Закон Хаббла

Часть серии по
Физическая космология
Большой взрыв  · Вселенная Возраст вселенной Хронология Вселенной
Ранняя вселенная Эпоха Планка Эпоха великого объединения Электрослабая эпоха Эпоха кварков Адронная эпоха Эпоха лептона Фотонная эпоха Нуклеосинтез Большого взрыва Инфляция Темные времена Звездная эра Фоны Космический фоновый радиационный фон (CBR) Фон гравитационных волн (ФГВ) Космический микроволновый фон (CMB)  · Космический нейтринный фон (CNB) Космический инфракрасный фон (ИНБ)
Расширение  · Будущее Закон Хаббла  · Красное смещение Расширение Вселенной Ускоряющееся расширение Вселенной Сопутствующие и правильные расстояния Метрика FLRW  · Уравнения Фридмана Неоднородная космология Хронология далекого будущего Будущее расширяющейся Вселенной Конечная судьба вселенной Тепловая смерть вселенной Большой разрыв Большой хруст Большой отскок Распад ложного вакуума Маленький Рип Распад протона Виртуальная черная дыра
Компоненты  · Структура Составные части Лямбда-CDM модель Барионная материя Экзотическая материя Вырожденная материя Нейтроний КХД имеет значение Странное дело Отрицательное вещество Энергия Отрицательная энергия Нулевая энергия Энергия вакуума Радиация Фоновое излучение Темная энергия Квинтэссенция Фантомная энергия Темная материя Холодная темная материя Теплая темная материя Смешанная темная материя Горячая темная материя Светлая темная материя Самовзаимодействующая темная материя Скалярное поле темной материи Темное излучение Темная жидкость Темный поток Зеркальная материя Структура Форма вселенной Реионизация  · Формирование структуры Формирование галактики Мультивселенная Вселенная Наблюдаемая Вселенная Объем Хаббла Крупномасштабная конструкция Большая группа квазаров Нить галактики Сверхскопление Скопление галактик Группа галактик Местная группа Галактика Ореол темной материи Звездное скопление Солнечная система Планетная система Пустота
Эксперименты Бумеранг Исследователь космического фона (COBE) Обзор темной энергии Евклид Проект Illustris Обсерватория Веры К. Рубин Космическая обсерватория Планка Слоан цифровой обзор неба (SDSS) Обзор красного смещения галактики 2dF ("2dF") ВселеннаяМашина Микроволновый датчик анизотропии Wilkinson (WMAP)
Ученые Ааронсон Альфвен Альфер Бхарадвадж Коперник де Ситтер Дике Эддингтон Элерс Эйнштейн Эллис Фридман Галилео Гамов Гут Хаббл Лемэтр Linde Mather Ньютон Penzias Вбивать в голову Шмидт Шварцшильд Smoot Старобинский Steinhardt Suntzeff Сюняев Толман Уилсон Зельдович
История темы Открытие космического микроволнового фонового излучения История теории большого взрыва Религиозные интерпретации теории большого взрыва Хронология космологических теорий
Категория  Астрономический портал
v т е

Закон Хаббла , также известный как закон Хаббла – Леметра , ^[1] - это наблюдение в физической космологии, согласно которому галактики удаляются от Земли со скоростью, пропорциональной их расстоянию. Другими словами, чем дальше они находятся, тем быстрее удаляются от Земли. Скорость галактик определяется их красным смещением , смещением света, который они излучают, в сторону красного конца спектра.

Закон Хаббла считается первой наблюдательной базой для расширения Вселенной , и сегодня он служит одним из свидетельств, наиболее часто приводимых в поддержку модели Большого взрыва . ^{[2] [3]} Движение астрономических объектов, вызванное исключительно этим расширением, известно как поток Хаббла . ^[4] Это часто выражается уравнением v = H ₀ D , где H ₀ - константа пропорциональности - постоянная Хаббла - между «надлежащим расстоянием» D до галактики, которое может меняться со временем, в отличие от сопутствующего расстояния., и его скорость разделения v , т. е. производная собственного расстояния по космологической координате времени . (См. Использование правильного расстояния для обсуждения тонкостей этого определения «скорости».)

Постоянная Хаббла чаще всего указывается в ( км / с ) / Мпк , что дает скорость в км / с галактики на расстоянии 1 мегапарсек (3,09 × 10 ¹⁹  км), и ее значение составляет около 70 (км / с) / Мпк. . Однако единица СИ для H ₀ - это просто с ^-1 , а единица СИ для обратной величины H ₀ - просто вторая. Величина, обратная H ₀ , известна как время Хаббла . Постоянную Хаббла также можно интерпретировать как относительную скорость расширения. В таком виде H ₀ = 7% / млрд лет, что означает, что при нынешних темпах расширения несвязанная структура вырастет на 7% за миллиард лет.

Хотя широко приписывается Эдвину Хабблу , ^{[5] [6] [7]} понятие вселенной, расширяющейся с вычислимой скоростью, было впервые выведено из уравнений общей теории относительности в 1922 году Александром Фридманом . Фридман опубликовал набор уравнений, теперь известных как уравнения Фридмана , показывающих, что Вселенная может расширяться, и представляющих скорость расширения, если бы это было так. ^[8] Затем Жорж Лемэтрв статье 1927 года, независимо выведенной о том, что Вселенная может расширяться, наблюдал пропорциональность между скоростью разлета и расстоянием до удаленных тел и предложил расчетное значение константы пропорциональности; Эта константа, когда Эдвин Хаббл подтвердил существование космического расширения и определил более точное значение для него два года спустя, стала известна под его именем как постоянная Хаббла . ^{[2] [9] [10] [11] [12]} Хаббл определил скорость удаления объектов по их красным смещениям , многие из которых были ранее измерены Весто Слайфер в 1917 году и связаны со скоростью . ^{[13] [14] [ 15]}Хотя постоянная Хаббла примерно постоянна в пространстве скорость-расстояние в любой данный момент времени, параметр Хаббла, текущим значением которого является постоянная Хаббла, изменяется со временем, поэтому термин « постоянная» иногда рассматривается как нечто вроде неправильное употребление. ^{[16] [17]}${\ displaystyle H_ {0}}$ ${\ displaystyle H}$

Открытие [ править ]

За десять лет до Хаббл сделал свои наблюдения, ряд физиков и математиков создал последовательную теорию расширяющейся Вселенной с помощью уравнений поля Эйнштейна по общей теории относительности . Применение самых общих принципов к природе вселенной привело к динамическому решению, которое противоречило преобладающему в то время представлению о статической вселенной .

