Kejutan: Konstanta Hubble sebenarnya berubah-ubah

Bagian dari gambar pengamatan Deep Field Hubble eXtreme di UV gabungan, cahaya tampak dan inframerah adalah pandangan terdalam ke Semesta yang telah kita ambil. Berbagai galaksi yang terlihat di sini berada pada jarak yang berbeda dan memiliki pergeseran merah yang berbeda, yang memungkinkan kita untuk mendapatkan hukum Hubble.

Alam semesta sangat besar, dan selama milyaran tahun cahaya ke segala arah dipenuhi dengan bintang dan galaksi. Dari Big Bang, cahaya bergerak, menyimpang dari setiap sumber yang menciptakannya, dan sebagian kecil cahaya ini mencapai mata kita. Tetapi cahaya tidak hanya bergerak melalui ruang dari titik emisi ke tempat kita sekarang; selain itu, struktur ruang pun mengembang.

Semakin jauh galaksi berasal dari kita, semakin banyak ruang di antara kita membentang - dan bergeser ke bagian merah spektrum - cahaya yang pada akhirnya akan datang ke mata kita. Melihat jarak yang semakin jauh, kami melihat peningkatan pergeseran merah. Jika kita memplot bagaimana kecepatan penghapusan yang jelas tergantung pada jarak, kita mendapatkan hubungan yang indah dan langsung: hukum Hubble . Tetapi kemiringan garis ini, konstanta Hubble, sebenarnya sama sekali tidak konstan. Dan ini adalah salah satu kesalahpahaman paling kuat di semua astronomi.


Ketergantungan pergeseran merah pada jarak untuk galaksi jauh. Poin yang tidak jatuh pada garis bias karena perbedaan dalam kecepatan khusus , tetapi mereka hanya sedikit menyimpang dari gambaran keseluruhan yang diamati. Data awal, diperoleh oleh Edwin Hubble sendiri, dan pertama kali digunakan untuk menunjukkan perluasan Semesta, masuk ke dalam persegi panjang merah kecil di sudut kiri bawah.

Kami memahami perluasan Semesta melalui dua cara: secara teoritis dan melalui pengamatan. Mengamati alam semesta, kita melihat beberapa fakta penting yang terkait dengan ekspansi:

• Alam semesta mengembang dengan satu kecepatan ke segala arah.
• Semakin jauh galaksi itu, semakin cepat ia bergerak menjauh dari kita.
• Semua ini hanya berlaku rata-rata.

Dalam galaksi individu, ada sebaran besar dalam kecepatan nyata, yang ada karena interaksi gravitasi dengan semua materi Semesta.


Bagian dua dimensi dari bagian Semesta yang paling dekat dengan kita yang kerapatannya lebih tinggi (merah) dan lebih rendah (biru / hitam) dari nilai rata-rata. Garis dan panah menunjukkan arah kecepatan khusus, tetapi keseluruhan gambar ini termasuk dalam jalinan ruang yang meluas.

Tetapi masalah ini tidak dapat diatasi. Ada lebih dari beberapa galaksi di alam semesta yang jarak dan pergeseran merahnya bisa kita ukur; kami mengambil pengukuran seperti itu secara harfiah untuk jutaan galaksi. Kita dapat mengelompokkan sejumlah besar galaksi sehingga setiap kelompok berada pada jarak rata-rata tertentu dari kita, dan kita dapat menghitung pergeseran merah rata-rata mereka. Setelah prosedur ini, kami menemukan hubungan langsung yang mendefinisikan hukum Hubble.

Tapi ini kejutannya. Jika Anda melihat jarak yang cukup jauh, menjadi jelas bahwa laju ekspansi tidak lagi mematuhi hukum langsung, dan mulai membulatkan keluar.


Ketergantungan dari laju ekspansi yang terlihat (sumbu y) pada jarak (sumbu x) sesuai dengan fakta bahwa Alam Semesta telah berkembang lebih cepat di masa lalu, tetapi sekarang berkembang. Ini adalah versi modern (2014) dari karya Hubble, menyebar jarak ribuan kali lebih besar. Perhatikan bahwa poin tidak membentuk garis lurus, yang berarti bahwa laju ekspansi berubah seiring waktu.

