Maailmankaikkeus
Ominaisuudet ja niiden tutkimus > Ikä, koko ja muoto

Kosminen taustasäteily on havaittavan maailmankaikkeuden täyttävää mikroaaltosäteilyä, joka on alkuräjähdyksen ”jälkihehkua”. Se syntyi noin 380 000 vuotta alkuräjähdyksen jälkeen, kun lämpötila oli laskenut tarpeeksi, että protonit, neutronit ja elektronit kykenivät muodostamaan vety- ja heliumatomeja. Tällöin sähkömagneettinen säteily vapautui, ja syntyi maailmankaikkeuden vanhin valo. Kosmisen taustasäteilyn aallonpituusjakaumasta voidaan laskea, että sen lämpötila on noin 2,7 astetta absoluuttisen nollapisteen yläpuolella (2,7 K). Maailmankaikkeuden ikä on mahdollista arvioida tutkimalla juuri tätä säteilyä. Tarkoilla mittauksilla voidaan kartoittaa kosmisen säteilyn epätasaisuuksia (alueiden lämpötilaeroja), joista voidaan päätellä aineen ja energian tiheys maailmankaikkeudessa ja sen laajenemisen nopeus. Jos kaksi edellistä tietoa tunnetaan, laajenemisen alkamisaika on mahdollista arvioida. Arvion tarkkuus riippuu siis siitä, miten tarkasti kosmisen taustasäteilyn epätasaisuutta on kartoitettu. Nykyään paras arvio maailmankaikkeuden iästä on 13,82 miljardia vuotta, ja se perustuu Planck-luotaimen tekemään tutkimukseen.
Maailmankaikkeuden koko on tuntematon, ja se voi olla ääretön. Kokoa arvioidessa on tärkeää erottaa toisistaan havaittava maailmankaikkeus ja koko maailmankaikkeus. Havaittava maailmankaikkeus tarkoittaa sitä aluetta, joista saapuva valo on ehtinyt saavuttaa Maan: kaikki tietomme maailmankaikkeudesta perustuu tästä alueesta tehtyihin havaintoihin. On yleinen harhaluulo, että havaittavan maailmankaikkeuden säde olisi siis 13,82 miljardia valovuotta. Näin ei kuitenkaan todellisuudessa ole, vaan säde on noin 46,5 miljardia valovuotta. Tämä johtuu siitä, että maailmankaikkeuden laajenemisen johdosta ne kohteet, joiden havaitsemme olevan 13,82 miljardin valovuoden päässä, ovat ehtineet liikkua kauemmaksi sinä aikana, kun valo saavuttaa Maan. Valon saavutettua maan, kohteet ovat siis todellisuudessa 46,5 miljardin valovuoden päässä, mikä on havaittavan maailmankaikkeuden säde. Koska maailmankaikkeus laajenee valoa nopeammin, myös havaittavan maailmankaikkeuden raja loittonee meistä valoa nopeammin, tarkalleen sanottuna 6,5-kertaista valonnopeutta.
On kuitenkin tärkeää huomata, että vaikka havaittava maailmankaikkeutemme kasvaa, maailmankaikkeuden laajenemisen takia sen sisälle jäävien kohteiden määrä vähenee. Yli 16 miljardin valovuoden päässä olevista kohteista saapuva valo ei koskaan saavuta meitä, sillä Maan etäisyys kohteisiin kasvaa liian nopeasti. Tätä voidaan verrata mustan aukon tapahtumahorisonttiin: myös havaittavalla maailmankaikkeudella on tietynlainen tapahtumahorisontti, jonka läpi tietoa ei pääse. Tästä johtuu myös, että kahden biljoonan vuoden kuluttua ei kyetä enää havaitsemaan galakseja Neitsyen superjoukon ulkopuolella, mikä tekisi tutkimuksen maailmankaikkeuden suuren mittakaavan rakenteesta mahdottomaksi.
Maailmankaikkeuden muodolla viitataan usein havaittavan maailmankaikkeuden muotoon eli paikalliseen geometriaan, sillä kaikkeuden globaalin geometrian tutkiminen voi olla meille mahdotonta. Maailmankaikkeuden muoto on selkeässä yhteydessä sen tiheyden ja kriittisen tiheyden suhteeseen, ja näin ollen myös laajenemiseen ja lopulliseen kohtaloon. Mikäli maailmankaikkeuden tiheys on yli kriittisen tiheyden (Ω0>1), maailmankaikkeus on suljettu ja positiivisesti kaareutunut, kuten pallo. Jos tiheys taas on alle kriittisen tiheyden (Ω0<1), maailmankaikkeus on avoin ja negatiivisesti kaareutunut, kuten satula. Mikäli tiheys on tismalleen sama kuin kriittinen tiheys (Ω0=1), maailmankaikkeus on laakea ja muistuttaa muodoltaan paperia. Kosmisessa taustasäteilyssä maailmankaikkeuden muoto ilmenee suurimpien epätasaisuuksien koolla: suljetussa maailmankaikkeudessa niiden läpimitta olisi yli 1°, avoimessa alle 1° ja laakeassa noin 1°.
Sekä Planck että aiemmat luotaimet ovat vahvistaneet epätasaisuuksien läpimitaksi noin 1°. Tuoreimpien mittausten virhemarginaali on 0,4 %. Maailmankaikkeus vaikuttaisi siis olevan paperimaisen laakea. Tällöin sen kokokin on hyvin suuri, huomattavasti havaittavaa maailmankaikkeutta suurempi, mahdollisesti jopa ääretön.