιλών που υπολογίσαμε για τα άστρα με το 5,9%. Το αποτέλεσμα είναι 1,7 x 10⁵³ κιλά για όλη την κοινή ύλη.

Σύγκριση αποτελεσμάτων

Συνοψίζοντας, οι 3 ανεξάρτητοι υπολογισμοί παράγουν σχετικά κοντινά αποτελέσματα : 1,46 x 10⁵³ κιλά, 1,7 x 10⁵³ κιλά και 1,20 x 10⁵³ κιλά. Ο μέσος όρος είναι 1,45 x 10⁵³ κιλά.
Οι βασικές υποθέσεις χρησιμοποιώντας την μέθοδο εξαγωγής συμπερασμάτων από τη μάζα των άστρων όπου ο αριθμός των άστρων (10²²) και το ποσοστό της κοινής ύλης στα άστρα (5.9%). Οι βασικές υποθέσεις χρησιμοποιώντας τη μέθοδο της Κρίσιμης Πυκνότητας ήταν η ακτίνα συγκινητικής απόστασης του σύμπαντος (46,6 δισεκατομμύρια έτη φωτός) και το ποσοστό κοινής ύλης σε όλη την ύλη (4.8%). Οι βασικές υποθέσεις χρησιμοποιώντας τη μέθοδο σταθερής κατάστασης Χόιλ ήταν η ακτίνα συγκινητικής απόστασης και το ποσοστό σκοτεινής ενέργειας σε όλη την ύλη (68.3%). Οι εξισώσεις της Κρίσιμης Μάζας και της σταθερής κατάστασης Χόιλ χρησιμοποίησαν επίσης τη σταθερά Χαμπλ (67.15 χλμ/δευτερόλεπτο/μεγαπαρσέκς).

Περιεχόμενο ύλης - αριθμός ατόμων

Υποθέτοντας ότι η μάζα της κοινής ύλης είναι 1,45 x 10⁵³ κιλά και υποθέτοντας πως όλα τα άτομα είναι άτομα υδρογόνου (τα οποία στην πραγματικότητα αποτελούν περίπου το 74% όλων των ατόμων στο γαλαξία κατά μάζα), ο υπολογισμός του συνολικού αριθμού ατόμων στο σύμπαν είναι εύκολος. Διαιρούμε τη μάζα της κοινής ύλης με τη μάζα ενός ατόμου υδρογόνου (1,45 x 10⁵³ κιλά δια 1,67 x 10⁻²⁷ κιλά). Το αποτέλεσμα είναι περίπου 10⁸⁰ άτομα υδρογόνου. Η βιοχημεία ίσως ξεκίνησε λίγο μετά το Big Bang,περίπου 13,8 δισεκατομμύρια χρόνια πριν σε μια κατοικήσιμη περίοδο όπου το σύμπαν ήταν μόνο 10-17 εκατομμυρίων ετών. Σύμφωνα με την Υπόθεση της Πανσπερμίας, η μικροσκοπική ζωή - διαμοιρασμένη σε μετεωροειδείς, αστεροειδείς και άλλα μικρά σώματα του ηλιακού συστήματος - μπορεί να υπάρχει σε πολλά μέρη του σύμπαντος. Παρόλο που η ζωή έχει επιβεβαιωθεί μόνο στη Γη,πολλοί πιστεύουν πως εξωγήινη ζωή δεν είναι απλώς πιθανό να υπάρχει αλλά είναι πιθανό ή ακόμα και αναπόφευκτο.