Наблюдения Слайфера [ править ]

В 1912 году Весто Слайфер измерил первое доплеровское смещение « спиральной туманности » (устаревший термин для спиральных галактик) и вскоре обнаружил, что почти все такие туманности удалялись от Земли. Он не понял , космологические последствия этого факта, и в самом деле в то время это было весьма спорным или нет эти туманности были «островные вселенные» за пределами нашего Млечного Пути. ^{[19] [20]}

Уравнения FLRW [ править ]

В 1922 году Александр Фридман вывел свои уравнения Фридмана из уравнений поля Эйнштейна , показав, что Вселенная может расширяться со скоростью, вычисляемой с помощью этих уравнений. ^[21] Параметр, используемый Фридманом, известен сегодня как масштабный коэффициент и может рассматриваться как масштабно-инвариантная форма константы пропорциональности закона Хаббла. Жорж Лемэтр независимо нашел подобное решение в своей статье 1927 года, обсуждаемой в следующем разделе. Уравнения Фридмана выводятся путем вставки метрики для однородной и изотропной Вселенной в уравнения поля Эйнштейна для жидкости с заданнойплотность и давление . Эта идея расширяющегося пространства-времени в конечном итоге приведет к космологии теории Большого взрыва и устойчивого состояния.

Уравнение Лемэтра [ править ]

В 1927 году, за два года до того, как Хаббл опубликовал свою статью, бельгийский священник и астроном Жорж Леметр первым опубликовал исследование, основанное на том, что сейчас известно как закон Хаббла. По словам канадского астронома Сиднея ван ден Берга , «открытие Леметром расширения Вселенной в 1927 году было опубликовано на французском языке в журнале, посвященном малым ударам. В переводе этой статьи на английский язык в 1931 году критическое уравнение было изменено. опуская ссылку на то, что сейчас известно как постоянная Хаббла ". ^[22] Теперь известно, что изменения в переведенной статье были выполнены самим Лемэтром. ^{[10] [23]}

Форма вселенной [ править ]

До появления современной космологии много говорилось о размере и форме Вселенной . В 1920 г. по этому поводу между Харлоу Шепли и Хибером Д. Кертисом состоялись дебаты Шепли-Кертиса . Шепли утверждал, что Вселенная размером с галактику Млечный Путь была маленькой, а Кертис утверждал, что Вселенная намного больше. Проблема была решена в ближайшее десятилетие с улучшенными наблюдениями Хаббла.

Цефеиды переменных звезд за пределами Млечного Пути [ править ]

Эдвин Хаббл провел большую часть своих профессиональных астрономических наблюдений в обсерватории Маунт-Вильсон , где находился самый мощный телескоп в мире на то время. Его наблюдения переменных звезд цефеид в « спиральных туманностях » позволили ему вычислить расстояния до этих объектов. Удивительно, но было обнаружено, что эти объекты находятся на расстоянии, которое помещает их далеко за пределы Млечного Пути. Их продолжали называть туманностями , и лишь постепенно термин « галактики» заменил его.

Комбинирование красных смещений с измерениями расстояний [ править ]

Параметры, которые фигурируют в законе Хаббла, скорости и расстояния, напрямую не измеряются. В действительности мы определяем, скажем, яркость сверхновой, которая дает информацию о расстоянии до нее, и красное смещение z = ∆ λ / λ ее спектра излучения. Хаббл коррелировал яркость и параметр z .

Объединив свои измерения расстояний до галактик с измерениями красных смещений, связанных с галактиками Весто Слайфера и Милтона Хьюмасона , Хаббл обнаружил грубую пропорциональность между красным смещением объекта и его расстоянием. Хотя имел место значительный разброс (теперь известно, что он вызван пекулярными скоростями - «поток Хаббла» используется для обозначения области пространства, находящейся достаточно далеко, чтобы скорость удаления больше, чем местные пекулярные скорости), Хабблу удалось построить график. линия тренда от 46 галактик, которые он изучил, и получила значение постоянной Хаббла 500 км / с / Мпк (намного выше, чем принятое в настоящее время значение из-за ошибок в его калибровке расстояний; подробности см. в лестнице космических расстояний ).

Во время открытия и развития закона Хаббла было приемлемо объяснить явление красного смещения как доплеровское смещение в контексте специальной теории относительности и использовать формулу Доплера, чтобы связать красное смещение z со скоростью. Сегодня, в контексте общей теории относительности, скорость между удаленными объектами зависит от выбора используемых координат, и поэтому красное смещение можно в равной степени описать как доплеровский сдвиг или космологический сдвиг (или гравитационный) из-за расширяющегося пространства, или как комбинация двух. ^[27]

Диаграмма Хаббла [ править ]

Закон Хаббла можно легко изобразить на «диаграмме Хаббла», на которой скорость (предполагаемая приблизительно пропорциональной красному смещению) объекта отложена в зависимости от его расстояния от наблюдателя. ^[28] Прямая линия с положительным наклоном на этой диаграмме является визуальным отображением закона Хаббла.

Космологическая постоянная заброшена [ править ]

После того, как открытие Хаббла было опубликовано, Альберт Эйнштейн отказался от своей работы по космологической постоянной , которую он разработал, чтобы модифицировать свои уравнения общей теории относительности, чтобы они могли дать статическое решение, которое, по его мнению, было правильным состоянием Вселенной. Уравнения Эйнштейна в их простейшей форме обычно представляют собой либо расширяющуюся, либо сжимающуюся Вселенную, поэтому космологическая постоянная Эйнштейна была искусственно создана, чтобы противодействовать расширению или сжатию, чтобы получить идеальную статическую и плоскую Вселенную. ^[29] После открытия Хабблом того факта, что Вселенная расширяется, Эйнштейн назвал свое ошибочное предположение, что Вселенная статична, своей «самой большой ошибкой». ^[29]Сама по себе общая теория относительности могла предсказать расширение Вселенной, которое (посредством наблюдений, таких как искривление света большими массами или прецессия орбиты Меркурия ) можно было экспериментально наблюдать и сравнивать с его теоретическими расчетами с использованием конкретных решений. уравнений, которые он изначально сформулировал.

В 1931 году Эйнштейн совершил поездку в обсерваторию Маунт-Вильсон, чтобы поблагодарить Хаббла за обеспечение наблюдательной основы для современной космологии. ^[30]

Космологическая постоянная вновь привлекла внимание в последние десятилетия как гипотеза темной энергии . ^[31]

Интерпретация [ править ]

Открытие линейной зависимости между красным смещением и расстоянием в сочетании с предполагаемой линейной зависимостью между скоростью рецессии и красным смещением дает прямое математическое выражение для закона Хаббла следующим образом:

${\ displaystyle v = H_ {0} \, D}$

куда

• ${\ displaystyle v}$ - скорость возврата, обычно выражаемая в км / с.
• H ₀ - постоянная Хаббла и соответствует значению (часто называемому параметром Хаббла, которое является значением, зависящим от времени и которое может быть выражено через масштабный коэффициент ) в уравнениях Фридмана, взятых во время наблюдения, обозначенного нижний индекс 0 . Это значение одинаково во всей вселенной для данного сопутствующего времени .${\ displaystyle H}$
• ${\displaystyle D}$является надлежащим расстояние (которое может изменяться с течением времени, в отличии от сопутствующего расстояния , которое является постоянным) от галактики к наблюдателю, измеряется в меге парсек (MPC), в 3-пространстве , задаваемого космологическое время . (Скорость рецессии равна просто v = dD / dt ).

