Gözlemlenebilir evren

Evren, gözlemlenebilir evrene karşı

Evrenin bazı bölümleri, o kadar uzak bir mesafededir ki, Büyük Patlama’dan sonra salınan ışık, daha Dünya’ya ulaşamamaktadır.  Bu yüzden evrenin bu bölümleri gözlemlenebilir evrenin dışında kalmaktadır. Gelecekte uzak gökadaların ışığı Dünya’ya ulaştığında evrenin farklı bölümleri keşfedilecektir. Ancak, Hubble kanunlarına göre bizden oldukça uzakta bulunan bölgeler, ışık hızından daha hızlı genişlemekte ve bizden uzaklaşmaktadır. (Özel görecelilik, aynı bölgede birbirine yakın duran cisimlerin, birbirine nazaran ışık hızından daha hızlı hareket etmelerini engellemektedir. Ancak, birbirinden uzak cisimler için, aralarındaki boşluk genişlemekteyken, böyle bir kısıtlama bulunmamaktadır. Bkz. doğru mesafe kullanımları.) Dahası, genişleme oranı, karanlık enerji sebebiyle giderek artmaktadır. Değişmez bir kozmolojik sabit olarak karanlık enerjinin değişmediği ve evrenin genişleme oranının hızla artmaya devam ettiği kabul edildiğinde, sonsuz gelecekte herhangi bir zamanda cisimlerin bizim gözlemlenebilir evrenimize giremeyeceği bir sınır vardır. Çünkü bu sınırın ötesinde kalan cisimlerin yaydığı ışık bize hiçbir zaman ulaşamayacaktır. (Buradaki açmaz şudur ki, Hubble parametresi zamanla azaldığı için ışıktan biraz daha az hızla bizden uzaklaşan bir gökadanın yaydığı ışık eninde sonunda bize ulaşacaktır.) Bu “gelecekte görülebilirlik sınırı”, evrenin sonsuza kadar genişlemeye devam edeceği farz edilerek comoving mesafesini 19 milyar parsek (62 milyar ışık yılı) olduğu düşünülerek hesaplanmıştır. Sonsuz gelecekte kuramsal olarak gözlemleyebileceğimiz gökadaların sayısı, şu anda gözlemlenenlerin sayısından 2.36 faktörlük bir değerden bir parça büyüktür.
İlkesel olarak, gelecekte daha çok gökadanın gözlemlenebilmesi mümkün olacaksa da; uygulamada, artan sayıda gökadanın süre giden genişleme sebebiyle had safhada kırmızıya kayacağı düşünülmektedir. Bu gökadalar görüntüden kaybolacak ve görünmez olacaklardır. Değinilmesi gereken bir başka nokta, sabit bir comoving mesafesinde bulunan bir gök ada, geçmişte herhangi bir zamanda açığa çıkan sinyalleri- mesela Büyük Patlama’dan 500 milyon yıl sonra açığa çıkan sinyalleri- alabilmemiz durumunda, gözlemlenebilir evren içinde yer almaktadır. Ama evrenin genişlemesi yüzünden, aynı comoving mesafesinde olsa bile, aynı gökadadan açığa çıkan sinyaller sonsuz gelecekte bize ulaşamayabilir. (Bu gökadanın Büyük Patlama’dan 10 milyar yıl sonra neye benzeyeceğini hiçbir zaman bilemeyebiliriz.) Comoving mesafesi zamana göre sabittir. Öte yandan esas mesafe uzayın genişlemesi yüzünden gerileme hızı olarak tanımlanır. Bu olgu, bize olan mesafesi zaman içinde değişen bir tür kozmik olay ufkunu tanımlamak için kullanılabilir. Örneğin bu ufka olan mesafe 16 milyar ışık yılı ise şu anda olan olaydan yayılan sinyalin gelecekte bize ulaşabilmesi için olayın 16 milyar ışık yılı ötede olması gerekir; eğer olay 16 milyar ışık yılından daha uzak bir mesafede ise sinyal bize hiçbir zaman ulaşamayacaktır.
Popüler ve profesyonel araştırma makaleleri “evren” derken, “gözlemlenebilir evreni” kastetmektedir. Doğrudan deney yapmadan, evrenin dünyayla bağı olmayan herhangi bir bölgesi üzerinde bilgi sahibi olamayız. Gözlemlenebilir evrenin sınırının, evrenin bir bütün olarak sınırını da oluşturduğuna dair hiçbir kanıt yoktur.  Ana akım kozmolojik modellerin hiçbiri de evrenin fiziksel sınırları olduğuna dair bir önermede bulunmamaktadır. Bazı modellere göre evren sonlu olabilir fakat sınırsızdır, tıpkı alan olarak sonlu olmasına rağmen kenarı olmayan bir kürenin 2D yüzeyinin yüksek boyutlu örneğinde olduğu gibi. Gözlemlenebilir evrenimizdeki gök adaları evrendeki bütün gök adaların sadece önemsiz bir bölümünü temsil ediyor oluşu akla yatkın gelmektedir. Kozmik enflasyon kuramı ve bu kuramın babası Alan Guth’a göre, eğer enflasyon Büyük Patlama’dan 10⁻³⁷ saniye sonra başladığı düşünülürse, o zaman bütün evrenin büyüklüğü gözlemlenebilir evrenden en az 3x10²³ kat daha büyüktür; bu hesaplamadaki varsayım, evrenin büyüklüğünün yaklaşık olarak ışık hızı x evrenin yaşına eşit olduğudur. Başka varsayımlarda da bütün evrenin, gözlemlenebilir evrenden 250 kat büyük olduğu şeklindedir.
Eğer evren sonlu fakat sınırsızsa, evrenin, gözlemlenebilir evrenden daha küçük olması da mümkündür. Bu durumda, çok uzaktaki gökadalar, evrende yolculuk eden ışık tarafından oluşturulmuş komşu gökadaların suretleridir. Bu hipotezi test etmek çok zordur. Çünkü gökadanın farklı imgeleri geçmişindeki farklı dönemleri gösterecektir ve dolayısıyla faklı görünecektir. Bilewicz ve arkadaşları, son serpinti yüzeyinin çapında 27.9 gigaparseklik ( 91 milyar ışık yılı) alt sınır tespit ettiklerini iddia etmektedirler. ( Bu sadece bir alt sınır olduğundan evrenin daha büyük hatta sonsuz olduğu tartışmaya açıktır.) Bu değer WMAP’nin yedi yıllık veri analizine dayanmaktadır. Bu yaklaşım tartışmalı bir yaklaşımdır.

