관측 가능한 우주

관측 가능한 우주(觀測可能宇宙, observable universe)는 현재 지구 또는 우주 기반 망원경 및 탐사 탐사선에서 관측할 수 있는 모든 물질로 구성된 우주의 공 모양의 영역으로, 우주 팽창의 시작부터 이러한 물체의 전자기 복사가 태양계와 지구에 도달할 시간이 있기 때문이다. 2021년에 그 숫자는 뉴 허라이즌스의 데이터를 기반으로 한 수천억 개에 불과한 것으로 추산되었지만, 관측 가능한 우주에는 2조 개의 은하가 있을 수 있다. 우주가 등방성이라고 가정하면 관측 가능한 우주의 가장자리까지의 거리는 모든 방향에서 개략적으로 동일하다. 즉, 관측 가능한 우주는 관찰자를 중심으로 하는 구형의 영역이다. 우주의 모든 위치에는 자체 관측 가능한 우주가 있으며, 이는 지구를 중심으로 하는 우주와 겹칠 수도 있고 겹치지 않을 수도 있다. 이러한 의미에서 '관측 가능'이라는 단어는 물체에서 빛이나 기타 정보를 감지하는 현대 기술의 능력 또는 감지할 것이 있는지 여부를 의미하지 않는다. 그것은 광속으로 인해 생기는 물리적 한계를 말한다. 어떤 신호도 빛보다 빠르게 이동할 수 없으므로 신호가 아직 우리에게 도달할 수 없었기 때문에 아무것도 감지할 수 없는 최대 거리(입자 지평선이라고 함)가 있다. 때때로 천체 물리학자들은 재결합_{recombination}(수소 원자가 양성자로부터 형성되고 전자와 광자가 방출될 때) 이후 방출된 신호만 포함하는 '가시적' 우주와 우주 팽창(전통적인 물리 우주론의 대폭발, 현대 우주론의 급팽창 시대_{inflationary epoch}의 끝)이 시작된 이후의 신호를 포함하는 '관측 가능한' 우주를 구별한다. 계산에 따르면 가시 우주의 반지름을 나타내는 우주 마이크로파 배경이 방출된 입자까지의 현재 '공변거리'(빛이 방출된 이후 우주가 팽창했음을 고려한 고유거리) 는 약 140억 파섹 (약 457억 광년)인 반면, 관측 가능한 우주의 가장자리까지의 공변거리는 약 143억 파섹(약 466억 광년)으로 약 2% 더 크다. 따라서 관측 가능한 우주의 반지름은 약 465억 광년으로 추정되며 지름은 약 880 요타미터와 같은 28.5 기가파섹(930억 광년 또는 8.8 × 10^{26} m)이다. 관측 가능한 우주의 임계 밀도와 지름을 사용하면 우주에 있는 일반 물질의 총 질량은 약 1.5 × 10^{53} kg 으로 계산될 수 있다. 2018년 11월, 천문학자들은 은하외 배경광(extragalactic background light EBL)은 광자수가 4 × 10^{84} 에 달한다고 보고했다. 우주의 팽창이 가속됨에 따라, 우리 지역의 초은하단 외부에서 현재 관측 가능한 모든 천체는 점차적으로_{progressively} 더 붉고 또한 더 희미한 빛을 방출하지만, 결국 시간이 지나면서 얼어붙을 것으로 보인다. 예를 들어, 현재 적색편이 'z' 가 5에서 10인 물체는 40억~60억 년 동안 관측 가능한 상태로 유지될 것이다. 한편, 현재 어떤 특정 공변거리(지금은 약 190억 파섹) 너머에 있는 물체에서 방출되는 빛은 결코 지구에 도달하지 않는다. 우주 대 관측 가능한 우주 전체 우주의 크기는 알 수 없으며 그 범위는 무한할 수 있다. 우주의 일부는 대폭발 이후 방출된 빛이 지구나 우주 기반 기기에 도달하기에 충분한 시간을 가지기에는 너무 멀리 떨어져 있으므로 관측 가능한 우주 밖에 있다. 미래에는 먼 은하에서 오는 빛이 이동하는 데 더 많은 시간이 걸리므로 추가 영역이 관측 가능하게 될 것으로 예상할 수 있다. 