Закон Хаббла считается фундаментальным соотношением между скоростью разбегания и расстоянием. Однако связь между скоростью удаления и красным смещением зависит от принятой космологической модели и не устанавливается, за исключением небольших красных смещений.

Для расстояний D, превышающих радиус сферы Хаббла r _HS  , объекты удаляются со скоростью, превышающей скорость света ( см. Использование правильного расстояния для обсуждения значения этого):

${\displaystyle r_{HS}={\frac {c}{H_{0}}}\ .}$

Поскольку «постоянная» Хаббла является константой только в пространстве, а не во времени, радиус сферы Хаббла может увеличиваться или уменьшаться в течение различных временных интервалов. Нижний индекс «0» указывает значение постоянной Хаббла на сегодняшний день. ^[24] Текущие данные свидетельствуют о том, что расширение Вселенной ускоряется ( см. Ускорение Вселенной ), а это означает, что для любой данной галактики скорость удаления dD / dt увеличивается со временем по мере того, как галактика перемещается на все большие и большие расстояния; однако на самом деле считается, что параметр Хаббла уменьшается со временем, а это означает, что если бы мы смотрели на некоторое фиксированное расстояние D и наблюдали, как несколько разных галактик проходят это расстояние, более поздние галактики пройдут это расстояние с меньшей скоростью, чем предыдущие. .^[33]

Скорость красного смещения и скорость спада [ править ]

Красное смещение можно измерить, определив длину волны известного перехода, например α-линии водорода для далеких квазаров, и найдя относительный сдвиг по сравнению со стационарным эталоном. Таким образом, красное смещение - величина, однозначная для экспериментального наблюдения. Другое дело - отношение красного смещения к скорости разбегания. Подробное обсуждение см. В Harrison. ^[34]

Скорость красного смещения [ править ]

Красное смещение z часто описывается как скорость красного смещения , которая представляет собой скорость рецессии, которая произвела бы такое же красное смещение, если бы оно было вызвано линейным эффектом Доплера (что, однако, не так, поскольку смещение частично вызвано космологическое расширение пространства и потому, что задействованные скорости слишком велики, чтобы использовать нерелятивистскую формулу для доплеровского сдвига). Эта скорость красного смещения может легко превысить скорость света. ^[35] Другими словами, чтобы определить скорость красного смещения v _rs , соотношение:

${\displaystyle v_{rs}\equiv cz,}$

используется. ^{[36] [37]} То есть нет фундаментальной разницы между скоростью красного смещения и красным смещением: они строго пропорциональны и не связаны никакими теоретическими рассуждениями. Мотивация за терминологией «скорость красного смещения» заключается в том, что скорость красного смещения согласуется со скоростью из низкоскоростного упрощения так называемой формулы Физо-Доплера . ^[38]

${\displaystyle z={\frac {\lambda _{o}}{\lambda _{e}}}-1={\sqrt {\frac {1+{\frac {v}{c}}}{1-{\frac {v}{c}}}}}-1\approx {\frac {v}{c}}.}$

Здесь λ _o , λ _e - наблюдаемая и излучаемая длины волн соответственно. Однако «скорость красного смещения» v _rs не так просто связана с реальной скоростью при больших скоростях, и эта терминология приводит к путанице, если ее интерпретировать как реальную скорость. Далее обсуждается связь между скоростью красного или красного смещения и скоростью рецессии. Это обсуждение основано на Сартори. ^[39]

Скорость рецессии [ править ]

Предположим, что R (t) называется масштабным фактором Вселенной и увеличивается по мере расширения Вселенной в зависимости от выбранной космологической модели . Смысл ее в том , что все измеряется соответствующие расстояния D (т) между совместно движущихся точек возрастает пропорционально R . (Совместно движущиеся точки не перемещаются относительно друг друга, кроме как в результате расширения пространства.) Другими словами:

${\displaystyle {\frac {D(t)}{D(t_{0})}}={\frac {R(t)}{R(t_{0})}},}$^[40]

где t ₀ - некоторое эталонное время. Если свет излучается галактикой в ​​момент времени t _e и принимается нами в момент t ₀ , он смещается в красную сторону из-за расширения пространства, и это красное смещение z будет просто:

${\displaystyle z={\frac {R(t_{0})}{R(t_{e})}}-1.}$

Предположим, что галактика находится на расстоянии D , и это расстояние изменяется со временем со скоростью д _т Д . Мы называем эту скорость спада "скоростью спада" v _r :

${\displaystyle v_{r}=d_{t}D={\frac {d_{t}R}{R}}D.}$

Теперь определим постоянную Хаббла как

${\displaystyle H\equiv {\frac {d_{t}R}{R}},}$

и откройте для себя закон Хаббла:

${\displaystyle v_{r}=HD.}$

С этой точки зрения закон Хаббла представляет собой фундаментальное соотношение между (i) скоростью удаления, вносимой расширением пространства, и (ii) расстоянием до объекта; связь между красным смещением и расстоянием - это костыль, используемый для связи закона Хаббла с наблюдениями. Этот закон можно приблизительно связать с красным смещением z , сделав разложение в ряд Тейлора :

${\displaystyle z={\frac {R(t_{0})}{R(t_{e})}}-1\approx {\frac {R(t_{0})}{R(t_{0})\left(1+(t_{e}-t_{0})H(t_{0})\right)}}-1\approx (t_{0}-t_{e})H(t_{0}),}$

Если расстояние не слишком велико, все другие усложнения модели превращаются в небольшие поправки, а временной интервал - это просто расстояние, деленное на скорость света:

${\displaystyle z\approx (t_{0}-t_{e})H(t_{0})\approx {\frac {D}{c}}H(t_{0}),}$

или же

${\displaystyle cz\approx DH(t_{0})=v_{r}.}$

Согласно этому подходу, соотношение cz = v _r является приближением, допустимым для малых красных смещений, которое должно быть заменено соотношением для больших красных смещений, которое зависит от модели. См. Рисунок "скорость-красное смещение" .

Наблюдаемость параметров [ править ]

Строго говоря, ни v, ни D в формуле не наблюдаются напрямую, потому что сейчас они являются свойствами галактики, тогда как наши наблюдения относятся к галактике в прошлом, в то время, когда свет, который мы сейчас видим, покинул ее.

