ในจักรวาลวิทยาปริมาตรฮับเบิล (ตั้งชื่อตามนักดาราศาสตร์เอ็ดวิน ฮับเบิล ) หรือทรงกลมฮับเบิลทรงกลม ความเร็วต่ำกว่าแสง ทรงกลมเชิงสาเหตุและทรงกลมแห่งความเป็นเหตุเป็นผลคือบริเวณทรงกลมของเอกภพที่สังเกตได้ซึ่งล้อมรอบผู้สังเกตการณ์ โดยที่วัตถุต่างๆ จะถอยห่างจากผู้สังเกตการณ์ในอัตราที่มากกว่าความเร็วแสงเนื่องจากการขยายตัวของเอกภพ[ ^{1 ] ปริมาตร}ฮับเบิลมีค่าประมาณเท่ากับ 10 ³¹ลูกบาศก์ปีแสง (หรือประมาณ 10 ⁷⁹ลูกบาศก์เมตร)

รัศมีที่แท้จริงของทรงกลมฮับเบิล (เรียกว่ารัศมีฮับเบิลหรือความยาวฮับเบิล ) คือโดยที่คือความเร็วแสงและคือค่าคงที่ฮับเบิลพื้นผิวของทรงกลมฮับเบิลเรียกว่าขอบฟ้าไมโครฟิสิกส์^{[ 2 ]}พื้นผิวฮับเบิลหรือขีดจำกัดฮับเบิ ล${\displaystyle c/H_{0}}$${\displaystyle c}$${\displaystyle H_{0}}$

โดยทั่วไปแล้ว คำว่าปริมาตรฮับเบิลสามารถนำไปใช้กับบริเวณใดๆ ของอวกาศที่มีปริมาตรอยู่ในระดับอย่างไรก็ตาม คำนี้มักถูกใช้ (แต่เข้าใจผิด) เป็นคำพ้องความหมายของเอกภพที่สังเกตได้ซึ่งเอกภพที่สังเกตได้นั้นมีขนาดใหญ่กว่าปริมาตรฮับเบิล^{[ 3 ] [ 4 ]}${\displaystyle (c/H_{0})^{3}}$

จุดศูนย์กลางของปริมาตรฮับเบิลและเอกภพที่สังเกตได้นั้น ไม่ได้กำหนดขึ้นอย่างเป็นทางการเมื่อเทียบกับเอกภพโดยรวม แต่จะอยู่รอบจุดกำเนิด (ผู้สังเกตการณ์ที่ไม่ระบุตัวตนหรือระบุตัวตน)

ความยาวฮับเบิลคือ 14.4 พันล้านปีแสงในแบบจำลองจักรวาลวิทยามาตรฐานซึ่งเทียบเท่ากับเวลาฮับเบิลเวลาฮับเบิลเป็นส่วนกลับของค่าคงที่ฮับเบิล^{[ 5 ]}และมีค่ามากกว่าอายุของจักรวาล เล็กน้อย (13.8 พันล้านปี) เนื่องจากเป็นอายุที่จักรวาลจะมีหากการขยายตัวเป็นเส้นตรง^{[ 6 ]}${\displaystyle c/H_{0}}$${\displaystyle c}$

สำหรับวัตถุที่ขีดจำกัดฮับเบิล พื้นที่ระหว่างเรากับวัตถุที่สนใจมีอัตราการขยายตัวเฉลี่ยเท่ากับcดังนั้น ในเอกภพที่มีพารามิเตอร์ฮับเบิล คง ที่ แสงที่ปล่อยออกมาในปัจจุบันโดยวัตถุที่อยู่นอกขีดจำกัดฮับเบิลจะไม่ปรากฏให้ผู้สังเกตการณ์บนโลกเห็น นั่นคือ ขีดจำกัดฮับเบิลจะตรงกับขอบฟ้าเหตุการณ์ ทางจักรวาลวิทยา (ขอบเขตที่แยกเหตุการณ์ที่มองเห็นได้ในบางช่วงเวลาและเหตุการณ์ที่ไม่เคยปรากฏให้เห็น^{[ 7 ]} ) ดูรายละเอียดเพิ่มเติมได้ ที่ขอบฟ้าฮับเบิล

