Matavimai, kaip nustatyti Hablo konstantą: Įtampa

Μετρήσεις, πώς να προσδιορίσετε τη σταθερά του Hubble: Τάση

Κιβωτός Γνώσης · Σύμπαν · Ενότητα 10 / Άρθρο 07

Ένα Σύμπαν. Ένα αναπάντητο ερώτημα για τον ρυθμό διαστολής.

Πόσο γρήγορα διαστέλλεται το Σύμπαν σήμερα; Οι αστρονόμοι μπορούν να μελετήσουν αυτό το ερώτημα χρησιμοποιώντας κοντινά αστέρια ή το αρχαίο φως του πρώιμου Σύμπαντος. Αποδείχθηκε δύσκολο να συμφωνήσουν οι ακριβέστερες απαντήσεις αυτών των μεθόδων.

Κοσμικές αποστάσειςΑρχαίο φωςΑνοιχτό ερώτημα

Η διαστολή μεταβάλλει τις αποστάσεις σε μεγάλες κλίμακες. Οι γαλαξίες που είναι βαρυτικά δεσμευμένοι δεν αυξάνονται απλώς ανάλογα με τον κοσμικό παράγοντα κλίμακας.[1]

Η ίδια σημερινή εποχήΚαι οι δύο μέθοδοι εκτιμούν το σημερινό H₀, ακόμη κι αν τα δεδομένα τους προέρχονται από διαφορετικές εποχές.

Η βαθμονόμηση έχει σημασίαΗ μετρούμενη φωτεινότητα ή η γωνιακή κλίμακα χρειάζεται ένα φυσικό πρότυπο.

Η απόκλιση αποτελεί έλεγχοΗ ασυμφωνία ωθεί στον έλεγχο των μετρήσεων και των μοντέλων, αλλά από μόνη της δεν αποκαλύπτει την αιτία.

Μέτρηση της σταθεράς του Hubble: απόκλιση

Γιατί να εξαρτάται η απάντηση από τη μέθοδο που επιλέγεται;

Φανταστείτε ότι μετράτε την ίδια απόσταση με δύο προσεκτικά βαθμονομημένα όργανα και παρατηρείτε ότι οι απαντήσεις τους εξακολουθούν να διαφέρουν, ακόμη κι όταν οι μετρήσεις γίνονται ακριβέστερες. Η απόκλιση του Hubble είναι η κοσμική εκδοχή αυτού του προβλήματος.

Πρόκειται για απόκλιση ανάμεσα σε διαφορετικές μεθόδους προσδιορισμού του σημερινού ρυθμού διαστολής. Για να την κατανοήσουμε, πρέπει να εξετάσουμε πώς οι παρατηρήσεις μετατρέπονται σε αποστάσεις, πού υπεισέρχονται φυσικές παραδοχές και ποιες μετρήσεις αποτελούν πραγματικά διαφορετικές διασταυρώσεις.

Ρυθμός στη σημερινή εποχή

Τι μετρά η σταθερά του Hubble;

Η λεγόμενη παράμετρος Hubble, H(t), περιγράφει τον σχετικό ρυθμό αύξησης του κοσμικού παράγοντα κλίμακας: H(t) = ȧ/a. Ο δείκτης H₀ δηλώνει τη σημερινή του τιμή. Παρά τη λέξη «σταθερά», το H συνήθως μεταβάλλεται στη διάρκεια της κοσμικής ιστορίας. Επομένως, η σύγκριση εκτιμήσεων του H₀ διαφέρει από τη σύγκριση του ρυθμού διαστολής σε δύο διαφορετικές εποχές.[1]

v ≈ H₀d

Όταν η ερυθρή μετατόπιση είναι μικρή, η ταχύτητα απομάκρυνσης είναι περίπου ανάλογη της απόστασης. Αν το H₀ ήταν 70 km/s/Mpc, ένας γαλαξίας σε απόσταση 100 megaparsec, που κινείται μαζί με το ομοιόμορφα διαστελλόμενο Σύμπαν, θα απομακρυνόταν με ταχύτητα περίπου 7 000 km/s. Πρόκειται για ενδεικτική τιμή. Ένα megaparsec είναι περίπου 3,26 εκατομμύρια έτη φωτός.[2]

Οι μεμονωμένοι γαλαξίες κινούνται επίσης υπό την επίδραση της βαρύτητας του περιβάλλοντός τους. Αυτές οι ιδιάζουσες ταχύτητες δυσκολεύουν τον προσδιορισμό της διαστολής από την ερυθρή μετατόπιση, ιδίως σε μικρές αποστάσεις. Οι κοσμολόγοι τις λαμβάνουν υπόψη όταν επιλέγουν και αναλύουν γαλαξίες που χρησιμοποιούνται για την εκτίμηση του H₀.[3]

Από τη γεωμετρία σε ολοένα μεγαλύτερες αποστάσεις

Πώς λειτουργεί η κλίμακα αποστάσεων

Αυτή η μέθοδος ξεκινά από αποστάσεις κοντινών αντικειμένων, που μπορούν να βαθμονομηθούν γεωμετρικά, και στη συνέχεια τις συνδέει με φωτεινότερα αντικείμενα που βρίσκονται πιο μακριά. Αρκετά σημεία αναφοράς βοηθούν στην επαλήθευση της κλίμακας των αποστάσεων:

Παραλλάξεις άστρων του Γαλαξία μας: η φαινομενική ετήσια κίνηση κοντινών άστρων επιτρέπει τον προσδιορισμό των αποστάσεών τους. Έπειτα, μπορεί να βαθμονομηθεί η φωτεινότητα των Κηφείδων, λαμβάνοντας υπόψη τις οργανικές μετατοπίσεις της παράλλαξης.[4]
Εκλειπτικά διπλά αστέρια στο Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου: οι μετρήσεις των τροχιών επιτρέπουν τον περιορισμό των πιθανών μεγεθών των άστρων· η βαθμονομημένη σχέση επιφανειακής λαμπρότητας επιτρέπει τον προσδιορισμό των γωνιακών μεγεθών. Η σύγκριση του φυσικού με το γωνιακό μέγεθος δίνει την απόσταση.[5]
Μέιζερ νερού στον γαλαξία NGC 4258: οι ραδιοφωνικές μετρήσεις παρακολουθούν το αέριο που περιφέρεται γύρω από την κεντρική μαύρη τρύπα. Τα δεδομένα για τις θέσεις, τις ταχύτητες και τις επιταχύνσεις του δίσκου επιτρέπουν τον περιορισμό των πιθανών αποστάσεων έως τον γαλαξία.[6]

Οι μεταβλητοί Κηφείδες εμφανίζουν σχέση μεταξύ της περιόδου παλμών και της λαμπρότητάς τους. Μετά τη βαθμονόμησή τους, οι Κηφείδες σε γαλαξίες όπου έχουν εκραγεί υπερκαινοφανείς τύπου Ia βοηθούν στον προσδιορισμό της απόλυτης φωτεινότητας αυτών των υπερκαινοφανών. Στη διαδικασία αυτή λαμβάνονται υπόψη διορθώσεις για τη μεταλλικότητα και τη σκόνη.[7]

Οι υπερκαινοφανείς τύπου Ia είναι τυποποιημένοι λαμπτήρες: η φωτεινότητά τους διορθώνεται με βάση τη μορφή της καμπύλης φωτός, το χρώμα και άλλες μετρημένες ιδιότητες. Η βαθμονομημένη σχέση επιτρέπει τον προσδιορισμό των αποστάσεων των αντικειμένων ενός πιο μακρινού δείγματος, όπου η ομοιόμορφη διαστολή διακρίνεται ευκολότερα από τις τοπικές κινήσεις. Η μη βαθμονομημένη φωτεινότητα των υπερκαινοφανών από μόνη της επιτρέπει τον προσδιορισμό σχετικών αποστάσεων, όχι της απόλυτης τιμής του H₀.[8]

Και οι δύο μέθοδοι προσδιορίζουν το ίδιο σημερινό μέγεθος, βασιζόμενες σε διαφορετικές πληροφορίες.[9]

Από το αρχαίο αποτύπωμα στο σήμερα

Πώς η CMB επιτρέπει τον προσδιορισμό της σημερινής τιμής

Η πρώιμη ακουστική δομή του Σύμπαντος αποτυπώνεται σε αυτήν την κοσμική ακτινοβολία μικροκυματικού υποβάθρου. Οι αποστάσεις μεταξύ των χαρακτηριστικών της και η σχετική έντασή τους επιτρέπουν τον περιορισμό των τιμών των ιδιοτήτων του αρχέγονου πλάσματος και της χαρακτηριστικής κλίμακας διάδοσης του ήχου. Το κοσμολογικό μοντέλο συνδέει αυτήν τη φυσική κλίμακα με το παρατηρούμενο γωνιακό της μέγεθος και την απόσταση έως την επιφάνεια τελευταίας σκέδασης. Στη συνέχεια, η ιστορία διαστολής που προσαρμόζεται στα δεδομένα επιτρέπει τον προσδιορισμό του H(z), συμπεριλαμβανομένου του H₀, όταν z = 0.[9]

Το τυπικό μοντέλο αναφοράς είναι το επίπεδο ΛCDM: η γενική θεωρία της σχετικότητας με συνηθισμένη ύλη, ψυχρή σκοτεινή ύλη, ακτινοβολία και κοσμολογική σταθερά σε ένα χωρικά επίπεδο υπόβαθρο. Το συχνά αναφερόμενο αποτέλεσμα του «Planck» για το H₀ είναι συμπέρασμα που προκύπτει με βάση αυτό το μοντέλο, χρησιμοποιώντας μετρήσεις της θερμοκρασίας, της πόλωσης και του βαρυτικού εστιασμού της CMB.[10]

Η έρευνα δεν περιορίζεται σε έναν μόνο δορυφόρο. Η ανάλυση ACT DR6 του 2025 συνέκρινε μετρήσεις θερμοκρασίας και πόλωσης που πραγματοποιήθηκαν με διάφορα όργανα και σε διάφορες γωνιακές κλίμακες. Η κοινή προσαρμογή μοντέλου στα δεδομένα ACT και «Planck», με τη συμπερίληψη των δεδομένων βαρυτικού εστιασμού της CMB και των βαρυονικών ακουστικών ταλαντώσεων DESI DR2, έδωσε 68,43 ± 0,27 km/s/Mpc στο επίπεδο μοντέλο ΛCDM. Πρόκειται για κοινό αποτέλεσμα, όχι για μέτρηση μόνο του ACT ή για απάντηση ανεξάρτητη από το μοντέλο.[11]

Τιμές, ζώνες σφάλματος και παραδοχές

Πόσο μεγάλη είναι αυτή η ασυμφωνία;

Χρήσιμο σημείο αναφοράς είναι η σύγκριση των αποτελεσμάτων του «Planck» του 2018 με την ανάλυση των Κηφείδων και των υπερκαινοφανών από την ομάδα SH0ES του 2022. Αυτά τα αποτελέσματα συγκεκριμένων ετών αναδεικνύουν το βασικό πρόβλημα, αλλά δεν καλύπτουν όλες τις σημερινές μεθόδους.

