Die präziseren Beobachtungen des Webb-Teleskops verwirren die Wissenschaftler noch mehr über die Ausdehnung des Universums

Unser Universum dehnt sich aus, und eine wichtige „Konstante“, die die Expansionsrate des Universums misst, ist die Hubble-Konstante. Es gibt zwei Methoden zur Berechnung der Hubble-Konstante: die „Entfernungsleitermethode“ und die Methode des Standardkosmologischen Modells. Mit zunehmender Messgenauigkeit weisen die mit den beiden Methoden ermittelten Hubble-Konstanten deutliche Unterschiede auf. Manche Leute spekulieren, dass das Kerninstrument der „Distanzleitermethode“ – das Hubble-Weltraumteleskop (HST) – bei der Messung entfernter Cepheiden gewisse Abweichungen erzeugt, wodurch die mit dieser Methode ermittelte Hubble-Konstante ungenau wird. Neue Beobachtungen des James Webb Space Telescope (JWST) haben jedoch bewiesen, dass die HST-Beobachtungen genau waren. Daher bleibt das Problem der Hubble-Konstante ungelöst. Gibt es irgendwo ein Problem bei der Entfernungsleitermethode oder liegt ein Problem mit dem Standardmodell der Kosmologie vor?

Geschrieben von | Wang Shanqin

Kürzlich gab das Team des Nobelpreisträgers von 2011, Adam Riess (1969-), Folgendes bekannt [1]: Beobachtungen des Johns Hopkins Webb Space Telescope (JWST) haben bestätigt, dass die mit der „Distanzleitermethode“ ermittelte Hubble-Konstante tatsächlich nicht mit der Hubble-Konstante übereinstimmt, die aus dem Standardmodell der Kosmologie abgeleitet wurde. Die Inkonsistenz zwischen den mit den beiden Methoden erhaltenen Hubble-Konstanten wird als „Hubble-Spannung“ bezeichnet, was mit „Hubble-Konflikt“ übersetzt werden kann.

Also, was ist die Hubble-Konstante? Wie wird die Hubble-Konstante gemessen? Wie kam es zum „Hubble-Konflikt“? Wenn es tatsächlich einen „Hubble-Konflikt“ gäbe, was würde das bedeuten?

Hubble-Konstante

Im Jahr 1929 maß Edwin Hubble (1889–1953) die Entfernungen von 24 Galaxien und verglich sie mit den Geschwindigkeiten von 20 dieser Galaxien, die zuvor von Vesto Slipher (1875–1969) gemessen worden waren, sowie mit den Geschwindigkeiten von vier weiteren Galaxien, die von Milton Humason (1891–1972, Hubbles damaliger Assistent) gemessen worden waren.

Hubble hält ein Galaxienfoto. Bildquelle: Public Domain

Hubble entdeckte, dass die Fluchtgeschwindigkeit einer Galaxie proportional zu ihrer Entfernung ist, was als „Hubble-Gesetz“ bekannt ist[2]. Die Ergebnisse des Hubble-Teleskops machten den Menschen klar, dass sich das Universum ausdehnt. [Anmerkung 1]

Das vom Hubble-Teleskop erstellte Geschwindigkeits-Entfernungs-Diagramm von Galaxien zeigt, dass die beiden im Wesentlichen proportional sind. Bildquelle: Referenz [2].

Die durch Division der Geschwindigkeit durch die Entfernung erhaltene Proportionalitätskonstante wurde später mit km/s^(-1) als Geschwindigkeitseinheit und Megaparsec (Mpc oder 3,26 Millionen Lichtjahre) als Entfernungseinheit bezeichnet und mit dem Symbol „H“ dargestellt. Die von Hubble damals berechnete Hubble-Konstante betrug etwa 550 und ihre physikalische Bedeutung lautet: Ein Objekt (z. B. eine Galaxie), das 3,26 Millionen Lichtjahre von uns entfernt ist, bewegt sich mit einer Geschwindigkeit von 550 km/s (-1) von uns weg. Weiter entfernte Objekte im Universum bewegen sich mit höherer Geschwindigkeit von uns weg. Daher wird die Hubble-Konstante verwendet, um zu beschreiben, wie schnell sich das Universum ausdehnt.

