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관측 가능한 우주

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목차

1. 개요

관측 가능한 우주는 지구에서 관측할 수 있는 우주의 일부분을 의미하며, 우주의 크기는 무한할 수도 있다. 관측 가능한 우주는 대폭발 이후 빛이 지구에 도달할 시간이 충분했던 공간으로 제한되며, 우주의 팽창으로 인해 미래에는 관측 가능한 영역이 더욱 확장될 수 있지만, 암흑 에너지의 영향으로 인해 영원히 관측 불가능한 "미래 가시성 한계"가 존재한다. 관측 가능한 우주의 지름은 약 930억 광년이며, 약 465억 광년의 공변 거리를 갖는다. 우주의 구조는 은하, 은하군, 초은하단, 필라멘트, 거대 공동으로 이루어진 "우주 거미줄" 형태로 조직되어 있으며, "거대함의 끝"이라는 현상 이후로는 균질하고 등방적인 구조를 보인다. 관측 가능한 우주의 질량은 약 1053kg으로 추정되며, 일반 물질의 질량을 수소 원자의 질량으로 나누어 계산하면 약 1080개의 수소 원자가 존재한다. 확인된 가장 먼 천체는 HD1 은하로, 적색편이 13.27에 해당하며 약 334억 광년 거리에 위치해 있다. 관측 가능한 우주는 입자 지평선, 광학 지평선 등 다양한 지평선에 의해 제한된다.

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관측 가능한 우주
일반 정보
관측 가능한 우주
관측 가능한 우주의 시각화. 이 축척은 미세한 입자들이 많은 수의 초은하단 집합을 나타내는 것이다. 은하수의 고향인 처녀자리 초은하단은 중심에 표시되어 있지만 너무 작아서 볼 수 없다.
직경8.8 × 10^26 m (880 요타미터) (28.5 Gpc, 930억 광년)
둘레2.764 × 10^27 m (2.764 론나미터) (89.6 Gpc, 2922억 광년)
부피3.566 × 10^80 m^3
질량 (보통 물질)1.5 × 10^53 kg
밀도 (총 에너지)9.9 × 10^-27 kg/m^3 (1 입방미터당 6개의 양성자에 해당)
나이137억 8700만 ± 2000만 년
평균 온도2.72548 ± 0.00057 K
내용물보통 (중입자) 물질 (4.9%)
암흑 물질 (26.8%)
암흑 에너지 (68.3%)
관련 정보
빛의 수4 x 10^84 광자

2. "우주" 대 "관측 가능한 우주"

우주의 크기는 현재 기술로는 정확히 알 수 없으며, 무한할 수도 있다.[128] 빅뱅 이후 빛이 지구에 도달하기까지 충분한 시간이 흐르지 않아, 관측 가능한 우주 밖에 있는 영역도 존재한다.

우주론 연구에서는 "우주"라는 용어를 "관측 가능한 우주"와 같은 의미로 사용하는 경우가 많다. 이는 지구와 인과적으로 단절된 우주의 부분에 대해서는 직접적인 실험을 통해 알 수 있는 것이 없다는 점을 근거로 한다.

관측 가능한 우주의 경계가 우주 전체의 경계를 의미하는 것은 아니며, 대부분의 주류 우주론 모형들은 우주가 처음부터 물리적인 경계를 가질 것이라고 가정하지 않는다. 다만, 일부 모형에서는 우주가 유한하지만 경계가 없는 2차원 구면과 유사한 형태일 수 있다고 제안한다.[136]

앨런 구스와 D. 카자나스가 제안한 우주 인플레이션 이론에 따르면,[137] 인플레이션이 빅뱅 이후 약 10-37초에 시작되었고, 인플레이션 이전 우주의 크기가 빛의 속도와 그 나이를 곱한 값과 거의 같다고 가정하면, 현재 전체 우주의 크기는 최소 1.5 × 1034광년으로, 관측 가능한 우주 반지름의 최소 3 × 1023배에 달한다.[138]

로그 눈금으로 표현한 관측 가능한 우주. 태양계를 중심으로 내행성, 외행성, 카이퍼벨트, 오르트 구름, 센타우루스자리 알파, 페르세우스자리 팔, 우리 은하, 안드로메다 은하, 가까운 은하들, 우주 거대 구조, 우주 마이크로파 배경 그리고 가장자리에 있는 대폭발(빅뱅)의 보이지 않는 플라즈마를 포함한다. 천체들은 모양을 이해할 수 있도록 확대되어 나타난다.


