Matavimai, kaip nustatyti Hablo konstantą: Įtampa

Mjerenja za određivanje Hubbleove konstante: Napetost

Arka znanja · Svemir · 10. poglavlje / 07. članak

Jedan Svemir. Neriješeno pitanje brzine širenja.

Koliko se brzo Svemir danas širi? Astronomi to pitanje mogu istraživati pomoću obližnjih zvijezda ili pradavne svjetlosti iz ranog Svemira. Pokazalo se da je teško uskladiti najpreciznije rezultate tih metoda.

Kozmičke udaljenostiRana svjetlostOtvoreno pitanje

Širenje mijenja udaljenosti na velikim mjerilima. Gravitacijski vezane galaksije ne rastu jednostavno razmjerno kozmičkom faktoru skale.[1]

Ista sadašnja epohaObje metode procjenjuju današnji H₀, premda se njihovi podaci odnose na različite epohe.

Kalibracija je važnaIzmjerenom sjaju ili kutnoj skali potreban je fizički etalon.

Neslaganje je provjeraNeslaganje potiče provjeru mjerenja i modela, ali samo po sebi ne otkriva uzrok.

Mjerenje Hubbleove konstante: neslaganje

Zašto bi odgovor trebao ovisiti o odabranoj metodi?

Zamislite da istu udaljenost mjerite dvama pažljivo kalibriranim instrumentima i primijetite da se njihovi rezultati i dalje razlikuju čak i kad mjerenja postaju sve preciznija. Hubbleovo neslaganje kozmička je verzija tog problema.

Riječ je o neslaganju između različitih načina određivanja sadašnje brzine širenja. Da bismo ga razumjeli, treba pratiti kako se opažanja pretvaraju u udaljenosti, gdje se uvode fizikalne pretpostavke i koja mjerenja pružaju doista različite provjere.

Brzina u sadašnjoj epohi

Što mjeri Hubbleova konstanta?

Takozvani Hubbleov parametar, H(t), opisuje relativnu brzinu rasta kozmičkog faktora skale: H(t) = ȧ/a. Indeks u oznaci H₀ označava njegovu današnju vrijednost. Unatoč riječi „konstanta”, H se tijekom kozmičke povijesti obično mijenja. Stoga se usporedba procjena H₀ razlikuje od usporedbe brzine širenja u dva različita razdoblja.[1]

v ≈ H₀d

Pri malom crvenom pomaku brzina udaljavanja približno je proporcionalna udaljenosti. Kad bi H₀ iznosio 70 km/s/Mpc, galaksija udaljena 100 megaparseka, koja se giba zajedno s ravnomjerno širećim Svemirom, udaljavala bi se brzinom od oko 7 000 km/s. To je ilustrativna vrijednost. Jedan megaparsek iznosi približno 3,26 milijuna svjetlosnih godina.[2]

Galaksije također se gibaju pod utjecajem gravitacije svoje okoline. Te pekulijarne brzine otežavaju određivanje širenja na temelju crvenog pomaka, osobito na malim udaljenostima. Kozmolozi ih uzimaju u obzir pri odabiru i analizi galaksija koje se koriste za procjenu H₀.[3]

Od geometrije do sve većih udaljenosti

Kako funkcionira ljestvica udaljenosti

Ovaj put počinje udaljenostima do bliskih objekata, koje se mogu geometrijski kalibrirati, a zatim se povezuju sa sjajnijim objektima koji su dalje. Nekoliko sidrišnih točaka pomaže provjeriti ljestvicu udaljenosti:

Paralakse zvijezda Mliječne staze: prividno godišnje gibanje obližnjih zvijezda omogućuje određivanje njihovih udaljenosti. Zatim se može kalibrirati sjaj cefeida, uzimajući u obzir instrumentalne pomake paralakse.[4]
Pomrčinske dvojne zvijezde u Velikom Magellanovu oblaku: mjerenja orbita omogućuju ograničavanje mogućih vrijednosti veličina zvijezda; kalibrirana veza površinskog sjaja omogućuje određivanje kutnih veličina. Usporedbom fizičke i kutne veličine dobiva se udaljenost.[5]
Vodeni maseri u galaktici NGC 4258: radio mjerenjima prati se plin koji kruži oko središnje crne rupe. Podaci o položajima, brzinama i ubrzanjima u disku omogućuju ograničavanje mogućih vrijednosti udaljenosti do galaktike.[6]

Cefeide su promjenjive zvijezde koje imaju vezu između perioda pulsiranja i sjaja. Nakon kalibracije, cefeide u galaktikama u kojima su eksplodirale supernove tipa Ia pomažu odrediti apsolutni sjaj tih supernova. U ovaj se postupak uključuju korekcije za metalnost i prašinu.[7]

Supernove tipa Ia standardizirane su svijeće: njihov se sjaj korigira prema obliku krivulje sjaja, boji i drugim izmjerenim svojstvima. Kalibrirana veza omogućuje određivanje udaljenosti do objekata u udaljenijem uzorku, gdje je ravnomjerno širenje lakše razlučiti od lokalnih gibanja. Nekalibrirani sjaj supernova sam po sebi omogućuje određivanje relativnih udaljenosti, a ne apsolutne vrijednosti H₀.[8]

Oba pristupa, na temelju različitih informacija, određuju istu današnju veličinu.[9]

Od drevnog zapisa do današnjice

Kako CMB omogućuje određivanje današnje vrijednosti

U ovoj kozmičkoj mikrovalnoj pozadinskoj zračenju zabilježene su akustične strukture ranog svemira. Razmaci između njih i njihova relativna jačina omogućuju ograničavanje vrijednosti svojstava prvobitne plazme i karakteristične zvučne skale. Kozmološki model povezuje tu fizičku skalu s njezinom opaženom kutnom veličinom i udaljenošću do površine posljednjeg raspršenja. Ekspanzijska povijest prilagođena podacima zatim omogućuje određivanje H(z), uključujući H₀, kada je z = 0.[9]

Uobičajeni referentni model je ravni ΛCDM: opća teorija relativnosti s običnom materijom, hladnom tamnom materijom, zračenjem i kozmološkom konstantom u prostorno ravnoj pozadini. Često citirani rezultat Planckove misije za H₀ zaključak je dobiven na temelju tog modela, korištenjem mjerenja temperature, polarizacije i lećanja CMB-a.[10]

Istraživanje ne obuhvaća samo jedan satelit. U analizi ACT DR6 iz 2025. uspoređena su mjerenja temperature i polarizacije dobivena različitim instrumentima i na različitim kutnim skalama. Zajedničko prilagođavanje modela podacima ACT-a i „Plancka”, uz uključivanje podataka o lećanju CMB-a i barionskim akustičnim oscilacijama DESI-ja DR2, dalo je 68,43 ± 0,27 km/s/Mpc prema ravnom modelu ΛCDM. To je zajednički rezultat, a ne samo mjerenje ACT-a niti odgovor neovisan o modelu.[11]

Vrijednosti, trake pogrešaka i pretpostavke

Koliko je veliko to neslaganje?

Korisna referentna točka usporedba je rezultata „Plancka” iz 2018. s analizom cefeida i supernova tima SH0ES iz 2022. Ti rezultati iz pojedinih godina ističu ključni problem, ali ne obuhvaćaju sve današnje metode.

Trake prikazuju objavljene nesigurnosti od 68 %. Rezultat „Plancka” temelji se na osnovnom ravnom modelu ΛCDM; nesigurnost SH0ES-a obuhvaća proračun sustavnih pogrešaka.[10], [7]

Ako se objavljene pogreške tih dviju vrijednosti smatraju neovisnima i približno Gaussovim, njihova je razlika oko 4,9 standardnih devijacija. Taj izračun objašnjava uobičajen opis „otprilike pet sigma”. Ovisi o uspoređenim skupovima podataka, procjenama nesigurnosti i modelu.

