哈勃極端深場的一部分，在全紫外-可見光-紅外光線下，獲得了迄今為止最深遠的圖像。這裡顯示的不同星系距離不同，紅移也不同，這讓我們能夠理解宇宙今天是如何膨脹的，以及膨脹率是如何隨時間變化的。可觀測到的宇宙是一個巨大的地方，大約有兩萬億星系散布在宇宙的各個方向，距離我們數百億光年。自從1920年代，當我們第一次明確地表明，這些星系是遠遠超出銀河系的範圍通過精確測量的距離，一個事實跳出來：一個星系是越遠，越偏向向紅色。
這個關係（紅移和距離之間的關係）第一次被畫出來的時候，看起來像一條直線：看得越遠，遠處物體的紅移就越大，而且是成正比的。如果測量這條線的斜率，你會得到一個值，通俗地說就是哈勃常數。但它實際上根本不是一個常數，因為它隨著時間而變化。這背後的科學原因是什麼？。
說明紅移如何在膨脹的宇宙中起作用。當一個星系變得越來越遠時，它發出的光必須經過越來越遠的距離，並在不斷膨脹的宇宙中停留更長的時間。在一個暗能量佔主導的宇宙中，這意味著單個星系在遠離我們的衰退中似乎會加速，但也意味著今天會有遙遠的星系的光第一次到達地球。在我們的宇宙中，光並不是簡單地在固定不變的空間中傳播，到達目的地時具有與光源發出光時相同的特性。相反，它必須應對一個額外的因素：宇宙的膨脹。正如你上面看到的，空間的膨脹影響了光本身的性質。特別是，當宇宙膨脹時，穿過那個空間的光的波長會被拉長。
如果空間以恆定不變的速度膨脹，那麼這正好可以解釋「哈勃常數」恆定不變得值。作為一個光子，以接近光子的兩倍的空間旅行，波長將經歷兩倍的拉伸——或紅移——與更接近的光子相比。
遙遠星系的紅移距離關係。不完全落在直線上的點是由於特殊速度的差異造成的輕微的不匹配，這種速度的差異只與所觀察到的整體膨脹有輕微的偏差。在真實的宇宙中，這種關係並不像這個故事那麼清晰，而且有很好的理由：星系不僅僅停留在膨脹的宇宙中。此外，它們還能感受到與它們有因果聯繫的其他物體的引力，以不同的速度把它們往不同的方向拉。
星系發出的光看起來越紅，離我們越遠，這一觀點只有在平均水平上是正確的；對於任何一個單獨的星系，都會有額外的紅移或藍移疊加在上面。這個額外的信號對應於星系相對於空間結構本身的運動，天文學家稱之為特殊速度。除了膨脹的宇宙對穿過它的光的影響，星系本身的個別運動——都卜勒頻移——影響我們測量的每一個單獨的數據點。
我們附近宇宙中密度過高(紅色)和密度過低(藍色/黑色)區域的二維切片。這些線和箭頭說明了特殊速度流的方向，這是引力對我們周圍星系的推拉。然而，所有這些運動都嵌入到膨脹空間的結構中，所以測量/觀測到的紅移或藍移是空間膨脹和遠處被觀測物體運動的組合。但是空間的膨脹不僅僅是一種觀測現象；它在實際觀測之前就已經在理論上被預測出來了。早在1922年，一位名叫亞歷山大·弗裡德曼的蘇聯科學家就在愛因斯坦的廣義相對論中找到了時空方程的一個非常特殊的解。
弗裡德曼宇宙意識到，在大尺度上，兩個各向同性的和均勻的，那麼可以推出兩個獨特的方程-弗裡德曼方程，支配宇宙。
第一個弗裡德曼方程詳細描述了左邊的哈勃膨脹率(平方)，它控制著時空的演化。特別地，這些方程最重要的特徵是一個靜態的宇宙是不可能的：宇宙一定在膨脹(或收縮)，因此，來自遙遠物體的光必須相應地紅移(或藍移)。這些方程後來由多位科學家獨立推導出來：喬治·勒梅特爾、霍華德·羅伯遜和亞瑟·沃克都把自己的名字與這些方程的各種基本組成部分聯繫起來。
但你應該注意到這個方程最大的特點很簡單：它有兩邊，左邊和右邊。左邊是宇宙的膨脹率——我們一直稱它為哈勃常數——右邊是一系列項，它們對應於同一宇宙中所有物質和能量形式的不同密度。
第一個弗裡德曼方程，按照今天的傳統寫法(用現代符號)，左邊詳細描述了哈勃膨脹率和時空演化，右邊包括所有不同形式的物質和能量，以及空間曲率。這被稱為宇宙學中最重要的方程，弗裡德曼1922年推導出了它的現代形式。現在，你要考慮的重要事情是：當宇宙膨脹時，物質密度或能量密度這樣的量會發生什麼變化？正確的答案是：「這取決於你擁有哪種物質或能量。」例如，當宇宙膨脹時，它的體積增加，但它內部的粒子總數保持不變。輻射，像光子一樣，也被拉伸到更長的波長(和更低的能量)，而暗能量，作為空間結構本身固有的一種能量形式，即使在宇宙膨脹的時候也有一個恆定的能量密度。
