Mostra la font per a Univers observable

{{Cosmologia}}
[[Fitxer:Observable universe logarithmic illustration.png|miniatura|Representació artística de l'univers observable en escala logarítmica, amb el Sistema Solar al centre fins al plasma invisible del big-bang a la vora, passant pel cinturó de Kuiper, Alfa Centauri, les galàxies properes i la radiació de fons de microones]]

L{{'}}'''univers observable''' està format per les galàxies i altra matèria que, en principi, es poden observar en el temps present des de la [[Terra]] perquè la llum (i altres senyals) provinents d'aquests objectes han tingut temps d'arribar a la Terra des del començament de l'[[expansió de l'univers]]. Assumint que [[principi cosmològic|l'univers és isotròpic]], la distància a la fi de l'univers observable és aproximadament la mateixa en totes les direccions. Això vol dir que l'univers observable és una bola de volum esfèric centrat en l'observador, sense tenir en compte la forma de l'univers com a totalitat. Cada localització de l'univers té el seu propi univers observable, que pot o no sobreposar-se a l'univers centrat a la Terra.

== Aproximació ==
L{{'}}''univers observable'' o ''horitzó cosmològic'' constituïx la part visible de l'univers total, sembla tenir un espaitemps geomètricament pla, contenint una densitat massa-energia equivalent de 9,9 × 10<sup>−30</sup> grams per centímetre cúbic. Els constituents primaris semblen consistir en 73% d'[[energia fosca]], 23% de [[matèria fosca]] freda i un 4% d'àtoms. Així, la densitat dels àtoms està en l'ordre del nucli d'[[hidrogen]] senzill per a cada quatre metres cúbics.<ref>{{ref-web | autor = Gary Hinshaw |data = 10 de febrer de 2006 | url = http://map.gsfc.nasa.gov/m_uni/uni_101matter.html | títol = What is the Universe Made Of? | editor = NASA WMAP | consulta= 1 de març de 2007}}</ref> La naturalesa exacta de l'energia fosca i la matèria fosca freda continuen sent un misteri. Actualment, s'especula que el neutrí (partícula molt abundant en l'univers) tingui, encara que mínima, una massa, cosa que significaria, de ser comprovat, que l'energia i la matèria fosca no existeixen.

L'[[univers]] observable (o visible), que consisteix en totes les localitzacions que podien haver afectat des del [[big-bang]] donada la [[velocitat de la llum]] finita, és certament finit. La [[distància comòbil]] a l'extrem de l'univers visible és sobre 46.500 milions d'anys llum en totes les direccions des de la Terra, així l'univers visible es pot considerar com una esfera perfecta amb la Terra en el centre i un diàmetre d'uns 93.000 milions d'anys llum. Cal notar que moltes fonts han publicat una àmplia varietat de xifres incorrectes per a la grandària de l'univers visible, des de 13.700 fins a 180.000 milions d'anys llum.<ref name="tamaño">{{ref-web | último = Lineweaver | primero = Charles | coautors = Tamara M. Davis | any = 2005 | url = http://www.sciam.com/article.cfm?articleID=0009F0CA-C523-1213-852383414B7F0147&pageNumber=5&catID=2 | títol = Misconceptions about the Big Bang | editor = [[Scientific American]] | consulta = 5 de març de 2007 | llengua = anglès}}</ref>

La paraula ''observable'' usada en aquest sentit no depèn en si la [[tecnologia]] moderna permet la detecció de [[radiació]] d'un objecte en aquesta regió (o, de fet, si hi ha radiació a detectar). Només indica que és possible ''en principi'' que la llum i altres senyals provinents d'un objecte arribin a l'observador situat a la Terra. En la pràctica, podem veure la llum només des del temps del dissociació del fotó en l'[[època (astronomia)|època]] de la [[recombinació (cosmologia)|recombinació]]. Això és quan les partícules pogueren per primera vegada emetre [[fotó|fotons]] que no foren ràpidament reabsorbits per altres partícules. Abans d'això, l'univers estava ple d'un [[plasma (estat de la matèria)|plasma]] opac amb fotons.

La [[radiació còsmica de fons |darrera superfície de dispersió]] és el conjunt de punts de l'espai a la distància exacta en què el fotons del temps de la dissociació tot just ens arriben. Aquest són els fotons que detectem avui en dia com a [[radiació còsmica de fons]]. No obstant això, amb tecnologies futures, seria possible observar l'encara més antic [[fons còsmic de neutrins]], o fins i tot els esdeveniments més distants amb [[ona gravitatòria|ones gravitatòries]] (les quals també es mourien a la velocitat de la llum). Algunes vegades els astrofísics distingeixen entre l'univers ''visible'', el qual inclou els senyals des del començament de l'expansió cosmològica (el big-bang de la cosmologia tradicional, la fi de l'[[època inflacionària]] en la cosmologia moderna). Segons alguns càlculs, la ''[[distància comòbil]]'' a particules de la radiació còsmica de fons, la qual representa el radi de l'univers visible, és d'uns 14.000 milions de [[parsec]]s (al voltant de 45.700 milions d'anys llum), mentre la distància comòbil a la fi de l'univers observable és d'uns 14.300 milions de parsecs (sobre els 46.600 milions d'anys llum),<ref name="mapofuniverse">{{ref publicació|cognom= Gott III|nom = J. Richard|coautors = Mario Jurić, David Schlegel, Fiona Hoyle, Michael Vogeley, Max Tegmark, Neta Bahcall, Jon Brinkmann|títol= A Map of the Universe|url=http://www.astro.princeton.edu/universe/ms.pdf|publicació = The Astrophysics Journal|volum = 624|issue = 2|pàgina = 463|any = 2005|doi = 10.1086/428890|bibcode=2005ApJ...624..463G| arxiv=astro-ph/0310571}}</ref> un 2% més gran.

La millor estimació de l'[[edat de l'Univers|edat de l'univers]] fins al 2013 és de 13.798 ± 0.037 milions d'anys,<ref name="planck_cosmological_parameters"/> però a causa de l'[[expansió de l'univers]] estem observant objectes que estigueren originàriament més a prop, però que actualment estan considerablement més lluny (com es defineix en termes de distància cosmològica, que és igual a la [[distància comòbil]] del moment present) que a una distància estàtica de 13.800 milions d'anys llum.<ref name="expandingconfusion">{{ref publicació|cognom= Davis|nom = Tamara M.|coauthors = Charles H. Lineweaver |títol=Expanding Confusion: common misconceptions of cosmological horizons and the superluminal expansion of the universe|publicació = Publications of the Astronomical Society of Australia|volum = 21|issue = 1|pàgina = 97|any = 2004|doi = 10.1071/AS03040 |arxiv=astro-ph/0310808|bibcode = 2004PASA...21...97D}}{{en}}</ref> El diàmetre de l'univers observable s'estima en 28.000 milions de parsecs (93.000 milions d'anys llum)<ref>{{ref publicació|autor1=Itzhak Bars|autor2=John Terning|títol=Extra Dimensions in Space and Time|url=http://books.google.cat/books?id=fFSMatekilIC&pg=PA27|adataaccès=1 de maig de 2011|date= novembre 2009|publicació=Springer|isbn=978-0-387-77637-8|pàgines=27–}}{{en}}</ref> i es posa la fi de l'univers observable a uns 46–47 mil milions d'anys llum.<ref>[http://www.astro.ucla.edu/~wright/cosmology_faq.html#DN Frequently Asked Questions in Cosmology]. Astro.ucla.edu. Retrieved on 2011-05-01.</ref><ref name=ly93>{{ref web|cognom= Lineweaver|nom = Charles|coauthors = Tamara M. Davis|any = 2005|url = http://space.mit.edu/~kcooksey/teaching/AY5/MisconceptionsabouttheBigBang_ScientificAmerican.pdf|títol= Misconceptions about the Big Bang|publicació = Scientific American|accessdate = 2008-11-06}}</ref>

