Lei de Hubble (Hubble's law)

lei de Hubble, formalmente designada como lei de Hubble-Lemaître, representa uma observação fundamental na cosmologia física: as galáxias afastam-se da Terra a velocidades diretamente proporcionais à sua distância. Isto implica que galáxias mais distantes apresentam velocidades de recessão mais elevadas. A velocidade recessiva de uma galáxia é geralmente determinada através da medição do seu desvio para o vermelho, o que significa uma mudança na frequência da luz emitida por essa galáxia. Embora a descoberta da lei de Hubble seja comumente atribuída à publicação de Edwin Hubble de 1929, o conceito teórico de um universo em expansão a uma taxa quantificável originou-se antes. Alexander Friedmann derivou esta ideia pela primeira vez em 1922 a partir das equações da relatividade geral, com as suas equações de Friedmann demonstrando o potencial de expansão cósmica e delineando a sua velocidade potencial. Antes de Hubble, o astrônomo Carl Wilhelm Wirtz, utilizando seus próprios dados em 1922 e 1924, inferiu que as galáxias que pareciam menores e mais escuras exibiam maiores desvios para o vermelho, indicando assim que galáxias mais remotas se afastavam mais rapidamente de um observador. Em 1927, Georges Lemaître concluiu de forma independente a possibilidade de um universo em expansão, observando a proporcionalidade direta entre a velocidade recessiva de corpos celestes distantes e suas distâncias. Ele forneceu uma estimativa inicial para esta relação, que posteriormente ficou conhecida como constante de Hubble após a confirmação da expansão cósmica por Hubble e sua determinação mais precisa de seu valor dois anos depois. Hubble deduziu as velocidades de recessão desses objetos a partir de seus desvios para o vermelho, muitos dos quais haviam sido previamente medidos e correlacionados com a velocidade por Vesto Slipher em 1917. A integração das medições de velocidade de Slipher com a metodologia e cálculos de Henrietta Swan Leavitt para distâncias intergalácticas permitiu a Hubble refinar o cálculo da taxa de expansão do universo.

A lei de Hubble é reconhecida como a evidência observacional fundamental para a expansão do universo e é frequentemente citado em apoio ao modelo do Big Bang. O movimento de entidades astronômicas atribuível exclusivamente a esta expansão é denominado fluxo de Hubble. Este fenômeno é matematicamente representado pela equação v = H§78§D, onde H§1516§ denota a constante de proporcionalidade - especificamente, a constante de Hubble - ligando a "distância adequada" D a um galáxia (um valor que evolui ao longo do tempo, distinto da distância móvel) com sua velocidade de separação v, que é a derivada temporal da distância adequada na coordenada do tempo cósmico. Embora a constante de Hubble H§2728§ mantenha um valor constante em qualquer instante específico, o parâmetro de Hubble H mais amplo, para o qual a constante de Hubble representa sua manifestação atual, exibe variabilidade temporal. Consequentemente, o descritor constante é ocasionalmente considerado um nome ligeiramente impróprio.

A constante de Hubble é expressa em unidades de quilômetros por segundo por megaparsec (km/s/Mpc), indicando, por exemplo, que uma galáxia situada a 1 megaparsec (equivalente a 3,09×10¹⁹ km) da Terra se afasta aproximadamente 70 km/s. O inverso de H§910§ produz o tempo de Hubble, que é de aproximadamente 14,4 bilhões de anos. Alternativamente, a constante de Hubble pode ser conceituada como uma taxa de expansão relativa. Nesta representação, H§1516§ = 7%/Gyr, significando que, sob a atual taxa de expansão, uma estrutura cósmica livre aumentaria seu tamanho em 7% durante um período de um bilhão de anos.

Descoberta

Antes das observações de Hubble, uma década antes, vários físicos e matemáticos já haviam formulado uma teoria coerente de um universo em expansão, aproveitando as equações de campo da relatividade geral de Einstein. A aplicação de princípios cosmológicos fundamentais resultou num modelo dinâmico que contradiz o conceito contemporâneo predominante de um universo estático.

Observações de Slipher

Em 1912, Vesto M. Slipher conduziu a medição inicial de um desvio Doppler para uma "nebulosa espiral", uma designação arcaica para galáxias espirais. Posteriormente, ele constatou que quase todos esses corpos celestes estavam se afastando da Terra. Slipher, no entanto, não compreendeu completamente as profundas implicações cosmológicas desta descoberta. Além disso, durante essa época, persistiu um debate significativo sobre se estas nebulosas constituíam "universos-ilhas" externos à Via Láctea.

Equações FLRW

Em 1922, Alexander Friedmann derivou suas equações de Friedmann de mesmo nome a partir das equações de campo de Einstein, demonstrando que o universo poderia se expandir a uma taxa calculável através dessas equações. O parâmetro introduzido por Friedmann é atualmente reconhecido como fator de escala, que pode ser conceituado como uma representação invariante à escala da constante de proporcionalidade na lei de Hubble. Georges Lemaître identificou de forma independente uma solução comparável na sua publicação de 1927. As equações de Friedmann são formuladas incorporando a métrica para um universo homogêneo e isotrópico nas equações de campo de Einstein, assumindo um fluido com densidade e pressão especificadas. Este conceito de um espaço-tempo em expansão posteriormente contribuiu para o desenvolvimento das teorias cosmológicas do Big Bang e do estado estacionário.

Equação de Lemaître

Em 1927, dois anos antes da publicação de Hubble, o padre e astrônomo belga Georges Lemaître foi o primeiro a publicar uma pesquisa que derivou o que hoje é conhecido como a lei de Hubble. De acordo com o astrônomo canadense Sidney van den Bergh, "a descoberta de 1927 da expansão do universo por Lemaître foi publicada em francês em um jornal de baixo impacto. Na tradução inglesa de alto impacto deste artigo de 1931, uma equação crítica foi alterada pela omissão da referência ao que hoje é conhecido como constante de Hubble." Desde então, foi estabelecido que o próprio Lemaître realizou as alterações no artigo traduzido.

Morfologia do Universo

Antes do surgimento da cosmologia moderna, um discurso significativo cercava o tamanho e a configuração do universo. Em 1920, ocorreu o debate Shapley-Curtis, envolvendo Harlow Shapley e Heber D. Curtis, que contestaram esta questão. Shapley defendia um universo compacto, comparável em tamanho à galáxia da Via Láctea, enquanto Curtis postulava um universo consideravelmente maior. Este debate foi resolvido na década seguinte através das observações refinadas do Hubble.

