可观测宇宙有多大

可观测的宇宙  

       由            NASA中文          ·                                                            发布日期 2022年3月16日                · 已更新 2022年3月17日                     

                                      
                        2022年3月16日

可观测的宇宙
图示提供与授权: Wikipedia, Pablo Carlos Budassi

说明: 你能看多远呢？假设你的双眼能侦测到周围所有形态的辐射，目前所有你能见到及可能见得的一切，构成了可观测的宇宙。在可见光波段，可见到最遥远的光来自宇宙微波背景，而138亿年前发出这些微波的宇宙，如同一团不透光的浓雾。我们周围的部分微中子(中微子)和重力波，来自更外围的地方，但是人类目前还没有能侦测它们的科技。这张主题影像以越来越紧收的尺标呈现可观测的宇宙，其中位在中心的地球和太阳，周围环拱着太阳系、邻近恒星、邻近星系、遥远星系、丝缕状的早期物质及宇宙微波背景。宇宙学家通常假设我们可观测的宇宙只是更大、相同的物理定律仍然适用的大宇宙之一部分。不过，有数个很流行但高度揣测性的学说宣称，纵使是这个大宇宙，也是更大的多重宇宙的一部分；而在这个多重宇宙里，或者其他宇宙有不同的物理常数、适用不同的物理定律、具有更高的维度，或者其他宇宙只是和我们所在的标准宇宙有随机性的微小差异。

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明日的图片: open space

我们处在宇宙的什么地方？2022年3月21日
题目:有趣事实
我们知道地球位于银河系内的太阳系。但银河系在宇宙中的具体位置是什么？其他星系有多远？我们宇宙的详细地址是什么？你会在这张信息图中找到答案，并理解我们在可观测宇宙中的位置。如果你喜欢，请不要犹豫与你的朋友分享此信息图！此信息图也可在我们的Instagram帐户中找到：你可以通过#infographics_StarWalk标签找到它以及我们的其他信息图。请在Instagram上关注我们以获取更多观星信息！

“宇宙”一词，最早大概出自我国古代著名哲学家墨子（约公元前468-376）。他用“宇”来指东、西、南、北，四面八方的空间，用“宙”来指古往今来的时间，合在一起便是指天地万物，不管它是大是小，是远是近；是过去的，现在的，还是将来的；是认识到的，还是未认识到的……总之是一切的一切。
从最新的观测资料看，人们已观测到的离我们最远的星系是130亿光年。也就是说，如果有一束光以每秒30万千米的速度从该星系发出，那么要经过130亿年才能到达地球。这130亿光年的距离便是我们今天所知道的宇宙的范围。再说得明确一些，我们今天所知道的宇宙范围，或者说大小，是一个以地球为中心，以130亿光年的距离为半径的球形空间。当然，地球并不真的是什么宇宙的中心，宇宙也未必是一个球体，只是限于我们目前的观测能力，我们只能了解到这一程度。　　在这个以130亿光年为半径的球形空间里，目前已被人们发现和观测到的星系大约有1250亿个，而每个星系又拥有像太阳这样的恒星几百到几万亿颗。

人类目前的可观测宇宙尺度是以465亿光年为半径的巨巨巨型天球  
可观测宇宙/半径

4.6508E10 光年


可观测宇宙

（英语：Observable universe）是一个以观测者作为中心的球体空间，小得足以让观测者观测到该范围内的物体，也就是说物体发出的光有足够时间到达观测者。截至2013年对宇宙年龄最精确的估计是137.98±0.37 亿年。[5]但由于宇宙的膨胀，可观测宇宙的半径并不是固定的138亿光年，人类所观测的古老天体当前的距离比起其原先的位置要遥远得多（以固有距离（proper distance）来衡量，固有距离在现在的时点和同移距离是相等的）。[7]现在推测可观测宇宙半径约为465亿光年，直径约为930亿光年。[8][1]假设宇宙是各向同性的，从任何方向到可观测宇宙边缘的距离在每个方向都大致是相等同。也就是说，可观测的宇宙是一个以观测者为中心的球面区域。宇宙中的每一个位置都有自己的可观测宇宙，它可能与以地球为中心的宇宙重叠，也可能不重叠。
“可观测”在这个意义上与现代科技是否容许我们探测到物体发出的辐射无关，而是指物体发出的光线或其他辐射可能到达观测者。实际上，我们最远只能观测到宇宙从不透明变为透明的临界最后散射面（surface of last scattering），但在未来的技术下，我们有可能观测到更古老的宇宙中微子背景辐射，甚至可能能够从引力波的探测推断这个时间之前的信息。有时候天体物理学家将“可视宇宙”（visible universe）和“可观测宇宙”相区分，前者只包括了再复合时期以来的信息而后者则包括了自宇宙膨胀（传统宇宙学的大爆炸及现代宇宙学的暴胀时期结束）以来发出的信息。经过计算，到CMBR粒子的同移距离（可视宇宙的半径）大约为140亿秒差距（约457亿光年），而到可观测宇宙边缘的同移距离大约为143亿秒差距（约466亿光年）[9]，大约比前者大2%。
因为自宇宙膨胀开始以来，这些物体的电磁辐射已经有时间到达太阳系和地球。在可观测宇宙中可能有2兆个星系，[10][11]但在2021年根据新视野号的数据，这个数字估计只有几千亿。[12][13]



