관측 가능한 우주

관측 가능한 우주(觀測可能宇宙, )는 현재 지구 또는 우주 기반 망원경 및 탐사 탐사선에서 관측할 수 있는 모든 물질로 구성된 우주의 공 모양의 영역으로, 우주 팽창의 시작부터 이러한 물체의 전자기 복사가 태양계와 지구에 도달할 시간이 있기 때문이다. 2021년에 그 숫자는 뉴 허라이즌스의 데이터를 기반으로 한 수천억 개에 불과한 것으로 추산되었지만, 관측 가능한 우주에는 2조 개의 은하가 있을 수 있다. 우주가 등방성이라고 가정하면 관측 가능한 우주의 가장자리까지의 거리는 모든 방향에서 개략적으로 동일하다. 즉, 관측 가능한 우주는 관찰자를 중심으로 하는 구형의 영역이다. 우주의 모든 위치에는 자체 관측 가능한 우주가 있으며, 이는 지구를 중심으로 하는 우주와 겹칠 수도 있고 겹치지 않을 수도 있다.
이러한 의미에서 '관측 가능'이라는 단어는 물체에서 빛이나 기타 정보를 감지하는 현대 기술의 능력 또는 감지할 것이 있는지 여부를 의미하지 않는다. 그것은 광속으로 인해 생기는 물리적 한계를 말한다. 어떤 신호도 빛보다 빠르게 이동할 수 없으므로 신호가 아직 우리에게 도달할 수 없었기 때문에 아무것도 감지할 수 없는 최대 거리(입자 지평선이라고 함)가 있다. 때때로 천체 물리학자들은 재결합recombination(수소 원자가 양성자로부터 형성되고 전자와 광자가 방출될 때) 이후 방출된 신호만 포함하는 '가시적' 우주와 우주 팽창(전통적인 물리 우주론의 대폭발, 현대 우주론의 급팽창 시대inflationary epoch의 끝)이 시작된 이후의 신호를 포함하는 '관측 가능한' 우주를 구별한다.
계산에 따르면 가시 우주의 반지름을 나타내는 우주 마이크로파 배경이 방출된 입자까지의 현재 '공변거리'(빛이 방출된 이후 우주가 팽창했음을 고려한 고유거리)는 약 140억 파섹 (약 457억 광년)인 반면, 관측 가능한 우주의 가장자리까지의 공변거리는 약 143억 파섹(약 466억 광년)으로 약 2% 더 크다. 따라서 관측 가능한 우주의 반지름은 약 465억 광년으로 추정되며 지름은 약 880요타미터와 같은 28.5기가파섹(930억 광년 또는 8.8 × 1026m)이다. 관측 가능한 우주의 임계 밀도와 지름을 사용하면 우주에 있는 일반 물질의 총 질량은 약 1.5 × 1053kg으로 계산될 수 있다. 2018년 11월, 천문학자들은 은하외 배경광(extragalactic background light EBL)은 광자수가 4 × 1084개에 달한다고 보고했다.
우주의 팽창이 가속됨에 따라, 우리 지역의 초은하단 외부에서 현재 관측 가능한 모든 천체는 점차적으로 더 붉고 또한 더 희미한 빛을 방출하지만, 결국 시간이 지나면서 얼어붙을 것으로 보인다. 예를 들어, 현재 적색편이 "z"가 5에서 10인 물체는 40억~60억 년 동안 관측 가능한 상태로 유지될 것이다. 한편, 현재 어떤 특정 공변거리(지금은 약 190억 파섹) 너머에 있는 물체에서 방출되는 빛은 결코 지구에 도달하지 않는다.
우주 대 관측 가능한 우주.