Estrelas Variáveis Cefeidas Extragalácticas

Edwin Hubble conduziu a maioria de suas observações astronômicas profissionais no Observatório Mount Wilson, que abrigava o telescópio mais poderoso da época. Suas observações de estrelas variáveis ​​Cefeidas dentro de "nebulosas espirais" permitiram-lhe determinar as distâncias a esses corpos celestes. Surpreendentemente, descobriu-se que estes objetos estavam a distâncias que os colocavam claramente além da Via Láctea. Inicialmente, elas continuaram a ser chamadas de nebulosas, com o termo galáxias substituindo gradualmente esta nomenclatura.

Integração de redshifts e medições de distância

As velocidades e distâncias integrantes da lei de Hubble não são medidas diretamente. As velocidades são inferidas a partir do desvio para o vermelho, denotado como z = ∆λ/λ da radiação, enquanto a distância é deduzida do brilho. Hubble se esforçou para estabelecer uma correlação entre o brilho e o parâmetro z.

Ao integrar suas medições de distâncias de galáxias com as medições de redshift correspondentes de Vesto Slipher e Milton Humason, Hubble identificou uma proporcionalidade aproximada entre o redshift de um objeto e sua distância. Apesar da dispersão considerável, agora atribuída a velocidades peculiares - o 'fluxo de Hubble' designa a região do espaço suficientemente distante para que a velocidade de recessão ultrapasse as velocidades peculiares locais - Hubble traçou com sucesso uma linha de tendência das 46 galáxias que investigou. Isso rendeu um valor constante de Hubble de 500 (km/s)/Mpc, que foi significativamente maior do que o valor atualmente aceito devido a imprecisões em suas calibrações de distância.

Diagrama de Hubble

A lei de Hubble pode ser ilustrada de forma eficaz usando um "diagrama de Hubble", onde a velocidade de um objeto (presumida aproximadamente proporcional ao seu desvio para o vermelho) é plotada em relação à sua distância do observador. Uma linha reta com inclinação positiva neste diagrama representa visualmente a lei de Hubble.

Abandono da Constante Cosmológica

Após a publicação da descoberta de Hubble, Albert Einstein interrompeu a sua investigação sobre a constante cosmológica, que tinha introduzido nas suas equações da relatividade geral para forçar uma solução estática, um estado que anteriormente considerava correto para o Universo. Na sua forma não adulterada, as equações de Einstein previam um universo em expansão ou em contração. Consequentemente, ele incorporou a constante para neutralizar a expansão ou contração, produzindo assim um modelo cósmico estático e plano. Após a confirmação empírica de Hubble de um universo em expansão, Einstein referiu-se à sua suposição errônea de um cosmos estático como seu "maior erro". Intrinsecamente, a relatividade geral foi capaz de prever a expansão cósmica, um fenômeno que poderia ser verificado empiricamente por meio de observações como as lentes gravitacionais da luz por objetos massivos ou a precessão do periélio da órbita de Mercúrio, permitindo a comparação com previsões teóricas derivadas de soluções específicas de suas equações originais.

Em 1931, Einstein visitou o Observatório Mount Wilson para expressar gratidão ao Hubble por estabelecer a base observacional da cosmologia moderna.

A constante cosmológica foi experimentou um interesse acadêmico renovado nas últimas décadas, servindo como uma estrutura hipotética para explicar a energia escura.

Interpretação

A identificação de uma correlação linear entre o desvio para o vermelho e a distância, combinada com uma relação linear assumida entre a velocidade recessiva e o desvio para o vermelho, facilita a derivação de uma formulação matemática direta para a lei de Hubble, apresentada a seguir:

v = H §1415§ D {\displaystyle v=H_{0}\,D}

onde

• v representa a velocidade recessiva, quantificada convencionalmente em quilômetros por segundo (km/s).
• H§34§ denota a constante de Hubble, que corresponde ao valor de H (frequentemente referido como o parâmetro de Hubble, uma quantidade dependente do tempo exprimível em termos do fator de escala) dentro das equações de Friedmann, avaliadas especificamente na época de observação indicada pelo subscrito §1011§. Essa constante mantém a uniformidade em todo o universo em qualquer momento específico de movimento.
• D significa a distância adequada da galáxia ao observador, uma métrica que varia ao longo do tempo, contrastando com a distância móvel constante. É quantificado em megaparsecs (Mpc) dentro do espaço tridimensional definido por um tempo cosmológico específico. A velocidade recessiva é precisamente v = dD/dt.

A lei de Hubble é reconhecida como uma relação fundamental que liga a velocidade recessiva e a distância. No entanto, a correlação precisa entre a velocidade recessiva e o desvio para o vermelho depende do modelo cosmológico escolhido e só é definitivamente estabelecida para pequenos valores de desvio para o vermelho.

Quando as distâncias D excedem o raio da esfera do Hubble r_HS, observa-se que os objetos recuam a velocidades que ultrapassam a velocidade da luz.

r HS = c H §2425§   . {\displaystyle r_{\text{HS}}={\frac {c}{H_{0}}}\ .}

Dado que a "constante" de Hubble é espacialmente constante, mas temporalmente variável, o raio da esfera de Hubble pode flutuar, expandindo-se ou contraindo-se em diferentes intervalos de tempo. O subscrito '0' denota especificamente o valor atual da constante de Hubble. Evidências contemporâneas indicam uma expansão acelerada do universo, o que implica que, para qualquer galáxia em particular, a sua velocidade recessiva dD/dt aumenta progressivamente à medida que se move para distâncias maiores. Por outro lado, supõe-se que o parâmetro Hubble diminua com o tempo, sugerindo que se alguém observasse uma série de galáxias distintas atravessando uma distância fixa D, as galáxias subsequentes passariam essa distância a uma velocidade menor em comparação com as anteriores.

Velocidade de redshift e velocidade de recessão

O redshift é quantificável através da medição precisa do comprimento de onda de uma transição espectral conhecida, como linhas α de hidrogênio em quasares remotos, e subsequentemente calculando seu desvio fracionário de um ponto de referência estacionário. Esta metodologia garante que o redshift seja uma quantidade inequivocamente observável. No entanto, a conversão destas medidas de desvio para o vermelho em velocidades recessivas requer uma consideração cuidadosa: embora uma relação linear entre o desvio para o vermelho e a velocidade recessiva seja válida para pequenos valores de desvio para o vermelho, a lei da distância do desvio para o vermelho torna-se não linear em contextos mais amplos, exigindo a derivação específica desta correlação para cada modelo cosmológico e época.