Для относительно близких галактик (красное смещение z намного меньше единицы) v и D не сильно изменится, и v можно оценить по формуле, где c - скорость света. Это дает эмпирическую зависимость, найденную Хабблом.${\displaystyle v=zc}$

Для далеких галактик v (или D ) нельзя вычислить по z без определения подробной модели того, как H изменяется со временем. Красное смещение даже не связано напрямую со скоростью удаления в момент выхода света, но у него есть простая интерпретация: (1 + z) - это коэффициент, с которым Вселенная расширилась, пока фотон двигался к наблюдателю.

Скорость расширения в зависимости от относительной скорости [ править ]

При использовании закона Хаббла для определения расстояний можно использовать только скорость, обусловленную расширением Вселенной. Поскольку гравитационно взаимодействующие галактики движутся относительно друг друга независимо от расширения Вселенной ^[41], эти относительные скорости, называемые пекулярными скоростями, необходимо учитывать при применении закона Хаббла.

Эффект « Палец Бога» - один из результатов этого явления. В системах, связанных гравитацией , таких как галактики или наша планетная система, расширение пространства является гораздо более слабым эффектом, чем сила притяжения гравитации.

Зависимость параметра Хаббла от времени [ править ]

Этот параметр обычно называют « постоянной Хаббла », но это неправильное название, поскольку он постоянен в пространстве только в фиксированное время; она меняется со временем почти во всех космологических моделях, и все наблюдения далеких объектов также являются наблюдениями в далеком прошлом, когда «константа» имела другое значение. « Параметр Хаббла » - более правильный термин, обозначающий современное значение.${\displaystyle H}$${\displaystyle H_{0}}$

Другой распространенный источник путаницы состоит в том, что ускорение Вселенной не означает, что параметр Хаббла действительно увеличивается со временем; так как в большинстве ускоряющих моделей увеличивается относительно быстрее, чем , поэтому H уменьшается со временем. (Скорость удаления одной выбранной галактики действительно увеличивается, но разные галактики, проходящие через сферу фиксированного радиуса, в более поздние времена пересекают сферу медленнее.)${\displaystyle H(t)\equiv {\dot {a}}(t)/a(t)}$${\displaystyle a}$${\displaystyle {\dot {a}}}$

Об определении безразмерного параметра замедления

${\displaystyle q\equiv -{\frac {{\ddot {a}}\,a}{{\dot {a}}^{2}}}}$, следует, что

${\displaystyle {\frac {dH}{dt}}=-H^{2}(1+q)}$

Из этого видно, что параметр Хаббла уменьшается со временем, если только ; последнее может произойти только в том случае, если Вселенная содержит фантомную энергию , что теоретически считается маловероятным.${\displaystyle q<-1}$

Тем не менее, в стандартной модели ΛCDM , будет иметь тенденцию к -1 сверху в отдаленном будущем как космологические становится все более доминирующей над материей; это означает, что сверху будет приближаться к постоянному значению км / с / Мпк, и тогда масштабный фактор Вселенной будет экспоненциально расти во времени.${\displaystyle q}$${\displaystyle H}$${\displaystyle \approx 57}$

Идеализированный закон Хаббла [ править ]

Математический вывод идеализированного закона Хаббла для равномерно расширяющейся Вселенной представляет собой довольно элементарную теорему геометрии в 3-мерном декартовом / ньютоновском координатном пространстве, которое, рассматриваемое как метрическое пространство , является полностью однородным и изотропным (свойства не меняются в зависимости от местоположения). или направление). Проще говоря, теорема такова:

Любые две точки, которые удаляются от начала координат, каждая по прямым линиям и со скоростью, пропорциональной расстоянию от начала координат, будут удаляться друг от друга со скоростью, пропорциональной их расстоянию друг от друга.

Фактически это применимо к недекартовским пространствам, если они локально однородны и изотропны, особенно к отрицательно и положительно искривленным пространствам, часто рассматриваемым как космологические модели (см. Форму Вселенной ).

Наблюдение, вытекающее из этой теоремы, состоит в том, что наблюдение за удаляющимися от нас объектами на Земле не является признаком того, что Земля находится близко к центру, от которого происходит расширение, а скорее то, что каждый наблюдатель в расширяющейся Вселенной будет видеть объекты, удаляющиеся от них.

Конечная судьба и возраст вселенной [ править ]

Значение параметра Хаббла изменяется со временем, увеличиваясь или уменьшаясь в зависимости от значения так называемого параметра замедления , который определяется${\displaystyle q}$

${\displaystyle q=-\left(1+{\frac {\dot {H}}{H^{2}}}\right).}$

Во Вселенной с параметром замедления, равным нулю, следует, что H = 1 / t , где t - время с момента Большого взрыва. Ненулевое, зависящее от времени значение просто требует интегрирования уравнений Фридмана в обратном направлении от настоящего времени до времени, когда размер сопутствующего горизонта был равен нулю.${\displaystyle q}$

Долгое время считалось, что q было положительным, что указывало на то, что расширение замедляется из-за гравитационного притяжения. Это означало бы возраст Вселенной менее 1 / H (что составляет около 14 миллиардов лет). Например, значение q , равное 1/2 (когда-то одобренное большинством теоретиков), даст возраст Вселенной как 2 / (3 H ). Открытие в 1998 году , что д - видимому , отрицательные означает , что Вселенная может быть на самом деле старше , чем 1 / H . Тем не менее, оценки возраста Вселенной очень близко к 1 / H .

Парадокс Ольберса [ править ]

Расширение пространства, резюмируемое интерпретацией закона Хаббла в рамках теории Большого взрыва, имеет отношение к старой загадке, известной как парадокс Ольберса : если бы Вселенная была бесконечной по размеру, статичной и заполнена равномерным распределением звезд , тогда все лучи зрения в небо заканчивалось бы звездой, и небо было бы ярким, как поверхность звезды. Однако ночное небо в основном темное. ^{[42] [43]}

С XVII века астрономы и другие мыслители предложили множество возможных способов разрешения этого парадокса, но принятое в настоящее время решение частично зависит от теории Большого взрыва, а частично от расширения Хаббла: во Вселенной, существующей в ограниченном количестве Со временем только свет конечного числа звезд успел достичь нас, и парадокс разрешен. Кроме того, в расширяющейся Вселенной далекие объекты удаляются от нас, из-за чего исходящий от них свет смещается в красную сторону и становится менее ярким к тому времени, когда мы его видим. ^{[42] [43]}

Безразмерная постоянная Хаббла [ править ]

Вместо работы с постоянной Хаббла обычно вводят безразмерную постоянную Хаббла , обычно обозначаемую h , и записывают постоянную Хаббла H ₀ как h  × 100 км  с ⁻¹  Мпк ⁻¹ , всю относительную неопределенность истинного значения из H ₀ переводится в h . ^[44] Безразмерная постоянная Хаббла часто используется для определения расстояний, которые рассчитываются по красному смещению z по формуле d ≈c/H ₀× z . Поскольку H ₀ точно неизвестно, расстояние выражается как:

${\displaystyle cz/H_{0}\approx (2998\times z){\text{ Mpc }}h^{-1}}$

Другими словами, вычисляется 2998 × z и единицы задаются как или${\displaystyle {\text{Mpc }}h^{-1}}$${\displaystyle h^{-1}{\text{ Mpc}}.}$

Иногда может быть выбрано справочное значение, отличное от 100, и в этом случае после h ставится нижний индекс, чтобы избежать путаницы; например, h ₇₀ обозначает км с ^-1  Мпк ^-1 , что подразумевает .${\displaystyle H_{0}=70\,h_{70}}$${\displaystyle h_{70}=h/0.7}$

Это не следует путать с безразмерным значением постоянной Хаббла, обычно выражаемой в единицах Планка , полученным путем умножения H ₀ на 1,75 × 10 ⁻⁶³ (из определений парсек и t P ), например, для H ₀ = 70, получается вариант единицы Планка 1.2 × 10 ⁻⁶¹ .

