Hubble Sabiti Nedir? Gerçekten Sabit midir?

Hubble sabiti, uzayın belli bir noktasından farklı uzaklıktaki yerlerde evrenin ne kadar hızlı genişlediğini anlatan bir orandır. Evrenin evrimini anlamada mihenk taşlarından birini oluşturur. Araştırmacılar, bu sabitin değerini belirlemek için farklı ölçüm yolları denemişlerse de yapılan her bir ölçüm birbirinden farklı sonuçlar ortaya çıkarmıştır. Bu nedenle Hubble sabitinin tam olarak ne olduğu şu ana dek netlik kazanamadığından, modern astronomide en büyük gizemlerden biri olmaya devam etmektedir.

Hubble Sabiti Nasıl Keşfedildi?

Hubble sabiti ilk kez 1920’lerde Amerikalı astronom Edwin Hubble tarafından hesaplandı. Edwin Hubble, Samanyolu Galaksimizin dışında bulanık ve bulutumsu gök cisimleri gördü. Daha sonra bunların, uzak galaksiler olduğu anlaşıldı. Hubble’ın yaptığı şey, uzak bir galaksinin bizden ne kadar uzakta olduğunu ölçümleyip, bizden ne kadar hızlı uzaklaştığını hesaplamaktı. Diğer galaksilerin de uzaklıklarını ölçtüğünde, evrenin günümüzdeki genişleme hızını hesaplayabiliyordu. Yapılan bu işlem kulağa oldukça basit bir hesap gibi görünse de, pratikte birtakım zorluklar barındırmaktadır. Bu zorluklardan az sonra bahsedeceğiz.

Hubble'ın keşfettiği şey, olağanüstüydü: Evren'deki tüm galaksiler bizden uzaklaşıyor gibi görünüyordu. Hatta ve hatta, bir galaksi ne kadar uzaktaysa, bizden o denli hızlı uzaklaşıyor gibiydi. Bunu aşağıdaki grafikte görebilirsiniz:

PNAS

Bu durum, matematiksel olarak bir doğru denklemi olduğu anlamına gelir. Böylelikle bir cismin bizden uzaklaşma hızını ölçebiliyorsak, bize olan uzaklığını; bize olan uzaklığını biliyorsak da, bizden olan uzaklaşma hızını bulabiliriz. Fakat bu durum bize, yalnızca evrenin genişlemesinden ötürü olan hızı verir, cismin uzaydaki hızını değil. Gerçek bir durumda, cismin hızı da ölçtüğümüz hızına dahil olacağı için, sağlıklı bir ölçüm yapmak o kadar basit değildir. Cismin uzaklaşma hızı $v$, uzaklığı $d$ ise, bunlar arasında aşağıdaki gibi bir ilişki vardır.

$v=H_0\times d$

Burada $H_0$, bugün bizim Hubble sabiti olarak adlandırdığımız parametredir. Buradaki "sabit" ifadesi, zaman içerisinde sabit olmasını değil, gündelik yaşantımız süresinde değişmeyecek kadar sabit olmasını ifade etmektedir (birazdan buna döneceğiz).

Bu arada bu gözlem, sadece Dünya'ya özgü bir olgu değildir; Evren'in her noktasında geçerlidir. Diğer bir deyişle, Kopernik Prensibi olarak bilinen bir prensip çerçevesinde gezegenimiz, evrenin merkezinde özel bir bölgede değildir. Yani evrenin herhangi bir yerinde duran bir gözlemci gök cisimlerinin, uzaklıkla orantılı olarak artan bir hızla birbirinden uzaklaştığını görebilir. Hubble’ın 1929’da yaptığı bu uzak galaksilerin bizden daha hızlı uzaklaştığı gözlemi gözlemi, Hubble yasası olarak adlandırılan bir olgunun temelini oluşturmaktadır. Diğer bir deyişle Hubble yasası, bir nesnenin bizden olan uzaklığı ile bizden uzaklaşma hızı arasında bir ilişki olduğunu söylemektedir.

