W kosmologii Big Bang, obserwowalny wszechświat to ta część wszechświata, którą teoretycznie można zobaczyć z Ziemi. Obejmuje ono wszystkie fotony i inne sygnały elektromagnetyczne lub nieelektromagnetyczne, które miały czas dotrzeć do Ziemi od początku kosmologicznej ekspansji. Geometrycznie jest to kulista objętość (kulą) skupiona na obserwatorze — niezależnie od rzeczywistego (i wciąż dyskutowanego) kształtu całego wszechświata. Ważne jest, że każde miejsce we wszechświecie ma swój własny obserwowalny wszechświat, który może, ale nie musi pokrywać się z tym skupionym na Ziemi.

Co oznacza „obserwowalny”?

Słowo obserwowalne nie zależy od tego, czy współczesna technologia rzeczywiście pozwala wykryć sygnały z danego obszaru. Oznacza jedynie, że w zasadzie możliwe jest, by światło lub inne sygnały z danego obiektu dotarły do obserwatora na Ziemi. W praktyce wiele obiektów pozostaje niewidocznych z powodów instrumentalnych, zasłaniania przez inne obiekty lub dlatego, że w przeszłości materii uniemożliwiała emisję niepochłoniętych fotonów.

W bardzo wczesnym wszechświecie materia istniała w postaci gęstej, gorącej plazmy, która była nieprzezroczysta dla fotonów. Dopiero po rekombinacji — czyli gdy elektrony połączyły się z protonami tworząc neutralne atomy — fotony mogły swobodnie przebywać duże odległości. Stąd fizycznie widzialny wszechświat (sygnały od czasów rekombinacji) jest podzbiorem obserwowalnego wszechświata (sygnały od samego początku ekspansji, w sensie teoretycznym obejmujące również produkty procesów zachodzących tuż po inflacji).

Rozmiary — jak duży jest obserwowalny wszechświat?

Trzeba rozróżnić kilka pojęć odległości:

  • czas podróży światła (light-travel time) — maksymalna „wieku” sygnałów, które możemy odbierać (≈13,8 mld lat),
  • odległość właściwa teraz (proper distance) — ile wynosiłaby obecna odległość do źródła, które wysłało dany sygnał, biorąc pod uwagę ekspansję; to zwykle wartość podawana dla promienia obserwowalnego wszechświata,
  • odległość zgodna (comoving distance) — odległość uwzględniająca ekspansję tak, aby współrzędne obiektów nieruchomych względem „przestrzeni” były stałe.

Promień „widzialnego” wszechświata (sygnały od momentu rekombinacji) jest rzędu ~14,0 mld parseców (ok. 45,7 mld lat świetlnych). Promień obserwowalnego wszechświata licząc w odległości właściwej wynosi około 14,3 mld parseków (ok. 46,6 mld lat świetlnych). Oznacza to, że średnicę obserwowalnego wszechświata szacuje się na około 28 mld parseków, czyli w przybliżeniu 93 mld lat świetlnych. W praktyce podawana liczba promienia to około 46–47 mld lat świetlnych (w odległości właściwej dzisiaj), co różni się od prostego przeliczenia „wieku wszechświata = odległość” z powodu ekspansji przestrzeni.

Wiek wszechświata — ile ma lat?

Najlepszy szacunek wieku wszechświata na podstawie pomiarów promieniowania tła i innych obserwacji to około 13,8 mld lat (często podawane jako ~13,8 mld ± drobny błąd systematyczny). Ten czas odpowiada temu, ile upłynęło od wydarzenia opisywanego jako Wielki Wybuch do chwili, gdy światło dotarło do nas — jednak z powodu ekspansji współczesna odległość do tych źródeł jest dużo większa niż 13,8 mld lat świetlnych.

Dla przykładu: fotony pochodzące z rekombinacji (obserwowane dziś jako promieniowanie tła) zostały wyemitowane ~380 tys. lat po Wielkim Wybuchu i przebyły «tylko» 13,8 mld lat świetlnych czasu podróży, ale obecna odległość do miejsc, skąd wyszły, wynosi około 46 mld lat świetlnych z powodu rozszerzania się przestrzeni od tamtej pory. Rekombinacja odpowiada przybliżonej czerwonej przesunięciu z ≈1100, a temperatura promieniowania tła dziś to około 2,7 K.

Co znajduje się poza obserwowalnym wszechświatem?

To, co leży poza naszym horyzontem obserwacyjnym, jest zasadniczo nieznane i może pozostawać na zawsze niedostępne dla obserwacji (przynajmniej przy obecnych prawach fizyki i istniejącej ekspansji). Inflacja kosmologiczna sugeruje, że wszechświat jako całość może być znacznie większy, a być może nawet nieskończony. Jednak obiekty poza naszym horyzontem nie miały możliwości wysłać sygnałów, które dotarłyby do nas, więc nie możemy ich bezpośrednio zbadać.

Są też granice, które mają znaczenie teoretyczne: horyzont cząstek (particle horizon) wyznacza maksymalny zasięg sygnałów, które do nas dotarły od początku; horyzont zdarzeń (event horizon) definiuje regiony, z których sygnały wysłane w przyszłości nigdy do nas nie dotrą z powodu przyspieszonej ekspansji wszechświata (związanego z ciemną energią).

Co jeszcze warto wiedzieć?

  • Obserwowalny wszechświat zawiera ogromną liczbę struktur — gwiazdy, galaktyki i ich zgrupowania. Szacunki liczby galaktyk zmieniają się wraz z jakością obserwacji; nowsze analizy sugerują, że mogą to być setki miliardów, a nawet rzędu ~2 bilionów (2×10^12) galaktyk, choć wiele z nich jest zbyt słabych, by je dziś zobaczyć.
  • To, co obserwujemy, to obraz przeszłości — im dalej patrzymy, tym starszy (w sensie czasu emisji) obraz dostajemy.
  • Wielu kosmologów pracuje nad lepszym zrozumieniem zjawisk we wczesnym wszechświecie (np. inflacji) oraz nad precyzyjnymi pomiarami parametrów kosmologicznych, które poprawiają nasze szacunki rozmiarów i wieku obserwowalnego wszechświata.

Podsumowując: obserwowalny wszechświat to kula o promieniu rzędu ~46–47 mld lat świetlnych (średnica ~93 mld lat świetlnych) skoncentrowana na obserwatorze, obejmująca wszystko, z czego światło lub inne sygnały miały czas dotrzeć do nas od początku ekspansji. Poza nią mogą znajdować się dalsze fragmenty wszechświata, lecz z uwagi na ograniczenia związane z wiekiem i rozwojem przestrzeni pozostają one aktualnie niedostępne dla obserwacji.