전체 우주의 크기는 알 수 없으며 그 범위는 무한할 수 있다. 우주의 일부는 대폭발 이후 방출된 빛이 지구나 우주 기반 기기에 도달하기에 충분한 시간을 가지기에는 너무 멀리 떨어져 있으므로 관측 가능한 우주 밖에 있다. 미래에는 먼 은하에서 오는 빛이 이동하는 데 더 많은 시간이 걸리므로 추가 영역이 관측 가능하게 될 것으로 예상할 수 있다. 그러나 허블-르메트르 법칙으로 인해 지구에서 충분히 멀리 떨어져 있는 지역은 빛의 속도보다 빠르게 팽창하고 있다.(특수 상대성이론은 같은 지역에 있는 가까운 물체가 서로에 대해 빛의 속도보다 빠르게 움직이는 것을 방지하지만, 멀리 있는 물체 사이의 공간이 확장될 때 그러한 제약이 없다. 고유거리의 사용을 논의하기 참조) 더욱이 암흑 에너지로 인해 팽창률이 가속되는 것으로 보인다.
암흑 에너지가 일정하다고 가정하고(불변하는 우주 상수) 우주의 팽창 속도가 계속 가속된다고 가정하면, 그 너머에는 물체가 무한한 미래의 어느 시점에서든 관측 가능한 우주에 절대 들어가지 않을 "미래 가시성 한계"가 있다. 그 한계를 벗어난 물체에서 방출되는 빛은 결코 지구에 도달할 수 없다. (미묘하게, 허블 매개변수가 시간이 지남에 따라 감소하기 때문에 빛보다 조금 더 빠르게 지구에서 멀어지는 은하가 결국 지구에 도달하는 신호를 방출하는 경우가 있을 수 있다.) 이 미래 가시성 한계는 우주가 영원히 계속 팽창할 것이라고 가정할 때 190억 파섹(620억 광년)의 공변거리에서 계산되며, 이는 무한한 미래에 이론적으로 관찰할 수 있는 은하의 수를 의미한다(다음 단락에서 논의되는 바와 같이 적색편이로 인해 일부는 실제로 관찰이 불가능할 수 있다는 문제를 제외하고)는 현재 관찰 가능한 수치보다 2.36배만 더 클 뿐이다.
원칙적으로 미래에는 더 많은 은하가 관측될 것이지만 실제로는 계속되는 팽창으로 인해 점점 더 많은 은하가 극도로 적색편이를 갖게 될 것이니; 너무 많이 그들은 시야에서 사라지고 보이지 않게 될 것이다. 추가적인 미묘함은 주어진 공변거리에 있는 은하는 "관측 가능한 우주" 내에 있는 것으로 정의된다는 것이다. 만약 우리가 과거 역사의 어느 시대에든 은하에서 방출된 신호를 수신할 수 있다면(말하자면, 대폭발 이후 5억년 만에 은하에서 보낸 신호), 그러나 우주의 팽창으로 인해 같은 은하에서 보낸 신호가 무한한 미래의 어느 시점에서도 지구에 도달할 수 없는 나중이 있을 수 있다(예를 들어, 대폭발 100억년 후 은하가 어떻게 생겼는지 결코 볼 수 없을 수 있다.) 비록 같은 공변거리를 유지하지만(공변거리는 공간 팽창으로 인한 후퇴 속도를 정의하는 데 사용되는 고유거리와 달리 시간에 따라 일정하게 정의된다.) 이 사실은 지구로부터의 거리가 시간이 지남에 따라 변하는 우주 사건의 지평선 유형을 정의하는 데 사용할 수 있다. 예를 들어, 이 수평선까지의 현재 거리는 약 160억 광년이며, 이는 현재 발생하는 이벤트의 신호가 이벤트가 160억 광년 미만 떨어져 있으면 결국 미래에 지구에 도달할 수 있음을 의미하지만, 이벤트가 160억 광년 이상 떨어져 있으면 신호가 지구에 도달하지 않을 것이다.