== L'univers i l'univers observable ==
Algunes parts de l'univers poden estar senzillament massa lluny perquè la llum emesa des d'allà en el moment del big-bang hagi tingut prou temps com per arribar a la Terra; per tant, aquestes parts de l'univers estarien ara per ara fora de l'univers observable. En un futur, la llum de galàxies distants haurà tingut més temps per a viatjar, i per això regions que actualment no són observables seran observables. Això no obstant, a causa de la [[constant de Hubble]], les regions prou distants de nosaltres s'expandeixen allunyant-se de nosaltres molt més ràpidament que la velocitat de la llum (la [[relativitat especial]] no permet que objectes propers de la mateixa regió local es moguin més veloces que la velocitat de la llum entre l'un i l'altre, però no hi ha aquesta restricció per als objectes llunyans quan l'espai que els separa s'està expandint), i l'índex d'[[Expansió accelerada de l'univers|expansió sembla accelerar-se]] a causa de l'[[energia fosca]]. Assumint que l'energia fosca es manté constant (una [[constant cosmològica]] invariable), de manera que l'índex d'expansió de l'univers continua accelerant-se, hi ha un ''límit de visibilitat futur'' més enllà del qual els objectes no entrarien ''mai'' en el nostre univers observable, perquè la llum emesa pels objectes situats més enllà d'aquest límit no ens arribaria mai. Un matís seria que, com que el [[constant de Hubble|paràmetre de Hubble]] disminueix amb el temps, podria haver-hi casos en què una galàxia que s'allunyés de nosaltres només una mica més de pressa que la llum emetria un senyal que ens arribaria de mica en mica.<ref name=ly93 /><ref>[http://curious.astro.cornell.edu/question.php?number=575 L'univers s'expandeix més de pressa que la velocitat de la llum?]{{en}}</ref> Aquesta visibilitat futura s'ha calculat a una [[distància comòbil]] de 19.000 milions de parsecs (62.000 milions d'anys llum), assumint que l'univers seguirà expandint-se per sempre, la qual cosa implica que el nombre de galàxies que podríem observar teòricament en el futur infinit (deixant a part la qüestió que algunes podrien ser impossibles d'observar en la pràctica a causa de la desviació cap al roig) seria només més gran que l'univers actualment observable en un factor de 2,36.<ref name="mapofuniverse2"> La distància comòbil del límit de visibilitat futura es calcula a la pàgina 8 de l'article de Gott et al. [http://www.astro.princeton.edu/universe/ms.pdf ''A Map of the Universe''] en unes 4,50 vegades el [[radi de Hubble]], donat com a 4.220 milions de parsecs (13.76 milions d'anys llum), mentre el radi comòbil actual de l'univers observable es calcula a la pàgina 7 en unes 3,38 vegades el radi de Hubble. El nombre de galàxies en una esfera d'un radi comòbil donat és proporcional al cub del radi, per tant, la ràtio entre el nombre de galàxies observables en el límit de visibilitat futur i el nombre de galàxies observables avui en dia seria de (4.50/3.38)<sup>3</sup> = 2.36.</ref>

Encara que en principi hi haurà més galàxies observables en un futur, en la pràctica un nombre creixent de galàxies tindran un [[desplaçament cap al roig]] extrem a causa de l'expansió; tant és així que semblaran desaparèixer de la vista i tornar-se invisibles.<ref>{{ref publicació|cognom= Krauss|nom = Lawrence M.|coauthors = Robert J. Scherrer|títol= The Return of a Static Universe and the End of Cosmology|publicació = General Relativity and Gravitation|volum = 39|issue = 10|pàgines = 1545–1550|any = 2007|doi = 10.1007/s10714-007-0472-9|arxiv=0704.0221|bibcode = 2007GReGr..39.1545K}}</ref><ref>[http://www.npr.org/templates/story/story.php?storyId=102715275 Using Tiny Particles To Answer Giant Questions]. Science Friday, 3 Apr 2009. According to the [http://www.npr.org/templates/transcript/transcript.php?storyId=102715275 transcript], [[Brian Greene]] fa el comentari següent: "I de fet, en un futur llunyà, tot el que ara veiem, excepte la nostra galàxia local desapareixerà. L'univers sencer desapareixerà davant dels nostres ulls, i és un dels meus arguments per fundar la cosmologia. Hem de fer-ho mentre en tinguem la possibilitat."</ref> Una observació addicional és que considerarem que una galàxia a una distància comòbil determinada es troba dintre de l{{'}}''univers observable'' si podem rebre senyals emesos per la galàxia en qualsevol època de la seva història passada (és a dir, un senyal enviat per la galàxia tan sols 500 milions d'anys després del big-bang), però a causa de l'expansió de l'univers, podria haver-hi alguna edat posterior a la qual el senyal enviat de la mateixa galàxia ''mai'' arribaria a nosaltres en cap punt de l'infinit futur (per això, per exemple, no podríem mai veure com era la galàxia 10.000 milions d'anys després del big-bang),<ref>{{ref publicació|cognom= Loeb|nom = Abraham|títol= The Long-Term Future of Extragalactic Astronomy|publicació = Physical Review D|volum = 65|issue = 4|any = 2002|doi = 10.1103/PhysRevD.65.047301|arxiv=astro-ph/0107568|bibcode = 2002PhRvD..65d7301L}}</ref> fins i tot si romangués a la mateixa distància comòbil (la distància comòbil es defineix com a constant en el temps —a diferència de la distància pròpia, la qual s'usa per a definir la velocitat de recessió a causa de l'expansió de l'espai), el qual és menor que el radi comòbil de l'univers observable. Aquest fet es pot usar per a definir un tipus d'[[horitzó d'esdeveniments]] còsmic en el qual la distància de nosaltres canviaria amb el temps. Per exemple, la distància actual en aquest horitzó és d'uns 16.000 milions d'anys llum, la qual cosa significa que un senyal d'un esdeveniment que passés ''en el present'' pot, amb el temps, arribar-nos en el futur si l'esdeveniment és a menys de 16.000 milions d'anys llum.<ref name=ly93 />

És força comú que tant en articles de recerca professional com d'aficionats sovint s'utilitzi el terme ''univers'' referit a ''univers observable''. Això es podria justificar amb la base del fet que no podem saber res per experimentació directa sobre cap part de l'univers que estigui [[Causalitat (física)|desconnectat causalment]] de nosaltres, encara que moltes teories creïbles requereixen un univers total molt més gran que l'univers observable. No existeix cap evidència que suggereixi que la frontera de l'univers observable sigui la de l'univers com un tot, ni tampoc cap dels models cosmològics principals proposen que l'univers tingui cap frontera física, encara que alguns models proposen que podria ser finit però il·limitat, de manera anàloga a la superfície de dues [[dimensió|dimensions]] d'una [[esfera]] que és finita en àrea però no té vores, però amb tres dimensions. És plausible que les [[galàxies]] dins del nostre univers observable representin només una minúscula fracció de les galàxies de l'univers. Segons la teoria de la [[inflació còsmica]], si s'assumeix que la inflació començà a uns 10<sup>−37</sup> segons després del big-bang, podem assumir com a plausible que la grandària de l'univers en aquell moment era igual a la velocitat de la llum multiplicada per l'edat que tenia, cosa que suggeriria que, en el present, la mida de l'univers sencer és almenys 10<sup>23</sup> vegades més gran que la mida de l'univers observable.<ref>{{ref publicació|autor=Alan H. Guth|títol=The inflationary universe: the quest for a new theory of cosmic origins|url=http://books.google.cat/books?id=P2V1RbwvE1EC&pg=PA186|dataaccès=1 de maig de 2011|data=17 de març de 1998|publicació=Basic Books|isbn=978-0-201-32840-0|pàgines=186–}}{{Enllaç no actiu|bot=InternetArchiveBot |data=2021}}{{en}}</ref>