Britannica

Yukarıda bahsedilen verileri kullanan Hubble, ismini taşıyan bu sabiti, "Ekstragalaktik bulutsular arasındaki uzaklık ve dikine hız ilişkisi" başlıklı makalesinde yayınlamıştır ve 1 megaparsekte (Mpc) saniye başına yaklaşık 501 kilometre olarak hesaplamıştır. "Parsek", astronomide bir uzaklık ölçü birimi olup 1 parsek yaklaşık 3.26 ışık yılına denk gelmektedir. 1 megaparsek ise 3.26 milyon ışık yılıdır. Diğer bir deyişle, Hubble'ın orijinal tahminine göre, bizden 3.26 milyon ışık yılı (veya 30 milyar kere milyar kilometre) uzakta olan bir galaksi, bizim galaksimizden her bir saniye yaklaşık 501 km uzaklaşmaktadır.

Ancak Hubble'ın bu tahmini doğru/isabetli değildir! Gerçekten de günümüzde daha isabetli araçlarla yapılan hesaplamalara göre Hubble'ın, evrenin genişleme hızını yeni verilere kıyasla 10 kat daha fazla hesapladığını görmekteyiz.

Sefe Değişen Yıldızının Parlaklığı ile Uzaklık Ölçme

Uzak galaksilerin mesafelerini hesaplama yöntemi evrenin genişleme hızını bulmak için Hubble’ın kullandığı tek yöntem değildi. Hubble’dan önce başka bir Amerikalı astronom, Henrietta Leawitt, sefe değişeni (İng: "Cepheid variables") adında özel yıldızların parlaklıklarının düzenli olarak yükselip alçaldığını gözlemlemişti. Tıpkı bir deniz fenerinin parlaklığının periyodik olarak artıp düşmesi gibi sefe yıldızları da döngüsel olarak atım (İng: "pulsation") yapmaktadır. Diğer bir deyişle Leawitt, yıldızın parlaklık değişim döngüsü ile kendi parlaklığı (İng: "luminosity") arasında sıkı bir ilişkinin varlığını göstermişti. Edwin Hubble ise bir sefe yıldızının aslen ne kadar parlak olduğunu ve onun bize yansıyan ışığının parlaklık derecesini hesaplayarak yıldızın uzaklığını tahmin etmiştir. Işık bize ne kadar sönük gözükürse bizden o kadar uzak demektir.

Peki, bir yıldızın gerçek parlaklığını (İng: "luminosity") ve o yıldızın bize ne kadar parlak gözüktüğünü ölçerek, onun bize olan uzaklığını nasıl hesaplarız?

Evrim Ağacı'ndan Mesaj

Neden Desteğe İhtiyacımız Var?

Aslında maddi destek istememizin nedeni çok basit: Çünkü Evrim Ağacı, bizim tek mesleğimiz, tek gelir kaynağımız. Birçoklarının aksine bizler, sosyal medyada gördüğünüz makale ve videolarımızı hobi olarak, mesleğimizden arta kalan zamanlarda yapmıyoruz. Dolayısıyla bu işi sürdürebilmek için gelir elde etmemiz gerekiyor.

Bunda elbette ki hiçbir sakınca yok; kimin, ne şartlar altında yayın yapmayı seçtiği büyük oranda bir tercih meselesi. Ne var ki biz, eğer ana mesleklerimizi icra edecek olursak (yani kendi mesleğimiz doğrultusunda bir iş sahibi olursak) Evrim Ağacı'na zaman ayıramayacağımızı, ayakta tutamayacağımızı biliyoruz. Çünkü az sonra detaylarını vereceğimiz üzere, Evrim Ağacı sosyal medyada denk geldiğiniz makale ve videolardan çok daha büyük, kapsamlı ve aşırı zaman alan bir bilim platformu projesi. Bu nedenle bizler, meslek olarak Evrim Ağacı'nı seçtik.

Eğer hem Evrim Ağacı'ndan hayatımızı idame ettirecek, mesleklerimizi bırakmayı en azından kısmen meşrulaştıracak ve mantıklı kılacak kadar bir gelir kaynağı elde edemezsek, mecburen Evrim Ağacı'nı bırakıp, kendi mesleklerimize döneceğiz. Ama bunu istemiyoruz ve bu nedenle didiniyoruz.

Destek Ol

Işık, belli bir dalgaboyunda hareket etmektedir ancak evrenin genişlemesiyle birlikte ışığın dalgaboyu da uzamaktadır ve ışık bize vardığında biz ışığın bu (uzamış) halini gözlemleriz. Dolayısıyla ışığın dalgaboyunun ne miktarda değiştiğini (uzadığını) bilirsek ışığın hızını da tahmin edebiliriz. Fakat uzaklığı ölçümlemek için ışık kaynağının (parlaklığı olan gök cisminin) gerçekte ne kadar parlak olduğunu bilmemiz gerekir. Gerçek parlaklığı ile bize ulaşan parlaklık miktarını karşılaştırdığımızda, bu şekilde o gök cisminin bizden ne kadar hızlı uzaklaştığını anlayabiliriz.

