Matavimai, hvordan bestemme Hubbles konstant: Spenning

Den såkalte Hubble-parameteren, H(t), beskriver den relative vekstraten til den kosmiske skalafaktoren: H(t) = ȧ/a. Senketallet i notasjonen H₀ viser til verdien i dag. Til tross for ordet «konstant» varierer H vanligvis gjennom kosmisk historie. Derfor er det noe annet å sammenligne anslag for H₀ enn å sammenligne ekspansjonsraten i to ulike tidsperioder.[1]

Enkeltgalakser beveger seg også under påvirkning av tyngdekraften fra omgivelsene. Disse pekulærhastighetene gjør det vanskeligere å fastslå ekspansjonen ut fra rødforskyvning, særlig på korte avstander. Kosmologer tar hensyn til dem når de velger ut og analyserer galakser som brukes til å anslå H₀.[3]

Denne metoden begynner med avstander til nærliggende objekter som kan kalibreres geometrisk, og knytter dem deretter til lyssterkere objekter lenger unna. Flere referansepunkter bidrar til å kontrollere avstandsskalaen:

• Parallakser for stjerner i Melkeveien: Den tilsynelatende årlige bevegelsen til nærliggende stjerner gjør det mulig å bestemme avstandene deres. Deretter kan cefeidenes lysstyrke kalibreres, med hensyn til instrumentelle parallakseforskyvninger.[4]
• Formørkende dobbeltstjerner i Den store magellanske skyen: Målinger av banene gjør det mulig å begrense mulige verdier for stjernenes størrelser; en kalibrert sammenheng for overflatelysstyrke gjør det mulig å bestemme vinkelstørrelsene. Når fysisk størrelse sammenlignes med vinkelstørrelse, får man avstanden.[5]
• Vannmasere i galaksen NGC 4258: Radiomålinger sporer gass som går i bane rundt et sentralt svart hull. Data om skivens posisjoner, hastigheter og akselerasjoner gjør det mulig å begrense mulige avstander til galaksen.[6]

Cefeider er variable stjerner med en sammenheng mellom pulsasjonsperioden og lysstyrken. Når de er kalibrert, bidrar cefeider i galakser der type Ia-supernovaer har eksplodert, til å bestemme supernovaenes absolutte lysstyrke. Metallisitets- og støvkorrigeringer inngår i denne prosessen.[7]

Type Ia-supernovaer er standardiserbare lyskilder: lysstyrken korrigeres ut fra lyskurvens form, farge og andre målte egenskaper. Den kalibrerte sammenhengen gjør det mulig å bestemme avstander til objekter i en fjernere prøve, der jevn ekspansjon er lettere å skille fra lokale bevegelser. Ukalibrert supernova-lysstyrke alene gir relative avstander, ikke en absolutt verdi for H₀.[8]

Akustiske strukturer fra det tidlige universet er registrert i denne kosmiske bakgrunnsstrålingen av mikrobølger. Avstandene mellom dem og den relative styrken gjør det mulig å begrense verdiene for egenskapene til urplasmaet og den karakteristiske lydhorisonten. Den kosmologiske modellen knytter denne fysiske skalaen til den observerte vinkelstørrelsen og avstanden til overflaten for siste spredning. Ekspansjonshistorien som tilpasses dataene, gjør det deretter mulig å bestemme H(z), inkludert H₀, når z = 0.[9]

Den vanlige referansemodellen er flat ΛCDM: generell relativitetsteori med vanlig materie, kald mørk materie, stråling og en kosmologisk konstant i en romlig flat bakgrunn. Det ofte siterte Planck-resultatet for H₀ er en slutning basert på denne modellen, ved hjelp av målinger av temperatur, polarisering og gravitasjonslinseeffekten i CMB.[10]

Studien begrenser seg ikke til én satellitt. ACT DR6-analysen fra 2025 sammenlignet temperatur- og polarisasjonsmålinger utført med ulike instrumenter og på ulike vinkelskalaer. En samlet modelltilpasning til ACT- og Planck-data, som også inkluderte CMB-linsing og DESI DR2-data for baryoniske akustiske oscillasjoner, ga 68,43 ± 0,27 km/s/Mpc i den flate ΛCDM-modellen. Dette er et samlet resultat, ikke en ACT-måling alene eller et modelluavhengig svar.[11]

Et nyttig utgangspunkt er å sammenligne Plancks resultater fra 2018 med SH0ES-teamets analyse fra 2022 av cepheider og supernovaer. Disse resultatene fra bestemte år tydeliggjør hovedproblemet, men dekker ikke alle dagens metoder.

