جهان در مقیاس های گوناگون

در میان مردم هندوستان و چین ، ضرب المثلی وچود دارد که می‌گوید ، دنیا فقط تا جایی است که بشر بتواند پای پیاده آن را درنوردد. به زبان ستاره شناسان می‌‌توان گفت که جهان ، فقط تا جایی است که تلسکوپهای ما می توانند آن را ببینند. جهان مشاهده شده ، بخشی از کل جهان است که هزاران میلیون پارسک در فضا ، و هزارن میلیون سال در زمان را در بر گرفته است. برای مشاهده ساختمان بزرگ مقیاس ، محتوا و تکامل جهان از تجهیزات عظیم و روشهای ماهرانه‌ای استفاده می‌شود. تجسس در جهان با همه وسعتش هدف علم کیهان شناسی (Cosmo logy)است. نیل به ساختمان بزرگ مقیاس جهان ، می‌تواند از طریق تجربی (کیهان ‌شناسی مشاهده‌ای) ، یا عملی «مدلهای کیهان شناسی|مدلهای نظری جهان»انجام گیرد. روش تجربی ، بر داده‌های مشاهده‌ای تکیه دارد و ساختمان واقعی جهان را در نظر قرار می‌دهد. لیکن تجربه عملی با جهان در سطح وسیع تا اندازه زیادی محدود است. روش عقلی ، کلیه ساختمانهای ممکن برای جهان ، یعنی مدلهای کیهان‌شناختی را کاوش می‌کند. ممکن بودن ، منطقی بودن را می‌رساند ، یعنی هیچ تناقضی با قوانین فیزیکی و داده‌های مشاهده‌ا‌ی در آن یافت نشو. د.

ریاضیات تا حد زیادی استنتاجهای منطقی را تسهیل می کند و داده‌های مشاهده‌ای ،عوامل راهگشایی برای مدلهای نظری هستند. فقط یک جهان واقعی وجود دارد که ما تا تلسکوپهای خود مشاهده می‌کنیم و در جوار آن انبوهی از مدلهای نظری وجود دارد. از آنجا که داده‌های مشاهده‌ای قابل اطمینان در مورد جهان در دید وسیع ، کمیاب است به دشواری می‌توان یک مدل خاصی را با جهان واقعی تطابق داد. داده‌های مشاهده‌ای با مکان ، شدت تابش ، طیف و قطبی بودن کهکشانها و بویژه با درخشانترین کهکشانها در خوشه‌ها سروکار دارد. تابندگی درخشانترین کهکشانها در خوشه‌های فنی را می‌توان تا فواصل بسیار بزرگ ، اندازه گیری کرد. اگر این کار را انجام دهیم خواهیم دید که تابندگی آنها ، تقریبا مساوی است. از این دو ویژگی ، برای خوشه‌های کهکشانها استفاده می‌شود.
یک خصیصه مشاهده‌ای دیگر کهکشانهای دور ، جابجایی خطوط طیفی آنها به سمت طول موجهای آزمایشگاهی است. انتقال به قرمز خطوط طیفی ، در نتیجه گریز کهکشانها به وجود می‌آید. فضا در حضور ماده و میدان ، انحنا می‌‌یابد و تقریبا فضای مسطح در نسبیت خاص ، فقط در یک حجم کوچک ، و نه در کل مسیر باریکه نور از یک کهکشان دوردست ، مجاز است. برای درخشنده‌ترین کهکشانهای خوشه‌ها ، یک رابطه تجربی بین دو کمیت مشاهده شده m و z وجود دارد ، که نخستین بار توسط هابل کشف شد. m قدر ظاهر کهکشانها و z کمیت بدون بعدی است که به صورت نسبت جابجایی خطوط طیفی حاصل از کهکشانها به طول موج آزمایشگاهی تعریف می‌شود. چون m ، مقیاسی برای فاصله است ، لذا رابطه تجربی کشف شده توسط هابل یک تناسب بین فاصله r یک خوشه کهکشانی و انتقال به قرمز (z) آن ، یا سرعت فرار کهکشانها در هر کجا از عالم هستی باشند را به دانشمندان و محققان نشان می‌دهد.
v=zc=H_0r این رابطه ساده که بین فواصل خوشه‌های کهکشانها و سرعتهای فرار آنها وجود دارد ، قانون هابل خوانده می‌شود ، که در آن H_0 ثابت هابل خوانده می‌شود که مقیاسی ازانبساط جهان است. قانون هابل برای فواصلی که به حد کافی بزرگ باشند ، معتبر است. از این رو می‌توان از اثرات محلی چشم پوشی کرد. لیکن فاصله را نمی‌توان تا جایی بزرگ کرد که تاثیرات نسبیتی ، قابل اغماض باشند. انحراف انتقال به قرمز‌های بسیار بزرگ از قانون ساده هابل ، اهمیت زیادی دارد. زیرا انحرافات تعیین خواهند کرد که کدام‌یک از مدلهای کیهان شناسی پیشنهادی ، بهترین مدل است. ثابت H_0 که در قانون هابل مشاهده می‌شود ، به ثابت هابل معروف است ، که مقیاس انبساط جهان را نشان می‌دهد. عکس ثابت هابل ، دارای بعد زمان است و زمان هابل خوانده می‌شود. چنانچه سرعت گریز در تمام مدت تکامل جهان ثابت بوده باشد ، زمان هابل باید نشان دهنده عمر جهان باشد. لذا برایH_0=55Km\SMpc زمان هابل مساوی 18x10^9 سال است. اما در نتیجه گرانش خودی ، انبساط جهان دارای سرعت منفی است. اگر چنین باشد ثابت هابل در گذشته ، بزرگتر بوده و زمان هابل ، کوتاهتر از زمانی است که از روی سرعت ثابت انبساط به دست آید. بر اساس مدلهای فریدمان و نظریه انفجار بزرگ ، انبساط جهان تقریبا10x10⁹ سال پیش آغاز شده است.