Büyüklük

Dünya’dan gözlemlenebilir evrenin kenarına kadar olan comoving mesafesi, her yöne doğru yaklaşık 14 gigaparsek’dir (46 milyar ışık yılı ya da 4,3×10²⁶ meter)dir). Dolayısıyla gözlemlenebilir evren yaklaşık 29 gigaparsek ((93 Gly or 8,8×10²⁶ m)) yarıçapında bir küredir. Uzayın düz olduğu varsayımından yola çıkarak, bu büyüklük comoving hacmi olarak yaklaşık 1,3×10⁴ Gpc³
Bu değerler kozmolojik zamana göre bu gün için geçerli bir mesafedir; söz konusu rakamlar ışığın yayıldığı andaki mesafeyi temsil etmemektedir. Örneğin: şu anda gördüğümüz kozmik mikrodalga arka plan radyasyonu ışıközü dekuplajı zamanında saçılmıştır, ki bu saçılımın 13.8 milyar yıl önce olan Büyük Patlama’dan yaklaşık 380.000 yıl sonra oluştuğu düşünülmektedir. Bu radyasyon zaman içinde gökadalarda yoğunlaşan madde tarafından saçınmıştır. Bu gökadaların şu anda bizden yaklaşık 46 milyar ışık yılı ötede olduğu düşünülmektedir. Işığın saçındığı anda maddeye olan mesafesini hesaplamada, evrenin genişlemesini modellemede kullanılan Friedmann-Lemaitre-Robertson-Walker metriğine göre, eğer ışık z kırımızı kaymasıyla bize ulaşıyorsa, o zaman ışığın yayıldığı andaki ölçek katsayısı şu şekildedir:
.
Dokuz yıllık WMAP sonuçları, diğer ölçümlerle birlikte ışıközü dekuplajınının kırmızı kaymasını, z=1091.64±0.47 olarak vermektedir; ki bu da, ışıközü dekuplajı anında ölçek katsayısının ¹⁄1092.64 olduğunu gösterir.  Dolayısıyla, eğer en eski CMBR ışıközlerini yayan madde şu anda 46 milyar ışık yılı mesafede ise,  o zaman ışıközlerinin yayıldığı andaki dekuplaj anında mesafe 42 milyon ışık yılıdır.

