허블-르메트르 법칙
허블 상수 결정하기 > 21세기 측정 > 허블 상수의 측정

| 발표날짜 published | 허블 상수   (km/s)/Mpc | 관측 주체 | 인용 citation | 언급 / 방법론  |
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| 2023-05-11 | 66.6+4.1 −3.3 | P. L. 켈리Kelly 외. |  | 초신성 Refsdal의 중력 렌즈 이미지의 타이밍 지연. 우주 거리 사다리 또는 CMB와 무관하다. |
| 2022-12-12 | 68.3±1.5 | SPT-3G |  | CMB TT/TE/EE 파워 스펙트럼. 플랑크와 1σ 미만의 불일치. (사전 인쇄) |
| 2022-02-08 | 73.4+0.99 −1.22 | Pantheon+ |  | Ia형 초신성 거리 사다리 (+SH0ES) |
| 2022-06-17 | 75.4+3.8 −3.7 | T. 드 예거de Jaeger 외. |  | II형 초신성을 표준화할 수 있는 촉광으로 사용하여 허블 상수를 독립적으로 측정—세페이드 변광성, 적색거성가지의 첨단부, 기하학적 거리(NGC 4258)에서 측정한 호스트 은하와 있는 13 SNe II- |
| 2021-12-08 | 73.04±1.04 | SH0ES |  | 세페이드-Ia형 초신성 거리 사다리 (HST+Gaia EDR3+"Pantheon+"). 5σ 플랑크와의 불일치 |
| 2021-09-17 | 69.8±1.7 | W. 프리드먼Freedman |  | [적색거성가지의 첨단부]](TRGB) 거리 표시기 (HST+Gaia EDR3) |
| 2020-12-16 | 72.1±2.0 | 허블 우주망원경 / Gaia EDR3 |  | TRGB 거리 표시기를 사용하여 적색 거성에 대한 이전 작업을 Gaia EDR3에서 얻은 센타우루스자리 오메가의 시차 측정과 결합한다. |
| 2020-12-15 | 73.2±1.3 | 허블 우주망원경 / Gaia EDR3 |  | HST 측광학(photometry)과 우리 은하에 대한 Gaia EDR3 시차[세페이드의 조합으로 세페이드 광도 보정의 불확실성을 1.0%로 줄인다.  H_{0}에 대한 값의 전반적인 불확실성은 1.8%이며, 알려진 세페이드 호스트로 알려진 은하에서 Ia형 초신성 샘플이 더 많을 경우 1.3%로 감소할 것으로 예상된다. SHoES(암흑 에너지 상태 방정식를 위한 초산성들,  H_{0})로 알려진 공동 연구의 연속. |
| 2020-12-04 | 73.5±5.3 | E. J. 백스터Baxter, B. D. 셔윈Sherwin |  | CMB의 중력 렌즈 효과는 중입자 음향 진동을 참조하지 않고  H_{0}를 추정하는 데 사용된다. 플랑크 데이터를 분석하는 대체 방법. |
| 2020-11-25 | 71.8+3.9 −3.3 | P. 덴젤Denzel 외. |  | 8개의 4중 중력 렌즈 은하계는 "초기" 우주 추정치와 "후기" 우주 추정치 모두와 일치하여 5%의 정확도로  H_{0}를 결정하는 데 사용된다. 거리 사다리 및 우주 마이크로파 배경과 무관하다. |
| 2020-11-07 | 67.4 ± 1.0 | T. 세지윅Sedgwick 외. |  | 88 0.02 <  z < 0.05에서 파생된 표준 촉광 거리 표시기로 사용되는 Ia형 초신성에서 유도됨.  H_{0} 추정치는 은하 밀도장에서 추정한 대로 초신성 환경에서 고유 속도의 영향에 대해 수정되었다. 결과는 Ωm = 0.3, ΩΛ = 0.7 그리고 앤더슨Anderson 외. (2014)에서 가져온 값인 149.3Mpc의 음향 지평선을 가정한다. |
