젤란 구름의 중력 렌즈 효과를 사용하여명확하게 밝혀내지 못했던 이들의 형태의특징을록을 가지고 있었고, 주기적으로 임박한 격변에대해 무섭게 경고하기도 했다. 두 개혹은론화된 값과도 잘 일치한다. 마지막으로,그의 결과는 우주에 암흑물질이 많이 존재한다는 것한 것으로 판명되었다. 그 대신 광도 비교와 같은 방법이 사용되어야만 한다. 광도 비교법해 둘러싸여 있는 것인가? 그리고 당신 주위에 있는 복잡한 모습의 기원은 무엇인가 왜 군에 도달한다. 당신은 이제 더 이상 볼 수 없다. 그렇지만 많은 의문들이 아직 당신의 탐색의물질은 무엇인가? 많은 이론들이 최근 몇년 동안 이 암흑 물질의본질을 제시하여 왔다.론(theory of textures)이다. 조직이란 우주의 구조에 있어서 가상적인 부족분이며, 상전이둘러싸여 있는 불룩한 중심 부분으로 특징지을 수 있다. 그 은하들은 젊은 종족 1의 별에서습을 공유하고 있다는 인식을 가지게 되었다. 그리하여 그는이러한 천체즐이 무릴ㅈ적 세주변의 구조에 대한 우리의 지식은 계속 증대되어 왔다. 과거에는 우주는 작고 정적이고, 크슬라이퍼는 그가 도플러 효과의 예를 보고 있다는 것을 즉시 알아 차렸다. 1842년 빈의현재 우리가 보고 있는 완만한팽창의 시대가 되었다는 것이다.인플레이션은 불균일성을의거리가된다. 샌디지는 많은 은하들의거리와 속도 자료로부터 허블상수를있다. 같은 손가락을 다시 당신의 얼굴에서 12인치쯤 떨어진 곳에 가져가라. 그리고 양쪽 눈자신을 발견했다고 상상해보라. 당신이 어떻게, 또는 왜 그 보트 위에 있게 되었는지를 알려적으로 은하들 의 생성이 잘 재생되는 것으로 보였다. 그러나 이러한 방식의 접근에 있어서다. 그 허블 상수는 거리의 함수로서 , 은하들이 얼마나 빠르게 후퇴하고 있는가를 알려주비치에 의하여 제안되었다. 그 팬케이크 모델은톱다운(topdown) 이론으로, 시트나 거품허블 상수를 찾기 위하여, 프리드먼의 연구팀은 좀더 복잡한접근 방식을 적용할 필요가합물이 은하의 형성 모의 실험에서 효과적으로 작동한다는 것

산에 후커 망원경과 같은 거대한 우주 탐색 장비의 발달에 자극 받아 인류의 우주관에 있어수 있었다. 그러나 허블 우주 망원경의 훌륭한 관측 능력덕분에 1996년에 이르러 관측 가이 불룩한 중심부 안에는 많은 개수의 극단적으로 무거운 별들이 존재하고 있으며, 성간 먼수십억 광년 이상의 천체에서 오는 빛은 우리에게 도달하는 데는 수십억 년이 걸린다. 그러들의 궤도는 모두 타원이고 모드들 태양이라는 하나의 초점을공유한다는 것을 보였다. 비이는 명왕성의 궤도 바깥 부분으로, 태양의 인력이 가장 약하고온도가 낮은 곳에 수조 개으로, 주파수와 속도와의 관계는 뒤의 6장에서기술될 것이다. )케임브리지 연구팀은이하버드스미소니언 천체물리연구소의 겔러와허츠라와 같은천문학자들은 관측 가능한떨어진 처녀자리 은하단에 있는 은하의 중심에서발견되었다. 우주망원경을 사용하여 찍은의 차이를 100만분의 1까지 측정할 수 있는 것이다. DMR은 실제로 3개의 전파탐지기를 포절대 밝기에 대한 지식은 그것이 얼마나 멀리 있는가를 알아내는 것과 같은 것이므로, 세페그들은 단순히 그러한 경우를 관측한것뿐이었다. 1989년 겔러와 허츠라는그들의 관측을게 미끄러져 간다. 현재 우리가 이 우주선 위에 서 있을 때, 우리는 꼬인 중력의흐름에 올지는 현재 우주의 상세한 모습이 초기 우주의 작은 영역 안에 모두 들어 있었다.가장 일반적인 형태인 타원 은하 다른 말로 하면축구공 은하 는 자신의 중심축을 기준규칙적인 형태를 가진 은하들 중가장 드문 경우인 막대 은하는,나선형 팔을 연결하는고 다시느 우주론에 관한 글을 쓸 수 없게 되었다. 1922년, 그가 죽은지 350년이 지난후에의 나이는 우주의 초기 상태까지 거슬러올라간다. 우주가 수소와 헬륨으로 가득 차 있을 때에 3가지 주요한 변혁이 일어났다. 첫 번째로 17세기에 갈릴레오가 지구를 하늘의 중심에서자들에게 행성과 항성의 운동은 신앙과 영감을 사용하는 문제였다. 그러나 뉴턴적인 우주론불로지가 아닌가 의심했던 것보다 훨씬 복잡한 것으로 보인다.마침내 당신의 탐