관측 가능한 우주

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 (930억 광년 또는 8.8×10²⁶ m)의 구의 형태다. 공간이 거의 평탄하다고 가정하면, 이 크기는 공변체적 약 1.22×10⁴ Gpc³(4.22×10⁵ Gly³ 또는 3.57×10⁸⁰ m³)에 해당한다.
앞의 문단에서 서술된 것은 (우주론적 시간으로)현재 거리지, 빛이 방출된 시점의 거리가 아니다. 예를 들어, 우리가 당장 보고 있는 우주배경복사는 빅뱅 38만 년 후, 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. 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.
WMAP의 9년차 자료와 다른 측량자료를 종합하면 광자분리 시기의 광자의 적색편이 z = 1,091.64±0.47으로, 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.

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) 큰 규모에서는 연속적인 구조가 나타나 보이지 않는데, 이러한 현상은 거대함의 끝(End of Greatness)이라 불린다.

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, 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. 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. 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. 2013년 11월에 천문학자들은 헤라클레스자리-북쪽왕관자리 장벽을 발견하였다. 이것은 예전에 발견된 가장 큰 것의 두 배는 더 거대한 구조로, 감마선 폭발의 지도화를 이용하여 발견되었다.

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. 이 규모 이후로는 의사무작위 프랙탈성(pseudo-random fractalness)이 나타나지 않는다.
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.

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.

보통물질의 질량

관측 가능한 우주의 질량은 흔히 10⁵⁰ 톤 또는 10⁵³ kg으로 언급된다. 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.

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. 판스페르미아 가설에 따르면, 유성체, 소행성, 그리고 다른 태양계 소천체에 의해 발생하였다고 하는 마이크로미터 크기의 생명이 우주 도처에 존재할 수 있다고 한다. 생명체는 오로지 지구에서만 확인되긴 하였지만, 많은 사람들은 외계 생명이 존재할 뿐만 아니라 그것이 필연적일 것이라고 생각한다.

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. 폭발은 대략 130억 년 전에 발생하였으며, 따라서 미디어에서는 그 거리를 허블의 법칙과 관측 가능한 우주의 크기의 정의에 사용되는,(우주론자 네드 라이트는 흔히 쓰이는 광이동거리의 사용에 반대하며, 이 페이지의 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. 적색편이 8.2에 대한 고유거리는 약 9.2 Gpc, 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. 현재 지구에서 관측 가능한 이 은하의 빛은 빅뱅 발생 7억 5천만 년 후 형성된 광원에서 발한 것이다.

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.