Τα πιο απομακρυσμένα ουράνια σώματα

Το πιο απομακρυσμένο ουράνιο σώμα που έχει εντοπισθεί σύμφωνα με τα στοιχεία του Ιανουαρίου του 2011 είναι ένας υποψήφιος γαλαξίας με κωδικό UDFj-39546284. Το 2009, μια έκρηξη ακτίνων Γάμμα, η GRB 090423 φάνηκε να έχει μετατόπιση προς το ερυθρό μεγέθους 8,2 κάτι το οποίο μας δείχνει ότι το καταρρέον άστρο που την προκάλεσε εξερράγη όταν το σύμπαν ήταν μόλις 630 εκατομμυρίων ετών. Η έκρηξη συνέβη περίπου 13 δισεκατομμύρια χρόνια πριν, έτσι η απόσταση των περίπου 13 δισεκατομμυρίων ετών φωτός αναφέρθηκε ευρέως στα ΜΜΕ (ή μερικές φορές ένα ακριβέστερο μέγεθος των 13,03 δισεκατομμυρίων ετών φωτός) παρόλο που αυτό θα ήταν η απόσταση που διένυσε το φως αντί για την "κανονική απόσταση" η οποία χρησιμοποιείται τόσο στο νόμο του Χαμπλ και στον ορισμό του μεγέθους του παρατηρήσιμου σύμπαντος (ο κοσμολόγος Ned Wright διαφωνεί με την κοινή χρήση σε ανακοινώσεις αστρονομίας της απόστασης που διανύει το φως σε αυτή τη σελίδα, και στο κάτω μέρος της σελίδας προσφέρει υπολογιστές που μπορούν να χρησιμοποιηθούν για τον υπολογισμό της παρούσας κανονικής απόστασης για ένα απομακρυσμένο σώμα σε ένα επίπεδο σύμπαν με βάση είτε τη μετατόπιση z προς το ερυθρό ή το χρόνο ταξιδιού του φωτός). Η κανονική απόσταση για μια μετατόπιση μεγέθους 8.2 είναι περίπου 9,2 γιγαπαρσέκς ή περίπου 30 δισεκατομμύρια έτη φωτός. Άλλο ένα ρεκόρ για το πιο απομακρυσμένο ουράνιο σώμα είναι ένας γαλαξίας ο οποίος παρατηρείται μέσω και βρίσκεται πίσω από το σμήνος Abell 2218 με απόσταση ταξιδιού φωτός επίσης 13 δισεκατομμύρια έτη φωτός από τη Γη, με παρατηρήσεις από το τηλεσκόπιο Χαμπλ να δείχνουν μια μετατόπιση προς το ερυθρό μεταξύ 6,6 και 7,1, και παρατηρήσεις από το τηλεσκόπιο Keck δείχνουν μια μετατόπιση προς το ερυθρό προς το ανώτερο όριο της κλίμακας, γύρω στο 7. Το φως του γαλαξία που τώρα παρατηρούμε από τη Γη πρέπει να ξεκίνησε να εκπέμπεται από την πηγή του περίπου 750 εκατομμύρια χρόνια μετά το Big Bang.

Ορίζοντες

Το όριο της παρατηρησιμότητας στο σύμπαν μας ορίζεται από ένα σύνολο κοσμολογικών οριζόντων οι οποίοι περιορίζουν, με βάση διάφορους φυσικούς φραγμούς, την έκταση στην οποία μπορούμε να λάβουμε πληροφορίες σχετικά με διάφορα γεγονότα στο σύμπαν. Ο διασημότερος ορίζοντας είναι ο ορίζοντας σωματιδίων ο οποίος θέτει ένα όριο σχετικά με την ακριβή απόσταση μέχρι την οποία μπορούμε να δούμε λόγω της ορισμένης ηλικίας του σύμπαντος. Επιπλέον ορίζοντες σχετίζονται με την πιθανή μελλοντική επέκταση των παρατηρήσεων (μεγαλύτερες από αυτή του ορίζοντα σωματιδίων λόγω της διαστολής του σύμπαντος), ένας "οπτικός ορίζοντας" στην επιφάνεια της τελευταίας διασποράς και άλλους σχετιζόμενους ορίζοντες με την επιφάνεια της τελευταίας διασποράς για τα νετρίνα και τα βαρυτικά κύματα.