Οι ζώνες δείχνουν τις δημοσιευμένες αβεβαιότητες 68%. Το αποτέλεσμα του «Planck» βασίζεται στο βασικό επίπεδο μοντέλο ΛCDM· η αβεβαιότητα του SH0ES περιλαμβάνει τον προϋπολογισμό συστηματικών σφαλμάτων.[10], [7]

Αν θεωρήσουμε ότι οι δημοσιευμένες αβεβαιότητες αυτών των δύο τιμών είναι ανεξάρτητες και κατά προσέγγιση Γκαουσιανές, η διαφορά τους είναι περίπου 4,9 τυπικές αποκλίσεις. Αυτός ο υπολογισμός εξηγεί τη συνήθη περιγραφή «περίπου πέντε σίγμα». Εξαρτάται από τα σύνολα δεδομένων που συγκρίνονται, τις εκτιμήσεις αβεβαιότητας και το μοντέλο.

Μια στατιστικά σημαντική ασυμφωνία δεν αποκαλύπτει την αιτία της. Ο αναφερόμενος αριθμός σίγμα δεν δείχνει ούτε αν παραμένει κάποια μη εντοπισμένη αβεβαιότητα βαθμονόμησης ούτε ποια νέα φυσική θεωρία θα απαιτούνταν, αν απαιτείται κάποια. Ένας διαφορετικός συνδυασμός δεδομένων μπορεί επίσης να δώσει διαφορετική στατιστική σημαντικότητα.

Τι μπορούν να ελέγξουν οι ακριβέστερες παρατηρήσεις

Τι δείχνουν οι νεότερες μετρήσεις των άστρων;

Το JWST ελέγχει την επίδραση του συνωστισμού των άστρων

Τα γειτονικά άστρα μπορούν να αλλοιώσουν τη μετρούμενη λαμπρότητα ενός Κηφείδα, γι’ αυτό ο έλεγχος της επίδρασης του συνωστισμού των άστρων ήταν σημαντικός. Στη μελέτη SH0ES του 2025, χρησιμοποιήθηκαν παρατηρήσεις του JWST, μεταξύ άλλων και παρατηρήσεις ενός ασυνήθιστα αραιού αστρικού πεδίου στον γαλαξία NGC 3447, για να συγκριθούν οι αποστάσεις που προσδιορίστηκαν με Κηφείδες με τις μετρήσεις του διαστημικού τηλεσκοπίου Hubble. Η μελέτη δεν εντόπισε μετατόπιση λόγω συνωστισμού αρκετά μεγάλη ώστε να εξηγήσει την ασυμφωνία. Έτσι ελέγχεται μια συγκεκριμένη εξήγηση, αλλά δεν αποκλείονται όλες οι πιθανές συστηματικές αβεβαιότητες της κλίμακας αποστάσεων.[12]

Οι ερυθμένοι γίγαντες προσφέρουν μια εναλλακτική προσέγγιση

Ο λεγόμενος κορυφαίος κλάδος των ερυθρών γιγάντων, ή TRGB, σηματοδοτεί το όριο στην κατανομή της λαμπρότητας των ερυθρών γιγάντων μικρής μάζας, που σχετίζεται με την έναρξη της καύσης ηλίου στον πυρήνα. Μπορεί να μετρηθεί σε σχετικά αραιά πεδία άστρων στα εξωτερικά μέρη των γαλαξιών. Ωστόσο, η βαθμονόμησή του εξαρτάται από τις ιδιότητες του αστρικού πληθυσμού, την επιλογή των πεδίων και το επιλεγμένο σημείο αναφοράς για τις αποστάσεις.[13]

Η αναθεωρημένη έκθεση του 2025 για το πρόγραμμα Hubble του Σικάγου–Carnegie έδωσε H₀ = 70,39 km/s/Mpc με βάση την ανάλυση TRGB που επέλεξε, η οποία βασίζεται σε δεδομένα HST και JWST, με επιμέρους αβεβαιότητες ±1,22 στατιστική, ±1,33 συστηματική και ±0,70 λόγω της βαθμονόμησης υπερκαινοφανών. Αν ληφθεί υπόψη αυτός ο ευρύτερος προϋπολογισμός σφαλμάτων, το αποτέλεσμα είναι στατιστικά συμβατό και με τις δύο ενδεικτικές εκτιμήσεις. Το αποτέλεσμα προέκυψε από μια συγκεκριμένη ανάλυση και, επομένως, δεν αποτελεί καθολική τιμή που δίνουν οι ερυθροί γίγαντες.[13]