Si l'univers és finit però il·limitat, és també possible que l'univers sigui ''més petit'' que l'univers observable. En aquest cas, el que prenem com a galàxies molt distants podrien ser, de fet, imatges duplicades de galàxies properes, formades per la llum que ha circumnavegat l'univers. És difícil de provar aquesta hipòtesi experimentalment perquè diferents imatges d'una mateixa galàxia mostrarien diferents estadis de la mateixa història de la galàxia i, per tant, podrien semblar força diferents. Bielewicz<ref>[http://arxiv.org/pdf/1303.4004.pdf Constraints on the Topology of the Universe]</ref> assegura que hom pot establir un límit inferior de 27,9 gigaparsecs (91.000 milions d'anys llum) en el diàmetre de la superfície de la radiació còsmica de fons (com que es tracta tan sols d'un límit inferior, deixa oberta la possibilitat que l'univers sigui molt més gran, fins i tot infinit). Aquest valor es basa en les dades analítiques obtingudes durant 7 anys de funcionament del [[WMAP]], tot i que es tracta d'una aproximació que és discutida.<ref>{{ref publicació|eprint=1007.3466 |autor1=Mota |autor2=Reboucas |autor3=Tavakol |títol=Observable circles-in-the-sky in flat universes |publicació=IoP Publishing |class=astro-ph.CO |any=2010}}</ref>

== Mida ==
[[Fitxer:Observable Universe with Measurements 01.png|miniatura|Visualització de l'univers observable en tres dimensions de 93.000 milions d'anys llum o 28.000 milions de parsec. L'escala és tal que els petits grans representen conjunts de gran nombre de supercúmuls. El cúmul de la Verge, on se situa la Via Làctia, està marcat al centre, però és massa petit per veure'l a la imatge.]]
La [[distància comòbil]] de la Terra a la fi de l'univers observable és d'uns '''14 [[parsec|gigaparsecs]]''' ('''46.000 milions d'[[anys llum]]''' o 4,3 x 10<sup>26</sup> metres) en qualsevol direcció. L'univers observable és, doncs, una esfera amb un diàmetre d'uns 29 gigaparsecs<ref>{{ref web|títol= WolframAlpha|url=http://www.wolframalpha.com/input/?i=93+billion+light+anys+in+parsecs|dataaccès=29 de novembre de 2011|publicació=wolframalpha}}{{en}}</ref> (93 Gal o 8,8 x 10<sup>26</sup> metres).<ref>{{ref web|títol= WolframAlpha|url=http://www.wolframalpha.com/input/?i=size+of+universe|dataaccès=29 de novembre de2011|publicació=wolframalpha}}</ref> Assumint que l'espai és aproximadament [[espai euclidià|pla]], la mida correspon a un volum comòbil d'uns 1,3 x 10<sup>4</sup> GPC<sup>3</sup> ( (4.1×10⁵ Gal<sup>3</sup> o 3.5 ×10<sup>80</sup>m³)).

Les dades anteriors són distàncies ''actuals'',en [[cronologia del big-bang|temps cosmològic]], no distàncies ''del temps en què la llum fou emesa''. Per exemple, el fons de radiació de microones que veiem ara fou emès en el [[recombinació (cosmologia)|temps de la dissociació del fotó]], que s'estima que es produí fa uns 380.000 anys després del big-bang,<ref name="wmap7parameters">{{ref web|títol=Seven-any Wilson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Sky Maps, Systematic Errors, and Basic Results|url=http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/dr4/pub_papers/sevenany/basic_results/wmap_7yr_basic_results.pdf|format=PDF|publicació=nasa.gov|dataaccès=2010-12-02|consulta=2014-01-11|arxiuurl=https://web.archive.org/web/20140111124500/http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/dr4/pub_papers/sevenany/basic_results/wmap_7yr_basic_results.pdf|arxiudata=2014-01-11}}</ref><ref>{{ref web
|cognom=Abbott|nom=Brian|data= 30 maig 2007
|url=http://www.haydenplanetarium.org/universe/duguide/exgg_wmap.php
|títol=Microwave (WMAP) All-Sky Survey
|publicació=Hayden Planetarium|dataaccès=13-01-2008
}}</ref> la qual cosa ocorregué fa uns 13.800 milions d'anys. Aquesta radiació fou emesa per la matèria que, amb el pas del temps, s'ha condensat principalment en galàxies, i aquestes galàxies, actualment, es calcula que estan a uns 46.000 milions d'anys de nosaltres.<ref name="mapofuniverse"/><ref name="ly93"/> Per estimar la distància de la matèria del temps en què la llum fou emesa, hauríem de, primer, tenir en compte, segons la [[Mètrica FLRW|mètrica de Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker]], que s'usa per a modelar l'univers en expansió, si en el temps actual rebem la llum amb un [[desplaçament cap al roig]] de ''z'', llavors el [[factor d'escala]] del temps en què la llum fou emesa ve donat per l'equació següent:<ref>{{ref publicació|autor=Paul Davies|títol=The new physics|url=http://books.google.cat/books?id=akb2FpZSGnMC&pg=PA187|dataaccès= 1 maig 2011|data= 28 agost 1992|publicació=Cambridge University Press|isbn=978-0-521-43831-5|pàgines=187–}}</ref><ref>{{ref publicació|autor=V. F. Mukhanov|títol=Physical foundations of cosmology|url=http://books.google.cat/books?id=1TXO7GmwZFgC&pg=PA58|accessdata= 1 maig 2011|any=2005|publicació=Cambridge University Press|isbn=978-0-521-56398-7|pàgines=58–}}</ref>

<math>\! a(t) = \frac{1}{1 + z}</math>

Els estudis de la WMAP donen un desplaçament cap al roig de la dissociació del fotó de ''z''=1091.64 ±&nbsp;0.47,<ref name="wmap7parameters"/> la qual cosa implica que el factor d'escala del temps de la dissociació del fotó seria de {{frac|1092,64}}. Per tant, si la matèria que originàriament emeté els [[fotó|fotons]] de la [[radiació còsmica de fons]] més antics té una distància ''actual'' de 46.000 milions d'anys llum, llavors, en el temps de la dissociació quan els fotons foren emesos, la distància hauria estat tan sols de 42 ''milions'' d'anys llum.