그러나 허블-르메트르 법칙으로 인해 지구에서 충분히 멀리 떨어져 있는 지역은 빛의 속도보다 빠르게 팽창하고 있습니다(특수 상대성이론은 같은 지역에 있는 가까운 물체가 서로에 대해 빛의 속도보다 빠르게 움직이는 것을 방지하지만, 멀리 있는 물체 사이의 공간이 확장될 때 그러한 제약이 없다. 고유거리의 사용을 논의하기 참조) 더욱이 암흑 에너지로 인해 팽창률이 가속되는 것으로 보인다. 암흑 에너지가 일정하다고 가정하고(불변하는 우주 상수) 우주의 팽창 속도가 계속 가속된다고 가정하면, 그 너머에는 물체가 무한한 미래의 어느 시점에서든 관측 가능한 우주에 절대 들어가지 않을 "미래 가시성 한계"가 있다. 그 한계를 벗어난 물체에서 방출되는 빛은 결코 지구에 도달할 수 없다. (미묘하게, 허블 매개변수가 시간이 지남에 따라 감소하기 때문에 빛보다 조금 더 빠르게 지구에서 멀어지는 은하가 결국 지구에 도달하는 신호를 방출하는 경우가 있을 수 있다.) 이 미래 가시성 한계는 우주가 영원히 계속 팽창할 것이라고 가정할 때 190억 파섹(620억 광년)의 공변거리에서 계산되며, 이는 무한한 미래에 이론적으로 관찰할 수 있는 은하의 수를 의미한다(다음 단락에서 논의되는 바와 같이 적색편이로 인해 일부는 실제로 관찰이 불가능할 수 있다는 문제를 제외하고)는 현재 관찰 가능한 수치보다 2.36배만 더 클 뿐이다. 원칙적으로 미래에는 더 많은 은하가 관측될 것이지만 실제로는 계속되는 팽창으로 인해 점점 더 많은 은하가 극도로 적색편이를 갖게 될 것이니; 너무 많이 그들은 시야에서 사라지고 보이지 않게 될 것이다. 추가적인 미묘함은 주어진 공변거리에 있는 은하는 "관측 가능한 우주" 내에 있는 것으로 정의된다는 것이다. 만약 우리가 과거 역사의 어느 시대에든 은하에서 방출된 신호를 수신할 수 있다면(말하자면, 대폭발 이후 5억년 만에 은하에서 보낸 신호), 그러나 우주의 팽창으로 인해 같은 은하에서 보낸 신호가 무한한 미래의 어느 시점에서도 지구에 도달할 수 없는 나중이 있을 수 있다(예를 들어, 대폭발 100억년 후 은하가 어떻게 생겼는지 결코 볼 수 없을 수 있다.) 비록 같은 공변거리를 유지하지만(공변거리는 공간 팽창으로 인한 후퇴 속도를 정의하는 데 사용되는 고유거리와 달리 시간에 따라 일정하게 정의된다.) 이 사실은 지구로부터의 거리가 시간이 지남에 따라 변하는 우주 사건의 지평선 유형을 정의하는 데 사용할 수 있다. 예를 들어, 이 수평선까지의 현재 거리는 약 160억 광년이며, 이는 현재 발생하는 이벤트의 신호가 이벤트가 160억 광년 미만 떨어져 있으면 결국 미래에 지구에 도달할 수 있음을 의미하지만, 이벤트가 160억 광년 이상 떨어져 있으면 신호가 지구에 도달하지 않을 것이다. 유한하지만 유계가 아닐_{unbounded} 수 있다고 제안하지만, 주류 우주론 모형 중 어느 것도 처음부터 우주가 물리적 경계를 갖을 수 있다고 주장하지 않는다. 우리의 관측할 수 있는 우주에 있는 은하들이 우주에 있는 은하들의 극히 일부에 불과하다는 것은 그럴듯합니다. 창시자 앨런 구스와 D. 카자나스가 처음 도입한 우주 급팽창 이론에 따르면, 급팽창이 빅뱅 이후 약 10^{-37}초에 시작되었다고 가정하면 급팽창이 발생하기 전 우주의 크기는 광속과 나이를 곱한 것과 거의 같았으며, 이는 현재 전체 우주의 크기가 관측 가능한 우주 반지름의 최소 3 × 10^{23} (1.5 × 10^{34} 광년) 배임을 시사한다. 우주가 유한하지만 유계하지 않다면 우주가 관측 가능한 우주보다 작을 수도 있다. 