Η JAGB, μέθοδος που βασίζεται σε γίγαντες αστέρες πλούσιους σε άνθρακα, είναι ένας ακόμη δείκτης αποστάσεων που βρίσκεται υπό ανάπτυξη. Δεν δίνουν όλες οι αναλύσεις χαμηλή τιμή για το H₀: η βαθμονόμηση μπορεί να επηρεαστεί από την επιλογή αστρικών πεδίων και από τον τρόπο με τον οποίο συνοψίζονται οι κατανομές λαμπρότητάς τους. Η σύγκριση διαφορετικών δεικτών για τους ίδιους γαλαξίες είναι ιδιαίτερα χρήσιμη για τον εντοπισμό τέτοιων διαφορών.[14]

Μία έκθεση του 2025 από το «Local Distance Network» συνδύασε πολλούς δείκτες στο επίπεδο των αλληλένδετων μετρήσεών τους και βρήκε τιμή 73,50 ± 0,81 km/s/Mpc. Έλαβε υπόψη τις κοινές αβεβαιότητες βαθμονόμησης, αντί να υπολογίσει απλώς τον μέσο όρο των δημοσιευμένων τιμών του H₀. Επειδή χρησιμοποιεί υπάρχουσες παρατηρήσεις, αυτό το αποτέλεσμα δεν αποτελεί πρόσθετη, ανεξάρτητη ψήφο πέρα από εκείνες τις παρατηρήσεις.[15]

Ακολουθώντας έναν βαθμονομημένο κοσμικό χάρακα

Τι προσθέτουν οι BAO στη συνολική εικόνα;

Οι βαρυονικές ακουστικές ταλαντώσεις διατηρούν μια χαρακτηριστική κλίμακα στην κατανομή της ύλης. Η μέτρηση αυτής της κλίμακας σε διάφορες ερυθρές μετατοπίσεις περιορίζει τις αποστάσεις και τη διαστολή σε σχέση με το φυσικό μήκος του χάρακα, που συνήθως συμβολίζεται ως r_d. Πρόκειται για τον ηχητικό ορίζοντα κατά την εποχή της βαρυονικής αποσύζευξης, η οποία είναι λίγο μεταγενέστερη από την εποχή της τελευταίας σκέδασης, που χρησιμοποιείται για να περιγράψει τη βασική ακουστική κλίμακα του CMB.[16]

Οι λεγόμενες αντίστροφες κλίμακες αποστάσεων συνδέουν έναν βαθμονομημένο χάρακα του πρώιμου Σύμπαντος με τις BAO και τις σχετικές αποστάσεις υπερκαινοφανών, ώστε να φτάσουμε στο σήμερα. Οι BAO από μόνες τους αφήνουν σημαντική εκφυλισμένη σχέση παραμέτρων μεταξύ των H₀ και r_d. Για να προσδιοριστεί η απόλυτη τιμή του H₀, απαιτείται φυσική βαθμονόμηση – με τη χρήση ενός κοσμολογικού μοντέλου και πληροφοριών CMB ή της αφθονίας των αρχέγονων στοιχείων, μαζί με τις συνήθεις παραδοχές για το πρώιμο Σύμπαν.[17]

Ανεξάρτητες παρατηρήσεις μπορούν να βασίζονται σε κοινές φυσικές παραδοχές. Η ανάλυση δεν γίνεται αυτομάτως ανεξάρτητη από τη φυσική του πρώιμου Σύμπαντος όταν δεν χρησιμοποιούνται δεδομένα ανισοτροπίας θερμοκρασίας του Planck. Η βαθμονόμηση του χάρακα παραμένει μέρος της εξαγωγής συμπερασμάτων.[17]

Διαφορετικοί τρόποι προσδιορισμού της απόστασης

Ποιοι διασταυρωτικοί έλεγχοι βασίζονται σε διαφορετικές αρχές;

Οι ισχυρότεροι διασταυρωτικοί έλεγχοι αλλάζουν την πηγή της απόλυτης κλίμακας αποστάσεων. Η χρησιμότητά τους εξαρτάται από το τι μετρούν ανεξάρτητα και ποιες αβεβαιότητες παραμένουν.

Διαφορετικές παρατηρήσιμες ποσότητες, διαφορετικοί περιορισμοί
Μέθοδος	Από πού προσδιορίζεται η απόσταση	Τι πρέπει ακόμη να ληφθεί υπόψη
Γαλαξίες με μέγαμαζερ	Γωνιακές θέσεις αερίων που εκπέμπουν ραδιοκύματα, ταχύτητες Doppler και επιταχύνσεις	Μοντέλα δίσκων και ιδιοταχείς ταχύτητες· αυτό διαφέρει από τη χρήση του NGC 4258 ως σημείου αναφοράς για αστρικές αποστάσεις.[18]
Χρονικές καθυστερήσεις ισχυρού βαρυτικού εστιασμού	Επαναλαμβανόμενα σήματα μεταβλητότητας κβάζαρ, που φτάνουν μέσω διαφορετικών διαδρομών φωτός	Μάζα του φακού, αστρικές κινήσεις και ύλη στο προσκήνιο· δεν απαιτείται μηδενικό σημείο τυπικών αστρικών κεριών.[19]
Σειρήνες βαρυτικών κυμάτων	Φωτεινή απόσταση που προσδιορίζεται από τη μορφή του κύματος, βάσει της γενικής θεωρίας της σχετικότητας	Προσανατολισμός του διπλού συστήματος, βαθμονόμηση ανιχνευτή και ξεχωριστές πληροφορίες για την ερυθρομετατόπιση.[20]
Διακυμάνσεις της επιφανειακής φωτεινότητας	Διακυμάνσεις φωτεινότητας μεταξύ εικονοστοιχείων, που προκαλούνται από αστέρια τα οποία δεν διακρίνονται μεμονωμένα	Μοντελοποίηση πληθυσμών και απόλυτο μηδενικό σημείο, για το οποίο μπορεί να χρησιμοποιηθεί κοινή βαθμονόμηση Κηφειδών ή TRGB.[21]