Statistički značajno neslaganje ne otkriva njegov uzrok. Navedeni broj sigma ne govori ni o tome je li neka kalibracijska pogreška ostala neotkrivena ni o tome kakva bi nova fizikalna teorija bila potrebna, ako je uopće potrebna. Druga kombinacija podataka može dati i drukčiju statističku značajnost.

Što se može provjeriti preciznijim promatranjima

Što pokazuju novija mjerenja zvijezda?

JWST provjerava utjecaj zbijenosti zvijezda

Zvijezde u blizini mogu iskriviti izmjereni sjaj cefeide, stoga je provjera utjecaja zbijenosti zvijezda bila važna. U istraživanju SH0ES iz 2025. promatranja JWST-a, uključujući promatranja neobično rijetkog zvjezdanog polja u galaksiji NGC 3447, upotrijebljena su za usporedbu udaljenosti određenih pomoću cefeida s mjerenjima teleskopa Hubble. Istraživanje nije otkrilo pomak uzrokovan zbijenošću koji bi bio dovoljno velik da objasni neslaganje. Time se provjerava jedno konkretno objašnjenje, ali se ne isključuju sve moguće sustavne pogreške ljestvice udaljenosti.[12]

Crveni divovi nude drukčiji pristup

Takozvani vrh grane crvenih divova, odnosno TRGB, označava granicu raspodjele sjaja crvenih divova male mase, povezanu s početkom izgaranja helija u jezgri. Može se izmjeriti u relativno rijetkim zvjezdanim poljima na rubovima galaksija. Ipak, njezina kalibracija ovisi o svojstvima zvjezdane populacije, odabiru polja i odabranoj referentnoj točki za udaljenosti.[13]

U revidiranom izvješću Čikaško-Carnegiejeva programa za Hubble, iz 2025., dobivena je vrijednost H₀ = 70,39 km/s/Mpc prema TRGB analizi utemeljenoj na podacima HST-a i JWST-a, koju je izvješće odabralo, uz zasebne nesigurnosti od ±1,22 statističke, ±1,33 sustavne i ±0,70 zbog kalibracije supernova. Uzimajući u obzir taj širi proračun pogreške, rezultat je statistički sukladan s obje referentne procjene. Ovaj je rezultat dobiven određenom analizom, pa nije univerzalan odgovor koji daju crveni divovi.[13]

Metoda JAGB, utemeljena na zvijezdama divovima bogatim ugljikom, još je jedan pokazatelj udaljenosti u razvoju. Ne daju sve analize nisku vrijednost H₀: odabir zvjezdanih polja i način objedinjavanja njihove raspodjele sjaja mogu promijeniti kalibraciju. Usporedba različitih pokazatelja za iste galaksije osobito je korisna za otkrivanje takvih razlika.[14]

Jedno izvješće mreže Local Distance Network, objavljeno 2025., povezalo je više pokazatelja na razini njihovih povezanih mjerenja i dobilo 73,50 ± 0,81 km/s/Mpc. U obzir je uzelo zajedničke kalibracijske nesigurnosti, umjesto da se samo izračuna prosjek objavljenih vrijednosti H₀. Budući da se temelji na postojećim opažanjima, ovaj rezultat nije dodatni neovisni glas uz ta opažanja.[15]

Praćenje kalibriranog kozmičkog ravnala

Što BAO pridonosi cjelokupnoj slici?

