adalı astronom Sidney van den Bergh’e göre, “Evrenin genişlemesine dair Lemaître’nin 1927 yılında yaptığı keşif düşük etkili bir Fransız dergisinde yayınlandı. 1931’de bu makalenin yüksek etkili İngiliz tercümesinde, kritik bir denklem şu an Hubble sabiti olarak bilinen ortadan kaldırılan bir kaynak ile değiştirildi. Evrenin genişlemesiyle ilgili bu makalenin o kısmı bilinmeyen bir tercümanın ortadan kaldırmasının önerildiği İngiliz tercümesinden de silinmişti.”

Modern kozmolojinin keşfinden önce, evrenin boyutu ve şekline dair konuşmalar kaydadeğerdi. 1920’de ünlü Shapley-Curtis tartışması, Harlow Shapley ve Heber D. Curtis arasında geçti. Shapley küçük bir evrende Samanyolu galaksisinin boyutunu tartışırken, Curtis evrenin daha büyük olduğunu savundu. Bu konu gelecek on yıl içinde Hubble’ın geliştirdiği gözlemlerle çözülecekti.

Edward Hubble profesyonel astronomik gözlemci araştırmalarının çoğunu zamanında dünyanın en güçlü teleskoplarıba sabit Mount Wilson Gözlemevi'nde yaptı. Spiral nebulalarda parlaklığı zamanla değişen yıldızlar hakkındaki gözlemleri, bu nesnelerin mesafesini hesaplamasında olanak sağladı. Sürpriz bir şekilde, bu nesneler Samanyolu dışında oldukları uzaklıklarda keşfedildiler.Bu nesnelere nebulalar denilmeye devam edildi ve yavaş yavaş galaksiler bu terimin yerini aldı.

Hubble kanununundaki parametreler: hızlar ve aralıklar doğrudan ölçülemez. Gerçekte bir süpernova parlaklığı mesafe ve kırmızıya kayma z = ∆λ/λ radyasyonun spektrumu hakkında bilgi verir. Hubble parlaklık ve parametre z’yi düzeltir.
Galaksi mesafe ölçümlerinin Vesto Slipher ve Milton Humason kırmızıya kayma ölçümleriyle birleşimi galaksilerle ilişkilidir, Hubble bir nesne ve onun uzaklığının kırmızıya kayması arasında zor bir orantı keşfetti. Dikkate değer bir dağılma (özgün hızların neden olduğu bilinir – Hubble akışı durgun hızın özgün hızlardan daha küçük olduğu uzay alanından çok uzak durumları kasteder) olmasına rağmen, Hubble çalıştığı ve 500 km/s/Mpc Hubble sabitini (uzaklık kalibrasyonlarındaki hatalardan dolayı şu an kabul edilen değerden daha yüksek) elde ettiği bir değer olan 46 galaksiden bir eğilim çizgisi çizebildi. (ayrıntılar için kozmik aralık basamağına bakınız)

Hubble kanununun keşfedildiği ve geliştirildiği zaman, özel görecelilik anlamında Doppler kayması gibi kırmızıya kayma olayını açıklamak kabul edilebilir; hızla birlikte kırmızıya kaymayı ilişkilendirmek için Doppler formülünü kullanın. Bugün, Hubble kanununun hız-mesafe ilişkisi, Doppler etkisi değil evrenin genişlemesine kozmolojik bir model sunan kırmızıya kayma ile bağlantılı ve hızla birlikte teorik bir sonuç olarak görülmektedir. Hubble kanununa giren küçük z hızı için, küçük z hızında kırmızıya kayma ilişkisi iki çıkarım için de aynı olmasına rağmen, Doppler etkisi daha fazla yorumlanamaz.

Hubble kanunu nesnenin hızının gözlemciden uzaklığına (ortalama kırmızıya kayma değerleri ile orantılı olduğu farzedilir) göre çizildiği bir Hubble diyagramında kolayca tarif edilebilir.Bu diyagramda doğrusal çizginin pozitif eğimi Hubble kanununun görsel tasviridir.

Hubble’ın keşfi yayınlandıktan sonra, Albert Einstein kozmoloji sabiti üzerine çalışmayı bıraktı; genel izafiyet denklemlerini düzenlemeyi düşündü. Einstein genişleyen veya daralan bir evren için, en basit biçimde, statik bir çözüm yaratabildi. Evrenin aslında genişlediğini gösteren Hubble’ın keşfinden sonra, Einstein yanlış farz ettiği evrenin statik olduğu fikrini “en büyük hatası” olarak kabul etti.Tek başına ele alındığında, deneylerle gözlemlenebilir ve orijinal olarak formülleştirdiği denklemlerin özel çözümlerini kullanarak teorik hesaplamalarını karşılaştırabildiği (büyük kütlelerin ışığı bükmesi veya Merkür gezegeninin devinimi gibi gözlemler boyunca) genel izafiyet evrenin genişlemesini öngörebilirdi.

1931’de Einstein modern kozmolojide gözlemlenebilir bir temel sağlayan Hubble’a teşekkür etmek için Mount Wilson’a gitti.

Kozmoloji sabiti geçmiş on yılda karanlık enerji için bir hipotez olarak tekrar ilgi çekmeye başladı.

Kırmızıya kayma ve mesafe arasındaki doğrusal ilişkinin keşfi, durgun hız ve aşağıdaki gibi Hubble kanunu için basit bir matematiksel gösterim oluşturan kırmızıya kayma arasındaki doğrusal hız ile birleşir:

formula_1

burada,

Hubble kanununun durgun hız ve mesafe arasında temel bir ilişki oluşturduğu düşünülür. Ancak, durgun hız ve kırmızıya kayan değerler arasındaki ilişki kabul edilmiş kozmolojik modele bağlıdır ve küçük kırmızı kaymalar dışında oluşmaz.
Hubble küresinin yarıçapından "r"  daha büyük mesafeler "D" için, nesneler ışık hızından daha hızlı bir oranda uzaklaşırlar (Önemli bir tartışma için Uygun Aralık Kullanımları’na bakınız.):"v" = "dD/dt").

Hubble “sabiti” zamanda değil, sadece uzayda bir sabit olduğundan, Hubble küresinin yarıçapı çeşitli zaman aralıklarında artabilir ya da azalabilir.

Altsimge '0' bugünkü Hubble sabitini gösterir.

Bugünkü kanıt evrenin hızlanan genişlemesini (Hızlanan evrene bakınız.) öne sürmektedir, yani herhangi bir galaksi için, durgun hız dD/dt galaksiler daha uzağa gittikçe zamanla artmaktadır. Ancak Hubble parametresinin aslında zamanla azaldığı düşünülür. Bu da eğer bazı sabit uzaklıktaki farklı galaksilere bakarsak ve onları izlersek, galaksilerin aynı uzaklıktaki diğer galaksilerden daha küçük bir hızla geçtiği anlamına gelirdi.

Kırmızıya kayma, uzak yıldızsı gökcisimleri için hidrojen α-çizgileri gibi bilinen bir dalgaboyunu belirleyerek ve hareketli bir kaynakla karşılaştırılan önemsiz bir kaymayı bularak ölçülebilir. Bu kırmızıya kayma deneysel gözlemler için kesin bir miktardır. Kırmızıya kayma ve durgun hız ilişkisi diğer bir maddedir. Daha ayrıntılı tartışma için Harrison’a bakınız.

Kırmızıya kayma "z", genellikle kırmızıya kayma hızı olarak tanımlanır, doğrusal bir Doppler etkisinden dolayı olsaydı durgun hız aynı kırmızı kaymayı oluşturabilirdi (Evrenin kozmolojik genişlemesinin neden olduğu kırmızıya kayma aynı durum değildir, çünkü hızlar Doppler kaymasında göresiz bir formül kullanmak için çok büyüktür.) Bu kırmızıya kayma hızı kolayca ışık hızını aşabilir.Diğer bir deyişle, kırmızıya kayma hızını "r"  belirlemedeki ilişkide şu :

Yani kırmızıya kayma hızı ve kırmızıya kayma arasında önemli bir fark yoktur: katı bir şekilde birbiriyle orantılıdır ve teorik nedenlere dayanmaz. "Kırmızıya kayma hızı" terminolojisi ötesindeki istek Fizeau-Doppler formülünün düşük bir hızla basitleştirilmesinden oluşan kırmızıya kayma hızıyla uyumludur.

"λ", "λ" sırasıyla gözlemlenen ve gönderilen dalgaboylarıdır. “Kırmızıya kayma hızı” büyük hızlarda gerçek hızla ilgili değildir, ancak bu terminoloji gerçek hız olarak yorumlanırsa bir karmaşa yaratır. Bir sonraki başlıkta kırmızıya kayma veya kırmızıya kayma hızı ve durgun hız arasındaki bağlantı tartışılacaktır. Bu tartışma Sartori’ye dayanır.

R(t)’nin evrenin aralık faktörü olduğunu farzedin ve o seçilen kozmolojik modele bağlı olacak bir şekilde evrenin genişlemesini arttırır. Birlikte hareket eden noktalar arasında ölçülen mesafelerin R’yi orantılı bir şekilde arttıracağı anlamına gelir.(Birlikte hareket eden noktalar uzayın genişlemesinin bir sonucu olmasının dışında birbirlerine göre göreceli olarak hareket etmez.) Diğer bir deyişle:

Eğer ışık "t" zamanında bir galaksiden yansırsa ve biz onu "t" zamanında alırsak, evrenin genişlemesinden doğan bir kırmızı kayma oluşur ve bu kırmızı kayma "z" basitçe şöyledir:

"D" mesafesinde bir galaksi farz edin ve bu mesafe belli oranda zamanla "dD " değişir. Bu durma oranına “durgun hız” vr deriz.

Hubble sabitini şöyle tanımlarız:

Hubble kanunu şöyle keşfederiz:

Bu açıdan Hubble kanunu (i) evrenin genişlemesine katkıda bulunan durgun hız ve (ii) nesnenin uzaklığı arasındaki temel bağlantıdır; kırmızıya kayma ve mesafe arasındaki bağlantı Hubble kanunu ile gözlemleri birbirine bağlamak için kullanılan bir destektir. Bu kanun Taylor serisi genişlemesi yapılarak ortalama bir şekilde kırmızıya kayma "z" ile ilişkilendirilebilir:

Eğer mesafe çok büyük değilse, modelin diğer tüm zorlukları küçük düzeltmeler olmaya başlar ve zaman aralığı basitçe aralığın ışık hızına bölünmesidir:

Bu yaklaşıma göre, "cz" = "v" ilişkisi modele bağlı büyük kırmızıya kaymalarla yer değiştirmesi için düşük kırmızıya kaymalarda ortalama olarak geçerlidir. Hız-kırmızıya kayma şekline bakınız.

Kurallara uygun konuşulduğunda, formüldeki ne "v" ne de "D"doğrudan gözlenebilir, çünkü onlar şimdi bir galaksinin özellikleridir; oysaki gözlemlerimiz geçmişteki galaksiyi kastedmektedir, bu zamanda biz ışığın bıraktıklarını görmekteyiz.

Göreceli olarak yakın galaksiler (kırmızıya kayma "z" bütünlükten daha azdır) için, "v" ve "D" çok değişmeyecektir ve v, formula_15 formülü kullanılarak tahmin edilebilir, "c" ışık hızıdır. Bu bize Hubble’ın bulduğu basit formülü vermektedir.

Uzak galaksiler için, "v" (veya "D") "H"’nin zamanla nasıl değiştiğini gösteren ayrıntılı bir model belirlemeden z’den hesaplanamaz. Kırmızıya kayma ışığın gösterdiği zamanda durgun hızla doğrudan bağlantılı değildir, fakat basit bir yoruma sahiptir: foton gözlemciye doğru hareket ederken, "(1+z)" evrenin genişleme faktörüdür.

Mesafeleri belirlemek için kullanılan Hubble kanununda, evrenin genişlemesinden ötürü sadece hız kullanılabilmektedir. Kütleçekimsel olarak etkileşen galaksiler evrenin büyümesinden bağımsız birbirine göre hareket ederler; bu göreceli hızlar özgün hızlar olarak adlandırılır veHubble kanununun uygulaması için hesaba katılması gerekir.

Finger of God etkisi bu olgunun tek sonucudur. Galaksiler veya planet sistemleri gibi kütleçekime bağlı sistemlerde, uzay genişlemesi yerçekimi çekim kuvvetinden daha zayıf etkiye sahiptir.

Düzenli olarak genişleyen bir evren için ideal Hubble kanununun matematiksel türevi, 3 boyutlu Cartesian/Newtonian koordinat düzleminin epey basit geometrik bir teorisidir. Metrik uzay olarak düşünülür ve tamamen homojen ve izotropiktir (yer ve yön ile değişmeyen özellikler). Basitçe bu teoride anlatılır:

Yerel olarak homojen ve izotr