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2025-09-30T16:19:40Z

Geschichte

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[[Datei:Expansion des Universums.png|mini|hochkant=1.8|Entwicklungsstadien des Universums. Der Hubble-Parameter gibt zu jedem Zeitpunkt die momentane Expansionsrate an.]]

Die '''Hubble-Konstante''' <math>H_0</math>, benannt nach dem US-amerikanischen Astronomen [[Edwin Hubble]], ist eine der fundamentalen Größen der [[Kosmologie]]. Sie beschreibt die gegenwärtige Rate der [[Expansion des Universums]]. In allgemeiner Form sollte der Begriff '''Hubble-Parameter''' <math>H</math> verwendet werden, da er nur im Raum, jedoch nicht in der Zeit konstant ist, sondern sich mit der Zeit verändert. Der homogene Vorgang der Expansion wird als '''Hubble-Fluss''' oder '''Hubble Flow''' bezeichnet.

Die Messung der Hubble-Konstante erfolgt über die systematische Erfassung der Entfernung und der scheinbaren Geschwindigkeit von astronomischen Objekten in Bezug auf uns. Da es sich dabei um weit entfernte astronomische Objekte handeln muss, sind die Messungen aufwändig und mit im Vergleich zu anderen Naturkonstanten großen Unsicherheiten behaftet. Messungen zu Beginn des 21. Jahrhunderts ergaben Werte zwischen <math>68 \ \tfrac{\mathrm{km/s}}{\mathrm{Mpc}}</math> und <math>74 \ \tfrac{\mathrm{km/s}}{\mathrm{Mpc}}</math>.

In der Fachliteratur wird häufig die 'Hubble-Skala' ''h'' anstelle der Hubble-Konstante <math>H_0/\tfrac{\mathrm{100 km/s}}{\mathrm{Mpc}} = h</math> verwendet, um die Messergebnisse nicht mit der Ungenauigkeit der Bestimmung der Hubble-Konstante zu belasten.

== Definition ==
Die Expansion des Universums wird quantitativ beschrieben durch den [[Skalenfaktor]] <math>a (t)</math>, mit dem frei definierten heutigen Wert <math>a (t_0)=1</math>, dessen zeitliche Entwicklung als Lösung der [[Friedmann-Gleichungen]] der [[relativistisch]]en Kosmologie gegeben ist. Der zeitabhängige ''Hubble-Parameter'' beschreibt die Expansionsrate und ist definiert durch

:<math>H(t) = \frac{\dot a(t)}{a(t)},</math>

wobei <math>\dot a(t)</math> die zeitliche [[Differentialrechnung|Ableitung]] des Skalenfaktors ist.

Der heutige Wert des Hubble-Parameters wird als ''Hubble-Konstante'' <math>H_0</math> bezeichnet:

:<math>H_0 = H(t_0) = \dot a(t_0)</math>

mit dem [[Weltalter]] <math>t_0</math>. Der gemessene Wert der Hubble-Konstante liefert die [[Anfangsbedingung]] zur Lösung der Friedmann-Gleichungen. Der Hubble-Parameter sinkt mit der Zeit, da die Expansion durch die Gravitation der Materie im Universum gebremst wird, er war daher rückblickend stets größer als heute.

Das Verhältnis des Hubble-Parameters zum heutigen Wert wird als ''Expansionsfaktor'' angegeben und kann auch anhand der jeweiligen Gesamtdichte <math>\rho(t)</math> berechnet werden. Dieser Zusammenhang ist die Friedmann-Gleichung in allgemeiner Form:

:<math>E(t) = \frac{H(t)}{H(t_0)} = \sqrt{\frac{\rho(t)}{\rho(t_0)}} = \frac{\sqrt{\Omega_r/a^2+\Omega_m/a+\Omega_k+\Omega_{\Lambda} \ a^2}}{a}\;.</math>

Die zeitliche Ableitung des Hubble-Parameters ergibt:

:<math>\dot H(t) = \frac{\ddot a(t)}{a(t)} - H(t)^2\;.</math>

Der ''Hubblefluss'' bezeichnet die Rate, mit der räumliche Entfernungen bei gleichem Weltalter zunehmen und kann wegen der [[Lichtlaufzeit]] naturgemäß nicht unmittelbar beobachtet werden:
:<math>\dot D(t) = H(t) \cdot D(t) = H(t) \cdot D(t_0) \cdot a(t) = \dot a(t) \cdot D(t_0) \;.</math>

Im lokalen Universum (also über Entfernungen, die klein sind im Vergleich zum Radius des [[Beobachtbares Universum|beobachtbaren Universums]]) ist die Hubble-Konstante die [[Proportionalitätskonstante]] der (näherungsweise) linearen Beziehung zwischen den Entfernungen <math>D</math> von [[Galaxie]]n und den aus ihren [[Linienspektrum|Spektren]] gemessenen [[Rotverschiebung]]en <math>z</math>:

:<math>c \cdot z \approx H_0 \cdot D.</math>

Dabei ist <math>c</math> die [[Lichtgeschwindigkeit]].

Häufig wird das Produkt <math>c \cdot z</math> im Sinne des [[Dopplereffekt]]s näherungsweise als Rezessionsgeschwindigkeit
<math>v</math> interpretiert, man erhält dann

:<math>v \approx H_0 \cdot D\;.</math>

Die genaue Beziehung zwischen kosmologischer Rotverschiebung und Entfernung ist [[Lineare Funktion|nichtlinear]] und erfordert eine [[Integralrechnung|Integration]] über den zeitlichen Verlauf des Skalenfaktors <math>a (t)</math>.

== Hubble-Diagramm ==
Die Auftragung der Rotverschiebung von astronomischen Objekten gegen ihre Entfernung von der Erde wird '''Hubble-Diagramm''' genannt. Ein sich gleichmäßig ausdehnendes Universum führt dazu, dass die Objekte in diesem Diagramm entlang einer durch den Ursprung führenden Geraden angeordnet sind. Die Steigung dieser Geraden ist die Hubble-Konstante.

Das erste Hubble-Diagramm wurde 1929 von Edwin Hubble veröffentlicht.<ref name="Kirshner2004">{{Literatur |Autor=Robert P. Kirshner |Titel=Hubble’s diagram and cosmic expansion |Sammelwerk=Proceedings of the National Academy of Sciences |Band=101 |Nummer=1 |Datum=2004-06-01 |Seiten=8–13 |DOI=10.1073/pnas.2536799100}}</ref> In dieser Veröffentlichung berichtete er von einem linearen Zusammenhang zwischen der Entfernung von Galaxien ({{lang|en|''extragalactic nebula''}}) und ihrer Rotverschiebung.<ref>{{Literatur |Autor=Edwin Hubble |Titel=A relation between distance and radial velocity among extra-galactic nebulae |Sammelwerk=Proceedings of the National Academy of Sciences |Band=15 |Nummer=3 |Datum=1929-03-15 |Seiten=168–173 |DOI=10.1073/pnas.15.3.168}}</ref> Die Bestimmung des Abstands eines weit entfernten astronomischen Objekts ohne Rückgriff auf die Rotverschiebung erfolgt aus der Helligkeit von [[Standardkerze]]n. Das Bild des Objekts muss dazu so gut aufgelöst sein, dass kein Licht anderer Objekte das Messergebnis verfälscht. Dies wird mit zunehmender Entfernung immer schwieriger. Die im ersten Hubble-Diagramm verwendeten Daten reichten bis zu einem Abstand von etwa 2 [[Parsec|Mpc]]. Knapp ein Jahrhundert später sind Messungen bis etwa 700 Mpc möglich.<ref>''{{Webarchiv |url=http://www.pnas.org/content/101/1/8/F3.expansion.html%7CFig. |text=3 Hubble Diagram for Type 1A Supernovae |wayback=20160414235516}}.'' In: {{Literatur |Autor=Robert P. Kirshner |Titel=Hubble’s diagram and cosmic expansion |Sammelwerk=Proceedings of the National Academy of Sciences |Band=101 |Nummer=1 |Datum=2004-06-01 |Seiten=8–13 |DOI=10.1073/pnas.2536799100}}</ref> Dadurch ist eine erheblich zuverlässigere Angabe der Hubble-Konstante möglich.