만약 우주가 유한하지만 경계가 없다면, 관측 가능한 우주보다 *작을* 수도 있다. 이 경우, 멀리 떨어진 은하라고 생각했던 것이 실제로는 가까운 은하의 복제된 이미지일 수 있다. 하지만 은하의 다른 이미지는 그 역사에서 다른 시대를 보여주기 때문에, 이 가설을 실험적으로 검증하기는 어렵다.

2. 1. 미래 가시성 한계

암흑 에너지의 영향으로 우주의 팽창 속도가 계속 가속된다고 가정하면, "미래 가시성 한계"가 존재한다. 이 한계를 넘어선 천체들에서 방출되는 빛은 무한한 미래의 어느 시점에서도 지구에 도달할 수 없기 때문에, 이 천체들은 영원히 관측 가능한 우주에 들어오지 못한다.[122][130] 이 미래 가시성 한계는 190억 파섹(620억 광년)의 공변거리에서 계산되며, 이는 우주가 영원히 계속 팽창할 것이라고 가정할 때, 무한한 미래에 이론적으로 관측할 수 있는 은하들의 수가 현재 관측 가능한 은하 수의 약 2.36배에 불과하다는 것을 의미한다(적색편이 효과는 무시).[131]

허블-르메트르 법칙에 따르면, 지구에서 충분히 멀리 떨어진 지역은 빛의 속도보다 빠르게 팽창하고 있다.[129] 더욱이, 암흑 에너지로 인해 팽창 속도는 가속화되고 있는 것으로 보인다. 그러나 허블 매개변수는 시간이 지남에 따라 감소하고 있으므로, 지구에서 빛보다 약간 빠르게 멀어지는 은하가 결국 지구에 도달하는 신호를 방출하는 경우가 있을 수 있다.[122][130]

원칙적으로 미래에는 더 많은 은하들이 관측될 것이다. 그러나 실제로는 계속되는 팽창으로 인해 점점 더 많은 은하들이 극도로 적색편이되어 시야에서 사라지고 보이지 않게 될 것이다.[132][133][134] 주어진 공변 거리에 있는 은하는 과거 역사에서 어느 시대에나 은하가 방출한 신호를 수신할 수 있다면 "관측 가능한 우주" 내에 있는 것으로 정의된다. 예를 들어, 빅뱅 이후 5억 년 만에 은하에서 보낸 신호를 받을 수 있다면 그 은하는 관측 가능한 우주 안에 있다. 그러나 우주의 팽창 때문에, 은하에서 보낸 신호가 무한한 미래의 어느 시점에서도 지구에 도달하지 못하는 시대가 있을 수 있다. 비록 그 은하가 관측 가능한 우주의 공변 거리보다 짧은 거리에 남아있더라도, 빅뱅 후 100억 년이 지난 은하의 모습은 볼 수 없을 수도 있다.[135]

2. 2. 관측 가능성의 한계

우주의 나이, 팽창 속도, 그리고 빛의 유한한 속도와 같은 요인들 때문에, 우리가 관측할 수 있는 우주의 범위는 한정되어 있다.[128] 빅뱅 이후 방출된 빛이 지구에 도달하기에 충분한 시간이 없었던 우주의 일부는 관측 가능한 우주 밖에 존재한다.[128]

허블-르메트르 법칙에 따르면, 지구에서 멀리 떨어진 지역은 빛의 속도보다 빠르게 팽창하고 있다.[129] 게다가 암흑 에너지로 인해 팽창 속도는 가속화되는 것으로 보인다. 암흑 에너지가 일정하게 유지된다고 가정하면, 미래에는 특정 한계를 넘어선 천체에서 방출되는 빛은 지구에 영원히 도달할 수 없게 된다. 이 한계를 "미래 가시성 한계"라고 부른다.[122]

미래 가시성 한계는 공변거리로 190억 파섹(620억 광년)으로 계산된다.[131] 이는 무한한 미래에 이론적으로 관측 가능한 은하의 수가 현재 관측 가능한 은하의 수보다 약 2.36배 많다는 것을 의미한다.[131]

