stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
Christopher A. Pissarides
Bazı yayınları

1979. "Job Matchings with State Employment Agencies and Random Search", Economic Journal 89(356), pp. 818–33.
"Short-Run Equilibrium Dynamics of Unemployment Vacancies, and Real Wages," American Economic Review, (1985) 75(4), pp. 676–90.
1986. "Unemployment and Vacancies in Britain." Economic Policy, 1(3), p p. 499–559.
1994. "Job Creation and Job Destruction in the Theory of Unemployment" (Dale Mortensen ile), Review of Economic Studies 61(3), pp. 397–415.22 Haziran 2011 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
2000. Equilibrium Unemployment Theory, second edition, Cambridge, MA: MIT Press. Description and chapter-preview links.
"Structural Change in a Multi-Sector Model of Growth" (L. Rachel Ngai ile), American Economic Review, forthcoming.
Azerbaycan Hava Yolları

Azerbaycan Hava Yolları (Azerice: Azərbaycan Hava Yolları - AHY, İngilizce: Azerbaijan Airlines - AZAL) - Azerbaycan'ın en büyük hava yolu şirketidir. Merkezi Bakü'de bulunmaktadır. Uluslararası Haydar Aliyev Havalimanı, Azerbaycan hava yollarının merkez ofisidir. Uluslararası Haydar Aliyev Havalimanı, Bakü'den 20 km uzaklıkta yerleşmektedir.
Azerbaycan hava yolları genellikle Bağımsız Devletler Topluluğu, Avrupa, Orta Asya ve Orta Doğu ya uçuşlar düzenlemektedir.
Filo

| Uçak türü | Filo | Sipariş | Tutabildiği yolcu sayısı>   B | Tutabildiği yolcu sayısı>   E | Tutabildiği yolcu sayısı> Toplam | Not | Registration Number |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| Airbus A319CJ | 1 | 0 | VIP | VIP | VIP | Azerbaycan Hükûmeti için işlemektedir | 4K-AZ01 "Baku" 5 Mart 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. |
| Airbus A319-100 | 4 | 0 | 24 | 90 | 114 |  | 4K-AZ03 "Ganja" 13 Eylül 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., 4K-AZ04 "Guba" 4 Mart 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.,   4K-AZ05 "Gazakh" 15 Eylül 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. |
| Airbus A320-200 | 1 | 0 | 24 | 132 | 156 | Macquarie AirFinance 21 Aralık 2011 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.'den kiralanmıştır | 4K-AZ54 "Khachmaz" |
| Airbus A320-200 | 7 | 0 | 0 | 174 | 1741 |  | 4K-AZ77 "Lerik" 8 Mart 2012 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., 4K-AZ78 "Naftalan" 15 Eylül 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.,   4K-AZ79 "Oghuz" 8 Mart 2012 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., 4K-AZ80 "Shirvan" 5 Mart 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.,   4K-AZ83 "Julfa" 19 Şubat 2012 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., 4K-AZ84 "Kurdamir" 19 Şubat 2012 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. |
| ATR 42-500 | 0 | 0 | 0 | 50 | 50 |  | 4K-AZ52 "Zagatala" 19 Şubat 2012 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., 4K-AZ53 "Ordubad" 19 Şubat 2012 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. |
| ATR 72-500 | 0 | 0 | 0 | 70 | 70 |  | 4K-AZ64 "Gabala" 5 Mart 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., 4K-AZ65 "Gusar" 19 Şubat 2012 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.,   4K-AZ66 "Salyan", 4K-AZ67 "Khankandi" |
| Boeing 757-200 | 2 | 0 | 22 | 158 | 180 |  | VP-BBR "Garabagh" 19 Şubat 2012 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. VP-BBS "Nakhchivan" 19 Şubat 2012 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. |
| Boeing 757-200 | 2 | 0 | 24 | 150 | 174 | Iberia Airlines ve Avianca'dan satın alınmıştır CIT Aerospace ve Royal Brunei Airlines'dan kiralanmıştır | 4K-AZ38 "Qobustan"; 4K-AZ43 "Lankaran" 8 Ekim 2012 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. |
| Boeing 767-300ER | 1 | 0 | VIP | VIP | VIP | Azerbaycan Hükûmeti için işlemektedir | 4K-AI01 "Baku-1" 19 Şubat 2012 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. |
| Boeing 767-300ER | 1 | 1 | 22 | 176 | 198 | Azerbaycan Hükûmeti için işlemektedir | 4K-AZ81 "Babek" 19 Şubat 2012 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., 4K-AZ82 |
| Boeing 767-300F | 0 | 2 | - | - | - | 2012 yılında filoya katılması beklenmektedir |  |
| Boeing 787-8 | 0 | 2 | N/A | N/A | N/A | 2014 yılında filoya katılması beklenmektedir |  |
| Tupolev Tu-154M | 1 | 0 | VIP | VIP | VIP | Azerbaycan Hükûmeti için işlemektedir | 4K-AZ10 "Absheron" 19 Şubat 2012 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. |
| Toplam | 24 | 5 |  |  |  |  |  |
AHY Uçuş Noktaları

