Mätningar för att bestämma Hubblekonstanten: Spänning
Linas JuozėnasDela
Kunskapens ark · Universum · Kapitel 10 / Artikel 07
Ett universum. En olöst fråga om expansionshastigheten.
Hur snabbt expanderar universum i dag? Astronomer kan undersöka frågan med hjälp av närbelägna stjärnor eller forntida ljus från det tidiga universum. Det har visat sig svårt att förena de mest precisa svaren från dessa metoder.
Varför skulle svaret bero på vilken metod man väljer?
Föreställ dig att du mäter samma avstånd med två noggrant kalibrerade instrument och märker att deras svar fortfarande skiljer sig åt när mätningarna blir mer precisa. Hubbleavvikelsen är en kosmisk version av detta problem.
Det är en avvikelse mellan olika metoder för att bestämma den nuvarande expansionshastigheten. För att förstå den måste man följa hur observationer omvandlas till avstånd, var fysikaliska antaganden kommer in och vilka mätningar som ger verkligt oberoende kontroller.
Vad mäter Hubblekonstanten?
Den så kallade Hubbleparametern, H(t), beskriver den relativa tillväxthastigheten hos den kosmiska skalningsfaktorn: H(t) = ȧ/a. Nedsänkt index i beteckningen H₀ anger dess värde i dag. Trots ordet ”konstant” förändras H vanligtvis under den kosmiska historien. Därför skiljer sig jämförelser av uppskattningar av H₀ från jämförelser av expansionshastigheten vid två olika tidpunkter.[1]
v ≈ H₀d
Vid låg rödförskjutning är recessionshastigheten ungefär proportionell mot avståndet. Om H₀ vore 70 km/s/Mpc skulle en galax på 100 megaparsek, som rör sig med den jämnt expanderande universum, avlägsna sig med ungefär 7 000 km/s. Detta är ett illustrativt värde. En megaparsek är ungefär 3,26 miljoner ljusår.[2]
Enskilda galaxer rör sig också på grund av gravitationen från sin omgivning. Dessa peculiära hastigheter försvårar bestämningen av expansionen utifrån rödförskjutningen, särskilt på korta avstånd. Kosmologer tar hänsyn till dem när de väljer ut och analyserar galaxer som används för att uppskatta H₀.[3]
Så fungerar avståndsstegen
Denna metod börjar med avstånd till närbelägna objekt, som kan kalibreras geometriskt, och kopplar dem sedan till ljusare objekt längre bort. Flera ankarpunkter hjälper till att kontrollera avståndsskalan:
- Parallaxer för stjärnor i Vintergatan: den skenbara årliga rörelsen hos närbelägna stjärnor gör det möjligt att fastställa deras avstånd. Därefter kan cefeidernas ljusstyrka kalibreras med hänsyn till instrumentella parallaxförskjutningar.[4]
- Eklipserande dubbelstjärnor i det stora magellanska molnet: mätningar av omloppsbanorna gör det möjligt att begränsa möjliga värden för stjärnornas storlek; en kalibrerad relation för ytljusstyrka gör det möjligt att fastställa vinkeldiametrar. Genom att jämföra den fysiska storleken med vinkeldiametern får man avståndet.[5]
- Vattenmasrar i galaxen NGC 4258: radiomätningar följer gas som kretsar kring det centrala svarta hålet. Data om skivans positioner, hastigheter och accelerationer gör det möjligt att begränsa möjliga avstånd till galaxen.[6]
Cefeider är variabla stjärnor med ett samband mellan pulseringsperiod och ljusstyrka. När de kalibrerats hjälper cefeider i galaxer där supernovor av typ Ia har exploderat till att fastställa supernovornas absoluta ljusstyrka. Metallalitets- och stoftkorrektioner ingår i denna process.[7]
Supernovor av typ Ia är standardiserade ljusljus: deras ljusstyrka korrigeras utifrån ljuskurvans form, färg och andra uppmätta egenskaper. Den kalibrerade relationen gör det möjligt att fastställa avstånd till objekt i ett mer avlägset urval, där jämn expansion är lättare att skilja från lokala rörelser. Enbart okalibrerad supernovaljusstyrka ger relativa avstånd, inte ett absolut värde på H₀.[8]
Hur CMB gör det möjligt att fastställa dagens värde
I denna kosmiska mikrovågsbakgrundsstrålning finns tidiga universums akustiska strukturer avbildade. Avstånden mellan dem och deras relativa styrka gör det möjligt att begränsa värdena för den ursprungliga plasman och den karakteristiska ljudhorisonten. Den kosmologiska modellen kopplar denna fysiska skala till dess observerade vinkelstorlek och avståndet till den sista spridningsytan. Den expansionshistoria som anpassats till data gör det sedan möjligt att fastställa H(z), inklusive H₀ vid z = 0.[9]