이 경우, 우리가 아주 먼 은하로 간주하는 것이 실제로는 우주를 일주한 빛에 의해 형성된 가까운 은하의 복제 이미지일 수 있다. 이 가설을 실험적으로 테스트하는 것은 어렵다. 왜냐하면 은하의 다른 이미지는 그 역사에서 다른 시대를 보여줄 것이고 결과적으로 상당히 다르게 보일 수 있기 때문이다. 빌레비츠_{Bielewicz} 등은 마지막 산란 표면의 직경에 27.9 기가파섹(910억 광년)의 아래 경계(low bound)를 설정한다고 주장한다(전체 우주가 훨씬 더 크고 심지어 무한할 수 있으므로, 이것은 아래 경계일 뿐이기 때문에). 이 값은 WMAP 7년 데이터의 일치원 분석(matching-circle analysis)를 기반으로 한다. 이 접근은 논란이 있어왔다. 크기 지구에서 관측 가능한 우주의 가장자리까지의 공변거리는 어떤 방향으로든 약 14.26 기가파섹(465억 광년 또는 4.40×10^{26} m)이다. 따라서 관측 가능한 우주는 직경 대략 28.5 기가파섹 (930억 광년 또는 8.8×10^{26} m)의 구이다. 공간이 거의 평평하다고 (유클리드 공간이라는 의미에서) 가정하면, 이 크기는 공변체적 약 1.22×10^{4} Gpc^{3}(4.22×10^{5} Gly^{3} 또는 3.57×10^{80} m^{3})에 해당한다. 위에 인용된 수치는 빛이 방출된 시점의 거리가 아니라 지금 (우주시로) 거리이다. 예를 들어, 지금 우리가 보고 있는 우주 마이크로파 배경 복사는 약 138억 년 전에 발생한 빅뱅 이후 약 38만년 후에 발생한 것으로 추정되는 광자 분리 시간(time of photon decoupling)에 방출되었다. 이 복사는, 중간 시간 동안, 대부분이 은하로 응축된 물질에 의해 방출되었으며, 그 은하들은 현재 우리로부터 약 460억 광년 떨어진 것으로 계산된다. 다른 측정값과 결합된 WMAP 9년 결과는 z = 1091.64±0.47 과 같은 광자 분리의 적색 편이를 제공하며, 이는 광자 분리 시점의 척도인자가 1092.64 임을 의미한다. 따라서 원래 가장 오래된 우주 마이크로파 배경(CMBR) 광자를 방출한 물질의 현재 거리가 460억 광년이라면 광자가 처음 방출되었을 때 그 거리는 약 4200만 광년에 불과했을 것이다. 관측 가능한 우주의 가장자리까지의 광행거리(light-travel distance)는 우주의 나이 138억 광년에 빛의 속도를 곱한 값이다. 이것은 우주 마이크로파 배경에서와 같이 대폭발 직후에 방출된 광자가 지구의 관측자에게 도달하기 위해 이동한 거리이다. 시공간은 우주팽창에 따라 휘어지기 때문에 이 거리는 어느 순간의 실제 거리와 일치하지는 않는다. 거대구조 다양한 파장 대역의 전자기 복사 (특히 21cm 방출)에 대한 전천탐사(sky survey) 및 지도화는 우주 구조의 내용과 특성에 대한 많은 정보를 제공했다. 구조의 조직은 초은하단과 필라멘트의 규모까지 조직이 있는 계층 모형을 따르는 것으로 보인다. 이보다 더 크면(30에서 200 메가파섹 규모 사이) 연속된 구조가 없는 것으로 보이며, 이 현상은 '거대함의 끝'(End of Greatness)이라고 불린다. 장벽, 필라멘트, 마디, 거시공동 대부분의 우주론자들이 그 규모의 천체 물리학을 거의 다루지 않지만, 구조의 조직화는 항성 수준에서 시작하는 것이 거의 틀림없다. 항성들은 은하들로 조직되고, 차례로 은하군, 은하단, 초은하단, 판, 장벽 및 필라멘트를 형성하며, 이들은 거대한 거시공동으로 분리되어 때때로 "우주 웹"(cosmic web)이라고 불리는 거대한 거품 같은 구조를 생성한다. 1989년 이전에는 일반적으로 비리얼화 은하단이 현존하는 가장 큰 구조이며 우주 전체에 걸쳐 모든 방향으로 균일하게 분포되어 있다고 일반적으로 가정했다. 