Büyük ölçekli yapı

Gökyüzü gözlemleri ve elektromanyetik radyasyon dalga boyu bantları ile ilgili haritalar (özellikle 21 cm’lik yayılım) evrenin yapısının içeriği ve nitelikleriyle ilgili çok bilgi ortaya koymuştur. Yapının örgütlenmesi hiyerarşik bir modeli takip eder görünmektedir. Bu hiyerarşik modelin üst katlarında  süper kümeler ve iplikçikler yer almaktadır. Bunlardan daha büyük ve bunların ötesinde başka bir yapı bulunmamakta ve bu olguya Büyüklüğün Sonu (End of Greatness) denmektedir.

Duvarlar, iplikçikler, düğümler ve boşluklar

Pek çok gökbilimci bu ölçekte astrofizikten nadiren bahsetse de, evrenin yapısının organizasyonu muhtemelen yıldız seviyesinde başlamaktadır; yıldızlar gökadaları oluşturur, gökadalar gökada gruplarını, gökada kümelerini, levhaları ve iplikçikleri oluştururlar. Bu yapılar birbirinden büyük boşluklarla ayrılırken “kozmik ağ” denen geniş bir köpük benzeri yapı oluştururlar. 1989 yılından önce virial gökada kümelerinin var olan en büyük yapılar olduğu ve evrende her yöne az çok eşit biçimde dağıldığı düşünülmekte idi. Ancak 1980’lerin başından bu yana gittikçe artan sayıda  yapılar keşfedilmeye devam etmektedir. 1983 yılında Adrian Webster 5 yılberk (quasar)’den oluşan büyük bir yılberk grubu olan Webster LQG’yu tespit etmiştir. Bu keşif büyük ölçekli bir yapının ilk tespitidir ve evrendeki bilinen madde gruplamalarıyla ilgili bilginin artmasını sağlamıştır. 1987’de Robert Brent Tully saman yolunun yer aldığı gökada iplikçiği olan Pisces-Cetus Süperküme Kompleksini keşfetmiştir. Bu yapı yaklaşık 1 milyar ışık yılı genişliğindedir. Aynı sene Büyük Boşluk ( Giant Void) denilen ve bünyesinde hiçbir gökadanın bulunmadığı inanılmaz büyük bir bölge tespit edilmiştir. Büyük Boşluk 1.3 milyar ışık yılı genişliğindedir. Kırmızı kayması verilerine dayanarak 1989’da Margaret Geller ve John Huchra “Büyük Duvar”ı (Great Wall) keşfettiler. Büyük Duvar 500 milyon ışık yılından daha uzun ve 200 milyon ışıkyılı genişliğinde, ama sadece 15 milyon ışık yılı kalınlığında bir gökada levhasıydı. Bu yapının varlığı uzun bir süre fark edilmedi çünkü, yapıyı görebilmek için gök adaların konumlarını üç boyutlu olarak konumlandırmak gerekiyordu. Bu konumlandırma için gökadaların konum bilgilerini Kımızı Kaymadan gelen mesafe bilgisi ile birleştirmek gerekliydi. İki yıl sonra gökbilimci Roger G. Clowes ve Luis E. Campusano Clowes-Campusano LQG’yi keşfetti. Bu yapı en geniş mesafesi 2 milyar ışık yılı olan büyük bir yılberk grubuydu. Keşif açıklandığında evrende bilinen en büyük yapıydı. 2003 Nisanında Sloan Büyük Duvarı denen yeni bir büyük ölçekli yapı keşfedildi. 2007 Ağustosunda Eridanus takımyıldızında bir süper boşluk tespit edildi. Bu tespit CMB soğuk noktasının tespitiyle örtüşmektedir. Bu soğuk nokta, mikrodalga gökyüzündeki soğuk bölgedir. Bu süper boşluk soğuk noktaya sebep olmuş olabilir; ancak bunu yapabilmesi için muhtemelen bir milyar ışık yılı genişliğinde olması gerekmektedir ki bu da az önce bahsi geçen Büyük Boşluk kadar geniş olması demektir.
Bir başka büyük ölçekli yapı “Newfound Blob”dur. Gökadalar ve çok büyük gaz balonlarından oluşan bu yapı 200 milyar ışık yılı genişliğindedir. Son zamanlarda yapılan araştırmalarda evrenin, levha ve gökada iplikçiklerinin yoğun düğümler gibi görünen süper kümeleri ile ayırdığı büyük balon gibi boşluklardan oluştuğu düşünülmektedir. Bu ağ 2dF Gökada Kırmızı Kayma haritasında açıkça görülmektedir. Şekilde araştırmanın üç boyutlu şeması gösterilmiştir. Bu haritada Sloan Büyük Duvarı gibi bazı süper kümeler görülmekte ve yanı başımızdaki evrende bulunan kozmik yapıların etkileyici görüntülerini ortaya çıkarmaktadır.
2011’de U1.11 yılberk kümesi tespit edilmiştir. Yapı 2.5 milyar ışık yılı genişliğindedir. 11 Ocak 2013 tarihinde Huge-LQG olarak adlandırılan 4 milyar ışık yılı genişliğindeki bir başka yılberk kümesi tespit edilmiş ve o gün için tespit edilen en büyük yapı olduğu ortaya konmuştur. 2013 Kasımında gök bilimciler Hercules-Corona Borealis Büyük Duvarını keşfettiklerinde Huge-LQG’den iki kat büyük bir yapıyla karşılaşmışlardır. Bu yapı gama ışını atışlarıyla haritalandırılmıştır.