하지만, 계속되는 우주 팽창으로 인해 은하들은 극도로 적색편이되어 결국 관측이 불가능해진다.[132][133][134] 또한, 우주의 팽창 때문에, 과거에는 관측 가능했던 은하라도 특정 시점 이후에는 지구에서 영원히 신호를 받을 수 없는 경우가 생길 수 있다.[135]

현재 우주 사건 지평선까지의 거리는 약 160억 광년이다. 이는 현재 발생한 사건이 160억 광년 이내에 있다면 신호가 미래에 지구에 도달할 수 있지만, 그보다 멀리 떨어져 있다면 신호는 지구에 도달하지 못한다는 것을 의미한다.[122] 이 우주 사건 지평선 이전의 공간은 "도달 가능한 우주"라고 불린다.[24][25]

몇몇 자료에서는 관측 가능한 우주의 크기에 대해 잘못된 정보를 제공하기도 한다. 예를 들어, 우주의 나이가 약 137억 년이므로 관측 가능한 우주의 반지름이 137억 광년이라는 주장이 있지만, 이는 우주가 평평한 시공간이라는 가정 하에서만 성립하는 논리이므로 정확하지 않다.[93]

3. 크기

화로자리의 허블 울트라 딥필드 사진. 사진 속 각 점은 수십억 개의 별들로 이루어진 은하이다. 가장 작고 붉게 보이는 은하들은 138억 년 전의 빛을 내보내고 있다. 이 사진이 하늘에서 차지하는 부분은 좌측 하단의 빨간 사각형과 같다.


관측 가능한 우주의 지름은 약 930억 광년으로 추정된다. 이는 공간이 평평하다는 가정 하에 계산된 값이다.

빅뱅 이후 방출된 빛이 지구에 도달할 시간이 충분하지 않아 관측 가능한 우주 밖에 있는 부분도 존재한다. 미래에는 멀리 떨어진 은하에서 온 빛이 이동할 시간이 더 많아져 추가적인 지역을 관측할 수 있을 것으로 예상된다. 허블의 법칙에 따르면, 관측자로부터 멀리 떨어진 지역은 빛의 속도보다 빠르게 팽창하고 있다.[17] 우주의 가속 팽창은 가속되는 것으로 보이며, 이를 설명하기 위해 암흑 에너지가 제안되었다.

암흑 에너지가 일정하게 유지된다고 가정하면(변하지 않는 우주 상수) 우주의 팽창 속도가 계속 가속되어, 미래에 물체가 관측 가능한 우주에 절대 들어갈 수 없는 "미래 가시성 한계"가 존재한다. 그 한계 밖의 물체에서 방출된 빛은 지구에 도달할 수 없다. 허블 매개변수가 시간이 지남에 따라 감소하기 때문에 빛보다 약간 빠르게 지구로부터 멀어지고 있는 은하가 결국 지구에 도달하는 신호를 방출하는 경우가 있을 수 있다.[11][18] 이 미래 가시성 한계는 우주가 영원히 팽창한다고 가정하여 190억 파섹(620억 광년)의 공변 거리에서 계산되며, 이는 무한한 미래에 이론적으로 관측할 수 있는 은하의 수가 현재 관측 가능한 수보다 2.36배 더 크다는 것을 의미한다(적색 편이 효과는 무시).[19]

원칙적으로 미래에는 더 많은 은하가 관측 가능하게 될 것이다. 그러나, 지속적인 팽창으로 인해 점점 더 많은 은하들이 극도로 적색 편이되어 시야에서 사라지고 보이지 않게 될 것이다.[20][21][22] 주어진 동반 거리에 있는 은하는, 빅뱅 이후 5억 년 만에 은하에서 보낸 신호와 같이, 은하의 역사상 어떤 시대에 은하가 방출한 신호를 받을 수 있다면 "관측 가능한 우주" 내에 있다고 정의된다. 우주의 팽창 때문에, 동일한 은하에서 보낸 신호가 무한한 미래의 어느 시점에서도 지구에 도달할 수 없는 더 늦은 시대가 있을 수 있으므로, 관측 가능한 우주의 거리보다 작은 동일한 공변 거리에 있음에도 불구하고, 우리는 은하가 빅뱅 이후 100억 년 후에 어떻게 보이는지 절대 볼 수 없을 수도 있다.[23]