(Uzak galaksilerin mesafesinden ve sefe yıldızlarının parlaklık döngülerinden hareketle yapılan ölçümler haricinde birkaç modern yöntemi ve buldukları Hubble sabiti değerlerini yazımızın ilerleyen kısımlarında bulabilirsiniz.)

NASA

Hubble Sabitini Belirlemenin Zorlukları: Hubble Sabiti Neden Sürekli Değişmektedir?

Hubble’ın evrenin genişleme hızının bir megaparsekte (Mpc) saniye başına yaklaşık 501 kilometre olarak hesapladığını fakat modern araçlar ışığında yapılan diğer hesaplamaların Hubble’ın tahmininden çok daha az değerler ortaya çıkardığından bahsetmiştik. Şimdi bu noktayı biraz daha genişletelim ve Hubble sabitinin neden tam anlamıyla bir sabit olmayıp değişkenlik gösterdiğinden bahsedelim.

Evrenin Genişlemesi

Işık, evrenimizde düz ve sabit bir uzay boşluğunun içinde hareket etmez; diğer bir deyişle ışığın, kaynağından çıktığı zamanki özellikleriyle hedefine ulaştığı zamanki özellikleri aynı değildir. Evrenin genişlemesinden ötürü ışık etkilenir. Evren genişledikçe ışığın dalgaboyu da uzay içerisinde değişime uğrar. Şayet uzay sabit bir oranda genişleseydi, bu durumda Hubble sabiti de değişmeyen bir değer alırdı.

Kütleçekim Etkileri

Galaksiler genişleyen bir evrende etkisiz gibi duruyor olsalar da aslında birbirlerini oldukça etkilemektedirler: Her bir galaksi, civarındaki başka galaksilerin üzerine kütleçekim uygulamaktadır ve bu da sahip oldukları farklı kütle miktarı sebebiyle galaksilerin kütleçekim etkisini farklı hızlarda hissetmelerine neden olur. Bu nedenle bizden uzaklaşan bir galaksinin ışığının evrenin genişlemesi sonucu kırmızıya kayacağı (bizden uzaklaşacağı) olgusu sadece genel anlamda doğrudur. Buna ek olarak, diğer galaksilerin etkileşimde olduğu o galaksi üzerindeki kütleçekim etkilerini de (bize yakınlaşıyor mu yoksa uzaklaşıyor mu) hesaba katmak gerekir. Galaksilerin birbirlerine olan izafi hızları sebebiyle astronomlar Hubble sabitini belirlemek için uzak galaksilere olan mesafeleri de ölçmelidir. Bu ise, tahmin edileceği üzere, söylenildiği kadar basit bir mevzu değildir.

Karanlık Enerji

1990’larda astronomlar, önceki tahminlerine kıyasla, uzak süpernovaların daha sönük ve bu nedenle daha uzak olduğunu keşfetmişlerdi. Bu bulguya göre evren sadece genişlemekle kalmıyor aynı zamanda artan bir hızla genişliyordu. Sonuç böyle olunca kozmolojik evren modellerinde, evrenin yaklaşık %68’ini oluşturan, adına karanlık enerji dediğimiz ve evrendeki her şeyi hızla birbirinden ayıran (kütleçekimin tersi gibi davranan) gizemli bir enerjinin varlığı gerekli görülmeye başlandı. (Karanlık enerji dışında evrenin yaklaşık %27’si karanlık maddeden ve yaklaşık %5’i de görünür maddeden oluşmaktadır.)

Peki karanlık enerjinin varlığı evrenin genişleme hızını nasıl etkilemektedir? Bu sorunun cevabı evrenimizin enerji yoğunluğuna bağlı olarak değişmektedir. Enerji yoğunluğu ise evrenimizdeki madde yoğunluğuna bağlıdır. Bunu, Einstein’ın meşhur $E=m{c}^2$ denkleminden, madde ve enerjinin birbirine denk olduğu ilkesinden zaten biliyoruz. Ayrıca, kuantum alan teorisinden bildiğimiz bir şey daha var ki boş uzay ortamı (vakum) sürekli ortaya çıkan sanal parçacık çiftleriyle doludur. Bu parçacıklar da adına "vakum enerjisi" ya da "boşluk enerjisi" dediğimiz bir enerjiye sahiptir.