Die Hubble-Konstante ist im Wesentlichen „Geschwindigkeit geteilt durch Entfernung“. Der Kehrwert ist dann „Entfernung geteilt durch Geschwindigkeit“, also die Zeit. Daher ist die Hubble-Konstante auch eng mit dem Alter des Universums verbunden: Unter der Annahme, dass sich das Universum mit einer gleichmäßigen Geschwindigkeit ausdehnt, ist der Kehrwert der Hubble-Konstante – die „Hubble-Zeit“ – gleich dem Alter des Universums (da sich das Universum nicht mit einer gleichmäßigen Geschwindigkeit ausdehnt, besteht zwischen beiden ein Unterschied; zufälligerweise ist dieser Unterschied zwischen beiden aber nicht groß, denn beide betragen etwa 14 Milliarden Jahre).

Die Hubble-Konstante H ist eigentlich keine Konstante, da sie für verschiedene Zeitalter des Universums unterschiedlich ist. Die Hubble-Konstanten, die wir später besprechen werden, sind alle „aktuellen Hubble-Konstanten“, die aus verschiedenen Methoden abgeleitet wurden und durch H0 dargestellt werden.

So berechnen Sie die Hubble-Konstante: Die Entfernungsleitermethode

Frühe Astronomen nutzten die Parallaxenmethode, um die Entfernungen zu Himmelskörpern zu messen. Das Grundprinzip der Parallaxenmethode besteht darin, denselben Himmelskörper von verschiedenen Orten aus zu beobachten, zwei Sichtlinien zu erhalten, den Winkel zwischen den beiden Sichtlinien zu messen und dann die Entfernung zwischen den Messorten zu kombinieren, um mithilfe trigonometrischer Funktionen die Entfernung des Himmelskörpers zu berechnen. Der halbe Winkel wird als „Parallaxe“ bezeichnet. [Anmerkung 2]

Da Himmelskörper sehr weit entfernt sind, ist die üblicherweise verwendete Einheit der Parallaxe die Bogensekunde (für viel weiter entfernte Objekte können Millibogensekunden oder sogar Mikrobogensekunden verwendet werden), woraus sich eine Entfernungseinheit ableitet – das Parsec. Nimmt man die durchschnittliche Entfernung zwischen der Erde und der Sonne als Basislinie, so beträgt die Entfernung eines Sterns 1 Parsec, wenn seine Parallaxe 1 Bogensekunde beträgt. 1 Parsec entspricht ungefähr 3,262 Lichtjahren. Bevor die Lichtgeschwindigkeit bestimmt wurde, war das Parsec die Standardeinheit für die Sternentfernung. [Anmerkung 3]

Allerdings sind die meisten Sterne zu weit entfernt, als dass die Parallaxe messbar wäre. Auf der Erde können wir die Parallaxe von Sternen im Allgemeinen nur innerhalb einiger hundert Lichtjahre messen. Für größere Entfernungen müssen Astronomen leistungsfähigere Instrumente verwenden. Im Jahr 1912 entdeckte Henrietta Leavitt (1868–1921), eine unbekannte Astronomin am Harvard-Observatorium, auf der Grundlage kontinuierlicher Beobachtungen ein wichtiges Gesetz: Je höher die Leuchtkraft der Cepheiden, desto länger ist ihre Schwankungsdauer. Genauer gesagt besteht zwischen beiden nach der Logarithmierung eine lineare funktionale Beziehung. [3] Dies ist die berühmte „Perioden-Leuchtkraft-Beziehung“ („period-luminosity relation“), die in den letzten Jahren auch als „Leavitt-Beziehung“ bekannt wurde.