Den vanliga referensmodellen är platt ΛCDM: allmän relativitetsteori med vanlig materia, kall mörk materia, strålning och en kosmologisk konstant i en rumsligt platt bakgrund. Det ofta citerade H₀-resultatet från ”Planck” är en slutsats som bygger på denna modell och använder mätningar av temperatur, polarisation och CMB-linsning.[10]
Analysen bygger inte på bara en satellit. I ACT DR6-analysen från 2025 jämfördes temperatur- och polarisationsmätningar från olika instrument och vid olika vinkelskalor. En gemensam modellanpassning till ACT- och Planckdata, med CMB-linsning och DESI DR2-data om baryonakustiska oscillationer, gav 68,43 ± 0,27 km/s/Mpc enligt den platta ΛCDM-modellen. Det är ett gemensamt resultat, inte enbart en ACT-mätning eller ett svar som är oberoende av modellen.[11]
Hur stor är den här avvikelsen?
En användbar utgångspunkt är att jämföra Plancks resultat från 2018 med SH0ES-teamets analys från 2022 av cepheider och supernovor. Dessa resultat från specifika år belyser den grundläggande frågan, men omfattar inte alla aktuella metoder.
Om de publicerade osäkerheterna för de här två värdena antas vara oberoende och ungefär gaussiska är skillnaden cirka 4,9 standardavvikelser. Den här beräkningen förklarar den vanliga beskrivningen ”ungefär fem sigma”. Resultatet beror på vilka datamängder som jämförs, osäkerhetsuppskattningarna och modellen.
En statistiskt signifikant avvikelse avslöjar inte dess orsak. Det angivna antalet sigma visar varken om något kalibreringsfel fortfarande är oupptäckt eller vilken ny fysikalisk teori som skulle behövas, om någon alls. En annan kombination av data kan också ge en annan statistisk signifikans.
Vad visar nyare stjärnmätningar?
JWST undersöker effekten av stjärnträngsel
Närliggande stjärnor kan förvränga den uppmätta ljusstyrkan hos en cepheid, så det var viktigt att kontrollera effekten av stjärnträngsel. I SH0ES-studien från 2025 användes JWST-observationer, däribland observationer av det ovanligt glesa stjärnfältet i galaxen NGC 3447, för att jämföra cepheidbaserade avstånd med mätningar från Hubbleteleskopet. Studien fann ingen så stor förskjutning orsakad av trängsel att den skulle kunna förklara avvikelsen. Därmed prövas en specifik förklaring, men alla möjliga systematiska fel i avståndsstegen utesluts inte.[12]
Röda jättestjärnor erbjuder en annan väg
Den så kallade toppen av den röda jättestjärnegrenen, eller TRGB, markerar gränsen i ljusstyrkefördelningen för röda jättestjärnor med låg massa, som hänger samman med att heliumförbränningen börjar i kärnan. Den kan mätas i relativt glesa stjärnfält i galaxernas utkanter. Kalibreringen beror dock på egenskaperna hos stjärnpopulationen, urvalet av fält och vilken avståndsreferens som används.[13]
En reviderad rapport från Chicago-Carnegie Hubble-programmet 2025 gav H₀ = 70,39 km/s/Mpc enligt den TRGB-analys baserad på HST- och JWST-data som valdes där, med separata osäkerheter på ±1,22 statistisk, ±1,33 systematisk och ±0,70 från supernovakalibrering. Med hänsyn till denna bredare felbudget är resultatet statistiskt förenligt med båda referensvärdena. Resultatet kommer från en specifik analys och är därför inte ett universellt svar från röda jättar.[13]
Metoden JAGB, som bygger på kolrika jättestjärnor, är ytterligare en avståndsindikator under utveckling. Alla analyser ger inte ett lågt H₀: valet av stjärnfält och hur deras luminositetsfördelningar sammanfattas kan påverka kalibreringen. Jämförelser av samma galaxer med olika indikatorer är särskilt användbara för att upptäcka sådana skillnader.[14]
En rapport från 2025 av ”Local Distance Network” kombinerade flera indikatorer på nivån för deras kopplade mätningar och fick resultatet 73,50 ± 0,81 km/s/Mpc. Den tog hänsyn till gemensamma kalibreringsosäkerheter i stället för att bara beräkna medelvärdet av publicerade H₀-värden. Eftersom den använde befintliga observationer är resultatet ingen ytterligare oberoende röst utöver dessa observationer.[15]
Vad tillför BAO till helhetsbilden?