Velocidade do Redshift

O redshift, denotado como z, é frequentemente conceituado como uma velocidade do redshift. Esta velocidade teórica representa a velocidade recessiva que geraria um desvio para o vermelho idêntico se resultasse de um efeito Doppler linear. É crucial notar, no entanto, que esta interpretação Doppler linear é imprecisa, uma vez que as magnitudes das velocidades envolvidas impedem a aplicação de fórmulas não relativísticas de deslocamento Doppler. Consequentemente, esta velocidade calculada de desvio para o vermelho pode facilmente ultrapassar a velocidade da luz. Portanto, a determinação da velocidade do redshift, v_rs, emprega a seguinte relação:

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

Esta relação implica que não há nenhuma diferença fundamental entre a velocidade do redshift e o redshift; eles são diretamente proporcionais e não estão ligados por nenhum princípio teórico mais profundo. A justificativa para a nomenclatura "velocidade do redshift" decorre de sua congruência com a velocidade derivada de uma aproximação de baixa velocidade da fórmula Fizeau-Doppler.

z = λ<!-- λ --> o λ<!-- λ --> e −<!-- − --> §3536§ = §4344§ + v c §5758§ − v c − §7778§ ≈ v c . {\displaystyle z={\frac {\lambda _{\text{o}}}{\lambda _{\text{e}}}}-1={\sqrt {\frac {1+{\frac {v}{c}}}{1-{\frac {v}{c}}}}}-1\approx {\frac {v}{c}}.}

Neste contexto, λ_o e λ_e denotam os comprimentos de onda observados e emitidos, respectivamente. No entanto, a "velocidade de desvio para o vermelho" v_rs não mantém uma relação direta com velocidades reais em magnitudes mais altas, e interpretar este termo como uma velocidade física verdadeira pode levar a uma ambiguidade conceitual significativa. A discussão subsequente irá elaborar a relação entre redshift, velocidade do redshift e velocidade recessiva.

Velocidade recessiva

Deixe R(t) representar o fator de escala do universo, que se expande ao longo do tempo de acordo com o modelo cosmológico escolhido. Isso implica que todas as distâncias adequadas, D(t), medidas entre pontos co-móveis, aumentam em proporção direta a R. (Os pontos em movimento são definidos como aqueles que permanecem estacionários em relação ao seu entorno cósmico imediato.) Consequentemente:

D ( t ) D ( t §2728§ ) = R ( t ) R ( t §5960§ ) , {\displaystyle {\frac {D(t)}{D(t_{0})}}={\frac {R(t)}{R(t_{0})}},}

onde t§34§ denota um tempo de referência específico. Se a luz for emitida por uma galáxia no tempo t_e e subsequentemente observada em t§1516§, ela sofre um desvio para o vermelho devido à expansão do universo, e esse desvio para o vermelho z é precisamente definido como:

z = R ( t §2122§ ) R ( t e ) − 1. {\displaystyle z={\frac {R(t_{0})}{R(t_{\text{e}})}}-1.}

Considere uma galáxia situada a uma distância D, onde esta distância varia temporalmente a uma taxa d_tD. Essa taxa de recessão é designada como "velocidade de recessão" v_r:

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

A constante de Hubble é posteriormente definida como

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

que produz a lei de Hubble:

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

Deste ponto de vista, a lei de Hubble estabelece uma relação fundamental que liga (i) a velocidade recessiva, que é indicativa da expansão cósmica, e (ii) a distância até um objeto celeste. A correlação entre redshift e distância serve como um elo instrumental que facilita a conexão da lei de Hubble com observações empíricas. Esta lei pode ser aproximadamente relacionada ao redshift z através de uma expansão em série de Taylor:

z = R ( t §2122§ ) R ( t e ) − §4950§ ≈ R ( t §6566§ ) R ( t §8182§ ) ( §9192§ + ( t e − t §112113§ ) H ( t §126127§ ) ) − §142143§ ≈ ( t §153154§ − t e ) H ( t §178179§ ) , {\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}),}

Quando a distância é suficientemente limitada, outras complexidades dentro do modelo são reduzidas a pequenos ajustes, e o intervalo temporal pode ser aproximado como a distância dividida pela velocidade da luz:

z ≈<!-- ≈ --> ( t §1718§ − t e ) H ( t §4243§ ) ≈ D c H ( t §6768§ ) , {\displaystyle z\approx (t_{0}-t_{\text{e}})H(t_{0})\approx {\frac {D}{c}}H(t_{0}),}

Como alternativa,

c z ≈<!-- ≈ --> D H ( t §2324§ ) = v r . {\displaystyle cz\approx DH(t_{0})=v_{r}.}

Esta abordagem postula que a relação cz = v_r serve como uma aproximação aplicável apenas em redshifts baixos, necessitando de sua substituição por uma relação dependente do modelo para redshifts mais altos.

Observabilidade de parâmetros

Fundamentalmente, nem v nem D dentro da fórmula dada são diretamente mensuráveis, pois representam as propriedades atuais de uma galáxia, enquanto as observações astronômicas capturam inerentemente o estado da galáxia no passado, especificamente quando a luz observada foi emitida.

Para galáxias situadas relativamente próximas do observador (onde o redshift z é significativamente menor que um), os valores de Presume-se que v e D tenham sofrido alterações mínimas. Nesses casos, v pode ser aproximado usando a fórmula v = zc, onde c denota a velocidade da luz. Esta aproximação produz a relação empírica originalmente estabelecida por Hubble.

Por outro lado, para galáxias distantes, determinar v (ou D) a partir de z requer a especificação de um modelo cosmológico abrangente que descreva a evolução temporal de H. O desvio para o vermelho em si não corresponde diretamente à velocidade de recessão no momento da emissão da luz; no entanto, oferece uma interpretação direta: (1 + z) representa o fator de expansão do universo durante a jornada do fóton até o observador.

Velocidade de expansão versus velocidade peculiar

Ao aplicar a lei de Hubble para determinação de distâncias, é crucial considerar apenas a componente da velocidade atribuível à expansão do Universo. Galáxias que interagem gravitacionalmente exibem movimentos relativos que são independentes da expansão cósmica; essas velocidades relativas, denominadas velocidades peculiares, devem, portanto, ser levadas em consideração nos cálculos ao utilizar a lei de Hubble. Essas velocidades peculiares são responsáveis pelas distorções do redshift-espaço.

Dependência temporal do parâmetro Hubble

O parâmetro H é frequentemente chamado de "constante de Hubble"; no entanto, esta designação é um nome impróprio porque permanece constante espacialmente apenas em uma época específica. Em praticamente todos os modelos cosmológicos, o seu valor muda ao longo do tempo, o que implica que as observações de objetos extremamente distantes representam inerentemente o passado distante, quando esta "constante" possuía uma magnitude diferente. Consequentemente, "parâmetro Hubble" é uma nomenclatura mais precisa, com H§56§ indicando especificamente seu valor atual.