시간이 지남에 따라 지구로부터의 거리가 변하는 일종의 우주 사건 지평선을 정의할 수 있다. 이 지평선까지의 현재 거리는 약 160억 광년이며, 이는 현재 발생한 사건이 160억 광년 이내에 있다면 그 사건에서 온 신호가 결국 지구에 도달할 수 있지만, 그 사건이 더 멀리 떨어져 있다면 신호가 지구에 절대 도달하지 못한다는 것을 의미한다.[11]

이 우주 사건 지평선 이전의 공간은 "도달 가능한 우주"라고 부를 수 있으며, 오늘날 빛의 속도로 그들을 향해 떠난다면 도달할 수 있는 모든 은하를 의미한다. 그 너머의 모든 은하는 도달할 수 없다.[24][25] 미래 가시성 한계(620억 광년)는 현재 가시성 한계(460억 광년)에 도달 가능한 한계(160억 광년)를 더한 것과 같다.[26][9]

팽창하는 우주의 맥락에서 시간과 거리에 따른 도달 가능한 우주


과학자들이 관측한 사실로 발표되는 우주의 구체적인 관측값은 관측 가능한 우주에 관한 것에 한정되어 있다. 현대 우주론의 구축, 우주 인플레이션 등의 이론에서는 관측 가능한 우주 바깥쪽에 펼쳐진 광대한 우주를 포함한, 더 거대한 '''전체 우주'''에 관한 고찰이 필요하다.

전체 우주가 관측 가능한 우주보다 "작다"는 것도 가능하다. 그 경우, 매우 멀리 있는 것처럼 보이는 은하가, 사실은 가까이 있는 은하의 빛이 우주를 한 바퀴 돌아서 오는 것에 의해 생긴 복제상일 수도 있다. 이 가설을 실험으로 테스트하는 것은 어렵다. 2004년의 한 논문[90]에서는, 전체 우주의 지름은 24 기가파섹 (780 억광년)이 하한이라고 주장하며, 이 경우 관측 가능한 우주보다 조금 작다. 이 값은 WMAP의 관측을 매칭 서클 분석한 것에 기초하고 있다.

관측 불가능한 우주를 포함한 전체 우주가 유한하고 닫혀 있다고 해도, 관측 가능한 우주의 범위 내에서는 곡률은 무시할 정도로 작다. 레너드 서스킨드는 우주의 지름을 10^{10^{10^{122}}}으로 추정하고 있다.

전체 우주의 크기는 2023년 현재의 관측 기술로도 추정조차 불가능하며, 미해결 상태이다. 인플레이션 이론에서는 무한에 가까운 스케일의 팽창도 허용되고 있으며, 이론상으로는 크기의 상한이 없다. 관측 가능한 우주의 범위 내의 곡률이 측정 한계를 밑돌아 한없이 0에 가까운 점이나, 자기 홀극이 발견되지 않은 점 등의 관측 사실로부터, 최소한 관측 가능한 우주보다 수십 자릿수 이상 크다고 여겨진다.
잘못 알려진 우주의 크기