Barionske akustičke oscilacije čuvaju karakterističnu skalu u raspodjeli materije. Mjerenje te skale pri različitim crvenim pomacima ograničava udaljenosti i širenje u odnosu na fizičku duljinu ravnala, koja se obično označava s r_d. To je zvučni horizont u epohi barionskog povlačenja, koja je nešto kasnija od epohe posljednjeg raspršenja kojom se opisuje glavna akustička skala CMB-a.[16]

Takozvane obrnute ljestvice udaljenosti povezuju kalibrirano ravnalo ranog svemira s BAO-om i relativnim udaljenostima supernova kako bi se došlo do sadašnjosti. Sam BAO ostavlja važnu degeneraciju parametara između H₀ i r_d. Za određivanje apsolutne vrijednosti H₀ potrebna je fizikalna kalibracija – uz pomoć kozmološkog modela i informacija iz CMB-a ili udjela prvobitnih elemenata, uz standardne pretpostavke o ranom svemiru.[17]

Neovisna promatranja mogu se oslanjati na zajedničke fizikalne pretpostavke. Analiza ne postaje neovisna o fizici ranog svemira samim time što se ne koriste podaci o anizotropiji temperature Planckova satelita. Kalibracija ravnala i dalje je dio zaključivanja.[17]

Različiti načini određivanja udaljenosti

Koje unakrsne provjere počivaju na drugim osnovama?

Najbolje unakrsne provjere mijenjaju izvor apsolutne ljestvice udaljenosti. Njihova korist ovisi o tome što mjere neovisno i koje nesigurnosti preostaju.

Različite opažljive veličine, različita ograničenja
Metoda	Kako se određuje udaljenost	Što još treba uzeti u obzir
Galaksije s megamazerima	Kutni položaji plina koji emitira radiovalove, Dopplerove brzine i ubrzanja	Modeli diskova i pekularne brzine; to se razlikuje od korištenja NGC 4258 kao referentne točke za zvjezdane udaljenosti.[18]
Vremenska kašnjenja jakog gravitacijskog lećenja	Ponavljajući signali promjene sjaja kvazara koji stižu različitim putanjama svjetlosti	Masa leće, gibanje zvijezda i materija u prednjem planu; nije potrebna nulta točka standardnih zvjezdanih svijeća.[19]
Sirene gravitacijskih valova	Udaljenost po svjetlosnom putu određena iz valnog oblika, na temelju opće teorije relativnosti	Orijentacija dvojne zvijezde, kalibracija detektora i zasebna informacija o crvenom pomaku.[20]
Fluktuacije površinskog sjaja	Fluktuacije površinskog sjaja između piksela slike, uzrokovane pojedinačnim nerazlučenim zvijezdama	Modeliranje populacije i apsolutna nulta točka, za koju se može koristiti zajednička kalibracija cefeida ili TRGB-a.[21]

Suvremene analize gravitacijskog lećenja TDCOSMO izričito ispituju fleksibilne profile mase. Vrijednost H₀ koju one daju mijenja se ovisno o dodatnim informacijama koje se koriste. Primjerice, može se uključiti ograničenje oblika povijesti širenja dobiveno iz supernova, bez uključivanja apsolutne kalibracije supernova utemeljene na cefeidama. Stoga je potrebno precizno opisati neovisnost.[22]

Standardne sirene nude još jedan obećavajući način. Kada se ne može utvrditi jedna konkretna galaksija domaćin izvora, katalozi galaksija i modeli populacija izvora mogu pružiti statističke informacije o crvenom pomaku. Analiza kozmologije GWTC-4 koju je provela skupina znanstvenika LVK-a modelirala je te komponente i učinke odabira, no nesigurnost H₀ ostala je dovoljno velika da obuhvati glavne konkurentske vrijednosti. Nije riješila neslaganje.[23]

Provjera uzroka, a ne odabir jedne strane

Što bi moglo objasniti neslaganje?