Azerbaycan Hava Yolları, Bağımsız Devletler Topluluğu, Avrupa, Orta Asya ve Orta Doğu'da 40 noktaya uçmaktadır.
AHY Uçuş Noktaları > Azerbaycan

Azerbaycan:
Bakü
Gence
Nahçıvan
Lenkeran
Zakatala
Qebele
AHY Uçuş Noktaları > Türkiye

Türkiye:
Ankara
İzmir
İstanbul
Trabzon
Antalya
Bodrum
Şanlıurfa
Dalaman
AHY Uçuş Noktaları > Asya

Gürcistan:
Tiflis
İsrail:
Tel Aviv
İran:
Tahran
Çin:
Urumçi
Birleşik Arap Emirlikleri:
Dubai
AHY Uçuş Noktaları > Avrupa

Avusturya:
Viyana
Almanya:
Frankfurt
İngiltere:
Londra
İskoçya:
Aberdeen
İtalya:
Milano
Letonya:
Riga
Hollanda:
Amsterdam
Fransa:
Paris
Çekya:
Prag
Karlovy Vary
Yunanistan:
Hanya
AHY Uçuş Noktaları > Amerika(kıta)

ABD:
New York
AHY Uçuş Noktaları > BDT

Rusya:
Moskova
Sankt-Peterburg
Rostov-na-Donu
Surgut
Astrahan
Mineralniye Vodi
Belarus:
Minsk
Kazakistan:
Aktau
Ukrayna:
Kiev
Lviv
Simferopol
Odessa
Dipnot

↑  Flight International, 27 Mart 2007
↑  "Azerbaycan Hava Yolları resmî sitesi". 17 Kasım 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 6 Mayıs 2022.
↑  "Azerbaycan Hava Yolları Türkiye". 11 Eylül 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Nisan 2020.
FA Amateur Cup

FA Amateur Cup, amatör kulüpler için bir İngiliz futbol yarışmasıydı. 1893'te başladı ve 1974'te Futbol Federasyonu resmî amatör statüsünü kaldırdığında sona erdi.
Tarihçe

Futbolda profesyonelliğin yasallaştırılmasının ardından, profesyonel takımlar hızla FA Cup'ı domine etmeye başladılar. Buna cevaben, ülkenin en eski kulübü Sheffield FC, 1892'de sadece amatör takımlar için ayrı bir ulusal kupa düzenlenmesini önerdi ve hatta kupanın kendisi için ödeme yapmayı teklif etti. Futbol Federasyonu (FA) kulübün teklifini reddetti, ancak bir yıl sonra böyle bir yarışmayı düzenlemeye karar verdi. Corinthian FC'den N.L. Jackson, Amateur Cup alt komitesinin başkanı olarak atandı ve £30.00 değerinde bir kupa hazırlandı ve ilk turnuva 1893-94 sezonunda gerçekleşti. İlk finali, Casuals FC takımını 2-1 mağlup eden Old Carthusians kazandı.
FA, profesyonel ve amatör kulüpler arasındaki farkı ortadan kaldırdığı için, 1973-74 turnuvası sonuncu organizasyon oldu. Takımlar daha sonra FA Trophy organizasyonuna katıldılar.
Yapısı

