交替共聚

[拼音]：habo dinglü

[英文]：Hubble's law

1929年，哈勃發現河外星系的視向退行速度v（由紅移算出）與距離 D成正比，即距離越遠，視向速度越大。這個速度－距離關係叫作哈勃定律，也叫哈勃效應。它的形式是：

v=HD，

H 叫作哈勃常數。

1914年，斯里弗測得了13個星系的視向速度，加上其他人測得的資料，成為當時研究太陽運動的依據。1916年，特魯曼在扣除了太陽運動之後，發現剩餘速度很大，並且主要是正的。1916年，維爾茨引入K項來代表星系的普遍退行。1916～1917年，德西特建立了一種宇宙學，認為由於有著與距離成正比的原子振動的變慢，星系的光譜呈現可能被錯誤解釋為退行的紅移。由於1923年愛丁頓《相對論的數學理論》一書對這個理論的介紹，天文界才把星系視向速度的研究與德西特宇宙學聯絡起來。1929年，哈勃根據24個已知距離和視向速度的星系，用正比於距離的K項去解條件方程，確立了退行速度與距離間的線性關係，並認為它是德西特效應的一級近似。但是早在1922年，弗裡德曼就建立了另一種宇宙學；1927年，勒梅特得出了更普遍的形式；它們都是演化型的。1930年，愛丁頓把紅移作為非靜態宇宙的膨脹效應，於是，哈勃定律就成了宇宙膨脹的觀測證據。

哈勃定律中的速度和距離不是直接可以觀測的量。真正來自觀測、沒有摻進任何假設的量是紅移－視星等關係;在此基礎上再加上一系列假設，才可以得到速度－視星等關係和速度－距離關係。哈勃定律原來是對正常星系而言的，對於類星體或其他特殊星系並不完全適用。哈勃定律通常被用作推算距離的工具。例如，當發現最大紅移為0.75的星系時，就認為已觀測到宇宙中距我們達90億光年的深處；目前所說的類星體的距離也是由哈勃定律算出的。這種判斷的準確性尚待證明。