Matavimai, kaip nustatyti Hablo konstantą: Įtampa
Linas JuozėnasA distribui
Arca cunoașterii · Universul · Capitolul 10 / Articolul 07
Un singur Univers. Întrebarea nerezolvată a ratei de expansiune.
Cât de repede se extinde Universul astăzi? Astronomii pot studia această întrebare cu ajutorul stelelor apropiate sau al luminii străvechi din Universul timpuriu. S-a dovedit dificil să se reconcilieze cele mai precise rezultate obținute prin aceste metode.
De ce ar depinde răspunsul de metoda aleasă?
Imaginați-vă că estimați aceeași distanță cu două instrumente calibrate cu atenție și observați că, pe măsură ce măsurătorile devin mai precise, rezultatele lor continuă să difere. Tensiunea Hubble este versiunea cosmică a acestei probleme.
Este vorba despre o discrepanță între diferite metode de determinare a ratei actuale de expansiune. Pentru a o înțelege, trebuie să urmărim cum sunt transformate observațiile în distanțe, unde intervin ipotezele fizice și care măsurători oferă verificări cu adevărat diferite.
Ce măsoară constanta Hubble?
Așa-numitul parametru Hubble, H(t), descrie rata relativă de creștere a factorului cosmic de scară: H(t) = ȧ/a. Indicele de jos din notația H₀ indică valoarea sa actuală. În ciuda cuvântului „constantă”, H se schimbă în general de-a lungul istoriei cosmice. Prin urmare, compararea estimărilor lui H₀ diferă de compararea ratei de expansiune în două perioade diferite.[1]
v ≈ H₀d
La deplasări spre roșu mici, viteza de recesiune este aproximativ proporțională cu distanța. Dacă H₀ ar fi 70 km/s/Mpc, o galaxie aflată la 100 de megaparseci, care se deplasează odată cu Universul în expansiune uniformă, s-ar îndepărta cu aproximativ 7 000 km/s. Aceasta este o valoare ilustrativă. Un megaparsec are aproximativ 3,26 milioane de ani-lumină.[2]
Deși galaxiile individuale se deplasează și sub influența gravitației mediului înconjurător. Aceste viteze particulare îngreunează determinarea expansiunii pe baza deplasării spre roșu, mai ales la distanțe mici. Cosmologii țin cont de ele atunci când selectează și analizează galaxiile folosite pentru estimarea lui H₀.[3]
Cum funcționează scara distanțelor
Această metodă pornește de la distanțele până la obiectele apropiate, care pot fi calibrate geometric, apoi le leagă de obiecte mai luminoase și mai îndepărtate. Mai multe puncte de referință ajută la verificarea scării distanțelor:
- Paralaxele stelelor din Calea Lactee: mișcarea aparentă anuală a stelelor apropiate permite determinarea distanțelor până la ele. Apoi, luminozitatea cefeidelor poate fi calibrată ținând cont de deplasările instrumentale ale paralaxei.[4]
- Stele binare eclipsante din Marele Nor al lui Magellan: măsurătorile orbitelor permit restrângerea valorilor posibile ale dimensiunilor stelelor; o relație calibrată dintre luminozitatea suprafeței și culoare permite determinarea dimensiunilor unghiulare. Comparând dimensiunea fizică cu cea unghiulară, se obține distanța.[5]
- Mazeri de apă în galaxia NGC 4258: măsurătorile radio urmăresc gazul care orbitează în jurul găurii negre centrale. Datele privind pozițiile, vitezele și accelerațiile discului permit restrângerea valorilor posibile ale distanței până la galaxie.[6]
Cefeidele variabile respectă o relație între perioada de pulsație și luminozitate. După calibrare, cefeidele din galaxiile în care au explodat supernove de tip Ia ajută la determinarea luminozității absolute a acestor supernove. Procesul include corecții pentru metalicitate și praf.[7]
Supernovele de tip Ia sunt lumânări standardizabile: luminozitatea lor este corectată în funcție de forma curbei de lumină, culoare și alte proprietăți măsurate. Relația calibrată permite determinarea distanțelor până la obiectele din eșantioane mai îndepărtate, unde expansiunea uniformă poate fi mai ușor distinsă de mișcările locale. Luminozitatea necalibrată a supernovelor permite determinarea doar a distanțelor relative, nu și a valorii absolute a lui H₀.[8]
Cum permite CMB determinarea valorii actuale
Radiația cosmică de fond în microunde păstrează structurile acustice ale Universului timpuriu. Distanțele dintre ele și intensitățile lor relative permit restrângerea valorilor proprietăților plasmei primordiale și ale scării caracteristice de propagare a sunetului. Modelul cosmologic leagă această scară fizică de dimensiunea ei unghiulară observată și de distanța până la suprafața ultimei împrăștieri. Istoricul de expansiune ajustat pe baza datelor permite apoi determinarea lui H(z), inclusiv a H₀ la z = 0.[9]