宇宙中的部分区域由于过于遥远，以至于从大爆炸以来发出的光线未能有足够的时间到达地球。因此这一部分的区域在可观测宇宙之外。到了未来，从遥远星系发出的光线获得了更多的光行时间，所以目前宇宙中更多的区域将成为可观测宇宙的一部分。但是根据哈勃定律，宇宙中足够遥远的区域以超过光速的速度膨胀，远离地球而去，而相对地，邻近的物体间则不能以超光速运动。假设暗能量维持不变，宇宙继续加速膨胀，那么处在未来视界以外的天体在无限未来的任意一个时间点都永远无法进入可观测宇宙的范围，因为从那些天体发出的光永远无法到达我们。
不论是通俗的还是专业的研究文章都会使用“宇宙”一词指代“可观测宇宙”，因为我们不可能知道任何与我们没有因果关系的事物。但至今没有发现指出“可观测宇宙”等同于整个宇宙。

普通物质的质量

临界密度是宇宙在持续膨胀和收缩中维持平直状态的能量密度。[40] 从威尔金森微波各向异性探测器对宇宙微波背景辐射的观测显示了宇宙的空间曲率非常接近于零，在目前的宇宙模型下意味着密度参数值一定非常接近某个临界密度值。在这种条件下，临界密度ρc可以用以下公式计算：[41]

其中G是万有引力常数。从欧洲空间局的普朗克空间望远镜观测结果来看：H0是67.15公里/秒/百万秒差距。这给出了临界密度0.85×10−26 公斤/米3 （大约5氢原子/立方米）。它包括了四类重要的能量/质量：普通物质（4.8%）、中微子（0.1%）、冷暗物质（26.8%）和暗能量（68.3%）。[5]既然宇宙已经膨胀了138亿年，目前同移距离（半径）大约是460亿光年。因此，宇宙体积（4⁄3πr3）等于 3.58×1080 米3，普通物质的质量等于（4.08×10−28 公斤/米3）乘以体积（3.58×1080 米3）或等于1.46×1053 公斤。
根据恒星数量推断

没有任何方法可以让我们确切知道宇宙中恒星的数目，但文献中给出的恒星数目常介于1022到1024之间。[42][43][44][45]其中一种验证方法是估计宇宙的星系的数量再乘以一个普通星系内的恒星数目。一个合理的估计是宇宙中有1,000亿个普通的星系而每一个普通的星系有1,000亿颗恒星。这样可算出宇宙中共有1022颗恒星。下一步我们需要算出恒星平均的质量，可以根据银河系中恒星的分布算出。在银河系中73%的恒星属于M型恒星，大约只有太阳质量的30%。从每个恒星光谱类型的恒星数量和质量来考虑，普通恒星质量是太阳质量的51.5%。[46] 太阳的质量是2×1030 公斤，所以宇宙中普通恒星的质量为1030 公斤。因此恒星的总质量等于恒星数目（1022）乘以恒星平均质量（1030 公斤） ，得出1052 公斤。我们还需要考虑星际物质（ISM）和星系际介质（IGM）的质量。它们在宇宙中所占比重分别为：恒星 = 5.9%，星际物质 （ISM）= 1.7%，以及星系际介质 （IGM）= 92.4%.[47]这样从恒星质量推断出宇宙的质量：把计算得出的1052 公斤恒星总质量除以恒星质量在宇宙所占的比重5.9%。结果是宇宙中普通物质的总质量为 1.7×1053 公斤。
根据稳态宇宙估计
弗雷德·霍伊尔爵士利用以下公式计算了可观测稳态宇宙的质量：[48]

也可表示为[49]