우주론의 대중적이고 전문적인 연구 논문 모두 종종 "우주"라는 용어를 "관측 가능한 우주"를 의미하기 위해 사용한다. 이것은 많은 믿을만한 이론들이 관측 가능한 우주보다 훨씬 더 큰 한 전체 우주(total universe)를 요구하지만, 지구와 인과적으로 단절된 우주의 어떤 부분에 대한 직접적인 실험으로는 아무것도 알 수 없다는 근거에서 정당화될 수 있다. 관측 가능한 우주의 경계가 우주 전체의 경계를 구성한다는 증거는 없으며, 일부 모형은 영역이 유한하지만 가장자리가 없는 구의 2차원 표면의 고차원 유사체처럼 유한하지만 유계가 아닐unbounded 수 있다고 제안하지만, 주류 우주론 모형 중 어느 것도 처음부터 우주가 물리적 경계를 갖을 수 있다고 주장하지 않는다.
우리의 관측할 수 있는 우주에 있는 은하들이 우주에 있는 은하들의 극히 일부에 불과하다는 것은 그럴듯합니다. 창시자 앨런 구스와 D. 카자나스가 처음 도입한 우주 급팽창 이론에 따르면, 급팽창이 빅뱅 이후 약 10-37초에 시작되었다고 가정하면 급팽창이 발생하기 전 우주의 크기는 광속과 나이를 곱한 것과 거의 같았으며, 이는 현재 전체 우주의 크기가 관측 가능한 우주 반지름의 최소 3 × 1023배(1.5 × 1034광년)임을 시사한다.
우주가 유한하지만 유계하지 않다면 우주가 관측 가능한 우주보다 작을 수도 있다. 이 경우, 우리가 아주 먼 은하로 간주하는 것이 실제로는 우주를 일주한 빛에 의해 형성된 가까운 은하의 복제 이미지일 수 있다. 이 가설을 실험적으로 테스트하는 것은 어렵다. 왜냐하면 은하의 다른 이미지는 그 역사에서 다른 시대를 보여줄 것이고 결과적으로 상당히 다르게 보일 수 있기 때문이다. 빌레비츠Bielewicz 등은 마지막 산란 표면의 직경에 27.9기가파섹(910억 광년)의 아래 경계(low bound)를 설정한다고 주장한다(전체 우주가 훨씬 더 크고 심지어 무한할 수 있으므로, 이것은 아래 경계일 뿐이기 때문에). 이 값은 WMAP 7년 데이터의 일치원 분석(matching-circle analysis)를 기반으로 한다. 이 접근은 논란이 있어왔다.
크기.
지구에서 관측 가능한 우주의 가장자리까지의 공변거리는 어떤 방향으로든 약 14.26기가파섹(465억 광년 또는 4.40×1026m)이다. 따라서 관측 가능한 우주는 직경 대략 28.5기가파섹(930억 광년 또는 8.8×1026m)의 구이다. 공간이 거의 평평하다고 (유클리드 공간이라는 의미에서) 가정하면, 이 크기는 공변체적 약 1.22×104Gpc3(4.22×105Gly3 또는 3.57×1080m3)에 해당한다.
위에 인용된 수치는 빛이 방출된 시점의 거리가 아니라 지금 (우주시로) 거리이다. 예를 들어, 지금 우리가 보고 있는 우주 마이크로파 배경 복사는 약 138억 년 전에 발생한 대폭발 이후 약 38만년 후에 발생한 것으로 추정되는 광자 디커플링 시간에 방출되었다. 이 복사는, 중간 시간 동안, 대부분이 은하로 응축된 물질에 의해 방출되었으며, 그 은하들은 현재 우리로부터 약 460억 광년 떨어진 것으로 계산된다. 빛이 방출되었을 때 그 물질까지의 거리를 추정하기 위해, 팽창하는 우주를 모델링하는 데 사용되는 프리드만-르메트르-로버트슨-워커 계량에 따라 만일 우리가 현재에 적색편이 "z"의 빛을 수신한다면, 빛이 원래 방출된 시간의 척도인자는 다음에 의해 주어져서
formula_1
다른 측정값과 결합된 WMAP 9년 결과는 z = 1091.64±0.47과 같은 광자 분리의 적색 편이를 제공하며, 이는 광자 다커플링 시점의 척도인자가 임을 의미한다. 따라서 원래 가장 오래된 우주 마이크로파 배경(CMBR) 광자를 방출한 물질의 현재 거리가 460억 광년이라면 광자가 처음 방출되었을 때 그 거리는 약 4200만 광년에 불과했을 것이다.