=== Conceptes erronis ===
Algunes fonts han proporcionat un nombre considerable de dades incorrectes sobre la mida de l'univers observable. Algunes d'aquestes dades errònies es descriuen tot seguit:

;13.800 milions d'anys llum
:Com és àmpliament conegut que res no pot accelerar-se a velocitats iguals o superiors a la de la llum, hi ha l'error comú que el radi de l'univers observable ha de ser de 13.800 milions d'anys llum. Aquest raonament seria cert si la concepció estàtica i plana de l'[[Espai de Minkowski|espaitemps de Minkowski]] sota la relativitat especial fos correcta. En l'univers real, l'[[espaitemps]] és corb, de manera que s'adiu amb l'expansió de l'univers, com evidencia la [[llei de Hubble]]. Les distàncies obtingudes com a velocitat de la llum multiplicada per l'interval de temps cosmològic no té una significat físic directe.<ref>Ned Wright, [http://www.astro.ucla.edu/~wright/Dltt_is_Dumb.html "Why the Light Travel Time Distance should not be used in Press Releases"].</ref>

;15.800 milions d'anys llum 
:Aquesta xifra s'obté d'igual forma a la 13.800 milions d'anys llum, però començant per una edat errònia que fou publicada per la premsa a mitjans 2006.<ref>[http://www.space.com/scienceastronomy/060807_mm_huble_revise.html Universe Might be Bigger and Older than Expected]. Space.com (2006-08-07). Retrieved on 2011-05-01.</ref><ref>[http://space.newscientist.com/article/dn9676-big-bang-pushed-back-two-billion-anys.html Big bang pushed back two billion anys – space – 04 August 2006 – New Scientist]{{Enllaç no actiu|bot=InternetArchiveBot |data=2021}}. Space.newscientist.com. Retrieved on 2011-05-01.</ref>

;78.000 milions d'anys llum 
:Al 2003, Cornish i el seu equip<ref name="cornish">{{ref publicació|autor1=Cornish|autor2=Spergel|autor3=Starkman|autor4=Eiichiro Komatsu|doi=10.1103/PhysRevLett.92.201302|publicació=Phys. Rev. Lett. | any = 2004 |volum=92|títol=Constraining the Topology of the Universe|issue=20|orig-year=2003|arxiv=astro-ph/0310233|bibcode = 2004PhRvL..92t1302C}}</ref> trobà aquest límit inferior per al diàmetre de ''tot'' l'univers (no sols la part observable), si postulem que l'univers és finit en mida a causa de tenir una [[topologia]] no banal,<ref>{{ref web|cognom=Levin |nom=Janna |url=http://plus.maths.org/issue10/features/topology/ |títol=In space, do all roads lead to home? |publicació=plus.maths.org |dataaccès=2012-08-15}}</ref><ref>{{format ref}} http://cosmos.phy.tufts.edu/~zirbel/ast21/sciam/IsSpaceFinite.pdf {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20110929142755/http://cosmos.phy.tufts.edu/~zirbel/ast21/sciam/IsSpaceFinite.pdf |date=2011-09-29}}</ref> amb aquest límit inferior basat en la distància actual estimada entre punts que podem veure a ambdós costats de la [[radiació còsmica de fons]]. Si l'univers total és més petit que aquesta esfera, llavors la llum hagués tingut temps de circumnavegar-lo des del big-bang, produint múltiples imatges de punts distants en la radiació còsmica de fons, la qual cosa es mostraria com a patrons de cercles repetits.<ref>[http://www.etsu.edu/physics/etsuobs/starprty/120598bg/section7.htm Bob Gardner's "Topology, Cosmology and Shape of Space" Talk, Section 7] {{Webarchive|url=https://archive.today/20120802035723/http://www.etsu.edu/physics/etsuobs/starprty/120598bg/section7.htm |date=2012-08-02}}. Etsu.edu. Retrieved on 2011-05-01.</ref> Cornish investigà escales fins a 24 gigaparsecs (78 Gal o 7,4×10<sup>26</sup> m) i fracassà a trobar-lo; suggerí que si pogués estendre la seva recerca a totes les orientacions possibles, podria llavors ''poder excloure la possibilitat que vivim en un univers més petit de 24 Gpc de diàmetre''. També estimaren que amb ''un soroll més baix i una major resolució dels mapes de radiació còsmica de fons'' podrien cercar cercles més petits i estendre el límit fins a ~28 Gpc.<ref name="cornish"/> Aquesta estimcació del límit inferior màxim que pot establir-se en futures observacions correspon a un radi de gigaparsecs, o al voltant de 46.000 milions d'anys llum, aproximadament la mateixa quantitat que el radi de l'univers visible (el radi del qual està definit per l'esfera de radiació còsmica de fons). Una preimpressió del 2012 feta per la majoria d'autors de l'equip de Cornish va estendre l'actual límit inferior a un diàmetre del 98,5% del diàmetre de l'esfera de radiació còsmica de fons, sobre els 26 Gpc.<ref name="Vaudrevange preprint">{{ref publicació|autor1=Vaudrevange|autor2=Starkmanl|autor3=Cornish|autor4=Spergel|títol=Constraints on the Topology of the Universe: Extension to General Geometries|publicació=Cornell University|arxiv=1206.2939 |bibcode = 2012arXiv1206.2939V}}</ref>

== Estructures a gran escala ==
Els estudis sobre el [[desplaçament cap al roig]] i la cartografia d'algunes dades de [[longitud d'ona]] de la [[radiació electromagnètica]] (en particular, l'emissió de 21 cm) ha proporcionat molta informació sobre el contingut i el caràcter de l'estructura de l'univers. L'organització de l'estructura sembla seguir un model [[jerarquia|jeràrquic]] amb organitzacions fins a l'[[Escala (proporció) |escala]] de [[supercúmul]] o [[filament galàctic|filaments galàctics]]. Sembla que estructures contínues més grans que aquestes no existirien, aquest fenomen se'l coneix com la '''''fi de la grandesa'''''.

=== Barreres, filaments i buits ===
[[Fitxer:2dfdtfe.gif|miniatura|Reconstrucció del DTFE de les parts interior del [[2dF Galaxy Redshift Survey]] (sondeig del desplaçament cap al roig de 2 graus)]]

L'organització de l'estructura començaria a nivell estel·lar, tot i que això és controvertit; la majoria dels cosmòlegs rarament dirigeixen l'[[astrofísica]] a aquesta escala. Les [[estrella|estrelles]] s'organitzen en [[galàxies]], les quals s'organitzen en [[grup de galàxies|grups de galàxies]], [[cúmul de galàxies|cúmuls de galàxies]], [[supercúmul]]s, barreres i [[filament galàctic|filaments]], les quals estan separades per un immens [[buit (astronomia)|buit]], creant una vasta estructura semblant a l'escuma que a vegades s'anomena ''xarxa còsmica''. Abans del 1989, s'assumia que cúmuls de galàxies [[teorema de virial|virialitzats]] eren les estructures més grans que existien, i que estaven distribuïts més o menys uniformement en l'univers en totes les direccions. No obstant això, basant-se en les dades de l'estudi sobre el desplaçament cap al roig, el 1989 [[Margaret Geller]] i [[John Huchra]] descobriren la [[Gran Barrera CfA2]],<ref name="redshift">[http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/246/4932/897 M. J. Geller & J. P. Huchra, ''Science'' '''246''', 897 (1989).]</ref> una agrupació de galàxies de més de 500 milions d'[[anys llum]] de llarg i 200 milions d'ample, però només 15 milions de gruix. L'existència d'aquesta estructura no fou descoberta durant gaire temps perquè calia localitzar la posició de les galàxies en tres dimensions, la qual cosa implica combinar la informació sobre la localització de les galàxies amb la informació sobre la distància del [[desplaçament cap al roig]]. Dos anys després, els astrònoms Roger G. Clowes i Luis E. Campusano descobriren el CQ [[Clowes-Campusano]], un [[cúmul de quàsars]] que mesura dos mil milions d'anys llum en el seu punt més ample, i que fou l'estructura més gran de l'univers coneguda en el seu moment. A l'abril del 2003, una altra estructura a gran escala fou descoberta, la [[Gran Barrera Sloan]]. L'agost del 2007, es detectà un possible superbuit en la constel·lació d'[[Eridà]].<ref>[http://space.newscientist.com/article/dn12546-biggest-void-in-space-is-1-billion-light-anys-across.html Biggest void in space is 1 billion light anys across – space – 24 August 2007 – New Scientist]{{Enllaç no actiu|bot=InternetArchiveBot |data=2021}}. Space.newscientist.com</ref> Coincideix amb el [[punt fred de la radiació còsmica de fons]], una regió freda que és altament improbable d'acord amb els models cosmològics actuals. Aquest superbuit, el podria causar el punt fred, però per a causar això hauria de ser improbablement gran, possiblement mil milions d'anys llum de diàmetre.