Hvis de publiserte usikkerhetene for disse to verdiene antas å være uavhengige og tilnærmet gaussiske, er forskjellen omtrent 4,9 standardavvik. Denne beregningen forklarer den vanlige beskrivelsen «omtrent fem sigma». Den avhenger av hvilke datasett som sammenlignes, usikkerhetsestimatene og modellen.

En revidert rapport fra Chicago–Carnegie Hubble-programmet fra 2025 fant H₀ = 70,39 km/s/Mpc med TRGB-analysen basert på HST- og JWST-data som programmet valgte, med separate usikkerheter på ±1,22 statistisk, ±1,33 systematisk og ±0,70 fra supernovakalibrering. Når man tar hensyn til dette bredere usikkerhetsbudsjettet, er resultatet statistisk forenlig med begge referanseanslagene. Resultatet bygger på en spesifikk analyse og er derfor ikke et universelt svar fra røde kjempestjerner.[13]

JAGB-metoden, som bygger på karbonrike kjempestjerner, er en annen avstandsindikator under utvikling. Ikke alle analyser gir en lav H₀: valget av stjernefelt og hvordan lysstyrkefordelingene deres oppsummeres, kan påvirke kalibreringen. Det er særlig nyttig å sammenligne de samme galaksene ved hjelp av ulike indikatorer for å avdekke slike forskjeller.[14]

En rapport fra «Local Distance Network» publisert i 2025 kombinerte flere indikatorer på nivået av målingene som knytter dem sammen, og fikk 73,50 ± 0,81 km/s/Mpc. Den tok hensyn til felles kalibreringsusikkerheter i stedet for bare å beregne gjennomsnittet av publiserte H₀-verdier. Siden den bygger på eksisterende observasjoner, er dette resultatet ikke en ekstra, uavhengig stemme i tillegg til disse observasjonene.[15]

Baryoniske akustiske oscillasjoner bevarer en karakteristisk skala i fordelingen av materie. Målinger av denne skalaen ved ulike rødforskyvninger begrenser avstander og ekspansjon i forhold til linjalens fysiske lengde, vanligvis betegnet r_d. Dette er lydhorisonten ved baryonenes frikobling, en epoke som inntreffer litt senere enn siste spredning, som brukes til å beskrive den primære akustiske skalaen i CMB.[16]

De såkalte omvendte avstandsstigene kobler en kalibrert linjal fra det tidlige universet til BAO og relative supernovaavstander, slik at man kan gå fram til nåtiden. BAO alene etterlater en betydelig parameterdegenerasjon mellom H₀ og r_d. For å fastslå en absolutt H₀-verdi trengs fysisk kalibrering – ved hjelp av en kosmologisk modell og CMB-informasjon, eller forekomsten av primordiale grunnstoffer sammen med standardantakelser om det tidlige universet.[17]

De sterkeste kryssjekkene bytter ut kilden til det absolutte avstandsskalaen. Nytten av dem avhenger av hva de måler uavhengig, og hvilke usikkerheter som gjenstår.

Moderne linseanalyser fra TDCOSMO undersøker uttrykkelig fleksible masseprofiler. H₀-verdien de gir, varierer med hvilken tilleggsinformasjon som brukes. Man kan for eksempel inkludere supernovadata som begrenser formen på ekspansjonshistorien, uten å inkludere den absolutte supernovakalibreringen basert på cepheider. Derfor må uavhengigheten beskrives presist.[22]

Standardlys tilbyr en annen lovende metode. Når én bestemt vertsgalakse ikke kan identifiseres, kan galaksekataloger og modeller for kildepopulasjoner gi statistisk informasjon om rødforskyvningen. LVK-forskergruppen modellerte disse faktorene og utvalgseffektene i sin GWTC-4-analyse av kosmologi, men usikkerheten i H₀ var fortsatt stor nok til å omfatte de viktigste konkurrerende verdiene. Analysen løste ikke uoverensstemmelsen.[23]

