Widzialny (obserwowalny) Wszechświat – obszar Wszechświata, wraz ze znajdującą się w nim materią, który jest możliwy do zaobserwowania z Ziemi w chwili obecnej. Widzialny Wszechświat jest ograniczony z uwagi na fakt, iż światło lub inne sygnały są w stanie dotrzeć do ziemskiego obserwatora z okresu nie wcześniejszego od początku Wielkiego Wybuchu.
Przyjmując jednorodność i izotropowość Wszechświata, jego widzialny obszar można określić jako sferę, w której środku znajduje się obserwator. Prowadzi to do wniosku, że każde położenie we Wszechświecie posiada własny Widzialny Wszechświat.
Współrzędne współporuszające się z Ziemi do granic widocznego Wszechświata wynoszą około 14 miliardów parseków (4,6 ×1010 lat świetlnych) w każdym kierunku, co daje średnicę obserwowalnego Wszechświata równą około 92 miliardy lat świetlnych, czyli 8,8 ×1026 metrów[1] (880 jottametrów). Należy zwrócić uwagę, że powyższe wielkości określają maksymalną odległość, dla jakiej zdarzenia mogą być obserwowane w chwili obecnej, czyli jednocześnie wyznaczają granice horyzontu cząstek, wewnątrz którego cząstki są w kontakcie przyczynowo-skutkowym[2].
Szacuje się, że widzialny Wszechświat zawiera 300 tryliardów gwiazd (3 ×1023)[3] składających się na 350 miliardów dużych galaktyk oraz 3,5 biliona galaktyk karłowatych. Te wszystkie galaktyki tworzą 25 miliardów grup galaktyk zawartych w 10 milionach supergromad galaktyk[4].
Paul Dirac zauważył zależności, związane z rzędem wielkości 1039, który pojawia się dla stosunków pewnych wielkości fizycznych[5]:
Z prawa Hubble’a wynika, że prędkość ucieczki galaktyk v {\displaystyle v} jest proporcjonalna do odległości między nimi r , {\displaystyle r,} a stałą proporcjonalności jest stała Hubble’a H 0 : {\displaystyle H_{0}{:}}
Ponieważ dla widzialnego Wszechświata v {\displaystyle v} nie może przekroczyć prędkości światła w próżni c , {\displaystyle c,} stąd ze wzoru:
otrzymuje się wartość r {\displaystyle r} równą ok. 1,3 ×1010 lat świetlnych, co jest największą występującą w obserwowalnym Wszechświecie odległością dwóch punktów[6]. Odnosząc to do sfery, wielkość ta określa odległość obserwatora od jego antypody.