Die großartige und lange unbesungene LeWitt und die Wochenendbeziehung, die sie hatte. Die oberen und unteren Punktgruppen stellen die maximale bzw. minimale Leuchtkraft verschiedener Cepheiden dar und erfüllen beide eine einfache lineare Funktionsbeziehung (siehe obere und untere Liniensegmente). Bildquelle: Öffentliches Urheberrecht (links); Referenz [3] (rechts)

Die Periode von Cepheiden lässt sich leicht messen. Solange die Parallaxenmethode zur Messung der Entfernung nahegelegener Cepheiden (und damit zur Ermittlung ihrer Leuchtkraft) verwendet wird, können sie als Maßstab verwendet und mit der Perioden-Leuchtkraft-Beziehung kombiniert werden, um die Leuchtkraft weit entfernter Cepheiden (und damit ihre Entfernung) zu ermitteln.

Im Jahr 1929 verwendete Hubble Cepheiden, um die Entfernungen zu diesen 24 Galaxien zu messen. Seitdem sind Cepheiden zu einem entscheidenden „kosmischen Maßstab“ bei der Messung von Himmelsentfernungen geworden.

Die größte Entfernung, die mit der Cepheidenmethode bestimmt werden kann, beträgt etwa 100 Millionen Lichtjahre. Größere Entfernungen werden mit Supernovas vom Typ Ia gemessen. Obwohl es Unterschiede in der maximalen Leuchtkraft verschiedener Supernovae vom Typ Ia gibt, können einige künstliche „Korrekturmethoden“ Supernovae vom Typ Ia in „standardisierte Kerzen“ umwandeln. Wenn Cepheiden in einer nahegelegenen Galaxie bestätigt werden, die Supernovae vom Typ Ia produziert, können wir die Entfernung zu diesen Supernovae vom Typ Ia messen, indem wir die Entfernung zu den Cepheiden messen. dann können wir anhand der „standardisierten Kerze“ die Entfernung zu den entfernten Supernovas vom Typ Ia und ihren Galaxien („Wirtsgalaxien“) messen

Es gibt drei Methoden zur Messung kosmischer Entfernungen: die Parallaxenmethode, die Cepheidenmethode und die Supernova-Methode vom Typ Ia. Für größere Entfernungen werden Cepheiden zur Entfernungsmessung verwendet, und für noch größere Entfernungen werden Supernovae vom Typ Ia zur Entfernungsmessung verwendet. Der kleine gepunktete Kreis in der Abbildung stellt die Entfernungsgrenze dar, die mit der einfachen Parallaxenmethode (alte Methode) gemessen werden kann, und der große gepunktete Kreis stellt die Entfernungsgrenze dar, die mit der Parallaxenmethode in Kombination mit der Cepheiden-Variablenmethode (neue Methode) gemessen werden kann. Kleine blaue Punkte stellen kurzperiodische Cepheiden dar und große blaue Punkte stellen langperiodische Cepheiden dar. Bildnachweis: NASA, ESA, A. Feild (STScI) und A. Riess (STScI/JHU)
https://esahubble.org/images/opo1812a/

Dies bildet eine dreistufige Leiter: Parallaxe – Cepheiden – Supernova Typ Ia. Dies ist zwar nur eine von vielen Distanzleitern, aber die leistungsstärkste und genaueste.

Hubble verwechselte damals zwei Arten von Cepheiden, sodass die von ihm ermittelte Hubble-Konstante zu groß war. Nach kontinuierlichen Revisionen wurde dieser Wert vor 1990 auf Werte zwischen 50 und 100 festgelegt, allerdings mit größerer Unsicherheit. Das 1990 gestartete Hubble-Weltraumteleskop (HST) kann Entfernungen von bis zu etwa 10.000 Lichtjahren messen. Dadurch war es möglich, die Hubble-Konstante genau zu bestimmen.

Astronomen führten das Hubble-Weltraumteleskop-Schlüsselprojekt (KP) durch, bei dem sie den exakten Wert der Hubble-Konstante berechneten, indem sie die Entfernung zu Cepheiden präzise maßen. Im Jahr 2001 ermittelte KP den Wert der Hubble-Konstante mit 72 bei einer Fehlerspanne von 8. Im Jahr 2011 berechnete ein von Rees geleitetes Team den neuen Wert der Hubble-Konstante auf der Grundlage von Entfernungsmessungen von Cepheiden in neun Galaxien auf 73,8 bei einer Fehlerspanne von 2,4. Bei acht dieser neun Galaxien wurden Supernova-Explosionen vom Typ Ia beobachtet.