Una alta estructura a gran escala és l'emissor Lyman-Alpha [[Himiko]], un conjunt de galàxies i enormes bombolles de gas que mesura sobre els 200.000 milions d'anys.

En estudis més recents, l'univers apareix com un conjunt de [[buit (astronomia)|buits]] en forma de bombolles gegants superats per barreres i [[filament galàctic|filaments de galàxies]], on apareixen els [[supercúmul]]s com nòduls ocasionals relativament densos. Aquesta xarxa és clarament visible en el [[2dF Galaxy Redshift Survey]]. En la imatge, es mostra una reconstrucció tridimensional de la part interior de l'estudi, que revela una impressionant vista de les estructures còsmiques de l'univers proper. Alguns supercúmuls hi queden fora, com la gran barrera Sloan.

El 2011, un cúmul de quàsars fou descobert, [[U1.11]], que mesura sobre els 2.500 milions d'anys. L'11 de juny del 2013, un altre [[cúmul de quàsars]] fou descobert, l'[[Enorme-CQ]] que, amb 4.000 milions d'anys llum, fou considerat com l'estructura més gran de l'univers fins aquell moment.<ref>{{ref-web| cognom= Wall | nom = Mike | url = http://www.foxnews.com/science/2013/01/11/largest-structure-in-universe-discovered/ | títol= Largest structure in universe discovered | data = 2013-01-11 | publicació = [[Fox News]]}}</ref> Al novembre del 2013, es descobrí la [[Gran Barrera d'Hèrcules-Corona Boreal]],<ref name=HHB/> una estructura el doble de gran que l'anterior. Es definí gràcies a cartografiar [[esclat de raigs gamma|esclats de raigs gamma]].<ref name=HHB>{{citar ref |cognom= Horvath I. |nom = Hakkila J.|coautors = Bagoly Z. |títol= The largest structure of the Universe, defined by Gamma-Ray Bursts|any = 2013|arxiv=1311.1104}}</ref><ref>{{ref-web | nom = Irene Klotz | url = http://news.discovery.com/space/galaxies/universes-largest-structure-is-a-cosmic-conundrum-131119.htm | títol = Universe's Largest Structure is a Cosmic Conundrum | data = 2013-11-19 | publicació = [[discovery]] | consulta = 2014-01-12 | arxiuurl = https://web.archive.org/web/20150325183452/http://news.discovery.com/space/galaxies/universes-largest-structure-is-a-cosmic-conundrum-131119.htm | arxiudata = 2015-03-25}}</ref>

=== Fi de la grandesa ===
La '''fi de la grandesa''' és una escala observacional d'aproximadament 100 [[Megaparsec|Mpc]] (uns 300 milions d'[[anys llum]]) en què la granulació vista en les estructures a gran escala de l'univers està homogeneïtzada i [[isotropia|isotropitzada]] en concordança amb el [[principi cosmològic]]. En aquesta escala, no hi ha cap [[fractal]]itat pseudoaleatòria aparent.<ref>LiveScience.com, [http://news.yahoo.com/universe-isnt-fractal-study-finds-215053937.html "The Universe Isn't a Fractal, Study Finds"], Natalie Wolchover,22 August 2012</ref>
Els [[supercúmul]]s i [[filament galàctic|filaments]] que es poden veure en estudis més petits són aleatoris fins al punt que la distribució de la uniformitat de l'univers és aparent visualment. No fou fins que es completà l'estudi de desplaçament cap al roig als anys 90 que es pogué observar acuradament.<ref name=Kirshner>{{citar ref |títol=The Extravagant Universe: Exploding Stars, Dark Energy and the Accelerating Cosmos |autor=Robert P Kirshner |url=http://books.google.cat/?id=qQ_mV2prqNYC&pg=PA71 |pàgina=71 |isbn=0-691-05862-8 |any=2002 |publicació=Princeton University Press}}</ref>

=== Observacions ===
[[Fitxer:2MASS LSS chart-NEW Nasa.jpg|miniatura|La vista panoràmica del tot el cel en prop infraroig revela la distribució de les galàxies més enllà de la [[Via Làctia]]. La imatge deriva de la [[2MASS|2MASS Extended Source Catalog (XSC)]] —més d'1,5 milions de galàxies, i el Point Source Catalog (PSC)--, prop de 500 milions d'estrelles a la Via Làctia. Les galàxies presenten un codi de color segons el [[desplaçament cap al roig]] obtingut a partir dels estudis d'[[Uppsala General Catalogue|UGC]], [[Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics|CfA]], Tully NBGC, LCRS, [[2dF Galaxy Redshift Survey|2dF]], 6dFGS, i l'[[Sloan Digital Sky Survey|SDSS]] (i de diverses observacions compilades per [[NASA/IPAC Extragalactic Database|NASA Extragalactic Database]]), o deduïdes fotomètricament de la [[banda K]] (2,2 um). El blau són les fonts més properes a (z < 0.01); els verds són de distàncies moderades (0.01 < z < 0.04) i el vermell són les fonts més distants que resol el 2MASS (0.04 < z < 0.1). El mapa es projecta amb una àrea igual a Aitoff al sistema galàctic (centre de la Via Làctia).<ref>[http://spider.ipac.caltech.edu/staff/jarrett/papers/LSS/ "Large Scale Structure in the Local Universe: The 2MASS Galaxy Catalog"] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20070824055751/http://spider.ipac.caltech.edu/staff/jarrett/papers/LSS/ |date=2007-08-24}}, Jarrett, T.H. 2004, PASA, 21, 396</ref>]]

Un altre indicador d'estructura a gran escala és el [[bosc de Lyman-Alpha]]. Es tracta d'un conjunt de [[línia espectral|línies d'absorció]] que apareixen en l'espectre de llum de [[quàsar]]s, les quals s'interpreten com a indicadors de l'existència d'enormes làmines de gas intergalàctiques (principalment [[hidrogen]]). Sembla que aquestes làmines estiguin associades a la formació de noves galàxies.

Això no obstant, cal precaució en descriure estructures a una escala còsmica perquè les coses són sovint diferents del que semblen. Una lent gravitatòria (curvatura de la llum per la gravetat) pot fer que una imatge sembli originar-se en una direcció diferent de la font real. Això succeeix quan objectes de fons (com galàxies) corben l'espaitemps (com prediu la [[relativitat general]]), i desvien els raigs de llum. Una lent gravitatòria forta pot, a vegades, ampliar galàxies distants, fent-les més fàcil de detectar. Una lent gravitatòria feble (tall gravitacional) també canvia subtilment les estructures a gran escala. Fins al 2004, les mesures sobre aquest tall subtil es mostraren com a prometedors tests de models cosmològics.