Определение постоянной Хаббла [ править ]

Значение постоянной Хаббла оценивается путем измерения красного смещения далеких галактик и последующего определения расстояний до них каким-либо другим методом, кроме закона Хаббла. Этот подход является частью лестницы космических расстояний для измерения расстояний до внегалактических объектов. Неопределенности в физических допущениях, используемых для определения этих расстояний, привели к различным оценкам постоянной Хаббла. ^[2]

Наблюдения астронома Вальтера Бааде привели его к определению различных « популяций » звезд (Население I и Население II). Те же наблюдения привели его к открытию, что существует два типа переменных звезд цефеид. Используя это открытие, он пересчитал размер известной Вселенной, удвоив предыдущий расчет, сделанный Хабблом в 1929 году. ^{[46] [47] [48]} Он объявил об этом открытии к значительному изумлению на встрече Международного астрономического союза в 1952 году в Риме.

В октябре 2018 года ученые представили новый третий способ (два более ранних метода, один из которых основан на красных смещениях, а другой - на лестнице космических расстояний, дали результаты, которые не совпадают), с использованием информации о гравитационно-волновых событиях (особенно тех, которые связаны с слиянием нейтронных звезд). , как GW170817 ), определения постоянной Хаббла. ^{[49] [50]}

В июле 2019 года астрономы сообщили, что после обнаружения слияния нейтронных звезд GW170817 был предложен новый метод определения постоянной Хаббла и устранения расхождений с более ранними методами, основанный на слиянии пар нейтронных звезд . ^{[51] [52]} Их измерение постоянной Хаббла70,3+5,3
−5,0(км / с) / Мпк. ^[53]

Также в июле 2019 года астрономы сообщили о другом новом методе, использующем данные космического телескопа Хаббла и основанном на расстояниях до звезд красных гигантов, рассчитанных с использованием индикатора расстояния ветви красных гигантов (TRGB). Их измерение постоянной Хаббла69,8+1,9
-1,9(км / с) / Мпк. ^{[54] [55] [56]}

В марте 2020 года Лукас Ломбрайзер, физик из Женевского университета , представил возможный способ согласования двух существенно разных определений постоянной Хаббла, предложив понятие ближайшего обширного «пузыря» диаметром 250 миллионов световых лет, то есть половина плотности остальной Вселенной. ^{[57] [58]}

Предыдущие подходы к оценке и обсуждению [ править ]

На протяжении большей части второй половины 20-го века значение составляло от 50 до 90 (км / с) / Мпк .${\displaystyle H_{0}}$

Значение постоянной Хаббла было темой долгого и довольно ожесточенного спора между Жераром де Вокулёром , который утверждал, что значение составляет около 100, и Алланом Сэндиджем , который утверждал, что значение было около 50. ^[59] В 1996 году дискуссия модерировалась. от Джона Бакаллом между Сиднеем ван ден Берга и Густав Тамманом был проведен аналогичным образом на ранней дискуссии Шепли-Curtis над этими двумя конкурирующими ценностями.

Эта ранее значительная разница в оценках была частично устранена с введением в конце 1990-х годов модели Вселенной ΛCDM. С помощью модели ΛCDM наблюдения скоплений с большим красным смещением в рентгеновском и микроволновом диапазонах с использованием эффекта Сюняева – Зельдовича , измерения анизотропии космического микроволнового фонового излучения и оптические обзоры дали значение константы около 70. ^{[ необходима цитата ]}

Более поздние измерения миссии Planck, опубликованные в 2018 году, указывают на более низкое значение67,66 ± 0,42 , хотя даже совсем недавно, в марте 2019 г., более высокое значение74,03 ± 1,42 было определено с использованием усовершенствованной процедуры с использованием космического телескопа Хаббл. ^[60] Два измерения расходятся на уровне 4,4 σ , за пределами вероятного уровня случайности. ^[61] Разрешение этого разногласия - постоянная область исследований. ^[62]

См. Таблицу измерений ниже для многих недавних и более старых измерений.

Ускорение расширения [ править ]

Значение, полученное при стандартных наблюдениях за сверхновыми типа Ia со свечой , которое в 1998 году было определено как отрицательное, удивило многих астрономов, сделав вывод о том, что расширение Вселенной в настоящее время «ускоряется» ^[63] (хотя фактор Хаббла все еще уменьшается. со временем, как упоминалось выше в разделе « Интерпретация »; см. статьи о темной энергии и модели ΛCDM ).${\displaystyle q}$

Вывод параметра Хаббла [ править ]

Начнем с уравнения Фридмана :

${\displaystyle H^{2}\equiv \left({\frac {\dot {a}}{a}}\right)^{2}={\frac {8\pi G}{3}}\rho -{\frac {kc^{2}}{a^{2}}}+{\frac {\Lambda c^{2}}{3}},}$

где - параметр Хаббла, - масштабный коэффициент , G - гравитационная постоянная , - нормализованная пространственная кривизна Вселенной, равная -1, 0 или 1, и - космологическая постоянная.${\displaystyle H}$${\displaystyle a}$${\displaystyle k}$${\displaystyle \Lambda }$

Вселенная, в которой преобладает материя (с космологической постоянной) [ править ]

Если во Вселенной преобладает материя , то массовая плотность Вселенной может просто включать материю, так что${\displaystyle \rho }$

${\displaystyle \rho =\rho _{m}(a)={\frac {\rho _{m_{0}}}{a^{3}}},}$

где плотность материи сегодня. Из уравнения Фридмана и термодинамических принципов мы знаем, что для нерелятивистских частиц их массовая плотность уменьшается пропорционально обратному объему Вселенной, поэтому приведенное выше уравнение должно быть верным. Мы также можем определить (см. Параметр плотности для )${\displaystyle \rho _{m_{0}}}$${\displaystyle \Omega _{m}}$