관측 가능한 우주의 가장자리까지의 광행거리(light-travel distance)는 우주의 나이 138억 광년에 빛의 속도를 곱한 값이다. 이것은 우주 마이크로파 배경에서와 같이 대폭발 직후에 방출된 광자가 지구의 관측자에게 도달하기 위해 이동한 거리이다. 시공간은 우주팽창에 따라 휘어지기 때문에 이 거리는 어느 순간의 실제 거리와 일치하지는 않는다.
거대구조.
다양한 파장 대역의 전자기 복사(특히 21cm 방출)에 대한 전천탐사(sky survey) 및 지도화는 우주 구조의 내용과 특성에 대한 많은 정보를 제공했다. 구조의 조직은 초은하단과 필라멘트의 규모까지 조직이 있는 계층 모형을 따르는 것으로 보인다. 이보다 더 크면(30에서 200메가파섹 규모 사이) 연속된 구조가 없는 것으로 보이며, 이 현상은 '거대함의 끝'(End of Greatness)이라고 불린다.
장벽, 필라멘트, 마디, 거시공동.
대부분의 우주론자들이 그 규모의 천체 물리학을 거의 다루지 않지만, 구조의 조직화는 항성 수준에서 시작하는 것이 거의 틀림없다. 항성들은 은하들로 조직되고, 차례로 은하군, 은하단, 초은하단, 판, 장벽 및 필라멘트를 형성하며, 이들은 거대한 거시공동으로 분리되어 때때로 "우주 웹"(cosmic web)이라고 불리는 거대한 거품 같은 구조를 생성한다. 1989년 이전에는 일반적으로 비리얼화 은하단이 현존하는 가장 큰 구조이며 우주 전체에 걸쳐 모든 방향으로 균일하게 분포되어 있다고 일반적으로 가정했다. 그러나 1980년대 초반부터 점점 더 많은 구조가 발견되었다. 1983년 아드리안 웹스터Adrian Webster는 다섯 개의 퀘이사로 이루어져 있는 거대퀘이사군인 웹스터 LQG(Webster LQG)를 발견했다. 이 발견은 대규모 구조의 첫 번째 식별이었고, 우주에서 알려진 물질 군집화에 대한 정보를 확장시켰다.
1987년에는 로버트 브렌트 툴리Robert Brent Tully가 우리은하가 포함되어 있는 은하 필라멘트인 물고기자리-고래자리 복합 초은하단을 발견했다. 이것의 폭은 약 10억 광년이다. 겉은 해에 은하가 없는 특이하게 거대한 공간이 발견되었는데, 폭 13억 광년의 초대 거시공동(Giant Void)이다. 적색편이 탐사 자료에 근거하여, 1989년에 마가렛 겔러Margaret Geller와 존 후크라John Huchra는 길이 5억 광년 이상, 폭 2억 광년, 두께 1500만 광년의 은하시트인 "장벽(Great Wall)"을 발견했다. 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. 클로즈Roger G. Clowes와 루이스 E. 캄푸사노Luis E. Campusano는 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 장성이다. 2007년 8월에는 초거시공동 후보가 에리다누스자리에서 발견되기도 하였다. 이것은 현재 선호되는 우주론적 모형에서 매우 가능성이 낮은 극초단파 전천의 차가운 영역인 'CMB 콜드 스팟(CMB cold spot)'과 일치한다. 이 초거시공동은 그 콜드 스팟을 유발할 수 있지만 그렇게 하려면 크기가 아마도 10억 광년으로, 거의 위에서 언급한 초대 거시공동만큼 있음직하지 않게 커야 한다.
또다른 거대구조로는 은하와 거대한 기체 거품으로 이루어진, 폭 2억 광년의 SSA22 프로터클러스터(SSA22 Protocluster)가 있다.