Les estructures a gran escala de l'univers també es mostren diferents si només s'usa el desplaçament cap al roig per a mesurar les distàncies a les galàxies. Per exemple, un cúmul de galàxies atreu les galàxies qui hi ha al darrere i, per tant, cauen cap al cúmul, per la qual cosa estan lleugerament desviades cap al blau (comparades amb com serien si no hi hagués cap cúmul) i a la cara més propera estan una mica desviades cap al roig. Per tant, el cúmul sembla una mica aixafat si utilitzem el desplaçament cap al roig per a mesurar la distància. L'efecte oposat succeeix en galàxies que es troben dins d'un cúmul: les galàxies tenen un cert moviment aleatori al voltant del centre del cúmul, i quan aquests moviments aleatoris en converteixen en desplaçaments cap al roig, el cúmul apareix allargat. Aquest fet crea un ''''[[dits de Déu|dit de Déu]]'''' —la il·lusió d'una cadena llarga de galàxies apuntant a la Terra.

=== Cosmografia del nostre veïnatge còsmic ===
Al centre del [[supercúmul Hidra-Centaure]], una anomalia gravitatòria anomenada el ''[[Gran Atractor]]'' afecta el moviment de les galàxies sobre una regió de milions d'anys llum. Aquestes galàxies estan totes desplaçades cap al roig, segons la [[llei de Hubble]]. Això indica que retrocedeixen de nosaltres i entre si, però les variacions en el seu desplaçament cap al roig són prou com per a revelar l'existència d'una concentració de massa equivalent a desenes de milers de galàxies.

El Gran Atractor, descobert el 1986, es troba a una distància d'entre 150 i 250 milions d'anys llum (250 milions d'anys és l'estimació més recent), en la direcció de les constel·lacions d'[[Hidra Femella]] i [[constel·lació de Centaure|Centaure]]. En el seu veïnatge, hi ha una preponderància de grans galàxies velles, moltes de les quals xoquen amb les seves veïnes, i/o irradien grans quantitats d'ones.

El 1987, l'astrònom [[R. Brent Tully]] de l'institut d'astronomia de la [[Universitat de Hawaii]] identificà el que anomenaren ''[[complex de supercúmuls Peixos-Balena]]'', una estructura de mil milions d'anys llum de llarg i 150 milions d'anys llum d'ample en què el supercúmul estava absorbit.<ref>{{ref web|url=http://www.nytimes.com/1987/11/10/science/massive-clusters-of-galaxies-defy-concepts-of-the-universe.html?pagewanted=all|títol= Massive Clusters of Galaxies Defy Concepts of the Universe|publicació=N.Y. Time| idioma = anglès |data=10 de novembre de 1987}}</ref><ref>{{ref web|url=http://plasmauniverse.info/LargeScale.html|títol=Map of the Pisces-Cetus Supercluster Complex|publicació=Plasmaunivers| idioma = anglès}}</ref>

== Massa de la matèria ordinària ==
La massa de l'univers sovint es postula en 10<sup>50</sup> tones o 10<sup>53</sup> kg.<ref>{{ref publicació|autor=Paul Davies|títol=The Goldilocks Enigma| url= http://www.amazon.com/Goldilocks-Enigma-Universe-Just-Right/dp/0547053584/ref=sr_1_1?s=books&ie=UTF8&qid=1372701918&sr=1-1&keywords=goldilocks+enigma |dataaccès= 1 juliol 2013 |any= 2006|publicació=nom Mariner Books|isbn=978-0-618-59226-5|pàgina=43–}}</ref> En aquest context, la massa es refereix a la matèria ordinària i inclou el [[medi interestel·lar]] i el [[medi intergalàctic]]. No obstant això, se n'exclou la [[matèria fosca]] i l'[[energia fosca]]. Tres càlculs sostenen aquestes dades de massa de la matèria ordinària en l'univers: estimacions basades en la densitat crítica, extrapolacions del nombre d'estrelles, i estimacions basades en l'estadi estacionari. Els càlculs, òbviament, assumeixen un univers '''finit'''.

=== Estimacions basades en la densitat crítica ===
La densitat crítica és la densitat d'energia en què l'expansió de l'univers està en equilibri entre l'expansió contínua i el col·lapse.<ref>{{ref publicació|autor=Michio Kaku|títol=Parallel Worlds| url= http://www.amazon.com/s/ref=nb_sb_ss_i_4_8?url=search-alias%3Dstripbooks&field-keywords=parallel+worlds&sprefix=Parallel%2Cstripbooks%2C271| dataaccès=1 de juliol de 2013 |any=2005|publicació=Anchor Books|isbn=978-1-4000-3372-0|pàgina=385}}</ref> Observacions del fons còsmic de microones de la [[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe]] suggereixen que la [[relativitat general|curvatura espacial]] de l'univers és molt propera a zero, la qual cosa en els actuals models cosmològics implica que el valor del [[Equacions de Friedmann#El paràmetre de densitat|paràmetre de densitat]] ha de ser molt proper a un valor de densitat crític. En aquest cas, el càlcul per a la densitat crítica <math>\rho_c</math>, és:<ref>{{ref publicació|autor=Bernard F. Schutz|títol=Gravity from the ground up|url=http://books.google.cat/books?id=iEZNXvYwyNwC&pg=PA361|dataaccès= 1 maig 2011|any=2003|publicació=Cambridge University Press|isbn=978-0-521-45506-0|pàgines=361–}}</ref>

<math>\rho_c = \frac{3H_0^2}{8 \pi G}</math>

en què G és la [[constant de la gravitació]]. Des del telescopi Planck de l'agència espacial europea resulta que: <math>H_0</math>, és 67,15 quilòmetres per segon per megaparsec. Això dona una densitat crítica de {{val|0.85|e=-26|u=kg/m³}} (normalment coneguda com a 5 àtoms/m³ d'hidrogen). Aquesta densitat inclou quatre tipus d'energia/massa significatius: matèria ordinària (4,8%), neutrins (0,1%), [[matèria fosca freda]] (26,8%), i [[energia fosca]] (68,3%).<ref name='planck_cosmological_parameters'>{{citar ref | arxiv=1303.5076 | títol=Planck 2013 results. XVI. Cosmological parameters | autor=Planck collaboration | publicació=Submitted to Astronomy & Astrophysics | any=2013}}</ref> S'ha de fer notar que encara que els neutrins es defineixen com a partícules com electrons, estan llistats separadament perquè són difícils de detectar i són diferents de la matèria ordinària. Per tant, la densitat de la matèria ordinària és el 4,8% de la densitat crítica total calculada o {{val|4.08|e=-28|u=kg/m³}}.
Per convertir aquesta densitat en massa, hem de multiplicar-la pel volum, un valor basat en el radi de l{{'}}''univers observable''. Com que l'univers s'ha estat expandint durant 13.700 milions d'anys, la [[distància comòbil]] (radi) actualment és d'uns 46.600 milions d'anys. Per tant, el volum (4/3 π r<sup>3</sup>) és igual a {{val|3.58|e=80|u=m³}} i la massa de la matèria ordinària iguala la densitat ({{val|4.08|e=-28|u=kg/m³}}) vegades volum ({{val|3.58|e=80|u=m³}}) o {{val|1.46|e=53|u=kg}}.