Im Jahr 2013 wurde der Satellit Gaia ins All geschossen, der Entfernungen von etwa zehntausend Lichtjahren messen kann. Rees et al. das Projekt „Supernova H0 for the Equation of State“, abgekürzt „SH0ES“ (ähnlich dem englischen Wort SHOES für „Schuhe“), umgesetzt [4]. „SH0ES“ kombiniert Beobachtungen von HST und Gaia, um für jede Stufe der Entfernungsleiter präzisere (d. h. mit kleineren Fehlern) Messungen durchzuführen.

Im Jahr 2022 haben Rees et al. Die Hubble-Konstante wurde basierend auf Beobachtungen des SH0ES-Projekts mit einem Fehler von 1 zu 73 ermittelt.

Standardmodell der Kosmologie

Eine andere Möglichkeit zur Berechnung der Hubble-Konstante besteht in der Verwendung des kosmologischen Standardmodells. Das Modell geht davon aus, dass die Materie im Universum aus dunkler Energie, kalter dunkler Materie und gewöhnlicher Materie besteht. Unter ihnen wird dunkle Energie durch den griechischen Buchstaben Λ dargestellt und die Abkürzung für kalte dunkle Materie ist CDM; Daher wird das Standardmodell der Kosmologie auch als ΛCDM-Modell bezeichnet.

Durch Anpassung der Daten zur kosmischen Mikrowellenhintergrundstrahlung (CMB) mithilfe des Standardmodells der Kosmologie können wir die Hubble-Konstante und andere wichtige kosmologische Parameter ermitteln. Die Theorie zeigt, dass die CMB etwa 380.000 Jahre nach dem Urknall entstand, als sich Elektronen im Universum mit Wasserstoffionen (Protonen) zu neutralen Wasserstoffatomen verbanden, die grundsätzlich nicht mehr mit Photonen interagierten. Diese Photonen werden somit „entkoppelt“ und werden zu Hintergrundphotonen, deren Temperatur etwa 3000 K beträgt. Während sich das Universum weiter ausdehnt, wird die Wellenlänge der Hintergrundphotonen um etwa das 1000-fache gedehnt, die Energie wird um etwa das 1000-fache reduziert und die Temperatur erreicht etwa 2,725 K. Sie ist hauptsächlich im Mikrowellenband konzentriert, daher der Name kosmische Mikrowellen-Hintergrundstrahlung.

Die Hintergrundstrahlungsstrahlung (CMB) spiegelt das Erscheinungsbild des Universums in seiner Anfangszeit wider und enthält äußerst wichtige Informationen über das frühe Universum. Wenn Kosmologen das kosmologische Modell (ΛCDM-Modell) verwenden, um CMB-Daten anzupassen, müssen sie Parameter wie Materiegehalt (einschließlich gewöhnlicher Materie und kalter dunkler Materie), Dunkle-Energie-Gehalt, Hubble-Konstante und kosmische Krümmung (ein Maß für den Krümmungsgrad) verwenden. Durch Anpassung können wir den optimalen Wert, den Median und den Fehler dieser Parameter erhalten.

Zu den Satelliten, die Mikrowellen-Hintergrundstrahlung erfassen, gehören der Cosmic Background Explorer (COBE), der Satellit Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) und der Satellit Planck.

Oben sind von links nach rechts künstlerische Darstellungen der Satelliten COBE, WMAP und Planck zu sehen. Unten sind Falschfarbenbilder aufgeführt, die auf Grundlage der von ihnen ermittelten CMB-Daten erstellt wurden. Es ist ersichtlich, dass die WMAP-Daten mehr Details aufweisen als COBE und dass die von Planck erhaltenen Daten detaillierter sind als die WMAP-Daten. Bildnachweis: NASA/JPL-Caltech/ESA

Auf der Grundlage früher WMAP-Daten kamen Kosmologen zu dem Schluss, dass die Hubble-Konstante mit einem großen Fehler ungefähr 72 beträgt. Seit 2003 hat sich die Genauigkeit der Anpassung der Hubble-Konstante aus WMAP-Daten kontinuierlich verbessert. Der Planck-Satellit ist weiter fortgeschritten als WMAP. Die anhand der von ihr ermittelten Werte angepasste Hubble-Konstante ist genauer und weist einen geringeren Fehler auf als der aus WMAP-Daten ermittelte Wert.