그러나 1980년대 초반부터 점점 더 많은 구조가 발견되었다. 1983년 아드리안 웹스터_{Adrian Webster}는 다섯 개의 퀘이사로 이루어져 있는 거대퀘이사군인 웹스터 LQG(Webster LQG)를 발견했다. 이 발견은 대규모 구조의 첫 번째 식별이었고, 우주에서 알려진 물질 군집화에 대한 정보를 확장시켰다. 1987년에는 로버트 브렌트 툴리_{Robert Brent Tully}가 우리은하가 포함되어 있는 은하 필라멘트인 물고기자리-고래자리 복합 초은하단을 발견했다. 이것의 폭은 약 10억 광년이다. 겉은 해에 은하가 없는 특이하게 거대한 공간이 발견되었는데, 폭 13억 광년의 초대 거시공동(Giant Void)이다. 적색편이 탐사 자료에 근거하여, 1989년에 마가렛 겔러_{Margaret Geller}와 존 후크라_{John Huchra}는 길이 5억 광년 이상, 폭 2억 광년, 두께 1,500만 광년의 은하시트인 "장벽(Great Wall)"을 발견했다. 이러한 구조의 존재는 적색편이로부터 거리 정보를 가진 은하에 대해 위치 정보를 결합하여 3차원 공간에서의 은하의 위치를 필요로 하기 때문에 오래동안 눈에 띄지 않았다. 2년 후, 천문학자 로저 G. 클로즈_{Roger G. Clowes}와 루이스 E. 캄푸사노_{Luis E. Campusano}는 폭이 최대 20억 광년에 달하는 거대퀘이사군인 클로즈-캄푸사노 LQG를 발견하였으며, 이는 이것이 발표된 시점에서 발견된 것 중 가장 큰 구조였다. 2003년 4월, 또다른 거대구조가 발견되었는데, 슬론 장성이다. 2007년 8월에는 초거시공동 후보가 에리다누스자리에서 발견되기도 하였다. 이것은 현재 선호되는 우주론적 모형에서 매우 가능성이 낮은 극초단파 전천의 차가운 영역인 'CMB 콜드 스팟(CMB cold spot)'과 일치한다. 이 초거시공동은 그 콜드 스팟을 유발할 수 있지만 그렇게 하려면 크기가 아마도 10억 광년으로, 거의 위에서 언급한 초대 거시공동만큼 있음직하지 않게 커야 한다. 또다른 거대구조로는 은하와 거대한 기체 거품으로 이루어진, 폭 2억 광년의 SSA22 프로터클러스터(SSA22 Protocluster)가 있다. 2011년에는 약 25억 광년 크기의 거대한 퀘이사 그룹 U1.11이 발견되었다. 2013년 1월 11일, 또 다른 대형 퀘이사 그룹인 초거대퀘이사군이 발견되었는데, 이는 그 당시 우주에서 알려진 가장 큰 구조인 40억 광년 크기로 측정되었다. 2013년 11월, 천문학자들은 헤라클레스자리-북쪽왕관자리 장성을 발견했는데, 전자보다 두 배나 더 큰 구조이다. 그것은 감마선 폭발의 지도화에 의해 정의되었다. 2021년에 미국 천문학 협회는 자이언트 아크(The Giant Arc)의 탐지를 발표했다. 슬론 디지털 전천탐사에 의해 포착된 관측에서 목동자리 별자리의 지구에서 92억 광년 떨어져 있는 길이가 33억 광년에 달하는 초승달 모양의 은하줄(string of galaxies)이다. 거대구조의 또다른 지표로는 '라이먼-알파 숲'(lyman-alpha forest)이 있다. 이것은 퀘이사에서 발생하는 빛의 스펙트럼에서 보이는 흡수선의 집합체인데, 얇고 거대한 (거의 수소로 이루어진)은하간 기체의 시트(판)의 존재를 나타내는 것으로 여겨진다. 이러한 시트는 새 은하의 형성과 연관되어 있는 것으로 보인다. 