Um equívoco frequente é que um universo em aceleração implica necessariamente um aumento temporal no parâmetro de Hubble. No entanto, dada a definição ${\displaystyle H(t)\equiv {\dot {a}}(t)/a(t)}$, na maioria dos modelos cosmológicos em aceleração, o fator de escala ${\displaystyle a}$ cresce proporcionalmente mais rápido que sua derivada ${\displaystyle {\dot {a}}}$, levando a uma diminuição em H ao longo do tempo. (Embora a velocidade de recessão de uma galáxia específica aumente, as galáxias que cruzam uma esfera de raio fixo o fazem mais lentamente em tempos cósmicos posteriores.)

Ao definir o parâmetro de desaceleração adimensional q ≡<!-- ≡ --> −<!-- − --> uma ¨<!-- ¨ --> uma / uma ˙<!-- ˙ --> §4546§ {\textstyle q\equiv -{\ddot {a}}a/{\dot {a}}^{2}} , o seguinte relacionamento é derivado:

d H d t = −<!-- − --> H §3132§ ( §3738§ + q ) {\displaystyle {\frac {dH}{dt}}=-H^{2}(1+q)}

Esta equação demonstra que o parâmetro Hubble diminui com o tempo, a menos que q < −1. Esta exceção surge exclusivamente se o universo compreender energia fantasma, uma construção teórica geralmente considerada improvável.

Por outro lado, dentro do modelo Lambda-CDM (ΛCDM) estabelecido, que descreve a matéria escura fria e uma constante cosmológica, o parâmetro de desaceleração q é projetado para se aproximar assintoticamente de -1 a partir de valores maiores que -1 em um futuro remoto, à medida que a influência da constante cosmológica ultrapassa progressivamente a da matéria. Consequentemente, o parâmetro H do Hubble convergirá de cima para um valor estável de aproximadamente 57 (km/s)/Mpc, levando a uma expansão exponencial do fator de escala do universo ao longo do tempo.

Lei de Hubble idealizada

A derivação matemática de uma Lei de Hubble idealizada, aplicável a um universo em expansão uniforme, constitui um teorema geométrico relativamente fundamental dentro de um sistema de coordenadas cartesianas/newtonianas tridimensionais. Este espaço, quando conceituado como espaço métrico, apresenta completa homogeneidade e isotropia, o que significa que suas propriedades permanecem invariantes independentemente da localização ou direção. O teorema pode ser articulado de forma concisa da seguinte forma:

Quaisquer dois pontos que se afastam de uma origem comum, cada um atravessando linhas retas a uma velocidade diretamente proporcional à distância a essa origem, também se afastarão um do outro a uma velocidade proporcional à separação entre eles.

Notavelmente, este princípio estende sua aplicabilidade a espaços não cartesianos, desde que mantenham homogeneidade e isotropia locais. Isto inclui, em particular, as geometrias espaciais curvadas negativa e positivamente comumente empregadas na modelagem cosmológica. Uma implicação significativa deste teorema é que o recuo observado de objetos celestes da Terra não significa a proximidade da Terra a um ponto central de expansão cósmica. Em vez disso, demonstra que cada observador dentro de um universo em expansão perceberá objetos se afastando de seu ponto de vista.

Destino final e idade do universo

O valor do parâmetro Hubble evolui temporalmente, exibindo um aumento ou uma diminuição dependendo da magnitude do parâmetro de desaceleração q, formalmente definido como:

q = −<!-- − --> ( §1718§ + H ˙ H §3637§ ) . {\displaystyle q=-\left(1+{\frac {\dot {H}}{H^{2}}}\right).}

Para um universo caracterizado por um parâmetro de desaceleração zero, deduz-se que H = 1/t, com t representando a época decorrida desde o Big Bang. Por outro lado, um valor diferente de zero e variante no tempo para q necessita da integração das equações de Friedmann retrospectivamente desde a época atual até o ponto em que o tamanho do horizonte comovente era nulo.

Historicamente, foi amplamente levantada a hipótese de que q era positivo, significando uma desaceleração da expansão cósmica atribuída às forças gravitacionais. Tal cenário sugeriria uma idade cósmica inferior a 1/H (aproximadamente 14 bilhões de anos). Por exemplo, um valor de 1/2 para q, anteriormente preferido por vários teóricos, produziria uma idade do universo de 2/(3H). No entanto, a descoberta de 1998 indicando um q aparentemente negativo sugere que o universo pode, de fato, ser mais antigo que 1/H. No entanto, as estimativas atuais para a idade do Universo permanecem notavelmente próximas de 1/H.

Paradoxo de Olbers

A expansão espacial, articulada pela interpretação da lei de Hubble do Big Bang, aborda o problema cosmológico de longa data conhecido como paradoxo de Olbers. Este paradoxo postula que se o universo fosse infinitamente grande, estático e uniformemente povoado por estrelas, então toda linha de visão concebível terminaria inevitavelmente em uma superfície estelar, tornando o céu noturno tão luminoso quanto a superfície de uma estrela. No entanto, as evidências observacionais mostram claramente que o céu noturno é predominantemente escuro.

Numerosas soluções para o paradoxo de Olbers foram propostas por astrónomos e estudiosos desde o século XVII. A resolução contemporânea, no entanto, baseia-se em dois princípios fundamentais: a teoria do Big Bang e a expansão do Hubble. Especificamente, num universo de idade finita, a luz proveniente apenas de um número finito de estrelas teve tempo suficiente para chegar à Terra, resolvendo assim o paradoxo. Além disso, a expansão do universo faz com que os corpos celestes distantes recuem, resultando no desvio para o vermelho e na diminuição do brilho observado da luz emitida.

A constante adimensional do Hubble

Em vez de empregar diretamente a constante de Hubble, uma metodologia predominante envolve a introdução da constante de Hubble adimensional, normalmente representada por h e coloquialmente denominada "pequeno h". Posteriormente, a constante de Hubble H§78§ é expressa como h × 100 km⋅s⁻¹⋅Mpc⁻¹, atribuindo assim a incerteza relativa do valor real de H§2122§ a h. Esta constante adimensional é frequentemente utilizada ao especificar distâncias derivadas do redshift z, empregando a fórmula d ≈ ⁠c/H§4243§⁠ × z. Dado que H§5354§ não é determinado com precisão, as distâncias são consequentemente articuladas como:

c z / H §1819§ ≈ ( 2998 × z )  Mpc  h − §4748§ {\displaystyle cz/H_{0}\approx (2998\times z){\text{ Mpc }}h^{-1}}

Consequentemente, o cálculo envolve a multiplicação de 2998 por z, com as unidades resultantes expressas como Mpc h^-1 ou h^-1 Mpc.