Büyüklüğün sonu (End of greatness)

Büyüklüğün Sonu kabaca 100 Mpc’de (yaklaşık 300 milyon ışık yılı) keşfedilen gözlemsel bir ölçektir. 100 Mpc’de evrenin büyük ölçekli yapılarında görülen yumruları kozmolojik ilkelere göre homojenize ve izotropize olmaktadır. Bu ölçekte sahte rastgele fraktallik görülmez. Daha küçük haritalarda görülen süper kümeler ve iplikçikler evrenin dağılımı görsel olarak ortaya çıkana dek rastgele seçilir. 1990’lara gelinene kadar kırmızı kayma haritaları, bu ölçekte hatasız sonuçlar üretememiştir.

Gözlemler

Büyük ölçekli yapıların bir başka göstergesi “Lyman-alpha forest”dır. Bu yılberklerden gelen ışık spektrasında beliren emilim çizgilerinin bütünüdür. Bu çizgiler çoğunlukla hidrojen olan ve çok geniş bir alana yayılmış ince yıldızlararası gazın varlığı olarak yorumlanmaktadır. Bu gaz tabakaları görünen o ki yeni gökadaların oluşumuyla ilgilidir.
Kozmik ölçekte yapıları tanımlarken temkinli olmak gerekmektedir. Çünkü hiçbir şey göründüğü gibi değildir. Yerçekimsel mercekleme (yerçekimiyle ışığın bükülmesi), bir görüntüyü kendi asıl kaynağının dışında, farklı bir yerden geliyormuş gibi gösterebilir. Öndeki gökada gibi cisimler etrafı kuşatan uzay zamanını büktüğünde (ki bu genel görecelilik tarafından öngörülmüştür) ve ışık ışınlarını kırdığında yerçekimsel mercekleme gerçekleşir. İlginç bir biçimde, güçlü yerçekimsel  mercekleme, zaman zaman çok uzaklardaki gökadaları büyüterek bu gökadaların daha kolay gözlemlenmesini sağlamaktadır. Araya giren evrenin zayıf merceklemesi de, gözlemlenen büyük ölçekli yapıları bir miktar değiştirmektedir. 2004 yılı itibarıyla, bu belli belirsiz kesintinin ölçümleri, kozmolojik modellerin test edilmesi adına yararlı olacaktır.
Evrenin büyük yapıları, aynı zamanda gökadalara olan mesafelerin ölçümünde sadece kırmızı kayma kullanıldığında da faklı görünmektedir. Örneğin, gökadalar, arkalarındaki gökada kümesi tarafından çekilirler, kümeye doğru yönelirler ve bir miktar maviye kayarlar. Yakın kenarında, bir miktar kırmızıya kayma görünür. Böylelikle, mesafeleri ölçmek için kırmızıya kayma kullanıldığında kümenin ortamı biraz sıkışık görünmektedir. Halihazırda kümenin içinde bulunan gökadalar için tam tersi bir etki oluşmaktadır: kümenin merkezinde gökadaların hareketi rastgeledir. Bu rastgele harketler, kırmızıya kaymaya dönüştürüldüğünde,  küme uzamış gibi görünür. Bu da “Tanrının parmağı” da denen, yerküreyi işaret edercesine uzanan  bir gökada zinciri gibi görüntü verir.