Preostali problem mjerenja ili kalibracije

Dopu, zvjezdane populacije, kalibracija instrumenata, odabir supernova i lokalna gibanja - sve to utječe na određivanje udaljenosti. Rezultati više metoda mogu se mijenjati zajedno ako imaju zajedničku referentnu točku ili kalibraciju. Usporedba pokazatelja u istim galaksijama i procjena širenja njihovih zajedničkih nesigurnosti pomažu razlikovati fizičko neslaganje od neslaganja naslijeđenog putem mreže mjerenja.[15]

Može se provjeriti i utjecaj lokalnih struktura. Simulacije standardnog modela ΛCDM koje reproduciraju nejednoliku raspodjelu uzorka supernova predviđaju lokalne varijacije vrijednosti H₀ koje su mnogo manje od razlike između referentnih vrijednosti. Stoga u tim modelima uobičajene lokalne fluktuacije nisu dovoljne da objasne neslaganje, a radikalnije hipoteze o kozmičkim šupljinama moraju proći neovisne provjere utemeljene na opažanjima.[3]

Nova fizika prije rekombinacije

Rana tamna energija predložena je kratkotrajna energetska komponenta koja povećava brzinu širenja ranog Svemira i smanjuje zvučni horizont. Manji mjerni štap može omogućiti određivanje veće vrijednosti H₀ uz očuvanje izmjerenih akustičkih kutova. No ista promjena utječe i na druge značajke kozmičkog mikrovalnog pozadinskog zračenja te rast struktura tvari, koje moraju ostati u skladu s opažanjima.[16]

Zaključak ovisi o modelu i analizi. U studiji iz 2025. koja je objedinila podatke ACT DR6 i DESI DR2 utvrđeno je da je rana tamna energija i dalje moguće objašnjenje; koliko su joj podaci bili naklonjeni ovisilo je o odabiru skupova podataka, statističkoj obradi i tome jesu li uključeni podaci SH0ES-a. Prilagodba modela u kojoj se velika lokalna vrijednost koristi kao ulazni podatak nije neovisno predviđanje te vrijednosti.[24]

Šira promjena modela širenja

Promjena količine zračenja, neutrinskih interakcija, fizike rekombinacije ili tamne energije u kasnim epohama može promijeniti kozmološke zaključke. Nije dovoljno samo promijeniti H₀: valjano objašnjenje mora reproducirati i izmjerenu akustičku strukturu te odnos udaljenosti i crvenog pomaka. Promjene u kasnim epohama podliježu dodatnom zahtjevu – moraju ostati u skladu s kalibriranim BAO mjernim štapom.[9]

Što bi se moglo smatrati napretkom?

Rješenje mora objasniti cjelokupan skup rezultata

Uvjerljivo rješenje ne bi trebalo samo postići podudaranje dviju središnjih vrijednosti. Trebalo bi objasniti zašto su se početne analize razlikovale, izdržati provjere na temelju drugih opažanja i dati stabilne rezultate pri promjeni opravdanih izbora kalibracije i modeliranja.

Znači li veća vrijednost H₀ automatski mlađi Svemir?

Ovojnica, 1/H₀, korisna je vremenska skala koja se naziva Hubbleovo vrijeme. Stvarna starost Svemira ovisi i o cjelokupnoj povijesti širenja: t₀ = ∫₀^∞ dz / [(1 + z)H(z)]. Promjenom H₀ zajedno s kozmološkim modelom ne određuje se jednoznačno nova starost.[2]

Najkorisniji napredak dolazi od čvršćih poveznica između različitih opažanja: provjere udaljenosti zvijezda u istim galaksijama, sirene čiji je crveni pomak bolje poznat, mjerenja gravitacijskog lećenja s preciznijim ograničenjima mase te akustična mjerenja provjerena različitim instrumentima. Svako od tih poboljšanja smanjuje utjecaj drugog mogućeg izvora prividnog nesklada.

Podaci istraživanja provjereni: 8. rujna 2026. Uz brojčane primjere navedeni su analiza i razdoblje objave; ne treba ih prosječiti kao neovisna mjerenja.

Izvori i dodatna literatura

Izvorna istraživanja, znanstveni pregledi i službene informacije o promatračkim programima. Provjereno u rujnu 2026. Izvorne sheme objašnjavaju širenje i metode mjerenja. Graf usporedbe prikazuje dvije objavljene procjene i jasno navodi njihove datume.