Baryoniska akustiska oscillationer bevarar en karakteristisk skala i materiens fördelning. Mätningar av denna skala vid olika rödförskjutningar begränsar avstånd och expansion i förhållande till den fysiska linjallängden, som vanligtvis betecknas rd. Det är ljudhorisonten vid baryonernas frikoppling, en epok som infaller något senare än den sista spridningens epok, vilken används för att beskriva CMB:s främsta akustiska skala.[16]
De så kallade omvända avståndsstegarna kopplar en kalibrerad linjal från det tidiga universum till BAO och relativa supernovaavstånd, så att man kan gå vidare till nutiden. BAO ensamt lämnar en viktig parameterdegenerering mellan H₀ och rd. För att fastställa ett absolut H₀-värde krävs en fysikalisk kalibrering – med hjälp av en kosmologisk modell och CMB-information eller förekomsten av ursprungliga grundämnen tillsammans med standardantaganden om det tidiga universum.[17]
Oberoende observationer kan bygga på gemensamma fysikaliska antaganden. Utan att använda data om Planck-temperaturanistropi blir analysen inte automatiskt oberoende av den tidiga universums fysik. Kalibreringen av linjalen förblir en del av slutsatsdragningen.[17]
Vilka jämförelser bygger på andra grunder?
De starkaste jämförelserna använder en annan källa för den absoluta avståndsskalan. Deras nytta beror på vad de mäter oberoende och vilka osäkerheter som kvarstår.
| Metod | Varifrån avståndet bestäms | Vad som fortfarande behöver beaktas |
|---|---|---|
| Galaxer med megamasrar | Vinkelpositioner, Dopplerhastigheter och accelerationer hos gas som sänder ut radiovågor | Skivmodeller och egenhastigheter; detta skiljer sig från att använda NGC 4258 som referenspunkt för stjärnavstånd.[18] |
| Tidsfördröjningar vid stark linsning | Upprepade signaler från kvasarvariabilitet som anländer via olika ljusvägar | Linsens massa, stjärnrörelser och förgrundsmateria; ingen nollpunkt för stjärnbaserade standardljus behövs.[19] |
| Gravitationsvågssirener | Luminositetsavstånd bestämt från vågformen med hjälp av den allmänna relativitetsteorin | Dubbelstjärnesystemets orientering, detektorkalibrering och separat information om rödförskjutningen.[20] |
| Fluktuationer i ytljusstyrkan | Ljusstyrkefluktuationer mellan bildpunkter, orsakade av enskilda, olösta stjärnor | Populationsmodellering och en absolut nollpunkt, som kan baseras på en gemensam kalibrering med cepheider eller TRGB.[21] |
Moderna linsanalyser från TDCOSMO undersöker uttryckligen flexibla massprofiler. Det H₀-värde de ger varierar beroende på vilken kompletterande information som används. Man kan till exempel inkludera en begränsning av formen på expansionshistoriken från supernovor utan att inkludera den absoluta supernovakalibrering som bygger på cepheider. Därför måste oberoendet beskrivas noggrant.[22]
Standardljus erbjuder ytterligare en lovande metod. När ingen enskild värdgalax kan identifieras kan galaxkataloger och modeller för källpopulationer ge statistisk information om rödförskjutningen. LVK:s forskargrupp GWTC-4:s kosmologiska analys modellerade dessa komponenter och urvalseffekterna, men osäkerheten i dess H₀-värde förblev tillräckligt stor för att omfatta de viktigaste konkurrerande värdena. Den löste inte avvikelsen.[23]
Vad skulle kunna förklara avvikelsen?
