|  |
| --- |
| Bagian dari seri |
| Kosmologi fisik |
| * Ledakan Dahsyat **·** Alam semesta
* Umur alam semesta
* Kronologi alam semesta
 |
| Alam semesta awal

|  |
| --- |
| * Masa Planck
* Masa penyatuan agung
* Nukleosintesis Big Bang
* Inflasi
* Zaman Kegelapan
 |
| 
Latar belakang |
| * Cosmic background radiation (CBR)
* Gravitational wave background (GWB)
* Cosmic microwave background (CMB) **·** Cosmic neutrino background (CNB)
* Cosmic infrared background (INB)
 |

 |
| Ekspansi **·** Masa depan
* Hukum Hubble **·** Pergeseran merah
* Ekspansi alam semesta
* Metrik FLRW **·** Persamaan Friedmann
* Masa depan alam semesta yang mengembang
* Kematian panas alam semesta
* Big Rip
* Big Crunch
* Big Bounce
 |
| Komponen **·** Struktur

| 
Komponen |
| --- |
| * Model Lambda-CDM
* Materi barionik
* Energi
* Radiasi
* Energi gelap
	+ Quintessence
	+ Phantom energy
* Materi gelap
	+ Materi gelap dingin
	+ Materi gelap hangat
	+ Materi gelap panas
* Radiasi gelap
 |
| 
Struktur |
| * Bentuk alam semesta
* Reionisasi **·** Pembentukan struktur
* Pembentukan galaksi
* Struktur skala besar
* Grup kuasar besar
* Filamen galaksi
* Supergugus
* Gugusan galaksi
* Grup galaksi
* Grup Lokal
* Void
 |

 |
| Eksperimen
* BOOMERanG
* Cosmic Background Explorer (COBE)
* Illustris project
* Planck space observatory
* Dark Energy Survey
* Euclid
* Large Synoptic Survey Telescope
* Sloan Digital Sky Survey (SDSS)
* 2dF Galaxy Redshift Survey ("2dF")
* Wilkinson Microwave AnisotropyProbe (WMAP)
 |
| 
* Ilmuwan

* Aaronson
* Alfvén
* Alpher
* Bharadwaj
* Boushaki
* Copernicus
* de Sitter
* Dicke
* Ehlers
* Einstein
* Ellis
* Friedman
* Galileo
* Gamow
* Guth
* Hawking
* Hubble
* Lemaître
* Linde
* Mather
* Newton
* Penrose
* Penzias
* Rubin
* Schmidt
* Smoot
* Starobinsky
* Steinhardt
* Suntzeff
* Sunyaev
* Tolman
* Wilson
* Zel'dovich

 |
| Sejarah subjek
* Penemuan radiasi latar belakanggelombang mikro kosmis
* Sejarah teori Big Bang
* Garis waktu teori kosmologi
 |
| * Category Kategori
* Portal Astronomi
 |
| * l
* b
* s
 |

**Hukum Hubble**, juga dikenal sebagai **Hukum Hubble-Lemaître**, adalah salah satu hukum dalam astronomi yang menyatakan bahwa pergeseran merah dari cahaya yang datang dari galaksi yang jauh adalah sebanding dengan jaraknya. Hukum ini pertama kali dirumuskan oleh Edwin Hubble pada tahun 1929.

Jika kita menganggap bahwa pergeseran merah ini disebabkan oleh efek Doppler di mana galaksi menjauhi kita maka hal ini membawa kita pada suatu gambaran tentang alam semesta yang mengembang dan, dengan melakukan ekstrapolasi waktu ke belakang, kita sampai pada teori dentuman dahsyat atau Big Bang. Hubble membandingkan jarak ke galaksi dekat dengan pergeseran merah mereka, dan menemukan hubungan yang linear. Perkiraannya tentang suatu konstanta perbandingan ini dikenal dengan nama **konstanta Hubble** (dan sekarang juga dikenal sebagai "parameter Hubble" karena ternyata hal ini bukanlah sekadar konstanta, melainkan suatu parameter yang tergantung pada waktu yang menandakan perluasan alam semesta yang dipercepat), sebenarnya meleset dengan faktor 10. Lebih jauh lagi, jika seseoarang menggunakan pengamatan Hubble yang asli dan kemudian memakai jarak yang paling akurat dan kecepatan yang sekarang diketahui, ia akan memperoleh suatu grafik *scatter plot* yang acak tanpa hubungan yang jelas antara pergeseran merah dengan jarak. Sekalipun demikian, hubungan yang hampir linear antara pergeseran merah dan jarak dikuatkan oleh pengamatan setelah Hubble.
Hukum ini dapat dinyatakan sebagai berikut:

*v* = *H*0 *D*
di mana *v* adalah pergeseran merah, biasanya dinyatakan dalam km/s (kecepatan di mana galaksi menjauhi kita, untuk menghasilkan pergeseran merah ini melalui efek Doppler), *H*0 adalah parameter Hubble (pada pengamat, seperti dilambangkan dengan indeks 0), dan *D* adalah jarak sekarang dari pengamat ke galaksi, yang diukur dalam megaparsec: Mpc.