== Messungen ==
{{Veraltet | dieses Abschnitts | Messungen fehlen; keine Informationen zur „Krise der Kosmologie“; keine Informationen zu Studien, die auf ein anisotropes Universum hindeuten; keine Informationen zu Erklärungsversuchen zu den Diskrepanzen (wie dem „Hubble Blase“ von Lucas Lombriser); Siehe: [[:en:Hubble's law#Measured values of the Hubble constant]], [[2020#Wissenschaft und Technik]] und [[:en:2020 in science]] | seit=2020}}
[[Datei:Hubble-constant-vers2.png|mini|233px|Hubble-Konstante mit Fehlertoleranz über Messverfahren bzw. -instrumente: 1. Hubble-Weltraumteleskop, 2. Raumsonde WMAP, 3. Gravitationslinseneffekt]]

Erste Messungen Edwin Hubbles ergaben für die Hubble-Konstante <math>H_0</math> in [[Internationales Einheitensystem|SI]]-Einheiten einen um den Faktor 7,446 zu hohen Wert von 1,6·10−17 s−1.<ref>''[https://www.atnf.csiro.au/outreach/education/senior/cosmicengine/hubble.html Edwin Hubble & the Expanding Universe.]'' Australia Telescope National Facility.</ref> Zumeist wählt man jedoch eine traditionelle Einheit und erhält dann 500 km s−1 [[Parsec|Mpc]]−1. Dieser Zahlenwert ist so zu verstehen: Man beobachtet zwei Galaxien A und B und misst ihre [[Spektrallinie]]n. Unterscheiden sich die [[Wellenlänge]]n so, dass sich für die Galaxie A mit den heute aktuellen Werten ein um 67,74 km/s höherer Wert <math>c \cdot z</math> ergibt als für B, so sollte die Galaxie A etwa 1 Mpc (reichlich drei Millionen [[Lichtjahr]]e) weiter entfernt sein als die Galaxie B.

Da Galaxien nicht nur der kosmischen Expansion folgen, sondern zusätzlich eigene Bewegungen von typisch einigen hundert km/s zeigen, müssen viele Galaxien über einen genügend großen Entfernungsbereich untersucht werden, um beide Effekte zu trennen. Die durch die kosmische Expansion bedingte „Geschwindigkeit“ <math>c \cdot z</math> und die kosmologische Rotverschiebung haben einen anderen Ursprung als eine Eigengeschwindigkeit und die mit ihr durch den Dopplereffekt verbundene Rot- oder Blauverschiebung.

=== Spitzer-Weltraumteleskop ===
Unter Verwendung von Daten des [[Spitzer-Weltraumteleskop]]s, basierend auf Beobachtungen im 3,6-μm-Bereich (mittleres [[Infrarot]]) zur Neukalibrierung der [[Cepheiden]]-Distanzskala, erhielten die Wissenschaftler des {{lang|en|''Carnegie Hubble Programs''}} neue, hochgenaue Werte für die Hubble-Konstante. Dadurch konnte der Wert nun um einen Faktor 3 genauer bestimmt werden. Damit hat die Hubble-Konstante nur noch eine Unsicherheit von drei Prozent (Stand 16. August 2012):<ref name="rothpe01">{{Literatur |Autor=Wendy L. Freedman, Barry F. Madore, Victoria Scowcroft, Chris Burns, Andy Monson, S. Eric Persson, Mark Seibert, Jane Rigby |Titel=Carnegie Hubble Program: A Mid-Infrared Calibration of the Hubble Constant |Sammelwerk=The Astrophysical Journal |Band=758 |Nummer=1 |Datum=2012-10-10 |Seiten=24 |arXiv=1208.3281 |DOI=10.1088/0004-637X/758/1/24}}</ref>

:<math>H_0 \approx (74{,}3 \pm 2{,}1) \ \frac{\mathrm{km}}{\mathrm{s \cdot Mpc}}\;.</math>

