我有点糊涂了，谁比较清楚啊？还有什么可观测宇宙什么的。

我大致清楚了：假设宇宙空间各处同等速度膨胀，a距离地球1亿光年，b距离地球2亿光年，若干年t后，前者变为1.1亿光年，后者变为2.2亿光年，则前者退行速度为0.1亿光年/t，后者为0.2亿光年/t，可见越远的空间退行的越快，且退行速度与距离成正比，这就是哈勃定律。利用红移量算出远离速度再通过哈勃定律就能测出距离（星系自行运动速度相对空间膨胀速度很小，影响不大）。假设测得某星系距离100亿光年，其物理含义是100亿年前它在离我们100亿光年的地方（绝对时空下），我们看到的也是100亿年前的它。而现在的它在当前空间下位置距离为当前距离加过去100亿年间∫vdt，v为该星系相对我们的空间膨胀速度（从现在往后100亿年测得），由于空间膨胀速度不受光速限制（哪怕1亿km若干年后变成1.00000001km，几十亿年外的膨胀速度也是惊人的大）。

红移表示的观测者接受到的光相对于光源与观测者空间距离不变时光的波长或频率的变化，给定一个参考系，光源间隔时间t发出不同相位的两个场强振动(设其在相对光源静止的参考系O下波段距离为l0，其红移量易知为发出时刻t1光源后退量l1(参考系O）,加上接受时刻t2观测者后退量l2(参考系O'），再加上Δl=∫(l0+l1)k即从t1到t2的积分，其中k为空间随时间的膨胀系数，即红移量为l=l1+l2+Δl。

红移表示的观测者接受到的光相对于光源与观测者空间距离不变时光的波长或频率的变化，给定一个参考系，光源间隔时间t发出不同相位的两个场强振动(设其在相对光源静止的参考系O下波段距离为l0，其红移量易知为发出时刻t1光源后退量l1(参考系O）,加上接受时刻t2观测者后退量l2(参考系O'），再加上Δl=∫(l0+l1)k即从t1到t2的积分，其中k为空间随时间的膨胀系数，即红移量为l=l1+l2+Δl。

k为单位时间单位长度的膨胀量。由于光速远大于光源或观测者的移动速度，所以红移量约等于kl0Δt。当光源发出光后，若干年后，其到达距离满足ds/dt=c＋ks，为一阶常系数非齐次线性微分方程。

可知经过t时间，从光源到达另一点，现在它们间的客观空间距离为s=c[(e^(-kt)-1]/k，c为光速，k为单位时间单位长度的空间膨胀增加长度。一光周期红移量约为l=kλt，则对观测者来说，其观测到一束光时，光源现在所在距离与红移量的比值为n=c(e^(-kt)-1）/(k^2λt)。而t=-(ln(ks/c+1)）/k，代入得n=-s/(λln(ks/c+1)），显然并不为常数，所以哈勃定律阐述的应该是红移量与光源发出时离我们的距离成正比，而不是现在离我们的距离。

三个概念：1、我们现在看到的宇宙星系离我们的距离(其发出时)满足哈勃定律，但并不表示现在接收到的100亿光年远的星系的光是100亿年前发出的；2、我们现在看到的星系其现在距离比发出时遥远；3、当遥远星系发出的光因为宇宙膨胀永远到不了我们这里时，其临界可称为可观测宇宙。