Οι σύγχρονες αναλύσεις βαρυτικού φακού TDCOSMO εξετάζουν ρητά ευέλικτα προφίλ μάζας. Η τιμή H₀ που προκύπτει από αυτές μεταβάλλεται ανάλογα με τις πρόσθετες πληροφορίες που χρησιμοποιούνται. Για παράδειγμα, μπορεί να συμπεριληφθεί ένας περιορισμός στο σχήμα της ιστορίας διαστολής που προκύπτει από υπερκαινοφανείς, χωρίς να χρησιμοποιηθεί η απόλυτη βαθμονόμηση των υπερκαινοφανών με βάση τους Κηφείδες. Επομένως, η ανεξαρτησία πρέπει να περιγράφεται με ακρίβεια.[22]

Οι τυπικές σειρήνες προσφέρουν έναν ακόμη πολλά υποσχόμενο τρόπο. Όταν δεν εντοπίζεται ένας συγκεκριμένος γαλαξίας που φιλοξενεί την πηγή, οι κατάλογοι γαλαξιών και τα μοντέλα πληθυσμών πηγών μπορούν να προσφέρουν στατιστικές πληροφορίες για την ερυθρομετατόπιση. Η κοσμολογική ανάλυση GWTC-4 της επιστημονικής ομάδας LVK μοντελοποίησε αυτά τα συστατικά και τα φαινόμενα επιλογής, όμως η αβεβαιότητα της τιμής H₀ παρέμεινε αρκετά μεγάλη ώστε να καλύπτει τις κυριότερες ανταγωνιστικές τιμές. Δεν έλυσε την ασυμφωνία.[23]

Έλεγχος των αιτιών, όχι επιλογή πλευράς

Τι θα μπορούσε να εξηγήσει την ασυμφωνία;

Υπολειπόμενο πρόβλημα μέτρησης ή βαθμονόμησης

Η σκόνη, οι αστρικοί πληθυσμοί, η βαθμονόμηση των οργάνων, η επιλογή υπερκαινοφανών και οι τοπικές κινήσεις επηρεάζουν όλα τον προσδιορισμό της απόστασης. Τα αποτελέσματα διαφορετικών μεθόδων μπορεί να μεταβάλλονται από κοινού, αν έχουν κοινό σημείο αναφοράς ή βαθμονόμηση. Η σύγκριση των δεικτών στους ίδιους γαλαξίες και η εκτίμηση της διάδοσης των κοινών τους αβεβαιοτήτων βοηθούν να διακριθεί μια φυσική ασυμφωνία από μια ασυμφωνία που κληρονομείται μέσω του δικτύου μετρήσεων.[15]

Μπορεί επίσης να ελεγχθεί η επίδραση των τοπικών δομών. Σε προσομοιώσεις του τυπικού ΛCDM που αναπαράγουν την ανομοιόμορφη κατανομή του δείγματος σουπερνόβα, οι προβλεπόμενες διακυμάνσεις στις τοπικά προσδιοριζόμενες τιμές του H₀ είναι πολύ μικρότερες από τη διαφορά μεταξύ των τιμών αναφοράς. Επομένως, σε αυτά τα μοντέλα οι συνήθεις τοπικές διακυμάνσεις δεν αρκούν για να εξηγήσουν την ασυμφωνία, ενώ οι πιο ριζοσπαστικές υποθέσεις περί κοσμικών κενών πρέπει να αντέχουν σε ανεξάρτητους ελέγχους που βασίζονται σε παρατηρήσεις.[3]

Νέα φυσική πριν από τον επανασυνδυασμό

Η πρώιμη σκοτεινή ενέργεια είναι ένα προτεινόμενο, παροδικό ενεργειακό συστατικό που αυξάνει τον ρυθμό διαστολής του πρώιμου Σύμπαντος και μειώνει τον ορίζοντα ήχου. Ένας μικρότερος χάρακας μέτρησης μπορεί να επιτρέψει τον προσδιορισμό υψηλότερης τιμής του H₀, διατηρώντας παράλληλα τις μετρούμενες ακουστικές γωνίες. Ωστόσο, η ίδια αλλαγή επηρεάζει επίσης άλλα χαρακτηριστικά της κοσμικής μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου και την ανάπτυξη των δομών της ύλης, τα οποία πρέπει να παραμένουν συμβατά με τις παρατηρήσεις.[16]