=== Hubble-Weltraumteleskop ===
Das [[Hubble-Weltraumteleskop]] ist in der Lage, mit Hilfe einer Entfernungsskala Entfernungen im [[Universum]] und damit auch die Expansionsrate des Universums zu ermitteln. Als [[Hinweis|Indikatoren]] dazu dienen [[Cepheiden]] (pulsierende Sterne mit einem Zusammenhang zwischen Periode und maximaler [[Leuchtkraft]]) und [[Supernova]]e vom Typ Ia ([[Standardkerze]]n):<ref>{{Literatur |Autor=Adam G. Riess, Lucas Macri, Stefano Casertano, Megan Sosey, Hubert Lampeitl, Henry C. Ferguson, Alexei V. Filippenko, Saurabh W. Jha, Weidong Li, Ryan Chornock, Devdeep Sarkar |Titel=A Redetermination of the Hubble Constant with the Hubble Space Telescope from a Differential Distance Ladder |Sammelwerk=The Astrophysical Journal |Band=699 |Datum=2009-07-01 |ISSN=0004-637X |DOI=10.1088/0004-637X/699/1/539 |Seiten=539–563 |Online=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2009ApJ...699..539R/abstract |Abruf=2025-04-04}}</ref>

:<math>H_0 \approx (74{,}2 \pm 3{,}6) \ \frac{\mathrm{km}}{\mathrm{s \cdot Mpc}}\;.</math>

=== Gravitationslinseneffekt ===
Eine neuere Methode macht sich den [[Gravitationslinseneffekt]] zunutze. Dabei werden Helligkeitsschwankungen um eine Gravitationslinse ausgewertet. Das Licht einer Quellgalaxie wird durch eine davorliegende Galaxie abgelenkt, wodurch sich mehrere Abbilder der Quelle ergeben. Ändert sich nun die [[Helligkeit]] der Quellgalaxie, so macht sich dies zu unterschiedlichen Zeiten in den verschiedenen Abbildern bemerkbar. Aus dem Zeitunterschied lässt sich dann die absolute Entfernung berechnen. Aus der ermittelten Entfernung und der Rotverschiebung als Maß für die Geschwindigkeit, mit der sich Objekte von uns wegbewegen, lässt sich die Expansionsrate des Universums bestimmen. Die Auswertung von Hubble-Bildern nach der Gravitationslinsen-Methode ergibt:<ref>{{Literatur |Autor=S. H. Suyu, P. J. Marshall, M. W. Auger, S. Hilbert, R. D. Blandford, L. V. E. Koopmans, C. D. Fassnacht, T. Treu |Titel=Dissecting the Gravitational lens B1608+656. II. Precision Measurements of the Hubble Constant, Spatial Curvature, and the Dark Energy Equation of State |Sammelwerk=The Astrophysical Journal |Band=711 |Datum=2010-03-01 |ISSN=0004-637X |DOI=10.1088/0004-637X/711/1/201 |Seiten=201–221 |Online=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2010ApJ...711..201S/abstract |Abruf=2025-04-04}}</ref>

:<math>H_0 = 69{,}7 ^ {+4{,}9}_{-5.0} \ \frac{\mathrm{km}}{\mathrm{s \cdot Mpc}}\;.</math>

=== WMAP ===
Die [[Raumsonde]] [[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe|WMAP]] bedient sich der Temperaturverteilung der [[Elektromagnetische Strahlung|elektromagnetischen Strahlung]] im [[Mikrowellen]]bereich. Einen Teil dieser Mikrowellenstrahlung liefert die [[kosmische Hintergrundstrahlung]], die auf den [[Urknall]] zurückgeführt wird. Man misst extrem geringe Temperaturschwankungen ([[Anisotropie]]n), die durch [[Streuung (Physik)|Streuung]] der Strahlung an den ersten Urgalaxien verursacht wurden und deren Muster bis heute erhalten sind. Aus fünf Jahren Messungen mit WMAP (WMAP5 genannt) ergibt sich:<ref>[https://scilogs.spektrum.de/einsteins-kosmos/wmap5-neues-von-den-eigenschaften-des-universums/ Hubble-Konstante Oktober 2008 (WMAP5)]</ref><ref>{{Literatur |Autor=E. Komatsu u. a. |Titel=Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Cosmological Interpretation |Sammelwerk=The Astrophysical Journal Supplement Series |Band=180 |Nummer=2 |Datum=2009-02-01 |Seiten=330–376 |arXiv=0803.0547 |DOI=10.1088/0067-0049/180/2/330}}</ref>