우주적 규모에서 이들이 어떻게 보이는 지에 따라 달라진다는 점으로 인해 그 구조의 설명에 주의가 필요하다. 중력렌즈(중력에 의해 빛의 경로가 휨)는 상을 광원으로부터 다른 방향으로 향하게 만들 수 있다. 이것은 전경의 은하와 같은 물체가 (일반상대성에 의해 예측되는)주변 시공간을 휨으로써, 빛의 경로를 휘게 만든다. 상당히 유용한 점은, 강중력렌즈는 가끔씩 먼 은하를 확대하여 그 은하를 관측하기 쉽게 만들 수 있다는 점이다. 일반적으로 두 물체 사이의 우주에서 발생하는 약중력렌즈(중력전단) 또한 관측된 거대구조를 미묘하게 변화시킨다. 2004년 기준으로, 이러한 미묘한 전단의 측정은 우주론 모형의 검증수단으로써의 가능성을 보여준다. 우주의 거대구조는 은하까지의 거리를 적색편이로만 측정할 경우 실제와 다르게 보이기도 한다. 예를 들어, 은하단 뒤편의 은하는 은하단으로 중력에 의해 끌려가 은하단으로 낙하하게 된다. 그러므로 그 은하는 (은하단이 없는 경우에 비해서)약간의 청색편이를 띠게 될 것이며, 그 반대편에서 봤을 때는 좀 더 적색편이를 띠게 될 것이다. 그러므로, 은하단의 주변 공간은 적색편이로 거리 측정을 하였을 경우 약간 밀려들어간 것처럼 보인다. 그 반대 효과는 이미 은하단 내에 존재하는 은하에 작용한다. 그러한 은하들은 은하단 중심의 주변을 어느정도 무작위 운동하는데, 이들의 무작위 운동이 적색편이로 변환될 때(즉 관찰자로부터 멀어질 때), 은하단의 모양은 늘어난 것처럼 보인다. 이러한 현상은 지구를 겨눈, 은하들로 이루어진 기다란 사슬의 환영인 "신의 손가락(finger of God)"(finger of God)을 형성한다. 근방의 우주에 대한 우주구조 바다뱀자리-센타우루스자리 초은하단의 중심에는, 거대인력체라 불리는 중력이상이 존재하여, 수억 광년을 가로지르는 영역에서 은하들의 운동에 영향을 준다. 이러한 은하들은 허블의 법칙에 따라 모두 적색편이화 된다. 이는 이들이 우리로부터, 즉 서로 멀어지고 있음을 시사하지만, 이들의 적색편이상의 변동은 은하 수만 개와 맞먹는 질량의 집중분포의 존재를 보여주기에 충분하다. 1987년, 하와이 대학교 천문연구소 소속의 천문학자 R. 브렌트 툴리_{R. Brent Tully}는 그가 부르는, 물고기자리-고래자리 복합 초은하단을 발견하였다. 이 구조는 길이 10억 광년에 폭 1억 5천만 광년으로, 그는 국부 초은하단이 이곳에 위치한다고 말하였다. 보통물질의 질량 관측 가능한 우주의 질량은 흔히 10^{50} 톤 또는 10^{53} kg으로 언급된다. 이 문맥에서, 질량은 보통물질을 나타내며 성간매질(ISM)과 은하간매질(intergalactic medium)(IGM)을 포함한다. 그러나 이 값은 암흑물질과 암흑에너지를 제외한 값이다. 우주의 보통물질에 대한 값으로 언급되는 이것은 임계밀도를 이용하여 추정할 수 있다. 이 계산은 관측 가능한 우주에 대해서만 가능한 것이다. 전우주에 대해서는 체적을 알 수 없는데, 아마 무한할 지도 모른다. ho_c에 대한 계산은 다음과 같다. 여기서 G는 중력상수이다. 유럽우주기구의 플랑크 망원경의 관측 결과로부터, mathbb{H}_0는 메가파섹당 초당 67.15 킬로미터이다. 이는 0.85 × 10^{-26} kg/m^{3}(흔히 입방미터 당 수소 원자 다섯 개로 표현)의 임계밀도 값을 내놓는다. 이 밀도는 네 가지 상당한 유형의 에너지/질량을 포함한다. 보통물질(4.8%)과, 중성미자(0.1%), 차가운 암흑물질(26.8%), 그리고 암흑에너지(68.3%)가 그것이다. 