Modelul de referință standard este ΛCDM plat: teoria generală a relativității cu materia obișnuită, materia întunecată rece, radiația și constanta cosmologică într-un fond spațial plat. Rezultatul Planck pentru H₀, citat adesea, este o concluzie obținută pe baza acestui model, folosind măsurători ale temperaturii, polarizării și lentilării CMB.[10]
Studiul nu se limitează la un singur satelit. În analiza ACT DR6 din 2025 au fost comparate măsurători de temperatură și polarizare efectuate cu instrumente diferite și la scări unghiulare diferite. Ajustarea comună a modelului la datele ACT și „Planck”, incluzând datele despre lentilarea CMB și oscilațiile acustice ale barionilor din DESI DR2, a dat valoarea 68,43 ± 0,27 km/s/Mpc în cadrul modelului ΛCDM plat. Acesta este un rezultat combinat, nu o măsurătoare ACT individuală și nici un răspuns independent de model.[11]
Cât de mare este această discrepanță?
Un reper util este comparația dintre rezultatele „Planck” din 2018 și analiza cefeidelor și supernovelor realizată de echipa SH0ES în 2022. Aceste rezultate din ani specifici scot în evidență problema esențială, dar nu acoperă toate metodele actuale.
Dacă erorile raportate pentru aceste două valori sunt considerate independente și aproximativ gaussiene, diferența este de aproximativ 4,9 abateri standard. Acest calcul explică descrierea uzuală „aproximativ cinci sigma”. Rezultatul depinde de seturile de date comparate, de estimările incertitudinii și de model.
O discrepanță semnificativă statistic nu-i dezvăluie cauza. Numărul de sigma raportat nu arată nici dacă a rămas nedetectată vreo eroare de calibrare, nici ce nouă teorie fizică ar fi necesară, dacă este necesară vreuna. O altă combinație de date poate da, de asemenea, o semnificație statistică diferită.
Ce arată măsurătorile stelare mai recente?
JWST verifică efectul aglomerării stelare
Stelele învecinate pot distorsiona luminozitatea măsurată a unei cefeide, așa că verificarea efectului aglomerării stelare a fost importantă. În studiul SH0ES din 2025, observațiile JWST, inclusiv cele ale unui câmp stelar neobișnuit de rar din galaxia NGC 3447, au fost folosite pentru a compara distanțele determinate cu ajutorul cefeidelor cu măsurătorile telescopului Hubble. Studiul nu a detectat un efect de deplasare cauzat de aglomerare suficient de mare pentru a explica discrepanța. Astfel, este verificată o explicație concretă, însă nu sunt excluse toate posibilele erori sistematice ale scării distanțelor.[12]
Gigantele roșii oferă o altă cale
Așa-numitul vârf al ramurii gigantelor roșii, sau TRGB, marchează limita distribuției luminozității gigantelor roșii cu masă mică, asociată cu începutul arderii heliului în nucleu. Poate fi măsurat în câmpuri stelare relativ rarefiate de la periferia galaxiilor. Totuși, calibrarea sa depinde de proprietățile populației stelare, de selecția câmpurilor și de reperul de distanță ales.[13]
Raportul revizuit al programului Chicago–Carnegie Hubble din 2025 a obținut H₀ = 70,39 km/s/Mpc conform analizei TRGB alese, bazate pe date HST și JWST, iar incertitudinile separate au fost ±1,22 statistică, ±1,33 sistematică și ±0,70 din calibrarea supernovelor. Luând în calcul acest buget mai amplu al erorilor, rezultatul este compatibil statistic cu ambele estimări de referință. Rezultatul provine dintr-o analiză specifică, deci nu reprezintă un răspuns universal dat de gigantele roșii.[13]
Metoda JAGB, bazată pe stele gigante bogate în carbon, este un alt indicator al distanței aflat în dezvoltare. Nu toate analizele dau o valoare mică pentru H₀: calibrarea poate fi influențată de câmpurile stelare alese și de modul în care sunt sintetizate distribuțiile strălucirii acestora. Compararea acelorași galaxii folosind indicatori diferiți este deosebit de utilă pentru detectarea unor astfel de diferențe.[14]
Un raport „Local Distance Network” publicat în 2025 a combinat mai mulți indicatori la nivelul măsurătorilor interconectate și a obținut 73,50 ± 0,81 km/s/Mpc. A ținut cont de incertitudinile comune de calibrare, în loc să facă pur și simplu media valorilor H₀ publicate. Deoarece folosește observații existente, acest rezultat nu constituie un vot independent suplimentar pe lângă acele observații.[15]
Ce adaugă BAO la imaginea de ansamblu?
