Наблюдаема вселена – Уикипедия

Наблюдаемата вселена (също така метагалактика или видима вселена) е част от вселената, достъпна за наблюдение със съвременните астрономически методи на изследване. Тя представлява съвкупност от звездни системи (галактики), достъпни за съвременните телескопи. С нарастването на мощта и силата на оптичните инструменти, може да се наблюдава все по-голяма част от метагалактиката.

Наблюда́емата вселена има малко по-различно значение, но до голяма степен се припокрива с това за метагалактика. Това е понятие от теорията за Големия взрив, описващо частта от вселената, явяваща се минало за наблюдателя. От гледна точка на пространството, това е област в която материята (в частност излъчването) е успяла за времето на съществуването на вселената да достигне до съвременното ни местоположение (в случая съвременната Земя). Същата тази теория предсказва, че вселената всъщност има много по-големи размери. Макар и грубо, наблюдаемата вселена може да се опише като кълбо с наблюдател в центъра. Като цяло вселената може да е или да не е сферична, но от наша гледна точка наблюдаемата вселена е.

Разликата между понятията наблюдаема вселена и метагалактика е, че при понятието наблюдаема вселена не се взимат предвид възможностите на съвременната апаратура, а принципно се разглежда, че е възможно светлина или други сигнали да достигнат наблюдател на земята.

Масата на Наблюдаемата вселена може да бъде получена, като се пресметнат нейните плътност и обем.

Плътността на Вселената се изчислява на базата на наблюденията на анизотропията на микровълновото фоново лъчение, геометрията на разпределението на галактичните свръхкупове, както и космологичния нуклеосинтез.

Тези наблюдения ни дават средна плътност на Вселената от ${\displaystyle 3\times 10^{-27}\ {\textrm {kg}}/{{\textrm {m}}^{3}}}$.

Радиусът на Вселената, ако я приемем за сфера, е приблизително равен на възрастта ̀и, умножена по скоростта на светлината^[1], т.е. около ${\displaystyle 1.4\times 10^{10}}$ св.г.. Плътността, умножена по обема, ни дава масата, или приблизително ${\displaystyle 3\times 10^{52}{\textrm {kg}}}$

Друг начин да се сметне масата на Вселената е да се оцени масата на всички звезди в нея. Измерената чрез Хъбъл средна звездна плътност е ${\displaystyle n=10^{-9}}$ звезди/св.г.³. Съотнесено към обема на Вселената, това ни дава ${\displaystyle N={\frac {4}{3}}\pi R_{universe}^{3}\times n={\frac {4}{3}}\pi (1.47\times 10^{10})^{3}\times 10^{-9}=9\times 10^{21}\approx 10^{22}}$ звезди.

Ако примем масата на Слънцето за средна звездна маса ${\displaystyle \left({\mathcal {M}}_{\odot }=2\times 10^{30}\right)}$, и умножим по така получения брой звезди във Вселената ${\displaystyle \left(N=10^{22}\right)}$, отново ще получим, че масата на Вселената е от порядъка на ${\displaystyle 3\times 10^{52}kg}$.

Фред Хойл оценява масата на Вселената, според теорията за стационарната Вселена, на ${\displaystyle {\frac {4}{3}}\cdot \pi \cdot \rho \cdot \left({\frac {c}{H}}\right)^{3}}$, или ${\displaystyle {\frac {c^{3}}{2GH}}}$, където H е константата на Хъбъл, G е гравитационната константа, а c е скоростта на светлината.

• Филм за еволюцията на галактиките и квазарите
• Най-голямата известна структура
• Логаритмична карта на вселената
• Често задавани космологични въпроси