Το συμπέρασμα εξαρτάται από το μοντέλο και την ανάλυση. Σε μελέτη του 2025 που συνδύασε τα δεδομένα ACT DR6 και DESI DR2, διαπιστώθηκε ότι η πρώιμη σκοτεινή ενέργεια παραμένει μια πιθανή εξήγηση· το κατά πόσο τα δεδομένα την ευνοούσαν εξαρτιόταν από την επιλογή των συνόλων δεδομένων, τη στατιστική επεξεργασία και το αν είχαν συμπεριληφθεί τα δεδομένα SH0ES. Η προσαρμογή ενός μοντέλου με βάση μια υψηλή τοπική τιμή ως δεδομένο εισόδου δεν αποτελεί ανεξάρτητη πρόβλεψη αυτής της τιμής.[24]

Ευρύτερη αλλαγή του μοντέλου διαστολής

Οι κοσμολογικές συναγωγές μπορεί να αλλάξουν αν μεταβληθούν η ποσότητα ακτινοβολίας, οι αλληλεπιδράσεις των νετρίνων, η φυσική του επανασυνδυασμού ή η σκοτεινή ενέργεια σε όψιμες εποχές. Δεν αρκεί να αλλάξει μόνο το H₀: μια κατάλληλη εξήγηση πρέπει επίσης να αναπαράγει τη μετρούμενη ακουστική δομή και τη σχέση απόστασης και ερυθρής μετατόπισης. Για τις αλλαγές σε όψιμες εποχές ισχύει μια πρόσθετη απαίτηση – πρέπει να παραμένουν συμβατές με τον βαθμονομημένο χάρακα BAO.[9]

Τι θα μπορούσε να θεωρηθεί πρόοδος;

Η λύση πρέπει να εξηγεί το σύνολο των αποτελεσμάτων

Μια πειστική λύση δεν θα έπρεπε απλώς να κάνει δύο κεντρικές τιμές να συμφωνούν. Θα έπρεπε να εξηγεί γιατί διέφεραν οι αρχικές αναλύσεις, να αντέχει σε ελέγχους με βάση άλλες παρατηρήσεις και να δίνει σταθερά αποτελέσματα όταν αλλάζουν εύλογες επιλογές βαθμονόμησης και μοντελοποίησης.

Μια μεγαλύτερη τιμή του H₀ σημαίνει αυτόματα νεότερο Σύμπαν;

Το αντίστροφο μέγεθος, 1/H₀, είναι μια χρήσιμη χρονική κλίμακα, γνωστή ως χρόνος Hubble. Η πραγματική ηλικία του Σύμπαντος εξαρτάται επίσης από ολόκληρη την ιστορία διαστολής: t₀ = ∫₀^∞ dz / [(1 + z)H(z)]. Αν αλλάξει το H₀ μαζί με το κοσμολογικό μοντέλο, η νέα ηλικία δεν προσδιορίζεται με μοναδικό τρόπο.[2]

Η πιο χρήσιμη πρόοδος προκύπτει από στενότερες συνδέσεις μεταξύ διαφορετικών παρατηρήσεων: έλεγχος των αποστάσεων των άστρων στους ίδιους γαλαξίες, σειρήνες των οποίων η ερυθρή μετατόπιση είναι γνωστότερη, μετρήσεις βαρυτικού φακού με ακριβέστερους περιορισμούς μάζας και ακουστικές μετρήσεις που ελέγχονται με διαφορετικά όργανα. Κάθε μία από αυτές τις βελτιώσεις μειώνει την επίδραση μιας διαφορετικής πιθανής πηγής της φαινομενικής ασυμφωνίας.

Τα δεδομένα της έρευνας ελέγχθηκαν: 8 Σεπτεμβρίου 2026 Τα αριθμητικά παραδείγματα αναφέρουν την ανάλυση και την περίοδο δημοσίευσης· δεν πρέπει να υπολογίζεται ο μέσος όρος τους σαν να επρόκειτο για ανεξάρτητες μετρήσεις.

Το ακριβές ερώτημα στο οποίο η απάντηση παραμένει ασαφής

Η ασυμφωνία αποτελεί μέρος της ανακάλυψης.

Η ασυμφωνία στη σταθερά του Hubble εγείρει το ερώτημα αν η περιγραφή της κοσμικής μας ιστορίας μπορεί να συνδέσει το πρώιμο Σύμπαν με τις αποστάσεις που μετρώνται σήμερα. Όποια κι αν είναι η λύση, η εξήγηση θα πρέπει να συμφιλιώνει πιο πειστικά τις παρατηρήσεις και να δείχνει γιατί συμφωνούν.

Για να διαβάσετε περισσότερα σχετικά με το πώς οι επιστήμονες μελετούν την επιτάχυνση της διαστολής του Σύμπαντος, δείτε το άρθρο «Έρευνα για τη σκοτεινή ενέργεια».

Πηγές και περαιτέρω ανάγνωση

Πρωτότυπες μελέτες, επιστημονικές ανασκοπήσεις και επίσημες πληροφορίες για προγράμματα παρατηρήσεων. Ελέγχθηκαν τον Σεπτέμβριο του 2026. Τα πρωτότυπα διαγράμματα εξηγούν τη διαστολή και τις μεθόδους μέτρησης. Το γράφημα σύγκρισης παρουσιάζει δύο δημοσιευμένες εκτιμήσεις, αναφέροντας σαφώς τις ημερομηνίες τους.