Kita dapat menurunkan hukum Hubble secara matematis jika ia menganggap bahwa alam semesta mengembang (atau menyusut) dan menganggap bahwa alam semesta adalah *homogeneous*, yang berarti bahwa semua titik di dalamnya adalah sama.

Selama sebagian besar dari pertengahan kedua abad ke-20, nilai dari *H*0 diperkirakan berada di antara 50 dan 90 km/s/Mpc.
Nilai dari konstanta Hubble sudah merupakan topik kontroversi yang cukup lama dan pahit antara Gérard de Vaucouleurs yang menyatakan bahwa nilainya adalah 100 dan Allan Sandage yang menyatakan bahwa nilainya adalah 50. Proyek Hubble Key benar-benar melakukan perbaikan penting dalam menentukan nilai ini dan pada bulan Mei 2001 mempublikasikan perkiraanya sekitar 72+/-8  km/s/Mpc. Pada tahun 2003 satelit WMAP menyempurnakan lebih jauh menjadi **71+/-4**, menggunakan cara yang sama sekali berbeda, berdasarkan pada pengukuran anisotropi pada radiasi latar belakang gelombang mikro kosmik. Angka ini kemudian dikoreksi lagi pada Agustus 2006. Berdasarkan data dari Observatorium Sinar X Chandra (*Chandra X-ray Observatory*), nilai konstanta Hubble ditetapkan pada angka 70 (km/s)/Mpc, +2.4/-3.2.

Konstanta Hubble adalah "konstan" dalam arti bahwa konstanta ini dipercaya bisa dipakai untuk semua kecepatan dan jarak pada masa *sekarang*.
Nilai dari *H* (yang biasa disebut sebagai *parameter Hubble* untuk membedakannya dengan nilai sekarang, *konstanta Hubble*) berkurang terhadap waktu.
Jika kita menganggap bahwa semua galaksi mempertahankan kecepatannya relatif terhadap kita dan tidak mengalami percepatan atau perlambatan, maka kita memiliki *D* = *vt* dan oleh karena itu *H* = 1/*t*, di mana *t* adalah waktu sejak dentuman dahsyat *(Big Bang)*.
Rumus ini dapat digunakan untuk memperkirakan usia alam semesta dari *H*.

Berdasarkan pengamatan akhir-akhir ini, sekarang dipercaya bahwa galaksi dipercepat menjauhi kita, yang berarti bahwa *H* > 1/*t* (tetapi tetap saja berkurang terhadap waktu) dan perkiraan 1/*H*0 (antara 11 dan 20 miliar tahun) sebagai usia alam semesta terlalu kecil.

Ada beberapa catatan tambahan yang dapat dibuat:

* Jarak *D* ke galaksi dekat dapat diperkirakan misalnya dengan membandingkan kecerahan yang tampak dengan kecerahan mutlak yang dianggap benar.

Jika galaksi itu sangat jauh, maka kita harus mengambil *D* sebagai jarak ke galaksi pada masa *sekarang*, bukan pada saat cahaya itu dipancarkan.
Jarak ini sangatlah sulit untuk ditentukan.

* Kecepatan *v* didefinisikan sebagai laju perubahan *D*.

Untuk galaksi yang cukup dekat, kecepatan *v* dapat ditentukan dari pergeseran merah galaksi *z* menggunakan rumus *v* ≈ *zc* di mana *c* adalah kecepatan cahaya.
Akan tetapi, hanya kecepatan karena pengembangan alam semesta yang boleh dipakai: semua galaksi bergerak relatif antara satu dengan yang lain tidak tergantung pada pengembangan alam semesta, dan kecepatan relatif dari galaksi-galaksi ini, yang disebut *kecepatan peculiar* tidak diperhitungkan oleh hukum Hubble. Untuk galaksi-galaksi yang sangat jauh, *v* tidak dapat ditentukan dengan mudah dari pergeseran merah *z* dan bisa lebih besar dari *c*.

* Sistem yang diikat oleh gravitasi, seperti galaksi atau tata surya kita, bukanlah subjek dari hukum Hubble dan tidak mengembang.

Lihat pula
----------

* Geometri Non-Euclidean
	+ Geometri Hiperbolik (ruang membentuk kurva karena *pengembangan*)
	+ Geometri Eliptik (ruang membentuk kurva karena *gravitasi*)
* Teori Relativitas
* Daftar hukum eponymous

Pranala luar dan referensi
--------------------------

* The Hubble Key Project:
* Freedman et. al.: *Final Results from the Hubble Space Telescope Key Project to Measure the Hubble Constant*. The Astrophysical Journal, Volume 553, Issue 1, pp. 47–72. Online at