Oscilațiile acustice barionice păstrează o scară caracteristică în distribuția materiei. Măsurarea acestei scări la diferite deplasări spre roșu constrânge distanțele și expansiunea în raport cu lungimea fizică a riglei, notată de obicei rd. Aceasta este orizontul sonor din epoca frânării barionice, care este puțin mai târzie decât epoca ultimei împrăștieri, folosită pentru a descrie principala scară acustică a CMB.[16]
Așa-numitele scări inverse de distanță leagă o riglă calibrată a Universului timpuriu de BAO și de distanțele relative ale supernovelor, pentru a ajunge la prezent. BAO singure lasă o degenerescență importantă între parametrii H₀ și rd. Pentru a determina valoarea absolută a lui H₀, este necesară o calibrare fizică – folosind un model cosmologic și informații despre CMB sau abundența elementelor primordiale împreună cu ipoteze standard despre Universul timpuriu.[17]
Observațiile independente se pot baza pe ipoteze fizice comune. Fără a folosi datele despre anizotropiile de temperatură ale Planck, analiza nu devine automat independentă de fizica Universului timpuriu. Calibrarea riglei rămâne parte a procesului de inferență.[17]
Ce verificări încrucișate se bazează pe principii diferite?
Cele mai puternice verificări încrucișate schimbă sursa scării absolute a distanțelor. Utilitatea lor depinde de ceea ce măsoară independent și de incertitudinile care rămân.
| Metodă | De unde se determină distanța | Ce mai trebuie luat în considerare |
|---|---|---|
| Galaxii cu megamाझere | Pozițiile unghiulare ale gazelor care emit unde radio, vitezele Doppler și accelerațiile | Modele ale discurilor și viteze particulare; acest lucru diferă de utilizarea lui NGC 4258 ca punct de referință pentru distanțele stelare.[18] |
| Întârzieri temporale cauzate de lentilarea gravitațională puternică | Semnale recurente ale variației cvasarului, care sosesc pe căi diferite ale luminii | Masa lentilei, mișcarea stelelor și materia din prim-plan; nu este necesar punctul zero al lumânărilor standard stelare.[19] |
| Sirene gravitaționale | Distanța de luminozitate determinată din forma de undă, pe baza teoriei relativității generale | Orientarea sistemului binar, calibrarea detectorului și informații independente despre deplasarea spre roșu.[20] |
| Fluctuațiile strălucirii de suprafață | Fluctuațiile strălucirii de suprafață între pixelii imaginii, cauzate de stele individuale care nu pot fi rezolvate separat | Modelarea populației și punctul zero absolut, pentru care se poate folosi o calibrare comună bazată pe cefeide sau TRGB.[21] |
Analizele moderne de lentilare TDCOSMO investighează explicit profile de masă flexibile. Valoarea H₀ determinată prin acestea variază în funcție de informațiile suplimentare utilizate. De exemplu, se poate include o constrângere asupra formei istoricului expansiunii oferită de supernove, fără a include calibrarea absolută a supernovelor bazată pe cefeide. Prin urmare, independența trebuie descrisă cu precizie.[22]
Sirenele standard oferă o altă metodă promițătoare. Când nu este identificată o anumită galaxie-gazdă, cataloagele galaxiilor și modelele populațiilor de surse pot furniza informații statistice despre deplasarea spre roșu. Analiza cosmologică GWTC-4 a grupului de cercetători LVK a modelat acești factori și efectele de selecție, însă incertitudinea valorii H₀ a rămas suficient de mare pentru a include principalele valori concurente. Analiza nu a rezolvat discrepanța.[23]
Ce ar putea explica discrepanța?