这里H = 哈勃常数，ρ = 霍伊尔密度值，G = 万有引力常数，c = 光速。
结果近似于 0.92×1053 公斤。所以，假设普通物质，中微子和暗物质占了全部质量/能量的31.7%, 暗能量占了68.3%，稳态宇宙的全部质量/能量计算为：普通物质和暗物质（31.7% 乘以0.92×1053 公斤）加上暗能量（68.3%乘以0.92×1053 公斤乘以增加的容积（39））。结果等于：2.48×1054 公斤。如同临界密度方法，普通物质占了全部质量/能量的4.8%。如果霍伊尔的计算结果乘以这个百分比，普通物质的质量为1.20×1053 公斤。
结果对比简而言之，三种计算方法得出了相近的结果：1.46×1053 公斤，1.7×1053 公斤以及1.20×1053 公斤。平均值是1.45×1053 公斤。
恒星数量推断法的主要假设是恒星的数量（1022）以及恒星所占的普通物质比重（5.9%）。临界密度估计法的主要假设是宇宙的同移半径（466亿光年）以及普通物质的质量占所有物质质量的比重（4.8%）。霍伊尔稳态宇宙估计法的主要假设是同移距离半径和暗能量所占质量比重（68.3%）。临界密度估计法和霍伊尔稳态估计法还用了哈勃常数（67.15 (公里/秒)/百万秒差距）。

物质成分 — 原子数量
主条目：化学元素丰度
假设普通物质的质量大约是1.45×1053 公斤，并且假定所有的原子均为氢原子（在现实中氢原子约占了银河系中所有原子质量的74%，参见化学元素丰度）, 计算宇宙包含的原子数目并不难。把普通物质的质量除以氢原子的质量（1.45×1053 公斤除以1.67×10−27 公斤，其结果大约是1080个氢原子。生物化学进程可能起源于宇宙早期的适居时期，即大爆炸之后不久，那时的宇宙只有1,000到1,700万岁。[50][51][52]

最遥远的天体

截至2011年1月已知最遥远的天体是UDFj-39546284。2009年研究人员发现了红移值高达8.2的伽马射线暴GRB 090423，推测其是由于恒星的坍缩而引起的，爆发时宇宙年龄只有6亿3,000万岁。[56] 既然该伽马射线暴大约发生在130亿年前，[57]媒体所广泛报导的距离是130亿光年（或更精确的130亿3,500万光年）。[56] 这仅仅是光行距离（参见宇宙学中的距离测量），并非哈勃定律和定义可观测宇宙大小时所采用的固有距离。红移值8.2所对应的固有距离大约是92亿秒差距，[58]或300亿光年。另一个最遥远天体记录持有者是在阿贝尔2218星系团位置后方，位于宇宙更深处的一个星系。它的光行距离大约是130亿光年，哈勃望远镜显示其红移值在6.6到7.1之间。凯克望远镜显示了它的红移值大约在7左右，接近上述红移值范围的上限值。[59]现在地球所见到的来自该星系的光芒大约是在大爆炸7亿5,000万年后发出的。[60]
2016年8月，天文学者新发现，最遥远的天体是GN-z11.它距离地球134亿光年。它的红移是全部已知天体最高的，达到z=11.09。这代表它的年龄为134亿年，代表138亿年前大爆炸以后4亿年该星系就存在了。[61]

在大爆炸后10⁻³⁵秒的暴胀阶段，宇宙体积在瞬间扩大10²⁶倍，如同将显微镜下的原子结构放大到星系尺度。这一过程将量子真空的微小密度波动（振幅仅10⁻⁵）转化为宇宙大尺度结构。
暴胀时期产生的原初密度涨落虽然微小，但它们为引力作用提供了初始的不均匀性。在宇宙演化的辐射主导和物质主导时期，这些密度稍高的区域会吸引周围的物质，导致引力坍缩。这一过程被称为引力不稳定性（gravitational instability）。随着时间的推移，密度高的区域变得更高，密度低的区域变得更低，从而放大初始的密度对比
宇宙在极高温度下开始时，基本粒子和基本力可能处于一种统一的、高度对称的状态。随着宇宙的膨胀和冷却，温度逐渐下降，宇宙经历了一系列“对称性破缺”（symmetry breaking）的相变。

大爆炸初期（约 138 亿年前），宇宙并非我们想象的 “混乱碎片”，而是一种极端状态：
温度极高（超过 1000 万亿摄氏度），所有物质以 “等离子体” 形式存在，粒子（如夸克、电子）高速运动，无法形成稳定结构。
物质分布高度均匀，仅存在量子涨落带来的微小密度差异（约万分之一的起伏），有序化的关键驱动力宇宙的有序化并非随机发生，而是由两大物理规律主导，分两步实现：
第一步：冷却与 “相变”—— 从能量到物质随着宇宙膨胀，温度快速下降，能量逐渐转化为稳定的物质结构，这一过程类似 “水结冰” 的相变：

• 大爆炸后 10^-6 秒（百万分之一秒）：夸克结合形成质子和中子，奠定原子核的基础。
• 大爆炸后 38 万年：温度降至 3000 摄氏度，电子与原子核结合形成中性原子（氢、氦为主），宇宙第一次变得 “透明”，这一事件的遗迹就是宇宙微波背景辐射。
• 此后数亿年：原子在引力作用下聚集，逐步形成气体云、恒星、星系，宏观有序结构开始出现。
  