Em certos casos, um valor de referência diferente de 100 podem ser selecionados, necessitando da adição de um subscrito após h para evitar ambiguidade. Por exemplo, h₇₀ significa H§1112§ = 70 h₇₀ (km/s)/Mpc, o que matematicamente implica h₇₀ = h / 0,7.

É crucial não confundir isso com o valor adimensional da constante de Hubble quando expressa em unidades de Planck. Este último valor é derivado da multiplicação de H§34§ por 1,75×10⁻⁶³ (com base nas definições de parsec e t_P). Por exemplo, se H§2324§ = 70, o valor unitário de Planck correspondente é 1,2ק3031§−61.

Aceleração da Expansão Cósmica

A medição de q, derivada de observações de velas padrão de supernovas do Tipo Ia, produziu um valor negativo em 1998. Esta descoberta surpreendeu numerosos astrónomos, pois implicava que a expansão do Universo está actualmente a "acelerar". (É importante notar que o fator Hubble continua a diminuir ao longo do tempo.)

Derivação do parâmetro Hubble

A derivação começa com a equação de Friedmann:

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

Esta equação define as variáveis: H representa o parâmetro Hubble, a denota o fator de escala, G significa a constante gravitacional, k indica a curvatura espacial normalizada do universo (que pode ser −1, 0 ou 1) e Λ refere-se ao constante cosmológica.

O universo dominado pela matéria, incluindo uma constante cosmológica

Em um universo dominado pela matéria, a densidade de massa, denotada como ρ, é atribuída exclusivamente à matéria, levando à seguinte expressão:

ρ<!-- ρ --> = ρ<!-- ρ --> m ( uma ) = ρ<!-- ρ --> m §3940§ uma §4950§ , {\displaystyle \rho =\rho _{m}(a)={\frac {\rho _{m_{0}}}{a^{3}}},}

Aqui, ρ_m§67§ representa a densidade atual da matéria. Com base na equação de Friedmann e nos princípios termodinâmicos fundamentais, sabe-se que a densidade de massa de partículas não relativísticas diminui proporcionalmente ao inverso do volume do universo, validando assim a equação anterior. Além disso, Ω_m pode ser definido.

35§ §38 §4445§ π G ; Ω m ≡ ρ m §8788§ ρ c = §109110§ π G §118119§ H §124125§ §128 ρ m §144145§ ; {\displaystyle {\begin{aligned}\rho _{c}&={\frac {3H_{0}^{2}}{8\pi G}};\\\Omega _{m}&\equiv {\frac {\rho _{m_{0}}}{\rho _{c}}}={\frac {8\pi G}{3H_{0}^{2}}}\rho _{m_{0}};\end{aligned}}}

Portanto,

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

Além disso, as seguintes definições são estabelecidas: ( uma §5051§ H §5859§ ) §66 c^{2}}{3H_{0}^{2}}},\end{aligned}}}" display="block" xmlns="w3.org/1998/Math/MathML">67§ Ω Λ ≡ Λ c §104 §110111§ H §116117§ §120 , {\displaystyle {\begin{aligned}\Omega _{k}&\equiv {\frac {-kc^{2}}{(a_{0}H_{0})^{2}}}\\\Omega _{\Lambda }&\equiv {\frac {\Lambda c^{2}}{3H_{0}^{2}}},\end{aligned}}}

O subscrito 0 denota valores atuais, com a§56§ = 1. Substituindo essas expressões na equação de Friedmann apresentada anteriormente nesta seção e substituindo a por a = 1/(1+z), a equação resultante é:

H §1011§ ( z ) = H §2627§ §3031§ ( Ω m ( §4950§ + z ) §5960§ + Ω ok ( §7677§ + z ) §8687§ + Ω Λ ) . {\displaystyle H^{2}(z)=H_{0}^{2}\left(\Omega _{m}(1+z)^{3}+\Omega _{k}(1+z)^{2}+\Omega _{\Lambda }\right).}

Dinâmica cosmológica em um universo dominado pela matéria e pela energia escura

Em cenários onde o universo é caracterizado pela dominância da matéria e da energia escura, a equação apresentada anteriormente para o parâmetro de Hubble também deve incorporar a equação de estado da energia escura. Consequentemente, a densidade de massa é expressa como:

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

Aqui, ρ_de denota a densidade de massa da energia escura. Por convenção cosmológica, a equação de estado é definida como P = wρc§910§. Substituindo esta expressão na equação do fluido, que descreve a evolução temporal da densidade de massa do universo, resulta:

ρ<!-- ρ --> ˙<!-- ˙ --> + §2425§ uma ˙<!-- ˙ --> uma ( ρ<!-- ρ --> + P c §5859§ ) = §7071§ ; d ρ ρ = − §9798§ d uma uma ( §113114§ + o ) . {\displaystyle {\begin{aligned}{\dot {\rho }}+3{\frac {\dot {a}}{a}}\left(\rho +{\frac {P}{c^{2}}}\right)=0;\\{\frac {d\rho }{\rho }}=-3{\frac {da}{a}}(1+w).\end{aligned}}}

Supondo que w permaneça constante, a seguinte relação é estabelecida:

ln ⁡<!-- ⁡ --> ρ<!-- ρ --> = −<!-- − --> §2122§ ( §2526§ + o ) ln ⁡ uma ; {\displaystyle \ln {\rho }=-3(1+w)\ln {a};}

Consequentemente, isso implica:

ρ<!-- ρ --> = uma −<!-- − --> §1819§ ( §2223§ + o ) . {\displaystyle \rho =a^{-3(1+w)}.}

Assim, para a energia escura caracterizada por uma equação de estado constante w, a evolução da densidade é dada por {\displaystyle \rho _{de}(a)=\rho _{de0}a^{-3(1+w)}}. Quando esta expressão é substituída na equação de Friedmann, análoga às derivações anteriores, mas com a condição k = 0, que postula um universo espacialmente plano, as implicações resultantes são observadas.

