$q_0$ aus Leuchtkraft-Rotverschiebungs-Relation (Hubble-Diagramm)

Dies ist die gebräuchliste und auch verläßlichste Methode, $q_0$ zu bestimmen.

Das Konzept, was benutzt wird, ist das der Standardkerze. Standardkerzen sind Objekte bekannter absoluter Helligkeit $M$, welche nur wenig dispergiert und somit bei einer Messung der scheinbaren Helligkeit $m$ die echte Entfernung angeben kann. Dafür benutzt man die bekannte Beziehung $m-M=5lg\,(r/Mpc)+25+A(r)$ und setzt die Hubble-Beziehung $c\cdot z= H_0 r$ für $r$ ein: $lg\,\left( \frac{cz}{km\,s^{- 1}}\right)=0,2m - \left[ 0,2M+5-lg \left(H_0 \frac{km\, s^{-1}}{Mpc} \right) \right] -0,2A(r)$ Dabei wird $cz$ aus dem Spektrum gemessen, $m$ gemessen ($M$ ist ja von der Standardkerze bekannt) und $A(r)$ irgendwie gemessen.

Die Auftragung von $lg\,cz$ über ein gemessenes $m$ zeigt eindrucksvoll die lineare Expansion des Universums: Die Meßpunkte liegen auf einer Geraden mit der Steigung 0,2.

Bestimmung von $q_0$: Die Friedmann-Modelle sagen eine leichte Abweichung von dieser Linie zu großen $z$'s voraus, auch in leeren Universen (abhängig von $\Omega_0$). Größere Abweichungen von der o.g. Geraden bei gegebener scheinbarer Helligkeit können darauf hinweisen, daß die Expansion des Universums abgebremst oder beschleunigt wird.