| 2020-09-29 | 67.6+4.3 −4.2 | S. 무케르지Mukherjee et al. |  | 중력파는 츠비키 과도기 시설(Zwicky Transient Facility)에 의해 발견된 과도 ZTF19abanrh가 GW190521에 대한 광학 대응물이라고 가정한다. 거리 사다리 및 우주 마이크로파 배경과 무관하다. |
| 2020-06-18 | 75.8+5.2 −4.9 | T. 드 예거 외. |  | 세페이드 변광성 또는 적색거성가지의 첨단부에서 측정된 호스트-은하 거리와 함께 허블 상수의 독립적인 측정값을 얻기 위해 II형 초신성을 표준화 가능한 촉광으로 사용한다. |
| 2020-02-26 | 73.9±3.0 | 메가마이저(Megamaser) 우주론 프로젝트 |  | 메가마이저(Megamaser) 호스팅 은하에 대한 기하학적 거리 측정. 거리 사다리 및 우주 마이크로파 배경과 무관하다. |
| 2019-10-14 | 74.2+2.7 −3.0 | STRIDES |  | 렌즈된 퀘이사 DES J0408-5354의 질량 분포 및 시간 지연 모델링. |
| 2019-09-12 | 76.8±2.6 | SHARP/H0LiCOW |  | 지상 기반 적응 광학 및 허블 우주 망원경을 사용하여 3개의 렌즈화된 은하계 개체와 해당 렌즈를 모델링한다. |
| 2019-08-20 | 73.3+1.36 −1.35 | K. 두타Dutta 외. |  | 이  H_{0}는 ΛCDM 모델 내에서 낮은 적색편이 우주 데이터를 분석하여 얻은 것이다. 사용된 데이터 세트는 Ia형 초신성, 중입자 음향 진동, 강력한 렌즈를 사용한 시간 지연 측정, 우주 크로노미터를 사용한  H(z) 측정 및 거대구조 관측으로부터의 성장 측정이다. |
| 2019-08-15 | 73.5±1.4 | M. J. 리드Reid, D. W. 페스Pesce, A. G. 리스Riess |  | 초대형 블랙홀을 사용하여 메시에 106까지의 거리를 측정하고 대마젤란운에서 일식 바이너리 측정과 결합된다. |
| 2019-07-16 | 69.8±1.9 | 허블 우주망원경 |  | 적색 거성까지의 거리는 TRGB 거리 표시기를 사용하여 계산된다. |
| 2019-07-10 | 73.3+1.7 −1.8 | H0LiCOW 공동 연구 |  | 우주 거리 사다리와 우주 마이크로파 배경 측정과는 독립적으로 이제 6개의 퀘이사를 사용하는 다중 이미지 퀘이사에 대한 업데이트된 관측. |
| 2019-07-08 | 70.3+5.3 −5.0 | LIGO 및 Virgo 탐지기 |  | 이전 중력파(GW) 및 전자기(EM) 데이터와 결합된 GW170817의 무선 대응물을 사용한다. |
| 2019-03-28 | 68.0+4.2 −4.1 | 페르미 감마선 우주망원경 |  | 외부은하의 빛으로 인한 감마선 감쇠. 우주 거리 사다리와 우주 마이크로파 배경과는 무관하다. |

| 2019-03-18 | 74.03±1.42 | 허블 우주망원경 |  | 대마젤란운(LMC)에서 세페이드의 정밀 HST 측광은 LMC까지의 거리에 대한 불확실성을 2.5%에서 1.3%로 줄인다. 개정판은 CMB 측정의 텐션을 4.4σ 수준(가우시안 오류의 경우 P=99.999%)으로 증가시켜 그럴듯한 수준 이상의 불일치를 높였다. SHoES 공동 연구의 연속이다. |
| 2019-02-08 | 67.78+0.91 −0.87 | 조지프 라이언Joseph Ryan 외. |  | 평평한 ΛCDM 모형을 가정한 퀘이사 각도 크기 및 중입자 음향 진동. 대안 모형은 허블 상수에 대해 다른(일반적으로 더 낮은) 값을 생성한다. |