อย่างไรก็ตามพารามิเตอร์ฮับเบิลไม่คงที่ในแบบจำลองจักรวาลวิทยาต่างๆ^{[ 3 ]}ดังนั้นขีดจำกัดฮับเบิลจึงไม่ตรงกับขอบฟ้าเหตุการณ์จักรวาลวิทยาโดยทั่วไป ตัวอย่างเช่น ในเอกภพฟรีดมันน์ที่ชะลอตัวลง ทรงกลมฮับเบิลจะขยายตัวตามเวลา และขอบเขตของมันจะแซงหน้าแสงที่ปล่อยออกมาจากกาแล็กซีที่อยู่ไกลออกไป ดังนั้นแสงที่ปล่อยออกมาในช่วงเวลาก่อนหน้านี้จากวัตถุที่อยู่นอกปริมาตรฮับเบิลอาจมาถึงภายในทรงกลมและถูกเรามองเห็นได้ในที่สุด^{[ 3 ]}ในทำนองเดียวกัน ในเอกภพที่เร่งความเร็วขึ้นโดยมีค่าคงที่ฮับเบิลลดลง ปริมาตรฮับเบิลจะขยายตัวตามเวลาและสามารถแซงหน้าแสงจากแหล่งกำเนิดที่ก่อนหน้านี้ถอยห่างออกไปเมื่อเทียบกับเรา^{[ 3 ]}ในทั้งสองกรณีนี้ ขอบฟ้าเหตุการณ์จักรวาลวิทยาจะอยู่เลยขอบฟ้าฮับเบิลไป ในเอกภพที่มีค่าคงที่ฮับเบิลเพิ่มขึ้น ขอบฟ้าฮับเบิลจะหดตัวลง และขอบเขตของมันจะแซงหน้าแสงที่ปล่อยออกมาจากกาแล็กซีที่อยู่ใกล้กว่า ดังนั้นแสงที่ปล่อยออกมาในช่วงเวลาก่อนหน้านี้โดยวัตถุภายในทรงกลมฮับเบิลจะถอยห่างออกไปนอกทรงกลมในที่สุดและเราจะไม่มีวันได้เห็น^{[ 1 ]}หากการหดตัวของปริมาตรฮับเบิลไม่หยุดลงเนื่องจากปรากฏการณ์ที่ยังไม่ทราบแน่ชัด (ข้อเสนอแนะหนึ่งคือ "การเปลี่ยนเฟสในช่วงต้น") ปริมาตรฮับเบิลจะกลายเป็นจุดเกือบสมบูรณ์ (เนื่องจากหลักการความไม่แน่นอน เอกภาวะบริสุทธิ์จึงเป็นไปไม่ได้ นอกจากนี้ สัดส่วนของการปฏิสัมพันธ์ภายในของพวกมันยังมีพลังงานมากพอที่จะสร้างอนุภาคที่หลุดรอดออกไปได้ผ่านการอุโมงค์ควอนตัม) ซึ่งตรงตามเกณฑ์ของบิ๊กแบง เหตุผลของมุมมองนี้คือจะไม่มีปริมาตรฮับเบิลที่ต่ำกว่าความเร็วแสง และการขยายตัวที่เร็วกว่าความเร็วแสงแบบจุดต่อจุด (การสรุป ทฤษฎี บิ๊กแบง ) จะมีอยู่ทุกที่หรืออย่างน้อยก็ในบริเวณกว้างใหญ่ของเอกภพ ในจักรวาลวิทยาแบบวัฏจักรนี้ (มีจักรวาลวิทยาแบบวัฏจักรเวอร์ชันอื่นๆ อีกมากมาย) เอกภพจะขยายตัวอยู่เสมอและไม่กลับไปสู่ขนาดเริ่มต้นที่เล็กกว่า (จักรวาลวิทยาแบบวัฏจักรที่ไม่สอดคล้องกับรูปร่างหรือแบบขยายตัวตามรูปร่างที่ไม่ใช่แบบเพนโรส)

การสังเกตการณ์บ่งชี้ว่าการขยายตัวของจักรวาลกำลังเร่งตัวขึ้น [ ^{8 ]}และค่าคงที่ฮับเบิลก็คาดว่าจะลดลง^{[ 9 ] ดังนั้น}แหล่งกำเนิดแสงที่อยู่นอกขอบฟ้าฮับเบิลแต่ภายในขอบฟ้าเหตุการณ์จักรวาลวิทยาจึงสามารถมาถึงเราได้ในที่สุด ผลลัพธ์ที่ค่อนข้างขัดกับสัญชาตญาณคือโฟตอนที่เราสังเกตจากช่วง 5 พันล้านปีแรกของจักรวาลมาจากบริเวณที่กำลังและเคยเคลื่อนที่ออกห่างจากเราด้วยความเร็วเหนือแสง^{[ 3 ]}

• กฎของฮับเบิล
• ขอบฟ้าของกล้องโทรทัศน์ฮับเบิล
• ขอบฟ้าอนุภาค

• การจำลองปริมาตรของฮับเบิล