Gjenværende måle- eller kalibreringsproblem

Støv, stjernepopulasjoner, instrumentkalibrering, supernovautvalg og lokale bevegelser påvirker alle avstandsbestemmelsen. Resultatene fra flere metoder kan variere sammen hvis de har et felles referansepunkt eller en felles kalibrering. Sammenligning av målinger i de samme galaksene og vurdering av hvordan felles usikkerheter forplanter seg, bidrar til å skille mellom et fysisk avvik og et avvik som er nedarvet gjennom målenettverket.[15]

Effekten av lokale strukturer kan også undersøkes. Standard ΛCDM-simuleringer som gjenskaper den ujevne fordelingen av supernovaer i utvalget, forutsier lokale variasjoner i målte H₀-verdier som er langt mindre enn forskjellen mellom referanseverdiene. I disse modellene er vanlige lokale fluktuasjoner derfor ikke nok til å forklare avviket, og mer radikale hypoteser om kosmiske hulrom må tåle uavhengige observasjonsbaserte tester.[3]

Ny fysikk før rekombinasjonen

Tidlig mørk energi er en foreslått, kortvarig energikomponent som øker ekspansjonshastigheten i det tidlige universet og reduserer lydhorisonten. En mindre målestokk kan gjøre det mulig å utlede en høyere H₀-verdi, samtidig som de målte akustiske vinklene bevares. Men den samme endringen påvirker også andre trekk ved den kosmiske mikrobølgebakgrunnen og veksten av materiestrukturer, som fortsatt må være forenlige med observasjonene.[16]

Konklusjonen avhenger av modellen og analysen. En studie fra 2025 som kombinerte ACT DR6- og DESI DR2-data, fant at tidlig mørk energi fortsatt er en mulig forklaring; hvor godt dataene støttet den, var avhengig av hvilke datasett som ble valgt, den statistiske behandlingen og om SH0ES-informasjon ble inkludert. En modelltilpasning der en høy lokal verdi brukes som inndata, er ikke en uavhengig prediksjon av den verdien.[24]

En bredere endring av ekspansjonsmodellen

Endringer i strålingsmengden, nøytrinointeraksjoner, rekombinasjonsfysikken eller mørk energi i sene epoker kan endre de kosmologiske konklusjonene. Det er ikke nok å bare endre H₀: En god forklaring må også gjenskape den målte akustiske strukturen og sammenhengen mellom avstand og rødforskyvning. Endringer i sene epoker må i tillegg fortsatt være forenlige med den kalibrerte BAO-målestokken.[9]

En overbevisende løsning bør gjøre mer enn bare å få to sentralverdier til å stemme overens. Den bør forklare hvorfor de opprinnelige analysene var forskjellige, tåle kontroller mot andre observasjoner og gi stabile resultater når rimelige valg av kalibrering og modellering endres.

De mest nyttige fremskrittene kommer av tettere koblinger mellom ulike observasjoner: stjerneavstander som kontrolleres i de samme galaksene, sirener med mer presist kjent rødforskyvning, gravitasjonslinsingmålinger med mer presise massebegrensninger og akustiske målinger som kontrolleres med ulike instrumenter. Hver av disse forbedringene reduserer virkningen av en annen mulig kilde til et tilsynelatende avvik.

Forskningsdata kontrollert: 8. september 2026. Ved de numeriske eksemplene er analysen og publiseringsperioden oppgitt; de bør ikke gjennomsnittsberegnes som uavhengige målinger.

Kosmologi og universets storskalastruktur

1. Kosmisk inflasjon: teori og støttende data
2. Det kosmiske nettet: filamenter, tomrom og superhoper
3. Detaljer i den kosmiske mikrobølgebakgrunnens struktur
4. Baryoniske akustiske oscillasjoner
5. Oversiktsstudier av rødforskyvning og kartlegging av universet
6. Gravitasjonslinser: et naturlig kosmisk teleskop
7. Måling av Hubble-konstanten: avvik · Du er her
8. Oversiktsstudier av mørk energi
9. Anisotropier og ujevnheter
10. Aktuelle diskusjoner og ubesvarte spørsmål