| 2018-11-06 | 67.77±1.30 | 암흑 에너지 탐사(DES) |  | 중입자 음향 진동에 기반한 역 거리 사다리 방법을 사용한 초신성 측정. |
| 2018-09-05 | 72.5+2.1 −2.3 | H0LiCOW 공동 연구 |  | 우주 거리 사다리와 우주 마이크로파 배경 측정과는 독립적인 다중 이미지 퀘이사의 관측. |
| 2018-07-18 | 67.66±0.42 | 플랑크 미션 |  | 최종 플랑크 2018 결과. |
| 2018-04-27 | 73.52±1.62 | 허블 우주망원경 및 Gaia |  | 초기 Gaia 시차 측정과 함께 은하 세페이드의 추가 HST 측광학. 수정된 값은 3.8σ 수준에서 CMB 측정으로 텐션을 높인다. SHoES 공동 연구의 지속. |
| 2018-02-22 | 73.45±1.66 | 허블 우주망원경 |  | 거리 사다리의 향상된 보정을 위한 은하 세페이드의 시차 측정; 이 값은 3.7σ 수준에서 CMB 측정치와의 불일치를 나타낸다. 불확실성은 Gaia 카탈로그의 최종 릴리스와 함께 1% 미만으로 감소할 것으로 예상된다. SHoES 공동 연구. |
| 2017-10-16 | 70.0+12.0 −8.0 | LIGO 과학적 공동 연구 및 Virgo 간섭계 공동 연구 |  | 표준 사이렌 일반적인 "표준 촉광" 기술과 독립적인 측정; 쌍성자 중성자별(BNS) 합병 GW170817의 중력파 분석은 우주적 규모까지의 광도 거리를 직접 추정했다. 향후 10년 동안 50개의 유사한 탐지가 예상되면 다른 방법론의 텐션을 중재할 수 있다. 중성자별-블랙홀 합병(NSBH)의 탐지 및 분석은 BNS가 허용할 수 있는 것보다 더 큰 정밀도를 제공할 수 있다. |
| 2016-11-22 | 71.9+2.4 −3.0 | 허블 우주망원경 |  | 강한 중력 렌즈에 의해 생성된 멀리 떨어진 가변 소스의 여러 이미지 사이에 시간 지연을 사용한다. COSMOGRAIL의 Wellspring(H0LiCOW)에서  H_{0} 렌즈로 알려진 공동 연구. |
| 2016-08-04 | 76.2+3.4 −2.7 | Cosmicflows-3 |  | Tully-Fisher, 세페이드 변광성 및 Ia형 초신성을 포함한 다른 거리 방법과 적색편이를 비교한다. 데이터의 제한적인 추정치는 75±2의 더 정확한 값을 의미한다. |
| 2016-07-13 | 67.6+0.7 −0.6 | SDSS 3차 중입자진동 분광탐사(BOSS) |  | 중입자 음향 진동. 확장 조사(eBOSS)는 2014년에 시작되어 2020년까지 진행될 예정이다. 확장 조사는 빅뱅 이후 30억년에서 80억년까지 우주가 중력의 감속 효과에서 벗어나 전환하는 시간을 탐색하도록 설계되었다. |
| 2016-05-17 | 73.24±1.74 | 허블 우주망원경 |  | Ia형 초신성, 다가오는 Gaia 측정 및 기타 개선으로 불확실성이 두 배 이상 감소할 것으로 예상된다. SHoES 공동 연구. |
| 2015-02 | 67.74±0.46 | 플랑크 미션 |  | 2014년 12월 1일 이탈리아 페라라에서 열린 회의에서 플랑크 전체 임무 분석 결과가 공개되었다. 2015년 2월 임무 결과를 자세히 설명하는 전체 문서 세트가 공개되었다. |
| 2013-10-01 | 74.4±3.0 | Cosmicflows-2 |  | Tully-Fisher, 세페이드 변광성, Ia형 초신성을 포함한 다른 거리 방법과 적색편이를 비교한다. |