Kvarstående problem med mätning eller kalibrering
Damm, stjärnpopulationer, instrumentkalibrering, urval av supernovor och lokala rörelser påverkar alla avståndsbestämningen. Resultaten från flera metoder kan variera tillsammans om de har en gemensam referenspunkt eller kalibrering. Jämförelser av mätvärden i samma galaxer och uppskattningar av hur deras gemensamma osäkerheter fortplantar sig hjälper till att skilja en fysisk avvikelse från en avvikelse som ärvs via mätnätverket.[15]
Det går också att pröva hur lokala strukturer påverkar resultatet. Standardsimuleringar enligt ΛCDM, som återskapar den ojämna fördelningen av supernovor i urvalet, förutsäger variationer i lokalt bestämda H₀-värden som är betydligt mindre än skillnaden mellan referensvärdena. I dessa modeller räcker alltså inte vanliga lokala fluktuationer för att förklara avvikelsen, och mer radikala hypoteser om kosmiska hålrum måste klara oberoende observationstester.[3]
Ny fysik före rekombinationen
Tidig mörk energi är en föreslagen kortvarig energikomponent som ökar expansionshastigheten i det tidiga universum och minskar ljudhorisonten. En mindre mätlinjal kan leda till ett högre H₀-värde samtidigt som de uppmätta akustiska vinklarna bibehålls. Men samma förändring påverkar också andra egenskaper hos den kosmiska mikrovågsbakgrunden och hur materiestrukturer växer, och dessa måste förbli förenliga med observationerna.[16]
Slutsatsen beror på modellen och analysen. I en studie från 2025 som kombinerade ACT DR6- och DESI DR2-data konstaterades att tidig mörk energi fortfarande är en möjlig förklaring; hur starkt data stödde den berodde på valet av dataset, den statistiska behandlingen och på om SH0ES-information inkluderades. En modellanpassning där ett högt lokalt värde används som indata är inte en oberoende förutsägelse av det värdet.[24]
En bredare förändring av expansionsmodellen
Ändringar i strålningsmängden, neutrinointeraktionerna, rekombinationsfysiken eller den mörka energin i sena epoker kan förändra de kosmologiska slutsatserna. Det räcker inte att bara ändra H₀: en godtagbar förklaring måste också återge den uppmätta akustiska strukturen och sambandet mellan avstånd och rödförskjutning. Ändringar i sena epoker måste dessutom vara förenliga med den kalibrerade BAO-mätlinjalen.[9]
Lösningen måste förklara hela uppsättningen resultat
En övertygande lösning bör inte bara få två centrala värden att sammanfalla. Den bör förklara varför de ursprungliga analyserna skilde sig åt, klara prövningar mot andra observationer och ge stabila resultat när rimliga val av kalibrering och modellering ändras.
Betyder ett högre H₀-värde automatiskt att universum är yngre?
Den omvända storheten, 1/H₀, är en användbar tidsskala som kallas Hubbletiden. Universums verkliga ålder beror också på hela expansionshistorien: t₀ = ∫0∞ dz / [(1 + z)H(z)]. Om H₀ ändras tillsammans med den kosmologiska modellen går det inte att entydigt bestämma den nya åldern.[2]
De mest användbara framstegen kommer från tätare kopplingar mellan olika observationer: stjärnavstånd kontrollerade i samma galaxer, sirener med bättre känd rödförskjutning, mätningar av gravitationslinsning med noggrannare massbegränsningar och akustiska mätningar som kontrollerats med olika instrument. Var och en av dessa förbättringar minskar påverkan från en annan möjlig källa till den skenbara avvikelsen.