:<math>H_0 \approx (70{,}5 \pm 1{,}3) \ \frac{\mathrm{km}}{\mathrm{s \cdot Mpc}}\;.</math>

=== Weltraumteleskop Chandra ===
Messungen mit dem [[Weltraumteleskop]] [[Chandra (Teleskop)|Chandra]] ergaben:<ref>''[https://chandra.harvard.edu/photo/2006/clusters/ CL 0016+1609: Chandra Independently Determines Hubble Constant.]'' Chandra Photo-Album, 6. August 2008.</ref><ref>{{Literatur |Autor=Massimiliano Bonamente, Marshall K. Joy, Samuel J. LaRoque, John E. Carlstrom, Erik D. Reese, Kyle S. Dawson |Titel=Determination of the Cosmic Distance Scale from Sunyaev‐Zel’dovich Effect and Chandra X‐Ray Measurements of High‐Redshift Galaxy Clusters |Sammelwerk=The Astrophysical Journal |Band=647 |Nummer=1 |Datum=2006-08-10 |Seiten=25–54 |arXiv=astro-ph/0512349 |DOI=10.1086/505291}}</ref>

:<math>H_0 \approx (77 \pm 4) \ \frac{\mathrm{km}}{\mathrm{s \cdot Mpc}}\;.</math>

=== Supernovae und Cepheiden ===
Aus der Beobachtung von Cepheiden mit dem [[Hubble-Weltraumteleskop]] in 37 verschiedenen Galaxien, deren Entfernung und Geschwindigkeit durch Typ-Ia Supernovae bestimmt wurde, ergab sich der Wert<ref>{{Literatur |Autor=Adam G. Riess, Wenlong Yuan, Lucas M. Macri ''et al.'' |Titel=A Comprehensive Measurement of the Local Value of the Hubble Constant with 1 km s−1 Mpc−1 Uncertainty from the Hubble Space Telescope and the SH0ES Team |Sammelwerk=The Astrophysical Journal Letters |Band=934 |Nummer=1 |Datum=2022-07 |Seiten=L7 |arXiv=2112.04510 |DOI=10.3847/2041-8213/ac5c5b}}</ref><ref>{{Internetquelle |autor=Martin Holland |url=https://www.heise.de/news/Hubbles-Magnum-Opus-fertig-Neuer-Meilenstein-fuer-Raetsel-der-Hubble-Konstante-7101483.html |titel="Hubbles Magnum Opus": Neuer Meilenstein für Rätsel um Hubble-Konstante |werk=heise.de |datum=2022-05-20 |abruf=2023-09-18}}</ref>

:<math>H_0 \approx (73{,}04 \pm 1{,}04) \ \frac{\mathrm{km}}{\mathrm{s \cdot Mpc}}\;.</math>

=== Planck-Weltraumteleskop ===
Messungen des [[Planck-Weltraumteleskop]]s der [[ESA]] ergaben:<ref name="planckesa2015">{{Internetquelle |url=https://www.cosmos.esa.int/web/planck/publications |titel=Planck Publications: Planck 2015 Results |hrsg=European Space Agency |datum=2016 |sprache=en |abruf=2017-01-24}}</ref>

:<math>H_0 \approx (67{,}74 \pm 0{,}46) \ \frac{\mathrm{km}}{\mathrm{s \cdot Mpc}}\;.</math>

== Hubble-Zeit ==
[[Datei:Age.png|360px|mini|Das Verhältnis von Weltalter zu Hubble-Zeit, dargestellt als Funktion der Anteile von Materie <math>\Omega_m</math> und Dunkler Energie <math>\Omega_\Lambda</math> an der Gesamtdichte des Universums. Im Text sind die beiden markierten Zustände erläutert, nämlich das Einstein-de-Sitter-Modell (Sternchen rechts unten) und das aktuell akzeptierte ΛCDM-Modell (Kästchen links oben).]]