Menggunakan istilah "Konstanta Hubble," yang kami maksud adalah kemiringan garis ini. Jika ini bukan garis - yaitu, jika kemiringannya berubah - ini menunjukkan bahwa laju ekspansi Hubble di Semesta bukan konstan! Kami menyebutnya konstanta Hubble karena Semesta mengembang dengan kecepatan yang sama di setiap titik: konstanta Hubble konstan di ruang angkasa.

Tetapi laju ekspansi, dan nilai Hubble konstan, berubah seiring waktu. Ini bukan misteri, tetapi apa yang diharapkan. Untuk memahami ini, mari kita melihatnya dari perspektif yang berbeda: teoretis.


Ethan Siegel dengan latar belakang hiperstring American Astronomical Society di 2017, bersama dengan persamaan Friedman pertama, di sebelah kanan.
#Kesalahan Favorite saya
Persamaan pertama Friedman memprediksi tingkat ekspansi alam semesta berdasarkan isinya

Persamaan Friedman pertama diperoleh dengan kita jika kita mulai dengan alam semesta yang seragam diisi dengan materi, radiasi dan semua bentuk energi lainnya. Satu-satunya asumsi yang digunakan di sini adalah bahwa Semesta adalah isotropik (sama di semua arah), homogen (memiliki kepadatan yang sama di mana-mana) dan mematuhi Teori Relativitas Umum. Menerima ini, Anda mendapatkan hubungan besarnya H, kecepatan Hubble (kiri) dan berbagai bentuk materi dan energi Semesta (kanan):


Persamaan pertama Friedman, seperti yang biasanya ditulis hari ini. Bagian kiri menentukan kecepatan ekspansi dan evolusi ruang-waktu, dan bagian kanan mencakup semua bentuk materi dan energi yang berbeda, serta kelengkungan ruang

Menariknya, dengan perluasan Alam Semesta, kepadatan materi, radiasi, dan energi dapat berubah. Sebagai contoh, dengan perluasan Alam Semesta, volumenya meningkat, tetapi jumlah total partikel tetap tidak berubah. Ini berarti bahwa di alam semesta yang mengembang:

• densitas materi turun menjadi ^-3 ,
• kepadatan radiasi turun, seperti ^-4 ,
• kepadatan energi gelap tetap konstan, dan berkembang sebagai ⁰ ,

di mana a adalah faktor skala (jarak atau jari-jari) dari Semesta. Seiring waktu, a tumbuh, dan berbagai komponen alam semesta menjadi lebih atau kurang penting relatif satu sama lain.


Seperti materi (di atas), radiasi (di tengah) dan konstanta kosmologis (di bawah) berkembang dari waktu ke waktu di alam semesta yang mengembang

Alam semesta dengan kepadatan energi yang lebih tinggi mengembang lebih cepat. Sebaliknya, alam semesta dengan kepadatan energi yang lebih rendah mengembang lebih lambat. Seiring bertambahnya usia, alam semesta mengembang: dengan ekspansi, materi dan radiasi menjadi kurang padat; dengan kepadatan menurun, laju ekspansi juga menurun. Pada suatu titik waktu, laju ekspansi menentukan nilai konstanta Hubble. Di masa lalu yang jauh, tingkat ekspansi jauh lebih besar, tetapi hari ini adalah yang paling lambat.


Berbagai komponen dan kontribusi terhadap kepadatan energi Semesta, dan periode dominasinya. Jika string kosmik atau dinding domain ada dalam jumlah yang signifikan, mereka akan memberikan kontribusi yang signifikan terhadap perluasan Semesta. Bahkan mungkin ada beberapa komponen lain dari Semesta yang tidak lagi kita lihat, atau yang akan membuktikan diri! Hingga hari ini, energi gelap mendominasi, materi sangat penting, dan radiasi dapat diabaikan.