Forskningsdata kontrollerade: 8 september 2026. De numeriska exemplen anger analys och publiceringsperiod; de bör inte medelvärdesberäknas som oberoende mätningar.
Källor och vidare läsning
Originalforskning, vetenskapliga översikter och officiell information om observationsprogram. Kontrollerat i september 2026. Originaldiagrammen förklarar expansionen och mätmetoderna. Jämförelsediagrammet visar två publicerade uppskattningar med deras datum tydligt angivna.
- Davis och Lineweaver (2004) — Den expanderande förvirringenKopplar samman universums expansion, skalfaktorn, avstånd och rödförskjutning.
- Hogg (1999, reviderad 2000) — Avståndsmått i kosmologinFörklarar Hubble-enheter, konventioner för avståndsdefinitioner och den expansionshistoria som behövs för att bestämma universums ålder.
- Wu och Huterer (2017) — Stickprovsvarians i lokala mätningar av HubblekonstantenUndersöker hur lokal struktur och en ojämn fördelning av supernovor i urvalet påverkar den uppmätta expansionstakten.
- Riess m.fl. (2021), kosmiska avstånd kalibrerade med 1 % noggrannhet med hjälp av Gaia EDR3-parallaxer och fotometri av 75 Vintergatscepheider utförd med rymdteleskopet HubbleParallaxer för stjärnor i Vintergatan ger en geometrisk utgångspunkt för kalibrering av cepheidernas ljusstyrka.
- Pietrzyński m.fl. (2019), Avståndet till det stora magellanska molnet bestämt med en noggrannhet på en procentFristående förmörkande dubbelstjärnor ger en separat geometrisk referenspunkt i det stora magellanska molnet.
- Reid, Pesce och Riess (2019), Reviderat avstånd till NGC 4258 och dess betydelse för HubblekonstantenVattenmasrar som kretsar kring det centrala svarta hålet i NGC 4258 möjliggör en geometrisk kalibrering av avståndet.
- Riess m.fl. (2022), En omfattande mätning av det lokala värdet på Hubblekonstanten med en osäkerhet på 1 km/s/MpcEn tydligt daterad referensmätning från SH0ES 2022 baserad på cepheider och supernovor: H₀ = 73.04 ± 1.04 km s⁻¹ Mpc⁻¹, inklusive systematiska fel.
- Scolnic m.fl. (2022), Pantheon+-analysen: hela datamängden och publicerade ljuskurvorSupernovor av typ Ia blir användbara avståndsmätare när korrigeringar för ljuskurva, färg, urval och kalibrering har gjorts.
- Knox och Millea (2020) — En vägledning för HubblekonstantjägareVisar hur den aktuella expansionshastigheten bestäms utifrån den kosmiska mikrovågsbakgrundens akustiska särdrag med hjälp av en kosmologisk modell.
- Plancksamarbetet (2020) — Planck 2018:s kosmologiska parametrarReferensresultatet 67,4 ± 0,5 erhålls under antagandet att den grundläggande plana ΛCDM-modellen gäller och med hjälp av Plancks temperatur-, polarisation- och gravitationslinsningsdata.
- Louis m.fl. (2025) — ACT DR6-effektspektra, sannolikhetsfunktioner och ΛCDM-parametrarJämförelser mellan temperatur- och polarisationsdata begränsas inte till ”Planck”; de gemensamma resultaten beror på vilka datamängder som väljs.
- Riess m.fl. (2025), Den perfekta värdgalaxen: JWST-observationer av cepheider i värdgalaxen till en supernova av typ Ia utan bakgrundsglöd bekräftar att det inte finns någon systematisk förskjutning i Hubblekonstantens mätningarJWST testar direkt hur stjärnträngsel påverkar avståndsstegar baserade på cepheider, även i det extremt glest stjärnbeströdda fältet i galaxen NGC 3447.
- Freedman m.fl. (2025), Lägesrapport för Chicago-Carnegie Hubble-programmet: mätning av Hubblekonstanten med rymdteleskopen Hubble och James WebbDen uppdaterade CCHP-rapporten använder avstånd som bestämts med TRGB- och JAGB-metoder och visar varför resultaten från lokala metoder inte kan sammanfattas med ett enda universellt tal.