Evrensel dünyamızın kozmografisi

Hydra-Centaurus Superkümesinin merkezinde, Büyük Çekicilik(Great Attractor) denilen yerçekimsel aykırılık, yüz milyonlarca ışık yılı genişliğindeki bir alanda yer alan gökadaların hareketini etkilemektedir. Hubble kanuna göre, bu gökadaların hepsi kırmızı kaymasına maruz kalmıştır. Bu, söz konusu gökadaların birbirinden ve yerküremizden geri gittiğini göstermektedir; ancak kırmızı kaymalarındaki değişiklikler, onlarca ve binlerce gökadaya eşit kütle yoğunluğunun varlığını ortaya koymaya yeterlidir.
1986 yılında keşfedilen Büyük Cazibe, 150 milyon ve 250 milyon ışık yılı arasında bir mesafede, Hydra ve Centarus takım yıldızları arasında durmaktadır ( en son tahminler 250 milyon olduğu yönündedir).  Büyük Cazibe’nin bulunduğu yerde, büyük ve yaşlı gökadaların üstünlüğü söz konusudur; bu yaşlı gökadaların pek çoğu komşuları ile çarpışmakta veya büyük miktarlarda radyo dalgaları yaymaktadır.
1987 yılında Hawaii Üniversitesi, Astronomi Enstitüsü’nden gökbilimci R. Brent Tully, bir milyar ışık yılı uzunluğunda ve 150 milyar ışık yılı genişliğinde Pisces-Cetus Superkümesi Kompleksi dediği yapıyı keşfettiğinde, Yerel Süperkümenin (Local Supercluster)  bu kompleksin içinde yer aldığını iddia etmiştir.

Sıradan maddenin kütlesi

Bilinen evrenin kütlesinin genellikle 10⁵⁰ ton veya 10⁵³kg olduğu söylenir. Bu bağlamda, kütle, sıradan maddeye gönderme yapar ve yıldızlararası ortamı (ISM) ve gökadalar arası ortamı (IGM) kapsar. Ancak, karanlık madde ve karanlık enerji dahil değilidir. Evrendeki sıradan maddenin kütlesi için yukarıda belirtilen değerleri kanıtlamada üç hesaplama yöntemi kullanılmaktadır: kritik yoğunluğa dayalı tahminler, yıldızların sayısıyla yapılan ekstrapolasyon – kestirim; kararlı hal olgusunda dayanan tahminler. Bu hesaplamalar, sonlu bir evren varsayımı üzerine kurulmuştur.

Kritik yoğunluk olgusuna dayanan tahminler

Kritik yoğunluk, sürekli genişleme ve çöküş arasında evrenin dengeyi yakaladığı noktadaki enerji yoğunluğudur. Wilkinson Microdalga Anizotropi Sondası ile kozmik mikrodalga arka planı gözlemleri, evrenin uzaysal eğriliğinin sıfıra çok yakın olduğunu ortaya çıkarmıştır. Bu da günümüzde yapılan kozmolojik modellerde, yoğunluk parametresinin belli bir kritik yoğunluk değerine çok yakın olduğuna işaret eder. Bu durumda,   kritik yoğunluğu, aşağıdaki gibidir:
Bu denklemde, G yerçekimsel sabittir.  Avrupa Uzay Ajansı’na ait, Planck Teleskobu sonuçlarından,  67.15 kilometre /dak/mega parsektir. Bu da, 0,85×10⁻²⁶ kg/m³(genelde 5 hidrojen atomu/ m³) kritik yoğunluğunu vermektedir. Bu yoğunluk dört önemli enerji/kütle türünü içerir: sıradan madde (% 4.8), nötinolar (% 0.1), soğuk karanlık madde (% 26.8), ve karanlık enerji (% 68.3). Dikkat edilmesi gereken nokta, nötrinolar, elektron gibi parçacıklar olarak tanımlansa da, ayrı ayrı listelenmişlerdir. Çünkü tespit edilmeleri zordur ve sıradan maddeden çok farklıdırlar. Bu yüzden, sıradan maddenin yoğunluğu, hesaplanan toplam kritik yoğunluğun % 4.8’ü ya da  4,08×10⁻²⁸ kg/m³’üdür.
Bu yoğunluğun maddeye dönüştürülmesi için, hacimle – “gözlemlenebilir evrenin” yarıçapına dayanan bir değerle -  çarpılmalıdır. Evren 13.8 milyar yıldır genişlediği için, comoving mesafesi (yarıçap), artıl 46.6 milyar ışık yılıdır. Bu yüzden, hacim, yani, (4/3 π r³),  3,58×10⁸⁰ m³ ‘ye eşittir. Sıradan maddenin kütlesi de, yoğunluk,  (4,08×10⁻²⁸ kg/m³), çarpı (3,58×10⁸⁰ m³) hacmine ya da 1,46×10⁵³ kg, eşittir.