Im Jahr 2020 gab der Planck-Satellit die Hubble-Konstante mit 67,4 an, mit einem Fehler von 0,5. [5]

Der Widerspruch zwischen den beiden Methoden

Das Problem tritt also auf. Selbst wenn beide Fehler berücksichtigt werden, beträgt die mit der Distanzleitermethode ermittelte Hubble-Konstante mehr als 72, während die mit dem ΛCDM-Modell ermittelte Hubble-Konstante weniger als 68 beträgt. Wenn nur der Median berücksichtigt wird, ist der Unterschied zwischen den beiden deutlicher. Die von der ersteren abgeleitete Expansionsrate des Universums ist 9 % höher als die von der letzteren abgeleitete.

Dies ist die „Hubble-Spannung“, die am Anfang des Artikels erwähnt wurde.

Die folgende Abbildung zeigt die Werte der Hubble-Konstante, die in verschiedenen Jahren (horizontal) mit zwei gängigen Methoden gemessen wurden. Die Hubble-Konstante und ihr Fehlerbereich, der mit der Entfernungsleitermethode (KP, SH0ES, CPH, HST+Gaia2, HST+Gaia) ermittelt wurde, werden durch blaue Punkte und Fehlerbalken dargestellt; Die Hubble-Konstante und ihr Fehlerbereich, der mithilfe von CMB-Daten (W1, W3, W5, W7, W9, P13, P15, P18, P+S4) ermittelt wurde, werden durch rote Punkte und Fehlerbalken dargestellt. Die grüne Farbe in der Abbildung stellt die Hubble-Konstante dar, die auf der Grundlage der Gravitationswellen gemessen wurde, die bei der Verschmelzung binärer Neutronensterne (BNS) entstehen.

„Hubble-Spannung“: Mit zunehmender Genauigkeit beginnen sich die mit den beiden gängigen Methoden ermittelten Werte der Hubble-Konstante deutlich zu unterscheiden. Das KP in der Abbildung steht für Hubble Key Project; W steht für WMAP und die Zahl dahinter gibt die Anzahl der Jahre an, für die Daten verwendet wurden. und P steht für den Satelliten Planck. BNS weist derzeit einen großen Fehler auf, aber nach der Messung von 15 solchen Ereignissen in der Zukunft kann der Fehler erheblich reduziert werden. Bildquelle:
https://www.researchgate.net/figure/The-Hubble-tension-adapted-from-Beaton-et-al-2016-Freedman-2017-inklusive-the_fig6_329836950

Es ist ersichtlich, dass sich die mit den beiden früheren Methoden erhaltenen Werte überschneiden und kein Widerspruch besteht. Im späteren Stadium, als die Fehler beider Methoden schnell abnahmen, überlappten sich die mit den beiden Methoden erhaltenen Werte nicht mehr und es traten deutliche Unterschiede auf.

Infrarotbeobachtungen des JWST: Überraschung oder Schock?

Angesichts des unüberbrückbaren Widerspruchs zwischen den beiden Methoden glauben manche, dass es mit zunehmender Entfernung immer schwieriger wird, das Licht der Cepheiden vom Licht der sie umgebenden Sterne zu trennen, und dass daher die Verunreinigung durch das Licht nahegelegener Sterne immer schwerwiegender wird, was dazu führt, dass HST bei der Messung der Leuchtkraft von Cepheiden große Abweichungen erzeugt. gäbe es keine derartige Abweichung, gäbe es möglicherweise keinen Hubble-Konflikt.