İlk turnuvaya 81 takım katıldı ve üç eleme turu sonrasında oynanan ilk turda bu sayı 32'ye düştü. Bir sonraki sezon için, önceki sezonun yarı finalistleri, FA tarafından seçilen diğer önde gelen kulüplerle birlikte ilk turdan itibaren yarışmaya katıldı. Bu, 1907'ye kadar standart format olarak kaldı; ilk tura katılan takım sayısı 64'tü ve yarı finallerden önceki tur sayısı dörde çıktı. Yarışma, 1974'te sona erene kadar bu format altında devam etti.
Mekanlar

Amateur Cup maçlarının berabere sonuçlanması durumunda, tekrar maçı, ilk olarak deplasmanda oynayan takımın sahasında oynandı. İkinci tekrar ve daha fazla tekrar maçı ise genellikle tarafsız sahada oynandı. Final, yarışmanın ilk yıllarında çeşitli mekanlarda oynandı ve genellikle seçilen mekan iki katılımcı kulübün bulunduğu şehire yakın ortak bir noktada yer alıyordu. 1949'da final Wembley Stadyumu'nda oynanmaya başlandı ve yarışma bitene kadar her yıl orada oynandı. 1950'lerde finale katılım, FA Cup finali ile kıyaslanabiliyordu ve bu seyirci sayısı 100.000'e ulaşmıştı.
Kazananlar ve finalistler

FA Amateur Cup kazananların ve finalistlerin tamamı için FA Amateur Cup finalleri listesi sayfasına bakınız.
Kupayı otuz altı farklı kulüp kazandı. Aşağıdaki kulüpler turnuvayı bir kereden fazla kazandı:
| Kulüp | Lig | Kazanma sayısı |
| --- | --- | --- |
| Bishop Auckland | Northern League | 10 |
| Clapton | yok/Isthmian League | 5 |
| Crook Town | Northern League | 5 |
| Dulwich Hamlet | Isthmian League | 4 |
| Bromley | Isthmian League/Athenian League | 3 |
| Hendon | Isthmian League/Athenian League | 3 |
| Leytonstone | Isthmian League | 3 |
| Stockton | Northern League | 3 |
| Enfield | Isthmian League | 2 |
| Ilford | Isthmian League | 2 |
| Leyton | Athenian League | 2 |
| Middlesbrough | Northern League | 2 |
| Old Carthusians | yok | 2 |
| Pegasus | yok | 2 |
| Walthamstow Avenue | Isthmian League | 2 |
A. ^ Clapton, kulübün ilk Amateur Cup şampiyonluğu sırasında bir ligde oynamıyordu, ancak geri kalan dört şampiyonluk sırasında Isthmian League'nde mücadele ediyordu.
Konuyla ilgili yayınlar

Morris, Terry (2015). In A Class of Their Own: A History of English Amateur Football. Chequered Flag Publishing. ISBN 978-0-9932152-4-7.
Corinthian FC takımından N.L. Jackson, Amateur Cup'ın kurulmasında etkili isimlerdendi.
Wembley Stadyumu, 1949 ve 1974 yılları arasındaki finallerin mekânı oldu.
Gözlemlenebilir evren
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 metre)dir). Dolayısıyla gözlemlenebilir evren yaklaşık 29 gigaparsek ((93 Gly veya 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:
 \!a(t)={\frac {1}{1+z}}.
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.
Evrenin büyüklüğü ile ilgili yanlışlar

Pek çok ikincil kaynakta, görünen evrenin büyüklüğü ile ilgili çok sayıda yanlış rakam telaffuz edilmiştir. Bu rakamlar, yanlışlığın nereden kaynaklandığını açıklayan sebepleri ile birlikte aşağıda verilmiştir.
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  süperkümeler ve iplikçikler yer almaktadır. Bunlardan daha büyük ve bunların ötesinde başka bir yapı bulunmamakta ve bu olguya Büyüklüğün Sonu (End of Greatness) denmektedir.
Büyük ölçekli yapı > 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 süperkümeler ve iplikçikler evrenin dağılımı görsel olarak ortaya çıkana dek rastgele seçilir. 1990'lara gelinene kadar kırmızı kayma haritaları, bu ölçekte hatasız sonuçlar üretememiştir.
Büyük ölçekli yapı > 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 farklı 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 hareketler, kırmızıya kaymaya dönüştürüldüğünde, küme uzamış gibi görünür. Bu da “Tanrının parmağı” da denen, yerküreyi işaret edercesine uzanan  bir gökada zinciri gibi görüntü verir.
Büyük ölçekli yapı > 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 gök bilimci 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.
Sıradan maddenin kütlesi > 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:
\rho _{c}={\frac {3H_{0}^{2}}{8\pi G}}
Bu denklemde, G yerçekimsel sabittir. Avrupa Uzay Ajansı'na ait, Planck Teleskobu sonuçlarından,  H_{0} 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.
Sıradan maddenin kütlesi > 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.
Sıradan maddenin kütlesi > Kararlı haldeki evrene dayanarak ortaya konulan tahminler