Der [[Kehrwert]] 1/''H''0 der Hubble-Konstante wird '''Hubble-Zeit''' genannt. Bei gleichförmiger Expansion in einem leeren Universum wäre sie gleich dem [[Weltalter]] von rund 14 Mrd. Jahren, d. h. der seit dem Urknall vergangenen Zeit.

Je nach dem Gehalt des Universums an normaler ([[baryon]]ischer) [[Materie (Physik)|Materie]], [[Dunkle Materie|Dunkler Materie]] und [[Dunkle Energie|Dunkler Energie]] kann die Expansion aber verzögert oder beschleunigt werden. Zwischen Weltalter ''t''0 und Hubble-Zeit besteht dann der folgende Zusammenhang:

:<math>t_0 = \frac{1}{H_0}\int_0^{a_0} \frac{\mathrm{d}a}{\sqrt{\Omega_r/a^2+\Omega_m/a+\Omega_k+\Omega_{\Lambda} \ a^2}}</math>,
wobei <math>a(t)</math> der Skalenfaktor und <math>a_0=a(t_0)=1</math> ist.
Dabei geben die [[Dichteparameter]] die Anteile diverser Energie-/Materiekomponenten im Universum an:
* <math>\Omega_r</math>, der [[Plancksches Strahlungsgesetz|Strahlungsdichte]],
* <math>\Omega_m</math>, der gesamten Materie (normale baryonische und Dunkle Materie, vgl. [[Lambda-CDM-Modell]]),
* <math>\Omega_\Lambda</math>, der Dunklen Energie (s. auch [[kosmologische Konstante]]) und
* <math>\Omega_k</math>, dem [[Raumkrümmung|Krümmungsparameter]].

Im historisch lange favorisierten [[Einstein-de-Sitter-Modell]] mit [[Universum #Zusammenhang zwischen Massendichte, lokaler Geometrie und Form|flacher räumlicher Geometrie]] und ohne dunkle Energie (d. h. <math>\Omega_m=1</math> und <math>\Omega_\Lambda = 0</math>) ist das Weltalter geringer als die Hubble-Zeit (vgl. Abbildung) und beträgt
:<math>t_0 = \frac{2}{3H_{0}}</math>.

Das heute akzeptierte Weltmodell ist das [[Lambda-CDM-Modell]] (ΛCDM-Modell), das ebenfalls flache räumliche Geometrie hat, aber von der Dunklen Energie dominiert ist. Messungen des [[Planck-Weltraumteleskop]]s ergeben die folgenden Parameterwerte<ref>Planck Collaboration: [https://arxiv.org/abs/1502.01589 Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters]</ref>
:<math>H_0 = 67{,}15~{\mathrm{km}}/{\mathrm{s / Mpc}}, \; \Omega_m = 0{,}315,\; \Omega_\Lambda = 0{,}685, \; \Omega_r = 5{,}5\cdot 10^{-5}, \; \Omega_k<0{,}005</math>.
Daraus ergibt sich eine Hubble-Zeit 1/''H''0 von 14,561 Mrd. Jahren, während das tatsächliche Weltalter <math>t_0</math> etwa 13,844 Mrd. Jahre beträgt.

Der Vergleich von Weltalter beziehungsweise Hubble-Zeit mit unabhängigen Altersbestimmungen von Himmelsobjekten wie [[Stern]]en und [[Kugelsternhaufen]] war immer wieder wichtig in der kritischen Bewertung von Messungen der Hubble-Konstante und der anderen kosmologischen Parameter: Das sich ergebende Weltalter muss größer als das Alter der einzelnen Objekte sein.

