Hubble-laki antaa etäisen galaksin nopeuden juuri nyt . Galaksi, joka on etäisyydellä $ d $, vetäytyy nopeudella $ v = H_0 \, d $ juuri nyt $ ^ \ dagger $.

Kuitenkin $ d $: n ja punasiirtymän - mikä on määrä, jota havaitsemme - on ei-triviaali funktio maailmankaikkeuden laajenemishistoriasta, joka saadaan integroimalla (käänteinen) mittakaava tekijä ajan myötä, mikä puolestaan ​​riippuu aineen, säteilyn ja pimeän energian tiheydet.

Analogia

Maalaa pisteet kuminauhalle, pidä kiinni toisesta päästä ja anna ystäväsi kävelemään toisen pään kanssa. Sillä ei ole merkitystä, vaihtaako ystäväsi vauhtia, ehkä jopa pysähtyy ja kävelee sinua kohti jonkin aikaa, sitten alkaa sprintti pois sinusta. Kullakin hetkellä tietyn pisteen nopeus sinuun nähden on yksinkertaisesti verrannollinen sen etäisyyteen sinusta.

$ ^ \ tikari $ _{Tarkkaan ottaen tämä on totta vain, jos oletuksemme on totta, että maailmankaikkeuden laajenemisnopeus on sama kaikissa sijainneissa, mikä on seurausta kosmologisesta periaatteesta (ts. että maailmankaikkeus on homogeeninen ja isotrooppinen).}

Hubble-laki on hiukan hienovaraisempi kuin luulet, ja laajentuminen, riippumatta siitä, kiihtyy tai hidastuu, ei mitätöi sitä.

Käytettävä etäisyys ja nopeus ovat heidän arvojaan nyt . Näitä kutsutaan oikeaksi etäisyydeksi ja nopeudeksi. Siinä muodossa Hubblen laki toimii hienosti edellyttäen, että kosmologinen periaate - että maailmankaikkeus on kaikkialla homogeeninen ja isotrooppinen - täyttyy. Ongelmana on, että mitattavat taantumanopeus tai etäisyys eivät ole galaksin nyt arvoja.

Joten taantumanopeuden ja arvioidun etäisyyden välinen juoni ei todellakaan ole suora viiva, kun olemme riittävän kaukana siitä, että valolla kuluu tuntuva osa maailmankaikkeuden elämästä kulkemaan luoksemme. Viivan kaarevuutta voidaan käyttää kosmologisten parametrien arvioimiseen, ja tämä on olennaisesti mitä on tehty viittaamallasi tyypin Ia supernova-datalla.