2011년에는 약 25억 광년 크기의 거대한 퀘이사 그룹 U1.11이 발견되었다. 2013년 1월 11일, 또 다른 대형 퀘이사 그룹인 초거대퀘이사군이 발견되었는데, 이는 그 당시 우주에서 알려진 가장 큰 구조인 40억 광년 크기로 측정되었다. 2013년 11월, 천문학자들은 헤라클레스자리-북쪽왕관자리 장성을 발견했는데, 전자보다 두 배나 더 큰 구조이다. 그것은 감마선 폭발의 지도화에 의해 정의되었다.
2021년에 미국 천문학 협회는 자이언트 아크(The Giant Arc)의 탐지를 발표했다. 슬론 디지털 전천탐사에 의해 포착된 관측에서 목동자리 별자리의 지구에서 92억 광년 떨어져 있는 길이가 33억 광년에 달하는 초승달 모양의 은하줄(string of galaxies)이다.
거대함의 끝.
'거대함의 끝'(End of Greatness)이란 대략 100Mpc(약 3억 광년)에서 발견된 것으로, 우주의 거대구조에서 보이는 군집들이 우주론 원리에 따라 균질하고 등방적으로 관측되는 규모를 의미한다. 이 규모 이후로는 의사무작위 프랙탈성(pseudo-random fractalness)이 나타나지 않는다. 소규모 조사에서 볼 수 있는 초은하단과 필라멘트는 우주의 매끄러운 분포가 시각적으로 분명할 정도로 무작위성으로 지정된다. 이 척도를 정확하게 관찰할 수 있었던 것은 1990년대의 적색편이 탐사(redshift survey)가 완료될 때까지였다.
관측.
대규모 구조의 또 다른 지표는 '라이먼-알파 숲'이다. 이것은 퀘이사의 빛 스펙트럼에 나타나는 흡수선의 집합체로, 은하계(대부분 수소) 가스의 거대하고 얇은 시트의 존재를 나타내는 것으로 해석된다. 이 시트는 필라멘트로 붕괴되어 필라멘트가 교차하거나 밀도가 높은 곳에서 성장함에 따라 은하계에 먹이를 줄 수 있다. 이 가스의 우주 웹의 초기 직접적인 증거는 2019년 일본의 리켄 선구적 연구 클러스터(RIKEN Cluster for Pioneering Research)와 영국의 더럼대학교의 천문학자들이 이 웹의 가장 밝은 부분에서 클러스터를 둘러싸고 조명하는, 라이먼-알파(Lyman-alpha) 방출을 통해 클러스터 간 중간 수소 형광을 위한 우주 손전등 역할을 하는 빛을 감지한 것이다.
2021년, 롤랑 베이컨이 이끄는 리옹 천체물리학 연구소(Centre de Recherche Astrophysique de Lyon)의 국제 팀은 2.5-4cMpc(공변 Mpc) 규모의 여러 우주 웹 필라멘트를 추적한 적색편이 3.1에서 4.5로 확장된 라이만-알파 방출의 확산을 웹 노드의 전형적인 거대한 구조 외부의 필라멘트 환경에서 최초로 관찰했다고 보고했다.
사물은 종종 보이는 것과 다르기 때문에 우주 규모의 구조를 설명할 때는 약간의 주의가 필요하다. 중력렌즈 효과(중력에 의한 빛의 굽어짐)는 이미지가 실제 소스와 다른 방향에서 발생하는 것처럼 보이게 할 수 있다. 이것은 전경의 (은하계와 같은) 물체가 (일반 상대성이론에 의해 예측된 것처럼) 시공간을 둘러싸고 휘어지고 통과하는 광선을 편향시킬 때 발생한다. 오히려 유용하게도, 강력한 중력렌즈는 때때로 먼 은하를 확대하여 탐지하기 쉽게 만든다. 일반적으로 간섭하는 우주에 의한 약한 중력렌즈 효과(weak gravitational lensing)-중력 전단(gravitational shear)은 관찰된 대규모 구조를 미묘하게 변화시칸다.