H §1011§ ( z ) = H §2627§ §3031§ ( Ω m ( §4950§ + z ) §5960§ + Ω d e ( §7879§ + z ) §8889§ ( §9293§ + o ) ) . {\displaystyle H^{2}(z)=H_{0}^{2}\left(\Omega _{m}(1+z)^{3}+\Omega _{de}(1+z)^{3(1+w)}\right).}

Se a energia escura se originar de uma constante cosmológica, como proposto por Einstein, é demonstrável que w = −1. Consequentemente, a equação simplifica para a expressão final apresentada na seção do universo dominado pela matéria, assumindo que Ω_k é zero. Nessas condições, a densidade inicial de energia escura, denotada como ρ_{de§1516§, é definida por:}

20§ = Λ c §39 §4546§ π G , Ω d e = Ω Λ . {\displaystyle {\begin{aligned}\rho _{de0}&={\frac {\Lambda c^{2}}{8\pi G}}\,,\\\Omega _{de}&=\Omega _{\Lambda }.\end{aligned}}}

Por outro lado, se a energia escura não exibir um parâmetro de equação de estado constante w, então

ρ<!-- ρ --> d e ( uma ) = ρ<!-- ρ --> d e §3435§ e − §4546§ ∫ d uma uma ( §6667§ + o ( uma ) ) , {\displaystyle \rho _{de}(a)=\rho _{de0}e^{-3\int {\frac {da}{a}}\left(1+w(a)\right)},}

Para resolver esta equação, o parâmetro w(a) necessita de parametrização; por exemplo, se w(a) = w§1314§ + w_a(1−a), a expressão resultante é:

H §1011§ ( z ) = H §2627§ §3031§ ( Ω m uma − §5455§ + Ω d e uma − §7879§ ( §8485§ + o §9293§ + o uma ) e − §118119§ w um ( §130131§ − um ) ) . {\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}(1-a)}\right).}

Unidades derivadas da constante de Hubble

Hora do Hubble

A constante de Hubble, denotada como H§34§, possui unidades de tempo inverso. Consequentemente, o tempo de Hubble, representado por t_H, é fundamentalmente definido como o inverso da constante de Hubble, especificamente:

t H ≡<!-- ≡ --> §1920§ H §2526§ = §3536§ 67,8   ( k m / s ) / Mpc = 4,55 × §7374§ §7677§  s ≈ 14,4 Gyr {\displaystyle t_{H}\equiv {\frac {1}{H_{0}}}={\frac {1}{67,8\mathrm {~(km/s)/Mpc} }}=4,55\times 10^{17}\mathrm {~s} \approx 14,4{\text{ Gyr}}}

Esse valor difere marginalmente da idade real do universo, que é de aproximadamente 13,8 bilhões de anos. O tempo de Hubble representa a idade teórica que o universo teria se a sua expansão tivesse ocorrido linearmente. Esta discrepância em relação à idade real do universo surge porque a expansão cósmica não é linear, dependendo do conteúdo energético do universo.

O tempo de Hubble é frequentemente utilizado para estabelecer a escala de tempo característica da idade do Universo.A idade atual do universo é expressa matematicamente em termos do parâmetro de densidade da matéria (${\displaystyle \Omega _{m}}$), radiação (${\displaystyle \Omega _{\textrm {rad}}}$) e energia escura (${\displaystyle \Omega _{\Lambda }}$), como segue: t idade = §9293§ H §9899§ ∫ §109110§ §113114§ d uma Ω m uma − §144145§ + Ω r a d uma − §172173§ + Ω Λ uma §192193§ + ( §200201§ − Ω m − Ω r a d − Ω Λ ) . {\displaystyle t_{\textrm {age}}={\frac {1}{H_{0}}}\int _{0}^{1}{\frac {da}{\sqrt {\Omega _{\rm {m}}a^{-1}+\Omega _{\mathrm {rad} }a^{-2}+\Omega _{\Lambda }a^{2}+(1-\Omega _{\rm {m}}-\Omega _{\mathrm {rad} }-\Omega _{\Lambda })}}}.} Como a integral se aproxima da unidade, o fator de tempo de Hubble anterior estabelece a escala característica.

Outro parâmetro cosmológico importante é o comprimento do Hubble.

O comprimento de Hubble, também conhecido como distância de Hubble, representa uma unidade fundamental de distância em cosmologia, definida como cH⁻¹, que é o produto da velocidade da luz e do tempo de Hubble. Esta distância equivale a 4.420 milhões de parsecs ou 14,4 bilhões de anos-luz; por definição, o seu valor numérico em anos-luz corresponde ao tempo de Hubble expresso em anos. Substituindo D = cH⁻¹ na lei de Hubble, v = H§1920§D, revela que a distância de Hubble delineia a distância de um observador às galáxias que atualmente se afastam à velocidade de luz.

Volume do Hubble

O volume do Hubble é conceituado como um volume cósmico caracterizado por uma dimensão móvel de cH⁻¹. A sua definição precisa, no entanto, apresenta variabilidade; às vezes é especificado como o volume de uma esfera com raio de cH⁻¹ ou, alternativamente, como um cubo com comprimento lateral de cH⁻¹. Alguns cosmólogos também empregam o termo volume de Hubble para denotar o volume do universo observável, apesar deste último possuir um raio aproximadamente três vezes maior.

Determinando a constante de Hubble

O valor da constante de Hubble, H§34§, não é passível de medição direta; em vez disso, é inferido a partir de uma síntese de observações astronômicas e suposições dependentes do modelo. Décadas de observações cada vez mais precisas e o desenvolvimento de novos modelos levaram ao surgimento de dois conjuntos distintos de valores altamente precisos, embora discordantes. Essa discrepância é comumente chamada de “tensão de Hubble”.

Medições anteriores

Em 1929, Edwin Hubble estimou inicialmente a constante que agora leva seu nome, empregando estrelas variáveis Cefeidas como "velas padrão" para medições de distâncias cósmicas. Sua determinação inicial rendeu um valor de 500 (km/s)/Mpc, excedendo significativamente os cálculos astronômicos contemporâneos. Observações subsequentes do astrônomo Walter Baade revelaram a existência de populações estelares distintas (População I e População II) dentro das galáxias. Estas observações também lhe permitiram identificar dois tipos distintos de estrelas variáveis ​​Cefeidas, cada uma possuindo diferentes luminosidades intrínsecas. Aproveitando esta visão, Baade reavaliou a constante de Hubble e a escala do universo observável, efetivamente duplicando o cálculo original de Hubble de 1929. Esta descoberta revisada foi apresentada com considerável espanto na reunião da União Astronômica Internacional de 1952, em Roma.

Ao longo da segunda metade do século XX, o valor de H§34§ foi geralmente estimado entre 50 e 90 (km/s)/Mpc.