隨著時間的推移，膨脹宇宙的體積會增加，這意味著，在一個基本水平上，所有單獨組成部分的能量密度並不需要保持不變。
物質(頂部)、輻射(中部)和宇宙常數(底部)如何在膨脹的宇宙中隨時間演化。隨著宇宙的膨脹，物質的密度會降低，但輻射也會變得更冷，因為它的波長會被拉伸到更長的、能量更低的狀態。另一方面，暗能量的密度，如果它像現在所認為的那樣：作為空間本身固有的能量的一種形式，那麼它的密度將真正保持不變。根據弗裡德曼方程，我們知道一個能量密度較大的宇宙將以較快的速度膨脹，而能量密度較小的宇宙則必須以較慢的速度膨脹。只要能量密度不總是保持不變，膨脹率也必須改變。膨脹率如何隨時間演變的大問題，完全取決於我們宇宙中存在的東西。
在一個不斷膨脹的宇宙中，存在著許多可能的成分，而每一種成分都將根據該特定能量形式固有的獨特屬性而進化。輻射和中微子是最重要的成分，就能量而言，在很長一段時間以前，後來被正常物質和暗物質取代，成為主要成分。隨著我們進入遙遠的未來，暗能量將佔據主導地位，最終導致哈勃速率漸近於一個有限的、非零的值。
宇宙能量密度的各種組成部分和貢獻者，以及它們在什麼時候佔主導地位。請注意，大約在最初的9000年裡，輻射在物質中佔主導地位，但相對於物質而言，它仍然是一個重要的組成部分，直到宇宙存在數億年，從而抑制了結構的引力增長。事實上，膨脹率和宇宙內容之間關係中最有用的部分是，它給了我們一種方法，可以同時測量兩件事：
目前宇宙膨脹的速度有多快，以及現在和過去，能量密度的不同重要組成部分的相對值。這樣想：今天到達我們眼睛的光，必須穿過膨脹的宇宙。來自附近星系的光只是在很短的時間之前才發出，而宇宙的膨脹率在這段時間內只發生了很小的變化。因此，附近的宇宙給了我們一個控制當前膨脹率的方法。然而，光需要數十億年的旅程才能到達我們。
表觀膨脹率(y軸)與距離(x軸)的關係圖與過去膨脹速度更快的宇宙是一致的，但如今遙遠的星系在衰退中正在加速膨脹。這是哈勃望遠鏡的現代版本，比它的原始版本擴展了數千倍。注意，這些點並不構成一條直線，這表示膨脹率隨時間的變化。宇宙遵循它所遵循的曲線，這一事實表明暗能量的存在，以及在後期的主導地位。通過對不同距離的星系進行測量，我們可以確定數十億年來膨脹率是多少(以及它是如何變化的)。宇宙膨脹率的變化告訴我們組成宇宙的不同成分是什麼，因為所有穿過宇宙的光都會經歷空間膨脹。
這也促使我們測量越來越遠的物體發出的光。如果我們想了解宇宙是如何形成今天的樣子的，以及膨脹率是如何演變的，那麼我們能做的最好的事情就是測量光在我們整個宇宙歷史中是如何向我們傳播的。有了我們今天所測量到的一切，我們不僅可以重建我們現在的宇宙是由什麼構成的，而且還可以重建我們過去每一個時刻的宇宙是由什麼構成的。
過去不同時期宇宙中不同能量成分的相對重要性。請注意，當暗能量在未來達到接近100%的時候，宇宙的能量密度(因此，膨脹率)將趨近於一個常數，但只要物質還在宇宙中，它就會繼續下降。哈勃宇宙膨脹率隨時間而變化的事實告訴我們，膨脹的宇宙不是一個恆定的現象。事實上，通過測量這個速率隨時間的變化，我們可以知道我們的宇宙是由什麼構成的這正是暗能量最初被發現的方式。
但「哈勃常數」本身是一個用詞不當的詞。它在今天的值在宇宙的任何地方都是一樣的，使它在空間上是常數，但在時間上不是常數。事實上，只要物質仍然存在於我們的宇宙中，它就永遠不會成為常數，因為體積的增加總是會使密度(和膨脹率)降低。也許是時候用一個更準確但很少使用的名字來稱呼它了:哈勃參數。它的現值也不是常數，也許今天應該稱為哈勃參數。隨著時間的推移，它不斷地揭示著我們不斷膨脹的宇宙的本質。