Davis i Lineweaver (2004) — Zbunjenost oko širenjaPovezuje širenje svemira, faktor mjerila, udaljenost i crveni pomak.
Hogg (1999., revidirano 2000.) — Mjere udaljenosti u kozmologijiObjašnjava Hubbleove jedinice, dogovore o definiciji udaljenosti i povijest širenja potrebnu za određivanje starosti svemira.
Wu i Huterer (2017) — Varijanca uzorka u lokalnim mjerenjima Hubbleove konstanteIspituje kako lokalna struktura i neravnomjerna raspodjela uzorka supernova utječu na određenu brzinu širenja.
Riess i sur. (2021), Kozmičke udaljenosti kalibrirane s točnošću od 1 % pomoću paralaksi Gaia EDR3 i fotometrije 75 cefeida Mliječne staze provedene svemirskim teleskopom HubbleParalakse zvijezda Mliječne staze daju geometrijsku početnu referentnu točku za kalibraciju sjaja cefeida.
Pietrzyński ir kt. (2019), Vieno procento tikslumu nustatytas atstumas iki Didžiojo Magelano DebesiesAtskirtosios užtemdomosios dvinarės žvaigždės suteikia atskirą geometrinį atskaitos tašką Didžiajame Magelano Debesyje.
Reid, Pesce ir Riess (2019), Patikslintas atstumas iki NGC 4258 ir jo reikšmė Hablo konstantaiAplink centrinę NGC 4258 juodąją skylę skriejantys vandens mazeriai leidžia geometriškai kalibruoti atstumą.
Riess ir kt. (2022), Išsamus vietinės Hablo konstantos vertės matavimas su 1 km/s/Mpc neapibrėžtimiAiškiai datuotas SH0ES 2022 m. cefeidžių ir supernovų atskaitinis įvertis: H₀ = 73.04 ± 1.04 km s⁻¹ Mpc⁻¹, įskaitant sistemines paklaidas.
Scolnic ir kt. (2022), „Pantheon+“ analizė: visas duomenų rinkinys ir paskelbtos spindesio kreivėsIa tipo supernovos tampa naudingais atstumo rodikliais, pritaikius spindesio kreivės, spalvos, atrankos ir kalibravimo pataisas.
Knox ir Millea (2020) — Hablo konstantos medžiotojo vadovasParodo, kaip pagal kosminio mikrobangų fono akustinius požymius, pasitelkus kosmologinį modelį, nustatoma dabartinė plėtimosi sparta.
„Planck“ bendradarbiavimo grupė (2020) — „Planck 2018“ kosmologiniai parametraiEtaloninis 67,4 ± 0,5 rezultatas gautas darant prielaidą, kad galioja bazinis plokščiosios Visatos ΛCDM modelis, ir naudojant „Planck“ temperatūros, poliarizacijos bei gravitacinio lęšiavimo duomenis.
Louis ir kt. (2025) — ACT DR6 galios spektrai, tikėtinumo funkcijos ir ΛCDM parametraiTemperatūros ir poliarizacijos duomenų tarpusavio patikros neapsiriboja „Planck“; bendri rezultatai priklauso nuo pasirinktų duomenų rinkinių.
Riess ir kt. (2025), Tobula galaktika šeimininkė: JWST cefeidžių stebėjimai Ia tipo supernovos galaktikoje šeimininkėje be foninio švytėjimo patvirtina, kad Hablo konstantos matavimuose nėra sisteminio poslinkioJWST tiesiogiai tikrina žvaigždžių susigrūdimo poveikį cefeidėmis grindžiamoms atstumų kopėčioms, įskaitant itin retai žvaigždžių nusėtą lauką galaktikoje NGC 3447.
Freedman i sur. (2025), Izvješće o stanju čikaško-carnegijeva programa Hubble: mjerenje Hubbleove konstante pomoću svemirskih teleskopa Hubble i Jamesa WebbaRevidirano izvješće CCHP-a koristi udaljenosti određene metodama TRGB i JAGB te pokazuje zašto se rezultati lokalnih metoda ne mogu svesti na jedan univerzalni broj.
