Ještě větší soustavy?

Studovat větší soustavy galaxií znamená popisovat velmi neurčité pojmy, neboť zatím nejsou k dispozici měření či pozorování, která by vědecké teorie potvrzovala (resp. vyvracela). Jak už bylo zmíněno ani sami autoři teorií nejsou jednotní v názvosloví v této zatím poměrně málo prozkoumané oblasti (různé termíny pro skupiny galaxií a kupy galaxií, …).

Až dosud byly všechny astronomické objekty členěny hierarchicky. V tomto hierarchickém uspořádání při postupu od menších celků k větším se postupně zvětšují rozměry a hmotnost daného celku.

Postupovali jsme od hvězd (resp. planet) přes hvězdné soustavy (např. Sluneční soustava), skupiny hvězd (dvojhvězdy, vícenásobné hvězdy), galaxie, skupiny galaxií až ke kupám galaxií či nadkupám galaxií.

Současně při postupu od menších celků k větším celkům ale klesá průměrná hustota daného celku. Soustava může být soustavou v pravém slova smyslu pouze tehdy, jestliže každá její součást je podřízena celku (většinou gravitační silou).

Součást celku „musí vědět, že do celku patří“. To zaručí právě gravitační působení, které váže jednotlivé části celku k sobě.

Omezující je přitom velikost rychlosti světla ve vakuu. Touto rychlostí se nešíří jen světlo, ale též působení gravitačních sil (a dalších silových interakcí). Pokud by byla soustava příliš velká, gravitační působení na jednotlivé součásti by se projevovalo s velkým zpožděním, vývoj by probíhal do značné míry samostatně a o celku by nebylo možné příliš mluvit.

Pokud se každá část celku vyvíjí odděleně, nemůže být o celku řeč. Každá z částí bude mít jiné vlastnosti a společných rysů (aby bylo možné mluvit o celku) bude velmi málo.

Právě popsaný jev ale nastává právě u kup galaxií a nadkup galaxií. Oba tyto celky jsou jen jakási „volná sdružení“ než o soustavy v pravém fyzikálním smyslu. A z téhož důvodu patrně v těchto obrovských měřítkách již neexistují soustavy, které by bylo možné charakterizovat jako galaxie galaxií.

Ve skutečně velkých měřítkách se ve vesmíru nenalézají hierarchicky uspořádané soustavy, ale naopak stejnorodé rozmístění útvarů. Celá pozorovaná oblast vesmíru je vcelku rovnoměrně vyplněna velkorozměrovou strukturou.

Tuto strukturu si lze představit jako mýdlovou pěnu nebo jako strukturu mycí houby.

Jsou zde pozorována tlustá vlákna (někdy spíše stěny) o tloušťce asi 50 Mpc a mezi nimi prázdné prostory - tzv. proluky (kaverny). Typický rozsah těchto velkorozměrových struktur je 50 Mpc až 100 Mpc. V měřítku přes 100 Mpc je rozdělení hmoty již homogenní a izotropní.

Právě popsané struktury jsou patrně důsledkem nerovnoměrného rozdělení hmoty, z níž se v mladém vesmíru tvořily protogalaxie.

Existence kaveren gravitačně ovlivňuje okolní galaxie, což se projeví odchylkami v Hubbleově vztahu.

Je-li pozorována např. galaxie ve vzdálenosti , znamená to, že je pozorována tak, jak vypadala před 5 miliardami let, neboť teprve nyní je možné zachytit světlo z jejích hvězd, které ji tehdy opustilo. Pozorovatelná část vesmíru je tedy vidět v časovém průřezu: blízké oblasti vidíme v nedávné minulosti, zatímco vzdálenější oblasti pozorujeme v dávné minulosti. To je pro vědce vlastně velká výhoda, neboť vidí, jak se vesmírné soustavy vyvíjely.

Vzhledem k tomu, že velikost rychlosti světla ve vakuu c je konečná, je i pozorovatelná část vesmíru konečná. Největší vzdálenost, do jaké je možné ve vesmíru nahlédnout, je nejvýše rovna dráze, kterou urazilo světlo od okamžiku vzniku vesmíru do současné doby. Oblasti, které se nacházejí na konci pozorovatelné části vesmíru, se tedy od nás vzdalují (podle Hubbleova vztahu) právě rychlostí o velikosti c. Vše, co se nachází v této a větší vzdálenosti, nikdy nespatříme, neboť světlo k nám z uvedených oblastí nikdy nedoletí. Tato hranice se nazývá horizont vesmíru a existuje pro každé místo ve vesmíru.