잘못 알려진 크기설명
137억 광년우주의 나이는 약 137억 년이며, 빛보다 빠르게 움직이는 것은 없다는 전제하에 관측 가능한 우주의 반지름은 137억 광년이라는 오해에서 비롯된 값이다. 실제 우주는 우주 규모에서 상당히 왜곡된 시공간 연속체이며, 3차원 공간은 허블의 법칙으로 표현되는 것처럼 팽창하고 있기 때문에 이 논리는 정확하지 않다.[93]
138억 광년매우 단순화된 허블의 법칙에서 얻을 수 있는 값으로, 광속을 허블 상수로 나눈 값이며, 허블 거리라고도 한다. 허블 상수가 시공간에 관해 보편적이라는 전제를 두고 있기 때문에 실제 관측 가능한 우주의 거리와는 크게 다르다. 2000년 전후, 신학력관에 기초한 문제로 매우 단순화된 허블의 법칙을 사용한 문제가 난관 대학의 입학 시험에서 종종 출제되었으며, 답변으로 이 값이 널리 퍼졌다. 허블 시간 자체에는 물리적 의미가 없다.
158억 광년137억 광년과 마찬가지로 얻을 수 있지만, 이는 유명한 일반 잡지가 2006년 중반에 우주의 나이를 잘못 공표한 데서 비롯되었다.[94][95][96]
274억 광년반지름 137억 광년이라는 오해에 근거한 지름이다.
780억 광년우주 마이크로파 배경 복사(CMBR)의 대척점 간의 현재 측정값을 기반으로 한, 전체 우주의 크기의 하한이다. CMBR이 형성하는 구체의 "지름"을 나타낸다. 만약 전체 우주가 이 구체보다 작다면, 빛은 빅뱅 이후 구체 내를 회전할 시간만 있을 것이고, CMBR에는 서로 다른 여러 개의 상이 생겨 여러 겹의 원을 그리게 될 것이다.[98] Cornish 등은 24기가파섹 (780억 광년)까지의 스케일 값으로 이러한 효과를 탐색했지만 결국 발견하지 못했으며, "우리가 사는 우주가 지름 24기가파섹보다 작을 가능성을 배제할 수 있을 것"이라고 시사했다. 또한 "노이즈가 적고 해상도가 높은 CMB 분포도(WMAP의 연장 미션이나 플랑크로부터의 데이터)"가 있다면 "더 작은 원 패턴을 찾아 하한을 28기가파섹까지 확장할 수 있을 것"이라고 추정하고 있다.[82]
1560억 광년780억 광년을 반지름으로 잘못 알고 2배로 계산하여 생긴 오류이다.[99][100][101]


3. 1. 공변 거리와 광행 거리

지구에서 관측 가능한 우주의 가장자리까지의 공변거리는 어느 방향으로든 약 14.26기가파섹(465억 광년 또는 4.40×1026m)이다. 따라서 관측 가능한 우주는 지름이 대략 28.5기가파섹[141](930억 광년 또는 8.8×1026m)인 구체이다.[142] 공간이 거의 평평하다고 (유클리드 공간이라는 의미에서) 가정하면, 이 크기는 공변체적 약 1.22×104Gpc3(4.22×105Gly3 또는 3.57×1080m3)에 해당한다.[143]

이 거리들은 빛이 방출된 시점의 거리가 아니라, 지금(우주시)의 거리이다. 예를 들어, 지금 우리가 보고 있는 우주 마이크로파 배경 복사는 약 138억 년 전에 발생한 빅뱅(대폭발)[144][145] 이후 약 38만년 후에 발생한 광자 디커플링 때 방출되었다. 이 복사는, 대부분 은하들로 응축된 물질에 의해 방출되었으며, 그 은하들은 지금 지구로부터 약 460억 광년 떨어진 것으로 계산된다.[120][122]

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 다음과 같이 주어진다.[146][147]



a(t) = \frac{1}{1 + z}.



WMAP 9년차 결과는 다른 측정값과 결합하여 z = 1091.64±0.47[148]과 같은 광자 디커플링의 적색 편이를 제공하며, 이는 광자 디커플링 시점의 척도인자가 임을 의미한다. 따라서 원래 가장 오래된 우주 마이크로파 배경 광자들을 방출한 물질의 현재 거리가 460억 광년이라면, 그 광자가 처음 방출되었을 때 그 거리는 약 4200만 광년에 불과했을 것이다.

관측 가능한 우주의 가장자리까지의 광행거리는 우주의 나이 138억 광년에 광속을 곱한 값이다. 이것은 우주 마이크로파 배경에서와 같이 빅뱅 직후에 방출된 광자가 지구의 관측자에게 도달하기 위해 이동한 거리이다. 시공간은 우주팽창에 대응하여 휘어지기 때문에, 이 거리는 어느 순간의 실제 거리와 일치하지는 않는다.[149]

4. 거대구조





전천탐사(sky survey)와 다양한 파장 대역의 전자기 복사(특히 21cm 방출) 지도화는 우주 구조의 내용과 특성에 대한 많은 정보를 제공했다. 구조는 초은하단과 필라멘트 규모까지 계층적 모형을 따르는 것으로 보이며, 이보다 더 큰 규모(30과 200메가파섹 사이[152])에서는 지속적인 구조가 없는 것으로 나타난다. 이러한 현상은 ''거대함의 끝(End of Greatness)''이라고 불린다.[153]

구조의 조직화는 별 수준에서 시작되지만, 대부분의 우주론자들은 그 규모에 대한 천체물리학을 거의 다루지 않는다. 별들은 은하로 조직화되고, 은하들은 다시 은하군, 은하단, 초은하단, 시트, 벽과 필라멘트를 형성하며, 이는 거대한 공동에 의해 분리되어 방대한 거품과 같은 구조를 형성하며[62] 때로는 "우주 거미줄"이라고도 한다.