- Li m.fl. (2025), JAGB 2.0: skarpare begränsningar av Hubblekonstanten utifrån stjärnor på den asymptotiska jättegrenen i J-bandet, baserade på ett utökat JWST-observationsurvalKolrika jättestjärnor är ytterligare en stjärnbaserad avståndsindikator; effekterna av kalibrering och stjärnpopulationer undersöks fortfarande.
- H0DN-samarbetet (2025), Det lokala avståndsnätverket: en konsensusrapport från forskarsamhället om mätning av Hubblekonstanten med ~1 % noggrannhetI en gemensam analys av nätverket beaktas den gemensamma kalibreringen när lokala avståndsindikatorer kombineras.
- McDonough m.fl. (2023) — Begränsningar av tidig mörk energi utifrån observationerFörklarar hur en tillfällig energikomponent i det tidiga universum förändrar ljudhorisonten och andra observerbara storheter.
- Addison m.fl. (2018) — BAO-mätningar och avvikelsen i HubblekonstantenBAO begränsar avståndsförhållanden; för att bestämma Hubblekonstantens absoluta värde krävs kalibrering av en fysisk längdskala.
- Pesce m.fl. (2020) — Megamaser Cosmology Project. XIII. Gemensamma begränsningar av HubblekonstantenRadioobservationer av vattenmasrar i omloppsbana gör det möjligt att geometriskt bestämma avstånd till galaxer utan att använda avståndsstegar baserade på stjärnors ljusstyrka.
- Birrer m.fl. (2024) — Tidsfördröjningskosmografi: mätning av Hubblekonstanten och andra kosmologiska parametrar med hjälp av stark gravitationslinsningUpprepade förändringar i ljusstyrka, signalernas ankomsttidsfördröjningar och linsmodeller gör det tillsammans möjligt att begränsa absoluta kosmologiska avstånd.
- Abbott m.fl. (2017) — Mätning av Hubblekonstanten med gravitationsvågor som standardsirenSammansmältningen GW170817 demonstrerade en metod för att bestämma det absoluta avståndet med hjälp av gravitationsvågens form och en separat identifierad värdgalax.
- Blakeslee m.fl. (2021) — Hubblekonstanten utifrån avstånd bestämda med infraröda fluktuationer i ytljusstyrkanFluktuationer i ytljusstyrkan ger en annan avståndsindikator, men dess absoluta skala kan bygga på en gemensam kalibrering med cepheider eller TRGB.
- TDCOSMO-samarbetet (2025) — Kosmologiska begränsningar från tidsfördröjningar vid stark gravitationslinsningModerna analyser av tidsfördröjningar kombinerar linsbilder, stjärnrörelser och förgrundsstruktur, samtidigt som de tillåter flexibla profiler för massfördelningen.
- LIGO–Virgo–KAGRA-samarbetet (2025) — GWTC-4.0: begränsningar av universums expansionshastighet och modifierad gravitationsvågsutbredningModerna analyser av standardsirener kombinerar avstånd uppmätta från vågor med statistisk information om rödförskjutning och modellerar uttryckligen osäkerheter i urval och population.
- Poulin m.fl. (2025) — ACT DR6, DESI DR2 och tidig mörk energiVisar hur valet av data och statistiska metoder påverkar bedömningen av lösningen baserad på tidig mörk energi.
Kosmologi och universums storskaliga struktur
- Kosmisk inflation: teori och stödjande data
- Den kosmiska väven: filament, tomrum och superhopar
- Detaljer i den kosmiska mikrovågsbakgrundens struktur
- Baryoniska akustiska svängningar
- Översiktsstudier av rödförskjutning och kartläggning av universum
- Gravitationslinsning: ett naturligt kosmiskt teleskop
- Mätning av Hubblekonstanten: diskrepansen · Du är här
- Översiktsstudier av mörk energi
- Anisotropier och ojämnheter
- Aktuella diskussioner och obesvarade frågor