O valor preciso da constante de Hubble tornou-se o assunto. de uma disputa acadêmica prolongada e contenciosa entre Gérard de Vaucouleurs, que defendia um valor em torno de 100, e Allan Sandage, que afirmava que era mais próximo de 50. Ilustrando a aspereza entre essas facções, quando Sandage e seu colega Gustav Andreas Tammann admitiram formalmente as limitações metodológicas relativas ao erro sistemático em sua abordagem em 1975, Vaucouleurs respondeu, afirmando: "É lamentável que este aviso sóbrio tenha sido tão cedo esquecido e ignorado pela maioria dos astrônomos e escritores de livros didáticos." Um debate de 1996, moderado por John Bahcall e com a participação de Sidney van den Bergh e Gustav Tammann, espelhou o debate histórico de Shapley-Curtis na sua exploração destes dois valores divergentes.

A divergência anterior substancial nestas estimativas foi parcialmente mitigada pela introdução do modelo cosmológico ΛCDM no final da década de 1990. Quando integrados ao modelo ΛCDM, várias técnicas observacionais - incluindo estudos de aglomerados de alto redshift em comprimentos de onda de raios X e micro-ondas utilizando o efeito Sunyaev-Zel'dovich, análises de anisotropias na radiação cósmica de fundo em micro-ondas e pesquisas ópticas abrangentes - produziram coletivamente um valor para a constante dentro da faixa aproximada de 50–70 km/s/Mpc.

Cosmologia de precisão e a tensão de Hubble

No final da década de 1990, os avanços conceituais e tecnológicos facilitaram a obtenção de medições mais precisas. No entanto, duas categorias metodológicas primárias, ambas caracterizadas por alta precisão, apresentam discordância persistente. As medições derivadas de observações do "universo tardio", empregando técnicas de escada de distância calibrada, produziram consistentemente um valor aproximado de 73 (km/s)/Mpc. Por outro lado, desde 2000, as metodologias do "universo primitivo", que se baseiam em medições cósmicas de fundo em micro-ondas, tornaram-se acessíveis e indicam um valor próximo de 67,7 (km/s)/Mpc. (Este valor é ajustado para ter em conta a evolução da taxa de expansão do universo desde as suas fases iniciais, tornando-o comparável ao valor acima mencionado.) Inicialmente, esta divergência ficou dentro dos limites das incertezas de medição estimadas, não suscitando assim preocupações significativas. No entanto, apesar dos avanços nas técnicas de medição terem levado a uma redução nas incertezas estimadas, as discrepâncias não diminuíram, resultando num desacordo estatisticamente significativo. Esta discrepância notável é formalmente chamada de tensão de Hubble.

Por exemplo, a missão Planck, em sua publicação de 2018, relatou uma medição do "universo primitivo" para H§34§ = de 67,4±0,5 (km/s)/Mpc. Por outro lado, a abordagem do "universo tardio" produziu um valor mais alto de 74,03±1,42 (km/s)/Mpc, inicialmente determinado pelo Telescópio Espacial Hubble e posteriormente corroborado pelo Telescópio Espacial James Webb em 2023. A divergência entre essas medições "iniciais" e "tardias" excede o nível de significância estatística >5 σ, indicando que é altamente improvável que seja uma ocorrência aleatória. A resolução deste desacordo fundamental constitui uma área proeminente e ativa da pesquisa contemporânea.

Mitigação de erros sistemáticos

A partir de 2013, investigações abrangentes sobre possíveis erros sistemáticos e melhorias na reprodutibilidade das medições foram conduzidas sistematicamente.

As medições do "universo tardio", muitas vezes chamadas de técnicas de escada de distância, normalmente envolvem uma metodologia de três estágios. A fase inicial centra-se na determinação das distâncias às estrelas variáveis ​​​​Cefeidas, esforçando-se simultaneamente para minimizar as imprecisões de luminosidade decorrentes da poeira interestelar e as correlações entre a metalicidade e o brilho intrínseco. O estágio subsequente utiliza supernovas do Tipo Ia, que são explosões estelares caracterizadas por massas progenitoras quase uniformes. Consequentemente, estes eventos emitem quantidades de luz altamente consistentes; entretanto, o principal erro sistemático associado a este método surge do número restrito de objetos observáveis. O terceiro estágio da escada de distância envolve a medição do desvio para o vermelho das supernovas para deduzir o fluxo de Hubble, o que permite então a derivação da constante de Hubble. Nesta fase final, são implementados ajustes para dar conta de movimentos peculiares que não são atribuíveis à expansão cósmica. Ilustrando os esforços para mitigar erros sistemáticos, as análises fotométricas de Cefeidas extragalácticas observadas pelo Telescópio Espacial James Webb corroboraram os resultados obtidos pelo Telescópio Espacial Hubble. Apesar de sua resolução superior, que efetivamente contornou a confusão observacional causada pela aglomeração estelar dentro do campo de visão, o Telescópio Espacial James Webb produziu um valor idêntico para H₀.

A abordagem do "universo primitivo", também conhecida como escada de distância inversa, quantifica os efeitos discerníveis das ondas sonoras esféricas na densidade do plasma primordial. Essas ondas de pressão, denominadas oscilações acústicas bariônicas (BAO), cessaram quando o universo esfriou o suficiente para que os elétrons se ligassem aos núcleos atômicos, encerrando assim o estado do plasma e permitindo a fuga de fótons anteriormente confinados pelas interações do plasma. As impressões residuais dessas ondas de pressão são observáveis ​​como pequenas perturbações de densidade na radiação cósmica de fundo e como variações de densidade em grande escala na distribuição de galáxias por todo o cosmos. As intrincadas estruturas identificadas em medições cósmicas de fundo em micro-ondas de alta precisão podem ser correlacionadas com modelos físicos teóricos que descrevem essas oscilações. Uma vez que estes modelos dependem da constante de Hubble, conseguir uma correlação bem sucedida permite a determinação do seu valor. Analogamente, as oscilações acústicas bariônicas influenciam a distribuição estatística da matéria, que é observada no arranjo de galáxias distantes na esfera celeste.

Apesar de suas metodologias diferentes, essas duas técnicas de medição independentes produzem valores consistentes para a constante quando interpretadas por meio de modelos cosmológicos atuais, fornecendo evidências robustas de que erros sistemáticos inerentes às próprias medições não estão influenciando os resultados observados.

Abordagens alternativas de medição

Além de metodologias baseadas em técnicas de escada de distância calibrada ou medições cósmicas de fundo em micro-ondas, várias outras abordagens foram empregadas para determinar a constante de Hubble.