Im Jahr 2023 beobachtete Riess‘ Team mit dem JWST fünf Galaxien, in denen es zu Supernovas vom Typ Ia gekommen war und die eine große Zahl veränderlicher Cepheiden enthielten. Sie identifizierten in diesen Galaxien mehr als 1.000 Cepheiden. [5]

Die Messung bringt den Kosmologen gute und schlechte Nachrichten. Die gute Nachricht ist, dass die Infrarotbeobachtungsqualität von JWST besser ist als die von HST. Die schlechte Nachricht ist, dass der Hubble-Konflikt nicht gelöst ist und es in Zukunft nicht möglich sein wird, die Schuld auf HST abzuwälzen.

Auf der linken Seite des Bildes ist ein Bild von NGC 5584 zu sehen, das aus Beobachtungsdaten der Weitfeldkamera der dritten Generation (WFC3) des HST und der Nahinfrarotkamera (NIRCam) des JWST besteht. Der blaue Sternhaufen in der Mitte stellt die Sterne im Beobachtungsbereich der beiden dar, und die roten Punkte stellen die darin vermischten Cepheiden dar. Das Bild oben rechts ist ein zusammengesetztes Bild von HSTs WFC3 und das Bild unten rechts ist ein zusammengesetztes Bild von JWSTs NIRCam. Durch die schärfere Infrarotsicht des JWST können die anvisierten Cepheiden deutlicher von den umgebenden Sternen isoliert werden. Bildnachweis: NASA, ESA, A. Riess (STScI), W. Yuan (STScI)

Da JWST eine größere Blendenöffnung als HST hat, ist seine Auflösung höher als die von HST. Es kann viele Lichtpunkte deutlich unterscheiden, die HST nicht unterscheiden kann, wodurch die Photometrie genauer wird. Daher ist der Fehler der mit JWST gemessenen Cepheiden kleiner als der mit HST ermittelte.

Die genaueren Beobachtungen des JWST zeigen, dass die vorherigen HST-Beobachtungen zwar große Fehler aufwiesen, es jedoch keine Abweichungen gab, da der Median der von ihm gemessenen Werte nahezu mit dem vom JWST ermittelten Median übereinstimmte, sodass die vorherigen HST-Beobachtungen genau waren.[5] Der Hubble-Konflikt besteht weiterhin.

Die Beziehung zwischen der Periode (Abszisse) und der Helligkeit (Ordinate, ausgedrückt in Magnitude) verschiedener Cepheiden. Die roten Punkte stammen von JWST und die grauen Punkte von HST. Oben abgebildet ist NGC 5584, die Heimatgalaxie einer Supernova vom Typ Ia. Das Bild unten zeigt die Galaxie NGC 4258 mit bekannter geometrischer Entfernung. Der Beobachtungsfehler von JWST ist deutlich kleiner als der von HST. Da die Cepheiden in jedem Bild aus derselben Galaxie stammen, haben sie im selben Bild die gleiche Entfernung von der Erde und der Helligkeitsunterschied ist ein Maß für den Unterschied in der Leuchtkraft. Bildnachweis: NASA, ESA, A. Riess (STScI) und G. Anand (STScI)

Wenn die Hubble-Konstante mit der Distanzschrittmethode tatsächlich genau gemessen werden kann, müssen andere Parameter im ΛCDM-Modell so geändert werden, dass die von diesem Modell angepasste Hubble-Konstante dem mit der Distanzschrittmethode ermittelten Wert entspricht. Bei den „anderen Parametern“ handelt es sich hier um dunkle Energie, dunkle Materie, die Krümmung des Universums und so weiter.

Um dieses Problem zu lösen, müsste man also möglicherweise exotische dunkle Energie oder exotische dunkle Materie oder neue relativistische Teilchen (wie etwa exotische Neutrinos) postulieren oder postulieren, dass die Krümmung des Universums leicht von Null abweicht (das heißt, das Universum ist leicht gekrümmt). Sollte eine dieser Annahmen zutreffen, würde dies neue Veränderungen in der Grundlagenphysik bedeuten. [4]

Wenn mit der Entfernungsleitermethode etwas nicht stimmt, bedeutet das, dass wir einen Teil unseres Wissens über die Sternastronomie überprüfen und revidieren müssen. Der Hubble-Konflikt ist daher sowohl für die Astronomie als auch für die Kosmologie eine Herausforderung.