O problemă de măsurare sau calibrare rămasă
Praful, populațiile stelare, calibrarea instrumentelor, selecția supernovelor și mișcările locale - toate acestea influențează determinarea distanței. Rezultatele mai multor metode pot varia împreună dacă au un punct de referință sau o calibrare comună. Compararea indicatorilor în aceleași galaxii și estimarea propagării incertitudinilor comune ajută la diferențierea unei discrepanțe fizice de una moștenită prin rețeaua de măsurători.[15]
Efectul structurilor locale poate fi și el verificat. Simulările standard ΛCDM, care reproduc distribuția neuniformă a eșantionului de supernove, prezic variații ale valorii lui H₀ determinate local, mult mai mici decât diferența dintre valorile de referință. Așadar, în aceste modele, fluctuațiile locale obișnuite nu sunt suficiente pentru a explica discrepanța, iar ipotezele mai radicale despre golurile cosmice trebuie să treacă verificări independente bazate pe observații.[3]
Fizică nouă înainte de recombinare
Energia întunecată timpurie este o componentă energetică tranzitorie propusă, care mărește rata de expansiune a Universului timpuriu și reduce orizontul sonor. O riglă de măsurare mai mică poate permite determinarea unei valori mai mari a lui H₀, păstrând unghiurile acustice măsurate. Însă aceeași modificare afectează și alte caracteristici ale fondului cosmic de microunde și creșterea structurilor de materie, care trebuie să rămână compatibile cu observațiile.[16]
Concluzia depinde de model și de analiză. Un studiu din 2025, care a combinat datele ACT DR6 și DESI DR2, a constatat că energia întunecată timpurie rămâne o posibilă explicație; măsura în care datele o favorizau depindea de selecția seturilor de date, de prelucrarea statistică și de includerea sau nu a informațiilor SH0ES. Ajustarea unui model folosind o valoare locală ridicată ca date de intrare nu constituie o predicție independentă a acelei valori.[24]
O modificare mai amplă a modelului de expansiune
Modificarea cantității de radiație, a interacțiunilor neutrinilor, a fizicii recombinării sau a energiei întunecate în epocile târzii poate schimba concluziile cosmologice. Simpla modificare a lui H₀ nu este suficientă: o explicație adecvată trebuie să reproducă și structura acustică măsurată, precum și relația dintre distanță și deplasarea spre roșu. Modificările din epocile târzii sunt supuse unei cerințe suplimentare: trebuie să rămână compatibile cu rigla BAO calibrată.[9]
Soluția trebuie să explice ansamblul rezultatelor
O soluție convingătoare nu ar trebui doar să facă să coincidă cele două valori centrale. Ar trebui să explice de ce analizele inițiale au diferit, să reziste verificărilor bazate pe alte observații și să dea rezultate stabile la schimbarea opțiunilor rezonabile de calibrare și modelare.
O valoare mai mare a lui H₀ înseamnă automat că Universul este mai tânăr?
Atvirkštinis dydis, 1/H₀, yra naudingas laiko mastelis, vadinamas Hablo laiku. Tikrasis Visatos amžius taip pat priklauso nuo visos plėtimosi istorijos: t₀ = ∫0∞ dz / [(1 + z)H(z)]. Keičiant H₀ kartu su kosmologiniu modeliu, naujas amžius nėra vienareikšmiškai nustatomas.[2]
Cele mai utile progrese vin din legături mai strânse între diferite observații: verificarea distanțelor până la stele în aceleași galaxii, folosirea sirenelor al căror decalaj spre roșu este cunoscut mai precis, măsurători ale lentilelor gravitaționale cu constrângeri mai precise asupra masei și măsurători acustice verificate cu instrumente diferite. Fiecare dintre aceste îmbunătățiri reduce influența unei alte posibile surse a discrepanței aparente.