은하까지의 거리를 측정하기 위해 적색편이만 사용한다면 우주의 대규모 구조도 다르게 보인다. 예를 들어, 은하단 뒤에 있는 은하는 그것에 끌리므로 그쪽으로 떨어지므로 약간 청색편이(성단이 없는 경우와 비교하여) 가까운 쪽에서 사물은 약간 적색편이된다. 따라서 적색편이를 사용하여 거리를 측정하면 성단의 환경이 다소 찌그러져 보인다. 반대 효과가 이미 성단 안에 있는 은하들에 작용한다. 은하단은 성단 중심 주위에 임의의 움직임을 갖고 이러한 임의의 움직임이 적색편이로 변환될 때 성단이 길게 나타납니다. 이것은 "신의 손가락(fingers of God)", 즉 지구를 가리키는 긴 은하 사슬의 환상을 일으킨다.
지구 근방의 우주지(cosmography).
바다뱀자리-센타우루스자리 초은하단의 중심에 있는 거대 인력체라고 불리는 중력 이상 현상은 수억 광년에 걸친 지역에서 은하의 움직임에 영향을 미찬다. 이 은하는 허블-르메트르 법칙에 따라 모두 적색편이이다. 이것은 그것들이 우리에게서 그리고 서로에게서 멀어지고 있음을 나타내지만, 그들의 적색편이의 변화는 수만 개의 은하에 해당하는 질량 농도의 존재를 밝히기에 충분하다.
1986년에 발견된 거대 인력체는 바다뱀자리와 센타우루스자리 방향으로 1억 5천만에서 2억5000만 광년(2억5000만 광년은 가장 최근의 추정치) 사이의 거리에 있다. 그 부근에는 이웃 은하와 충돌하거나 많은 양의 전파를 방출하는 거대한 오래된 은하가 우세하다.
1987년에 하와이 대학교 천문연구소 소속의 천문학자 R. 브렌트 툴리R. Brent Tully는 그가 부르는, 물고기자리-고래자리 복합 초은하단을 발견하였다. 이 구조는 길이 10억 광년에 폭 1억5000만 광년으로, 그는 국부 초은하단이 이곳에 위치한다고 주장했다.
일반 물질의 질량.
관측 가능한 우주의 질량은 종종 1050톤 또는 1053kg으로 인용된다. 여기서 질량은 일반 물질을 말하며 성간매질(ISM)과 은하간매질(intergalactic medium IGM)을 포함한다. 단, 암흑물질과 암흑 에너지는 제외된다. 우주에 있는 일반 물질의 질량에 대한 이 인용된 값은 임계 밀도를 기반으로 추정할 수 있다. 계산은 우주 전체의 부피를 알 수 없고 무한할 수 있기 때문에 관측 가능한 우주에 대한 것이다.
임계 밀도를 이용한 측정.
임계 밀도는 우주가 평평한 에너지 밀도이다. 암흑 에너지가 없다면 우주의 팽창이 계속되는 팽창과 붕괴 사이에 놓여 있는 밀도이기도 합니다. 프리드만 방정식에서 formula_2 값은 임계 밀도는:
여기서 "G"는 중력 상수이며 H = "H0"는 허블 상수의 현재 값이다. 유럽 우주국의 플랑크 망원경에의하면 "H0" 값은 "H0" = 메가파섹당 초당 67.15km이다. 이것은 0.85×10-26kg/m3의 임계 밀도를 제공한다(일반적으로 입방 미터당 약 5개의 수소 원자로 인용됨). 이 밀도에는 4가지 중요한 유형의 에너지/질량이 포함된다. 일반 물질(4.8%), 중성미자(0.1%), 차가운 암흑물질(26.8%) 및 암흑 에너지(68.3%)이다. 중성미자는 표준 모형 입자이지만 그들은 초상대론적(ultra-relativistic)이어서 물질보다는 복사처럼 거동하기(behave) 때문에 별도로 나열된다. 플랑크가 측정한 일반 물질의 밀도는 전체 임계 밀도의 4.8% 또는 4.08×10-28kg/m3이다. 이 밀도를 질량으로 변환하려면 "관측 가능한 우주"의 반경을 기반으로 한 값인 부피를 곱해야 한다. 우주가 138억 년 동안 팽창해 왔기 때문에, 공변거리(반지름)는 이제 약 466억 광년이다. 따라서 부피("πr"3)는 3.58×1080m3이고 일반 물질의 질량은 밀도(4.08×10-28kg/m3) 곱하기 부피(3.58×1080 m3) 또는 1.46×1053kg과 같다.
