ハッブル半径、ハッブル球、ハッブル体積、またはハッブルの地平線とは、ある時間において観測者に対して光速よりも遅い速さで移動する粒子の境界を定義する概念的な地平線のことである。 なお、これは粒子が観測できないことを意味するものではなく、過去からの光は観測者に届いており、今後もしばらくは届き続ける。 また、もっと重要なことは、現在の膨張モデルでは、ハッブル半径から放射される光は有限の時間で私たちに到達することです。 ハッブル半径からの光は絶対に届かないというのは、よくある誤解です。 時間とともに H が減少するモデル（フリードマン宇宙のいくつかのケース）では、ハッブル半径上の粒子は光速で我々から後退するが、ハッブル半径は時間とともに大きくなるので、ハッブル半径上の粒子から我々に向かって発せられた光は、しばらくしてハッブル半径の内側に入ることになる。 このようなモデルでは、宇宙の事象の地平線以上から発せられた光だけが、有限の時間の中で決して我々に到達しない。

物体のハッブル速度は、ハッブルの法則

v = x H {displaystyle v=xH} で与えられる。

.

vを光速c{displaystyle c}

に置き換えて、固有距離x{textstyle x}

ここで、ハッブル球の半径は r HS ( t ) = c H ( t ) {displaystyle r_{text{HS}}(t)={}frac {c}{H(t)}} として求めることができる。

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加速し続ける宇宙では、2つの粒子がハッブル半径より大きい距離で離れていると、これから先、互いに会話することはできません（過去にそうだったのではなく、今のように）。しかし、互いの粒子の地平線の外にいれば、通信することはなかったかもしれないのです。 宇宙の膨張の形態によっては、将来的に情報交換ができるようになるかもしれない。 今日は、

r HS ( t 0 ) = c H 0 {displaystyle r_{text{HS}}(t_{0})={{frac {c}{H_{0}}}}}} を紹介します。

,

4.1gaparsecs ほどのハッブル水平線を得ることができます。

また、ハッブル半径をスケールファクターで単純に割ることで、移動ハッブル水平線を定義することもできます

r HS , c o m o v i n g ( t ) = c a ( t ) H ( t ) {displaystyle r_{{THE_HS}},\mathrm {comoving}} 。 }(t)={frac {c}{a(t)H(t)}}}