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1929年,哈勃渐故酒命成出集端冲液发现河外星系的视向退行速度与距离成正比，即距离越远，视向速度吃越大。这个速度－距离关系叫作哈勃定律，也叫哈勃效应。
1914年,斯里弗测得了13个星系的视向速度,加上其他人测探问得的数据，成为当时研究太阳运动的依据。1916年，特鲁曼在扣除了太阳运动之后，发现剩余速度很大，并且主要是正的。1916年,维尔茨引入K项来代表星系的普遍退行。1916～1917年,德西特建立了一种宇宙学,认为由于有着与距离成正比的原子振动的变慢体，星系的光谱呈现可能被错误解释为退行的红移。由于1923年爱丁顿《相对论的数学理论》一书对这个理论的介绍，天文界才把星系视向速度的研究与德西特宇宙学联系起来。1929年,哈勃根据24个已知距离和视向速度的星系,要简静察触用正比于距离的K项去解条件方程,确立了退行速度与距离间的线性关系，并认为它是德西特效应的一级近似。但是早在1922年，弗里德曼就建立360问答了另一种宇宙学；1927年，余斗迫级勒梅特得出了更普遍的形式；它们都是演化型的。1930年，爱丁顿把红移作为非静态宇宙的膨胀效应,于是,哈勃定律就成了宇宙膨胀的观测证据。
哈勃定律中的速度和距门离不是直接可以观测的量。真正来自观测、没有掺进任何假设的量是红移－视星等关系;在此基础上再加上一系列才可以得到速度－视星等关系和速度－距离关系。哈勃定律原来是对正常星系而言的，对于类星体或其他特殊星系并不完全适用。哈勃定律通常被用作推算距离的工具。例如，当发现最大红移为0.75的星系时，就认为已观测到宇宙中距我们达90亿光年的深处；目前所说的类举跑预法村汉星体的距离也是由哈勃定律算出的。这种判断的准确性尚待证明能顺富几况。