  

第二步：引力的 “筛选”—— 从均匀到结构化引力是宇宙中唯一能塑造宏观结构的长程力，它会放大初始的微小密度差异：

• 密度稍高的区域会吸引周围更多物质，形成引力中心。
• 密度较低的区域则会逐渐失去物质，形成宇宙中的 “空洞”。
• 最终，这些引力中心不断坍缩、升温，点燃核反应形成恒星，恒星再聚集形成星系，星系又组成星系团，构建出我们今天看到的宇宙网络。
  

宇宙到底有多大？根据哈勃定律，结合大量的天文观测数据，科学家们通过复杂的计算和模型推演，最终得出在宇宙加速膨胀的状态下，可观测宇宙的直径大约为 930 亿光年。
可观测宇宙是以地球为中心、直径约 930 亿光年的球形区域 —— 这是光自宇宙诞生（138 亿年前）以来能抵达地球的最远距离，超出这个范围的光还未来得及到达，我们无法观测。

真正的谜题在于：可观测宇宙之外，是否还有无限延伸的空间？

支持 “宇宙有限” 的关键证据，藏在宇宙的 “几何形状” 与 “膨胀规律” 中。

根据爱因斯坦的广义相对论，宇宙的时空结构会因物质密度而弯曲：若物质密度超过 “临界密度”，宇宙会呈 “闭合几何”（类似球体表面），这种情况下宇宙是有限的 —— 就像在球面上行走，看似能无限前进，最终却会回到起点；若物质密度等于或低于临界密度，宇宙则呈 “平坦” 或 “开放” 几何，可能无限延伸。20 世纪末，科学家通过观测宇宙微波背景辐射（宇宙大爆炸的 “余晖”）发现，可观测宇宙的几何形状极其接近 “平坦”，但这并不直接证明宇宙无限 —— 平坦的空间也可能是有限的（如一个展开的圆柱面，局部看是平坦的，整体却是有限的）。

更关键的矛盾在于：若宇宙无限，会推导出违背直觉的结论。无限宇宙意味着存在无限多的物质，根据量子力学，粒子的排列组合是有限的，这会导致 “无限重复”—— 在无限远的地方，可能存在一个与地球完全相同的行星，甚至有一个与你一模一样的人。

这种 “无限复制” 的猜想虽在数学上成立，却缺乏任何观测证据，也让许多物理学家难以接受。此外，无限宇宙的 “能量总量” 会是无穷大，这与宇宙大爆炸理论中 “宇宙从有限能量的奇点诞生” 的前提相悖，成为支持 “宇宙有限” 的重要逻辑依据。

当前最主流的观点是：可观测宇宙是有限的，但整个宇宙的有限性或无限性，目前无法通过观测或理论确定。我们能确定的是，宇宙正在加速膨胀，可观测宇宙的范围会不断扩大，但宇宙的 “整体尺度” 仍笼罩在迷雾中。或许未来，我们能找到宇宙几何形状的更多线索，甚至发现宇宙 “闭合” 或 “无限” 的直接证据。

从宇宙年龄角度来看，目前科学界普遍认为宇宙诞生于约 138 亿年前的一次大爆炸。而光在真空中的传播速度是有限的，约为每秒 299792458 米。这就意味着，从宇宙大爆炸开始，光在 138 亿年的时间里所能传播的最远距离，就是 138 亿光年。
因为宇宙并非静态，而是在不断膨胀，且膨胀速度远超光速 。

但需要明确的是，可观测宇宙仅仅是我们目前能看到的部分，真实的宇宙很可能远比这 930 亿光年的范围要广阔得多。

在可观测宇宙之外，还有大量的星系、物质和未知等待我们去探索，只是由于宇宙膨胀和光速的限制，那里的光还未抵达地球，我们暂时无法观测到 。

什么又是可观测宇宙？简单来说，就是以观测者为中心所能观测到的宇宙范围。言外之意，可观测宇宙只是整个大宇宙的一部分。从宇宙大尺度来说，不同观测者的可观测宇宙范围也不同。

以我们为例，人类目前的可观测宇宙其实是个球体——一个以465亿光年为半径的巨巨巨型球体。球体外面是什么？可观测宇宙之外是什么？其实还是大宇宙的一部分，只不过是我们还没能力观测到。

目前为止人类观测最远的星系——GN-z11，根据哈勃望远镜的测定，它的年龄高达134亿年，距离我们大约320亿光年。
根据测定CMBR——宇宙微波背景辐射——粒子的红移量，得到了共动距离，大约是465亿光年，这就是可观测宇宙半径。