4. 1. 장벽, 필라멘트, 노드, 거시공동

은하들은 필라멘트나 장벽 형태로 분포하며, 그 사이에는 거대한 거시공동이 존재한다.[155] 이러한 구조들은 우주 진화 과정에서 중력의 영향으로 형성된 것으로 보인다. 1989년 이전에는 비리얼화 은하단들이 현존하는 가장 큰 구조이며, 우주 전체에 걸쳐 모든 방향으로 거의 균일하게 분포되어 있다고 흔히 가정했다. 그렇지만, 1980년대 초반부터, 점점 더 많은 구조들이 발견되었다.

발견 년도발견된 구조크기 및 특징발견자
1983년웹스터 LQG (거대퀘이사군)5개의 퀘이사로 구성아드리안 웹스터Adrian Webster
1987년물고기자리-고래자리 복합 초은하단 (은하 필라멘트)폭 약 10억 광년로버트 브렌트 툴리Robert Brent Tully
1987년초대 거시공동(Giant Void)폭 13억 광년
1989년장벽(Great Wall) (은하 시트)길이 5억 광년, 폭 2억 광년, 두께 1500만 광년[156]마가렛 겔러Margaret Geller, 존 후크라John Huchra
1991년클로즈-캄푸사노 LQG (거대퀘이사군)폭 최대 20억 광년로저 G. 클로즈Roger G. Clowes, 루이스 E. 캄푸사노Luis E. Campusano
2003년슬론 장성
2007년에리다누스자리 초거시공동 후보CMB 콜드 스팟(CMB cold spot)과 일치
2011년U1.11 (거대퀘이사군)약 25억 광년
2013년초거대퀘이사군40억 광년[158]
2013년헤라클레스자리-북쪽왕관자리 장성감마선 폭발 지도화로 발견[159]
2021년자이언트 아크(The Giant Arc)길이 33억 광년, 초승달 모양 은하 끈[162]미국 천문학회


4. 2. 거대함의 끝



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 초은하단들과 필라멘트들의 규모까지 조직이 있는 계층적 모형을 따르는 것으로 나타난다. 이보다 더 큰 규모(30과 200메가파섹 사이[152])에서는 지속적인 구조가 없는 것으로 보이며, 이러한 현상은 ''거대함의 끝(End of Greatness)''이라고 불린다.[153]

''거대함의 끝''이란 대략 100Mpc(약 3억 광년)에서 발견된 것으로, 우주의 거대구조에서 보이는 군집들이 우주론 원리에 따라 균질하고 등방적으로 관측되는 규모를 의미한다.[153] 이 규모 이후로는 의사무작위 프랙탈성(pseudo-random fractalness)이 나타나지 않는다.[163] 더 작은 규모 탐사에서 볼 수 있는 초은하단들과 필라멘트들은 우주의 매끄러운 분포가 시각적으로 분명할 정도로 무작위화되어 있다. 1990년대의 적색편이 탐사(redshift survey)가 완료된 후에야 이 규모를 정확하게 관측할 수 있었다.[153]

4. 3. 관측



적색편이 탐사와 다양한 전자기파 대역(특히 21cm 방출)의 매핑은 우주 구조의 내용과 특성에 대한 많은 정보를 제공했다. 구조의 조직은 계층적 모델을 따르는 것으로 보이며, 초은하단과 은하 필라멘트 규모까지 조직된다. 이보다 더 큰 규모(30~200 메가파섹 사이)에서는[152] 더 이상의 구조가 없는 것으로 보이며, 이는 ''위대함의 종말''이라고 불리는 현상이다.[153]