${\displaystyle \rho _{c}={\frac {3H_{0}^{2}}{8\pi G}};}$

${\displaystyle \Omega _{m}\equiv {\frac {\rho _{m_{0}}}{\rho _{c}}}={\frac {8\pi G}{3H_{0}^{2}}}\rho _{m_{0}};}$

следовательно:

${\displaystyle \rho ={\frac {\rho _{c}\Omega _{m}}{a^{3}}}.}$

Также по определению

${\displaystyle \Omega _{k}\equiv {\frac {-kc^{2}}{(a_{0}H_{0})^{2}}}}$

${\displaystyle \Omega _{\Lambda }\equiv {\frac {\Lambda c^{2}}{3H_{0}^{2}}},}$

где нижний индекс ноль относится к сегодняшним значениям, а . Подставляя все это в уравнение Фридмана в начале этого раздела и заменяя его на, дает${\displaystyle a_{0}=1}$${\displaystyle a}$${\displaystyle a=1/(1+z)}$

${\displaystyle H^{2}(z)=H_{0}^{2}\left(\Omega _{m}(1+z)^{3}+\Omega _{k}(1+z)^{2}+\Omega _{\Lambda }\right).}$

Вселенная, в которой преобладает материя и темная энергия [ править ]

Если во Вселенной преобладает как материя, так и темная энергия, то приведенное выше уравнение для параметра Хаббла также будет функцией уравнения состояния темной энергии . А сейчас:

${\displaystyle \rho =\rho _{m}(a)+\rho _{de}(a),}$

где - массовая плотность темной энергии. По определению, уравнение состояния в космологии есть , и если его подставить в уравнение жидкости, которое описывает, как массовая плотность Вселенной изменяется со временем, тогда${\displaystyle \rho _{de}}$${\displaystyle P=w\rho c^{2}}$

${\displaystyle {\dot {\rho }}+3{\frac {\dot {a}}{a}}\left(\rho +{\frac {P}{c^{2}}}\right)=0;}$

${\displaystyle {\frac {d\rho }{\rho }}=-3{\frac {da}{a}}(1+w).}$

Если w постоянно, то

${\displaystyle \ln {\rho }=-3(1+w)\ln {a};}$

подразумевая:

${\displaystyle \rho =a^{-3(1+w)}.}$

Таким образом, для темной энергии с постоянным уравнением состояния ш , . Если это подставить в уравнение Фридмана таким же образом, как и раньше, но на этот раз , который предполагает пространственно плоскую Вселенную, тогда (см. Форму Вселенной )${\displaystyle \rho _{de}(a)=\rho _{de0}a^{-3(1+w)}}$${\displaystyle k=0}$

${\displaystyle H^{2}(z)=H_{0}^{2}\left(\Omega _{m}(1+z)^{3}+\Omega _{de}(1+z)^{3(1+w)}\right).}$

Если темная энергия происходит от космологической постоянной, такой как введенная Эйнштейном, это можно показать . Затем уравнение сводится к последнему уравнению в разделе вселенной, где преобладает материя, с установленным на ноль. В этом случае начальная плотность темной энергии определяется выражением ^[64]${\displaystyle w=-1}$${\displaystyle \Omega _{k}}$${\displaystyle \rho _{de0}}$

${\displaystyle \rho _{de0}={\frac {\Lambda c^{2}}{8\pi G}}}$ и ${\displaystyle \Omega _{de}=\Omega _{\Lambda }.}$

Если темная энергия не имеет постоянного уравнения состояния w, то

${\displaystyle \rho _{de}(a)=\rho _{de0}e^{-3\int {\frac {da}{a}}\left(1+w(a)\right)},}$

и чтобы решить эту проблему, он должен быть параметризован, например, если , давая${\displaystyle w(a)}$${\displaystyle w(a)=w_{0}+w_{a}(1-a)}$

${\displaystyle H^{2}(z)=H_{0}^{2}\left(\Omega _{m}a^{-3}+\Omega _{de}a^{-3\left(1+w_{0}+w_{a}\right)}e^{3w_{a}a}\right).}$^{[ необходима цитата ]}

Другие ингредиенты были разработаны недавно. ^{[65] [66] [67]}

Единицы, полученные из постоянной Хаббла [ править ]

Время Хаббла [ править ]

Постоянная Хаббла имеет обратное время; время Хаббла t _H просто определяется как величина, обратная постоянной Хаббла, ^[68] т.е.${\displaystyle H_{0}}$

${\displaystyle t_{H}\equiv {\frac {1}{H_{0}}}={\frac {1}{67.8{\textrm {(km/s)/Mpc}}}}=4.55\cdot 10^{17}{\textrm {s}}=14.4{\text{ billion years}}.}$

Это немного отличается от возраста Вселенной, который составляет примерно 13,8 миллиарда лет. Время Хаббла - это возраст, который у него был бы, если бы расширение было линейным, и оно отличается от реального возраста Вселенной, потому что расширение не линейное; они связаны безразмерным фактором, который зависит от массово-энергетического содержания Вселенной, которое составляет около 0,96 в стандартной модели ΛCDM.

В настоящее время мы, кажется, приближаемся к периоду, когда расширение Вселенной будет экспоненциальным из-за возрастающего преобладания энергии вакуума . В этом режиме параметр Хаббла постоянен, и Вселенная растет в е раз каждый хаббловский раз:

${\displaystyle H\equiv {\frac {\dot {a}}{a}}={\textrm {constant}}\quad \Longrightarrow \quad a\propto e^{Ht}=e^{\frac {t}{t_{H}}}}$

Точно так же общепринятое значение 2,27 Es ⁻¹ означает, что (при нынешних темпах) Вселенная будет расти с коэффициентом в одну экзасекунду .${\displaystyle e^{2.27}}$

Как объяснялось выше, в течение длительных периодов времени динамика осложняется общей теорией относительности, темной энергией, инфляцией и т. Д.

Длина Хаббла [ править ]

Длина Хаббла или расстояние Хаббла - это единица расстояния в космологии, определяемая как - скорость света, умноженная на время Хаббла. Это эквивалентно 4550 миллионам парсеков или 14,4 миллиардам световых лет. (Числовое значение длины Хаббла в световых годах по определению равно значению времени Хаббла в годах.) Хаббловское расстояние - это расстояние между Землей и галактиками, которые в настоящее время удаляются от нас со скоростью свет, как можно видеть путем подстановки в уравнение для закона Хаббла, V = H ₀ D .${\displaystyle cH_{0}^{-1}}$${\displaystyle D=cH_{0}^{-1}}$

Объем Хаббла [ править ]

Объем Хаббла иногда определяют как объем Вселенной с сопутствующим размером, равным Точное определение варьируется: иногда его определяют как объем сферы с радиусом или, альтернативно, как куб со стороны. Некоторые космологи даже используют термин объем Хаббла для обозначения относятся к объему наблюдаемой Вселенной , хотя его радиус примерно в три раза больше.${\displaystyle cH_{0}^{-1}.}$${\displaystyle cH_{0}^{-1},}$${\displaystyle cH_{0}^{-1}.}$