Sir Fred Hoyle, kararlı haldeki gözlemlenebilir evrenin kütlesini hesaplamak için aşağıdaki formülü kullanmıştır:
Bu formül şu şekilde de ifade edilebilir:
Bu formülde ‘’H’’=Hubble sabiti, ‘’ρ’’=Hoyle’nin yoğunluk için kullandığı değer, ‘’G’’=Yerçekimi sabiti ve ‘’c’'=Işık hızıdır.
Bu hesaplama ile ortaya çıkan rakam yaklaşık 0,92×1053 kg'dır. Ancak bu bütün enerji/maddeyi temsil etmektedir. Öte yandan bu hesaplamada Hubble hacmi kullanılmıştır (yarıçapı yaklaşık 13.8 milyar ışık yılı Hubble uzunluğuna denk olan bir kürenin hacmi, Hubble hacmidir). Yukarıda verilen kritik yoğunluk hesaplaması, yarıçapı 46.6 milyar ışık yılı olan comoving mesafesine dayanmaktaydı. Böylelikle Hoyle denklemi Kütle/Enerji sonucu, artan hacim için uyarlanmalıdır. Comoving mesafesi yarıçapı 39 kat daha büyük bir hacim vermektedir (46.7 üzeri 3, 18.3'e bölünür). Ancak hacim arttıkça sıradan madde ve karanlık madde artmayacaktır. Sadece karanlık enerji hacimle birlikte artar. Dolayısıyla sıradan madde, nötrinolar ve karanlık maddenin, toplam kütle/enerji'nin % 31.7'si ve geri kalan % 68.3'ün ise  karanlık enerji olduğu varsayıldığında, kararlı hal hesaplaması için gerekli olan kütle/enerji miktarı şu şekildedir: sıradan madde ve karanlık maddenin kütlesi (31.7%çarpı 0,92×1053 kg)) + karanlık enerjinin kütlesi ((68.3% çarpı 0,92×1053 kg) x arttırılmış hacim (39)). Bu hesaplama 2,48×1054 kg.'a eşittir. Kritik yoğunluk yönteminde az önce belirtildiği gibi sıradan madde, bütün enerji/madde'nin % 4.8'idir. Eğer Hoyle sonucu bu yüzdeyle çarpılırsa sıradan madde için ortaya çıkan sonuç  1,20×1053 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.
Maddenin içeriği-atomların sayısı

Sıradan maddenin kütlesi yaklaşık 1,45×1053 kg olduğunu varsayarsak (Bkz. bir önceki bölüm) ve bütün atomların hidrojen atomu olduğunu farz edersek (hidrojen atomları gerçekte kütle olarak gökadamizdeki bütün atomların yaklaşık % 74'ünü oluşturur, bkz. kimyasal elementlerin bolluğu), evrendeki atomların tahmini toplam sayısını hesaplamak kolaydır. Sıradan maddenin kütlesini bir hidrojen atomunun kütlesiyle bölmek gerekir (1,45×1053 kg bölü  1,67×10-27 kg). Sonuç yaklaşık 1080  hidrojen atomudur. Dünya'nın kimyası 13.8 milyar yıl önce meydana gelen Büyük Patlama'dan hemen sonra başlamış olabilir. Yaşamın başladığı bu dönemde evren sadece 10-17 milyon yaşındaydı. Panspermia hipotezine göre, meteorlar, asteroidler ve diğer küçük güneş sistemi cisimleri aracılığıyla dağıtılan mikroskobik yaşam evrenin her yerinde var olmuş olabilir. Her ne kadar yaşam sadece yer kürede tespit edildiyse de, pek çok kişiye göre Dünya dışı yaşam sadece gerçekçi değil aynı zamanda kuvvetle muhtemel ve kaçınılmazdır.