물질 내용 - 원자의 개수.
위에서 논의한 바와 같이 일반 물질의 질량이 약 1.45×1053kg이라고 가정하고 모든 원자가 수소 원자(질량 기준으로 우리 은하의 모든 원자의 약 74%에 해당함, 화학 원소의 풍부함(abundance of the chemical elements) 참조)라고 가정하면, 추정된 총 수 관측 가능한 우주의 원자 수는 일반 물질의 질량을 수소 원자의 질량으로 나눈 (1.45×1053kg 나누기 1.67×10-27kg) 값이다. 그 결과는 에딩턴 수(Eddington number)라고도 알려진 약 1080개의 수소 원자이다.
가장 먼 천체.
확인된 가장 먼 천체(2016년 기준)는 GN-z11로 분류된 은하이다. 2009년에 감마선 폭발 GRB 090423은 8.2의 적색편이를 갖는 것으로 밝혀졌는데, 이는 우주의 나이가 겨우 6억3000만 년이었을 때 폭발을 일으킨 붕괴하는 항성을 나타낸다. 폭발은 약 130억 년 전에 발생했으며 미디어에서 약 130억 광년의 거리가 널리 인용되었지만(때로는 130억3500만 광년이라는 더 정확한 수치) [[허블-르메트르 법칙]과 관측 가능한 우주의 크기를 정의하는 데 사용되는 "고유 거리"보다는 "광행거리"([[거리 측정 (우주론)]] 참조)가 될 것이다(우주론자 [[w:Edward L. Wright|네드 라이트Ned Wright]]는 이 페이지에서 천문학적 보도 자료에서 광행거리를 일반적으로 사용하는 것에 반대한다. 페이지 하단에는 평평한 우주에 있는 먼 물체까지의 현재 적절한 거리를 적색편이 z 또는 광행거리에 따라 계산하는 데 사용할 수 있는 온라인 계산기가 있다). 8.2의 적색편이에 대한 적절한 거리는 약 9.2 [[w:Parsec|Gpc]] 또는 약 300억 광년이 될 것이다. 가장 먼 천체에 대한 또 다른 기록 보유자는 [[에이벨 2218]] 너머에 위치한 은하로, 지구로부터 약 130억 광년의 광행거리를 가지고 있으며, [[허블 우주망원경]]에서 관측한 결과 6.6과 7.1 사이의 적색편이를 나타낸다. [[W. M. 켁 천문대|켁 천문대]] 망원경의 관측은 이 범위의 상단인 약 7을 향한 적색편이를 나타낸다. 현재 지구에서 관측할 수 있는 은하의 빛은 [[대폭발]] 후 약 7억5000만 년 후에 그 근원에서 나오기 시작했을 것이다.
지평선.
우리 우주의 관측 가능성의 한계는 다양한 물리적 제약에 따라 우주의 다양한 사건에 대한 정보를 얻을 수 있는 범위를 제한하는 일련의 우주론적 지평에 의해 설정된다. 가장 유명한 지평선은 우주의 유한한 나이 때문에 볼 수 있는 정확한 거리에 한계를 설정하는 [[입자 지평선]]이다. 추가의 지평선은 가능한 미래 관측 범위([[우주팽창]]으로 인해 입자 지평선보다 큼), [[우주 마이크로파 배경|최종 산란]] 표면의 "광학 지평선"과 연관되며 또한 [[중성미자]]와 [[중력파]]에 대한 최종 산란 표면과 관련된 지평선과도 관련된다.
외부 링크.
[[분류:물리우주론]]
[[분류:우주 거대구조]]