Datele cercetării verificate: 8 septembrie 2026. Exemplele numerice indică analiza și perioada publicării; acestea nu trebuie mediate ca și cum ar fi măsurători independente.
Surse și lecturi suplimentare
Cercetări originale, recenzii științifice și informații oficiale despre programele de observație. Verificat în septembrie 2026. Schemele originale explică expansiunea și metodele de măsurare. Graficul comparativ prezintă două estimări publicate, indicând clar datele acestora.
- Davis și Lineweaver (2004) — Confuzia expansiuniiLeagă expansiunea Universului, factorul de scară, distanța și deplasarea spre roșu.
- Hogg (1999, revizuit în 2000) — Măsurile distanțelor în cosmologieExplică unitățile Hubble, convențiile de definire a distanței și istoria expansiunii necesare pentru a determina vârsta Universului.
- Wu și Huterer (2017) — Dispersia eșantionului în măsurătorile locale ale constantei HubbleAnalizează modul în care structura locală și distribuția neuniformă a eșantionului de supernove influențează rata de expansiune măsurată.
- Riess et al. (2021), Distanțe cosmice calibrate cu o precizie de 1% folosind paralaxele Gaia EDR3 și fotometria a 75 de cefeide din Calea Lactee realizată cu Telescopul Spațial HubbleParalaxele stelelor din Calea Lactee oferă un punct de referință geometric inițial pentru calibrarea luminozității cefeidelor.
- Pietrzyński și colab. (2019), Distanța până la Marele Nor al lui Magellan măsurată cu o precizie de un procentStelele binare eclipsante detașate oferă un punct de referință geometric independent în Marele Nor al lui Magellan.
- Reid, Pesce și Riess (2019), Distanța revizuită până la NGC 4258 și implicațiile sale pentru constanta HubbleMaserii de apă care orbitează în jurul găurii negre centrale din NGC 4258 permit calibrarea geometrică a distanței.
- Riess și colab. (2022), Măsurarea detaliată a valorii locale a constantei Hubble cu o incertitudine de 1 km/s/MpcEstimarea de referință SH0ES din 2022, bazată pe cefeide și supernove, este datată explicit: H₀ = 73.04 ± 1.04 km s⁻¹ Mpc⁻¹, incluzând erorile sistematice.
- Scolnic și colab. (2022), Analiza „Pantheon+”: setul complet de date și curbele de lumină publicateSupernovele de tip Ia devin indicatori utili ai distanței după aplicarea corecțiilor pentru curba de lumină, culoare, selecție și calibrare.
- Knox și Millea (2020) — Ghidul vânătorului de constanta HubbleArată cum caracteristicile acustice ale fondului cosmic de microunde, folosind un model cosmologic, determină rata actuală de expansiune.
- Colaborarea „Planck” (2020) — Parametrii cosmologici „Planck 2018”Rezultatul de referință 67,4 ± 0,5 a fost obținut presupunând valabilitatea modelului ΛCDM de bază al unui univers plat și folosind datele „Planck” privind temperatura, polarizarea și lentilarea gravitațională.
- Louis și colab. (2025) — Spectrele de putere ACT DR6, funcțiile de verosimilitate și parametrii ΛCDMVerificările încrucișate ale datelor de temperatură și polarizare nu se limitează la „Planck”; rezultatele combinate depind de seturile de date alese.
- Riess și colab. (2025), Galaxia-gazdă perfectă: observațiile JWST ale cefeidelor din galaxia-gazdă a unei supernove de tip Ia, fără strălucire de fundal, confirmă că măsurătorile constantei Hubble nu prezintă o deplasare sistematicăJWST testează direct efectul aglomerării stelare asupra scării distanțelor bazate pe cefeide, inclusiv într-un câmp cu foarte puține stele din galaxia NGC 3447.