Evrenin genişlediği olgusunu düşününce, sürekli boş alanlar ortaya çıkacak, bu boş alanlar da yeni sanal parçacıkları doğuracaktır. Hal böyle olunca zaman içerisinde evrenimizin enerji yoğunluğu artacaktır; bu da onun daha hızlı bir şekilde genişlemesine neden olacaktır. Bir diğer deyişle evrenimiz, üzerinde siyah benekleri olan ve hava verildikçe şişen bir balon gibidir. Balon şiştikçe bu benekler arasındaki mesafe ve dolayısıyla benekler arası boşluk artacak, yani aralara daha fazla sanal parçacık dolması için daha fazla yer açılmış olacaktır.

EarthSky / Volker Springel/ MPE/Kavli Foundation

Modern Ölçümlere Göre Hubble Sabiti ve Aralarındaki Uyuşmazlıklar

Evrenin artan bir hızla genişlediği bulgusundan sonra araştırmacılar, evrenin ne ölçüde hızlanarak genişlediğini saptamaya çalıştılar. Bunu yapmaktaki amaç, evrenin nasıl başladığını, nasıl değiştiğini ve nihai kaderinin ne olacağını belirlemekti. Sefe yıldızlarından ve diğer astrofiziksel kaynaklardan gelen veriler, 2016 yılı itibarıyla, Hubble sabitinin 73.5 km/sn/Mpc olması gerektiğini söylüyordu.

Fakat daha sonra Avrupa Uzay Ajansı’na ait Planck uydusundan gelen verilerle başka bir değer elde edildi. Bu uydu, son on yılı, Büyük Patlama’dan arta kalan ve evrenin temel parametreleri hakkında bilgiler içeren kozmik mikrodalga arkaplan ışımasını ölçümleyerek geçirmiş ve 2018 yılında Hubble sabitini 67.4 km/sn/Mpc olarak bulmuştu.

Bu iki değer kulağa birbirinden çok farklı görünmeyebilir; ama aslında aradaki fark, devasadır! Her şeyden önce, her ikisi de oldukça isabetli olup bu ölçümleri yapan araştırmacılara göre aradaki fark "100.000’de 1’den daha az bir olasılıkla rastlantıdır". Şayet sefe yıldızlarından hareketle yapılan tahmin yanlışsa, bu durumda, Edwin Hubble zamanından beri gelmiş geçmiş bütün astronomların uzaklık ölçümleri yanlış demektir. Eğer ki kozmik mikrodalga arkaplan ışıması baz alınarak yapılan ikinci ölçüm hatalıysa, o halde yeni ve sıra dışı bir fiziğin evren modellerine dahil edilmesi gerekmektedir. Şimdiye dek her iki ekipten de bilim insanları sabiti belirlemede büyük bir ölçüm hatası olmadığını söylemektedir. 2016’da yapılan araştırmanın üyelerinden Adam Riess 2016’daki ve 2018’deki araştırmaların sonuç uyumsuzluğu ile ilgili şunları söylüyor:

Bu, iki deneyin sonuçlarının birbiriyle çelişmesinden ibaret bir mesele değil. Burada tamamıyla farklı bir şey ölçüyoruz. Biri, şu anda gördüğümüz haliyle evrenin ne kadar hızlı genişlediğinin ölçümü; diğeri ise erken dönem evrenin fizik koşullarına dayalı olarak evrenin ne kadar hızlı genişliyor olması gerektiğine dair yapılan bir tahmin. Bu ölçümler birbirinden bağımsız diğer ekiplerce doğrulandı. İki sonuç arasındaki uyuşmazlık, deneylerde kullanılan herhangi bir araç ya da araştırmayı yürüten ekipler sebebiyle değil. ... Bu değerler birbirini tutmuyorsa, bu durum, yüksek ihtimalle, evrenin erken dönemki ve şimdiki halini birbirine bağlayan kozmolojik modelde bir unsuru gözden kaçırıyoruz demektir.