대규모 구조의 또 다른 지표는 '라이먼 알파 숲'이다. 이는 퀘이사에서 나온 빛의 스펙트럼선에 나타나는 흡수선의 집합으로, 거대하고 얇은 성간 (대부분 수소) 가스의 존재를 나타내는 것으로 해석된다. 이 시트는 필라멘트로 붕괴되는 것으로 보이며, 필라멘트가 교차하거나 밀도가 높은 곳에서 은하가 성장함에 따라 은하에 공급할 수 있다. 이 우주 거미줄에 대한 초기 직접 증거는 2019년 일본의 RIKEN 선구 연구 클러스터와 영국의 더럼 대학교의 천문학자들이 이 거미줄의 가장 밝은 부분에서 빛을 감지한 것이었는데, 이는 형성되는 은하의 무리에 의해 둘러싸여 조명되었고, 라이먼 알파 방출을 통해 성간 매질 수소 형광에 대한 우주 플래시라이트 역할을 했다.[165][166]

2021년, 프랑스 리옹의 천체 물리학 연구 센터의 롤랜드 베이컨이 이끄는 국제팀은 적색편이 3.1~4.5에서 확산된 라이먼 알파 방출의 첫 번째 관측을 보고했는데, 이는 웹 노드 전형적인 거대한 구조 외부의 필라멘트 환경에서 2.5−4 cMpc (공동 이동 메가파섹) 규모의 여러 우주 거미줄 필라멘트를 추적했다.[167]

우주 규모의 구조를 설명할 때는 종종 보이는 모습과 다르기 때문에 주의가 필요하다. 중력 렌즈 효과는 전경에 있는 물체가 주변 시공간을 휘게 하고 (일반 상대성 이론에 의해 예측됨) 지나가는 광선을 굴절시킬 때, 이미지가 실제 소스와 다른 방향에서 발생한 것처럼 보이게 할 수 있다. 유용하게도, 강한 중력 렌즈 효과는 때때로 먼 은하를 확대하여 감지하기 쉽게 만들 수 있다. 일반적인 우주에 의한 약한 중력 렌즈 효과 또한 관측된 대규모 구조를 미묘하게 변화시킨다.

또한 우주의 대규모 구조는 적색편이만 사용하여 은하까지의 거리를 측정할 경우 다르게 보인다. 예를 들어, 은하단 뒤에 있는 은하는 은하단에 끌려 들어가 그쪽으로 떨어지므로 청색편이된다(은하단이 없는 경우와 비교하여). 가까운 쪽에서는 물체가 적색편이된다. 따라서, 거리를 측정하기 위해 적색편이를 사용하면 은하단의 환경은 다소 좁아 보인다. 은하단 내에 이미 있는 은하에서 반대 효과가 관찰된다. 은하는 은하단 중심 주변에 무작위 운동을 하며, 이 무작위 운동이 적색편이로 변환되면, 은하단이 길게 나타난다. 이것은 "''신의 손가락''"을 만들어낸다—지구 방향을 가리키는 긴 은하 체인의 환상이다.

4. 4. 지구 우주 이웃의 우주학



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 초은하단들과 필라멘트들의 규모까지 조직이 있는 계층적 모형을 따르는 것으로 나타난다. 이보다 더 큰 규모(30과 200메가파섹 사이[152])에서는 지속적인 구조가 없는 것으로 보이는데, 이러한 현상은 '거대함의 끝(End of Greatness)'이라고 불린다.[153]

바다뱀자리-센타우루스자리 초은하단(머리털자리-센타우루스 초은하단)의 중심에 있는 거대 인력체라고 불리는 중력 이상 현상은 수억 광년에 걸친 지역에서 은하들의 움직임에 영향을 미친다. 이 은하들은 허블-르메트르 법칙에 따라 모두 적색편이된다. 이것은 그것들이 우리와 서로에게서 멀어지고 있음을 나타내지만, 적색편이의 변화는 수만 개의 은하에 해당하는 질량 집중의 존재를 밝히기에 충분하다.

1986년에 발견된 거대 인력체는 바다뱀자리와 센타우루스자리 방향으로 1억 5천만에서 2억 5천만 광년(2억 5천만 광년은 가장 최근의 추정치) 사이에 위치한다. 그 부근에는 이웃들과 충돌하거나 많은 양의 전파를 방출하는 거대한 오래된 은하들이 많다.

