哈勃體積或哈勃球（英語：Hubble volume 或 Hubble sphere）是宇宙學中包圍觀測者的球區域，在哈勃球之外, 觀測者不能觀察到被退行速度超過光速之外的區域包圍的範圍[1]。
哈勃球的同移半徑是，此處的是光速，是哈勃常數。 更通俗的說，"哈勃體積"是可以是用於空間中體基的因次是的任何區域。
哈勃體積經常 (但是錯誤的) 被視為可觀測宇宙的同義詞，但是後者其實是大於哈勃體積的[2][3]。哈勃體積為光爆因子中的最基本單位，為宇宙中10^10億分之一的體積，是10正2*10^11次方。
改變的宇宙膨脹
的距離是所知的"哈勃長度"。在標準宇宙模型它等於139億光年，相似但較大於宇宙年齡的倍。這是因為給出的宇宙年齡是回推的推論法，它假設自大爆炸以來每個星系的退行速度都是不變的。事實上，因為重力退行速度最初會減速，而現在由於暗能量而加速，所以只是近似於真實的年齡。
哈勃極限
哈勃體積的邊界是所知的「哈勃極限」（Hubble limit）。依據哈勃定律，位於哈勃極限的天體相對於地球上觀測者的平均同移速度是c。這是意味深長的，因為在哈勃參數是恆定的宇宙，目前在哈勃極限之外的天體所發出來的光，永遠不會被地球上的觀測者看見。但是，哈勃「常數」不是恆定的。在減速的傅里德曼宇宙，哈勃球膨脹的比宇宙快，它的邊界超越退行星系發出的光。在加速的宇宙，哈勃球膨脹的比宇宙慢，天體會移動到哈勃球的外面[1]。所以哈勃球極限不需要定義宇宙論的視界（也就是說，正被邊界分離的事件有時可以看得見，或是其它的部分是永遠看不見[4]），因為（取決於宇宙模型）在該天體剛超越哈勃極限的較早時間發射的光依然可以進入球的內部而被我們看見[2]。如果，如同目前的觀測推斷出，膨脹的宇宙事實上是在加速中[5]，則在稍後的時間，一些仍在哈勃極限內的天體將不會如現在一樣繼續被我們觀測到。
因果極限
空間中的每個任意點都被其哈勃體積包圍。移動速度比光快並且存在於不同因果關係域中的點無法通信，除非它們被纏結。另一方面，因果關係可以通過額外的中間區域，但這會增加雜訊。如果空間中兩個不同點之間有許多哈勃體積，則它們存在於同一宇宙中的可能性幾乎恰好為零。
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參考資料
外部連結
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