Davis και Lineweaver (2004) — Η διαστολή που προκαλεί σύγχυσηΣυνδέει τη διαστολή του Σύμπαντος, τον παράγοντα κλίμακας, την απόσταση και την ερυθρή μετατόπιση.
Hogg (1999, αναθεωρήθηκε το 2000) — Μέτρα απόστασης στην κοσμολογίαΕξηγεί τις μονάδες Hubble, τις συμβάσεις ορισμού της απόστασης και την ιστορία διαστολής που απαιτείται για τον προσδιορισμό της ηλικίας του Σύμπαντος.
Wu και Huterer (2017) — Διακύμανση δείγματος στις τοπικές μετρήσεις της σταθεράς του HubbleΕξετάζει πώς η τοπική δομή και η άνιση κατανομή του δείγματος σουπερνόβα επηρεάζουν τον προσδιορισμό του ρυθμού διαστολής.
Riess και συν. (2021), Κοσμικές αποστάσεις βαθμονομημένες με ακρίβεια 1% χρησιμοποιώντας παραλλάξεις Gaia EDR3 και φωτομετρία 75 Κηφείδων του Γαλαξία από το διαστημικό τηλεσκόπιο HubbleΟι παραλλάξεις των άστρων του Γαλαξία παρέχουν ένα γεωμετρικό σημείο αναφοράς για τη βαθμονόμηση της φωτεινότητας των Κηφείδων.
Pietrzyński και συν. (2019), Απόσταση έως το Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου με ακρίβεια ενός τοις εκατόΟι διαχωρισμένοι εκλειπτικοί διπλοί αστέρες παρέχουν ένα ανεξάρτητο γεωμετρικό σημείο αναφοράς στο Μεγάλο Νέφος του Μαγγελάνου.
Reid, Pesce και Riess (2019), Αναθεωρημένη απόσταση έως τον NGC 4258 και η σημασία της για τη σταθερά του ΧαμπλΟι υδρομασέρ που περιφέρονται γύρω από τη μαύρη τρύπα στο κέντρο του NGC 4258 επιτρέπουν τη γεωμετρική βαθμονόμηση της απόστασης.
Riess και συν. (2022), Λεπτομερής μέτρηση της τοπικής τιμής της σταθεράς του Χαμπλ με αβεβαιότητα 1 km/s/MpcΗ εκτίμηση αναφοράς του SH0ES για το 2022, βασισμένη στις Κηφείδες και τους υπερκαινοφανείς, με σαφή ημερομηνία: H₀ = 73.04 ± 1.04 km s⁻¹ Mpc⁻¹, συμπεριλαμβανομένων των συστηματικών σφαλμάτων.
Scolnic και συν. (2022), Ανάλυση «Pantheon+»: το πλήρες σύνολο δεδομένων και οι δημοσιευμένες καμπύλες φωτόςΟι υπερκαινοφανείς τύπου Ia γίνονται χρήσιμοι δείκτες απόστασης μετά την εφαρμογή διορθώσεων για την καμπύλη φωτός, το χρώμα, την επιλογή και τη βαθμονόμηση.
Knox και Millea (2020) — Οδηγός κυνηγού της σταθεράς του ΧαμπλΔείχνει πώς προσδιορίζεται ο σημερινός ρυθμός διαστολής από τα ακουστικά χαρακτηριστικά της κοσμικής μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου, με τη βοήθεια ενός κοσμολογικού μοντέλου.
Συνεργασία «Planck» (2020) — Κοσμολογικές παράμετροι του «Planck 2018»Το σημείο αναφοράς 67,4 ± 0,5 προκύπτει με την παραδοχή ότι ισχύει το βασικό επίπεδο μοντέλο ΛCDM του Σύμπαντος και με χρήση των δεδομένων θερμοκρασίας, πόλωσης και βαρυτικού φακού του «Planck».
Louis και συν. (2025) — Φάσματα ισχύος, συναρτήσεις πιθανοφάνειας και παράμετροι ΛCDM του ACT DR6Οι διασταυρούμενοι έλεγχοι των δεδομένων θερμοκρασίας και πόλωσης δεν περιορίζονται στο «Planck»· τα συνδυασμένα αποτελέσματα εξαρτώνται από τα επιλεγμένα σύνολα δεδομένων.
Riess και συν. (2025), Ο τέλειος γαλαξίας-ξενιστής: Παρατηρήσεις Κηφειδών με το JWST στον γαλαξία-ξενιστή υπερκαινοφανούς τύπου Ia χωρίς φωτεινό υπόβαθρο επιβεβαιώνουν ότι δεν υπάρχει συστηματική μετατόπιση στις μετρήσεις της σταθεράς του ΧαμπλΤο JWST ελέγχει άμεσα την επίδραση της συνωστισμένης διάταξης των άστρων στην κλίμακα αποστάσεων που βασίζεται στις Κηφείδες, συμπεριλαμβανομένου ενός πεδίου με εξαιρετικά αραιή κατανομή άστρων στον γαλαξία NGC 3447.
Freedman κ.ά. (2025), Έκθεση προόδου του προγράμματος Hubble του Σικάγου–Carnegie: μέτρηση της σταθεράς του Hubble με τα διαστημικά τηλεσκόπια Hubble και James WebbΗ αναθεωρημένη έκθεση CCHP χρησιμοποιεί αποστάσεις που προσδιορίστηκαν με τις μεθόδους TRGB και JAGB και δείχνει γιατί τα αποτελέσματα των τοπικών μεθόδων δεν μπορούν να συνοψιστούν σε έναν ενιαίο, καθολικό αριθμό.