== Geschichte ==
Die ersten Überlegungen zur Hubble-Konstante stammen von dem belgischen Priester und Physiker [[Georges Lemaître]], der bereits 1927 in den „{{lang|fr|Annales de la Société scientifique de Bruxelles}}“ einen Aufsatz schrieb und die Konstante ermittelte zu

:<math>H_0 \approx 625 \ \frac{\mathrm{km}}{\mathrm{s \cdot Mpc}}.</math>

Nach weiteren Hinweisen unter anderem von [[Carl Wilhelm Wirtz]] war es eine Arbeit von Edwin Hubble aus dem Jahr 1929, die einen linearen Zusammenhang zwischen Rotverschiebung und Entfernung von Galaxien behauptete. Hubble ermittelte für die Proportionalitätskonstante einen Wert von

:<math>H_0 \approx 500 \ \frac{\mathrm{km}}{\mathrm{s \cdot Mpc}}.</math>

Das entsprechend geringe Weltalter von nur etwa zwei Milliarden Jahren wurde schon bald als problematisch im Vergleich zu [[Altersbestimmung (Archäologie)|Altersbestimmungen]] von [[Gestein]]en angesehen.

Zu einer ersten deutlichen Korrektur nach unten kam es in den 1950ern nach der Entdeckung verschiedener [[Sternpopulation]]en durch [[Walter Baade]]. In Unkenntnis dieser Tatsache hatte Hubble in seinen früheren Arbeiten zu hohe [[Helligkeit]]en für die Cepheiden angenommen, die er zur [[Entfernungsbestimmung]] benutzte, und damit Entfernungen um einen Faktor 2 überschätzt.

Weitere Verbesserungen ergaben bald Werte von

:<math>H_0 \le 100 \ \frac{\mathrm{km}}{\mathrm{s \cdot Mpc}}.</math>

Die komplexen mehrstufigen [[Messverfahren]] führten zu einer langen und intensiv geführten Debatte von den 1970er bis zu den 1990er Jahren um den genauen Wert der Hubble-Konstante. Eine Gruppe um [[Allan Rex Sandage|Allan Sandage]] und [[Gustav Andreas Tammann|Gustav Tammann]] schlug Werte um 50 km s−1 Mpc−1 vor, während Astronomen wie [[Gérard-Henri de Vaucouleurs|Gerard de Vaucouleurs]] und [[Sidney van den Bergh]] höhere Werte um 100 km s−1 Mpc−1 bevorzugten. In dieser Zeit bürgerte es sich ein, die Hubble-Konstante als

:<math>H_0 = h \cdot 100 \ \frac{\mathrm{km}}{\mathrm{s \cdot Mpc}}</math> mit <math>h \le 1</math>

zu beschreiben und die Abhängigkeit weiterführender kosmologischer Berechnungen vom genauen Wert der Hubble-Konstante durch ausdrückliche Angabe ihrer Abhängigkeit vom Faktor ''h'' ([[Little h]]) zu verdeutlichen.

Nach den Ergebnissen des „{{lang|en|''H''0 Key Project}}“ mit dem ''Hubble-Weltraumteleskop'' ergab sich die Hubble-Konstante aus der Kombination von vier verschiedenen Methoden zu:<ref>{{Literatur |Autor=Wendy L. Freedman u. a. |Titel=Final Results from the Hubble Space Telescope Key Project to Measure the Hubble Constant |Sammelwerk=The Astrophysical Journal |Band=553 |Nummer=1 |Datum=2001-05-20 |Seiten=47–72 |DOI=10.1086/320638}}</ref>

:<math>H_0 \approx (72 \pm 8) \ \frac{\mathrm{km}}{\mathrm{s \cdot Mpc}}.</math>

Aus drei Jahren Messungen mit der Raumsonde WMAP (WMAP3) und Daten der 2dFGRS ergab sich als Wert:<ref>{{Literatur |Autor=[[David Spergel|D. N. Spergel]] u. a. |Titel=Three‐Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Implications for Cosmology |Sammelwerk=The Astrophysical Journal Supplement Series |Band=170 |Nummer=2 |Datum=2007-06 |Seiten=377–408 |arXiv=astro-ph/0603449 |DOI=10.1086/513700}}</ref>

:<math>H_0 \approx (73 \pm 3) \ \frac{\mathrm{km}}{\mathrm{s \cdot Mpc}}.</math>

Schon [[Einstein]] und [[Ernst Gabor Straus|Straus]]<ref>{{Literatur |Autor=Albert Einstein, Ernst G. Straus |Titel=The Influence of the Expansion of Space on the Gravitation Fields Surrounding the Individual Stars |Sammelwerk=Reviews of Modern Physics |Band=17 |Nummer=2–3 |Datum=1945-04-01 |Seiten=120–124 |DOI=10.1103/RevModPhys.17.120}}</ref> fanden, dass die kosmologische Expansion nur auf größten Skalen beobachtbar ist und nicht bei [[gravitativ]] gebundenen kleineren Objekten wie Sternen oder Galaxien.