Li i sur. (2025), JAGB 2.0: preciznija ograničenja Hubbleove konstante određena pomoću zvijezda grane asimptotskih divova u J-pojasu, na temelju proširenog uzorka opažanja JWST-aDivovske zvijezde bogate ugljikom još su jedan zvjezdani pokazatelj udaljenosti; utjecaj kalibracije i zvjezdanih populacija i dalje se istražuje.
Suradnička skupina H0DN (2025), Lokalna mreža udaljenosti: izvješće o mjerenju Hubbleove konstante s preciznošću od ~1 %, pripremljeno uz konsenzus zajedniceZajednička analiza mreže uzima u obzir zajedničku kalibraciju lokalnih pokazatelja udaljenosti.
McDonough i sur. (2023) — Ograničenja rane tamne energije na temelju opažanjaObjašnjava se kako privremena energetska komponenta ranog svemira mijenja zvučni horizont i druge opažljive veličine.
Addison i sur. (2018) — BAO mjerenja i neslaganje u vrijednosti Hubbleove konstanteBAO ograničava omjere udaljenosti; za određivanje apsolutne vrijednosti Hubbleove konstante potrebna je kalibracija fizičkog mjerila duljine.
Pesce i sur. (2020) — Projekt kozmologije megamazera. XIII. Zajednička ograničenja Hubbleove konstanteRadijska opažanja vodećih mazera koji kruže omogućuju geometrijsko određivanje udaljenosti do galaksija, bez korištenja ljestvice udaljenosti zasnovane na sjaju zvijezda.
Birrer i sur. (2024) — Kozmografija vremenskih kašnjenja: mjerenje Hubbleove konstante i drugih kozmoloških parametara pomoću jakog gravitacijskog lećenjaPonavljajuće promjene sjaja, kašnjenja vremena dolaska signala i modeli leća zajedno omogućuju ograničavanje apsolutnih kozmoloških udaljenosti.
Abbott i sur. (2017) — Mjerenje Hubbleove konstante metodom standardne sirene gravitacijskih valovaSpajanje GW170817 pokazalo je način određivanja apsolutne udaljenosti pomoću oblika gravitacijskog vala i zasebno identificirane galaksije domaćina.
Blakeslee i sur. (2021) — Hubbleova konstanta na temelju udaljenosti određenih fluktuacijama površinskog sjaja u infracrvenom područjuFluktuacije površinskog sjaja pružaju drukčiji pokazatelj udaljenosti, no njihova apsolutna skala može se oslanjati na zajedničku kalibraciju pomoću cefeida ili TRGB-a.
Suradnja TDCOSMO (2025) — Kozmološka ograničenja na temelju vremenskih kašnjenja snažnog gravitacijskog lećenjaSuvremene analize vremenskih kašnjenja kombiniraju slike leća, gibanje zvijezda i strukturu u prednjem planu, uz dopuštanje fleksibilnog odabira profila raspodjele mase.
Suradnja LIGO–Virgo–KAGRA (2025) — GWTC-4.0: ograničenja brzine kozmičkog širenja i modificiranog širenja gravitacijskih valovaSuvremene analize standardnih sirena kombiniraju udaljenosti određene iz valova sa statističkim informacijama o crvenom pomaku te izričito modeliraju neizvjesnosti odabira i populacije.
Poulin i sur. (2025) — ACT DR6, DESI DR2 i rana tamna energijaPokazuje kako izbor podataka i statističke metode mijenjaju procjenu rješenja utemeljenog na ranoj tamnoj energiji.

Istražite dalje · 10. poglavlje

Kozmologija i struktura svemira velikih razmjera

Natrag na blog