허블상수를 정확히 구하기 위해서는 후퇴하는 천체의 시선속도와 거리를 정확히 측정하여야 한다. 하지만 정확한 측정을 하는데는 여러가지 복잡한 문제가 있다. 예를 들면, 밝기의 감소가 r2에 정확히 반비례하지 않는 것과 관측하는 은하의 운동 상태 등이 적색편이에 미치는 영향에 대해 적절한 보정이 뒤따라야 한다. 또 우주팽창의 일반성을 얻기 위해서는 광범위한 영역의 측정이 필요한데 관측범위의 한계가 있으며 근거리와 원거리에 대한 관측 방법의 차이로 인한 계통적 오차 등도 발생할 수가 있다. 아래에 열거된 문제점들은 천체의 거리와 적색편이를 측정할 때에 고려되어야 할 사항들이다.

은하의 회전 : 우리 은하는 회전하므로 태양은 중심에 대해 약 215㎞/sec의 접선속도를 갖는다. 이것은 먼 은하들의 스펙트럼의 적색 및 청색 이동에 계통적 오차를 줄 수 있으므로 관측된 적색이동에 대해 보정을 해야 한다.
구경 : 거리와 수차 때문에 먼 거리에 있는 천체의 넓이는 더욱더 작아진다. 모든 은하의 겉보기 밝기를 관찰할 때는 표준이 되는 구경을 사용하여 적절한 보정을 해야한다.
k항 : 적색이동은 먼 천체로부터 오는 빛의 진동수 분포를 왜곡시킬 수가 있다. 그래서 가시광과 청색광 영역의 강도가 근거리에서 오는 빛보다 크게 나타난다.
흡수선 : 우리 은하는 외부 은하로부터 오는 빛의 일부를 흡수한다고 알려져 있다. 우리 은하를 무한히 평탄한 판으로 볼 경우 우리에게 오는 빛이 은하를 통과해야 할 거리는 cosec b (b는 시선과 은하면과의 각도) 에 비례하게 된다. 따라서 빛의 밝기는 exp[-λcosec b]에 비례하여 약해질 것이다. (λ:상수)
절대광도의 불확실성 : 거리 척도 피라미드(distance scale pyramid)를 적용할 때 처녀좌와 같은 은하단들에 대한 거리의 변화는 절대광도의 보정을 필요로 하게 되며, 허블상수 값에 직접적인 영향을 주게 된다.
스캇 효과(Scott Effect) : 은하군의 절대 광도에 정확한 상한값이 없을 경우, 먼 거리에 있어 많은 은하군들을 선택하려는 경향이 가장 밝은 은하들이 절대 광도가 z에 비례하여 커지게 할 수 있다. 이로 인해 감속 파라미터 q0 값을 보다 크게 측정하게 된다. 하지만 H0값에 대해서는 큰 영향을 끼치지 않는다.
Shear Field : 은하의 속도장(field)의 국부적인 비등방성이 있을 경우 적색편이(cz)가 4000㎞/sec 보다 작으면 우주의 일반적인 팽창을 정확히 나타낼 수가 없다.
나이 효과 : 빛의 유한한 속도 때문에 먼 거리의 천체는 보다 과거의 모습이 관측된다. 젊은 은하들은 계통적으로 밝기가 다를 가능성이 있다.