| 2013-03-21 | 67.80±0.77 | 플랑크 미션 |  | ESA 플랑크 탐사선는 2009년 5월에 발사되었다. 4년에 걸쳐 [ 고전자 이동설 트랜지스터(HEMT) 라디오미터(radiometer)와 볼로미터 기술로 WMAP보다 작은 규모로 CMB를 측정한다. 2013년 3월 21일, 플랑크 우주 탐사선 뒤에 있는 유럽 주도의 연구팀은 새로운 CMB 전천지도와 허블 상수 결정을 포함한 미션 데이터를 발표했다. |
| 2012-12-20 | 69.32±0.80 | WMAP (9년간), 다른 측정과 결합됨 |  |  |
| 2010 | 70.4+1.3 −1.4 | WMAP (7년간), 다른 측정과 결합됨 |  | 이러한 값은 WMAP 및 기타 우주 데이터의 조합을 ΛCDM 모형의 가장 간단한 버전에 맞추는 데서 발생한다. 데이터가 보다 일반적인 버전에 적합한 경우 H0은 더 작고 불확실한 경향이 있다. 일부 모형은 63 (km/s)/Mpc에 가까운 값을 허용하지만, 일반적으로 약 67±4 (km/s)/Mpc |
| 2010 | 71.0±2.5 | WMAP 단독 (7년간). |  |  |
| 2009-02 | 70.5±1.3 | WMAP (5년간), 다른 측정과 결합됨 |  |  |
| 2009-02 | 71.9+2.6 −2.7 | WMAP 단독 (5년간) |  |  |
| 2007 | 70.4+1.5 −1.6 | WMAP (3년간), 다른 측정과 결합됨 |  |  |
| 2006-08 | 76.9+10.7 −8.7 | 찬드라 엑스선 관측선 |  | 수냐에프-젤도비치 효과와 은하단에 대한 찬드라 X선 관측을 결합했다. 플랑크 공동 연구 2013에서 테이블의 조정된 불확실성. |
| 2003 | 72 ± 5 | WMAP (첫해) 단독 | . |  |
| 2001-05 | 72±8 | 허블 우주망원경 주요 게획 |  | 이 프로젝트는 유사한 정확도를 가진 많은 은하단에 대한 수냐에프-젤도비치 효과 관측에 기반한 H0 측정과 일치하는 가장 정밀한 광학 결정을 확립했다. |
| 1996년 이전 | 50–90 (est.) |  |  |  |
| 1994 | 67 ± 7 | 1a형 초신성 광도 곡선 모양 |  | SN 1a의 광도와 광도 곡선 모양 사이의 결정된 관계. 리스 등은 상수를 결정하기 위해 SN 1972E의 광도 곡선과 NGC 5253까지의 세페이드 거리의 비율을 사용했다. |
| 1970년대 중반 | 100 ± 10 | 제라르 드 보클레르Gerard de Vaucouleurs |  | 제라르 드 보클레르Gerard de Vaucouleurs는 그가 100 ± 10을 도출하기 위해 5배 더 많은 1차 지표, 10배 더 많은 보정 방법, 2차 지표, 3배 더 많은 은하 데이터 점을 사용했기 때문에 샌디지Sandage의 상수로부터 허블 상수의 정확도를 향상시켰다고 생각했다. |
| 1970년대 초 | ≈ 55 (est.) | 앨런 샌디지Allan Sandage와 구스타브 탐만Gustav Tammann |  |  |
| 1958 | 75 (est.) | 앨런 샌디지Allan Sandage |  | 이것은 H0의 첫 번째 좋은 추정치였지만 합의가 이루어지기까지는 수십 년이 걸렸다. |
| 1956 | 180 | 휴머슨Humason, 메이올Mayall과 샌디지 |  |  |
| 1929 | 500 | 에드윈 허블, 후커 망원경 |  |  |
| 1927 | 625 | 조르주 르메트르 |  | 우주 팽창의 징후로 최초의 측정 및 해석 |