Измеренные значения постоянной Хаббла [ править ]

Для определения постоянной Хаббла использовалось несколько методов. Измерения "поздней вселенной" с использованием методов калиброванной лестницы расстояний сошлись на значении приблизительно73 км / с / Мпк . С 2000 года стали доступны методы "ранней вселенной", основанные на измерениях космического микроволнового фона, и они согласуются со значением, близким к 67,7 км / с / Мпк . (Это объясняет изменение скорости расширения со времен ранней Вселенной, поэтому сравнимо с первым числом.) По мере совершенствования методов оценочные погрешности измерений уменьшились, но диапазон измеренных значений не уменьшился до такой степени, что разногласия теперь статистически значимы . Это несоответствие называется напряжением Хаббла . ^{[69] [70]}

По состоянию на 2020 год ^[update]причина несоответствия не выяснена. В апреле 2019 года астрономы сообщили о дальнейших существенных расхождениях между различными методами измерения в значениях постоянной Хаббла, что, возможно, свидетельствует о существовании новой области физики, которая в настоящее время недостаточно изучена. ^{[61] [71] [72] [73] [74]} К ноябрю 2019 года это напряжение настолько выросло, что некоторые физики, такие как Джозеф Силк, стали называть его «возможным кризисом космологии», поскольку наблюдаемые свойства Вселенной кажутся взаимно несовместимыми. ^[75]В феврале 2020 года проект Megamaser Cosmology Project опубликовал независимые результаты, которые подтвердили результаты дистанционной лестницы и отличались от результатов ранней вселенной на уровне статистической значимости 95%. ^[76] В июле 2020 года измерения космического фонового излучения Космологическим телескопом Атакама предсказывают, что Вселенная должна расширяться медленнее, чем наблюдается в настоящее время. ^[77]