- Freedman și colab. (2025), Raport de stare al Programului Hubble Chicago–Carnegie: măsurarea constantei Hubble folosind telescoapele spațiale Hubble și James WebbRaportul CCHP revizuit folosește distanțe determinate prin metodele TRGB și JAGB și arată de ce rezultatele metodelor locale nu pot fi rezumate printr-o singură valoare universală.
- Li și colab. (2025), JAGB 2.0: constrângeri mai precise asupra constantei Hubble, stabilite cu ajutorul stelelor din ramura asimptotică a giganților din banda J, pe baza unui eșantion extins de observații JWSTGiganții bogați în carbon reprezintă un alt indicator stelar de distanță; efectele calibrării și ale populațiilor stelare sunt încă studiate.
- Colaborarea H0DN (2025), Rețeaua de distanțe locale: raport de consens comunitar privind măsurarea constantei Hubble cu o precizie de ~1 %Analiza comună a rețelei ține cont de calibrarea comună a indicatorilor locali de distanță.
- McDonough și colab. (2023) — Constrângeri asupra energiei întunecate timpurii pe baza observațiilorSe explică modul în care o componentă energetică temporară din Universul timpuriu modifică orizontul sonor și alte mărimi observabile.
- Addison și colab. (2018) — Măsurători BAO și discrepanța constantei HubbleBAO constrânge rapoartele distanțelor; pentru a determina valoarea absolută a constantei Hubble este necesară calibrarea unei etalonări de lungime fizică.
- Pesce și colab. (2020) — Proiectul de cosmologie a megamazerelor. XIII. Constrângeri comune asupra constantei HubbleObservațiile radio ale maserelor de apă aflate pe orbite permit determinarea geometrică a distanțelor până la galaxii, fără a folosi scara distanțelor bazată pe luminozitatea stelelor.
- Birrer și colab. (2024) — Cosmografia întârzierii temporale: măsurarea constantei Hubble și a altor parametri cosmologici folosind lentilarea gravitațională puternicăVariațiile repetate ale strălucirii, întârzierile temporale ale sosirii semnalelor și modelele lentilelor permit împreună restrângerea distanțelor cosmologice absolute.
- Abbott și colab. (2017) — Măsurarea constantei lui Hubble prin metoda sirenelor standard bazată pe unde gravitaționaleFuziunea GW170817 a demonstrat o metodă de determinare a distanței absolute, folosind forma undei gravitaționale și galaxia gazdă identificată independent.
- Blakeslee și colab. (2021) — Constanta lui Hubble pe baza distanțelor determinate din fluctuațiile luminozității superficiale în infraroșuFluctuațiile luminozității superficiale oferă un indicator diferit al distanței, însă scara lor absolută se poate baza pe o calibrare comună cu cefeide sau TRGB.
- Colaborarea TDCOSMO (2025) — Constrângeri cosmologice din întârzierile temporale ale lentilării gravitaționale puterniceAnalizele moderne ale întârzierilor temporale combină imaginile lentilelor, mișcarea stelelor și structura din prim-plan, permițând totodată profiluri flexibile ale distribuției masei.
- Colaborarea LIGO–Virgo–KAGRA (2025) — GWTC-4.0: constrângeri asupra ratei de expansiune cosmică și propagării modificate a undelor gravitaționaleAnalizele moderne ale sirenelor standard combină distanțele determinate din unde cu informațiile statistice despre deplasarea spre roșu și modelează explicit incertitudinile legate de selecție și populație.
- Poulin și colab. (2025) — ACT DR6, DESI DR2 și energia întunecată timpurieArată cum selecția datelor și metodele statistice influențează evaluarea soluției bazate pe energia întunecată timpurie.
Cosmologie și structura Universului la scară mare
- Inflația cosmică: teorie și dovezi care o susțin
- Pânza cosmică: filamente, viduri și superroiuri
- Detalii ale structurii fondului cosmic de microunde
- Oscilații acustice barionice
- Studii de sinteză ale deplasărilor spre roșu și cartografierea Universului
- Lentilarea gravitațională: telescopul cosmic natural
- Măsurarea constantei lui Hubble: discrepanța · Sunteți aici
- Studii de sinteză privind energia întunecată
- Anizotropii și neomogenități
- Discuții actuale și întrebări fără răspuns