Astrofizikçi Daniel Mortlock ise aradaki küçük gibi görünen farkın ne anlama gelebileceğini şöyle bir örnekle açıklıyor:

Aradaki fark evrenin yaşı ile ilgili farklı sonuçlar ortaya koyabilir: Hubble sabitini 67.4’ten 73.5’e çıkarmak evrenin önceki dönemlerinde, sanılandan daha hızlı genişlediği ve dolayısıyla şu anda kabul gören 13.8 milyar yıl olan yaşından daha genç olduğu anlamına gelecektir. Bu hesaba göre evren 12.7 milyar yaşında olmalı. Bu da sorunlar ortaya çıkarır… Yaşı 12 milyar olan yıldızlar var ve bir yıldızın oluşumu için çok daha uzun sürelere ihtiyaç olduğu düşünüldüğünde sahip olduğumuz kozmolojik modeli değiştirmemiz anlamına gelecektir.

Temmuz 2019’a gelindiğinde astronomlar Hubble sabitini hesaplamak için yeni bir teknik kullandılar: Ömürlerinin son dönemlerinde en fazla parlaklığa ulaşan kızıl dev yıldızları incelediler. Tıpkı sefe yıldızlarında olduğu gibi kızıl dev yıldızların Dünya’dan ne kadar parlak göründüğüne bakıp uzaklıklarını hesapladılar. Bu yeni değer diğer eski iki değerin arasında bir yerdeydi: 69.8 km/sn/Mpc (bir milyon yıl için saatte 47,300 mil). Yine de araştırmacılar bunu bir zafer olarak görmüyorlar. Bu yeni ölçümü yapan ekipten ve aynı zamanda Chicago Üniversitesinden astronom Barry Madore şöyle söylüyor:

Agora Bilim Pazarı

Şakalar Kraliçesi

2018 August Ödülü Finalisti
İsveç Radyosu En İyi Çocuk-Gençlik Kitabı Ödülü
16 Dile Çevrildi

Annem insanları ağlatırdı. Artık hayatta olmasa da ağlatmaya devam ediyor. Bazen babamın duş yaparken ağladığını duyuyorum. Sanırım sesinin duyulmadığını düşünüyor ama duyuluyor. Bu yüzden, ağlamayı aklımdan bile geçirmiyorum. Asla! Ayrıca kimseyi de ağlatmayacağım.

Ben insanları güldüreceğim. Benim görevim bu!

Sasha 12’sine bastı:
Magnezyumun atom numarası. Annesi, bazı insanların mayasında güldürmek olduğunu söylemişti. İliklerine kadar komikti onlar. Bırakın fıkrayı, “Sütü uzatır mısın?” derken bile güldürebilirlerdi herkesi. Bir de diğerleri vardı: komik olmayı sonradan öğrenenler ve ne kadar uğraşırlarsa uğraşsınlar, asla komik olamayanlar – ki öğretmeni Cecilia bu gruptaydı. Sasha doğuştan matrak değil ama bu onun şakalar kraliçesi olması için engel de değil! Mayasındaki keder neşeye dönüşene kadar çalışmaya kararlı. Eğer birilerini güldürmeyi başarırsa, o diğer şey yok olabilir; gözlerin içinde saklanıp onları yakan ve yanaklara doğru süzülmekle tehdit eden şu gözyaşı denen şey.

Astrid Lindgren Ödülü sahibi yazar/psikolog Jenny Jägerfeld, 16 dile çevrilen
ve ülkesi İsveç’te aylarca çoksatanlar listesinin tepesinde kalan Şakalar
Kraliçesi’nde (Comedy Queen) zor konuları mizahla yumuşatarak dile
getirebilmekteki o özel hünerini kullanıyor.

Devamını Göster

₺210.00

Satın Al Tüm Ürünler

• Dış Sitelerde Paylaş

Ölçümümüzün sonucu şu ya da bu tarafın haklı olduğunu söylemiyor. Sanılandan daha fazla engelin olduğunu söylüyor.

Kırmızıya ve Maviye Kayan Galaksiler

Hubble'ın yayınındaki ilişki; uzaklık ve dikine hız (uzaklaşma hızı) arasındaydı. Fakat uzaklıklar çok büyük olunca, biz artık dikine hız kavramını kullanmayız. Uzaklaşmakta olan bir cisim, tayfında (elektromanyetik spektrumunda) kırmızıya kayma dediğimiz bir olayı bize gösterir.

Kırmızıya Kayma

Cismin tayfında gördüğümüz tüm soğurma ve salma çizgileri, tayf üzerinde komple kırmızı yöne doğru kayarlar. Bu kayma miktarı, doğrudan bize cismin uzaklaşma hızını verir. Bu şekilde ifade etmesi daha pratik olduğundan, bugün kırmızıya kayma parametresini ($z$ ile gösterilir) kullanmayı tercih ediyoruz.