1987년, 하와이 대학교 천문학 연구소의 천문학자 R. 브렌트 툴리R. Brent Tully는 물고기자리-고래자리 복합 초은하단을 발견하였다. 이 구조는 길이 10억 광년, 폭 1억 5천만 광년으로, 그는 이곳에 국부 초은하단이 내재되었다고 주장했다.[168] [76]

5. 일반 물질의 질량

관측 가능한 우주의 질량은 종종 1050톤 또는 1053kg으로 인용된다.[169] 이는 일반 물질의 질량을 나타내며, 성간매질과 은하간매질을 포함하지만, 암흑물질과 암흑 에너지는 제외한 값이다. 이 값은 임계 밀도를 기반으로 추정할 수 있으며, 계산은 관측 가능한 우주에 대해서만 이루어진다.

5. 1. 임계 밀도를 이용한 측정

임계 밀도는 우주가 평평하게 유지되기 위한 에너지 밀도이다.[170] 암흑 에너지가 없을 경우, 이는 우주의 팽창이 계속되는 팽창과 붕괴 사이에서 균형을 이루는 밀도이기도 하다.[171] 프리드만 방정식에 따르면 임계 밀도(\rho_c)는 다음과 같이 나타낼 수 있다.[172]

:\rho_c = \frac{3H_0^2}{8 \pi G}

여기서 ''G''는 중력 상수이며, ''H0''는 허블 상수의 현재 값이다. 유럽 우주국의 플랑크 망원경이 측정한 ''H0'' 값은 메가파섹당 초당 67.15km이다. 이를 통해 계산된 임계 밀도는 0.85×10-26kg/m3이며, 이는 일반적으로 입방 미터당 약 5개의 수소 원자에 해당한다. 이 밀도는 일반 물질(4.8%), 중성미자(0.1%), 차가운 암흑물질(26.8%), 암흑 에너지(68.3%)의 네 가지 주요 에너지/질량 유형을 포함한다.[173] 중성미자는 표준 모형 입자이지만, 초상대론적이기 때문에 물질보다는 복사처럼 거동하므로 별도로 구분한다.

6. 물질 내용―원자의 개수

일반 물질의 질량이 약 1.45×1053kg이고, 모든 원자가 수소 원자(질량 기준으로 우리 은하의 모든 원자의 약 74%에 해당)라고 가정하면, 관측 가능한 우주의 총 원자 수는 일반 물질의 질량을 수소 원자의 질량으로 나누어 구할 수 있다. 그 결과는 대략 1080개의 수소 원자들이며, 에딩턴 수라고도 알려져 있다.[41][42][43]

7. 가장 먼 천체

2022년 기준으로 확인된 가장 먼 천체는 HD1 은하이다. HD1은 적색편이가 13.27로, 약 334억 광년 거리에 있다.[174] 2009년에는 감마선 폭발 GRB 090423이 8.2의 적색편이를 갖는 것으로 밝혀졌다. 이는 우주의 나이가 겨우 6억 3000만 년이었을 때 붕괴하는 별이 폭발한 것이다.[174] 이 폭발은 약 130억 년 전에 발생했으며,[175] 언론에서는 약 130억 광년(때로는 130억 3500만 광년)[174]이라는 거리가 널리 인용되었다. 그러나 이는 허블-르메트르 법칙과 관측 가능한 우주의 크기를 정의하는 데 사용되는 "고유 거리"가 아닌 "광행거리"(거리 측정 (우주론) 참조)이다. 우주론자 네드 라이트Ned Wright는 이러한 광행거리 측정법 사용에 반대한다.[176] 적색편이 8.2에 대한 적절한 고유 거리는 약 9.2 Gpc[176], 즉 약 300억 광년이다.

8. 지평선

우리 우주의 관측 가능성은 여러 우주론적 지평에 의해 제한된다. 이러한 지평들은 우주의 다양한 사건들에 대한 정보를 우리가 얼마나 얻을 수 있는지를 결정한다.

가장 잘 알려진 지평선은 입자 지평선인데, 이는 우주의 나이가 유한하기 때문에 우리가 볼 수 있는 최대 거리를 제한한다.[128] 즉, 빅뱅 이후 빛이 우리에게 도달할 수 있는 시간적 한계 때문에 관측 가능한 우주의 크기가 정해지는 것이다.

최종 산란 표면의 "광학 지평선"과 같이, 가능한 미래 관측 범위를 나타내는 다른 지평선들도 존재한다. 이들은 중성미자나 중력파와 같이 특정 입자들의 최종 산란 표면과 관련되어 있다.[122]

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