L'expansion uniforme de l'univers qui fait que les galaxies s'éloignent et subissent un décalage vers le rouge proportionnel à leur distance.Le flux de Hubble est l'expansion uniforme à grande échelle de l'univers, dans laquelle les galaxies s'éloignent les unes des autres à des vitesses proportionnelles à leur distance. Cette relation, connue sous le nom de loi de Hubble, est une conséquence directe de l'étirement de l'espace lui-même, plutôt que d'un mouvement des galaxies à travers un espace statique. L'expansion est observée comme un décalage vers le rouge systématique de la lumière des galaxies lointaines, les galaxies plus distantes semblant s'éloigner plus rapidement.
Les observations de décalages vers le rouge et de distances des galaxies réalisées par Edwin Hubble en 1929 ont établi la relation linéaire, en s'appuyant sur les travaux théoriques antérieurs de Georges Lemaître et d'Alexandre Friedmann.
L'expansion de l'espace étire la longueur d'onde de la lumière qui le traverse, provoquant un décalage vers le rouge proportionnel à la distance parcourue. Par-dessus cette expansion lisse, les galaxies possèdent des « vitesses particulières » supplémentaires dues aux interactions gravitationnelles locales, ce qui peut légèrement modifier leur décalage vers le rouge observé. Le flux de Hubble fournit le fond cosmique par rapport auquel ces mouvements locaux sont mesurés, permettant aux astronomes de séparer l'expansion globale de l'univers de la danse gravitationnelle des galaxies individuelles.
Le flux de Hubble est la base de la mesure des distances cosmiques et de la cartographie de la structure à grande échelle de l'univers, ainsi que de l'étalonnage du taux d'expansion (constante de Hubble) utilisé dans les modèles cosmologiques.
Le flux de Hubble est si uniforme qu'après soustraction des effets gravitationnels locaux, les galaxies de l'univers lointain s'éloignent avec une précision qui permet aux cosmologistes de mesurer le taux d'expansion à quelques pour cent près.
| H(z) | variable | Hubble parameter at redshift z — hubble parameter kilometre per second per megaparsec |
| H_0 | variable | Hubble constant at present epoch — constante de Hubble kilometre per second per megaparsec |
| z | variable | Cosmological redshift — décalage vers le rouge |
| Ω_m | variable | Matter density parameter — density parameter |
| Ω_Λ | variable | Dark energy density parameter — density parameter |
| √ | opérateur | Takes the square root of the enclosed expression — racine carrée |
| v | variable | Recessional velocity of a galaxy — vitesse metre per second |
| H | variable | Hubble parameter (time-dependent) — hubble parameter per second |
| d | variable | Proper distance to the galaxy — distance metre |
| S | variable | Surface brightness (flux per unit solid angle per unit area) — brillance de surface watt per metre squared per steradian |
| z | variable | Redshift — décalage vers le rouge |
| d | variable | distance to galaxy — distance metre |
| c | variable | speed of light — vitesse metre per second |
| z | variable | redshift — décalage vers le rouge |
| H_0 | variable | Hubble constant — hubble parameter per second |
| L | variable | Intrinsic luminosity — luminosité watt |
| D_L | variable | Luminosity distance — distance photométrique metre |
| F | variable | Observed flux — flux watt per metre squared |
| k(λ) | variable | Extinction curve at wavelength λ — extinction curve |
| E(B-V) | variable | Color excess between B and V bands — color excess |
| π | constante | Ratio of a circle's circumference to its diameter — pi = 3.14159 |
| \Phi | variable | flux (power per unit area) — irradiance watt per square metre |
| d | variable | distance from source — distance metre |