Yukarıdaki şekilde, kırmızıya kayma olayının nasıl tespit edildiğini görüyoruz. Laboratuvarda, bir cismin tayfını aldığımızda, tayf üzerinde ortadaki gibi soğurma çizgileri görünür. Bu çizgiler elementlere özgüdür, yani bir nevi elementlerin parmak izidir. Aynı çizgileri gök cisimlerinde de görürüz ve bu çizgiler daima aynı noktalarda (dalga boylarında) bulunmalıdır. Fakat cismin uzaklaşıp yakınlaşmasına bağlı olarak bu çizgiler kırmızıya ya da maviye doğru kayabilir (ötelenir). Eğer maviye kayma söz konusuysa cisim yakınlaşıyor, kırmızıya kayıyor ise uzaklaşıyordur.

Fizikte z parametresini, tayftaki çizginin laboratuvarda gözlenen dalga boyu ${\lambda }_0$ ve gök cisminde aynı çizginin ölçüldüğü dalga boyu ${\lambda }_g$ cinsinden aşağıdaki şekilde ifade ederiz.

$z=\frac{{\lambda }_g}{{\lambda }_0-1}$

Bu durumda kırmızıya kayan bir cismin dalga boyu büyüyeceğinden ${\lambda }_g$, ${\lambda }_0$'dan daha büyük olur ve $z$ parametresi pozitif bir değer alır. Eğer gözlenen dalga boyu ile laboratuvar dalga boyu aynı ise, cisim hiçbir kırmızıya kayma göstermiyordur yani $z=0$'dır.

Maviye Kayan Galaksiler

Uzaktaki galaksiler bizden daha hızlı uzaklaştığından bahsettik, bunun evrenin genişlemesinden kaynaklandığından da... Fakat aynı zamanda cisimlerin, evrenin genişlemesinden kaynaklanmayan kendi hızları da vardır. Yani aradaki evren genişlemiyor olsaydı da, bir şekilde bize ya yakınlaşacak ya da uzaklaşacaklardı. Ölçtüğümüz hız, aslında bu iki hızın toplamını barındırır.

Doğal olarak hem maviye kayan (yakınlaşan) hem de kırmızıya kayan (uzaklaşan) galaksiler bulunur. Fakat, uzaklık arttıkça, kırmızıya kayma da ciddi oranda artacağı için, cismin kendi hızı artık bunun içerisinde kaybolacak kadar ufak kalır. Dolayısıyla çok uzakta olup da maviye kayan galaksi görmeyiz. Maviye kayanlar, bizim içerisinde bulunduğumuz galaksi kümesi içerisinde, kütle çekimsel olarak bize bağlı galaksilerde görünür. Bunlardan en bilineni, birkaç milyar yıl sonra bize çok yaklaşıp bizimle birleşecek olan Andromeda Galaksisi'dir.

Sonuç

Görebileceğiniz gibi, tartışmalar devam etmektedir. Bazı araştırmacılar, uzaktaki nötron yıldızlarının çarpışarak meydana getirdiği uzayzaman dokusundaki dalgalanmaları inceleyen LIGO'nun başka bir veri odağı olabileceğini ifade ediyorlar. Bazıları ise devasa büyüklükteki gök cisimlerinin uzay dokusunu eğerek meydana getirdiği kütleçekim merceklemesine odaklanıyor (tıpkı büyütecin nesneleri daha büyük göstermesi gibi). Böylelikle, daha uzakta olan oluşumlara (erken dönem evrene) bakarak uyuşmazlıkları gidermeyi hedefliyorlar.

Hubble Site

Belki de Hubble sabiti terimi, "sabit" sözcüğünün anlamı itibarıyla terimi yanlış ifade ediyor. Hubble sabiti günümüzde evrenin herhangi bir lokasyonunda gerçekten aynı değeri alabilir; bu da onun "uzayda" sabit bir değer almasına neden olsa da "zamanda" asla onu sabit kılmaz. Evrende madde olmaya devam ettikçe asla bir sabit olamayacaktır çünkü evrenin artan hacmi, yoğunluğu azaltacaktır. Günümüzdeki değeri bile sabit değilken belki de "Hubble sabiti" yerine "Hubble parametresi" demek daha uygun olacaktır. Anlaşılacağı üzere şu anda hiç kimse Hubble sabitinin uzayda "nerede" veya "hangi zamanda" netlik kazanacağını bilmiyor.