Jadi mengapa galaksi yang sangat jauh tunduk pada hubungan langsung ini? Karena semua cahaya yang datang ke mata kita, dari cahaya yang dipancarkan oleh galaksi tetangga ke cahaya yang dipancarkan oleh galaksi yang terletak miliaran tahun cahaya dari kita, mencapai 13,8 miliar tahun pada saat kita mendekatinya. Pada saat cahaya datang, segala sesuatu di Semesta telah hidup dengan Semesta yang selalu berubah sama seperti kita. Konstanta Hubble di masa lalu, ketika sebagian besar cahaya dipancarkan, lebih tinggi, tetapi butuh miliaran tahun untuk membawa cahaya ini ke mata kita.


Cahaya dapat dipancarkan dengan panjang gelombang yang berbeda, tetapi perluasan alam semesta akan merentangkannya di sepanjang jalan. Cahaya yang dipancarkan oleh galaksi 13,4 miliar tahun lalu dalam sinar ultraviolet akan bergeser ke kisaran inframerah.

Seiring waktu, alam semesta mengembang, yang berarti bahwa panjang gelombang cahaya meningkat. Energi gelap telah menjadi sangat penting hanya dalam 6 miliar tahun terakhir, dan kami telah mencapai titik di mana ia dengan cepat menjadi satu-satunya komponen Alam Semesta yang memengaruhi kecepatan ekspansi. Jika kita kembali pada saat Semesta dua kali lebih muda, maka laju ekspansi akan menjadi 80% lebih tinggi dari hari ini. Dan ketika alam semesta 10% dari usia saat ini, laju ekspansi 17 kali lebih besar dari hari ini.

Ketika alam semesta menjadi sepuluh kali lebih tua dari hari ini, laju ekspansi akan menjadi 18% dari hari ini.


Blue menaungi berbagai kemungkinan ketidakpastian tentang bagaimana kepadatan energi gelap dapat menyimpang di masa lalu dan masa depan. Data menunjukkan adanya "konstanta" kosmologis sejati, tetapi sejauh ini tidak ada yang menolak kemungkinan lain. Sayangnya, konversi materi menjadi radiasi tidak bisa menjadi kandidat untuk energi gelap; sebagai akibatnya, apa yang sebelumnya berperilaku seperti materi hanya berperilaku seperti radiasi.

Semua karena adanya energi gelap, berperilaku seperti konstanta kosmologis. Di masa depan yang jauh, materi dan radiasi akan menjadi relatif tidak penting dibandingkan dengan energi gelap, yang berarti bahwa kepadatan energi Semesta akan tetap konstan. Dalam kondisi seperti itu, tingkat ekspansi akan mencapai nilai yang stabil dan terbatas, dan akan tetap demikian. Di masa depan yang jauh, konstanta Hubble akan menjadi konstan tidak hanya dalam ruang, tetapi juga dalam waktu.

Di masa depan yang jauh, dengan mengukur kecepatan dan jarak ke semua objek yang terlihat, kita mendapatkan kemiringan yang sama dari garis ini di mana-mana. Konstan Hubble akan menjadi benar-benar konstan.


Kepentingan relatif dari berbagai komponen energi alam semesta pada waktu yang berbeda di masa lalu. Ketika energi gelap mendekati 100% di masa depan, kepadatan energi Semesta akan tetap konstan selama periode waktu yang besar dan sewenang-wenang.

Jika para astronom lebih akurat menangani kata-kata, mereka akan menyebut H sebagai parameter Hubble dan bukan konstanta Hubble, karena ia berubah seiring waktu. Tetapi untuk beberapa generasi berturut-turut, kami dapat mengukur jarak yang relatif pendek, dan H tampak konstan, jadi kami tidak mengubah nama itu. Kita hanya perlu mengklarifikasi bahwa H adalah fungsi waktu, dan hanya hari ini - ketika kita menyebutnya H ₀ - apakah itu konstan. Bahkan, parameter Hubble berubah seiring waktu, dan tetap konstan hanya di seluruh ruang. Tetapi jika kita hidup di masa depan yang jauh, kita akan melihat bahwa H pada suatu saat berhenti berubah. Hari ini kita dapat dengan hati-hati memisahkan nilai-nilai konstan nyata dan nilai-nilai yang berubah seiring waktu, tetapi di masa depan yang jauh, berkat energi gelap, perbedaan ini tidak lagi menjadi.