Yıldızların sayısından kestirim

Yıldızların sayısını tam olarak bilebilmek mümkün değildir. Ancak, bugünkü literatürde bu sayı, 10²² ile 10²⁴ arasında dolaşmaktadır. Bu aralığın doğruluğunu ispat etmenin bir yolu, gökada sayısını tahminen belirlemek ve ortalama büyüklükte bir gökadanın barındırdığı yıldız sayısı ile çarpmaktır. 2004 Hubble Ultra-Derin Alan görüntülerinde tahminen 10.000 gökada bulunmaktadır. Bu bölgede görünen gökyüzü parçası her iki tarafta 3.4 ark dakika’dır. Göreli bir karşılaştırma yapmak adına dolunayı göstermek için bu görüntülerden 50 tane gerekmektedir. Eğer bu bölge gökyüzünde tipik bir durumsa evrende 100 milyardan fazla gökada var demektir. Kısa bir süre önce, 2012 yılında Hubble bilim adamları Hubble Aşırı Derin Alan görüntülerini elde etmiştir ve bu görüntülerde daha fazla gökada olduğu görülmüştür. Ancak, bu görüntülere dayanarak yıldızların sayısını hesaplamak için; büyük ve cüce gökadaların yüzdesi ve bu gökadalarda bulunan ortalama yıldız sayısı gibi ilave varsayımlar da gerekmektedir. Böylelikle 100 milyar gökada ve her bir gökadada 100 milyar yıldızın olduğunu varsaymak mantıklı görünmektedir. Bu da yıldız sayısının 10²²  olduğunu gösterir. Sonraki adımda, ortalama yıldız kütlesine ihtiyaç duyulur. Yıldız kütlesi Saman Yolu’nda bulunan yıldızların dağılımından hesaplanabilir. Samanyolu’nda eğer çok sayıda yıldız spektral sınıfla sayılırsa, % 73’ü M sınıfı yıldızlardır ve Güneş’in kütlesinin sadece % 30’una sahiptir. Her bir spektral sınıftaki yıldızların kütlesini ve sayısını göz önünde bulundurursak, ortalama yıldızın Güneş kütlesinin % 51.5’ine sahiptir. Güneş’in kütlesi 2×10³⁰ kg’dır;  bu yüzden, evrendeki ortalama bir yıldızın kütlesinin 10³⁰ kg olduğu söylenebilir. Dolayısıyla, bütün yıldızların kütlesi, yıldızların sayısı (10²²) çarpı yıldızın ortalama kütlesidir (10³⁰ kg) veya 10⁵² kg.
Bir sonraki hesaplama Yıldızlararası Ortam (ISM) ve Gökadalararası Ortam (IGM) ile ilgilidir. ISM yıldızlar arasındaki maddedir: bu madde çoğunluğu hidrojen olan gaz ve tozdur. IGM ise gökadalar arası madde olup çoğunluğu hidrojendir. Proton, nötron ve elektronlardan oluşan sıradan madde, ISM ve IGM ortamında bulunduğu gibi yıldızlarda da bulunur. Kozmik Enerji Envanterinde her bir ortamın yüzdesi belirlenmiştir: yıldızlar % 5.9, Yıldızlararası Ortam (ISM) = % 1.7, ve Gökadalararası Ortam (IGM)= % 92.4'tür. Dolayısıyla yıldız kütlesinden evrenin kütlesini tahmin etmek için yıldızlar içine saklanan 10⁵² kg olan kütleyi % 5.9’la bölmek gerekmektedir. Sonuç: Bütün sıradan madde için 1,7×10⁵³ kg’dır.