Li κ.ά. (2025), JAGB 2.0: ακριβέστεροι περιορισμοί της σταθεράς του Hubble με βάση άστρα του ασυμπτωτικού κλάδου γιγάντων στην περιοχή J, από διευρυμένο δείγμα παρατηρήσεων του JWSTΟι πλούσιοι σε άνθρακα γίγαντες αποτελούν έναν ακόμη αστρικό δείκτη απόστασης· οι επιδράσεις της βαθμονόμησης και των αστρικών πληθυσμών εξακολουθούν να μελετώνται.
Συνεργασία H0DN (2025), Τοπικό δίκτυο αποστάσεων: έκθεση με συναίνεση της κοινότητας για τη μέτρηση της σταθεράς του Hubble με ακρίβεια ~1 %Η κοινή ανάλυση του δικτύου λαμβάνει υπόψη την κοινή βαθμονόμηση των τοπικών δεικτών απόστασης.
McDonough κ.ά. (2023) — Περιορισμοί της πρώιμης σκοτεινής ενέργειας από παρατηρήσειςΕξηγείται πώς ένα παροδικό ενεργειακό συστατικό του πρώιμου Σύμπαντος μεταβάλλει τον ορίζοντα ήχου και άλλες παρατηρήσιμες ποσότητες.
Addison κ.ά. (2018) — Μετρήσεις BAO και η ασυμφωνία της σταθεράς του HubbleΟι BAO περιορίζουν τις αναλογίες αποστάσεων· για τον προσδιορισμό της απόλυτης τιμής της σταθεράς του Hubble απαιτείται βαθμονόμηση ενός φυσικού προτύπου μήκους.
Pesce κ.ά. (2020) — Πρόγραμμα κοσμολογίας μεγαμέιζερ. XIII. Κοινοί περιορισμοί της σταθεράς του HubbleΟι ραδιοπαρατηρήσεις υδάτινων μέιζερ σε τροχιά επιτρέπουν τον γεωμετρικό προσδιορισμό των αποστάσεων έως τους γαλαξίες, χωρίς τη χρήση κλίμακας αποστάσεων βασισμένης στη λαμπρότητα των άστρων.
Birrer κ.ά. (2024) — Κοσμογραφία με χρονικές καθυστερήσεις: μέτρηση της σταθεράς του Hubble και άλλων κοσμολογικών παραμέτρων με ισχυρό βαρυτικό φακόΟι επαναλαμβανόμενες μεταβολές της λαμπρότητας, οι καθυστερήσεις στον χρόνο άφιξης των σημάτων και τα μοντέλα φακών μαζί επιτρέπουν τον περιορισμό των απόλυτων κοσμολογικών αποστάσεων.
Abbott κ.ά. (2017) — Μέτρηση της σταθεράς του Hubble με τη μέθοδο της τυπικής σειρήνας βαρυτικών κυμάτωνΗ συγχώνευση GW170817 κατέδειξε μια μέθοδο προσδιορισμού της απόλυτης απόστασης, η οποία χρησιμοποιεί τη μορφή του βαρυτικού κύματος και έναν γαλαξία-ξενιστή που έχει ταυτοποιηθεί ανεξάρτητα.
Blakeslee κ.ά. (2021) — Η σταθερά του Hubble από αποστάσεις που προσδιορίζονται μέσω διακυμάνσεων της επιφανειακής λαμπρότητας στο υπέρυθροΟι διακυμάνσεις της επιφανειακής λαμπρότητας παρέχουν έναν διαφορετικό δείκτη απόστασης, αλλά η απόλυτη κλίμακά τους μπορεί να βασίζεται σε κοινή βαθμονόμηση με κηφείδες ή TRGB.
Συνεργασία TDCOSMO (2025) — Κοσμολογικοί περιορισμοί από τις χρονικές καθυστερήσεις ισχυρού βαρυτικού φακούΟι σύγχρονες αναλύσεις χρονικών καθυστερήσεων συνδυάζουν εικόνες φακών, αστρικές κινήσεις και τη δομή του προσκηνίου, επιτρέποντας παράλληλα ευέλικτα προφίλ κατανομής μάζας.
Συνεργασία LIGO–Virgo–KAGRA (2025) — GWTC-4.0: περιορισμοί στον ρυθμό κοσμικής διαστολής και στην τροποποιημένη διάδοση των βαρυτικών κυμάτωνΟι σύγχρονες αναλύσεις τυπικών σειρήνων συνδυάζουν αποστάσεις που προσδιορίζονται από τα κύματα με στατιστικές πληροφορίες ερυθρομετατόπισης και μοντελοποιούν ρητά τις αβεβαιότητες επιλογής και πληθυσμού.
Poulin κ.ά. (2025) — ACT DR6, DESI DR2 και πρώιμη σκοτεινή ενέργειαΔείχνει πώς η επιλογή δεδομένων και οι στατιστικές μέθοδοι επηρεάζουν την αξιολόγηση μιας λύσης που βασίζεται στην πρώιμη σκοτεινή ενέργεια.

Συνεχίστε την εξερεύνηση · Ενότητα 10

Κοσμολογία και δομή του Σύμπαντος σε μεγάλη κλίμακα

Επιστροφή στο ιστολόγιο