=== Extrapolació del nombre d'estrelles ===
Actualment, no hi ha manera de saber amb exactitud el nombre d'estrelles, però de les dades conegudes, es pot deduir que hi ha entre 10<sup>22</sup> i 10<sup>24</sup>.<ref>{{ref web|títol=Astronomers count the stars|publicació=BBC News|data= 22 juliol 2003|url=http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/3085885.stm|dataaccès=2006-07-18}}</ref><ref>[http://www.npr.org/blogs/thetwo-way/2010/12/01/131730552/ "trillions-of-earths-could-be-orbiting-300-sextillion-stars"]{{en}}</ref><ref>{{ref publicació|cognom= van Dokkum|nom =Pieter G.|coautors = Charlie Conroy|títol= A substantial population of low-mass stars in luminous elliptical galaxies|url = http://www.nature.com/nature/journal/vaop/ncurrent/abs/nature09578.html|publicació= Nature|volum = 468|issue = 7326|pàgines = 940–942|any = 2010|pmid = 21124316|doi = 10.1038/nature09578 |bibcode = 2010Natur.468..940V |arxiv = 1009.5992}}{{en}}</ref><ref>[http://www.universetoday.com/24328/how-many-stars/ "How many stars?"]{{en}}</ref>
Una forma de corroborar aquest interval és estimar el nombre de galàxies i multiplicar-lo pel nombre d'estrelles que hi ha de mitjana en una galàxia.<ref>[url= http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2004/28/text/]| NASA, Hubble News Release STSci - 2004-7{{en}}</ref> L'àrea d'aquest espai és de 3,4 [[minut d'arc|minuts d'arc]] a cada banda. Com a comparació, caldrien unes 50 d'aquestes imatges per a cobrir la lluna plena. Si es considera aquesta àrea com a representativa de tot el cel, hi hauria llavors sobre els 100.000 milions de galàxies en l'univers.<ref>{{ref publicació|autor=James R Johnson|títol=Comprehending the Cosmos, a Macro View of the Universe|url= http://www.amazon.com/s/ref=nb_sb_ss_i_0_17?url=search-alias%3Dstripbooks&field-keywords=comprehending+the+cosmos&sprefix=Comprehending+the%2Cstripbooks%2C308|publicació=CreateSpace Independent Publishing Platform| dataaccès=1 de juliol de 2013 |isbn=978-1-477-64969-5|pàgina=36}}{{en}}</ref> El 2012, els científics del Hubble produïren la imatge [[Hubble Extreme Deep Field]] que mostrava una quantitat una mica major de galàxies en una àrea comparable.<ref>{{ref-web| url= http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2012/37/image/a/ | dataaccès=1 de juliol de 2013 | títol=Hubble Goes to the eXtreme to Assemble Farthest Ever View of the Universe |publicació=Hubblesite.org| data= 25 setembre 2012}}{{en}}</ref> No obstant això, per a comptar el nombre d'estrelles basant-se en aquestes imatges, calen assumpcions addicionals: el percentatge tant de grans galàxies com de [[galàxia nana|galàxies nanes]]; i el nombre mitjà d'estrelles de cada una. Llavors, una opció raonable és assumir un terme mitjà de 100.000 milions de galàxies, la qual cosa donaria 10 <sup>22</sup> estrelles.
A més, necessitaríem la massa mitjana de les estrelles, la qual es pot calcular amb la distribució d'estrelles de la Via Làctia. A la Via Làctia, si un gran nombre d'estrelles es compten per la classe espectral, 73% són estrelles de classe M, que només contenen un 30% de la massa solar. Considerant la massa i el nombre d'estrelles de cada classe espectral, les estrelles tindrien una mitjana del 51,5% de la massa solar.<ref>{{ref publicació|autor=James R Johnson|títol=Comprehending the Cosmos, a Macro View of the Universe|url= http://www.amazon.com/s/ref=nb_sb_ss_i_0_17?url=search-alias%3Dstripbooks&field-keywords=comprehending+the+cosmos&sprefix=Comprehending+the%2Cstripbooks%2C308|publicació=CreateSpace Independent Publishing Platform| dataaccès=1 sde juliol de 2013 |isbn=978-1-477-64969-5|pàgina=34}}{{en}}</ref> La massa solar és de {{val|2|e=30|u=kg}}, per tant, un nombre raonable per a la d'una estrella mitjana de l'Univers seria de 10³⁰ kg. Llavors, la massa de totes les estrelles iguala el nombre d'estrelles, 10<sup>22</sup> vegades una massa mitjana d'una estrella (10³⁰ kg) o 10<sup>52</sup> kg.
El càlcul següent s'ajusta al [[medi interestel·lar]] i el [[medi intergalàctic]]. El medi interestel·lar és el material entre les estrelles: gas (majoritàriament hidrogen) i pols, i el medi intergalàctic majoritàriament hidrogen. La matèria ordinària (protons, neutrons i electrons) existeix en els dos medis així com en les estrelles. El percentatge de cada part és: estrelles - 5,9%, medi interestel·lar – 1,7%, i medi intergalàctic - 92,4%.<ref>{{ref publicació|autors= Fukugita, Masataka, Peebles, P. J. E.|títol= "The Cosmic Energy Inventory", Astro Physics Review 18 Aug 2004 |url= http://arxiv.org/abs/astro-ph/0406095|publicació=Astrophysics Review| dataaccès= 1 juliol 2013}}{{en}}</ref>
En conseqüència, per extrapolar la massa de l'univers de la massa de les estrelles, es divideix la massa calculada per les estrelles 10<sup>52</sup> kg entre 5,9%. El resultat n'és {{val|1.7|e=53|u=kg}} per a tota la matèria ordinària.

=== Estimacions basades en un univers en estat estacionari ===
[[Fred Hoyle]] calculà la massa d'un univers observable en estat estacionari usant la fórmula:<ref>{{ref publicació|títol=Cosmology and Controversy: The Historical Development of Two Theories of the Universe|autor=Helge Kragh|pàgina=212, Chapter 5|url=http://books.google.cat/?id=GhVkQwv9ZesC&pg=PA212|isbn=0-691-00546-X|data=1999-02-22|publicació=Princeton University Press}}</ref>
:<math>\frac{4}{3}\pi\rho\left(\frac{c}{H}\right)^3</math>
que també es pot expressar com<ref>{{format ref}} http://arxiv.org/abs/1004.1035 Valev,Dimitar, L'estimació del total de massa i energia de l'univers, arXiv:1004.1035v [physics. gen-ph] 7 Apr 2010, pàgines= 3-4, Recentment, Valev ha derivat per anàlisi dimensional dels paràmetres c, G, i H l'equació c^3/(GH) que és propera la fórmula de Hoyle.</ref>
:<math>\frac{c^3}{2GH} \ </math>
en què ''H'' = [[constant de Hubble]], ρ = valor de Hoyle per la densitat, ''G'' = [[constant de la gravitació]], i ''c'' = [[velocitat de la llum]].
Aquest càlcul dona aproximadament {{val|0.92|e=53|u=kg}}; això no obstant, representa ''tota'' l'energia/matèria i està basat en el [[volum de Hubble]] (el volum d'una esfera amb un radi igual a la [[longitud de Hubble]] d'uns 13.700 milions d'anys llum). El càlcul de la densitat crítica anterior es basa en el radi de [[distància comòbil]] de 46.600 milions d'anys. Per tant, el resultat de l'equació de Hoyle massa/energia s'hauria d'ajustar per l'increment de volum. El radi de distància comòbil hi dona un volum unes 39 vegades superior (46,7 al cub dividit per 13,7 al cub). No obstant això, com s'incrementa el volum, la matèria ordinària i la matèria fosca no s'incrementen; només l'energia fosca incrementa el seu volum. Per tant, assumint que l'energia ordinària i l'energia fosca són el 27,9% del total de la massa/energia, i l'energia fosca és el 72,1%, el càlcul de la quantitat total de massa/energia de l'estat estacionari seria: massa de la matèria ordinària i la matèria fosca (27,9% vegades {{val|0.92|e=53|u=kg}}) més la massa de l'energia fosca ((72,1% vegades {{val|0.92|e=53|u=kg}}) vegades el volum incrementat (39)). Això és: {{val|2.61|e=54|u=kg}}. Com s'indica abans, en el mètode de la densitat crítica, la matèria ordinària és 4,8% de tota l'energia/matèria. Si el resultat de Hoyle es multiplica per aquest percentatge, el resultat de la matèria ordinària és {{val|1.25|e=53|u=kg}}.

=== Comparació de resultats ===
Si es comparen els tres càlculs independents, s'obtenen resultats raonablement propers: {{val|1.46|e=53|u=kg}}, {{val|1.7|e=53|u=kg}}, i {{val|1.25|e=53|u=kg}}. La mitjana n'és {{val|1.47|e=53|u=kg}}.

Les assumpcions clau usant l'extrapolació del mètode de la massa estel·lar era un nombre d'estrelles de 10<sup>22</sup> i el percentatge de matèria ordinària en estrelles de 5,9%. Les assumpcions claus en el mètode de densitat crítica eren el radi de la distància comòbil de l'univers (46.600 milions d'anys llum) i el percentatge de matèria ordinària en tota la matèria (4,8%). Les assumpcions clau usant el mètode de l'estat estacionari de Hoyle eren el radi de distància comòbil i el percentatge d'energia fosca en tota la massa (72,1%). Tant el mètode de la densitat crítica com el de l'estat estacionari de Hoyle usen la constant de Hubble (67.15 km/s/Mpc).

== Contingut de la matèria — nombre d'àtoms ==
Assumint que la massa de la matèria ordinària és d'uns {{val|1.47|e=53|u=kg}} (referència a la secció anterior) i que tots els àtoms són àtoms d'hidrogen (en realitat, representen al voltant del 74% de tots els àtoms en la nostra galàxia en massa). Es divideix la massa de la matèria ordinària per la massa d'un àtom d'hidrogen ({{val|1.47|e=53|u=kg}} dividit per {{val|1.67|e=-27|u=kg}}). El resultat dona uns 10<sup>80</sup> àtoms d'hidrogen.

== Els objectes més distants ==
L'[[objecte astronòmic]] més distant fins al gener del 2011 és la protogalàxia [[UDFj-39546284]]. El 2009, un gran [[esclat de raigs gamma]], [[GRB 090423]], es trobà que tenia un [[desplaçament cap al roig]] de 8,2, la qual cosa indica que l'estrella que el produí explotà quan l'univers tan sols tenia 630 milions d'anys.<ref name="NASAGRB">[http://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2009/28apr_grbsmash/ New Gamma-Ray Burst Smashes Cosmic Distance Record – NASA Science] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20110310193130/http://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2009/28apr_grbsmash/ |date=2011-03-10 }}. Science.nasa.gov. Retrieved on 2011-05-01.</ref> L'esclat succeí aproximadament fa 13.000 milions d'anys;<ref>[http://www.universetoday.com/43517/more-observations-of-grb-090423-the-most-distant-known-object-in-the-universe/ More Observations of GRB 090423, the Most Distant Known Object in the Universe]. Universetoday.com (2009-10-28). Retrieved on 2011-05-01.</ref> per tant, una distància d'uns 13.000 milions d'anys llum s'ha donat com a objectes més distants (a vegades, s'ha precisat fins als 13.035 milions d'anys llum),<ref name="NASAGRB"/> encara que això seria la ''distància que la llum ha recorregut''. La distància pròpia per a un desplaçament cap al roig de 8,2 seria d'uns 9,2 [[parsec|gigaparsec]],<ref>{{citar ref |autors=Meszaros, Attila et al. |publicació=Baltic Astronomy |volum=18 |títol=Impact on cosmology of the celestial anisotropy of the short gamma-ray bursts |pàgines=293–296 |any=2009 |arxiv=1005.1558 |bibcode=2009BaltA..18..293M}}</ref> o prop de 30.000 milions d'anys llum. Un altre objecte molt llunyà i localitzat més enllà d'[[Abell 2218]] és una galàxia, també amb una distància recorreguda per la llum de 13.000 milions d'anys llum, amb observacions del [[telescopi Hubble]] i presenta un desplaçament cap al roig de 6,6 i 7,1 i observacions dels telescopis [[W. M. Keck Observatory|Keck]] indiquen un desplaçament cap al roig de prop de 7.<ref>[http://www.spacetelescope.org/news/heic0404/ Hubble and Keck team up to find farthest known galaxy in the Universe|Press Releases|ESA/Hubble] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20200610223151/http://www.spacetelescope.org/news/heic0404/ |date=2020-06-10 }}. Spacetelescope.org (2004-02-15). Retrieved on 2011-05-01.</ref> La llum de la galàxia que ara observem des de la Terra va començar el seu viatge uns 750 milions d'anys després del [[big-bang]].<ref>[http://www.msnbc.msn.com/id/4274187/ MSNBC: "Galaxy ranks as most distant object in cosmos"]</ref>

== Horitzons ==
El límit de l'observabilitat del nostre univers es basa en un conjunt d'horitzons cosmològics que limiten, basant-se en diverses restriccions físiques, l'extensió sobre la qual podem obtenir informació sobre els esdeveniments de l'univers. L'horitzó més famós és l'horitzó de la partícula que posa un límit a la distància exacta que podem veure a causa de l'[[edat de l'univers]] finit. Altres horitzons s'associen amb la possible extensió futura de les observacions (més gran que l'horitzó de la partícula deguda a l'[[expansió de l'espai]]), un ''horitzó òptic'' en la [[radiació còsmica de fons]], i els horitzons associats amb la radiació còsmica de fons de neutrins i les ones gravitatòries de fons.

{{Panoràmica|Earth's Location in the Universe (JPEG).jpg|2000px|Diagrama de la localització de la [[Terra]] en l'univers observable (''[[:File:Earth's Location in the Universe SMALLER (JPEG).jpg|Feu clic aquí per engrandir la imatge]]'')}}
{{Panoràmica|Observable_Universe_Logarithmic_Map_ (horizontal_layout_spanish_annotations).png|2250px|Mapa de l'univers observable amb els objectes astronòmics notables coneguts en l'actualitat. Els cossos celestes apareixen amb la mida engrandida per poder apreciar la seva forma.}}

== Referències ==
{{Referències}}

== Vegeu també ==
* [[big-bang|''Big bang'']].
* [[Cronologia del big-bang]].
{{Ubicació de la Terra}}
{{Galàxia}}
{{Galàxia d'Andròmeda}}
{{Galàxia del Triangle}}
{{Autoritat}}

{{ORDENA:Univers Observable}}
[[Categoria:Cosmologia|Univers observable]]