Sonuçların karşılaştırılması

Sonuç olarak üç bağımsız hesaplama yöntemiyle birbirine oldukça yakın sonuçlar elde edilmiştir: 1,46×10⁵³ kg, 1,7×10⁵³ kg, ve 1,20×10⁵³ kg. Ortalama ise, 1,45×10⁵³ kg’dır. Yıldız kütlesinden Kestirim yöntemini kullanırken göz önünde bulundurulan anahtar varsayımlar, yıldızların sayısı (10²²) ve yıldızlardaki sıradan maddenin yüzdesi (% 5.9) olmuştur. Kritik Yoğunluk Yöntemindeki anahtar varsayımlar, evrenin comoving mesafe yarıçapı (46.6 milyar ışık yılı) ve bütün maddenin içinde var olan sıradan maddenin yüzdesi (% 4.8) olmuştur. Hoyle kararlı hal yönteminde kullanılan anahtar  değerler, comoving mesafesi yarıçapı ve bütün kütlenin içinde karanlık enerjinin yüzdesi (% 68.3) olmuştur. Hem kritik yoğunluk hem de Hoyle karalı hal denklemleri, Hubble sabiti olan 67.15 km/s/Mpc değerini kullanmıştır.

En uzaktaki cisimler

Ocak 2011 tarihinde duyurulan en uzak astronomik gök cismi UDFj-39546284 olarak kaydedilen bir gökada adayıdır. 2009 yılında GRB 090423 olarak adlandırılan gama ışını patlamasının 8.2’lik bir kırmızı kayması olduğu tespit edilmiştir; bu değer, evren henüz 630 milyon yaşındayken, söz konusu patlamaya çarpan bir yıldızın sebep olduğunu göstermektedir. Patlama 13 milyar yıl önce gerçekleşmiştir. Bu yüzden 13 milyar ışık yılında bir mesafe yayınlarda dile getirilen mesafedir. Ancak bu mesafe, Hubble yasası ve gözlemlenebilir evrenin büyüklüğünü tanımlarken kullanılan ”uygun mesafe”den ziyade “ışık hızı mesafesi”dir (gökbilimci Ned Wright bu sayfadaki astronomik basın açıklamalarında kullanılan “ışık hızı mesafesi” ifadesine karşı çıkmakta ve bu sayfanın sonunda düz bir evrende var olan uzak bir cismin uygun mesafesini hesaplamada kullanılabilecek çevrim içi hesaplayıcıları önermektedir. Önerdiği hesaplamalar kırmızı kayma z ya da ışık hızı zamanı değerlerine dayanmaktadır). 8.2’lik bir kırmızı kaymanın uygun mesafesi yaklaşık 9.2 Gpc, ya da yaklaşık 30 milyar ışık yılıdır. En uzak gök cismi rekorunu elinde tutan bir başka gökada ise Abell 2218’in ötesinde tespit edilmiş olup, Dünya’dan yaklaşık 13 milyar ışık yılı ötededir. Bu gökadanın Hubble teleskopu işle yapılan gözlemlerde kırmızı kaymasının 6.6 ile 7.1 arasında olduğu tespit edilmiştir. Keck teleskoplarıyla yapılan gözlemler ise, gökadanın kırmızı kaymasının az önce bahsedilen aralık değerinin üst bandında, yaklaşık 7 civarında olduğunu tespit etmiştir. Dünya’dan da artık gözlemlenebilen bu gökadanın ışığı, Büyük Patlama’dan 750 milyon yıl sonra kaynağından yayılmaya başlamıştır.

Ufuklar

Evrenimizdeki gözlemlenebilirlik sınırı bir dizi gök bilimsel ufuk tarafından belirlenmiştir. Bu ufuklar, çeşitli fiziksel sınırlamalar yüzünden, evrendeki çeşitli hareketler ile ilgili bilgi edinme sınırlarımızı kısıtlamaktadır. En ünlü ufuk, parçacık ufuğudur; parçacık ufuğu  evrenin sonlu yaşı yüzünden görülebilen kesin mesafeye bir sınır koymaktadır. Son serpintinin yüzeyindeki “optik ufuk”, ve nötrinolarla yerçekimsel dalgaların son serpinti yüzeyi ile ilgili ufuklar gibi diğer olgular da gözlemlerin gelecekteki sınırlarıyla yakından ilişkilidir: