後退速度

遠ざかる速度とは、宇宙の膨張の結果として銀河系 外天体が観測者から遠ざかる（遠ざかる）速度のことである。^[1]遠ざかる速度は、天体から放射されるスペクトル線の波長のシフトを観測することで測定でき、このシフトは天体の宇宙赤方偏移として知られている。

ハッブルの法則は、銀河の距離と遠ざかる速度の関係であり、数百メガパーセクまでの距離にある銀河ではほぼ線形である。次のように表される。

${\displaystyle v_{r}=H_{0}D\ +v_{pec}}$

ここで、はハッブル定数、は固有距離、は天体の遠ざかる速度、 は天体の 固有速度です。 ${\displaystyle H_{0}}$${\displaystyle D}$${\displaystyle v_{r}}$${\displaystyle v_{pec}}$

銀河の遠ざかる速度は、その放射スペクトルに観測される赤方偏移から計算できる。ハッブルの法則の応用例の 1 つは、遠ざかる速度の測定値に基づいて銀河までの距離を推定することである。しかし、比較的近くにある銀河の場合、固有速度は遠ざかる速度と同等かそれよりも大きいことがあり、その場合、ハッブルの法則では赤方偏移に基づく物体の距離の適切な推定値が得られない。場合によっては ( 250 万光年離れており 300 km/s で地球に近づいているアンドロメダ銀河や、 1200 万光年離れており 34 km/s で近づいているメシエ 81など) 、固有速度の結果として負になる (つまり、銀河のスペクトルが青方偏移して観測される) ことがある。 ${\displaystyle v_{r}}$