비록 중성미자는 전자와 같은 종류의 입자로 정의되긴 하나, 보통물질과는 별개로 나열된 것에 주의하자. 이것들은 상당히 어렵게 탐지되고 보통물질과는 성질이 매우 다르기 때문에 그렇다. 따라서, 보통물질의 밀도는 총 임계밀도의 4.8% 또는 4.08×10^{-28} kg/m^{3}이다. 이 밀도를 질량으로 변환하기 위해서 우리는 반드시 체적을 곱해야 하는데, 여기서 체적은 "관측 가능한 우주"의 반지름에 근거한다. 우주가 138억 년 간 팽창하여 왔기 때문에, 공변거리(반경)은 현재 대략 466억 광년이다. 따라서, 체적('^{4}/_{3}πr^{3}')은 3.58×10^{80} m^{3}과 같으며 보통물질의 질량은 밀도(4.08×10^{-28} kg/m^{3}) 곱하기 체적(3.58×10^{80} m^{3}) 또는 1.46×10^{53} kg이다. 물질 조성 - 원자의 개수 보통물질의 질량이 약 1.45×10^{53} kg이고 모든 원자가 수소원자(우리 은하에 있는 모든 원자 중 은하 전체 질량의 74%를 차지함)라고 가정한다면, 관측 가능한 우주에 있는 총 원자의 개수를 간단히 계산할 수 있다. 보통물질의 질량을 수소원자의 질량으로 나누면 되는 것이다.(1.45×10^{53} kg 나누기 1.67×10^{-27} kg) 계산 결과는 대략 수소 원자 10^{80} 개이다. 생화학적 합성은 138억 년 전, 빅뱅 이후 우주가 단 1,000만 년에서 1,700만 년 되었을 무렵인, 생명 가능 시기 동안에 시작되었을 것이다. 판스페르미아 가설에 따르면, 유성체, 소행성, 그리고 다른 태양계 소천체에 의해 발생하였다고 하는 마이크로미터 크기의 생명이 우주 도처에 존재할 수 있다고 한다. 생명체는 오로지 지구에서만 확인되긴 하였지만, 많은 사람들은 외계 생명이 존재할 뿐만 아니라 그것이 필연적일 것이라고 생각한다. 가장 먼 천체 2011년 1월에 발표된, 가장 먼 천체는 UDFj-39546284로 명명된 은하 후보이다. 2009년, 감마선 폭발 GRB 090423은 적색편이 8.2에서 발견되었는데, 이는 우주가 생긴지 6억 3,000만 년 되었을 때 그 폭발을 일으킨 붕괴성이 있었음을 시사한다. 폭발은 대략 130억 년 전에 발생하였으며, 따라서 미디어에서는 그 거리를 허블의 법칙과 관측 가능한 우주의 크기의 정의에 사용되는,"고유거리"가 아닌 "광행거리"(light travel distance)이긴 하지만, 약 130억 광년(또는 좀 더 정확한 값으로 130억 3,500만 광년)으로 표현하고 있다. 또는 약 300억 광년이다. 또다른 먼 천체로는 에이벨 2218 뒤편에 위치한 은하로, 역시 지구로부터 광이동거리는 약 130억 광년이다. 허블 망원경을 이용한 관측은 이 은하의 적색편이가 6.6에서 7.1 사이임을 시사하며, 켁 망원경을 이용한 관측은 허블의 관측값의 상한값에 가까운 약 7이다. 현재 지구에서 관측 가능한 이 은하의 빛은 빅뱅 발생 7억 5천만 년 후 형성된 광원에서 발한 것이다. 지평선 우리 우주의 관측성 한계는 우리가 우주에서 일어나는 다양한 사건에 대한 정보를 얼마나 얻을 수 있는지 다양한 물리적 제약조건에 기반한 여러 우주론적 지평선의 집합에 의해 결정된다. 가장 유명한 지평선은 우주의 나이의 한계로 인해 보이는 정밀한 거리상의 한계인, 입자 지평선이다. 다른 지평선으로는 미래에 어느 정도 만큼 관측이 가능한지(공간의 팽창으로 인해 입자 지평선보다 크다)와 연관된 것이 있으며, 최종산란면에 있는 "광학 지평선", 중성미자나 중력파에 대한 최종산란면과 관련된 지평선도 있다.