Измерение постоянной Хаббла

Дата публикации	Постоянная Хаббла (км / с) / Мпк	Наблюдатель	Цитата	Замечания / методология
2020-12-16	72,1 ± 2,0	Космический телескоп Хаббла и Gaia EDR3	[78]	Объединение более ранних работ по звездам красных гигантов с использованием индикатора расстояния ветви красных гигантов (TRGB) с измерениями параллакса Омеги Центавра из Gaia EDR3.
2020-12-15	73,2 ± 1,3	Космический телескоп Хаббла и Gaia EDR3	[79]	Комбинация фотометрии HST и параллаксов Gaia EDR3 для цефеид Млечного Пути , снижающая неопределенность калибровки светимости цефеид до 1,0%. Общая неопределенность для значения составляет 1,8%, которая, как ожидается, будет уменьшена до 1,3% с большей выборкой сверхновых типа Ia в галактиках, которые являются известными хозяевами цефеид. Продолжение сотрудничества, известного как Supernovae, по уравнению состояния темной энергии (SHoES).${\displaystyle H_{0}}$${\displaystyle H_{0}}$
2020-12-04	73,5 ± 5,3	Э. Дж. Бакстер, Б. Д. Шервин	[80]	Гравитационное линзирование в CMB используется для оценки без привязки к шкале звукового горизонта , обеспечивая альтернативный метод анализа данных Planck .${\displaystyle H_{0}}$
2020-11-25	71,8+3,9 −3,3	P. Denzel et al.	[81]	Восемь систем галактик с четырьмя линзами используются для определения с точностью до 5%, что согласуется как с «ранними», так и «поздними» оценками Вселенной. Независимо от дальних лестниц и космического микроволнового фона.${\displaystyle H_{0}}$
2020-09-29	67,6+4,3 −4,2	S. Mukherjee et al.	[82]	Гравитационные волны , если предположить, что переходный ZTF19abanrh, обнаруженный Zwicky Transient Facility, является оптическим аналогом GW190521 . Независимо от дальних лестниц и космического микроволнового фона.
2020-02-26	73,9 ± 3,0	Космологический проект Megamaser	[76]	Измерения геометрических расстояний до галактик, вмещающих мегамазеры. Независимо от дальних лестниц и космического микроволнового фона.
2019-10-14	74,2+2,7 −3,0	ШАРИКИ	[83]	Моделирование распределения массы и временной задержки линзированного квазара DES J0408-5354.
2019-09-12	76,8 ± 2,6	SHARP / H0LiCOW	[84]	Моделирование трех галактических линзированных объектов и их линз с использованием наземной адаптивной оптики и космического телескопа Хаббла.
2019-08-20	70,3+1,36 -1,35	K. Dutta et al.	[85]	Это получено при анализе космологических данных с малым красным смещением в рамках модели ΛCDM. Используемые наборы данных - это сверхновые типа Ia, барионные акустические колебания , измерения временной задержки с использованием сильного линзирования, измерения с использованием космических хронометров и измерения роста на основе крупномасштабных наблюдений за структурой.${\displaystyle H_{0}}$${\displaystyle H(z)}$
2019-08-15	73,5 ± 1,4	MJ Reid, DW Pesce, AG Riess	[86]	Измерение расстояния до Мессье 106 с помощью его сверхмассивной черной дыры в сочетании с измерениями затменных двойных звезд в Большом Магеллановом Облаке.
2019-07-16	69,8 ± 1,9	Космический телескоп Хаббла	[54] [55] [56]	Расстояния до звезд красных гигантов рассчитываются с помощью индикатора расстояния ветви красных гигантов (TRGB).
2019-07-10	73,3+1,7 -1,8	H0LiCOW сотрудничество	[87]	Обновленные наблюдения многократно отображаемых квазаров, теперь с использованием шести квазаров, независимо от космической лестницы расстояний и независимо от измерений космического микроволнового фона.
2019-07-08	70,3+5,3 −5,0	Детекторы LIGO и Virgo	[53]	Использует радио-аналог GW170817 в сочетании с более ранними данными о гравитационных волнах (GW) и электромагнитных (EM) данных.
2019-03-28	68,0+4,2 −4,1	Ферми-ЛАТ	[88]	Затухание гамма-излучения из-за внегалактического света. Независимо от космической дистанционной лестницы и космического микроволнового фона.
2019-03-18	74,03 ± 1,42	Космический телескоп Хаббла	[61]	Прецизионная фотометрия HST цефеид в Большом Магеллановом Облаке (БМО) снижает неопределенность расстояния до БМО с 2,5% до 1,3%. Пересмотр увеличивает напряжение с измерениями реликтового излучения до уровня 4,4 σ (P = 99,999% для гауссовых ошибок), увеличивая расхождение выше вероятного уровня случайности. Продолжение сотрудничества, известного как Supernovae, по уравнению состояния темной энергии (SHoES).${\displaystyle H_{0}}$
2019-02-08	67,780,91 -0,87	Джозеф Райан и др.	[89]	Угловой размер квазара и барионные акустические колебания в предположении плоской модели LambdaCDM. Альтернативные модели приводят к другим (обычно более низким) значениям постоянной Хаббла.
2018-11-06	67,77 ± 1,30	Обзор темной энергии	[90]	Измерения сверхновых с использованием метода обратной лестницы на основе барионных акустических колебаний.
2018-09-05	72,5+2,1 -2,3	H0LiCOW сотрудничество	[91]	Наблюдения многократно отображаемых квазаров, не зависящие от лестницы космических расстояний и измерений космического микроволнового фона.
2018-07-18	67,66 ± 0,42	Планка Миссия	[92]	Окончательные результаты Planck 2018.
2018-04-27	73,52 ± 1,62	Космический телескоп Хаббла и Гайя	[93] [94]	Дополнительная HST- фотометрия галактических цефеид с ранними измерениями параллакса Gaia. Пересмотренное значение увеличивает напряжение с измерениями реликтового излучения на уровне 3,8 σ . Продолжение сотрудничества SHoES.
2018-02-22	73,45 ± 1,66	Космический телескоп Хаббла	[95] [96]	Измерения параллакса галактических цефеид для улучшенной калибровки дистанционной лестницы ; значение указывает на расхождение с измерениями реликтового излучения на уровне 3.7 σ . Ожидается, что неопределенность снизится до менее 1% с окончательным выпуском каталога Gaia. ОБУВЬ сотрудничество.
2017-10-16	70,0+12,0 −8,0	LIGO Scientific Collaboration и Дева Сотрудничество	[97]	Стандартное измерение сирены, не зависящее от обычных методов "стандартной свечи"; Гравитационно-волновой анализ слияния двойной нейтронной звезды (BNS) GW170817 непосредственно оценил расстояние светимости в космологических масштабах. Оценка пятидесяти подобных обнаружений в следующем десятилетии может разрешить противоречие с другими методологиями. [98] Обнаружение и анализ слияния нейтронной звезды и черной дыры (NSBH) может обеспечить большую точность, чем может позволить BNS. [99]
2016-11-22	71,9+2,4 −3,0	Космический телескоп Хаббла	[100]	Использует временные задержки между несколькими изображениями удаленных переменных источников, созданными с помощью сильного гравитационного линзирования . Сотрудничество, известное как линзы в источнике COSMOGRAIL (H0LiCOW).${\displaystyle H_{0}}$
2016-08-04	76,2+3,4 -2,7	Космические потоки-3	[101]	Сравнение красного смещения с другими методами определения расстояний, включая методы Талли – Фишера , переменную цефеид и сверхновые типа Ia. Ограничительная оценка на основе данных предполагает более точное значение75 ± 2 .
2016-07-13	67,6+0,7 −0,6	SDSS-III Спектроскопическое исследование барионных колебаний (BOSS)	[102]	Барионные акустические колебания. Расширенное исследование (eBOSS) началось в 2014 году и, как ожидается, продлится до 2020 года. Расширенное исследование предназначено для изучения того времени, когда Вселенная уходила от эффектов замедления силы тяжести от 3 до 8 миллиардов лет после Большого взрыва. [103]
2016-05-17	73,24 ± 1,74	Космический телескоп Хаббла	[104]	Сверхновая типа Ia , ожидается, что неопределенность уменьшится более чем в два раза с предстоящими измерениями Gaia и другими улучшениями. ОБУВЬ сотрудничество.
2015-02	67,74 ± 0,46	Планка Миссия	[105] [106]	Результаты анализа Планка «s полной миссии были обнародованы на 1 декабря 2014 года на конференции в Ферраре , Италия. Полный комплект документов с подробным описанием результатов миссии был выпущен в феврале 2015 года.
2013-10-01	74,4 ± 3,0	Космические потоки-2	[107]	Сравнение красного смещения с другими методами определения расстояний, включая методы Талли – Фишера, переменную цефеид и сверхновые типа Ia.
2013-03-21	67,80 ± 0,77	Планка Миссия	[45] [108] [109] [110] [111]	ESA Planck Surveyor был запущен в мае 2009 года в течение четырех лет, он выполнил значительно более детальное исследование космического микроволнового излучения , чем более ранние исследования с использованием НЕМТА радиометров и болометром технологии для измерения реликтового излучения в меньшем масштабе , чем WMAP. 21 марта 2013 года возглавляемая европейцами исследовательская группа космологического зонда Planck опубликовала данные миссии, включая новую карту CMB всего неба и их определение постоянной Хаббла.
2012-12-20	69,32 ± 0,80	WMAP (9 лет) в сочетании с другими измерениями.	[112]
2010 г.	70,4+1,3 -1,4	WMAP (7 лет) в сочетании с другими измерениями.	[113]	Эти значения возникают в результате подгонки комбинации WMAP и других космологических данных к простейшей версии модели ΛCDM. Если данные соответствуют более общим версиям, H 0 имеет тенденцию быть меньше и более неопределенным: обычно около67 ± 4 (км / с) / Мпк, хотя некоторые модели допускают значения около63 (км / с) / Мпк . [114]
2010 г.	71,0 ± 2,5	Только WMAP (7 лет).	[113]
2009-02	70,5 ± 1,3	WMAP (5 лет) в сочетании с другими измерениями.	[115]
2009-02	71,9+2,6 -2,7	Только WMAP (5 лет)	[115]
2007 г.	70,4+1,5 -1,6	WMAP (3 года) в сочетании с другими измерениями.	[116]
2006-08	76,9+10,7 -8,7	Рентгеновская обсерватория Чандра	[117]	Комбинированный эффект Сюняева – Зельдовича и рентгеновские наблюдения скоплений галактик Chandra . Скорректированная неопределенность в таблице из Planck Collaboration 2013. [118]
2001-05	72 ± 8	Ключевой проект космического телескопа Хаббл	[25]	Этот проект установил наиболее точное оптическое определение, совместимое с измерением H 0 на основе наблюдений эффекта Сюняева-Зельдовича многих скоплений галактик, имеющих аналогичную точность.
до 1996 года	50–90 (оцен.)		[59]
начало 1970-х	≈ 55 (оценка)	Аллан Сэндидж и Густав Тамманн	[119]
1958 г.	75 (оценка)	Аллан Сэндидж	[120]	Это была первая хорошая оценка H 0 , но консенсус будет достигнут через десятилетия.
1956 г.	180	Хьюмасон , Мэйолл и Сэндидж	[119]
1929 г.	500	Эдвин Хаббл , телескоп Хукера	[121] [119] [122]
1927 г.	625	Жорж Лемэтр	[123]	Первое измерение и интерпретация как признак расширения Вселенной

См. Также [ править ]

• Ускоряющееся расширение Вселенной
• Космология
• Темная материя
• Тесты общей теории относительности

Ссылки [ править ]