Uma abordagem alternativa para restringir a constante de Hubble utiliza eventos transitórios observados como múltiplas imagens de um objeto fortemente sujeito a lentes. Quando um evento transitório, como uma supernova, aparece em momentos diferentes em cada imagem captada, medir o atraso entre estas imagens permite a determinação da constante de Hubble. Esta técnica, conhecida como "cosmografia de atraso temporal", foi inicialmente proposta por Refsdal em 1964, antes da observação do primeiro objeto fortemente sujeito a lentes. A primeira supernova com lentes fortes descoberta foi posteriormente chamada de SN Refsdal em sua homenagem. Embora Refsdal tenha sugerido o uso de supernovas, ele também identificou o potencial de objetos extremamente luminosos, distantes e semelhantes a estrelas, mais tarde denominados quasares. Em abril de 2025, a maioria das medições de cosmografia com atraso de tempo empregavam quasares com lentes fortes, principalmente porque as amostras atuais de quasares com lentes excedem significativamente as menos de dez supernovas com lentes conhecidas. Prevê-se que esta tendência mude consideravelmente nos próximos anos, com pesquisas como a LSST projetadas para identificar aproximadamente dez supernovas com lente nos três anos iniciais de observação.

Em outubro de 2018, os pesquisadores aproveitaram dados de eventos de ondas gravitacionais, particularmente aqueles envolvendo fusões de estrelas de nêutrons, como GW170817, para determinar a constante de Hubble.

Em julho de 2019, os astrônomos anunciaram uma nova metodologia para determinar a constante de Hubble e abordando discrepâncias entre métodos anteriores, com base nas fusões de pares de estrelas de nêutrons. Esta abordagem seguiu a detecção da fusão da estrela de nêutrons GW170817, um evento caracterizado como uma “sirene negra”. A medição da constante de Hubble derivada foi 73,3+5,3
−5,0 (km/s)/Mpc.

Ao mesmo tempo, em julho de 2019, os astrônomos apresentaram um novo método adicional, empregando dados do Telescópio Espacial Hubble e contando com distâncias até estrelas gigantes vermelhas calculadas por meio da distância da ponta do ramo da gigante vermelha (TRGB). indicador. A medição resultante da constante de Hubble foi 69,8+1,9
−1,9 (km/s)/Mpc.

Em fevereiro de 2020, o Megamaser Cosmology Project divulgou descobertas independentes derivadas de masers astrofísicos observáveis ​​em distâncias cosmológicas, que contornam a necessidade de calibração em várias etapas. Esta pesquisa corroborou os resultados da escada de distância e exibiu uma diferença de significância estatística de 95% em relação às observações do universo primitivo.

As medições da radiação cósmica de fundo realizadas pelo Telescópio Cosmológico Atacama em julho de 2020 indicaram que a taxa de expansão do Universo deveria ser mais lenta do que a observada atualmente.

Em julho de 2023, uma estimativa independente da constante de Hubble foi obtida a partir de uma quilonova, especificamente o brilho óptico de uma fusão de estrelas de nêutrons, utilizando o método da fotosfera em expansão. As características do corpo negro dos primeiros espectros de quilonova tornam esses sistemas estimadores robustos da distância cósmica. Empregando a quilonova AT2017gfo, que resultou do evento GW170817, essas medições produziram uma estimativa local para a constante de Hubble de 67,0±3,6 (km/s)/Mpc.

Resoluções potenciais para a tensão do Hubble

A causa subjacente da tensão do Hubble permanece indeterminada, tendo sido propostas inúmeras soluções potenciais. A hipótese mais conservadora postula um erro sistemático não identificado que influencia as observações do universo inicial ou do universo tardio. Embora esta explicação tenha um apelo intuitivo, necessita da existência de múltiplos efeitos não relacionados, independentemente de as observações do universo inicial ou tardio serem imprecisas, e atualmente carece de candidatos óbvios. Além disso, qualquer erro sistemático desse tipo precisaria inerentemente impactar vários instrumentos distintos, dado que tanto as observações do universo inicial como o tardio são derivadas de múltiplos telescópios.

Alternativamente, as observações podem ser precisas, mas um efeito não reconhecido pode estar gerando a discrepância. Caso o princípio cosmológico se mostre inválido (consulte o modelo Lambda-CDM § Violações do princípio cosmológico), então as interpretações atuais da constante de Hubble e da tensão de Hubble necessitariam de revisão, potencialmente resolvendo a tensão. Especificamente, tal explicação exigiria que a nossa localização num vazio excepcionalmente grande, estendendo-se até um desvio para o vermelho de 0,5, se alinhasse com as observações das supernovas e das oscilações acústicas dos bárions. Outra hipótese sugere que as incertezas de medição podem ter sido subestimadas; no entanto, dada a consistência interna dos dados, isto é improvável e não resolveria a tensão geral.

Finalmente, uma outra possibilidade envolve uma nova física que se estende além do modelo cosmológico actualmente aceite, o modelo ΛCDM. Esta categoria abrange inúmeras teorias; por exemplo, substituir a relatividade geral por uma teoria da gravidade modificada poderia potencialmente aliviar a tensão. Da mesma forma, um componente de energia escura no universo primitivo, a energia escura com uma equação de estado variável no tempo ou a matéria escura que decai em radiação escura também são soluções propostas. Um desafio significativo para todas estas teorias é que tanto as medições do universo inicial como do universo tardio dependem de múltiplos princípios físicos independentes, tornando difícil modificar qualquer princípio único, preservando ao mesmo tempo os seus sucessos estabelecidos noutros contextos. A magnitude deste desafio é evidente nos argumentos de alguns investigadores que afirmam que a nova física do universo primitivo por si só é insuficiente, enquanto outros afirmam que a nova física do universo tardio por si só também é inadequada. No entanto, os astrónomos continuam as suas investigações, tendo o interesse na tensão do Hubble intensificado consideravelmente desde meados da década de 2010.

Medições da constante de Hubble

Lista de cientistas cujos nomes são usados em constantes físicas

• Lista de cientistas cujos nomes são usados em constantes físicas
• Tensão S8 – um problema comparável decorrente de outro parâmetro dentro do modelo ΛCDM.
• Testes de relatividade geral

Notas

Referências

Bibliografia

• Hubble, E. P. (1937). A abordagem observacional da cosmologia. Imprensa Clarendon. LCCN 38011865.Kutner, M. (2003). Astronomia: uma perspectiva física. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-52927-3.Liddle, A. R. (2003). Uma introdução à cosmologia moderna (2ª ed.). John Wiley & Filhos. ISBN 978-0-470-84835-7.
  • Expansão WMAP Big Bang da NASA: a Constante Hubble
  • O Projeto Diagrama de Hubble
  • Merrifield, Michael (2009). "Constante de Hubble". Sessenta símbolos. Brady Haran, da Universidade de Nottingham.Fonte: Arquivo da TORIma Academia