„Was für ein Genie“

Lassen Sie uns abschließend über den Begriff „Hubble-Spannung“ sprechen. Es beschreibt die Spannung zwischen der „Hubble-Konstante“, die mithilfe zweier wichtiger Methoden ermittelt wird, und seine Aussprache ähnelt dem englischen Wort „Hypertension“.

Ich habe speziell nach dem 110-seitigen Übersichtsartikel zur „Hubble-Spannung“ von Di Valentino et al. gesucht. [6] im Jahr 2021, fand jedoch keinen Hinweis darauf, in welchem ​​Papier der Ausdruck „Hubble-Spannung“ zuerst vorgeschlagen wurde, obwohl der Ausdruck „Hubble-Spannung“ in dem Papier fast 300 Mal auftauchte.

Ich weiß also noch nicht, wer diesen Ausdruck erfunden hat. Doch ganz gleich, wer den Begriff „Hubble-Konflikt“ erfunden hat und ganz gleich, ob die Person unter Bluthochdruck leidet oder nicht: Bei manchen Kosmologen mit Bluthochdruck führt der Hubble-Konflikt tatsächlich zu Kopfschmerzen aufgrund des erhöhten Blutdrucks.

Um ein beliebtes Internet-Meme zu zitieren: Die Person, die den Ausdruck „Hubble-Spannung“ erfunden hat, ist ein echtes Genie!

Dieser Artikel wurde am 18. März 2024 fertiggestellt

Hinweise

[Anmerkung 1] Im Jahr 1927 kombinierte Georges Lemaître (1894-1966) die Tatsache der Galaxienflucht und bewies mithilfe der allgemeinen Relativitätstheorie, dass sich das Universum ausdehnt und dass die Fluchtgeschwindigkeit von Galaxien proportional zur Entfernung ist. Im Jahr 2018 änderte die 30. Generalversammlung der Internationalen Astronomischen Union den Namen „Hubble-Gesetz“ in „Hubble-Lemaître-Gesetz“. Später wurde die „Hubble-Konstante“ auch „Hubble-Lemaître-Konstante“ genannt. Der Kürze halber nennen wir es immer noch die „Hubble-Konstante“. Tatsächlich verwendete Lemaître nicht nur die von Schlieffer erhaltenen Geschwindigkeitsdaten, sondern auch die zuvor von Hubble gemessenen Galaxiendaten (die Datenqualität war jedoch relativ schlecht) und gelangte so zu einer sehr groben proportionalen Beziehung.

[Anmerkung 2] Es ist wichtig zu beachten, dass die meisten Diagramme, die die Parallaxenmethode zeigen, nur zwei Messungen zeigen. in der Realität erfordert die Methode mehrere Messungen, um zuverlässige Entfernungswerte zu erhalten.

[Anmerkung 3] Auch heute noch verwendet die überwiegende Mehrheit der astronomischen wissenschaftlichen Arbeiten und Artikel nur Parsec (sowie größere Einheiten wie Kiloparsec und Megaparsec) als Entfernungseinheit.

Verweise

[1]Riess, AG, Anand, GS, Yuan, W., et al. 2024, ApJL, 962, L17. doi:10.3847/2041-8213/ad1ddd

[2]Hubble, E. 1929, Proceedings of the National Academy of Science, 15, 168. doi:10.1073/pnas.15.3.168

[3]Leavitt, HS & Pickering, EC 1912, Harvard College Observatory Circular, 173

[4]Riess, A. 2023, American Astronomical Society Meeting #241, id. 424.01. Bulletin der American Astronomical Society, Bd. 55, Nr. 2 E-ID 2023n2i424p01 (https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2023AAS...24142401R/abstract)

[5]Planck Collaboration, Aghanim, N., Akrami, Y., et al.\ 2020, \aap, 641, A6. doi:10.1051/0004-6361/201833910

[6]Di Valentino, E., Mena, O., Pan, S., et al. 2021, Klassische und Quantengravitation, 38, 153001. doi:10.1088/1361-6382/ac086d

Dieser Artikel wird vom Science Popularization China Starry Sky Project unterstützt

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