== Literatur ==
* [[Carl Wilhelm Wirtz|C. Wirtz]]: ''De Sitters Kosmologie und die Radialbewegungen der Spiralnebel.'' In: ''[[Astronomische Nachrichten]].'' Band 222, 1924, S. 21.
* E. Hubble: ''A Relation Between Distance and Radial Velocity among Extra-Galactic Nebulae.'' In: ''[[Proceedings of the National Academy of Sciences]].'' Band 15, Nr. 3, 1929, S. 168.
* [[Wendy Freedman|W. Freedman]] u. a.: ''Final Results from the Hubble Space Telescope Key Project to Measure the Hubble Constant.'' In: ''[[Astrophysical Journal]].'' Band 553, 2001, S. 47.
* {{Literatur |Autor=[[David Spergel|D. N. Spergel]] u. a. |Titel=Three‐Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Implications for Cosmology |Sammelwerk=The Astrophysical Journal Supplement Series |Band=170 |Nummer=2 |Datum=2007-06 |Seiten=377–408 |arXiv=astro-ph/0603449 |DOI=10.1086/513700}}
* {{Literatur |Autor=Massimiliano Bonamente, Marshall K. Joy, Samuel J. LaRoque, John E. Carlstrom, Erik D. Reese, Kyle S. Dawson |Titel=Determination of the Cosmic Distance Scale from Sunyaev‐Zel’dovich Effect and Chandra X‐Ray Measurements of High‐Redshift Galaxy Clusters |Sammelwerk=The Astrophysical Journal |Band=647 |Nummer=1 |Datum=2006-08-10 |Seiten=25–54 |arXiv=astro-ph/0512349 |DOI=10.1086/505291}}
* Dominik J. Schwarz: ''Streit um Hubbles Erbe''. Spektrum der Wissenschaft 7/2018, S. 12–21.
* {{Literatur |Autor=[[Adam G. Riess]], Louise Breuval |Hrsg=Richard de Grijs, Patricia Whitelock, Marcio Catelan |Titel=The Local Value of H0 |Sammelwerk=IAU Symposium |Band=376 |Datum= |arXiv=2308.10954}}
* Adam G. Riess, Dan Scolnic, Gagandeep S. Anand, Louise Breuval, Stefano Casertano, Lucas M. Macri, Siyang Li, Wenlong Yuan, Caroline D. Huang, Saurabh Jha: ''JWST Validates HST Distance Measurements: Selection of Supernova Subsample Explains Differences in JWST Estimates of Local H0.'' In: ''The Astrophysical Journal'', Band 977, Nr. 1, 9. Dezember 2024, 120; {{doi|10.3847/1538-4357/ad8c21}} ({{enS}}).

== Weblinks ==
* {{Internetquelle |autor=Franziska Konitzer |url=https://www.spektrum.de/news/hubble-kosmische-expansion-zwischen-krise-und-konstante/1910194 |titel=Kosmische Expansion zwischen Krise und Konstante |werk=spektrum.de |datum=2021-08-12 |abruf=2023-09-17 |abruf-verborgen=1}}
* {{Internetquelle |autor=Martin Holland |url=https://www.heise.de/news/Hubble-Konstante-Weltraumteleskop-James-Webb-bestaetigt-mysterioese-Diskrepanz-9303671.html |titel=Hubble-Konstante: Weltraumteleskop James Webb bestätigt mysteriöse Diskrepanz |werk=heise.de |datum=2023-09-13 |abruf=2023-09-17 |abruf-verborgen=1}}

== Einzelnachweise ==
<references />
{{Normdaten|TYP=s|GND=4160714-4}}

[[Kategorie:Kosmologie (Physik)]]
[[Kategorie:Edwin Hubble als Namensgeber]]

Hubble-Konstante - Versionsgeschichte

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